[论文解读] The Paleoclimatic evidence for Strongly Interacting Dark Matter Present in the Galactic Disk

Nir J. Shaviv|arXiv (Cornell University)|Jun 9, 2016

Stellar, planetary, and galactic studies被引用 6

一句话总结

本文提出，银河系银道面内存在一个运动学上冷、强相互作用的暗物质盘（dDM），其局部密度为 $\rho_{ ext{dDM}} = 0.11 \pm 0.03~{}\mathrm{M}_\odot/\mathrm{pc}^3$，该结论基于古气候数据揭示的地球气候每32百万年一次的振荡。该dDM组分符合Toomre稳定性条件，垂直速度 dispersion 为 $\sigma_W = 8.0 \pm 4.5~{}\mathrm{km/s}$，并占太阳圈内银河系质量的约1/8至1/4，同时排除了致密薄盘或重子/致密暗物质的解释。

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.

研究动机与目标

• 为调和银河系盘中动力学质量密度与重子质量密度估计之间的差异。
• 检验寒武纪以来的古气候数据是否能约束暗物质盘组分的存在。
• 确定运动学上冷、强相互作用的暗物质盘是否与星系稳定性及观测到的引力约束一致。
• 排除其他解释，如重子致密天体或引力坍缩的暗物质。

提出的方法

• 使用自洽的平衡分布函数 $\rho_i = \rho_{0,i} \exp(-\Phi(z)/\sigma_{z,i}^2)$ 对银河系的垂直结构进行建模，适用于每一类质量组分。
• 基于外部约束，引入标准晕暗物质（hDM）组分，其密度满足 $\rho_{\text{hDM}} \lesssim 0.01~{}\mathrm{M}_\odot/\mathrm{pc}^3$。
• 利用寒武纪以来的古气候重建数据，推断太阳运动在银道面垂直方向的32百万年周期性振荡。
• 应用Toomre稳定性判据，评估冷dDM盘是否能保持引力稳定。
• 评估dDM的冷却机制，包括 $2d \rightarrow 2d + \ell$ 反应，要求 $\sigma_{dd\ell}/m_d \gtrsim 0.03~{}\mathrm{cm}^2/\mathrm{g}$ 才能实现有效冷却。
• 通过比较速度 dispersion 与波激发的阈值（$Q \gtrsim 1$）来评估dDM的动力学稳定性。

实验结果

研究问题

• RQ1 能否利用寒武纪以来的古气候数据推断银河系中暗物质盘的存在？
• RQ2 为了解释观测到的32百万年气候振荡，运动学上冷的暗物质盘所需的局部密度和速度 dispersion 是多少？
• RQ3 强相互作用的暗物质盘是否与星系稳定性及Toomre判据一致？
• RQ4 所推断的暗物质组分是否可由重子致密天体或引力坍缩的暗物质解释？
• RQ5 为使膨胀的暗物质晕凝聚成冷而致密的盘，需要何种冷却机制？

主要发现

• 为解释32百万年古气候振荡，必须存在一个运动学上冷、强相互作用的暗物质盘（dDM），其局部密度为 $\rho_{\text{dDM}} = 0.11 \pm 0.03~{}\mathrm{M}_\odot/\mathrm{pc}^3$。
• 该dDM组分的垂直速度 dispersion 为 $\sigma_W = 8.0 \pm 4.5~{}\mathrm{km/s}$，与冷而稳定的盘一致。
• 该dDM的面密度为 $\Sigma_{\text{dDM}} = 15 \pm 5~{}\mathrm{M}_\odot/\mathrm{pc}^2$，占太阳圈内银河系质量的 $\sim 1/8$ 至 $1/4$。
• 该dDM组分与致密薄盘或致密重子天体不一致，且由于快速加热，无法解释为引力坍缩的暗物质。
• 为使dDM凝聚成盘，所需冷却截面满足 $\sigma_{dd\ell}/m_d \gtrsim 0.03~{}\mathrm{cm}^2/\mathrm{g}$，暗示其具有强烈的自相互作用。
• 晕暗物质密度被约束为 $\rho_{\text{hDM}} \lesssim 0.01~{}\mathrm{M}_\odot/\mathrm{pc}^3$，与现有的动力学和旋转曲线约束一致。