Hard X-ray emission from IC443: evidence for a shocked molecular clump?
我们报告BeppoSAX观测空间分辨硬X射线发射IC 443，超新星遗迹与分子云相互作用。的发射示出来自两个本地化的功能空间相关的明亮的分子发射区域。两个硬X射线特征都有软X射线对应物，在一个病例中，向残余物内部偏移约2弧分。两个孤立特征的X射线发射光谱在MECS范围内具有约2的光子指数。用PDS探测器从残余物中探测到的发射延伸到100 keV。本文讨论了与激波分子团和脉冲星风星云非热辐射有关的硬X射线特征的观测性质。
2000-10-09 astro-ph
The PAMELA and ATIC Excesses From a Nearby Clump of Neutralino Dark Matter
在这封信中，我们认为，附近的600-1000 GeV的中性伴子团可能是最近在PAMELA和ATIC实验中观察到的宇宙射线正电子和电子谱中的过量的原因。虽然中性伴子暗物质在银河系晕中的湮灭被预测会产生比观测到的更软的光谱，并且违反了宇宙射线反质子测量的限制，但附近（太阳系1-2千秒差距内）的大量湮灭中性伴子可以产生与PAMELA和ATIC一致的光谱，同时也产生可接受的反质子通量。此外，一个大的暗物质团块的存在可能会容纳产生PAMELA和ATIC信号所需的非常大的湮灭率。
2008-12-17 astro-ph hep-ph
Near-Infrared [Fe II] and H2 Line Observations of the Supernova Remnant 3C 396: Probing the Pre-supernova Circumstellar Materials
我们提出的近红外[Fe II]和H2线成像和光谱观测的超新星遗迹3C 396使用Palomar 5米海尔望远镜的结果。我们检测到长期的，间接的[Fe II]发射描绘的无线电发射的内边缘在西部边界的残留物在成像观测，连同一个明亮的[Fe II]发射团靠近残留物中心。似乎有微弱的，弥漫的[Fe II]发射之间的中央团块和西方的间接排放。光谱观测确定了中央团块的膨胀速度约为56 km/s。这远远小于从X射线观测中获得的3C 396的膨胀速度，这意味着周围介质的不均匀性。[Fe II]发射气体的电子数密度<2，000 cm-3。另一方面，H2线发射位于西部边界的非连续[Fe II]发射之外，并形成一个相当直的灯丝。我们认为，[Fe II]的排放代表密集的团块风的材料从红超巨星阶段的IIL/b型祖3C 396已被席卷的超新星遗迹冲击。H2的排放可能代表在主序阶段的祖细胞或分子团留在气泡内产生的风泡的边界。我们提出，在几个超新星遗迹中观察到的近红外[Fe II]和H2发射的类型IIL/b SNe可能有相同的起源。
2008-10-05 astro-ph
Possible Indications of a Clumpy Dark Matter Halo
我们调查了伽马射线晕（最近在EGRET数据中发现了证据）是否可以用块状晕中的中性伴子湮灭来解释。我们发现，测量到的多余的伽马射线通量可以解释通过一个中等量的聚集在晕。此外，所需的聚集量也意味着在低能量下有可测量的过量反质子，这一点得到了BESS合作组织最近测量的支持。预测的反质子通量产生的中性伴子湮灭在clueros晕是足够高的宇宙射线产生的反质子也在中等高的能量（几个GeV以上）过剩。这个预测，以及一个或两个尖锐的伽马线来自湮灭成2伽马或Z伽马可以在即将到来的空间实验，如AMS和GLAST测试。
1998-04-05 astro-ph hep-ph
Supernova Remnant and Pulsar Wind Nebula Interactions
我回顾了超新星遗迹结构的几个主题。年轻残留物中的流体动力学不稳定性可能会导致有时观察到的细胞结构，尽管喷出物中的结构也可能发挥作用。在年轻残骸的前激波阵面附近出现的喷出物可能是喷出物团块或宇宙射线的动力学效应的结果。缓慢移动的喷出物团块会影响船帆座等较老残骸的外部激波结构。年轻的遗迹通常呈现圆形结构，但往往是单侧不对称的;可能的原因是不对称的星周介质，或脉冲星风星云的脉冲星速度。在较老的遗迹中，不对称的脉冲星风星云可能是由不对称的反向激波流和/或脉冲星速度造成的。
2003-10-16 astro-ph
Confinement of Cosmic Rays in Dark Matter clumps
部分残留的暗物质以小尺度的团块形式分布，这些团块在暴胀宇宙学场景中的结构形成中幸存下来。DM在这些团块内的湮灭是稳定带电粒子的强源，其可以在团块核心附近具有相当大的密度。来自星系团的湮灭产物的流动可以增强银河系磁场的不规则性。这可以产生影响宇宙射线传播的扩散系数的小尺度变化。
2007-09-28 astro-ph
Gamma-Ray Constraints on Neutralino Dark Matter Clumps in the Galactic Halo
根据高分辨率冷暗物质（CDM）模拟，大型维里化晕是通过早期形成的较小晕不断合并而形成的。特别是，我们银河系的晕可能有数百个暗物质团块。这些团块中的中性伴子等暗物质粒子的湮灭产生了$γ$射线通量，未来的实验（如GLAST）可能会探测到这些射线通量。我们发现，依赖于团块密度分布的参数和星系晕中团块的分布，团块对漫射$γ$射线背景的贡献可以约束中性伴子的性质，如质量和湮灭截面。我们用三种有代表性的暗物质密度剖面：奇异等温球（SIS）、Moore剖面和Navarro，Frenk和White（NFW）密度剖面模拟了星系团的密度剖面，并计算了星系团晕中中性伴子湮灭产生的$γ$射线通量在天空中的谱和角分布.这些计算是在两种不同的情况下进行的，即星系中团块的分布及其浓度，这导致了非常不同的结论。
2003-09-27 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
Molecular and Ionic shocks in the Supernova Remnant 3C391
超新星遗迹3C 391的新观测是在Palomar 200英寸望远镜的H2 2.12微米和[Fe II] 1.64微米窄带滤光片中，以及ISOCAM的5-15微米CVF中。在3C 391：BML区域探测到了H2的冲击辐射，在该区域以前曾探测到宽毫米CO和CS谱线。一个新的H2团被证实有广泛的CO排放，表明近红外H2图像可以跟踪以前未检测到的分子冲击。[Fe II]的发射有一个明显不同的分布，在明亮的射电棒中最亮，在超新星遗迹和巨型分子云之间的界面上，并在射电壳层中遵循细丝。近红外[Fe II]和中红外12-18微米滤光片图像是揭示3C 391辐射壳层的第一批图像。中红外光谱主要由明亮的离子线和H2 S（2）至S（7）组成。没有芳香烃与冲击有关，也没有任何中红外连续光谱，这表明大分子和非常小的颗粒被破坏了。比较3C 391和研究得更好的IC 443，两个残留物都有分子和离子主导的区域;对于3C 391，离子主导的区域是进入巨分子云的界面，表明巨分子云的主体包含密度为100到1000/cm ^3的重要区域和密度较高的小填充因子。分子冲击区分解成16团的H2发射，有一些微弱的扩散发射，但没有相关的近红外连续源。其中一个团块与先前探测到的OH 1720 MHz脉泽一致。这些团块被解释为一团恒星前的致密分子核心，目前正受到超新星爆炸波的冲击。
2001-08-09 astro-ph
Evidence for Compact Dark Matter in Galactic Halos
成块的暗物质在一般宇宙学暗物质模型的框架内自然产生。证实暗物质团块的存在也可以解决天体物理学、地质学或地球物理学中许多无法解释的谜团，例如。银河伽马射线晕和周期性的陆地泛滥玄武岩火山事件。成块的暗物质在摩擦下是动态稳定的，不会加热圆盘。这样的团块可能已经以矮球状体的形式被发现，本文的结果鼓励了进一步的研究。
1999-11-21 astro-ph hep-ph physics.geo-ph
Quantum Remnant as Dark Energy and Dark Matter
研究了在不确定原理保护下标量场的量子剩余。在宇宙演化后期幸存下来的量子残余可能会提供暗能量和暗物质，这取决于势能。虽然量子余项具有复标量场（自旋间隔）暗能量模型的一些有用的性质，但尽管它避免了Q球的形成，但量子涨落对$q<1$和$V \sim ϕ^q$的线性微扰仍然是不稳定的。
2008-12-12 astro-ph gr-qc hep-ph
Destruction of small-scale dark matter clumps in the hierarchical structures and galaxies
在标准宇宙学假设下，利用暴胀产生的原初涨落谱和层次聚类，计算了小尺度暗物质团簇的质量函数。我们考虑到在结构形成的早期阶段，从宇宙膨胀的团块脱离的时间开始的团块的潮汐破坏。在每个对数质量区间$Δ\log M\sim1$中，这些团块中只有一小部分（约0.1- 0.5%）存活于分层聚类阶段。幸存下来的团块可以在星系中通过潮汐与恒星的相互作用进一步分裂。我们进行了详细的计算的潮汐破坏团块的恒星在银河系的隆起和晕和银河系盘本身。结果表明，银河系盘提供了主导贡献的潮汐破坏的小规模的团块以外的隆起。所得结果对于计算银河系中的暗物质湮灭信号是至关重要的。
2006-02-24 astro-ph
Clumpy Cold Dark Matter and Biological Extinctions
宇宙弦和纹理种子宇宙的宇宙学模型预测，目前存在大量非常密集的冷暗物质粒子团块。它们穿越太阳系将对所有生物组织造成不可忽略的辐射损害;对这种事件的严重性进行了评估。这些交叉点的估计频率与古生物学记录的生物迁移的明显周期性一致。（Phys. Lett. B，印刷中）
1995-12-10 astro-ph
Constraints of the Clumpyness of Dark Matter Halos Through Heating of the Disk Galaxies
由于在银河系的晕中存在大量的暗物质团块，正如冷暗物质宇宙学模型所预期的那样，我们进行了数值模拟来研究盘的加热。我们构造了一个平衡态的初始星系模型，该模型具有一个稳定的薄盘。圆盘与暗物质团块相互作用约5 Gyr。三个物理效应进行检查：第一，质量光谱的暗物质团块，第二银河系盘的初始厚度，第三的空间分布的团块。我们发现质谱的质量端决定了圆盘加热的量。较厚的圆盘受热较少。存在一定厚度，在该厚度处，由于与团块的相互作用而产生的加热变得饱和。我们还发现，加热所产生的模型，模仿在标准CDM宇宙学中发现的分布是显着的，太高，解释观测的限制。另一方面，我们的模型，对应于一个$Λ$ CDM宇宙学中的团块分布没有产生显着的加热。这一结果表明，$Λ$ CDM宇宙学在解释银河系厚度方面优于标准CDM宇宙学。
2002-06-04 astro-ph
The dark clump near Abell 1942: dark matter halo or statistical fluke?
弱透镜测量提供了根据其总物质含量而不仅仅是发光物质含量来识别暗物质晕的可能性。在CFHT进行的两组观测的基础上，Erben等人（2000）提出了第一个候选的暗物质团，即一个暗物质集中，通过其显著的弱透镜信号来识别，而没有相应的星系过密度或X射线发射。我们提出了一组HST镶嵌观测，证实了在暗块位置的对齐信号的存在。然而，信号强度比地面数据弱。因此，目前还不清楚该信号是由透镜质量引起的，还是只是偶然的对齐。我们还介绍了钱德拉观测的黑暗团块，未能揭示任何显着的扩展发射。从空间的HST数据和地面的CFHT数据的椭圆率测量的比较显示出显着的平均一致性，表明弱透镜的研究，从高质量的地面观测产生可靠的结果。
2005-01-20 astro-ph
Effects of halo triaxiality, anisotropy and small scale clumping on WIMP direct detection exclusion limits
弱相互作用大质量粒子（WIMP）直接探测实验正在接近中性伴子可能构成星系晕暗物质的参数空间区域。星系晕的数值模拟和观测表明，标准麦克斯韦晕模型可能是一个贫穷的近似的暗物质分布。我们研究如何晕模型与三轴性和/或速度各向异性影响排斥限制，然后讨论小规模团块的可能生存的后果。
2002-09-27 astro-ph hep-ph
Clouds, Clumps, Cores & Comets - a Cosmic Chemical Connection?
我们讨论了致密星际云的化学性质与可能是其残余物的彗星物质的特征之间的联系，总结了分子云中观察到的化学演化，提出了一个致密核坍缩模型，该模型可以合理地解释在原始太阳系物质中测得的氢、氮、氧和碳的同位素分馏。
2008-06-18 astro-ph
Anisotropy of dark matter annihilation with respect to the Galactic plane
我们描述了银河系盘中的团块潮汐破坏所引起的暗物质团块分布的各向异性。与在近极轨道的团块的破坏相比，轨道平面靠近盘平面的团块的潮汐破坏发生得更有效。小尺度团块中的暗物质粒子的相应湮灭产生了相对于银河系圆盘的各向异性伽马射线信号。这种各向异性相当小，为9%，并且由于太阳在银河系中的偏心位置而叠加在各向异性上。湮灭信号相对于银盘的各向异性提供了区分暗物质湮灭与其他来源的弥散伽马射线背景的可能性。
2007-06-28 astro-ph
Large-amplitude isothermal fluctuations and high-density dark-matter clumps
大振幅等温波动的暗物质的能量密度，参数化$Φ\equivδ\rhodm/\rhodm$，研究的框架内的球形坍缩模型。对于$Φ\ga 1$，在辐射主导的时期，波动崩溃并产生致密的暗物质物体。维里化物体的最终密度被发现是$ρ_F \approx 140\, Φ^3 (Φ+1) \rhoeq$，其中$\rhoeq$是在相同的物质和辐射能量密度的物质密度。此表达式对$Φ$的整个可能值范围都有效，包括$Φ\gg 1$和$Φ\ll 1$。高密度暗物质团块的一些天体物理后果进行了讨论。
1994-03-07 astro-ph
Deep Chandra Observation of the Pulsar Wind Nebula Powered by the Pulsar J1846-0258 in the Supernova Remnant Kes 75
利用钱德拉X射线天文台的深曝光观测资料，对Kes 75（G29.7-0.3）超新星遗迹中的脉冲星风星云（PWN）进行了详细的空间和光谱分析。PWN具有复杂的形貌和清晰的轴对称结构。我们确定了一个单侧喷流和两个明亮的团块与整个星云的伸长对齐，以及垂直于喷流方向的弧形特征。利用环面和射流模型的进一步空间建模指示PWN对称轴的位置角$207\arcdeg\pm8 \arcdeg$。我们将弧解释为赤道环面或赤道环，而团块可能是射流与周围介质之间的激波相互作用。没有任何可观察到的反向射流意味着流速大于0.4c。与6年前的档案观测相比，PWN中的一些小尺度特征表现出强烈的变化：内部急流的通量增加了一倍，北部团块的峰值变宽并向外移动2”。此外，脉冲星通量增加了6倍，表现出从$Γ$ =1.1到1.9的大量光谱软化，以及在第一个历元中没有观察到的新兴热分量。脉冲星光谱的变化可能与Chandra观测前7天发生的脉冲星类磁星爆发有关，正如RXTE观测最近报道的那样。
2008-09-16 astro-ph
Local dark matter clumps and the cosmic ray positron excess
有人提出，在HEAT气球实验的两次飞行中观察到的大约8 GeV的宇宙射线正电子过量，可能与银河系晕内暗物质的湮灭有关。在本文中，我们演示了如何在本地子结构的中性伴子暗物质的自湮灭可以解释这种过剩，并估计了几个基准最小超对称（MSSM）模型的湮灭截面。我们还证明了允许的参数空间的潮汐剥离效应和破坏的子结构的合并变得越来越严重的影响。
2006-07-24 astro-ph
Signatures of Hierarchical Clustering in Dark Matter Detection Experiments
在冷暗物质的结构形成模型中，星系是由合并和子块的吸积分层组装而成的。这一过程预计将在银河系暗晕中留下残余的子结构，包括部分破裂的团块及其相关的潮汐碎片。我们开发了一个模型，这样的晕子结构和暗物质（WIMP和轴子）探测实验研究其影响。我们结合的压力，Schechter模型的晕子块质量的分布与N-体模拟的演变和破坏的个别团块，因为它们的轨道通过不断发展的银河系推导出的概率，地球是通过一个给定密度的子块或流。我们的研究结果表明，很可能是当地的补充暗物质粒子包括1-5%的贡献，从一个单一的团块。对暗物质探测实验的影响是重要的，因为被破坏的团块是由高速粒子的“冷”流组成的。我们描述的独特功能，由于晕团块，将被视为在能量和角光谱的检测实验。这些特征的年度调制将具有与平滑晕不同的特征和相位，原则上，将允许人们辨别团块相对于银河系中心的运动方向。
2001-06-04 astro-ph
Satellite survival in cold dark matter cosmology
我们研究了在较大的自引力暗物质晕中子结构（团块）的生存。从N-体计算的剧烈弛豫的标度关系的基础上，我们认为，潮汐场的星系和晕只能破坏子结构，如果球对称施加在形成。我们探索其他机制，可能会定制的晕子结构的数量在男性化的过程中。除非更大的晕是建立在几个大的团块，我们发现，丛丛遇到不太可能均匀的动态时间尺度上的晕。相混合在内部进行得更快，允许恒星盘的长期演化。
2007-05-17 astro-ph
WIMPS Are Stronger When They Stick Together
弱相互作用大质量粒子（WIMP）仍然是宇宙中暗物质的最强候选者。如果WIMP是暗物质，它们将根据N体模拟中观察到的等级聚类形成星系晕。冷暗物质（CDM）模拟表明，大的暗物质结构，如星系和星系团晕是由许多较小的暗物质团块合并形成的。每个团或晕的特征在于中心尖密度分布，可以提高WIMP湮灭的速率，使湮灭产物更容易检测。作为WIMP湮灭的衰变产物产生的电子和正电子在银河系磁场中发出同步辐射。我们研究来自我们的星系晕中的暗物质团块的同步加速器信号。我们发现，在无线电和微波区域的电磁波谱的发射可以高于CMB各向异性水平，应该是可检测的CMB各向异性实验。根据暗物质团块的密度分布，数百个团块可以具有可检测的通量和角尺寸。
2001-08-03 astro-ph
Small-scale clumps in the galactic halo and dark matter annihilation
小规模DM团块的生产进行了研究，在标准的宇宙学方案与暴胀产生的原始波动谱。特别注意以下三个问题：（i）与$M \lesssim 10^3 M_{\odot}$的小规模集群的质谱计算与集群结构的层次模型内考虑到潮汐破坏的集群。在每个对数质量间隔$Δ\ln M\sim1$中，只有0.1 - 0.5%的小团块在潮汐破坏阶段存活下来。(ii)团簇的质量分布在$M_{\rm min}$处有一个截止点，这是由于DM颗粒的扩散脱离了波动和后期的自由流动。$M_{\rm min}$是模型相关量。在这种情况下，中性伴子被认为是纯的双伴子，是DM粒子，$M_{\rm min} \sim 10^{-8} M_{\odot}$。(iii)在潮汐相互作用的影响下，由于核的形成，DM团的密度剖面的演化不会导致奇异性。核的半径是$R_c \sim 0.1 R$，其中$R$是团块的半径。研究了DM粒子在星系晕中湮灭的应用。团的数量密度作为其质量，半径和距离银河系中心的函数。由于结块，有效的任意DM颗粒的湮灭信号的增强，计算。尽管生存概率很小，但在大多数情况下，湮灭信号以团块为主。对于观测上较好的折射率值或原始涨落谱$n_p \approx 1$，团簇中不同密度剖面的湮灭信号增强可用2 - 5倍来描述。
2004-01-15 astro-ph
Clumpiness of Dark Matter and Positron Annihilation Signal: Computing the odds of the Galactic Lottery
对于星系晕中暗物质的小尺度分布知之甚少。几项研究表明，它可能是非常clusified的，这在研究来自奇异粒子（例如超对称或卡鲁扎-克莱因）的湮灭信号时至关重要。本文主要研究正电子的湮没信号。我们估计相关的不确定性，由于事实上，我们不知道究竟如何在星系晕的团块分布。为此，我们进行了统计研究的基础上分析计算，以及数值模拟。特别地，我们研究了许多具有相同统计特性的星系晕的湮灭信号的平均值和方差。我们发现，许多作者使用的所谓的助推因子应该小心处理，因为i）它取决于能量，ii）它可能对正电子，反质子和伽马射线不同，这是一个以前没有受到任何关注的事实。作为一个例子，我们用我们的结果来讨论正电子谱测量的HEAT实验。
2006-09-12 astro-ph
Tidal disruption of dark matter halos around proto-globular clusters
采用半宇宙学N-body/SPH方法，在标准冷暗物质模型（$Ω_0 = 1$）下，研究了小星系晕中原球状星团周围暗物质晕的潮汐破裂.我们对银河系及其亚结构的形成和演化的分析一直保存到$z = 2.0$。在这样一个高红移的宇宙中，爱因斯坦-德西特宇宙仍然是一个很好的近似最近青睐的$Λ$占主导地位的宇宙，然后我们的结果不依赖于宇宙学的选择。为了解决星系周围的小引力约束团块，并考虑辐射冷却低于$T = 10^4 K$，我们采用了一个精细的质量分辨率（$m_{\rm SPH} = 1.12 \times 10^3 \Msun$）。由于冷却，每个团块立即形成一个由重子核心和暗物质晕组成的“核心晕”结构。来自宿主星系的潮汐力主要是从团块中剥离出暗物质晕，结果这些团块被重子所控制。一旦一个团块被宿主晕捕获，它的质量在每一次近心点通过时都会急剧减少。在$z = 2$，超过一半的团簇成为重子主导系统（重子质量/总质量$> 0.5$）。我们的结果支持了冷暗物质宇宙背景下形成球状星团和重子主导矮星系的潮汐演化方案。
2005-11-24 astro-ph
Molecular hydrogen as baryonic dark matter
介绍了小面积分子结构（SAMS）的高角分辨率CO观测。在单碟测量中看到的无特征结构在干涉仪图中分解成几个较小的团块。在100 pc的距离上，它们的大小大约是几百AU，其中一些在大约3”的角分辨率下仍然无法分辨。团块具有分形结构，分形指数在1.7和2.0之间。它们的动力学温度在7 ~ 18 K之间。采用标准换算系数，单块质量约为1/10千立方米，密度大于20000 cm ^{-3}。这些团块是高度超压的，不知道是什么创造或维持了这样的结构。
2004-03-22 astro-ph
The Chemical Distribution in a Subluminous Type Ia Supernova: HST Images of the SN 1885 Remnant
我们通过Ca I，Ca II，Fe I和Fe II的共振线，呈现了SN 1885残留物的HST图像。在CaII H & K线吸收中观察，残骸看起来像一个近黑色的圆形斑点，最外面的角半径为0.40”+/- 0.025”，意味着r = 1.52 pc，120年的平均膨胀速度为12400 +/-1400 km/s。最强的Ca II吸收被组织在半径为0.20”（=6000 km/s）的破碎环结构中，具有几个角尺寸接近0.05”（= 1500 km/s）的明显吸收“团块”。Ca II团块的探测是Ia超新星某些不稳定性和爆燃相存在的第一个直接证据，或者是56 ^Ni放射性衰变在几秒或几天的时间尺度上引起的混合。然而，所观察到的图像所允许的混合程度远小于目前的3D计算瑞利-泰勒为主的爆燃锋。这些图像还需要没有或几乎没有Ca但有铁族元素的中心区域，这表明在足够高的密度下发生燃烧以进行电子捕获，即，在WD显著预膨胀之前燃烧。
2006-11-25 astro-ph
H2 dark matter in the galactic halo from EGRET
我们提出了一个解释的伽马射线背景发射的星系晕，我们归因于高能量的宇宙射线与致密的分子团的相互作用的模型。在很宽的范围内的集群参数，我们计算预期的伽玛光子通量，考虑到第一次光学深度的影响。这使我们能够获得新的约束质量和大小的可能分子团和他们的贡献银河表面密度。观测到的伽马射线分布可以用轴比约为0.3的扁平晕分布模型来解释。如果光学深度效应是重要的，则团块的半径必须为~ 6 AU，质量必须为~ 10^{-3} M_sun。这将导致这种团块的总质量为~ 2 10^{11} M_sun，并对局部表面密度贡献约140 M_sun pc^{-2}。
1999-09-03 astro-ph
A Molecular Line Observation toward Massive Clumps Associated with Infrared Dark Clouds
我们用野边山射电天文台45米望远镜和阿塔卡玛亚毫米波望远镜实验10米望远镜观测了55个与红外暗云有关的大质量团簇的N_2H + J=1-0，HC_3 N J=5-4，CCS J_N=4_3-3_2，NH_3（J，K）=（1，1），（2，2），（3，3）和CH_3OH J=7-6谱线。N2 H+、HC 3 N和NH3线被检测到朝向大多数对象。另一方面，CCS排放没有被检测到朝向任何物体。即使在斯皮策24微米暗天体中，[CCS]/[N2 H +]比值也大多低于1。这表明，大多数大质量的团块在化学上比低质量的无星核心更加进化。在55个物体中，有18个物体的CH 3OH发射被检测到。所有CH 3OH探测到的天体都与斯皮策24微米源有关，这表明恒星形成已经在所有CH 3OH探测到的天体中开始。CH_3OH J_K=7_0-6_0 A+和7_{-1}-6_{-1} E线的速度宽度比N_2 H + J=1-0宽。在MSX暗天体中，CH_3OH J_K=7_0-6_0 A ~+和7_{-1}-6_{-1} E谱线的线宽较宽，前者比后者更年轻或亮度更低。广泛的排放的起源进行了讨论的外流和周围的云之间的相互作用。
2008-02-21 astro-ph
Clumps of hydrogenous planetoids as the dark matter of galaxies
非线性引力凝聚理论和类星体微透镜观测得出的结论是，大多数星系的重子质量是由密集的氢小行星群所控制的。恒星微透镜合作未能检测到小行星作为银河系晕的主要暗物质组成部分的一个不合理的均匀数密度假设，低估了平均值。根据（Jeans 1902）的线性引力凝聚理论，以及不同原因的非线性理论，原球状星团（PGC）质量气体团应该在等离子体时代结束和中性气体出现后不久形成，大约在大爆炸后30万年。根据吉布森1996年的非线性理论，这样的PGC团块应该会在弱湍流原始气体的粘性和湍流施瓦茨尺度下分裂成行星质量的物体。Schild在1996年的解释是，从测量的透镜类星体Q0957+561 A，B的闪烁频率（减去相位图像后），透镜星系的质量由“流氓行星”主导。很可能是缺失的质量”。Schild的发现，一个1.1年的图像时间延迟，占主导地位的小行星图像闪烁周期，证实了三个天文台。
2000-06-03 astro-ph
Neutralino annihilation gamma-rays from clumps and the LMC
我们讨论了银河系晕中由于中性伴子湮灭而形成的暗物质团块的可探测性。然后，我们集中在一个已知的"团块“，大麦云云。
2003-06-26 astro-ph
Determination of the Dark Matter profile from the EGRET excess of diffuse Galactic gamma radiation
EGRET实验测量到的银河系弥散伽马辐射能谱中超过1 GeV的能量，可以解释为暗物质（DM）粒子的湮灭。DM分布在银河系周围的光环中。考虑到伽马射线通量的方向性，可以确定晕轮廓。晕内的DM有光滑和cluerous成分，这些成分可以有不同的轮廓，如N-天体模拟和实验结果表明，这些DM团簇在与恒星相互作用产生的潮汐力和银盘引力势的作用下，部分被破坏，主要是湮灭信号的减弱银河系中心（GC）在本文中，不同的配置文件和生存概率的团块上的约束进行了讨论。
2007-10-26 astro-ph
Indirect detection of Dark Matter with antimatter: Demystifying the clumpiness boost factors
在$Λ$宇宙学框架下，结构形成的层次方案预测了暗物质（DM）子晕的存在，其最小尺寸取决于DM的微观性质。在湮灭DM的背景下，这样的子结构预计将提高银河系中DM湮灭产生的初级宇宙线（CR）通量。这种增强作用长期以来一直被用来预测反物质CR谱上DM湮灭的印记。利用Lavalle等人（2007 b）开发的方法，我们（Lavalle等人，2007 a）准确地计算了正电子和反质子的助推因子，以及相关的理论和统计误差。为此，我们使用宇宙学N体模拟的最新结果和文献中发现的理论见解的汇编。我们发现，子晕不太可能显着提高反物质CRs的异国情调的生产。
2007-12-04 astro-ph
A Model for Dwarf Spheroidal Satellite Galaxies without Dark Matter
描述了不同轨道上无暗物质的低质量卫星星系与扩展的银河系暗晕相互作用的动力学演化的自洽模拟。计算过程持续了许多轨道周期，直到卫星解体后很久。在所有的情况下，动力学演化收敛到一个残余，其中包含约1%的初始卫星质量。稳定的残留物是由初始卫星的严重潮汐整形造成的。对于地球上的观测者来说，这些残骸看起来与银河系的矮球状卫星星系惊人地相似。它们的表观质光比非常大，尽管它们不包含暗物质。这些计算表明，一个没有暗物质的遗迹显示出更大的视线速度分散更偏心的轨道，这是一个投影到观测平面的结果。假设它们不是暗物质主导的，那么sigma> 6 km/s的银河系dSph卫星的轨道偏心率应该> 0.5。一些遗迹沿视线方向有子结构，这在水平分支的形态中可能很明显。
1998-01-09 astro-ph
Gamma ray and Neutrino fluxes from a cosmological dark matter simulation
在本文中，我们估计的γ射线和中微子流量来自暗物质湮灭在银河系框架提供了最近的N体视界模拟。我们首先研究了模拟的特点，突出了质量分布内的星系晕。一般的暗物质密度有一个典型的$r^{-3}$大半径的幂律，但内部的行为是不好的限制低于模拟的分辨率（$\sim 200$ pc）。我们确定了团块和子团块，并分析了它们的分布，以及它们的内部结构。在团簇内部，幂律是相当普遍的，$r^{-2.5}$在外部，对于较小的半径，特别是对于轻的团簇，也有很强的不确定性。我们显示了一个全天地图的天体物理贡献的伽马射线或中微子通量在这个N体框架。使用相当独立的模型和一般假设的高能物理部分，我们评估可能的绝对通量，并显示一些基准区域的实验GLAST，EGRET，和一个km 3大小的扩展ANTARES一样的KM3NeT项目。虽然单个团块似乎无法探测到，但银河系中心区域是有希望的，GLAST可能对它的暗物质分布的几何形状和结构敏感。然而，通过km 3版本的ANTARES的检测由于更高的能量阈值而更具挑战性。我们还指出，缺乏决议离开subhalos的内部结构约束不良。使用相同的团簇光谱和质量分数，可以实现10阶的团簇光度提升，在子晕的内部具有更陡峭的轮廓。
2008-07-23 astro-ph
