[논문 리뷰] The Paleoclimatic evidence for Strongly Interacting Dark Matter Present in the Galactic Disk

Nir J. Shaviv|arXiv (Cornell University)|2016. 06. 09.

Stellar, planetary, and galactic studies인용 수 6

한 줄 요약

이 논문은 백악기 이전의 기후 기록 데이터에서 나타나는 지구 기후의 32 Myr 주기적 변동을 바탕으로, 은하수의 은하 평면 내에 운동학적으로 차가운 강하게 상호작용하는 어둠료 물질 디스크(dDM)가 존재한다고 제안한다. 이 dDM의 국소 밀도는 $\rho_{\text{dDM}} = 0.11 \pm 0.03~{}\mathrm{M}_\odot/\mathrm{pc}^3$이며, Toomre 안정성 기준과 일치하며, 수직 속도 분산은 $\sigma_W = 8.0 \pm 4.5~{}\mathrm{km/s}$를 보이며, 태양권 내 은하수의 질량의 약 1/8에서 1/4를 차지한다. 이는 농축된 얇은 디스크나 비바리온성/밀도 높은 어둠료 물질 해석을 배제한다.

ABSTRACT

Using a recent geochemical reconstruction of the Phanerozoic climate which exhibits a 32 Ma oscillation with a phase and the secondary modulation expected from the vertical the motion of the solar system perpendicular to the galactic plane (shaviv et al. 2014), we show that a kinematically cold strongly interacting disk dark matter (dDM) component is necessarily present in the disk. It has a local density $ρ_\mathrm{dDM} = 0.11 \pm 0.03$ M$_{\odot}/$pc$^3$. It is also consistent with the observed constraints on the total gravitating mass and the baryonic components, and it is the natural value borne from the Toomre stability criterion. It also has surface density $Σ_\mathrm{dDM} = 15 \pm 5$ M$_{\odot}/$pc$^2$ and a vertical velocity dispersion of $σ_{W} = 8.0 \pm 4.5$ km/s. A dense ("dinosaur killing") thin disk is ruled out. The "normal" halo dark matter (hDM) component should then have a local density $ρ_\mathrm{hDM} \lesssim 0.01$ M$_{\odot}/$pc$^3$. If the dDM component follows the baryons, its average density parameter is $Ω_\mathrm{dDM} = 1.5 \pm 0.5\%$ and it comprises about 1/8 to 1/4 of Milky Way (MW) mass within the solar circle.

연구 동기 및 목표

• 은하수 디스크에서 운동학적 질량 밀도와 비바리온 질량 밀도 추정치 사이의 괴리 문제를 해결하기 위해.
• 백악기 이전의 기후 기록이 어둠료 물질 디스크 성분의 존재를 제약할 수 있는지 테스트하기 위해.
• 운동학적으로 차가운 강하게 상호작용하는 어둠료 물질 디스크가 은하의 안정성과 관측된 중력 제약 조건과 일치하는지 확인하기 위해.
• 비바리온성 밀도 높은 물체나 중력적으로 붕괴된 어둠료 물질과 같은 대체 해석을 배제하기 위해.

제안 방법

• 각 질량 성분에 대해 자가일관된 평형 분포함수 $\rho_i = \rho_{0,i} \exp(-\Phi(z)/\sigma_{z,i}^2)$ 를 사용하여 은하수의 수직 구조를 모델링한다.
• 외부 제약 조건에 기반해 $\rho_{\text{hDM}} \lesssim 0.01~{}\mathrm{M}_\odot/\mathrm{pc}^3$ 인 표준 헬름 어둠료 물질(hDM) 성분을 포함시킨다.
• 백악기 이전 기후의 고기후 재구성을 통해 은하수 평면에 수직인 태양 운동의 32 Myr 주기적 진동을 유추한다.
• Toomre 안정성 기준을 적용하여 차가운 dDM 디스크가 중력적으로 안정적으로 유지될 수 있는지 평가한다.
• dDM의 냉각 메커니즘을 평가하며, $2d \rightarrow 2d + \ell$ 반응을 포함하여, 효율적인 냉각을 위해 $\sigma_{dd\ell}/m_d \gtrsim 0.03~{}\mathrm{cm}^2/\mathrm{g}$ 가 요구됨을 확인한다.
• 파동 유도의 임계값($Q \gtrsim 1$)과 비교하여 dDM의 운동학적 안정성을 평가한다.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 백악기 이전의 기후 기록을 사용하여 은하수 내 어둠료 물질 디스크의 존재를 유추할 수 있는가?
• RQ2 관측된 32 Myr 기후 진동을 설명하기 위해 필요한 운동학적으로 차가운 어둠료 물질 디스크의 국소 밀도와 속도 분산은 얼마인가?
• RQ3 강하게 상호작용하는 어둠료 물질 디스크는 은하의 안정성과 Toomre 기준과 일치하는가?
• RQ4 유추된 어둠료 물질 성분은 비바리온성 밀도 높은 물체나 중력적으로 붕괴된 어둠료 물질로 설명될 수 있는가?
• RQ5 팽창된 어둠료 물질 헬름이 차가운 밀도 높은 디스크로 응축되기 위해 필요한 냉각 메커니즘은 무엇인가?

주요 결과

• 32 Myr 고기후 진동을 설명하기 위해 운동학적으로 차가운 강하게 상호작용하는 어둠료 물질 디스크(dDM)가 필요하며, 그 국소 밀도는 $\rho_{\text{dDM}} = 0.11 \pm 0.03~{}\mathrm{M}_\odot/\mathrm{pc}^3$ 이다.
• dDM 성분의 수직 속도 분산은 $\sigma_W = 8.0 \pm 4.5~{}\mathrm{km/s}$ 로, 차가운 안정된 디스크와 일치한다.
• dDM 표면 밀도는 $\Sigma_{\text{dDM}} = 15 \pm 5~{}\mathrm{M}_\odot/\mathrm{pc}^2$ 이며, 태양권 내 은하수 질량의 약 $\sim 1/8$ 에서 $1/4$ 를 차지한다.
• dDM 성분은 농축된 얇은 디스크나 밀도 높은 비바리온 물체와는 일치하지 않으며, 급속한 가열로 인해 중력적으로 붕괴된 어둠료 물질일 수 없다.
• dDM가 디스크로 응축되기 위해 필요한 냉각 단면적은 $\sigma_{dd\ell}/m_d \gtrsim 0.03~{}\mathrm{cm}^2/\mathrm{g}$ 로, 강한 자기 상호작용을 암시한다.
• 헬름 어둠료 물질 밀도는 $\rho_{\text{hDM}} \lesssim 0.01~{}\mathrm{M}_\odot/\mathrm{pc}^3$ 로 제약되며, 기존의 운동학적 및 회전곡선 제약 조건과 일치한다.