Self-Interacting Dark Matter: A Better Destroyer of Galaxies

Zelfwisselwerkende Donkere Materie: Een Betere Vernietiger van Sterrenstelsels

vertaald door Iris van Gemeren


Title: The effects of self-interacting dark matter on the stripping of galaxies that fall into clusters

Authors: Ellen L. Sirks, Kyle A. Oman, Andrew Robertson, Richard Massey & Carlos Frenk

First Author’s Institution: Institute for Computational Cosmology, Department of Physics, Durham University, South Road, Durham DH1 3LE, UK

Status: Preprint on the arXiv

“Do not go gentle into that good night” 

Dylan Thomas (and SIDM galaxies, probably)

Crashing Galaxies and their Dark Matter

The biggest structures in the Universe do not grow gently, but rather epically as galaxies crash into each other or even larger galaxy clusters. The merger affects the crashing galaxy tremendously: it goes through a sudden burst of star formation before it is quenched forever, never to produce stars again. The winds inside the cluster blow away the remaining gas in the galaxy in a process known as ram-pressure stripping. Finally, the dark matter of the galaxy is slowly stripped away and incorporated into the dark matter of the cluster. With that final step, the crashing galaxy is no more, its parts gobbled by the ever hungry, ever growing cluster.

It is the final step of this galactic decomposition that concerns today’s paper: the timescales for clusters to scoop up galaxies’ dark matter (DM) are not well understood. Part of this conundrum is the mysterious nature of the dark matter itself. While the standard model of dark matter, called Cold Dark Matter (CDM), allows the particles to interact through gravity only, there is no reason why the particles couldn’t interact with themselves. This latter model is called Self-Interacting Dark Matter (SIDM), and it has become a popular alternative to CDM in recent years. The self-interactions of SIDM are weak, meaning that it can be hard to tease apart from CDM—except in situations where the dark matter is very dense, such as galaxy clusters. Here, the self-interactions of SIDM would add an “evaporation” term to the stripping of our crashing galaxy, possibly changing the time it took for it to dissolve. The question for today’s paper then is: how differently do SIDM and CDM galaxies crash?

A Different Kind of Computer Crash

In order to compare crashes with CDM and SIDM galaxies, the authors use a suite of cosmological simulations called EAGLE. Apart from a choice of dark matter, these codes include galactic effects like radiative cooling, star formation, chemical evolution, and stellar and AGN feedback. The hope is that this level of detail—even in matters not directly concerning dark matter—will provide a more realistic overview of differences between CDM and SIDM galaxies. The size of the simulation also means that the authors can study many cases of galaxies crashing into clusters, or focus on a single example galaxy. In this particular paper, both approaches showed the same results!

CDM vs. SIDM: How Quickly Can They Destroy a Galaxy?

The first difference the authors find is in how quickly the dark matter of the infalling galaxy dissipates (see Figure 1). CDM has only one way of leaving the galaxy—scattering with the dark matter of the cluster itself—and so that is the effect the authors show at two different times in the leftmost column. On the other hand, SIDM can either scatter with the dark matter of the cluster (middle column), or it can evaporate through its own tell-tale self-interactions (right column). This added effect means that the SIDM galaxy will be torn apart much faster: for one example galaxy in the simulation, it took the CDM galaxy 2 billion years to lose 54% of its dark matter mass, while the same galaxy with SIDM lost as much as 76%!

Two rows and three columns as described in the caption. In the top row, each figure shows a coherent structure with the dark matter particles following a line through the location of the galaxy, though the right-hand one is the fuzziest. In the bottom row, each of the figures shows a triangular shape with dark matter particles scattered approximately equally between radial velocities of +1000 and -1000 km/s.
Figure 1: Each panel shows the radial velocity——aka, the velocity of particles going towards (negative) or away from (positive) the cluster—as a function of radius prom the center: the more elongated the shape is in both positive and negative radial velocities, the more the dark matter in the galaxy is disrupted. In each panel, the green cross shows the location of the galaxy.
The top panels show snapshots at 2 billion years (2 Gyr) after the infall of a galaxy, while the bottom panels show the same system at 10.5 billion years after infall (10.5 Gyr, corresponding to today). The left column shows a CDM galaxy. The middle column shows the particles in the SIDM galaxy which have scattered with the cluster’s dark matter. The right column shows the particles in the SIDM galaxy which haven’t scattered with the cluster, but have evaporated through self-interactions. The added effects of the middle and eight columns lead to SIDM galaxies being disrupted more quickly than CDM galaxies. Figure 1 in the paper.

Unfortunately, this also means that more SIDM galaxies in clusters would have been eaten by now, and it’s hard to find something that isn’t there anymore. Luckily, the authors found another difference that might be easier to see: because the SIDM galaxies lose dark matter more quickly, they have a ratio of stellar mass to dark matter mass that is approximately 25% higher than in CDM galaxies! This effect is illustrated in Figure 2: on the left, the authors show the ratio of dark matter in SIDM and CDM galaxies as a function of stellar mass. The median within the cluster (in pink) is below the origin, showing that there is less dark matter in SIDM galaxies than in CDM galaxies. On the right is the difference between the stellar mass to dark matter ratio in SIDM and CDM galaxies: here the median in the cluster is positive, showing that the ratio is higher for SIDM due to the loss of dark matter. This difference will be true in galaxies that haven’t been fully disrupted yet, and so could present an observable signature of SIDM!

Two panels as described in the caption. Both are on a scale from -0.3 to +0.3 on the vertical axis and 10^8 to 10^11 on the horizontal axis. In the left figure, the pink median line is around -0.1, trending towards -0.2 for larger stellar masses; for the right one, the median line starts at about +0.1 and reaches about +0.2 for higher masses.
Figure 2: The difference in total mass (left) and stellar-to-halo mass (right) between the SIDM and CDM galaxy populations as a function of stellar mass. Pink points show matched galaxy pairs in the cluster, with the median overlaid; the grey points show pairs of galaxies in the field. The left image shows that there is less dark matter leftover in SIDM galaxies than their CDM counterparts. Consequently, there is a higher stellar-to-halo mass ratio in the SIDM galaxies, as shown on the right. Bottom panels of Figure 4 in the paper



You have to tear a galaxy down to build large-scale structure up—and SIDM is just better at tearing down galaxies as they fall into clusters. Its process is efficient enough that it leaves scant trace of the once-galaxy, making it hard to observe this difference. However, it also alters the ratio of stellar mass to dark matter mass in the process, changing it by as much as 25% when compared to CDM. New generations of space surveys (such as Euclid, Rubin LSST, and JWST) may just provide us with the galactic resolution needed to tease these differences apart and provide another clue to the nature of dark matter.

Astrobite edited by Wynn Jacobson-Galan 

Featured image credit: Chandra X-Ray Observatory, Harvard University 


Titel: The effects of self-interacting dark matter on the stripping of galaxies that fall into clusters

Auteurs: Ellen L. Sirks, Kyle A. Oman, Andrew Robertson, Richard Massey & Carlos Frenk

Instituut eerste auteur: Institute for Computational Cosmology, Department of Physics, Durham University, South Road, Durham DH1 3LE, UK

Status: Preprint op de arXiv

“Do not go gentle into that good night” 

“Ga niet gewillig de goede nacht in”

Dylan Thomas (en SIDM sterrenstelsels waarschijnlijk)

Botsende sterrenstelsels en hun donkere materie

De grootste structuren in het Universum worden niet geleidelijk groter. Eerder gebeurt dit op een epische wijze, waarbij sterrenstelsels of zelfs grotere clusters van sterrenstelsels heftig tegen elkaar botsen. Dit botsen beïnvloedt het sterrenstelsel enorm: er vindt een plotselinge golf van stervorming plaats waarna het sterrenstelsel voorgoed uitdooft, om nooit meer sterren te produceren. Interstellaire wind in de cluster blaast al het overgebleven gas het sterrenstelsel uit in een proces dat bekend staat als ‘ram-pressure stripping’. Ten slotte wordt de donkere materie van het sterrenstelsel langzaam weggetrokken (de ‘stripping’) en samengevoegd met de donkere materie van de cluster. Hierna is er niks meer over van het botsende sterrenstelsel, alle onderdelen zijn opgeslokt door de altijd hongerige en groeiende cluster.

Het is deze laatste stap van de galactische ontleding waar het in het artikel van vandaag om draait: de tijdschalen waarin de clusters de donkere materie (DM) van het sterrenstelsel wegtrekken, wordt nog niet goed begrepen. Dit raadsel komt deels voort uit de mysterieuze aard van de donkere materie zelf. Hoewel het standaardmodel voor donkere materie, koude donkere materie (Cold Dark Matter, CDM) genaamd, toestaat dat de deeltjes alleen wisselwerken via de zwaartekracht, is er geen reden waarom de deeltjes niet met zichzelf kunnen interageren. Dit laatste model wordt zelfwisselwerkende donkere materie (Self-Interacting Dark Matter, SIDM) genoemd en is de laatste tijd een populair alternatief voor het CDM-model. De interacties tussen de deeltjes zelf in het SIDM-model zijn zwak, waardoor het lastig kan zijn het model te onderscheiden van CDM – behalve in situaties waar de donkere materie erg op elkaar gepakt is, zoals in clusters van sterrenstelsels. In zulke omstandigheden zorgen de interacties tussen de donkeremateriedeeltjes met zichzelf in het SIDM-model voor een verdampingsterm bij het afbreken van ons botsende sterrenstelsel, wat mogelijk de tijdsduur voor het oplossen van het sterrenstelsel verandert. De vraag van het artikel van vandaag is dan ook: Hoe verschillen de botsingen van de SIDM en CDM sterrenstelsels van elkaar?

Een andere soort computercrash

Om de CDM- en SIDM-modellen te kunnen vergelijken, gebruiken de auteurs een verzameling kosmologische simulaties genaamd EAGLE. Naast de keuze van het soort donkere materie bevatten deze codes ook galactische effecten zoals afkoeling door het uitzenden van straling, stervorming, chemische evolutie en stellaire en AGN-terugkoppeling. De hoop is dat deze gedetailleerde benadering—ook in gevallen die niet direct gerelateerd zijn aan donkere materie—een realistischer overzicht van de verschillen tussen CDM- en SIDM-modellen kunnen geven. De grootte van de simulatie betekent ook dat de auteurs verschillende gevallen van botsende sterrenstelsel tot clusters kunnen bestuderen of kunnen focussen op een enkel voorbeeldsterrenstelsel. In dit artikel geven beide benaderingen dezelfde resultaten!

CDM versus SIDM: Hoe snel kunnen ze een sterrenstelsel vernietigen?

Het eerste verschil dat de auteurs vinden is de snelheid waarmee de donkere materie van het invallende sterrenstelsel vervliegt (zie figuur 1). CDM heeft maar één manier om een sterrenstelsel te verlaten—verstrooien met de donkere materie van de cluster zelf—en dat is het effect wat de auteurs laten zien; op twee verschillende tijdstippen in de meest linkse kolom. In tegenstelling hiertoe kan SIDM zowel verstrooien met de donkere materie van de cluster (de middelste kolom) als verdampen door interacties met zichzelf (rechter kolom). Dit extra effect betekent dat de SIDM-sterrenstelsels sneller uit elkaar worden getrokken: voor een voorbeeldsterrenstelsel in de simulatie duurde het bij het CDM-sterrenstelsel 2 miljard jaar om 54% van zijn donkere materie massa kwijt te raken, terwijl hetzelfde sterrenstelsel met SIDM in dezelfde tijd 76% verloor!

Twee rijen en drie kolommen zoals beschreven in het onderschrift. In de bovenste rij, laat elke figuur een samenhangende structuur van donkere materie deeltjes zien die een lijn door de locatie van het sterrenstelsel volgen, waarbij de rechter het meest verstrooid is. Op de onderste rij, laat elke figuur een driehoekvorm zien met donkeremateriedeeltjes ongeveer gelijk verstrooid tussen de radiële snelheid van +1000 en -1000 km/s.
Figuur 1: Elk paneel laat de radiële snelheid—de snelheid van de de deeltjes naar het centrum toe (negatief) of er vanaf (positief)—als een functie van de straal tot het centrum zien: Hoe meer uitgerekt de vorm in zowel positieve als negatieve radiële snelheden, hoe meer de donkere materie in het sterrenstelsel is verstoord. In elk paneel geeft het groene kruis de locatie van het sterrenstelsel aan.
De bovenste panelen laten momentopnames zien van 2 miljard jaar (2 gigajaar) na het uiteenvallen van het sterrenstelsel, terwijl de onderste panelen hetzelfde systeem op 10.5 miljard jaar (10.5 gigajaar, overeenkomstig met vandaag) na het uiteenvallen laten zien. De linker kolom betreft een CDM-sterrenstelsel. De middelste kolom laat deeltjes zien in het SIDM-sterrenstelsel die verstrooid zijn met de donkere materie van de cluster. In de rechter kolom zijn de deeltjes van het SIDM-sterrenstelsel juist nog niet verstrooid met de cluster, maar ze zijn verdampt door interacties met zichzelf. De extra effecten in de middelste en rechter kolommen zorgen ervoor dat de SIDM-sterrenstelsels sneller verstoord worden dan de CDM-sterrenstelsels. Figuur 1 in artikel.

Helaas betekent dit ook dat al meer SIDM-sterrenstelsels in de clusters zijn opgeslokt en wat is verdwenen valt nog lastig waar te nemen. Gelukkig hebben de auteurs nog een verschil gevonden dat waarschijnlijk makkelijker waar te nemen is: omdat de SIDM-sterrenstelsels sneller de donkere materie kwijtraken is de verhouding van hun stellaire massa en donkere materie ongeveer 25% hoger dan in CDM-sterrenstelsels! Dit effect wordt geïllustreerd in Figuur 2: links laten de auteurs de verhouding van donkere materie in SIDM- en CDM-sterrenstelsel zien als een functie van de stellaire massa. De mediaan in de cluster (in het roze) is onder de oorsprong; dit laat zien dat er minder donkere materie in SIDM-sterrenstelsels aanwezig is dan in CDM-sterrenstelsels. Rechts is het verschil tussen de verhouding van de stellaire massa en donkere materie in SIDM- en CDM-sterrenstelsels laten zien: hier is de mediaan in de cluster positief, wat laat zien dat de verhouding groter is voor SIDM door het extra verlies van donkere materie. Dit verschil zal aanwezig zijn in sterrenstelsels die nog niet volledig zijn weggevaagd en kan daarom dienen als een observeerbare eigenschap van SIDM!

twee panelen zoals beschreven in het onderschrift. Beide hebben een schaal van -0.3 tot +0.3 in massa verschilwaarde op de verticale as en 10^8 tot 10^11 zonnemassa's op de horizontale as. In het linker figuur is de mediaanlijn rond -0.1, neigend naar de -0.2 voor grotere stellaire massa’s. Voor het rechter figuur begint de mediaanlijn rond +0.1 en bereikt rond de +0.2 voor grotere massa’s.
Figuur 2: Het verschil in de totale massa (links) en de stellaire-over-halo-massa (rechts) van de SIDM- en CDM-sterrenstelselpopulaties. De roze punten laten gelinkte sterrenstelsel-paren in de cluster zien waar de mediaan overheen is gelegd; de grijze punten laten paren van sterrenstelsels in het veld zien. In de linker afbeelding is minder donkere materie overgebleven in SIDM-sterrenstelsel dan in de CDM-tegenhanger. Daardoor is er een hogere stellaire-over-halo-massa ratio in de SIDM-sterrenstelsels, zoals te zien is in de rechter afbeelding. Onderste panelen in figuur 4 in het artikel.


Je moet een sterrenstelsel in stukken scheuren om grootschalige structuren op te kunnen bouwen—en SIDM is gewoon beter in het verscheuren als de sterrenstelsels in de clusters terecht komen. Het proces is zo efficiënt dat het nauwelijks sporen achterlaat van het voormalige sterrenstelsel, wat het lastig maakt om het verschil met CDM te observeren. Echter, dit zorgt er ook voor dat de verhouding van de stellaire massa en donkere materie verandert met 25% ten opzichte van CDM. Nieuwe generaties van ruimtewaarnemingen (zoals Euclid, Ruben LSST en JWST) kunnen ons voorzien van de galactische resolutie die we nodig hebben om de processen te onderscheiden en ons een nieuwe hint te geven naar de aard van donkere materie.

Deze astrobite is vertaald door Iris van Gemeren en bewerkt door Matthijs van der Wild 

Credits uitgelichte afbeelding: Chandra X-Ray Observatory, Harvard University 

About Luna Zagorac

I am a PhD candidate in the Physics Department at Yale University. My research focus is ultra light (or fuzzy) dark matter in simulations and observations. I’m also a Franke Fellow in the Natural Sciences & Humanities at Yale working on a project on Egyptian archaeoastronomy, another passion of mine. When I’m not writing code or deciphering glyphs, I can usually be found reading, doodling, or drinking coffee.

Leave a Reply