Dynamics of Dark Matter Cusps
综述了暗物质尖点的形成和破坏。重子在晕中心的累积可以取代暗物质，将奇异密度的尖点转变为低密度的核心。位移质量可以是10 M_b量级，M_b是下落粒子数的质量。如果把M_b与目前在明亮星系中心观测到的黑洞的质量等同起来，则预测的核心半径约为几百pc。其他机制，如早期的质量外流，可能解释了矮星系和低表面亮度星系中的大暗物质核心。银河系中心的暗物质湮灭辐射的预测被证明是强烈依赖于星系的合并历史。
2002-05-09 astro-ph
Dark matter and visible baryons in M33
本文提出了利用CO J=1-0谱线测量M33气体运动学的新方法。由此产生的旋转速度补充了以前的21厘米线的数据，一个非常准确和扩展的旋转曲线。隐含的暗物质质量，在总的气体范围内，比可见的重子质量高5倍。暗物质的密度剖面，其内部尖点与R^{-1}一样陡，与M33的数据是一致的。拟合M33旋转曲线所需的暗物质浓度非常低，但与标准冷暗物质宇宙学中形成的晕勉强一致。M33维里化暗晕的质量至少是可见重子的50倍，其大小与M33-M31分离相当。像R^{-1.5}那样陡峭的内部尖点被排除，而具有大尺寸恒定密度核的晕模型与M33数据一致。一个中心的恒星球体是必要的，我们评估其动态质量范围。使用精确的旋转速度梯度和方位平均重子表面密度，我们表明，磁盘不稳定性可以调节恒星形成活动的M33。仅考虑气体表面密度，预测的外恒星形成阈值半径与观察到的H-α表面亮度的下降是一致的，如果使用剪切速率标准。经典的Toomre准则正确地预测的不稳定区域的大小，只有当恒星或暗晕重力，本文推导出，被添加到的气体盘。
2003-02-17 astro-ph
Galaxy Formation and Baryonic Dark Matter
$Λ$ CDM方案形成星系遇到了许多问题时，面临的观测，即预测的暗物质尖在所有星系，特别是在矮不规则，占主导地位的暗物质，或低角动量和随之而来的小尺寸的星系盘，或高预测的小系统的数量。我们将考虑重子暗物质可能以气体的形式存在，并可能持续参与星系形成的假设。通过星系生命中的冷气体吸积，角动量可以增加，星系盘可能比以前认为的更受重子的支配，小系统可以更频繁地合并。
2003-09-28 astro-ph
Flat-Cored Dark Matter in Cuspy Clusters of Galaxies
Sand，Treu，& Ellis（2002）用引力透镜和速度色散测量了星系团MS 2137 -23的中心密度剖面，并以合理的M/L去除了恒星的贡献。在r<50 kpc的范围内，得到的暗物质分布可以用r^{-beta}的密度尖点拟合，其中beta=0.35。这与CDM对β ~1的预测明显矛盾，如果考虑下落重子对暗物质的绝热压缩，这种分歧将变得更大。根据El-Zant，Shlosman & Hoffman（2001）的观点，我们认为在暗物质背景中运动的星系上的动力学摩擦通过将星系的轨道能量转移到暗物质上，从而加热和软化中心密度尖点，从而抵消绝热压缩的影响。使用N体模拟的大质量固体团块在集群中移动，我们表明，确实内部的暗物质分布的β（与β约0.35的星系团像MS 2137 -23）时，星系螺旋向内。我们发现，作为一个强大的结果，而暗物质分布成为核心一样，整体质量分布保持其尖点性质，在协议的X射线和透镜观测的集群。
2004-04-20 astro-ph
Galactic Halo Cusp versus Core: Tidal Effects in Mergers
我们展示了通过合并卫星形成的晕如何形成一个内部尖点，其密度分布为ρ \propto r^{-α}，其中α \to α_a \gsim 1$。我们的分析是基于一个新的处方潮汐剥离作为α（r）的函数，使用一个简单的玩具模型，匹配N体模拟。在α< 1的地核中，存在潮汐压缩而不是剥离，卫星向晕中心下沉，导致剖面迅速变陡至α> 1。当α> 1时，每个卫星壳的剥离都是在逐渐膨胀之前进行的，这使得剥离在α较大时更有效，从而在α足够大时导致平坦化。因此，我们可以用线性扰动分析证明，一个并合序列缓慢地导致一个不动点α（r）=α_a。这一结果意味着，只要有足够的卫星物质进入内晕并沉积在那里，就会形成一个尖点。我们的结论是，为了保持一个平坦的核心，如观测所示，卫星必须在核心之外被破坏，例如，这是因为重子反馈效应导致的膨胀。
2002-01-14 astro-ph
Baryogenesis from Long Cosmic Strings
基于长宇宙弦上尖点产生的机制，计算了由尖点湮灭引起的重子不对称性。其结果与观测结果一致，且比循环结果更强。
1994-09-10 astro-ph hep-ph
A Quantitative Study of Interacting Dark Matter in Halos
我们研究了存在自相互作用暗物质（SIDM）的Hernquist轮廓“星系”的演化，其中暗物质的性质可以用一个数字来参数化，对于质量为M且破裂半径为a的晕，sigma-hat = sigma M/a^2。当晕形成核半径为a/2的恒定密度核时，弛豫时间尺度上的核坍缩很快就开始了，一个更陡的1/r^2中心密度尖点的形成速度比2体弛豫预测的要快。如果冷却的重子对暗物质进行热力学压缩，则会加速陡峭的中央尖点的形成。SIDM的自然后果是加剧而不是减轻由暗物质密度尖点造成的天体物理问题。
2000-03-31 astro-ph
The visible matter - dark matter coupling
在表面亮度高低的旋涡星系内部，自转曲线的形状与光分布有密切的关系。对于光度轮廓中的任何特征，在旋转曲线中存在对应的特征，反之亦然。这意味着引力势与光度的分布密切相关：要么是发光物质占主导地位，要么是发光物质和暗物质之间存在密切耦合。类似地，在高光度系统的外部观察到的旋转下降曲线是恒星盘的明显特征，它要么主导质量分布，要么跟踪质量分布。重子在星系中心（包括LSB）的动力学重要性的概念，破坏了关于CDM晕中尖点的整个争议以及与观测结果的比较。如果重子在所有螺旋的中心区域占主导地位，包括LSB，如何将CDM剖面与观测结果进行比较？或者，如果重子不占主导地位，而只是简单地跟踪DM分布，为什么在光度相当的系统中，一些DM晕是尖的（像光一样），而另一些（也像光一样）不是？
2003-11-14 astro-ph
Galactic halo cusp-core: tidal compression in mergers
我们解释了在简单的条款如何建立的暗晕合并紧凑的卫星，在CDM宇宙学，不可避免地导致一个内部的尖端的密度分布$ρ\propto r^{-α}$与$α\gsim 1$，在宇宙学N体模拟。具有$α<1$的较平坦晕核在各个方向上对卫星施加潮汐压缩，这防止了剥离的卫星物质在核区域的沉积。这使得卫星轨道从$α\sim 1$的半径衰减到晕中心，没有局部潮汐质量转移，从而导致内轮廓迅速变陡到$α>1$。这些潮汐效应，由此产生的陡峭的轮廓的一个尖点，和稳定的这个尖点串联合并紧凑的卫星，使用N-体模拟证明。在$α\sim 1$的过渡，然后使用玩具模型在脉冲和绝热近似的极限情况下，并使用潮汐半径的卫星径向和圆形轨道。在一个相关的文件中，我们解决了随后的缓慢收敛，从任何一方的渐近稳定尖与$α\gsim 1$。因此，我们的分析意味着，当小晕通常比大晕更紧凑时，就会形成内尖点，就像在CDM场景中一样，这样足够的卫星材料就可以完整地进入内晕并沉积在那里。我们的结论是，维持一个平坦的核心，如观测所示，一个必要的条件是，CDM卫星晕的内部区域被膨化了约50%，这样，当他们合并成一个更大的晕，他们会被破坏晕核心外。这种膨胀可能是由于小晕中的重子反馈过程，这可能是由晕核中的潮汐压缩刺激的。
2003-01-27 astro-ph
Dark-Halo Cusp: Asymptotic Convergence
我们提出了一个模型，说明合并卫星所形成的暗晕如何产生一个特征性的内部尖点，即密度剖面ρ \prop r^-a，a -> a_as > 1，正如在宇宙学N体模拟的层次聚类情景中所看到的那样。Dekel，Devor & Hetzroni（2003）认为，a<1的扁平核心会产生潮汐压缩，阻止卫星物质的局部沉积;卫星会完整地沉入晕中心，从而导致a>1的快速陡化。使用合并N-体模拟，我们了解到，这个尖点是稳定的合并序列下，并得出一个实用的潮汐传质配方的晕剖面的局部斜率为a>1的区域。根据这个公式，在潮汐半径内，晕和初始卫星的平均密度之比等于给定的函数psi（a），它明显小于1（与根据粗略共振标准为1相比），并且是a的递减函数。这种减少使得潮汐质量传递在较大的a下相对更有效，这意味着当a小时变陡，当a大时变平，从而导致收敛到稳定的解。在给出这个质量转移配方的情况下，由玩具模拟支持的线性微扰分析表明，一系列具有同源卫星的宇宙学合并缓慢地导致一个具有渐近斜率a_as>1的定点尖点。斜率仅微弱地依赖于涨落功率谱，与宇宙学模拟一致。在一个长的过渡期内，轮廓具有NFW状形状，尖点为1<a<a_as。因此，如果有足够的致密卫星遗迹使它完整地进入内晕，就会形成一个尖点。为了维持一个扁平的核心，卫星必须在核心之外被破坏，这可能是由于重子反馈引起的适度膨胀的结果。
2003-01-27 astro-ph
Model for Gravitational Interaction between Dark Matter and Baryons
我们提出了一个唯象模型，其中暗物质和重子之间的引力相互作用被抑制在小的，亚星系尺度。我们描述的引力通过添加汤川贡献的标准牛顿势，并表明，这种相互作用的计划是有效地建议由现有的观测小质量星系的内部旋转曲线。除了有助于解释在N体模拟中观察到的暗物质晕的尖形轮廓外，这种势还调节了不同质量晕内重子的数量。
2003-10-07 astro-ph gr-qc hep-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
The Structure of Dark Matter Haloes in Dwarf Galaxies
最近的观测表明，暗物质晕具有平坦的中心密度分布。然而，用非重子暗物质进行的宇宙学模拟预测了具有中心密度尖点的自相似晕。这种矛盾导致了暗物质必须是重子物质的结论。结果表明，矮旋涡星系的暗物质晕是一个具有自相似密度分布的单参数族。观测到的全球晕参数通过简单的标度关系相互耦合，如果假设所有的晕都是由具有相同原始振幅的密度涨落形成的，则可以用标准的冷暗物质模型来解释。我们发现，有限中心晕密度与其他全球参数。这一结果排除了平坦晕核随后通过重子分量中的剧烈动力学过程形成的情况。相反，这些核心提供了关于矮星系中暗物质的起源和性质的重要信息。
1995-04-12 astro-ph
Maximum Feedback and Dark Matter Profiles of Dwarf Galaxies
观测到的暗物质占主导地位的矮星系的自转曲线表明，低密度的核心，相反的CDM模型的预测。这个问题的一个可能的解决方案涉及恒星反馈。由恒星形成所驱动的强烈重子风可以带走很大一部分气体，导致暗物质膨胀。我们探讨的最大效果的反馈与气体盘的瞬时去除。能量输入取决于圆盘的紧密度，因此也就取决于圆盘的比角动量。对于合理的宇宙学参数和大范围的圆盘角动量，反馈不足以破坏中心晕尖，而内部密度仅降低了2至6倍。任何真实的反馈模型对暗物质的影响都更小。我们发现没有恒星形成效应可以解决CDM尖点问题。
2002-01-28 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
The Origin and Distribution of Angular Momemtum in Galaxies
具有大宇宙学常数（LambdaCDM）的冷暗物质似乎很适合大尺度结构观测。在可能存在的小尺度问题中，中心尖点和太多卫星问题现在看来至少部分得到了解决，因此角动量问题已经成为最严重的CDM问题。实际上至少有两个不同的角动量问题：A。太多的角动量转移到暗晕上，形成大的圆盘，B。如果重子物质的角动量分布与暗物质的角动量分布相同，则会产生螺旋星系。暗物质晕的角动量，以及据推测它们所在星系的角动量，似乎很大程度上来自于它们所吸积的卫星的轨道角动量。由于暗物质和重子物质在这种吸积事件中的行为非常不同，因此重子的角动量分布可能与暗物质的角动量分布不同，这是形成所观察到的那种星系盘所必需的。最新的流体动力学模拟在这一点上给了一些希望，但需要更高分辨率的模拟。
2003-12-19 astro-ph
Dark Matter and Baryon Fraction at the Virial Radius in Abell 2256
我们结合ASCA和ROSAT的X射线数据来约束的径向暗物质分布的主要集群的A2256，免费的等温假设。两种仪器都表明温度随半径的增加而下降。包括中央星系在内的区域具有多分量光谱，这导致了允许的中心温度范围很广。我们发现，第二子团有一个典型的温度和光度丰富的集群，然而，ASCA温度图显示没有先进的合并的迹象。因此，我们假设主星系团处于流体静力平衡状态。这样，数据就要求暗物质外层的暗物质密度分布比ρ ~ r^-2.5更陡。在90%置信度下，可接受的模型在r=1.5 Mpc（维里半径）内的总质量为6.0+-1.5 10^14 Msun，比假设等温时得出的质量小约1.6倍。在中心附近，有和没有中心尖点的暗物质轮廓与数据一致。X射线核心（r=0.26 Mpc）内的总质量为1.28+-0.08 10^14 Msun，比等温值高出1.4倍。虽然上述置信区间可能被低估，因为它们不包括可能的不对称性和流体静力学平衡的偏离，质量分布的行为，如果适用于其他集群，可以使更好的一致性X射线和透镜质量的估计，但加剧了“重子灾难”。所观察到的气体含量随着半径的增加而显著增加，这是模拟所没有预料到的，这可能意味着气体热能的很大一部分来自重力和合并冲击以外的来源。
1997-08-14 astro-ph
Constraints on the Structure of Dark Matter Halos from the Rotation Curves of Low Surface Brightness Galaxies
在充分考虑光束拖尾效应的情况下，重新研究了Vmax> 80 km/s的低表面亮度（LSB）星系自转曲线的盘晕分解。我们发现，这些LSB星系的旋转曲线，与以前的说法相反，在其密度分布与陡峭的中央尖点暗晕一致。事实上，数据的空间分辨率不足以对它们的暗晕的密度分布或宇宙学参数施加任何有意义的约束。这对许多文献中关于LSB星系晕的说法有重要的影响，例如它们旋转曲线的自相似性，以及它们与某些宇宙学模型或冷暗物质的不一致性。只有在一种情况下是足够的空间分辨率的数据，以获得可靠的约束的暗物质晕的中心密度分布的斜率。对于这一单一情况，我们发现在99.73%的置信水平下，中心密度尖点的斜率为0.55 < alpha < 1.26。这与我们分析的两个矮星系（V_max < 70 km/s）的结果形成强烈对比，后者在相同的置信水平下产生α < 0.5。这可能表明，具有恒定密度核心的晕仅限于低质量系统。我们表明，暴力流出的重子物质超新星反馈可以重现这种质量依赖的晕尖斜率。
1999-11-19 astro-ph
High resolution SPH simulations of disk formation in CDM halos; resolution tests
我们对平衡球形和三轴尖状暗物质晕内的盘状星系形成进行了N体/SPH模拟。我们系统地研究了当我们将暗物质和气体粒子的数量从10^4增加到10^6并改变力的分辨率时，盘的性质和形态。力的分辨率影响的形态演变的磁盘相当显着。除非重子分数明显低于普适值，否则在高力分辨率下，气体棒总是在冷却开始后的10亿年内形成。杆与圆盘相互作用，传递角动量并增加其尺度长度。在所有的模拟中，重子的最终质量分布都不服从单一的指数分布。事实上，在距离中心几百秒差距到一千秒差距的范围内，密度的上升比圆盘的其他部分要陡得多，而且这是真实的，与棒的存在无关。
2006-07-25 astro-ph
The Dark Matter Distribution in the Central Regions of Galaxy Clusters
宇宙学N体模拟预测，暗物质晕应该具有一个普遍的形状，其特征是陡峭的，尖形的内部轮廓。在这里，我们报告的光谱研究，每个集群包含一个占主导地位的最亮的星系团（BCG）与附近的引力弧。三个星团同时具有径向和切向引力弧，而其他三个星团仅显示切向引力弧。我们分析恒星的速度色散数据的BCGs结合弧红移和透镜模型，以约束暗和重子的质量配置文件共同。对于那些具有径向引力弧的星系团，我们能够精确地测量暗物质晕的内部斜率，并将其与CDM模拟预测的结果进行比较。
2003-10-24 astro-ph
Analysis of Rotation Curves in the Framework of the Gravitational Suppression Model
我们提出了一个合适的旋转曲线（RC）的8个星系的分析，旨在检查的一致性和普遍性的引力抑制（GRAS）假说，一个新的暗物质和重子之间的相互作用的唯象模型。受晕中心暗物质的核心与尖点分布之谜的启发，这一假说声称将N体Λ冷暗物质模拟的预测与运动学观测相协调。GRAS模型改进了运动学拟合残差，但质量参数不符合物理意义，给理论计算带来困难。
2008-01-23 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
