[论文解读] Unequal-mass mergers of dark matter haloes with rare and frequent self-interactions

Moritz S. Fischer, M. Brüggen+4 more|arXiv (Cornell University)|Sep 21, 2021

Galaxies: Formation, Evolution, Phenomena参考文献 100被引用 21

一句话总结

本研究通过N体模拟研究了具有稀有和频繁自相互作用的不等质量暗物质（DM）晕并合过程。结果表明，频繁的自相互作用导致更大的DM-星系偏移，尤其在小质量并合中更为显著，这是由于次晕更快地解体；即使在DM并合之后，无碰撞恒星示踪物仍保持分离，为区分稀有与频繁DM散射机制提供了潜在的观测线索。

ABSTRACT

Dark matter (DM) self-interactions have been proposed to solve problems on small length scales within the standard cold DM cosmology. Here, we investigate the effects of DM self-interactions in merging systems of galaxies and galaxy clusters with equal and unequal mass ratios. We perform N-body DM-only simulations of idealized setups to study the effects of DM self-interactions that are elastic and velocity-independent. We go beyond the commonly adopted assumption of large-angle (rare) DM scatterings, paying attention to the impact of small-angle (frequent) scatterings on astrophysical observables and related quantities. Specifically, we focus on DM-galaxy offsets, galaxy--galaxy distances, halo shapes, morphology, and the phase--space distribution. Moreover, we compare two methods to identify peaks: one based on the gravitational potential and one based on isodensity contours. We find that the results are sensitive to the peak finding method, which poses a challenge for the analysis of merging systems in simulations and observations, especially for minor mergers. Large DM-galaxy offsets can occur in minor mergers, especially with frequent self-interactions. The subhalo tends to dissolve quickly for these cases. While clusters in late merger phases lead to potentially large differences between rare and frequent scatterings, we believe that these differences are non-trivial to extract from observations. We therefore study the galaxy/star populations which remain distinct even after the DM haloes have coalesced. We find that these collisionless tracers behave differently for rare and frequent scatterings, potentially giving a handle to learn about the micro-physics of DM.

研究动机与目标

• 研究频繁自相互作用在不等质量暗物质晕并合中的天体物理效应，超越通常假设的稀有散射情形。
• 评估在稀有与频繁自相互作用模型下，DM-星系偏移、晕形态及相空间分布的差异。
• 评估基于引力势能极小值与等密度轮廓的峰值查找方法在识别并合系统中DM与星系组分中心时的敏感性。
• 探讨无碰撞恒星示踪物在DM晕并合后是否仍能保持明显特征，从而可能实现对稀有与频繁自相互作用模型的观测区分。
• 识别关键可观测指标——尤其在并合后期——以约束自相互作用暗物质的微观物理机制。

提出的方法

• 对不同质量比的正面对撞不等质量晕并合进行理想化的纯DM N体模拟。
• 采用有效阻力力形式，建模稀有（大角度）与频繁（小角度）自相互作用，假设动量转移截面与速度无关且为弹性散射。
• 在相同动量转移截面下，比较无碰撞DM、稀有自相互作用DM（rSIDM）与频繁自相互作用DM（fSIDM）的模拟结果。
• 应用两种不同的峰值查找方法：一种基于引力势能极小值，另一种基于等密度轮廓，以识别DM与星系组分的中心。
• 测量不同并合阶段的DM-星系偏移、晕形貌、相空间分布及次晕解体 timescales。
• 分析恒星示踪物的演化及其与已并合DM组分的分离程度，以评估其诊断潜力。

实验结果

研究问题

• RQ1 与稀有散射相比，频繁自相互作用如何影响不等质量并合中的DM-星系偏移？
• RQ2 基于引力势能与等密度轮廓的峰值查找方法在多大程度上改变DM与星系组分的推断位置？
• RQ3 在fSIDM模拟中，即使在并合完成后，无碰撞恒星示踪物是否仍能与已并合的DM晕保持空间上的分离？
• RQ4 在哪个并合阶段——特别是首次远星点至第二次近星点之间——rSIDM与fSIDM的差异最为显著？
• RQ5 次晕解体时间如何依赖于自相互作用的频率？这对小质量并合中的可观测特征有何含义？

主要发现

• 频繁自相互作用产生的DM-星系偏移显著大于稀有自相互作用，尤其在不等质量并合中，部分小质量并合案例在第二次近星点通过前偏移超过100 kpc。
• 即使动量转移截面保持不变，fSIDM中次晕的解体速度也快于rSIDM，这是由于动量转移增强。
• 在fSIDM模拟中，无碰撞恒星示踪物在DM并合后仍保持与DM组分的空间偏移，为与rSIDM形成可区分的潜在观测特征。
• 在τ ≈ 0.25（首次远星点）至τ ≈ 1.0（第二次近星点）的并合阶段，rSIDM与fSIDM的差异最为显著，是观测对比的最富信息窗口。
• 基于引力势能极小值与等密度轮廓的峰值查找方法得出的组分位置存在显著差异，给观测解释带来挑战，要求采用一致的分析框架。
• 在首次远星点至第二次近星点区间，fSIDM中的晕形貌比rSIDM更椭圆，尤其在不等质量并合中，表明DM发生了更强的各向异性重分布。