Galactic constraints on CHAMPs
我们改进了早期的银河系边界，可以放置在带电元素粒子（CHAMP）的暗物质的分数。这些限制对于CHAMP来说是很有意义的，因为CHAMP的质量太大，以至于它们无法通过与普通物质的电磁相互作用看到，而其在银河系磁场中的回旋半径太小，以至于晕CHAMP无法到达地球。如果未中和的CHAMP在该质量范围内很好地混合在晕中，它们最多只能占星系晕质量的<（3-7）x 10^{-3}的一小部分。如果CHAMPs衰变为中性暗物质，它们可能仍然是尖晕问题的解决方案，但需要进行微调。我们还讨论了CHAMP不填充球形晕的情况。
2008-12-03 astro-ph
Anatomy of the Bar Instability in Cuspy Dark Matter Halos
本文研究了具有指数盘和尖状暗物质晕的星系模型中的棒不稳定性，以及Navarro-Frenk-White（NFW）宇宙学密度分布。我们从一个3-积分复合分布函数，受到杆不稳定性的平衡模型。我们生成了一系列模型，其质量分辨率范围从盘中的1.8K到18 M粒子和晕中的10 K到100 M粒子，以及有效分辨率为~10^10粒子的多质量模型。我们描述了质量分辨率如何影响酒吧的不稳定性，包括其线性增长阶段，屈曲不稳定性，模式速度衰减通过共振转移角动量的DM晕，和可能的破坏晕尖。我们的高分辨率模拟显示了收敛谱的酒吧和DM晕轨道之间的离散共振相互作用。随着斑图速度的衰减，轨道共振扫过大部分DM晕相空间，并在晕粒子之间广泛分布角动量。晕不发展一个平坦的密度核心，并保留尖点，除了在重力软化占主导地位的区域。棒的形成增加了中心恒星的密度，DM被压缩，从而使晕中心密度增加了1.7倍。总的来说，酒吧的演变显示收敛的行为之间的晕粒子数为1 M和10 M的粒子，当比较酒吧的增长，图案速度的演变，DM晕密度分布和轨道共振的非线性分析。更高分辨率的模拟清楚地说明了离散共振的重要性，在运输的角动量从酒吧的晕。
2008-10-30 astro-ph
Connecting the primordial and Galactic deuterium abundances
从对太阳1-2千秒差距范围内的星际介质的观测中推断出的氘丰度为3倍，相应的氧丰度显示出更大的分散度。虽然较低的D（和O）丰度可能是由于耗尽到尘埃，较高的D丰度与BBN预测的原始D丰度和化学演化模型的银河系与原始或接近原始的物质的流入是一致的。氘和氧丰度的大范围表明，在局部星际介质中，耗尽和/或落入的影响并不均匀。
2007-03-27 astro-ph
The Galactic positron flux and dark matter substructures
本文在超对称框架下计算了银河系暗物质湮灭产生的正电子流，并考虑了暗物质子结构对正电子流的增强。在一个现实的数值模型GALPROP中求解了正电子在银河系磁场中的传播。在GLAPROP模型中重新计算了次级正电子通量。当采用尖点密度剖面时，次级产物和暗物质湮灭产生的正电子总通量与HEAT数据拟合较好。
2007-04-16 astro-ph hep-ph
Contradiction between strong lensing statistics and a feedback solution to the cusp/core problem
标准宇宙学在大尺度上取得了许多成功，但在小的星系尺度上面临着一些基本的困难。其中一个困难是尖点/核心问题。暗物质为主的低表面亮度（LSB）星系的旋转曲线的高分辨率观测意味着银河系暗物质晕有一个密度分布与平坦的中央核心，而N体结构形成模拟预测的发散（尖）的密度分布在中心。有人提出，这个问题可以解决恒星反馈驱动湍流气体运动，擦除初始尖点。然而，强引力透镜更倾向于星系晕的尖形密度剖面。在本文中，我们使用最新的高分辨率观测的LSB星系的旋转曲线，以适应作为晕质量的函数的核心大小，并比较由此产生的透镜概率的观测结果，定义良好的组合样本的宇宙透镜全天巡天（CLASS）和Jodrell银行/甚大阵天体测量巡天（JVAS）。基于这种密度分布的透镜效应概率太低，无法与CLASS/JVAS中观察到的透镜效应相匹配。星系中的重子密度很高，主导着透镜统计，这可以调和这种差异，但前提是它们使质量分布变陡，而不是变浅。这对重子对星系中心质量分布的影响提出了矛盾的要求。
2010-11-18 astro-ph
Halo Geometry and Dark Matter Annihilation Signal
我们研究了晕的形状和几何形状对预期的弱相互作用大质量粒子（WIMP）的暗物质湮灭信号的影响。由于在最里面的区域中的晕轮廓仍然约束不好，我们考虑不同的密度行为，如平核，尖点和尖峰，以及几何失真。我们发现，非球面性有很强的影响时，银河系中心附近的晕配置文件是平坦的湮灭信号，但逐渐变得不太重要的尖形配置文件，并可以忽略不计的存在下，一个中央尖峰。然而，在后一种情况下，天体物理因子强烈依赖于WIMP质量和湮灭截面。
2005-09-30 astro-ph
The survival and disruption of CDM micro-haloes: implications for direct and indirect detection experiments
如果暗物质粒子是中性伴子，那么首先形成的结构是尖状冷暗物质（CDM）晕，在质量范围10^{-6} - 10^{-3} Msun的红移z ~ 100之后坍缩。我们对这些微晕在银河系中的生存进行了详细的研究，因为它们经历了与恒星、分子云和其他暗物质子结构的潮汐相遇。我们使用高分辨率N体模拟测试分析脉冲加热计算的有效性。分析估计的一个主要局限性是，平均能量输入比较平均结合能，而不是从系统的实际质量损失。这种能量标准导致高估的剥离质量和低估的破坏时间尺度，因为CDM晕强烈约束在其内部。我们发现，CDM微晕的材料的一个显着的部分可以通过遇到银河系的子结构和恒星的束缚，但尖形的中心区域保持相对完整。此外，太阳半径附近的微晕是那些比平均水平早得多的坍缩，质量损失很少。因此，我们预计一小部分幸存的绑定微晕，一个平滑的组件，在相空间中的狭窄的功能，这可能是发现的直接检测实验，以及许多幸存的尖形核心与适当的运动弧分钟，每年，这可以间接检测到通过他们的湮灭到伽马射线。
2006-09-11 astro-ph
Limits on Supersymmetric Dark Matter From EGRET Observations of the Galactic Center Region
在大多数超对称模型中，中性伴子暗物质粒子被预测会在银河系中心聚集并湮灭，产生伽马射线等产物。EGRET实验在这一区域进行了观测，对30 MeV至$\sim$ 30 GeV的伽马射线敏感。我们已经使用了改进的点源分析，包括一个能量依赖的点扩散函数和unbinned极大似然技术，这使我们能够显着降低从银河系中心的伽马射线通量的限制。我们发现，目前的EGRET数据可以限制许多超对称模型，如果银河系暗物质晕的密度是尖形或尖峰朝向银河系中心。我们还讨论了GLAST测试这些模型的能力。
2002-10-29 astro-ph hep-ph
Improving the Angular Resolution of EGRET and New Limits on Supersymmetric Dark Matter Near the Galactic Center
使用EGRET数据和改进的点源分析，包括一个能量依赖的点扩散函数和一个unbinned极大似然技术，我们已经能够把相当低的限制从银河系中心区域的伽马射线通量。我们还测试这种方法对已知的来源，螃蟹和船帆座。在这两种情况下，我们发现，我们的方法提高了3EG目录的EGRET数据的角度精度。这个对银河系中心伽马射线的新限制可以用来测试湮灭超对称暗物质和星系晕轮廓的模型。我们发现，目前的EGRET数据可以限制许多超对称模型，如果银河系暗物质晕的密度是尖形或尖峰向银河系中心。我们还讨论了GLAST测试这些模型的能力。
2002-12-20 astro-ph hep-ph
An indirect dark matter search with diffuse gamma rays from the Galactic Centre with the Alpha Magnetic Spectrometer
研究了通过银河系中心的伽马射线湮灭探测非重子暗物质。对不同模型的伽马通量进行了模拟，并将其与国际空间站长期飞行任务期间预计用阿尔法磁谱仪观测到的伽马通量进行了比较。在假设暗物质晕是由最轻、最稳定的超对称粒子--中性伴子组成的情况下，mSUGRA模型的模拟结果表明，在尖状暗物质晕或暗物质晕的情况下，AMS都能探测到湮灭γ射线信号。异常介导超对称破缺（AMSB）模型获得了更乐观的前景。后者也导致宇宙学上重要的6Li丰度。最后，大规模卡鲁扎-克莱因暗物质候选者的发现潜力进行了评估，他们的检测看起来是可行的。
2006-05-23 astro-ph
Pseudo Rotation Curve connecting the Galaxy, Dark Halo, and Local Group
我们构造了一条银河系-本星系群旋转曲线，将银河系旋转曲线与一个图表相结合，其中外部球状星团和本星系群成员星系的银河系中心径向速度与它们的银河系中心距离相对应。用NFW（Navaro，Frenk，White）和Burkert暗晕模型计算的旋转曲线很好地跟踪了这个假旋转曲线在半径R ~ 150 kpc范围内的高速端。NFW模型表明，在距离M31一半距离的385 kpc范围内，银河系的质量约为4 x 10^{11} M_{sun}。高达1.5 Mpc的整个本星系群的伪旋转曲线的高速端表明具有约200 km/s的终极速度的等温性质。为了使本星系群受到引力束缚，需要比银河系和M31大一个数量级的质量。这一事实表明，本星系群包含质量约为5 x 10^{12} M_{sun}的暗物质，它们充满了银河系和M31之间的空间。银河系暗晕的质量密度在R ~ 100 kpc时变得与本星系群的暗物质的质量密度相等，超过R ~ 100 kpc时，星系团内的暗物质占主导地位。如果我们将银河系的半径定义在这个距离上，则封闭的银河系质量为~ 3 x 10^{11} M_{sun}。我们评论的钡离子物质分数的星系在本星系群。
2008-11-07 astro-ph
Large-Scale Mass Distribution Behind the Galactic Plane
我们映射平滑的质量密度分布在银河系的回避区（zoa），在$6000\kms$的本地集团，使用强大的重建从奇特的速度的星系。内插到zoa是基于假设的重力性质的速度场意味着一个潜在的流动。在r=4000 km/s的距离上，主要的动力学特征是：（a）连接半人马座和孔雀座的大吸引子在l=330处的峰值，（b）连接英仙座-双鱼座和仙王座的中等桥梁在l= 140处，以及（c）从南银河半球延伸到船尾座附近的动物园的大空洞，l=220-270。我们发现质量密度与IRAS和光学星系密度在$b=+-20处有很强的相关性，这表明在通过银河平面的星系巡天中也应该看到动物园中的主要动力学特征。基于高达6000 km/s的质量分布，本振群的重力加速度受到带状物质量分布的强烈影响：当包括|b| < 20个带状物时，其方向变化31，使其达到4 +- 19的范围内。
1994-01-03 astro-ph
On the survival and disruption of Earth mass CDM micro-haloes
中微子暗物质导致了大量红移z \approx 60的地球质量暗物质晕的形成（Diemand et al. 2005）。这些丰富的CDM微晕具有尖点密度剖面，可以很容易地承受太阳半径的银河潮汐场。Zhao，Taylor，Silk & Hooper（astro-ph/0502049）的结论是：大部分质量为\sim 10^{-6}M_o的暗物质亚结构将由于与星系晕“中恒星的相互作用而被潮汐破坏。然而，这些作者假设恒星的晕密度至少比观测到的高一个数量级。我们表明，适当的应用程序的冲动近似是制度的多个遭遇，而不是单一的破坏性事件所采用的赵等，这导致了几个哈勃时间的生存时间。因此，我们不认为银河系恒星的潮汐加热会影响微晕的丰度。圆盘交叉会导致一些质量损失，但中央核心可能会幸存下来，并可能被检测为伽马射线源，每年有几个角分的自行。
2005-02-10 astro-ph
Density cusps: restrictions on non-axisymmetric models
现在人们普遍认为星系核的中心有密度尖点，越来越多的证据表明，它们不太可能是三轴的。非轴对称尖点的自洽恒星动力学模型将是对这一结论的有趣反驳。我们考虑三轴尖点的二维类似物：一系列非轴对称的尖点圆盘，首先由Sridhar和Touma（1997）描述。详细研究了具有潜在{} $Φ\propto r^α$的无标度模型。它示出解析$0<α\la 0.43$，自洽模型与正相空间密度不存在。结合Vlasov和泊松方程的数值解表明，整个序列的模型与$0<α<1$也是非物理的。随着现有的工作尖，我们得出结论，纯理论的理由，星系核预计不会是三轴的。
1997-07-05 astro-ph
Tidal debris of dwarf spheroidals as a probe of structure formation models
最近的观测表明船底座和其他附近的矮球状星系被银河系潮汐剥离的未束缚恒星所包围。我们运行高分辨率的N-体模拟的矮星系在银河系晕内的轨道，以确定这样的观察是否可以解释与暗物质潜力所暗示的当前结构形成模型。我们表明，潮汐力作用于矮星的恒定密度的核心或具有低浓度参数（$c < 5$）的尖形轮廓导致平坦的外部恒星密度分布像船底座的各种轨道配置。相反，它是更难以从尖状暗物质晕的浓度高达CDM模型预测的质量尺度的矮星系（$c \simgt 10$）和数据只能重现假设近径向轨道的恒星。我们的模拟显示船底座正在以一个分数速率失去质量，$< 0.1$ Gyr $^{-1}$和它的质光比可以膨胀最多2倍，由于未绑定的恒星沿视线投射。我们跟踪了三轴星系团冷暗物质银河晕内潮汐碎片的演化，它导致了恒星流的差旋和小尺度加热。这使得它们作为银河系势能的动力学示踪剂的用途实际上是无用的，但确实提供了一个新的测试暗物质的性质。具有暖暗物质（WDM）或流体暗物质（FDM）的模型产生的矮晕中心密度低于CDM，并且即使轨道的偏心率低至附近矮球体的当前数据所示，也与观察到的潮汐尾一致。FDM中的星系晕是光滑的球形，将有利于相干流的探测。
2001-10-16 astro-ph
TeV $γ$-radiation from Dark Matter annihilation in the Galactic center
最近用地面伽马射线仪器对银河系中心的观测显示，一个TeV（10 $^{12}$ eV）的伽马射线信号与Sgr A* 的位置一致。高于1 TeV的信号的导出光度是几个$10^{34} \mathrm{erg} \mathrm{s}^{-1}$，其比例如蟹状星云的伽马射线光度稍大，并且合理的识别可能是传统的尽管强的伽马射线源。我们在地球观测卫星上的观测结果。Cherenkov望远镜系统已经将误差盒所对的立体角减小了一百倍以上，这与VERITAS和CANGAROO小组以前的观测结果有关。在研究了H.E.S.S.实验，一个巨大的暗物质候选者，最小质量为12 TeV（90% c.l.）并且需要$1261 M_\odot \mathrm{pc}^{-3} \times (< σv>/3\cdot10^{-26} \mathrm{cm}^3\mathrm{s}^{-1})^{-1/2}$的$r<10$ pc的WIMP密度的上限来解释通过湮灭信号观察到的通量。在90%的置信水平下，过量事件的角分布与$ρ(r)\propto r^{-α}$和$α>1.0$的尖形轮廓一致。尽管在大多数非重子暗物质模型的框架中，暗物质成分的质量和截面出乎意料地高，但它不能被排除。
2004-08-10 astro-ph
A comparison between the detection of gamma rays and positrons from neutralino annihilation
我们研究了中性伴子暗物质在星系晕中湮灭产生的正电子和γ射线的间接探测。考虑HESS数据作为构成γ射线背景的谱，我们在具有非普适标量质量和Gaugino质量的一般超引力框架下比较了GLAST和PAMELA实验的前景。我们表明，与约10的升压因子，PAMELA将与GLAST典型的NFW尖形配置文件的竞争。
2006-11-23 astro-ph hep-ph
Is there Evidence for Flat Cores in the Halos of Dwarf Galaxies?: The Case of NGC 3109 and NGC 6822
两个研究得很好的矮星系-- NGC 3109和NGC 6822 --为银河系暗物质（DM）晕中心的扁平核心提供了一些最强有力的观测支持。我们使用详细的宇宙学动机的数值模型来研究星系的系统学和恢复参数的准确性。我们的一些模型与观测到的两个星系的结构非常吻合。我们的分析表明，这两个星系的旋转曲线，而不是相当兼容的DM晕具有陡峭的尖状密度分布。我们模型中的旋转曲线是使用标准观测技术测量的。模型再现了两个星系的自转曲线、盘面亮度轮廓以及等照度椭圆率和位置角的轮廓。模型的中心是重子占主导地位，然而，暗物质的组成部分是全球占主导地位。模拟的盘质量与观测到的颜色一致的恒星质光比略有一致。我们发现，非圆形运动与气体压力支持和投影效应相结合的结果在一个很大的低估的圆速度在中央$\sim 1$千分位秒区域，创造一个恒定密度的核心的错觉。虽然上述系统效应在有棒系统中更强，但它们也存在于轴对称圆盘中。我们的结果强烈地表明，在矮星系中观测到的旋转曲线与冷暗物质模型预测的尖形中心暗物质密度分布之间并不矛盾。
2006-08-23 astro-ph
Self-consistent massive disks in triaxial dark matter halos
三轴暗物质晕中的星系盘在盘平面上的椭圆势作用下发生变形，从而抵消晕的椭圆率。我们发展了一种方法来计算这种盘在盘-晕组合势中的平衡位形，该方法基于Jog（2000）的方法，但考虑了晕势和盘椭圆率的径向变化。这一关键因素导致了盘的性质不同的行为：盘在小半径处使势圆化，即使是相当低的盘质量。这种效应具有重要意义的建议，调和尖状晕密度轮廓与低表面亮度星系旋转曲线使用晕三轴。在我们的模型中的磁盘椭率是一致的观测估计的基础上的二维速度场和等照度轴比。
2007-06-10 astro-ph
Angular Signatures of Annihilating Dark Matter in the Cosmic Gamma-Ray Background
河外宇宙伽马射线背景（CGB）是寻找暗物质湮灭特征的一个有趣的通道。特别是，除了在能谱中的印记，奇特的各向异性模式相比，一个纯粹的天体物理起源的CGB的情况下，预计。我们考虑到亚星系尺度上的暗物质聚集特性的不确定性，推导出两种可能的各向异性方案。一个明确的暗物质角签名时，湮灭信号只收到一个中等的贡献，从次星系团和/或尖状晕。在实验上，如果星系前景系统有效地保持在控制之下，角差是可以用即将到来的GLAST天文台检测到的，只要湮灭信号对CGB的贡献大于10- 20%。相反，如果亚星系结构有更突出的作用，天体物理和暗物质各向异性变得退化，相应地稀释DM签名。作为补充观测量，我们还介绍了调查的星系和CGB之间的互相关和CGB的不同能带之间的互相关，我们发现，它们提供了一个更敏感的工具来检测的暗物质角签名。
2008-06-19 astro-ph hep-ph
Evidence for Dark Matter Annihilation from Galactic Gamma Rays?
扩散星系EGRET伽马射线数据显示，与传统的银河系模型的预期相比，超过1 GeV的能量明显过剩。在天空的各个方向都可以看到相同的光谱，正如暗物质（DM）湮灭所预期的那样。这一假设进行了详细研究。过剩的能谱被用来限制WIMP质量的50-100 GeV的范围内，而天空图被用来确定晕结构，这是一致的三轴等温晕与额外的增强暗物质在光盘。后者与我们银河系周围距离为14千秒差距的恒星环密切相关，被认为起源于矮星系的潮汐破裂。它表明，这个环的DM与质量的$\approx 2\cdot 10^{11} M_\odot$的原因在旋转曲线的斜率在$R=1.1R_0$和大的局部表面密度的光盘的神秘变化。晕的总质量被确定为$3\cdot 10^{12} M_\odot$。一个尖点轮廓是绝对排除描述伽马射线数据。这些暗物质湮灭的信号与超对称性兼容，提升因子为20以上，与传统的银河系模型相比，具有超过$10σ$的统计显著性。后者与上面提到的所有特征相结合，提供了一个有趣的暗示，即EGRET过剩确实是暗物质湮灭的间接证据。
2004-08-19 astro-ph hep-ph
Excess of EGRET Galactic Gamma Ray Data interpreted as Dark Matter Annihilation
扩散星系EGRET伽马射线数据显示，与传统的银河系模型的预期相比，超过1 GeV的能量明显过剩。在天空的各个方向都可以看到相同的光谱，正如暗物质（DM）湮灭所预期的那样。这一假设进行了详细研究。过剩的能谱被用来限制WIMP质量的50-100 GeV的范围内，而天空地图被用来确定晕结构，这是一致的三轴等温晕与额外的增强暗物质在光盘。后者与我们银河系周围距离为14千秒差距的恒星环密切相关，被认为起源于矮星系的潮汐破裂。它表明，这个环的DM与质量的$\approx 2\cdot 10^{11} M_\odot$的原因在旋转曲线的斜率在$R=1.1R_0$和大的局部表面密度的光盘的神秘变化。晕的总质量被确定为$3\cdot 10^{12} M_\odot$。一个尖点轮廓是绝对排除描述伽马射线数据。这些暗物质湮灭的信号与超对称性兼容，提升因子为20以上，与传统的银河系模型相比，具有超过$10σ$的统计显著性。后者与上面提到的所有特征相结合，提供了一个有趣的暗示，即EGRET过剩确实是暗物质湮灭的信号。
2004-08-19 astro-ph hep-ph
The end of the galactic cosmic-ray energy spectrum - a phenomenological view
本文提出了宇宙射线全粒子能谱中的两种结构，即4PeV处的拐点和400 PeV附近的第二个拐点，并将直接测量和间接测量结合起来，用一个唯象模型--多性腺模型来解释。在这种方法中，膝关节是由从4.5 PeV的质子开始的单个元素的通量的连续截止引起的。第二个拐点被解释为周期表中稳定原子核的终点。为了检验这个模型的一些关键特征，我们在基于宇宙射线扩散模型和银河系中带电粒子轨迹直接模拟的综合方法框架内，计算了能量从10^14到10^19 eV的宇宙射线能谱和传播路径长度。
2005-07-31 astro-ph
On prospects for dark matter indirect detection in the Constrained MSSM
在约束MSSM的框架下，我们导出了银河系中心方向的漫射γ辐射通量和由于中性伴子暗物质湮灭而导致的星系晕正电子通量的最可能范围。我们发现，对于一个给定的晕模型，并假设平坦的先验，68%的概率范围内的集成伽马射线通量跨越约一个数量级，而95%的概率范围可以大得多，并扩展到四个数量级（甚至超过五个小区域在小中性伴子质量）。GLAST对信号的检测能力主要取决于晕圈轮廓的尖度。另一方面，正电子通量似乎太小而不能被PAMELA探测到，除非增强因子至少是十阶和/或晕轮廓非常尖。我们还简要讨论了我们的结果的灵敏度先验的选择。
2008-11-14 astro-ph hep-ph
Mirror Matter as Self Interacting Dark Matter
有人认为，观测到的星系核心密度分布与无碰撞的暗物质粒子不一致，而另一种自相互作用的暗物质候选者可能更好地解释观测结果。在粒子物理学的镜像宇宙模型中提出的一类新的自相互作用暗物质是镜像氢原子，其稳定性由镜像重子数守恒保证。我们表明，镜像氢原子的有效输运截面，有正确的数量级解决的“尖”晕问题。此外，由于较高的镜像质量尺度，镜像原子的耗散效应受到抑制，从而防止了镜像晕物质坍缩成盘，这加强了镜像物质是银河系暗物质的论点。
2001-12-07 astro-ph hep-ph
Dark Filaments in the Galaxy NGC 253 - a Boiling Galactic Disk -
我们使用不清晰的$B$波段光学照片研究了富尘星系NGC 253中暗带和暗丝的形态。尘埃特征被分类为“弧”，其高度和尺度半径约为100至300 pc，连接两个或更多的乌云，以及“环”和“气泡”，这是弧的发展形式，扩展到盘晕界面。这些具有几百pc到$\sim 1$ kpc的直径。在这些气泡中，我们注意到在核上方有一个奇特的圆形气泡，这可能是一个大直径（$\sim 300$ pc）超新星遗迹在核上方的晕中爆炸。我们还发现了“垂直尘埃飘带”，它包括一束窄丝，厚度为几十pc，几乎垂直于银道面，向晕相干延伸1至2千秒差距。最后，我们注意到在中心区域发现了“短的垂直尘埃丝”（或针状物）。我们解释这些功能是由于三维结构的气体从磁盘延伸到晕。我们提出了一个“沸腾盘”模型，在该模型中，对流特征是由盘中的恒星形成活动以及磁通量的影响产生的。我们讨论的ISM在星系盘的化学演化模型的含义。
1994-07-25 astro-ph
Clumps and streams in the local dark matter distribution
在冷暗物质宇宙学模型中，结构的形成和增长是通过合并较小的单位。数值模拟表明，这种合并是不完全的;晕的内核幸存下来，并在其宿主内作为“subhalos”运行。在这里，我们报告了一个模拟，解决这样的子结构，即使在非常内部的区域的星系晕。我们发现数百个非常集中的暗物质团块在太阳圈附近幸存，还有无数的冷流。模拟结果揭示了暗物质聚集的分形性质：孤立的晕和晕下包含相同的相对数量的子结构，都有尖形的内部密度分布。暗晕的内部质量和相空间密度与最近发现的微弱的、以暗物质为主的矮卫星星系相匹配，并且其子结构的总量可以解释在强引力透镜中看到的异常通量比。相对于平滑的星系模型，暗晕使暗物质湮灭产生的伽马射线增加了4-15倍。局部宇宙射线的产生也会增强，通常是1.4倍，但在足够靠近大的次晕的1%的位置中，会增加10倍以上。这些估计假设重子对暗物质子结构的引力影响很小。
2008-05-29 astro-ph hep-ph
Dark Matter and the CACTUS Gamma-Ray Excess from Draco
CACTUS大气切伦科夫望远镜合作最近报告了天龙座矮球状星系的伽马射线过剩。天龙座的特点是气体含量非常低，质光比很大，这可能是天龙座暗物质晕中弱相互作用大质量粒子（WIMP）湮灭的一种解释。我们发现，随着角分辨率的提高，未来的测量可以确定是否晕是核心或尖，以及其规模半径。我们找到了相关的WIMP质量和湮灭截面，并表明超对称模型可以解释所需的伽马射线通量。湮灭截面范围被发现是不兼容的标准热遗迹暗物质生产。我们计算这些超对称模型产生的天龙座伽马射线通量在GLAST的能量范围和直接的中性伴子检测和中性伴子湮灭在太阳中的中微子通量的速率。我们还讨论了CACTUS检测到的大部分信号来自直接WIMP湮灭为两个光子的可能性，并指出Draco的衰变暗物质场景与来自银河系中心的伽马射线通量和弥漫的伽马射线背景不兼容。
2006-02-16 astro-ph hep-ph
