The observability of gamma-rays from neutralino annihilations in Milky Way substructure
我们估计的概率检测伽马射线的湮灭中性伴暗物质在密集的，中央地区的银河系子结构。我们的特点银河系的子结构统计的基础上的Monte Carlo实现的形成的银河系般的晕使用半解析方法，已校准对高分辨率N体模拟的结果。我们发现，这可能是即将到来的实验GLAST和VERITAS，在音乐会上工作，以检测从暗物质子结构的伽马射线，如果中性伴子是相对较轻的（$\Mchi \lsim 100 \GeV$），而对于$\Mchi \gsim 500 \GeV$这样的检测将是不可能的。我们执行我们的大部分计算的框架内的标准$Λ$ CDM宇宙模型，但是，我们也调查了我们的结果的鲁棒性的各种假设，并发现检测的概率是敏感的约束条件差的输入参数，特别是那些特征的原始功率谱。具体来说，WMAP团队的最佳拟合功率谱，与运行光谱指数相比，预测可检测的subhalo与标准的$\LCDM$宇宙学模型相比，尺度不变的功率谱大约减少了50倍。我们的结论是，由于与子结构和宇宙学参数的属性相关的不确定性，缺乏检测到的伽马射线信号提供了非常少的信息的超对称参数空间。
2003-10-30 astro-ph
Infall of substructures onto a Milky Way-like dark halo
我们分析了在$Λ$ CDM宇宙学中高分辨率暗物质模拟银河系晕形成的子结构的动力学性质。我们的目标是阐明银河系卫星的动力学特性。我们的模拟表明，大约1/3的subhalo已经在群体中吸积。我们通过测量一组中的subhalos的角动量的对齐来量化这种聚类。我们发现，这个信号是可见的，即使是吸积到$z \sim 1$，即8 Gyr前的对象，和长期后的空间相干性的群体已经失去了由于主机潮汐场。这群陨石很好地解释了林登-贝尔和林登-贝尔提出的围绕银河系运行的幽灵流。我们的分析还表明，如果大多数卫星起源于少数几个群体，银河系卫星的圆盘状分布几乎是不可避免的。这种非随机分配的卫星subhalos意味着环境依赖于这些低质量的物体是否能够形成恒星，可能与早期宇宙中再电离的性质有关。在这幅图中，“幽灵般的流”和“盘状结构”都是同一现象的表现：结构的分层增长一直到最小的尺度。
2008-03-11 astro-ph
Dark Matter Annihilation in Substructures Revised
即将发射的$γ$射线卫星将在银河系的子结构（或"团块"）中寻找暗物质湮灭。探测这些天体的前景在很大程度上取决于对暗物质在子结构中的分布以及银河系晕中子结构分布的假设。通过采用简化的，但相当极端的，这些量的处方，我们计算的源，可以检测到与即将到来的实验，如玻璃的数量，并表明，对于最乐观的粒子物理设置（$m_χ=40$ GeV和湮灭截面$σv = 3 \times 10^{-26}$ cm $^3$ s $^{-1}$），结果范围从零到$\sim$百源，所有的质量以上$10^{5}M\odot$。然而，对于具有质量$m_χ=100$ GeV和$σv = 10^{-26}$ cm $^3$ s $^{-1}$的基准DM候选物，通过类玻璃实验，在$5 σ$下，用1年的暴露时间，最多可以检测到少数大质量的亚结构。可以检测到微团块（即质量小至$10^{-6}M\odot$的团块）的情况受到EGRET检测到的弥漫$γ$射线背景的严重限制。
2007-12-10 astro-ph hep-ph
GLAST Dark Matter Search
计划于2006年发射的GLAST大面积望远镜是下一代天基伽马射线望远镜，其点源灵敏度将比10 GeV以下的EGRET提高30倍，并将EGRET扩展到300 GeV。因此，GLAST提供了一个独特的机会，发现WIMP暗物质，通过精确研究产生的伽马射线对湮灭。我们银河系中最密集的暗物质区域目前被认为出现在中心;特别是，暗物质应该集中在位于SgrA * 射电源的假定超大质量黑洞的3 pc范围内。事实上，第二和第三EGRET目录包含一个重要的点源与银河系中心一致的分辨率为12角分。EGRET小组已经确定，这个点源的光谱和时间特征与暗物质WIMP湮灭一致。更详细的分析已经确定EGRET源的幅度和频谱与集中在中心超大质量黑洞3 pc内的遗留WIMP一致。此外，SgrA * 射电辐射与WIMP湮灭中产生的电子和正电子预期的同步辐射一致。如果为真，那么GLAST应该能够用1个月的数据来约束假设的WIMP的粒子属性。
2002-09-06 astro-ph
What can GLAST say about the origin of cosmic rays in other galaxies ?
20 MeV至300 GeV波段的伽马射线与来自无线电和X射线波段的数据结合使用，为研究我们的姐妹星系仙女座星系和麦哲伦星云中宇宙射线的起源提供了强有力的工具。伽马射线大面积空间望远镜（GLAST）将在空间上分辨这些星系，并测量宇宙射线与其中的气体和尘埃碰撞产生的漫射伽马辐射的光谱和强度。对仙女座星系的观测将提供一个像银河系这样的螺旋星系的外部视角。对麦哲伦云的观测将使我们能够研究矮不规则星系中的宇宙射线，在矮星系中，禁闭肯定是不同的，大质量恒星的形成速率要大得多。
2000-03-27 astro-ph
The Milky Way's satellite population in a LambdaCDM universe
我们比较了银河系11个已知卫星的结构和运动学，并对Lambda CDM宇宙中暗晕的形成进行了高分辨率模拟。与以前的工作相比，我们发现很好的协议。观察到的运动学正是那些预测的恒星星族与观察到的空间结构轨道内的最大规模的“卫星”的子结构在我们的模拟。质量较小的子结构的势阱比观测到的卫星所在的势阱弱。如果有一个晕子结构的“问题”，它在于理解为什么晕子结构在制造恒星方面如此低效。对暗物质性质的修改（例如，自相互作用或温暖的暗物质）可能会破坏标准冷暗物质的良好一致性。
2002-07-24 astro-ph
Substructure in CDM Halos and the Heating of Stellar Disks
数值模拟揭示了冷暗物质（CDM）晕中长寿命亚结构的存在。这些过去合并和吸积事件中幸存下来的核心数量远远超过了银河系已知的卫星。这一发现促使人们认为，冷暗物质（CDM）晕中的子结构可能与观测不相容，并且与薄的、动态脆弱的恒星盘的存在相冲突。N体模拟的磁盘/凸起/晕模型的银河系，其中包括数百个暗物质卫星的质量，密度和轨道来自高分辨率的宇宙学CDM模拟表明，子结构只起着次要的动力学作用，在磁盘的加热。这是因为卫星的轨道很少把它们带到圆盘附近，那里的潮汐效应最大。我们的结论是，子结构可能不会排除维里化的CDM晕是可以接受的主机薄恒星磁盘像银河系。
2001-10-30 astro-ph
Galactic Halo substructure in the Sloan Digital Sky Survey: the ancient tidal stream from the Sagittarius dwarf galaxy
最近有两项研究报告在斯隆数字巡天（SDSS）的调试数据中发现了明显的Halo子结构。在这里，我们表明，这晕子结构几乎是在其全部由于预期的潮汐流撕裂的人马座矮星系在其许多近距离接触的过程中与银河系。这种解释对这些流星的运动学和距离做出了强有力的预测。将SDSS团队探测到的古老水平分支恒星的结构与我们自己调查中发现的碳星结构进行比较，表明这个晕流的年龄与银河系相当。看来银河系和人马座矮星系在它们存在的大部分时间里都是一个强烈相互作用的系统。一旦完成，SDSS将提供一个独特的数据集来约束人马座矮星系的动力学演化，它也将强烈约束外银河系的质量分布。
2000-11-07 astro-ph
The Formation of the Milky Way in the Cosmological Context
在冷暗物质的背景下讨论了银河系的形成。如果银河系经历了气体加热和与暗物质子结构脱钩的早期阶段，就会出现几个可以解决的问题。这个模型结合了Eggen、Lynden-Bell和Sandage关于一个整体原星系坍缩的图像，以及Searle和Zinn关于早期子结构合并阶段的图像，形成了一个一致的银河系形成场景。
2001-05-17 astro-ph
Halo Substructure and Disk Heating in a Lambda CDM Universe
我们研究最近的建议，在冷暗物质（CDM）晕的子结构可能与薄，动态脆弱的恒星盘的存在冲突。银河系孤立的磁盘/隆起/晕模型，包括数百个暗物质卫星的质量，密度和轨道来自高分辨率的宇宙学CDM模拟的N体模拟表明，在$z=0$的子结构在几个陀螺仪的磁盘加热中只起着次要的动力学作用。这是因为卫星在现今CDM晕中的轨道很少将它们带到盘附近，而盘附近的潮汐效应最大。除非子结构的影响是非常不同的，在较早的时候，我们的模型表明，子结构可能不会排除维里化的CDM晕薄恒星盘，如银河系的可接受的主机。
2001-11-05 astro-ph
Exploring Halo Substructure with Giant Stars: A diffuse star cloud or tidal debris around the Milky Way in Triangulum-Andromeda
我们在这里报告发现了一个明显多余的2 M质量的巨星候选者，其去红0.85 < J-K_S < 1.2，至少在$100\degr < l < 150\degr$和$-20\degr > b > -40\degr$之间的相当大的天球区域，并且覆盖了三角座和仙女座的大部分星座。这种结构似乎并不优先分布在一个清晰的核心周围，而是位于数十千秒差距之外的一个纤细的，cluberous云状结构中。简化的自行图以及子样本的光谱显示这些多余的恒星是真正的巨星，而不是污染的矮星。径向速度测量表明，在这些M巨星的速度色散$σ< 17$ km s $^{-1}$的相干运动学结构的存在。我们的发现支持银河系周围存在相当分散的恒星结构，由于其无核和稀疏的分布，可能是潮汐流或一种新的卫星星系的一部分。
2004-05-21 astro-ph
Dark matter substructure and gamma-ray annihilation in the Milky Way halo
我们目前的初步结果从“通过Lactea”，最高分辨率的模拟银河CDM子结构的日期。在WMAP 3年宇宙学中，它遵循了一个银河系大小的晕的形成，其Mvir=1.8x10^12 Msun，使用了2.34亿个粒子。在z=0时，可以识别出超过10，000个次晕：它们的累积质量函数可以很好地拟合，N（>Msub）= 0.0064（Msub/Mvir）^（-1），直到Msun=4x10^6 Msun。在subhalos的总质量分数为5.3%，而在子结构的表面质量密度的分数在10 kpc的晕中心的投影距离为0.3%。由于最小的已分辨晕的重要贡献，这些分数尚未收敛。在所有较大的卫星上，子结构都很明显，甚至在太阳附近也能分辨出一些暗物质团块。峰值圆周速度超过10公里/秒（5公里/秒）的暗卫星数量为124（812）：其中5（26）个在0.1 Rvir范围内，这是一个在以前的模拟中几乎平滑的区域。从暗物质团块中发射的中性伴子自湮灭伽马射线在每个晕下质量十年中近似是恒定的。因此，虽然在我们的运行的贡献的伽马射线光度的星系晕的子结构总额只有40%的总球平均平滑信号，我们预计这部分增长显着的分辨率进一步增加。从银河系中心8千秒差距处到达基准观测者的预期湮灭伽马射线通量的全天图显示，在当前分辨率下，少量的暗晕开始变得足够明亮，可以从观测者周围的平滑密度场的背景中看到。
2006-11-13 astro-ph
Gamma rays from the neutralino dark matter annihilations in the Milky Way substructures
高分辨率模拟显示，在冷暗物质的情况下，结构形成的层次和大量的子结构生存在星系晕。如果子结构通过暗物质湮灭发射伽马射线，就可以探测到。在标准模型的最小超对称扩展框架下，计算了银河系次结构中暗物质湮灭的γ射线通量。从低能超对称性，特别是从子结构中的暗物质的密度分布的预测的不确定性进行了仔细的研究。计算在任何给定通量以上发射伽马射线的子结构的累积数目。从子结构的γ射线的可探测性进行了讨论。我们提出了通过地面大视场探测器探测这些信号的可行性。
2006-01-10 astro-ph hep-ph
Group infall of substructures on to a Milky Way-like dark halo
我们报告的发现，星系大小的晕的子结构/subhaloes往往落在一起在宇宙学模拟组，这可能解释的MW卫星分布的奇怪。即使对于发生在八光年前的事件，在次晕的角动量中仍然可以看出落入时的原始聚集，$z \sim 1$。这种现象似乎相当普遍，因为在我们的模拟中，至少有1/3的现代subhaloes已经成群下降。因此，这可以很好地解释林登-贝尔和林登-贝尔幽灵流。我们还发现，如果MW卫星仅来自一个组，则建立类似于MW卫星的平坦分布的概率高达$\sim 80%$，而当涉及五个组时，则高达$\sim 20%$。因此，我们得出结论，“奇特的”分布的卫星周围的MW可以预期的CDM结构形成理论。这种非随机分配的卫星subhaloes意味着环境依赖于这些低质量的物体是否能够形成恒星，可能与早期宇宙再电离的性质有关。
2008-07-17 astro-ph
Substructure in the Globular Cluster System of the Milky Way
银河系中富含金属的球状星团（[Fe/H] > -0.8）的运动学和空间特性表明，这些天体并不包含一个均匀的群体。确定了三个子系统。最高质量的星团表现出非常缓慢的净旋转速度为v_rot = 24 km/s和v_rot/sigma = 0.3，表明中心凝聚的球状子系统。大约有一半的低质量星团似乎位于一个细长的棒状结构中，穿过银河系中心，并具有类似于银河系中央恒星棒的性质。剩下的低质量星团表现出非常快的净旋转，旋转速度为v_rot = 164 km/s，v_rot/sigma = 6。这些星团位于银道面，距离银道中心4至6千秒差距的环内。最高质量的星系团可能是在内星系晕耗散演化的相对高级阶段形成的。低质量的棒团可能与银河系恒星棒或凸起的形成有关。质量较低的环状星团似乎是真正的盘状天体。它们可能代表了团簇形成的一个阶段，介于晕状球状星团和现存最古老的疏散星团之间。
1996-10-23 astro-ph
A "Baedecker" for the Dark Matter Annihilation Signal
我们提供了一个"贝德克尔"或旅行指南的方向在天空中的暗物质湮灭信号可能是预期的。我们计算的中性子暗物质在银河系的中心和最近的三个矮椭球体（人马座，天龙座和大犬座）湮灭的高能量伽马射线的流量，使用现实的暗物质分布模型。其他研究者使用尖状暗晕轮廓（如Navarro-Frenk-White）来声称有显著信号。这忽略了大量的天体物理学证据，即银河系内部区域并非暗物质占主导地位。我们发现，从银河系中心的湮灭信号下降了两个数量级的核心暗物质密度分布的尖的替代。目前和未来的高能伽马射线探测器，无论是大气切伦科夫望远镜还是像GLAST这样的太空任务，都缺乏探测任何单色伽马射线湮灭线的灵敏度。然而，在1 GeV以上和50 GeV以上的连续伽马射线信号可能是从矮椭球体或银河系本身检测到的。如果矮椭球体的密度分布是尖形的，那么最有希望探测到人马座和大犬座。然而，如果矮椭球体具有较温和的核心轮廓，则湮灭信号是不可检测的。对于GLAST，一个有吸引力的策略是利用宽视场并在中纬度观察银河系，正如Stoehr等人所建议的那样。
2004-03-21 astro-ph
Indirect search for dark matter: prospects for GLAST
本文研究了我们的星系晕、M31、M87和矮星系天龙座和人马座的GLAST卫星通过γ射线湮灭产物间接探测中性伴子的可能性。伽马射线通量的两个代表性的能量阈值，0.1 GeV和1.0 GeV，在GLAST的空间分辨率变化很大。除了由修改后的普卢默配置文件或潮汐截断国王配置文件描述的矮星，通量进行了比较，晕与中央尖点和核心。研究表明，无论子结构的轮廓如何，子结构都只能略微增强伽马射线发射。如果密度分布有一个中心核，中性伴子质量小于50 GeV，那么在银河系高纬度地区，预期的伽马射线强度超过1 GeV，这与EGRET数据得出的剩余辐射一致，而对于中心尖点，只有大幅增强才能解释观测结果。只有当中性伴子质量低于300 GeV并且密度分布具有中心尖点时，GLAST才能从M31探测到0.1 GeV和1.0 GeV以上的通量，在这种情况下，中心黑洞产生的伽马射线发射显著增加。对于人马座，只要中性伴子质量低于50 GeV，GLAST就可以探测到0.1 GeV以上的通量。从M87和Draco的通量总是低于GLAST的灵敏度极限。
2004-05-13 astro-ph hep-ph hep-th
Investigating halo substructures with annual modulation signature
星系等级形成理论，数值模拟，人马座矮椭圆星系（SagDEG）在1994年的发现和最近的研究表明，银河系的暗晕可以有一个丰富的现象，包含非热化的子结构。在目前的初步研究中，我们调查的情况下，SagDEG（银河系中最著名的卫星星系穿越太阳附近）分析其暗物质流贡献的星系晕的DAMA/NaI年度调制数据的基础上的后果。目前的分析仅限于一些WIMP候选人和一些天体物理，核和粒子物理方案。其他的候选者，例如我们在其他地方讨论过的轻玻色子，以及其他非热化的子结构，这里还没有讨论。
2006-04-13 astro-ph
Substructure and halo density profiles in a Warm Dark Matter scenario
利用高分辨率宇宙学N体模拟研究了暖暗物质背景下类银河系星系晕的结构和密度分布。相对于冷的暗物质，结果支持这种情况。
2000-09-20 astro-ph
Search for Dark Matter with GLAST
探测银河系晕中暗物质粒子对湮灭产生的奇异宇宙射线是寻找超对称暗物质候选者的可行技术。伽玛射线，反质子和正电子的光谱的研究提供了很好的可能性，以执行这一搜索中的一个重要部分的最小超对称标准模型参数空间。特别是EGRET团队已经看到了一个令人信服的信号，表明银河系中心有一个强烈的过量发射，这是标准过程无法简单解释的。我们将审查与实验GLAST考虑LEP的结果，我们将比较这种方法与反质子和正电子实验可实现的限制。
2003-05-05 astro-ph hep-ex hep-ph
Precise constraints on the dark matter content of Milky Way dwarf galaxies for gamma-ray experiments
我们研究的前景探测伽马射线的暗物质湮灭在六个最有前途的矮球状体（dSPH）的银河系卫星星系。我们使用最近测量的速度色散配置文件提供了一个系统的调查每个星系的暗物质质量分布，并表明，在质量建模的伽马射线通量的不确定性小于一个因素的~ 5，每个dSph，如果我们假设一个平滑的NFW配置文件。我们表明，小熊座和天龙座是最有前途的dSphs的伽马射线探测与GLAST和其他计划的天文台。对于每个dSph，我们调查的通量增强从晕子结构，并表明，相对于一个光滑的晕通量的增强因子不能大于约100。这种增强依赖于很弱的低质量截止尺度的子结构质量函数。虽然从每个dSph的预期通量的幅度敏感地依赖于暗物质模型，我们发现，六个Sphs之间的通量比是已知的约10倍内。流量比也是相对不敏感的冷暗物质晕中心斜率和子结构分数目前的理论范围。
2007-05-03 astro-ph
Substructure in Dwarf Galaxies
近年来，人们进行了一系列大规模的光度测量，目的是探测附近矮星系的子结构。其中一些天体显示出每个恒星星族的不同分布，反映了它们的恒星形成历史。此外，矮星系是由暗物质主导的，因此发光的子结构可能代表了底层暗物质的扰动。子结构也可能是潮汐相互作用的影响，例如银河系对人马座dSph的破坏。因此，矮星系的亚结构反映了这些天体的恒星、结构和运动学演化。
2004-08-10 astro-ph
3D Distribution of Molecular Gas in the Barred Milky Way
我们提出了一个新的模型的分子气体在银河系的三维分布，根据CO线数据。我们的分析是基于使用平滑粒子流体动力学（SPH）使用一个现实的禁止重力势来自所观察到的COBE/DIRBE近红外光分布的气体流模拟的内部星系。气体模型比简单的圆形旋转模型更好地描述了气体轨道，并且受到观测的高度约束，但它不能预测局部细节。在这项研究中，我们提供了一个3D地图的观察到的分子气体分布使用的速度场从SPH模型。与银河系中心区域研究的比较表明，主要结构被复制，但沿着视线有些拉伸，可能是由于SPH模拟的分辨率有限。气体模型将公开提供，并可能证明在一些应用中是有用的，其中包括用GLAST测量的扩散伽马射线发射的分析。
2007-12-27 astro-ph
The accretion origin of the Milky Way's stellar halo
我们使用斯隆数字巡天（SDSS）数据发布5的数据来探索银河系恒星晕的整体结构和子结构，使用大约400万颗颜色选择的主序星关闭恒星。我们用扁圆和三轴破幂律模型拟合数据，发现恒星晕的“最佳拟合”扁圆度为0.5<c/a<0.8，晕恒星质量在银心半径1和40千秒差距（3.7+/-1.2 x10 ^8 M_sun）之间。恒星晕的密度分布近似为r^{-3};幂律斜率可能在20 kpc以内较浅，而在20 kpc以外较陡。然而，我们发现，所有光滑和对称的模型是非常差的适合恒星晕星的分布，因为数据表现出大量的空间子结构。在考虑了泊松不确定性的（已知）贡献后，我们使用模型轮廓周围数据的RMS（尺度>~ 100 pc）量化了与光滑扁圆/三轴模型的偏差。实际恒星分布与任何平滑的参数化晕模型的均方根偏差都大于40%，因此恒星晕是高度结构化的。我们比较了观测结果与模拟的银河系恒星晕形成完全从吸积的卫星在宇宙学的背景下，通过分析模拟的数据以同样的方式。虽然模拟恒星晕的质量，整体配置文件和程度的子结构显示出相当大的分散，在银河系的晕子结构的属性和程度匹配以及一个“典型的”恒星晕的属性完全建立了从破碎的卫星星系的碎片。因此，我们的研究结果指向这样一幅图景，即银河系的恒星晕中有很大一部分是从卫星星系中吸积而来的。
2008-03-15 astro-ph
Prospects For Detecting Dark Matter With GLAST In Light Of The WMAP Haze
WMAP实验的观测已经确定了来自银河系中心的过量微波辐射。先前已经表明，这种“WMAP薄雾”可能是暗物质粒子湮灭时产生的相对论电子和正电子的同步辐射。特别是，WMAP霾的强度、光谱和角分布与电弱标度的暗物质粒子（如具有普适额外维度的模型中的超对称中性伴子或卡鲁扎-克莱因暗物质）相一致，其湮灭的截面约为σ v~ 3 × 10 ^-26 cm ^3/s，并以尖晕轮廓分布。不需要进一步的奇异天体物理或湮灭助推因子。如果暗物质湮灭实际上是观测到的霾的原因，那么其他湮灭产物也将产生，包括伽马射线。在这篇文章中，我们研究的前景GLAST卫星探测伽马射线的暗物质湮灭在银河系中心地区在这种情况下。我们发现，通过研究银河系中心周围的内部0.1度，GLAST将能够检测到暗物质湮灭为重夸克或规范玻色子超过天体物理背景与5西格玛（3西格玛）的意义，如果他们是轻于约320-500 GeV（500-750 GeV）。如果将角窗扩大以研究暗物质晕轮廓的角扩展（同时减少天体物理背景），那么GLAST可以识别出重达几TeV的WIMP，具有很高的意义。只有当暗物质粒子湮灭为电子或μ子时，GLAST才无法识别与WMAP霾相关的伽马射线谱。
2007-09-19 astro-ph hep-ph
Halo Substructure and the Power Spectrum
在这个过程中，我们提出了一个半解析研究的结果CDM子结构作为一个功能的原始功率谱。在LCDM框架下，当COBE标准化时，我们将我们的方法应用于n=0.85-1.1，sigma_8=0.65-1.2的几个倾斜模型.我们还研究了一个更极端的、类似暖暗物质的光谱，它在10 ^10 h^-1 Msun的尺度下被急剧截断。我们发现晕子结构的质量分数不是光谱斜率的强函数，因此很难使用引力透镜类星体的通量比来约束倾斜。积极的一面是，我们所有的CDM型模型都得到了与强透镜估计值非常一致的预测质量分数：在M \sim 10^8 Msun时，f \sim 1.5%。截断模型产生一个显着较小的分数，f \lsim 0.3%，这表明温暖的暗物质样光谱可以区分CDM光谱使用透镜。我们还讨论了矮卫星丰度的问题，重点是银河系卫星观测到的中心速度色散和它们的主机晕的最大圆周速度之间的地图的宇宙学依赖性。与早期的工作一致，我们发现，标准LCDM过度预测银河系卫星在固定Vmax的数量级的估计数，但倾斜的模型做得更好，因为subhalos不太集中。有趣的是，假设矮星具有各向同性的速度色散张量，具有显著倾斜光谱的模型（n \lsim 0.85，sigma_8 \lsim 0.7）可能会低估Vmax \gsim 40 km/s的大型银河系卫星的数量。
2002-12-14 astro-ph
Dark matter annihilation in the halo of the Milky Way
如果宇宙中的暗物质是由弱自相互作用粒子组成的，它们可能会自我湮灭并发射伽马射线。我们使用高分辨率的数值模拟直接估计湮灭流量从银河系的中心区域和暗物质的子结构在其晕。虽然这样的估计仍然不确定，因为他们的强烈依赖于的densitives区域的结构，我们的数值实验表明，不太直接的计算高估了从中心和从晕子结构的排放。我们估计一个最大的增强最多的一个因素的几个相对于一个光滑的球形晕的标准Navarro-Frenk-White（NFW）结构。我们讨论了下一代伽马射线探测器的探测策略，发现湮灭通量可能是可检测的，无论密度区域的不确定性，目前流行的基本粒子模型预测的暗物质的湮灭截面。
2004-01-23 astro-ph
The Halo of the Milky Way
我们证明了银河系椭球体中的恒星数不是关于l=0，l=180度对称的。飞机在l=155 °附近发现最小计数。最大恒星数的银河经度取决于晕星的星等和颜色选择。我们将此解释为证据表明，球状体人口是三轴的主轴取向65度的视线从太阳到银河系中心，并近似垂直于银河酒吧。还观察到来自潮汐碎片和可能的潮汐碎片的大的局部恒星聚集。要全面了解银河系球状体的人口，需要每个子结构中代表性恒星的位置信息和三维空间速度。许多恒星的切向速度将由目前和计划中的天体测量任务提供，但没有计划中的任务将测量足够微弱的恒星，以解开球体的更遥远的部分，其中包含大部分的空间子结构。本文使用的数据来自斯隆数字巡天（SDSS）公共数据发布DR3。
2005-02-18 astro-ph
Substructure in Dark Halos: Orbital Eccentricities and Dynamical Friction
我们研究的偏心率的轨道内的质量分布，我们看到的星系和星系团的分布。全面了解这些轨道特性对于计算与星系和星系团的形成和演化有关的物理过程的速率至关重要。我们导出了一些球势的轨道偏心率分布。这些分布强烈依赖于速度各向异性，但只有轻微的形状的潜力。我们还提出了高分辨率的N体模拟的卫星系统的轨道衰减的偏心轨道在等温晕。动力学摩擦时标被发现减少与轨道偏心率的增加，但依赖性比以前建议的弱。轨道偏心率在整个衰变过程中保持相当的恒定;虽然偏心率在近心点附近减小，但在远心点附近又增加，因此没有净圆化。最后，我们讨论了一些应用程序。我们发现银河系中球状星团的轨道偏心率分布符合接近各向同性的速度分布。然而，银河系卫星系统的有限数据似乎有所不同，需要进一步研究，作为我们银河系及其晕子结构形成和演化的线索。
1998-11-13 astro-ph
Precision Astrometry, Galactic Mergers, Halo Substructure and Local Dark Matter
宇宙结构形成的和谐冷暗物质模型虽然在描述大尺度观测方面非常成功，但在星系尺度上存在许多问题。银河系及其卫星系统提供了一个关键的实验室，探索暗物质（DM）在这一制度，但一些最权威的测试本地DM等待微弧秒天体测量，如将交付的空间干涉测量任务（SIM Planetquest）。我讨论了几个测试银河DM启用未来的微弧秒天体测量。
2008-01-31 astro-ph
Effects of dynamical evolution on the distribution of substructures
我们开发了一个半解析模型，确定的质量，位置和内部结构的暗物质子结构的演变在暗物质晕。我们将这个模型应用到银河系的情况。我们特别关注质量损失，动态摩擦和子结构-子结构相互作用的影响，其中最后一个以前被忽略的子结构演化的分析模型。我们的半解析处理再现了从Gao et al.（2004）最近的N体宇宙学计算中获得的子结构的空间分布和它们的质量函数。我们发现，如果考虑到质量损失，目前的分布的子结构实际上是不敏感的动态摩擦和散射从其他子结构。实现这些现象导致在r<0.35 r_vir时子结构的数量略有增加（~5%），而它们对质量函数的影响可以忽略不计。我们发现，质量损失过程导致的子结构的破坏之前，动力学摩擦和引力散射可以显着改变它们的轨道。我们的研究结果表明，在r>0.35 r_vir时，目前的亚结构分布反映了落星时的轨道性质，因此，它完全由宿主晕周围的暗物质环境决定，并没有被动力学演化所改变。
2004-12-15 astro-ph
Cold Dark Matter Substructure and Galactic Disks I: Morphological Signatures of Hierarchical Satellite Accretion
（摘要）我们进行了一系列的高分辨率，无耗散N体模拟研究的累积效应的子结构合并薄盘星系的结构形成的LCDM范式的背景下。我们的模拟活动是基于一个混合的方法。子结构性质直接从星系大小的冷暗物质（CDM）晕的宇宙学模拟中挑选出来。与从现今的子结构人口统计中可以推断出的相反，大质量的次晕吸积到主晕的中心区域，那里是银河系盘的所在地，因为z~1应该是常见的现象。一个主机晕合并的历史，随后被用来种子控制的数值实验的重复卫星的影响，最初薄的银河系型盘星系。我们表明，这些吸积事件产生几个独特的观测签名，在恒星盘，包括：在郊区的环状特征;一个显着的耀斑;一个中央酒吧;和微弱的对流结构（虚假）类似潮汐流。盘星的最终分布呈现出一种复杂的垂直结构，可以用标准的“薄-厚”盘分解来很好地描述。我们的结论是，在LCDM模型中预期的那种卫星盘遇到可以诱导在银河系，M31，和其他盘星系中发现的那些类似的星系盘的形态特征。这些结果突出了CDM子结构在确定盘星系结构和驱动星系演化中的重要作用。即将到来的星系结构巡天和天体测量卫星可能能够通过测试星系盘的详细结构是否像CDM范式预测的那样兴奋来区分竞争的宇宙学模型。
2008-07-17 astro-ph
Dark Matter Substructure in Galactic Halos
我们使用数值模拟来研究银河系和集群质量晕内的层次宇宙中形成的子结构。集群很容易复制与陡峭的质谱数千子结构块密切匹配的意见。然而，暗物质子结构的幸存也发生在星系尺度上，导致了星系晕作为星系团的缩放版本出现的显着结果。该模型预测银河系晕的维里化范围应该包含大约500颗圆速度大于天龙座和小熊座的卫星，即束缚质量大于10^8Mo，潮汐极限大小大于kpc。子结构团块的轨道上，其中很大一部分通过恒星盘，导致显着的共振和脉冲加热。它们的丰度和奇异密度分布对古老薄盘、冷恒星流、引力透镜和间接/直接探测实验的存在具有重要意义。
1999-07-29 astro-ph
On the phase-space structure of the Milky Way dark-matter halo
我们分析了$Λ$ CDM宇宙学（Springel et al. 2001）中星系团暗物质晕形成的高分辨率模拟。实现的分辨率使我们能够详细绘制相空间结构，并表征其演变和块状程度。按比例缩小的集群晕的牛奶路大小的晕，我们探测子结构预期在太阳附近。在这里，我们专门解决的直接检测实验，旨在确定暗物质的性质，这样的子结构的相关性。
2001-10-25 astro-ph hep-ph
The Structural Evolution of Substructure
我们研究了冷暗物质晕中的子结构演化，采用N体模拟方法研究了静态宿主势内子结构晕（subhalos）的潮汐剥离。我们发现，Halos仿照Navarro，Frenk & White（NFW）的质量分布不断失去质量，由于从大规模的主机潮汐，导致总中断的卫星晕与小潮汐半径。剥离的NFW晕的结构主要取决于质量损失的分数，并可以表示在一个简单的修正到原来的NFW配置文件。我们将这些结果应用到银河系的子结构中，并得出结论，围绕其矮球状体（dSPH）卫星的暗物质晕具有圆形速度曲线，其峰值远远超过发光半径，速度显着高于预期的恒星速度色散。我们的建模表明，dSphs的真实潮汐半径远远超出了表面亮度剖面中观察到的假定潮汐截止值，这表明后者不是真正的潮汐起源，而是有限的动力学相关性的光剖面中的功能。特别是对于天龙座，我们的模型表明它的潮汐半径比Irwin & Hatzidimitriou（1995）得出的要大得多，这支持了Odenkirchen等人（2001）对最近斯隆调查数据的解释。同样，我们的模型表明船底座的晕具有约55公里/秒的峰值圆速度，这可能有助于解释这个小星系如何设法保留足够的气体来经历几次恒星形成的爆发。我们的研究结果意味着在CDM宇宙中预期的最大质量的subhalos和银河系的已知卫星之间的密切对应关系，并表明只有低于35公里/秒的峰值圆速度的subhalos缺乏容易检测到的发光对应物。
2002-12-06 astro-ph
Angular Signatures of Dark Matter in the Diffuse Gamma Ray Background
在我们银河系的光环和宇宙中的其他地方湮灭的暗物质预计将产生一个弥漫的伽马射线通量，可能通过下一代基于卫星的实验（如GLAST）观察到。在这篇文章中，我们研究了暗物质在这种辐射的角分布，特别是确定性的签名。关于河外贡献，我们讨论了太阳系相对于宇宙学静止系的运动的影响，以及由于我们本地宇宙的结构而引起的各向异性。对于来自我们自己的星系晕中的暗物质的γ射线通量，我们讨论了太阳系的偏移位置、康普顿-Getting效应、银河系晕的非球面性以及附近子结构的特征对γ射线通量的影响。我们探讨了GLAST卫星探测这些特征的前景，发现如果EGRET观测到的弥散伽马射线背景中有10%或更多是暗物质湮灭的结果，那么GLAST应该对次百分比水平的各向异性敏感。这种精确度足以检测出本文所讨论的许多（如果不是全部）签名。
2007-06-18 astro-ph hep-ph
Cold Dark Matter's Small Scale Crisis Grows Up
冷暗物质（CDM）理论预测了暗晕中丰富的子结构。这些预测与观测到的星系团相吻合，比如附近的室女星系团。然而，CDM模型存在“小尺度危机”，因为星系在晕中占主导地位，几乎没有子结构，而模型预测星系应该是具有丰富子结构的星系团的缩放版本。与CDM的预测相比，银河系和仙女座是“失踪”的对象与速度色散$σ\geq 10$公里秒$^{-1}$。这些失踪卫星的能量尺度足够低，恒星风和超新星可能会带走气体，抑制其发光恒星成分的形成。在这里，我们表明，小规模的危机持续存在的化石群，质量高达40%的附近的室女星系团的星系。化石群是室女星系团中以预测的频率出现的光度缺失的卫星。此外，“失踪的星系”的化石组几乎一样明亮的银河系的速度色散$σ\leq$ 150公里秒$^{-1}$。
2004-06-23 astro-ph
Constraining supersymmetry from the satellite experiments
本文利用星载实验EGRET和GLAST研究了银河系暗晕中暗物质湮灭产生的$γ$射线的可探测性。我们在标准模型的超对称扩展框架下工作，并假设最轻的中性伴子是暗物质粒子。基于暗物质晕演化的N体模拟，我们首先用中性伴子湮没方法计算了这类新的$γ$射线源的平均强度分布。用EGRET和GLAST探测这些$γ$射线源是可能的。相反，如果这些来源没有被检测到的暗物质粒子的性质将受到这些实验的限制，然而，这取决于晕下轮廓的不确定性。
2007-12-10 astro-ph hep-ph
Are Great Disks Defined by Satellite Galaxies in Milky-Way Type Halos Rare in $Λ$CDM model?
我们假设卫星星系遵循暗物质分布，研究卫星星系的空间分布。基于高分辨率数值模拟的半分析研究支持这一假设。我们发现，对于Milky-Way型晕，如果只观测到十几个卫星星系，那么它们可以躺在一个均方根高度约为40 kpc的“大”盘上。平面的法线在天空上大致是各向同性的。这些结果与观测到的银河系卫星星系的性质是一致的。然而，如果卫星星系遵循由当前质量选择的子结构分布，那么类似于银河系中的大圆盘是罕见的，并且难以复制，这与Kroupa等人（2004）得出的结论一致。
2005-03-14 astro-ph
Deciphering The Last Major Invasion of the Milky Way Galaxy
本文介绍了用AAT上的2dF装置对距银道面0.5- 5 kpc的2000颗F/G星进行光谱测量的第一批结果。这些数据表明，距平面几kpc的厚盘绕银河系中心的平均旋转速度与预期有很大的不同，约为100 km/s，而不是预测的~ 180 km/s。我们提出，我们的样本是由恒星从一个分裂的卫星，合并与银河系的磁盘约10- 12 Gyr前占主导地位。我们没有发现证据的许多实质性的合并预期在层次聚类理论。我们发现更多的证据表明，恒星晕保留了运动学的子结构，表明小合并
2002-07-04 astro-ph
The Shape of the Milky Way Halo and the Satellite Tidal Tails
围绕主星系运行的矮星系受到其暗晕产生的强大潮汐力的影响。因此，卫星上可能出现子结构和潮汐尾。这些结构可以给我们关于主星系和矮星系的暗物质含量的信息。银河系的卫星，因为它们的接近，是一个很好的样本来研究潮汐力的影响。银河系势的形状可以从其卫星潮汐尾的观测数据中推断出来。人马座矮星是最有趣的卫星之一，因为它呈现出一个长长的潮汐尾巴，在天空中覆盖了一个很大的角度，沿着流的日心距离变化很大。
2004-06-18 astro-ph
Candidate Milky Way Satellites in the Galactic Halo
斯隆数字巡天（SDSS）DR 5光度数据与$120^{\circ} < α< 270^{\circ}$，$25^{\circ} < δ< 70^{\circ}$寻找新的银河系同伴或子结构的星系晕。五个候选者被确定为暗恒星源的超密度，其颜色-星等图与已知的球状星团或矮球状星系相似。每个候选者的距离估计拟合合适的恒星等时线的颜色星等图。几何性质和绝对星等被粗略测量，并用于确定候选者是否可能是矮球状星系，星团或潮汐碎片。SDSSJ 1000 +5730和SDSSJ 1329 +2841可能是暗矮星系的候选者，而SDSSJ 0814 +5105、SDSSJ 0821 +5608和SDSSJ 1058 +2843可能是极暗的球状星团。这些候选者需要后续研究来确认。
2007-10-19 astro-ph
Uncovering CDM halo substructure with tidal streams
在冷暗物质主导的宇宙中，结构的形成和增长模型预测，星系晕应该包含重要的子结构。然而，对银河系的研究还没有确定预期的几百个质量大于10^6 Msun的亚晕。在这里，我们提出了一个测试的存在下晕的星系晕。我们表明，古老的球状星团的潮汐尾的结构是非常敏感的加热与大量的黑暗子晕反复密切接触。我们讨论了检测这样的影响下一代的天体测量任务的背景下，并得出结论，它应该很容易检测到的GAIA数据集。从球状星团中发现单个延伸的冷恒星流将支持其他理论，例如自相互作用的暗物质，这些理论会产生更平滑的光环。
2001-10-31 astro-ph
Gamma-Rays from Dark Matter Mini-Spikes in M31
游荡的中等质量黑洞（IMBH）群体的存在是一种通用的预测方案，试图解释超大质量黑洞的形成从大质量种子的增长。IMBH的增长可能会导致形成DM overdensities称为“迷你尖峰”，最近提出的理想目标，间接DM搜索。然而，目前基于地面的伽马射线实验由于视野有限而无法搜索这些物体，并且将银河系中的小尖峰与GLAST预计观察到的许多天体物理来源区分开来可能具有挑战性。我们在这里表明，伽马射线实验可以有效地搜索IMBH在附近的仙女座星系（也被称为M31），在那里的迷你尖峰将出现作为点源的分布，各向同性地分布在一个\thickapprox 3^{ \circ }圆周围的银河系中心。对于质量m_x =150 GeV的类中性伴子DM候选者，GLAST（在5σ，在2个月内）可以探测到多达20个源。使用空气切伦科夫望远镜，如MAGIC和VERITAS，可以探测到多达10个源，只要中性伴子的质量在TeV范围内或以上。
2007-03-29 astro-ph
Mapping low-latitude stellar substructure with SEGUE photometry
低纬流环绕着银河系的低纬度，是一个巨大的恒星结构，其起源至今不明。作为SEGUE巡天的一部分，已经获得了几个横跨银河平面的光度扫描，分布在经度50到203度的范围内。这些数据允许系统地研究银河系在低纬度的结构，低纬度流居住的地方。我们应用颜色-星等图拟合技术来绘制这些区域的恒星（子）结构，从而能够检测光滑模型的过密度。这些探测结果可用于区分低纬流的不同模型，并有助于揭示系统的性质。
2008-08-12 astro-ph
Formation and evolution of galaxy dark matter halos and their substructure
我们使用“Via Lactea”模拟来研究银河系大小的LambdaCDM晕及其subhalo人口的共同进化。虽然在一系列主要合并中，大部分宿主晕质量在前6 Gyr期间吸积，但物理质量分布[而不是M_vir（z）]实际上保持不变，因为z=1。在一个大样本的LambdaCDM星系晕中也是如此。在给定质量壳层的转向和维里化时期之间，次晕质量损失达到峰值，之后下降。97%的z=1的subhalo在当前的时期有幸存的束缚残余。对于最初较轻的次晕，保留的质量分数更大：z=1时最大圆速度Vmax=10 km/s的卫星今天的质量约为当时的40%。在第一个近心通过一个更大的平均质量分数损失比在每个后续轨道。潮汐从外到内移动子结构中的质量，导致与相同质量的场晕相比更高的浓度。这种效应，再加上内部卫星形成时代较早，导致银河系中心的次晕浓度强烈增加。我们提出了个人的进化轨迹和当今的性能可能的主机的矮卫星周围的银河系。今天位于Via Lactea宿主之外的“场晕”的形成历史被发现强烈依赖于其环境的密度。这是由潮汐质量损失引起的，潮汐质量损失会影响偏心轨道上的许多场晕。
2008-05-13 astro-ph
Diffuse inverse Compton and synchrotron emission from dark matter annihilations in galactic satellites
湮灭的暗物质粒子产生的电子和正电子的能量与伽马射线光子的能量大致相当。带电粒子在银河系环境中的逆康普顿和同步加速器过程中基本上失去了所有的能量。我们讨论了银河系的卫星（可能是光学黑暗，很少或没有恒星）的暗物质湮灭的扩散签名，提供了一个尾巴的排放跟踪卫星在其轨道上。逆康普顿过程提供了X射线和伽马射线，可能会看到无线电波长的同步辐射。我们讨论了检测这些信号与当前和未来的观测，特别是EGRET和GLAST的伽马射线的可能性。
2004-03-22 astro-ph
Reaffirming the connection between the Galactic stellar warp and the Canis Major overdensity
我们进行了一个关键的重新分析和讨论最近的结果在文献中解释的CMa过密度的吸积矮星系或一个新的子结构内的银河系的签名。讨论了若干问题。我们表明，反对“扭曲”的解释是基于对银河系的错误认识。在平均翘曲中平面的相对两侧的颜色-星等图是不同的，没有什么异常。我们目睹了蓝羽人口的兴衰，首先归因于一个分裂的矮星系中的年轻恒星，现在作为一个正常的圆盘人口被丢弃。类似地，在薄+厚盘的金属丰度较低（-1<[Fe/H]<-0.5）的外部没有异常，并且螺旋臂（作为薄盘的一部分）应该并且确实弯曲。最重要的是，我们毫不含糊地表明，与以前的说法相反，翘曲产生的恒星过密度是距离兼容的CMa.The CMa过密度仍然完全占在一个一阶方法的银河系模型没有新的子结构。考虑到内在的不确定性（关于翘曲，耀斑和盘截止的性质，消光和简并的作用），这些模型的微小偏差不足以支持银河系盘中吸积矮星系或新子结构的假设。
2007-07-30 astro-ph
Substructure and halo density profiles in a Warm Dark Matter Cosmology
我们进行了一系列高分辨率的模拟，旨在研究银河系大小的星系晕（主机晕）的子结构和晕的密度分布在一个温暖的暗物质（WDM）的情况下，一个非零的宇宙学常数。主晕的维里质量在3.5 x 10^12到1.7 x 10^12太阳质量之间，每个主晕都有超过10^5个粒子。WDM功率谱的一个关键特征是自由流长度R_f，它固定了结构形成模型的一个附加参数。我们使用三个R_f值：0.2，0.1，和0.05 Mpc的主机晕的子结构进行分析，并比较结果的冷暗物质（CDM）模型的预测。我们发现，客人晕（卫星）的WDM方案中的形式，但更容易被破坏的动力摩擦和潮汐破坏比他们的同行在CDM模式。在WDM模型中，我们在z = 0的宿主晕维里半径内发现的少量客体晕是效率较低的晕吸积和较高的卫星破坏率的结果。在假设每个客晕都有一个亮星系的情况下，我们发现银河系和仙女座星系周围卫星星系的圆速度函数可以用Rf = 0.1Mpc WDM模型很好地描述。在Rf = 0.1- 0.2Mpc的模式中，z=0时残存的半晕的平均浓度参数c_1/5比相应的CDM半晕的平均浓度参数c_1/5约小1倍。这种差异很可能导致WDM模型中发现的较高的卫星摧毁率。主晕的密度分布很好地描述了NFW拟合，而客体晕显示出各种各样的密度分布（删节）。
2000-06-06 astro-ph
Neutralino annihilation into gamma-rays in the Milky Way and in external galaxies
我们讨论的伽马射线信号从暗物质湮灭在我们的银河系和外部对象，即大麦云，仙女座星系（M31）和M87。我们推导出的最小超对称标准模型的低能量实现的通量预测，并将它们与EGRET，CANGAROO-II和HEGRA的当前数据进行比较，并与新一代卫星实验的能力，如GLAST，和地面切伦科夫望远镜，如VERITAS。我们发现通量低于解释CANGAROO-II（朝向银河系中心）和HEGRA（来自M87）所显示的伽马射线过量的可能迹象所需的水平。就未来的实验而言，我们表明，只有来自银河系中心的信号可以访问卫星实验和ACT，即使这需要非常陡峭的暗物质密度分布。
2004-08-30 astro-ph hep-ph
Dark matter annihilation or unresolved astrophysical sources? Anisotropy probe of the origin of cosmic gamma-ray background
宇宙伽马射线背景（CGB）的起源是高能天体物理学中长期存在的一个谜。可能的候选者包括普通的天体，如未解决的耀变体，以及更奇特的过程，如暗物质湮灭。虽然很难单独从平均强度数据中区分它们，但可以使用各向异性数据来代替。我们研究了来自未分辨耀变体和暗物质湮灭（包括来自暗物质子结构的贡献）的CGB各向异性，发现来自这些源的角功率谱是非常不同的。然后，我们专注于检测暗物质湮灭信号的各向异性数据，通过处理未解决的耀变体组件作为一个已知的背景。我们发现，只要暗物质湮灭贡献了一个合理的分数，暗物质的签名应该是可检测的角功率谱的CGB从两年的全天空观测与伽马射线大面积空间望远镜（GLAST），例如，>~ 0.3，在大约10 GeV的CGB。我们的结论是，各向异性测量的CGB与GLAST应该是一个强有力的工具，揭示CGB的起源，并有可能为第一次检测到的暗物质湮灭。
2007-03-07 astro-ph hep-ph
Difficulty of detecting minihalos via $γ$-rays from dark matter annihilation
分析计算和最近的数值实验表明，我们银河系中相当大的质量是以一种团簇的形式存在的，根据\cite{dms:05}，它可以像$10^{-6} \msun$一样轻。在这项工作中，我们估计的伽马射线通量预计从暗物质湮灭发生在这些微晕，假设大部分的暗物质是由中性伴子。我们生成模拟天空地图，显示预期的伽马射线信号的角分布。我们将它们与GLAST等卫星实验的灵敏度进行比较，发现可能的微晕探测确实非常具有挑战性。
2006-01-16 astro-ph hep-ph
Understanding limitations in the determination of the diffuse Galactic gamma-ray emission
我们讨论的不确定性和可能的误差来源与确定的弥漫银河伽马射线发射使用EGRET数据。大多数问题在GLAST时代也将是相关的。这里的重点是对银河系弥漫的伽马射线发射的暗物质湮灭信号的影响评估的问题。
2006-09-28 astro-ph hep-ph
Proper motion of gamma-rays from microhalo sources
我讨论了探测银河系中存在的最小的暗物质束缚结构的前景，通过寻找适当的运动$γ$射线源在即将到来的GLAST全天空地图。我表明，对于暗物质粒子的候选人，耦合到光子的检测至少有一个$γ$ -射线微晕源与适当的运动的地方的约束的耦合和质量的暗物质粒子。对于超对称暗物质，自行检测意味着粒子的质量小于500 GeV，动力学去耦温度在[4-100] MeV的范围内。
2006-09-28 astro-ph hep-ph
