Baryons in Dark Matter Halos
本文介绍了2004年10月5-9日在奇塔诺瓦/诺维格勒（HR）举行的“暗物质晕中的重子”会议论文集的前言和目录，并由PoS（http：//www.example.com）在线出版，PoS是由的里雅斯特SISSA推出的一种新的多功能在线论文集和讲义出版服务。pos.sissa.it
2005-02-10 astro-ph
Measuring the dark matter velocity anisotropy in galaxy clusters
宇宙包含的暗物质大约是正常重子物质的6倍，直接观察到暗物质和重子之间的根本差异对于我们理解暗物质结构都很重要，并为我们提供有关暗物质粒子基本特征的信息。我们讨论了平衡态暗物质结构的一个显著特征，即局部暗物质温度可能依赖于方向的性质。这与重子气体形成鲜明对比。我们使用X射线观测两个附近的，放松的星系团，假设流体静力平衡和相同的暗物质和气体温度的外部集群区域，测量此暗物质温度各向异性β_dm，与非参数蒙特卡罗方法。我们发现，beta_dm是大于重子气体，beta_gas=0，在超过3西格玛的信心预测值。观测到的温度各向异性值与宇宙学N体模拟的结果相当一致，并表明暗物质粒子的平衡不受与重子气体相反的局部点状相互作用的控制。
2007-11-08 astro-ph hep-ph
A case for a baryonic dark halo
最近，由天文台和地球资源观测卫星合作对大麦云中的微透镜事件进行的观测表明，星系晕的一个重要部分是质量为$\sim 0.1 M_{\odot}$的大质量晕天体（MHO）。我们概述了一个方案中，暗集团的MHO质量$\sim 0.1 M_{\odot}$和$H_2$分子云的形式在晕中的银河系中心距离大于$\sim$ 10 - 20千秒差距，重子是一个主要组成部分的晕。我们的图片可能的签名进行了讨论。
1994-10-05 astro-ph
Constraints on the Baryonic Compression and Implications for the Fraction of Dark Halo Lenses
我们预测的分数暗晕透镜，即透镜系统的分数产生的引力势的暗晕，重子压缩的一个简单的参数模型的基础上。暗晕透镜的分数主要包含重子压缩效应和暗晕密度分布的信息，并且预计对宇宙学参数和源布居不敏感。我们所采用的模型包括描述重子压缩的整体效率的星系形成概率p_g（M）和表示重子压缩如何改变暗晕内部结构的星系圆周速度与暗晕维里速度之比γ_v=v_c/ v_{vir}。模型参数由星系的速度函数和引力透镜的像距分布约束，但模型参数之间的简并性仍然存在。我们发现，暗晕透镜的分数强烈依赖于γ_v和暗晕的密度分布，如内斜率α。这意味着，如果暗晕透镜的密度分布完全稳定，则暗晕分数的观测可以打破模型参数之间的简并性。另一方面，通过将gamma_v限制在物理上合理的范围内，我们可以根据我们的模型预测暗晕透镜的分数的下限。我们的结果表明，暗晕（α>~ 1.5）或过于集中的暗晕的陡峭的内尖与观测中缺乏暗晕透镜不一致。
2002-07-24 astro-ph
Baryonic Dark Halos: A Model with MACHOS and Cold Gas Globules
星系晕中的暗物质很可能是重子物质，其中的大部分质量可能是以亚恒星物体簇的形式存在的，其中嵌入了冷气体球。这种晕可能在星系形成和演化中起着积极的作用。
1995-11-09 astro-ph
Flattened Galactic Haloes and Baryonic Dark Matter
我们讨论了微透镜光学深度，暗晕的平坦化和低到中等红移重子普查之间的紧密联系。通过分析微透镜光学深度作为银河系坐标的函数的曲线图的不同值的轴比$q$的银河系CANO晕，我们已经表明，观测是最好的描述与$q \simeq 0.6$扁平晕。对于这种全局晕形状的选择，不存在动力学障碍。极扁平的$q \simeq 0.2$晕和球形的$q \simeq 1$晕都有几个困难，尽管严重程度不同。这种扁平化的宇宙学密度分数中所包含的MACHO的后果被认为是和质量的比较低和中等红移的Ly $α$森林和其他似是而非的水库的气体讨论的背景下，一个统一的描述宇宙的重子内容的演变。
1999-07-13 astro-ph
The Causes of Halo Shape Changes Induced by Cooling Baryons: Disks Versus Substructures
冷暗物质宇宙演化论预测三轴暗物质晕，而观测发现相当圆的晕。这很可能是由于重子的凝聚导致了更圆的晕。我们研究晕相空间分布的基础，这种形状的变化。三轴晕是由箱形轨道支持的，它任意地靠近密度中心。重子引起的三轴性的降低被认为是由于这些轨道的散射。我们测试这个假设与模拟磁盘内生长的三轴晕。在盘生长之后，我们通过蒸发盘并比较初始和最终状态来检查相空间结构是否发生了变化。虽然当圆盘处于满质量时，晕圈基本上是圆的，但在圆盘蒸发后，它们的最终形状与初始形状没有太大区别。同样，当圆盘生长时，晕圈变得（更）径向各向异性，但最终的各向异性与初始各向异性一致。只有当重子是不合理的紧凑或质量，晕不可逆地改变。我们表明，个人的轨道的字符一般不会改变的增长质量。因此，重子的中心凝聚并没有破坏足够的盒子轨道来引起形状的改变。相反，盒子轨道只是随着全局势而变得更圆。然而，如果角动量通过卫星或棒传递到晕，那么晕分布就会发生很大的不可逆变化。卫星的能力，改变相空间分布的晕是特别关注的星系形成模拟，因为晕的三轴性可以深刻地影响磁盘的演变。
2008-06-13 astro-ph
Baryonic Dark Matter and the Diffuse Gamma Ray Background
我们表明，我们的星系晕的重子气体含量可以通过对扩散背景伽马射线辐射的分布进行多极展开来探测。虽然四极矩（各向同性背景）可以用来约束晕气体的重子分数，但四极矩与四极矩之比是晕中气体分布的敏感探针，{ \it即}气体分布的平坦程度。预测的扩散伽马射线通量被发现是非常敏感的整个晕的宇宙射线密度分布。如果宇宙射线是均匀的，那么气体分数的上限是$16.6\%$，而不管晕圈气体分布的平坦程度如何。然而，考虑到银河平面内和附近的通量的去除，特别是对于扁圆（$e <1$）气体分布，这种束缚可以被削弱。另一方面，在更现实的情况下，宇宙射线线性跟踪平滑的晕质量（和晕气体）分布，那么一个严格的约束上的重子气体部分的晕$η$，$η\ltwid 3\%$，可以放置与现有的数据，无论晕扁平。
1994-09-15 astro-ph
A Scenario for a Baryonic Dark Halo
最近的观测微透镜事件在大麦哲伦星云的银河星系晕的一个重要部分是在质量晕对象（MHO）的形式约为0.1 M_{\odot}。我们认为，星系晕主要是重子的，除了MHO分子云外，H_2分子云也可能对星系晕有重要贡献。我们提出了一种假设，即在星系中心距离大于~ 10-20 kpc的星系晕中形成MHO和/或H_2分子云的暗星系团，因为在那里我们预期原球状星团云之间的碰撞较少，紫外辐射通量也较小。宇宙线质子在H_2分子云中可能产生显著的γ射线通量。我们的计算给出了一个上限，这是低于目前的可探测性的流量。
1994-11-04 astro-ph
The Compression of Dark Matter Halos by Baryonic Infall
暗物质晕的初始径向密度分布是由分层结构形成情景中的引力坍缩形成的，并且随着重子冷却并沉降到晕中心而受到进一步的压缩。我们在这里描述了一个明确的实现算法，最初开发的杨，计算的密度分布的变化作为结果的绝热降落在一个球形晕模型。具有随机运动的晕比忽略随机运动的晕更能抵抗压缩，这是广泛采用的简单方法的一个关键弱点。杨氏算法的结果与N体模拟的密度分布非常一致。我们展示了如何可以应用该算法来确定真实星系的原始未压缩晕，这一步必须小心计算，以便能够与LCDM等理论的理论预测对抗。
2005-07-26 astro-ph
Gamma ray emission from a baryonic dark halo
Dixon等人最近对EGRET数据进行的重新分析发现，星系晕中有统计学意义的弥散$γ$射线辐射。我们表明，这种发射可以自然地占在一个先前提出的模型重子暗物质，根据该模型，暗簇的褐矮星和冷的自引力$H_2$云填充外星系晕，可以出现在微透镜观测。基本上，星系晕中的宇宙射线质子散射在聚集成暗星团的云上，产生了观测到的$γ$射线通量。我们推导出相应的强度分布，这原来是在非常好的协议与狄克逊等人获得的地图。我们还解决了未来的前景，以测试我们的预测。
2000-05-24 astro-ph
Dark Matter-baryon segregation in the non-linear evolution of coupled Dark Energy model
在耦合的暗能量模型中，球形顶帽涨落的增长和维里化导致了暗物质（DM）和重子之间的分离，因为重力落入势阱的过程对重子来说比DM慢。因此，在达到它们的反转之后，在完全的维里化之前，晕的外层富含重子。因此，维里密度对比度的定义存在自然的模糊性。事实上，当外层重子层落入更富DM的核心时，它们携带着原始涨落之外的DM物质;因此，当所有最初属于涨落的物质--也只有它们--都维里化时，时间是不存在的。重子-DM分离在不同的尺度上会产生不同的天体物理后果。最小的晕可能会失去原始重子含量的50%，变得几乎不可见。团簇大小的晕中的子晕可能会释放出大量的重子物质，这些物质可以作为团簇内的光被观测到。一般来说，孤立的晕可以预期具有比宇宙学比例更丰富的重子成分，这是由于在小的晕遭遇中丢失的重子的宇宙富集。
2005-11-30 astro-ph
Contraction of Dark Matter Halos in Response to Condensation of Baryons
暗物质晕中心重子的冷却导致了更集中的暗物质分布。传统上，这种效应是使用绝热收缩模型计算的，该模型假设球对称，而在分层形成情景中，晕通过多次剧烈合并而增长。我们在高分辨率宇宙学模拟中测试了绝热收缩模型，发现气体的耗散确实增加了暗物质的密度，并使其径向轮廓比没有冷却的情况下更陡。虽然标准模型系统地高估了暗物质密度的增加，但将假设的不变量从M（r）r简单修改为M（<r>r）r，其中<r>是轨道平均粒子位置，再现了10%以内的模拟轮廓。
2005-10-18 astro-ph
The baryonic mass-velocity relation; clues to feedback processes during structure formation and the cosmic baryon inventory
我们发现，从矮星系到富星系团的尺度上都可以建立重子质量与维里速度之间的全局关系。如果考虑到晕结构的细节和冷却气体引起的晕绝热收缩，这个关系的斜率接近于暗物质晕在标准的等级宇宙演化中形成并捕获一个普适重子分数时的预期斜率。低质量晕（$V_{vir} < 50$ km/s）中重子的散射和缺乏与预期的由于宇宙紫外背景在高红移下的光蒸发对气体吸积的抑制是一致的。这些数据是不一致的，从强大的超新星风的气体去除显着，除非从他们的气体运动学测量的星系的速度显着低于真正的晕速度与$V_{vir} < 100$公里/秒的对象。因此，像$Λ$ CDM这样的模型，由于晕的质量函数很陡，可能很难再现这里提出的重子质量-速度关系，同时再现星系的平坦光度/HI函数。银河系拥有宇宙中大约10%的重子，这接近于在这些尺度上的分级模型中预期的坍缩质量分数，这表明星系形成的效率很高。大多数重子预计将均匀分布在低密度环境中的弥漫星系际气体和星系群内的星系内介质之间。
2003-09-17 astro-ph
Is the galactic halo baryonic?
最近对大麦云微透镜现象的观测表明，相当大一部分星系晕是质量小于0.1 M_{\odot}的MACHO。在这里，我们认为，分子云（主要是H_2）位于星系晕可以大大有助于其总质量。我们概述了一个场景中，黑暗的集群的MACHO和分子云自然形成的光环在大银河系的距离。通过红外发射和分子云通过诱导伽马射线通量检测MACHO的可能途径进行了讨论。位于M31暗晕中的分子云可以通过宇宙背景辐射（CBR）的各向异性或微波波段的发射线来发现。
1995-04-24 astro-ph
The Effect of Baryons on Halo Shapes
观测证据表明，无碰撞的暗物质（DM）晕的形状与观测系统的形状不匹配。利用流体动力学宇宙学模拟，我们研究了重子耗散对晕形状的影响。我们表明，耗散模拟产生显着圆晕比那些形成在等效的耗散模拟。气体冷却导致晕主轴比平均增加~ 0.2-0.4的内部区域和系统的转变，持续到维里半径，减轻理论和观测之间的任何紧张关系。虽然由于过冷效应的影响可能被高估，但为了重现所观察到的冷重子比例而设计的团簇形成模拟仍然产生了相当圆的晕。在耗散模拟中，晕也表现出轴比增加的趋势。此外，我们表明，subhalos一般比相应的场晕圆，即使在无耗散模拟。最后，我们分析了一系列的二进制，等质量合并模拟盘星系。无碰撞合并揭示了DM晕形状和恒星残骸形态之间的强相关性。在耗散合并中，强气体流入和恒星形成的结合导致了残余物中DM轴比的增加。所有这些结果都强调了重子过程在比较理论与观测中的重要作用，并警告不要过度解释与小尺度无碰撞模拟的差异。
2005-08-03 astro-ph
The haloes of merger remnants
我们进行碰撞N体模拟的1：1星系合并，使用模型，其中包括星系晕，光盘和隆起，专注于晕组件的行为。星系模型的构建没有求助于麦克斯韦近似。我们调查的影响，不同的星系的方向，它们的相互轨道，和初始速度各向异性或尖点强度的晕后的剩余晕密度分布和形状，以及运动学。我们观察到，晕密度分布（确定为一个球形平均值，近似，我们认为适当的）是非常强大的合并，我们的残余晕的速度各向异性几乎是独立的轨道或初始各向异性的晕。残留物在晕的内部遵循Hansen & Moore（2006）提出的晕各向异性-局部密度斜率（β-γ）关系，但在晕的外部，β系统地低于该关系预测的值。剩余晕轴比强烈依赖于晕的初始参数和它们的轨道。我们还发现，残余晕是显着的球形比那些在模拟研究，其中包括气体冷却。
2007-03-23 astro-ph
Limits on the Halo White Dwarf Component of Baryonic Dark Matter from the {\em Hubble Deep Field}
天文台合作的透镜事件统计数据表明，暗星系晕的很大一部分可以由重子物质组成，其形式为质量在0.1和1.0 \Msun之间的白矮星。这样一个有光环的白矮星群，为了能逃过观测白矮星光度函数的人的探测，必须是由一个古老的种群形成的。观测结果表明，在$10^{-4.5}$ \Lsun，每立方秒差距每单位热星等的晕状白矮星的数量小于$10^{-5}$;在较低的光度下，这个数量必须显著增加，才能提供所需的重子晕质量。这样的白矮星可能很容易在大多数当前和早期的调查中逃脱检测。虽然它的角度范围有限，{ \em哈勃深场}（HDF）探测了足够体积的星系晕，提供了有趣的限制晕白矮星的数量，并对晕质量的分数，他们可以弥补。如果可以探测到HDF区域中低至$V=29.8$的恒星，那么CANDO的结果表明，HDF中可能有多达12颗微弱的晕状白矮星。发现（或没有发现）这些恒星反过来又对星系形成后立即形成的恒星形成产生了有趣的限制。
1996-06-14 astro-ph
Red Halos of Galaxies - Reservoirs of Baryonic Dark Matter?
对本星系群外星系的深光学/近红外表面测光显示，在盘状星系和星暴矮星系等不同的物体周围有微弱的红色晕。这些结构的颜色过于极端，无法与银河系或M31恒星晕中所见的恒星星族相一致，而其他解释，如尘埃变红、高金属丰度或星云发射也不受欢迎。另一方面，一个服从底重初始质量函数（IMF）的恒星星族与所有可用的数据是一致的。由于它的高质光比，这样的粒子群将有效地表现为重子暗物质，并且可以解释一些在低红移宇宙中仍然缺失的重子。在这里，我们给出了一个概述，目前的红晕检测，红色的颜色和正在进行的搜索周围的类型的星系，这种现象尚未报告的红晕的起源的替代解释。还讨论了一些潜在的测试底部重货币基金组织的假设。
2007-08-06 astro-ph
Dark matter halo concentrations in the Wilkinson Microwave Anisotropy Probe year 5 cosmology
我们使用三个大的N体模拟相结合，调查的暗物质晕晕质量和红移在WMAP 5年宇宙学的浓度的依赖。对于晕质量在10^11 ~ 10^15 Msol/h范围内且红移z < 2的情况，浓度和质量之间的中值关系可以用幂律来充分描述，无论晕密度分布是用NFW还是Einasto分布拟合。与Millennium Simulation最近的分析（使用高于WMAP 5允许的sigma_8值）相比，z = 0晕圈浓度降低了23%（10^11 Msol/h）至16%（10^14 Msol/h）。预测的浓度远低于从X射线观测组和集群推断。
2011-05-02 astro-ph
Baryonic Pinching of Galactic Dark Matter Halos
四个星系尺度的暗物质晕的高分辨率宇宙学N体模拟进行了比较，相应的N体/流体力学模拟包含暗物质，恒星和气体。不含重子的模拟与文献中描述的其他模拟具有相同的特征，即暗物质密度斜率向中心连续减小，密度ρ~r^{-1.3+/-0.2}，约为我们银河系大小的星系维里半径的1%。模拟中的中心尖点（也包含重子）明显变陡，达到ρ~r^{-1.9+/-0.2}，表明内对数斜率收敛。由于恒星/气体星系的中心建立的暗物质晕绝热收缩模型进行了检查。最简单和最常用的模型，由Blumenthal等人提出，被证明大大高估了中心暗物质密度。Gnedin等人提出的一个修改后的模型被证明是一个相当大的改进，但并不完美。此外，它被发现的收缩参数不仅取决于暗物质的轨道结构，但也对恒星的反馈处方是最相关的重子分布。暗物质湮灭在银河系中心的影响进行了讨论，它被发现，虽然我们的模拟显示了一个相当大的减少晕收缩相比，Blumenthal等人。模型，从暗物质湮灭的流量仍然预计将被增强至少一个因素的100相比，暗物质的晕。最后，它表明，虽然暗物质的唯一晕通常是扁长的，暗物质晕包含重子是轻度扁圆的短轴与长轴比为c/a=0.73+/-0.11，其扁平与中央重子盘对齐。
2007-01-03 astro-ph
UHECR Anisotropy and the Galactic Halo
对于超高能宇宙射线（UHECR）的存在，有几种解释认为它们起源于暴胀后再加热过程中产生的大质量粒子的衰变。有人建议，衰变产物可以解释所观察到的各向同性通量的UHECR。我们已经计算了暗物质分布的各种模型所预期的各向异性，发现目前的数据在4 × 10^19 eV以上过于稀疏，无法区分不同的模型。然而，在皮埃尔·俄歇天文台南部运行三年之后，预计在测试这些建议方面将取得重大进展。
1999-05-19 astro-ph
The Mass-Function of Low Mass Halo Stars: Limits on Baryonic Halo Dark Matter
我们推导出晕红矮星（最微弱的氢燃烧恒星）的质量函数（MF），然后外推到晕棕矮星（质量不足以燃烧氢的恒星）的总质量上。质量函数是从USNO视差巡天（Dahn \etal 1995）中114颗本地晕星的光度函数中得到的。我们使用Alexander \etal（1996）的恒星模型，并对样本中的金属丰度和可能的未解析双星做出不同的假设。我们发现当接近氢燃烧极限时，晕红矮星的MF不能比$1/m^2$上升得更快。使用最近的结果从恒星形成理论，我们推断的MF到棕矮星制度。我们看到，可能的外推意味着晕中棕矮星的总质量小于晕局部质量密度的$\sim 3\%$（我们考虑的更现实的模型是$\sim 0.3\%$）。我们的限制适用于晕中的棕矮星，它们与红矮星来自相同的恒星星族。
1996-06-18 astro-ph
Collisional baryonic dark matter halos
如果暗晕是由致密的气体云组成的，就像最近推断的那样，那么云之间的碰撞会导致星系的演化。碰撞在最初奇异的暗物质分布中引入了一个核心，因此可以帮助协调无标度初始条件--比如在模拟中发现的--与观测到的有核心的晕。从这个模型中可以自然地得出晕圈速度与可见光质量（而不是光度）之间的伪塔利-费希尔关系：可见光质量与V成正比^[3.5]。公布的数据与这一理论预测非常吻合。对于我们的星系样本，质量-速度关系比塔利-费舍尔关系的散射小得多，并且对于矮星系（其中扩散气体对总可见质量做出了相当大的贡献）和巨星一样成立。这种可见质量/速度关系似乎很可能是塔利-费舍尔关系的潜在物理基础，而这一发现反过来又表明，暗物质既是重子物质，又是碰撞物质。
1999-03-29 astro-ph
Dark matter halos and the anisotropy of ultra-high energy cosmic rays
对于超高能宇宙射线的存在，有几种解释认为它们起源于暴胀后再加热产生的大质量粒子的衰变。有人认为衰变产物可以解释观测到的宇宙射线各向同性通量。我们已经计算了预期的各向异性的暗物质分布的各种模型，并发现，目前的数据过于稀疏以上$4 \times 10^{19}$ eV的不同模型之间的区别。然而，我们表明，从三年的皮埃尔俄歇天文台南部部分的操作数据在测试的建议将取得重大进展。
1999-03-11 astro-ph
The origin and implications of dark matter anisotropic cosmic infall on ~L* haloes
我们测量的暗物质流的各向异性在小尺度上在附近的环境中的晕使用一个大的模拟集。我们依赖于两种不同的方法来量化的各向异性的宇宙陷落：我们测量的流量在晕的维里半径，同时描述通过通量通过一个球壳下落的物质;我们测量的空间和运动学分布的卫星和子结构周围的子块探测器ADAPTAHOP探测晕首先在附录中描述。通过一点统计和两点统计，发现这两种方法在定性和定量上都是一致的，即落入优先发生在垂直于晕自旋方向的平面内。我们计算了赤道吸积的过剩通过环，并通过一个谐波膨胀的下降。下落物质的各向异性水平被发现是~ 15%。子结构的自旋垂直于它们在晕的静止坐标系中的速度矢量，约为5%，这表明沿着对流结构的流动图像为测量的各向异性提供了解释。我们的结论是，晕不认为它的环境作为一个各向同性的扰动，调查如何使用微扰理论的各向异性向内传播，并简要讨论了影响弱透镜，翘曲和星系盘的厚度。
2004-02-17 astro-ph
Baryonic Content of Galactic Halos and Constraints on Models for Structure Formation
最近在我们星系晕中的致密天体对大麦哲伦星系恒星的微透镜效应的探测表明，我们的星系被一个由质量约为$(0.03-0.5) \msun$的致密天体组成的不发光晕所包围。检测率可能与以下假设一致：这些晕状物体分布在软化的等温剖面上，其核心半径为$(2-8)$ Kpc，渐近圆速度为$220\kms$。孤立地看，这个观测结果与宇宙中只有重子暗物质（BDM，以下简称BDM）贡献了$Ω_b=Ω_{total}\simeq0.06$相一致，然而，这与其他几个大尺度观测结果，特别是COBE-DMR的结果相矛盾。或者，我们可以假设像我们这样的星系被BDM和非重子暗物质（NBDM，下文）包围。如果我们要求：（i）$100$ kpc内至少有30%的暗物质密度是重子的，（ii）银河系结构应该由于$z=1$的红移而坍缩，那么一个具有单分量的NBDM模型，比如说，具有$Ω_b\simeq0.06,Ω_{cdm}\simeq0.94$的模型，也被排除了。此外，如果$100 kpc$中一半或更多的暗物质是重子物质，那么聚集在星系尺度上的NBDM所贡献的$Ω_{dm}$的最大值只能是大约$Ω_{max}\simeq0.29$。使用C+HDM的模型不能满足这一约束，但$Λ$ + CDM模型仍然是
1993-10-07 astro-ph
Baryonic Dark Halos: Machos and Cold Gas?
我们认为，星系晕中的暗物质可能是以\macho s团的形式存在的，在这些团中嵌入了冷的、致密的气体云。微透镜实验已经发现了证据，表明星系晕中有多达一半的质量是以低质量\macho的形式存在的。许多观测和动力学的论点指出，星系周围存在迄今未观测到的冷气体。我们证明了\macho团簇可以稳定冷气体。在一个简单的两组分模型的框架内，我们推导出的\macho \集群和晕冷气含量的限制。典型的团簇质量为$\sim 10 \msun$，典型的\macho \质量为$\sim 0.01 \msun$，气体含量可高达50 \%。各种预测给出了测试的假设，这样的对象可以构成大部分的质量在黑暗的星系晕。如果晕确实是重子的，并且含有大量的冷气体，那么它们在星系形成和演化中扮演的角色可能比通常认为的要活跃得多。
1995-09-29 astro-ph
Dynamical Probes of The Halo Mass Function
我们探讨了CDM晕的质量函数和质量函数的动力学探针之间的关系，如引力透镜分离的分布和本地速度函数。冷却重子对星系晕的压缩是现代模型的一个标准组成部分，它导致了透镜间距分布在3角秒附近或速度函数在400 km/s附近的一个特征。质量函数的两个探头，透镜分离和局部速度函数，是相互一致的。用标准的绝热压缩模型产生星系的观测速度函数或分离分布需要更多的冷重子，与总的宇宙学Omega_b=0.04相比，等效的宇宙学密度Omega_b = 0.02，而不是在标准的星系重子含量计算中观察到的Omega_b=0.006$，或者我们的星系Omega_b<0.015。一个更高的冷重子密度比通常分配给星系的要求似乎是通用的模型，使用标准的绝热压缩模型的CDM晕的冷却重子的变换。如果是真的，这种动力学上的重子差异要么表明我们在标准星系模型中忽略了一半的冷重子质量（例如，一个冷分子或温暖的气体成分），要么表明标准绝热压缩模型存在问题。
2001-08-09 astro-ph
Baryonic Collapse within Dark Matter Halos and the Formation of Gaseous Galactic Disks
本文构建了一个分析框架，计算星系盘组装的气体坍缩内的暗物质晕，以确定表面密度分布的目标。气体包（重子）穿过暗物质晕的势落在接近弹道的、零能量的轨道上，并聚集在一个旋转的圆盘上。暗物质晕有一个几乎普遍的形式，正如以前通过数值模拟确定的那样。首先进行了计算的各种崩溃前的质量分布和旋转配置文件，包括多方球流体静力平衡的晕势。由此产生的磁盘表面密度分布几乎幂律的形式，具有明确的边缘。这种理想化的情况下，一般包括非球形的起始状态和多吸积事件（由于气体被添加到晕通过合并事件）。后者的复杂性进行了详细的探讨，并认为一个对数正态分布的角动量的预塌缩状态。如果这种分布是宽的，那么复合材料的表面密度接近一个普遍的幂律形式，独立于组成轮廓的形状。当角动量分布具有中等宽度时，复合表面密度达到接近指数的形式，与观测到的星系轮廓大致一致。
2006-09-12 astro-ph
Dark Matter Halos: Velocity Anisotropy -- Density Slope Relation
在CDM宇宙学中形成的暗物质（DM）晕似乎具有幂律相空间密度分布的特征。DM晕的密度通常由NFW剖面拟合，但更好的拟合由Sersic拟合公式提供。这些关系是从宇宙学模拟结构形成的经验，但尚未解释的第一原则的基础上。在这里，我们解决了Jeans方程的假设下，一个球形DM晕在动态平衡，服从幂律相空间密度和NFW样或Sersic密度分布。然后，我们计算速度各向异性，β（r），解析。我们的主要结果是，对于NFW样的配置文件的β-γ关系是不是一个线性的（其中伽玛是对数导数的密度ρ [r]）。β（r）的形状主要取决于NFW尺度半径R_s内引力能与动能的比值。对于Sersic分布，恢复线性β-γ关系，并且特别地对于n = 6.0的Sersic指数情况，再现Hansen & Moore的线性拟合。我们的主要结果是，相空间密度幂律，Sersic密度形式和线性β-γ依赖性构成了一组一致的关系，服从球形Jeans方程，并因此提供了DM晕的动力学建模的框架。
2007-11-23 astro-ph
Clustering, Anisotropy, Spectra of Ultra High Energy Cosmic Ray: Finger-prints of Relic Neutrinos Masses in Dark Halos
超高能宇宙线UHECR是由UHE中微子-遗迹中微子Z在热暗晕HDM中的簇射产生的，它的能谱和各向异性反映了遗迹中微子的质量和它们的HDM晕簇。双轻中微子的质量分裂可能会反映到双Z共振，并在最高GZK能量截止处的边缘处形成复杂的UHECR谱调制，即双凸。由于我们在暗物质分布中的特殊位置，每个可能的中微子质量都与一个特征性的暗晕大小（星系、局部、超星系团）及其局部各向异性有关。Mpc周围的中微子HDM晕将允许E_n> 10^{20} eV（由于Z衰变）的UHECR中子次级分量出现，其作用与带电p-反{p}中子相当。它们的未偏转的n-反{n}（或衰减的p-反{p}）飞行较短，导致指向原始UHECR源方向的提示和硬UHECR迹线。直接的p -反{p}对被随机磁场分裂和扩展成围绕原始源方向的更稀释和模糊的UHECR信号。由同步辐射发出的TeV信号也必须标记Z-WW簇射。UHE中微子Z簇射特征可能已经在AGASA（和Auger）数据中的最近（和未来）事件中发现。观测到的硬二重态和三重态谱，它们的时间和空间聚集已经支持了Z尾簇射引起的UHECR中子秒的上升的关键作用。
2001-08-06 astro-ph gr-qc hep-ph
The influence of baryons on the mass distribution of dark matter halos
使用一组高分辨率的N体/SPH宇宙学模拟具有相同的初始条件，但运行与不同的数值设置，我们调查的重子物质的暗晕的质量分布的影响时，不包括辐射冷却。我们比较了从$10^{13}$ \Msun到$7.1 \times 10^{14}$ \Msun的大约400个具有维里质量的大质量晕的浓度参数。我们发现，在非辐射模拟中的总质量和暗物质分布的浓度参数平均比纯暗物质模拟中的大3%和10%。我们的研究结果表明，总的质量密度分布的影响很小的模拟中的热气体成分。在仔细排除了分辨率和暗物质与气体粒子之间的虚假两体加热的影响后，我们得出结论，暗物质浓度参数的增加是由于重子与暗物质之间的相互作用。我们证明了这一点的帮助下，理想化的模拟两体合并。用不同质量分辨率模拟单个晕的结果表明，密度、温度和熵的气体分布是SPH粒子质量分辨率的主题。特别地，我们发现在晕的内部，随着SPH分辨率的增加，气体密度变高，但熵和温度都降低。
2006-10-09 astro-ph
Dark halo baryons not in ancient halo white dwarfs
在排除了恒星天体是暗物质嵌入星系的主要贡献者的可能性之后，微透镜实验不能排除这样的假设，即银河系暗晕的很大一部分可能是由质量在$0.5-0.8 \msun$范围内的MACHO组成的。古代的白矮星通常被认为是最有可能成为这种MACHO的候选者。我们报告的搜索结果，这样的白矮星的自行调查覆盖0.16 sqd的领域在三个时代在高银河纬度，和0.938 sqd在两个时代在中银河纬度（VIRMOS调查），使用CFH望远镜。两次勘测都完成到I = 23，检测效率在I = 24.2时衰减到0。自行数据适用于明确地分离晕白矮星，这些白矮星属于非旋转系统。在颜色-幅度-自行体积内没有发现候选对象，其中这些对象可以安全地与任何标准人群以及可能的伪影区分开。在相同的体积，我们估计的最大白矮星晕分数与此观察兼容，在不同的显着性水平，如果晕是至少14千兆岁，并根据不同的特设初始质量函数。仅我们的数据就排除了在95%置信水平下大于14%的晕轮分数。结合之前两次探索可比体积的研究，将极限推到4%以下（95%置信水平）或1.3%以下（64%置信水平），这意味着如果重子暗物质存在于星系晕中，它不是，或者它只是以微弱的氢白矮星的形式存在。
2004-06-02 astro-ph
Consequences of feedback from early supernovae for disk assembly
在这封信中，我们将研究第一颗超新星在原星系中的作用，它们在反馈中的作用以及对盘组装的影响。扩展Dekel和Silk（1986）提出的图像，我们认为高能超新星风可以以不同程度的效率从所有原星系中驱逐重子。因此，保留下来的重子的分数，因此可以组装成重子盘，是晕的中心速度色散的函数。这种重子分量与暗晕的耦合导致了以下有趣的结果，预测塔利-费舍尔关系的零点的弱标度，或者替代地，质光比与晕的中心速度色散。在应用到银河系晕的情况下，这种反馈机制意味着：（i）银河系晕失去了大约10%的原始气体含量;（ii）在推断的红移的形成$z_f$的范围，和本地重子分数$f_b$的银河系，取决于初始自旋参数的晕。我们发现，对于低自旋晕- $z_f < 1$，$f_b \sim 2%$ ;对于中自旋晕- $z_f \sim 1 - 2.5$，$f_b \sim 5%$ ;对于高自旋晕- $z_f \sim 4 - 8$，$f_b \sim 20%$。观测确定的银河系中最古老的盘星的年龄似乎排除了自旋参数的低值。考虑到在N体模拟中获得的晕的自旋分布的形状，虽然自旋参数的高值不是很可能，但有趣的是注意到，如果银河系晕确实是这种情况，那么反馈过程可以导致局部重子分数与普适值显着不同。
1998-12-11 astro-ph
Massive Compact Halo Objects Viewed from a Cosmological Perspective: Contribution to the Baryonic Mass Density of the Universe
[摘要]我们估计了大质量致密晕天体（Machos）及其恒星祖先对宇宙质量密度的贡献。如果已经探测到的Machos存在于我们银河系的晕中，那么将银河系Machos的数量（50 kpc）简单地外推到宇宙尺度，就会得到宇宙密度$ρ_{Macho} = (1-5) \times 10^9 h \msun \Mpc^{-3}$，就临界密度而言，它相当于$Ω_{Macho}=(0.0036-0.017) h^{-1}$。这样的质量密度与大爆炸核合成所暗示的重子密度相当。如果我们取估计值的中心值，那么Machos就以$Ω_{Macho}/Ω_{Baryon} \sim 0.7 h$主导了今天宇宙的重子含量。然而，在密度测定中的累积不确定性只需要$Ω_{Macho}/Ω_{Baryon} \geq 1/6 h f_{gal}$，其中包含Machos $f_{gal} > 0.17$和$h$的星系的分数是以100 km s为单位的哈勃常数$^{-1}$ Mpc $^{-1}$。我们对$Ω_{Macho}$的最佳估计很难与莱曼- $α$森林的测量所指示的星系际介质重子含量的当前最佳估计相一致。我们探讨了另外的限制，如果出现的Machos白矮星所建议的目前的微透镜数据。我们讨论了这种情况下提出的挑战，在本地和宇宙尺度，特别强调所需的质量预算和核合成产品（特别是碳）的限制。
1998-04-22 astro-ph
