[論文レビュー] Constraints on the properties of warm dark matter using the satellite galaxies of the Milky Way

Oliver Newton, Matteo Leo+6 more|arXiv (Cornell University)|Nov 17, 2020

Galaxies: Formation, Evolution, Phenomena参考文献 97被引用数 96

ひとこと要約

本研究では、はくちゅう銀河の衛星銀河集団を用いて、温かい暗黒物質（WDM）粒子質量を制約する。N体シミュレーション、観測的光度関数推定値、および銀河形成モデル（再電離効果を含む）を組み合わせることで、熱的レリックWDM粒子質量の堅牢な下限が得られ、95%信頼水準でmth ≤ 2.02 keVのモデルは除外され、銀河形成物理学を含めるとmth ≤ 3.99 keVに強化される。

ABSTRACT

The satellite galaxies of the Milky Way (MW) are effective probes of the underlying dark matter (DM) substructure, which is sensitive to the nature of the DM particle. In particular, a class of DM models have a power spectrum cut-off on the mass scale of dwarf galaxies and thus predict only small numbers of substructures below the cut-off mass. This makes the MW satellite system appealing to constrain the DM properties: feasible models must produce enough substructure to host the number of observed Galactic satellites. Here, we compare theoretical predictions of the abundance of DM substructure in thermal relic warm DM (WDM) models with estimates of the total satellite population of the MW. This produces conservative robust lower limits on the allowed mass, $m_\mathrm{th}$, of the thermal relic WDM particle. As the abundance of satellite galaxies depends on the MW halo mass, we marginalize over the corresponding uncertainties and rule out $m_\mathrm{th} \leq 2.02\, \mathrm{keV}$ at 95 per cent confidence independently of assumptions about galaxy formation processes. Modelling some of these - in particular, the effect of reionization, which suppresses the formation of dwarf galaxies - strengthens our constraints on the DM properties and excludes models with $m_\mathrm{th} \leq 3.99\, \mathrm{keV}$ in our fiducial model. We also find that thermal relic models cannot produce enough satellites if the MW halo mass is $M_{200}\leq 0.6 imes 10^{12}\, \mathrm{M_\odot}$, which imposes a lower limit on the MW halo mass in CDM. We address several observational and theoretical uncertainties and discuss how improvements in these will strengthen the DM mass constraints.

研究の動機と目的

• 観測されたはくちゅう銀河の衛星銀河数を用いて、熱的レリック温かい暗黒物質（WDM）粒子質量を制約すること。
• N体シミュレーションにおけるサブハロー検出に影響を与える、衛星集団の完全性と数値的分解能の不確実性を扱うこと。
• 特に再電離を含む銀河形成プロセスがWDM制約に与える影響を評価すること。
• 詳細な銀河形成仮定に依存しない、堅牢なWDM粒子質量の下限を導出すること。
• WDMモデルが観測された衛星数を再現できるためには、はくちゅう銀河のハロー質量に下限が存在する、CDMフレームワークにおけるはくちゅう銀河のハロー質量の下限を確立すること。

提案手法

• 熱的レリックWDMモデル下でのはくちゅう銀河質量ハローの高分解能N体シミュレーションを用いて、ダークマターのサブハロー形成をモデル化する。
• 観測された衛星の真の空間的分布を推定するために、モデルに依存しないはくちゅう銀河衛星の半径的密度分布を適用する。
• 分解能や数値的効果により低質量サブハローが抑制または破壊されるのを補正するため、収束テストとサブハロー探索器のキャリブレーションを用いる。
• 予測されたサブハロー密度と観測された衛星数を比較することで、モデル受容確率を計算するベイズフレームワークを採用する。
• 300 kpc圏内での衛星総数（124+40−27）における不確実性をモンテカルロ法を用いて取り入れ、観測的不確実性を伝搬する。
• GALFORMの半解析的モデルを用いて銀河形成をシミュレートし、調整可能なパrameter（zreionとVcut）を介して再電離効果を含め、明るさを観測された光度関数に再マップする。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 観測されたはくちゅう銀河の衛星数と整合する最小の熱的レリックWDM粒子質量は何か？
• RQ2 N体シミュレーションにおける数値的分解能効果が、以前のWDM制約にどのようなバイアスを及えるか、そしてどのように是正できるか？
• RQ3 特に再電離を含む銀河形成物理学の取り入れが、WDM粒子質量の制約にどの程度影響を与えるか？
• RQ4 衛星数が示す制約が、CDMフレームワーク下でのはくちゅう銀河のダークマターハロー質量にどのような下限を課えるか？
• RQ5 衛星総数とハロー質量の不確実性に、制約がどの程度感度を示すか？

主な発見

• 本研究では、銀河形成モデルに依存しない、保守的で堅牢な下限mth ≥ 2.02 keV（95%信頼水準）を、熱的レリックWDM粒子に対して確立した。
• 特に再電離を含む銀河形成物理学を組み込むと、ファイドシャルモデルでmth ≥ 3.99 keVに制約が強化され、軽いWDM粒子は除外される。
• はくちゅう銀河のハロー質量がM200 ≤ 0.6 × 10^12 M⊙未満である場合、熱的レリックWDMモデルは観測された衛星数を再現できないため、CDMハロー質量に下限が存在する。
• 衛星総数（124+40−27）における観測的不確実性を組み込むことで、固定推定値を用いた場合と比較して、制約の堅牢性が顕著に向上する。
• シミュレーションの分解能効果によりサブハロー数が低く見積もられるため、それを是正すると、以前の制約が弱まり、現在の結果はより保守的になる。
• 制約は再電離パラメータに敏感である：遅い再電離（zreionが大きい）または冷却閾値の低い状態（Vcutが小さい）では制約が弱まり、極端なパラメータ組み合わせではmthの上限が最大5.82 keVまで上昇する。