[논문 리뷰] The effects of self-interacting dark matter on the stripping of galaxies that fall into clusters

Ellen Sirks, Kyle A. Oman외 3명|arXiv (Cornell University)|2021. 09. 07.

Galaxies: Formation, Evolution, Phenomena참고 문헌 44인용 수 8

한 줄 요약

이 연구는 은하단 내 은하의 탈리개 현상에 대해 자기상호작용 암흑물질(SIDM)이 미치는 영향을 연구하기 위해 유체역학적 클러스터-EAGLE 시뮬레이션을 사용한다. SIDM 은하의 질량 손실은 CDM 은하보다 약 25% 더 크며, 완전히 파괴될 가능성도 30% 더 높다. 그러나 가장 강하게 탈리개된 은하들은 코어 형성과 항성 손실로 인해 관측 불가능해진다. 가장 유망한 관측적 검증 방법은 별질량 대 허브 질량 비율이며, 이 비율은 SIDM에서 은하단 내에서 필드 환경보다 13배 높고, CDM에서는 8배 높다.

ABSTRACT

We use the Cluster-EAGLE (C-EAGLE) hydrodynamical simulations to investigate the effects of self-interacting dark matter (SIDM) on galaxies as they fall into clusters. We find that SIDM galaxies follow similar orbits to their Cold Dark Matter (CDM) counterparts, but end up with ${\sim}$25 per cent less mass by the present day. One in three SIDM galaxies are entirely disrupted, compared to one in five CDM galaxies. However, the excess stripping will be harder to observe than suggested by previous DM-only simulations because the most stripped galaxies form cores and also lose stars: the most discriminating objects become unobservable. The best test will be to measure the stellar-to-halo mass relation (SHMR) for galaxies with stellar mass $10^{10-11}\,\mathrm{M}_{\odot}$. This is 8 times higher in a cluster than in the field for a CDM universe, but 13 times higher for an SIDM universe. Given intrinsic scatter in the SHMR, these models could be distinguished with noise-free galaxy-galaxy strong lensing of ${\sim}32$ cluster galaxies.

연구 동기 및 목표

• 자기상호작용 암흑물질(SIDM)이 은하단에 빠지는 은하의 질량 탈리개 및 궤도 역학에 미치는 영향을 조사하기 위해.
• 이전의 암흑물질 전용 시뮬레이션들이 관측 가능한 효과를 과도하게 예측한 바 있으므로, SIDM와 냉각 암흑물질(CDM) 간의 은하 진화 차이가 실제로 관측 가능한지 평가하기 위해.
• z=0에서의 관측 가능한 은하 성질에 초점을 맞춰, 은하단 환경에서 SIDM와 CDM를 구별할 수 있는 가장 견고한 관측적 검증 방법을 규명하기 위해.
• 유체역학적 시뮬레이션은 피드백과 별 형성 등을 포함하므로, 이전의 암흑물질 전용 연구와 달리, 복합 물리적 과정이 SIDM에 의한 파손에 미치는 영향을 평가하기 위해.
• 은하단과 필드 환경 간의 별질량 대 허브 질량 관계(SHMR)를 비교하여, SIDM에서의 과도한 탈리개 현상의 관측 가능성 수준을 정량화하기 위해.

제안 방법

• 냉각, 별 형성, AGN 피드백 등을 포함한 복합 물리 과정을 포함한 유체역학적 Cluster-EAGLE(c-eagle) 시뮬레이션을 사용하여, CDM 및 SIDM 설정 모두에서 시뮬레이션을 수행하였다.
• 자기상호작용 단면적 𝜎/m = 1 cm²/g로, 현재 관측 제약 조건과 일치하는 최상한 값으로 설정된 두 개의 안정된 클러스터(CE-05 및 CE-12)를 CDM 및 SIDM 조건에서 시뮬레이션하였다.
• z=14에서 z=0까지 30개의 스크래치에서 친구-친구(FoF) 및 Subfind 알고리즘을 사용해 은하를 추적하고, D-Trees 알고리즘을 활용해 CDM 및 SIDM 런 간의 은하를 매칭하여 융합 트리 구축을 수행하였다.
• z=0에서 매칭된 은하의 총 질량(암흑물질 + 별)을 비교하여 질량 손실를 측정하였으며, 분해 이전의 마지막 알려진 위치를 통해 파손 정도를 추적하였다.
• 은하단과 필드 내 은하에 대한 별질량 대 허브 질량 관계(SHMR)를 분석하여, CDM 및 SIDM 모델 간의 별질량(M★) 대 총질량(Mtot) 비율을 비교하였다.
• SHMR의 차이를 탐지 가능성을 평가하기 위해 강한 렌즈 신호 대 잡음 비율 추정치를 사용하였으며, 모델 간의 차이를 노이즈 없는 방식으로 구분하기 위해 약 32개의 은하단 은하가 필요할 것으로 계산하였다.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 자기상호작용이 암흑물질이 은하단에 빠지는 은하의 질량 탈리개 및 궤도 진동에 미치는 영향은 표준 CDM와 비교해 어떻게 다를까?
• RQ2 가장 강하게 탈리개된 은하들이 별과 함께 코어를 형성할 수 있기 때문에, SIDM와 CDM 간의 은하 파손 차이가 얼마나 관측 가능한가?
• RQ3 은하단 내 별질량 대 허브 질량 관계(SHMR)는 SIDM와 CDM를 구별하는 데 사용될 수 있는가? 특히 필드 인구와의 비교를 통해.
• RQ4 별 형성과 피드백과 같은 복합 물리 과정은 암흑물질 전용 시뮬레이션과 비교해 SIDM 은하단 내 은하의 내구성에 어떤 영향을 미치는가?
• RQ5 강한 렌즈를 통해 은하단 은하의 관측을 통해 SIDM와 CDM를 식별하기 위해 필요한 관측 신호 대 잡음 비율은 어느 정도인가?

주요 결과

• SIDM 은하의 질량 손실는 CDM 은하 대비 z=0에서 약 25% 더 크며, SIDM 은하의 33%가 완전히 파손되는 데 반해, CDM 은하의 경우 20%에 그친다.
• 가장 강하게 탈리개된 SIDM 은하들은 코어 형성과 항성 손실로 인해 관측 가능성이 매우 낮다.
• 별질량 대 총질량 비율(M★/Mtot)은 SIDM에서 은하단 내에서 필드 환경보다 약 13배 높으며, CDM에서는 약 8배 높다. 이는 별질량 약 10^10.5 M⊙에서 관측된 결과이다.
• 은하단과 필드 은하 간의 SHMR 차이는 SIDM과 CDM를 구별하는 데 가장 유망한 관측적 검증 방법이며, 내재된 산란에 영향을 덜 받기 때문이다.
• 노이즈 없는 강한 렌즈 측정을 통해 약 32개의 은하단 은하로도 두 모델 간의 차이를 식별할 수 있다.
• 복합 물리 과정을 포함한 유체역학적 시뮬레이션은 암흑물질 전용 시뮬레이션에 비해 SIDM에 의한 파손 효과를 감소시키며, 복합 물리 과정이 코어를 재수축시키고 은하를 안정화시키기 때문이다.