[论文解读] Warm dark matter constraints from the JWST

Pratika Dayal, Sambit K. Giri|arXiv (Cornell University)|Mar 24, 2023

Dark Matter and Cosmic Phenomena被引用 9

一句话总结

论文使用现象学模型将晕质量函数与恒星质量联系起来，以 JWST 数据约束暖暗物质粒子质量，发现 1.5 keV 的 WDM 困难在低质量 SMF 与 SMD 演化上，并预测高红移最大恒星质量的明显截断。

ABSTRACT

Warm Dark Matter (WDM) particles with masses ($\sim$ kilo electronvolt) offer an attractive solution to the small-scale issues faced by the Cold Dark Matter (CDM) paradigm. The delay of structure formation in WDM models and the associated dearth of low-mass systems at high-redshifts makes this an ideal time to revisit WDM constraints in light of the unprecedented data-sets from the James Webb Space Telescope (JWST). Developing a phenomenological model based on the halo mass functions in CDM and WDM models, we calculate high-redshift ($z \gt 6$) the stellar mass functions (SMF) and the associated stellar mass density (SMD) and the maximum stellar mass allowed in a given volume. We find that: (i) WDM as light as 1.5 keV is already disfavoured by the low-mass end of the SMF (stellar mass $M_* \sim 10^7 m{M_\odot}$) although caution must be exerted given the impact of lensing uncertainties; (ii) 1.5 keV WDM models predict SMD values that show a steep decrease from $10^{8.8}$ to $10^{2} ~{ m M_\odot ~cMpc^{-3}}$ from $z \sim 4$ to 17 for $M_* \gt 10^8 m{M_\odot}$; (iii) the 1.5 keV WDM model predicts a sharp and earlier cut-off in the maximum stellar masses for a given number density (or volume) as compared to CDM or heavier WDM models. For example, with a number density of $10^{-3} m {cMpc^{-3}}$, 1.5 (3) KeV WDM models do not predict bound objects at $z \gt 12$ (18). Forthcoming JWST observations of multiple blank fields can therefore be used as a strong probe of WDM at an epoch inaccessible by other means.

研究动机与目标

• 评估 WDM 如何通过 CDM/WDM 的晕质量函数框架影响高红移的晕与恒星质量统计。
• 量化在不同 WDM 情景下恒星质量函数与恒星质量密度的红shift 演化。
• 确定在给定体积下 CDM 与 WDM 的最大允许恒星质量，以从 JWST 中识别观测约束。
• 探讨两种恒星形成效率模型以将晕质量转化为恒星质量，并与 JWST 观测进行比较。

提出的方法

• 通过扩展的 Press-Schechter 与 Sheth-Tormen 首跨分布以及平滑-k 窗函数构建 WDM 抑制下的晕质量函数（HMF）。
• 使用 CLASS 计算 CDM 与 WDM（m_x ~ 1.5 和 3 keV）的线性幂谱，推导半模态尺度与质量。
• 通过 M_g = (Ω_b/Ω_m) M_h 将晕气体质量与总质量联系，并在两种 ε_* 模型下计算恒星质量 M_* = ε_* M_g。
• 模型 A：ε_* = fn(z) 以在 z ~ 6–10 的光辉端 SMF 匹配；ε_* 随 z 降低。
• 模型 B：ε_* = 1 以得到最大恒星质量，作为上限。
• 在 CDM、3 keV WDM 与 1.5 keV WDM 下，评估 z ~ 4–20 的 SMF、SMD 与最大恒星质量。

实验结果

研究问题

• RQ1 WDM 如何在高红移下相对于 CDM 抑制低质量端的恒星质量函数？
• RQ2 在不同 DM 模型下预测的恒星质量密度与最大恒星质量是什么，JWST 数据是否能将 m_x 限制在 ≳1.5–3 keV？
• RQ3 两种恒星形成效率处方在 CDM 与 WDM 情景下如何影响推断的 SMF 与 SMD？
• RQ4 未来的 JWST 空场观测是否能通过检测或排除 z > 12–18 的大质量系统来排除轻WDM？

主要发现

• 1.5 keV WDM 在低质量端的 SMF（约 M_* ~ 10^7 M_sun）被削弱，但透镜效应的不确定性存在。
• 相对于 CDM，SMD 预测在 z ~ 4 到 z ~ 17 的 1.5 keV WDM 下，对 M_* ≳ 10^8 M_sun 的下降较陡。
• 1.5 keV WDM 模型在固定数量密度下的最大恒星质量呈现更早且更陡的截断，相较于 CDM/3 keV。
• 对于数量密度为 10^-3 cMpc^-3，1.5 keV WDM 在 z ~ 12 之后缺乏束缚对象，而 3 keV WDM 则在 z ~ 18 之后如此。
• JWST CEERS 类似的在 z ~ 6.5–9 的大质量星系观测，与 CDM/3 keV 的限制在误差范围内一致。
• 未来的 JWST 空场调查可以通过在多个观测场中探测高-z、高质量端统计来强力检验轻 WDM。