Simulations of Dark Matter with Frequent and Rare Self-Interactions

Abstract

The nature of dark matter (DM) is one of the big unanswered questions of physics today. A plethora of models has been proposed to explain DM. Understanding their phenomenology and putting constraints on them is an ongoing task. In this thesis, we focus on one particular class of models, self-interacting dark matter (SIDM). This class is promising to solve or at least mitigate the small-scale crisis of the cosmological standard model. We pay particular attention to models favouring small scattering angles (frequent self-interactions). In the past, it turned out to be difficult, to model very anisotropic differential cross-sections having high scattering rates within N -body simulations, although simulations of large-angle scattering (rare self-interactions) are common. We have solved this problem and introduced the first numerical scheme that allows simulating frequent scattering for problems such as mergers or cosmic structure formation. Through several problems, we study differences between rarely self-interacting dark matter (rSIDM) and frequently self-interacting dark matter (fSIDM). For mergers of galaxies and galaxy clusters, we find fSIDM to be capable of explaining larger offsets between DM and a collisionless component (stars, galaxies). For unequal-mass mergers, the angular dependence of the scattering is even more relevant for the resulting matter distribution than in equal-mass mergers. Furthermore, we study the phenomenology of self-interactions in the cosmological context. We find that rSIDM and fSIDM behave similar in many aspects, for example, the density and shape profiles of DM haloes. In contrast, the abundance of satellites reveals that frequent scattering suppresses satellites more efficiently than rare self-interactions do. In combination with constraints from other measures such as the DM core size or the shape, it could eventually be possible to distinguish between an isotropic and a very anisotropic cross-section.

Die Natur der Dunklen Materie (DM) ist eine der großen unbeantworteten Fragen der heutigen Physik. Eine Vielzahl an Modellen wurde vorgeschlagen, um die Beobachtungen, die auf DM hinweisen zu erklären. Die Phänomenologie dieser Modelle zu verstehen und Grenzen für selbige abzuleiten oder sie ganz auszuschließen, ist ein ständig voranschreitendes Unterfangen der aktuellen Forschung. In dieser Arbeit konzentrieren wir uns auf eine bestimmte Klasse von Modellen, die selbstwechselwirkende dunkle Materie (SIDM). Diese Klasse ist vielversprechend, um Diskrepanzen zwischen Beobachtungen und Vorhersagen auf der Größenskala von Galaxien erklären zu können oder zumindest abzuschwächen. Insbesondere untersuchen wir Teilchenmodelle, die kleine Streuwinkel bevorzugen (häufige Selbstwechselwirkungen). In der Vergangenheit hat sich gezeigt, dass es schwierig ist, solche sehr anisotropen differentiellen Wirkungsquerschnitte in N -Körpersimulationen zu modellieren. Bisher gab es hierfür kein Verfahren, auch wenn Simulationen von Modellen mit einem typischerweise großen Streuwinkel (seltene Selbstwechselwirkungen) seit mehr als zwei Jahrzehnten durchgeführt werden. Wir haben dieses Problem gelöst und das erste numerische Schema eingeführt, das es erlaubt, häufige Streuung für Probleme wie die Verschmelzungen von Galaxienhaufen oder auch kosmische Strukturbildung zu simulieren. Anhand einer Reihe von Problemen untersuchen wir die Unterschiede zwischen selten selbstwechselwirkender dunkler Materie (rSIDM) und häufig selbstwechselwirkender dunkler Materie (fSIDM). Bei der Verschmelzung von Galaxien und Galaxienhaufen stellen wir fest, dass fSIDM in der Lage ist, einen größeren Versatz zwischen der DM und einer kollisionsfreien Komponente (Sterne, Galaxien) zu erklären. Bei Verschmelzungen mit ungleichem Massenverhältnis wird die Winkelabhängigkeit der Streuung für die resultierende Materieverteilung noch wichtiger als bei Verschmelzungen mit gleichem Massenverhältnis. Außerdem untersuchen wir die Phänomenologie der Selbstwechselwirkungen im kosmologischen Kontext. Hierbei stellt sich heraus, dass sich rSIDM und fSIDM in vielen Aspekten ähnlich verhalten, zum Beispiel bei den Dichte- und Formprofilen der DM-Halos. Die Häufigkeit der Satellitenhalos zeigt jedoch, dass häufige Selbstwechselwirkung die Satelliten stärker unterdrückt als seltene Selbstwechselwirkungen. In Kombination mit anderen Größen wie der Ausdehnung des DM-Kerns oder der Form der Materieverteilung könnte es schließlich möglich sein, zwischen einem isotropen und einem sehr anisotropen Wechselwirkungsquerschnitt zu unterscheiden.