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
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
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
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
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
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
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
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
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
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
Dogs that Don't Bark (The Tale of Baryonic Dark Matter in Galaxies)
大约15年前，人们普遍认为：“如果我们想相信观测结果而不是我们的偏见，我们应该把暗晕是重子的作为我们最好的赌注。”“这样的观点今天不常听到。这种观念的改变主要是由微透镜实验强加给我们的。粒子暗物质与（大多数类型的）重子暗物质的不同之处在于它不产生微透镜事件。我们熟悉的重子候选者队伍现在已经被削减了，也许只有一个可能是银河系晕中暗物质的重要贡献者。这篇评论评估了银河系中缺失物质的分布，可能的重子暗物质嫌疑人，微透镜和晕白矮星搜索的证据。
2002-11-13 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
Gamma ray astronomy and baryonic dark matter
最近，Dixon等人重新分析了EGRET数据，发现星系晕有统计学意义的弥散$γ$射线发射。我们发现，这种发射可以自然地解释在一个先前提出的重子暗物质模型，其中$γ$ -射线是通过高能宇宙射线质子与冷的$H_2$云相互作用产生的，这些云聚集成黑暗的集群-这些黑暗的集群应该居住在外部星系晕，可以出现在微透镜观测。我们估计的晕$γ$ -射线通量原来是在非常好的协议与狄克逊等人的发现，我们还解决了未来的前景，以测试我们的预测。
1999-01-05 astro-ph
Bar-Halo Friction in Galaxies III: Halo Density Changes
在LCDM模型中预测的暗物质晕中心密度超过了在某些星系中观测到的密度。温伯格和卡茨认为，从重子盘中旋转的棒转移角动量可以降低晕密度，但他们也认为，除非使用比通常更多的粒子，否则对这个过程的N体模拟将不会揭示真正的连续统结果。采用他们的简化模型，在一个活的光环旋转刚性杆，我一直无法找到任何证据来支持他们的论点。我发现，角动量转移和晕密度的变化是独立的粒子数的范围内，通常采用这些作者所提倡的。我表明，我的结果不依赖于任何数值参数，和场方法执行同样的网格方法。本文还指出了Weinberg & Katz提出的所需粒子数过大的原因。我进一步表明，当忽略重子沉降的抵消压缩时，中等的酒吧可以减少20% -30%的内晕的平均密度。长的、大的、细的棒可以将平均内部密度降低约10倍。最大的密度降低是以去除可能存在于重子分量中的大部分角动量为代价的。重子沉降对晕的压缩必然会减少，甚至可能压倒由棒摩擦所能达到的密度降低。
2008-02-02 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
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
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
The Cosmic QCD Phase Transition, Quasi-baryonic Dark Matter and Massive Compact Halo Objects
我们提出冷暗物质（CDM）完全由夸克物质组成，产生于宇宙夸克-强子跃迁。我们把这个阶段称为“准重子”，与通常的重子不同。我们证明了质量约为0.5（M_{\odot}）的紧凑引力透镜可能是从准重子CDM演化而来的。
2002-06-20 astro-ph hep-ph
A massive warm baryonic halo in the Coma cluster
后发座星系团的几个深PSPC观测揭示了一个非常大规模的软X射线辐射晕，大大超过了众所周知的热星系团内介质的辐射。先前使用较低灵敏度的EUVE和ROSAT数据在星团中心区域报告的过量发射，现在明显达到2.6 Mpc的半径，表明星团的软过量辐射是一种具有宇宙学意义的现象。在这些大半径下的X射线谱不能用非热力学的方法来模拟，但它与温度约为10^6 K的暖气体的热辐射的原始设想是一致的。暖气体的质量与热X射线发射等离子体的质量相当，如果暖气体存在于低密度的对流结构中，则质量会明显更大。因此，这些数据为当前的宇宙演化理论提供了重要的支持，该理论预测，在低红移时，30- 40%的重子存在于聚集在星系团中的温暖细丝中。
2002-11-20 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
Analysis of a Hubble Space Telescope Search for Red Dwarfs: Limits on Baryonic Matter in the Galactic Halo
我们重新检查了{ \it哈勃太空望远镜}对红矮星的深空光束搜索，红矮星是质量足以燃烧氢的恒星。这项研究的作者（Bahcall，Flynn，Gould \& Kirhakos 1994）发现红矮星占星系晕的不到6%。首先，我们将这个结果外推到包括褐矮星，即质量不足以燃烧氢的恒星;我们假设一个$1/{\cal M}$质量函数。那么红矮星和棕矮星的总质量是晕的$\leq$ 18\%。这个结果是一致的微透镜的结果，假设一个流行的晕模型。然而，使用新的恒星模型和视差观测的低质量，低金属丰度的恒星，我们得到更严格的限制低质量的恒星。我们发现晕红矮星的密度是晕的$<1\%$，而我们对这个值的最佳估计是0.14- 0.37%.因此，我们对红矮星晕质量密度的估计比Bahcall等人（1994）报道的结果小16-40倍。对于$1/{\cal M}$质量函数，这表明红矮星和棕矮星的总密度为$\sim$ 0.25-0.67\%的晕，\ie，$(0.9-2.5)\times 10^9\msun$达50 kpc。如此低的结果将与\macho小组的微透镜估计值相冲突（Alcock \etal 1995 a，b）。
1995-11-03 astro-ph
H_2D^+: a light on baryonic dark matter?
有人认为星系的暗晕是由冷的（< 10 K）H_2和致密的（> 10^7$ cm^{-3}）分子气体构成的云团。这种气体极难探测，因为分子气体、CO和/或尘埃颗粒的经典示踪剂丰度非常低，而且它们的发射极弱。由于这个原因，微云假说到目前为止还没有得到充分的证实。本文提出了一种探测星系晕中冷H_2云存在的新方法：ortho-H_2D^+在372 GHz的地面跃迁。我们讨论了H_2D^+在适合于小云团的物理条件下丰富的原因，并提出了一个预测H_2D^+丰度作为四个关键参数的函数的化学模型：气体密度和金属丰度，宇宙射线电离率和尘埃颗粒尺寸。我们的结论是，现有的地面仪器可以探测到由星云晕发射的ortho-H_2D^+谱线，从而证明星系周围存在大量的暗重子物质。
2006-02-27 astro-ph
Dark and baryonic matter in the MareNostrum Universe
我们报告了迄今为止对大尺度结构进行的最大的流体动力学宇宙学模拟的一些结果。MareNostrum宇宙SPH模拟由一个边长为500 h^-1 Mpc的立方体盒子中的20亿个粒子（2 × 1024^3）组成。这个模拟是在巴塞罗那超级计算机中心的MareNostrum并行超级计算机上完成的。由于大的模拟体积和良好的质量分辨率，我们的模拟目录的暗物质晕包括超过50万个对象的质量大于一个典型的银河系星系晕。从这个数据集，我们已经研究了一些统计性质，如晕质量函数的演变，空分布，暗晕和气体晕的形状和重子的大尺度分布。
2006-10-21 astro-ph
Microlensing Halo Models with Abundant Brown Dwarfs
所有以前的尝试，以了解对大麦云（LMC）的微透镜效应的结果假设均匀的今天的质量函数（PDMF）的透镜人口。在这里，我们提出了一个调查的微透镜特性的晕与空间变化的PDMF和各向异性速度色散张量。一个有吸引力的可能性--在前银河系和原银河系冷却流中的重子暗团簇形成--是内晕由恒星质量的物体主导，而低质量的褐矮星在向外移动时变得更加普遍。对微透镜率的贡献必须由黑暗的残余物（约0.5太阳质量）占主导地位，以恢复所观察到的时间尺度的微透镜实验。但是，即使恒星残余物控制了速率，它们并不支配重子晕的质量，因此众所周知的浓缩和质量预算问题就不那么严重了。利用对PDMF空间变化的简单分析，建立了棕矮星对重子晕质量的贡献为55%，对重子晕总质量的贡献为30%的模型。这些模型的一个不寻常的特性是，它们预测M31事件的平均时间尺度比LMC的平均时间尺度短。这是因为对M31的视线越长，探测到的远晕就越多，在那里褐矮星是最常见的组成部分。
1998-05-24 astro-ph
Cuspy Dark-Matter Haloes and the Galaxy
巴德窗的微透镜光学深度限制了太阳圈内重子物质的最小总质量大于3.9 x 10^{10}太阳质量，假设内星系被阻挡在大约20度的视角下。从太阳邻近恒星的运动学来看，暗物质的局部表面密度约为每平方秒差距30 +/- 15太阳质量。我们构造了归一化到本地暗物质密度的尖形晕，并计算了内星系晕的圆周速度曲线。这与恒星盘和ISM盘提供的旋转曲线正交，加上一个足够大的棒，使得银河系内部的重子物质再现了微透镜光学深度。这样的模型违反了内星系（通常在半径2-4 kpc）切向速度数据提供的观测约束。高重子的贡献所需的微透镜是一致的流体动力学模型和银河酒吧的模式速度的影响。我们的结论是冷暗物质宇宙学（及其变体）所青睐的尖形晕与银河系的观测数据不一致。
2001-09-05 astro-ph
Shaping the central structure in CDM halos
星系中的暗物质和重子成分通过动力学摩擦耦合（通过允许重子成分成为cluquantity），导致能量输入到暗物质中。DM组分中产生的膨胀趋势克服了由收缩气体组分引起的绝热收缩的竞争效应，并导致密度几乎恒定的核心。重子质量内流还导致了kpc及以下尺度的结构与10kpc及以上尺度的DM结构的耦合，质量内流的速率取决于初始晕中心浓度。后者也决定了最终的晕核半径。
2001-08-21 astro-ph
The Minimum Stellar Mass in Early Galaxies
本文研究了早期宇宙中暗物质晕合并过程中重子成分碎裂的条件。我们假定重子分量经受激波压缩。原恒星分子云的特征质量和在这些云中形成的原恒星的最小质量随着晕质量的增加而减小。这可能表明，在更大质量的星系中，初始恒星质量函数在其形成的初始阶段向低质量方向移动。这将导致每单位晕质量的恒星数量增加，即，恒星形成的效率
2005-06-30 astro-ph
Dark Halos: The Flattening of the Density Cusp by Dynamical Friction
对膨胀宇宙中引力坍缩的N体模拟和分析计算预测，晕应该形成一个发散的内部密度分布，即尖点。有一些观测迹象表明，星系中的暗物质分布可能具有有限核的特征。这一“核心灾难”促使人们寻找清洁发展机制宇宙起源的替代办法。它在这里示出的理论和观测之间的差异可以很自然地解决标准CDM模型内，提供的气体最初并不顺利地分布在暗物质晕，而是集中在质量块$\geq 0.01 %$的系统的总质量。在暗物质粒子的背景下，这些团块运动时受到动力学摩擦的作用，使团块的轨道能量消散，并将其沉积在暗物质中。使用蒙特卡罗模拟，它表明，动力学摩擦提供了一个足够强的阻力，并与现实的重子质量分数，可用的轨道能量的团块是足够的加热晕，并把原始尖成为一个有限的，非发散的核心-克服由于引力的影响收缩重子分量的绝热收缩的竞争效应。根据初始条件，总密度分布可能变得或多或少集中。对CDM模型中的其他问题以及星系重子分量的形成和早期演化的机制可能产生的后果也作了简要的讨论。
2001-06-25 astro-ph
Baryonic Density from Primordial Li
在晕星的选定样本中的锂丰度已被修订，使用新的精确Teff。从41个高原星，我们发现没有证据的内在色散，一个微小的趋势与Teff和[Fe/H]没有趋势。这些结果反对耗尽无论是恒星风，扩散或旋转混合。因此，在PopII星中观测到的Li提供了重子密度的可靠估计。Bonifacio & Molaro（1996）对此进行了更详细的讨论。
1996-10-08 astro-ph
The Cores of Dwarf Galaxy Halos
我们使用N体模拟来研究质量外流对矮星系周围冷暗物质（CDM）晕密度分布的影响。特别是，我们调查的后果，超新星驱动的风驱逐了一大部分的重子组成部分从矮星系盘后，一个充满活力的情节恒星形成。我们表明，这种突然的质量损失导致形成的核心中的暗物质密度分布，虽然原来的晕是由一个无芯（赫恩奎斯特）配置文件。由此产生的核心半径是被炸毁的重子盘的质量和半径的敏感函数。一个质量和大小与原始核合成约束和角动量考虑一致的盘的损失会留下一个核心半径，它只是晕的原始尺度长度的一小部分。然而，这些小扰动足以使矮不规则星的自转曲线与标准CDM情景中形成的晕的密度分布相一致。
1996-10-23 astro-ph
Death of Stellar Baryonic Dark Matter
星系晕中的暗物质的性质是天体物理学中悬而未决的问题之一。所有的恒星候选者，直到最近才被认为可能是我们银河系光环的重子贡献，都被排除在外。微弱的恒星和褐矮星被发现只占银河系质量的百分之几。恒星残骸，包括白矮星和中子星，也被证明是非常有限的。高能伽马射线望远镜观测到的高能伽马射线数据具有最强的约束，即$Ω_{WD} < 3 \times 10^{-3} h^{-1}$，其中$h$是哈勃常数，单位为100 km s $^{-1}$ Mpc $^{-1}$。因此，人们留下了几个悬而未决的问题：1）在微透镜调查中看到了什么？2)银河系中的暗物质是什么？事实上，光环中的非重子成分似乎是必需的。
2000-02-02 astro-ph hep-ph
Warm-hot intergalactic medium contribution to baryonic matter
流体动力学模拟表明，宇宙中的重子大部分仍然存在于一个弥漫的组成部分-温暖的星系际介质（WHIM）。为了确定WHIM的物理性质（空间分布、温度和密度），利用XMM-Newton EPIC/MOS观测系统对场星系周围软扩展X射线辐射的空间结构进行了细致的研究。星系分布和软X射线背景之间的角度相关性延伸了几个弧分。大尺度上的相关性是由星系团形成引起的。在小尺度（低于2弧分）的软流量的过剩被解释为真正的发射从晕的WHIM周围的个别星系。估算了样品中与星系有关的平均WHIM晕的体参数。典型的晕的特征半径约为0.3 Mpc，质量为4 - 7 x 10^11太阳质量。在局部宇宙中，WHIM的平均密度为7 - 11 x 10^{-32} g cm^{-3}（Omega_WHIM = 0.7 - 1.2%）。X射线WHIM发射的观测结果与数值模拟结果吻合较好，但观测材料的精度不足以约束WHIM理论。用钱德拉的高分辨率仪器对中等数量的低红移星系样本进行一系列深层次观测，将显著改善我们对WHIM参数的估计。
2006-04-21 astro-ph
Baryonic Dark Matter: Limits from HST and ISO
最近的HST和ISO观测提供了非常严格的限制任何致密重子贡献银河系（暗）晕。当结合银河系微透镜效应的结果时，几乎整个可能的大质量致密重子天体范围都被直接观测排除在外。在ISO航天器上使用ISOCAM在7 μ和15 μ的深度直接成像直接排除了任何质量超过氢燃烧极限的氢燃烧恒星，以及任何化学丰度，作为外部螺旋星系暗晕的主要解释。在银河系中，HST已经在几个球状星团中提供了氢燃烧极限的光度函数。由此产生的质量函数并没有提供任何支持的优势，非常低质量的恒星。这与对亚恒星质量的褐矮星的实地调查是一致的，这些调查显示这样的物体相对罕见。这些结果补充了非常深的HST光度功能在大麦云云，提供了强有力的支持（近）的普遍性的恒星质量功能。最近的HST结果可用于附近的dSph星系UMi。这个星系是kpc尺度上已知的暗物质占主导地位的天体，在低质量时具有正常的恒星质量函数。暗基本粒子的前景是光明的。
1998-12-15 astro-ph
MACHO COLLABORATION SEARCH FOR BARYONIC DARK MATTER VIA GRAVITATIONAL MICROLENSING
结果是从CNOO合作引力微透镜搜索。实验和近50微透镜事件已被检测到的描述。的重子含量的晕的限制，是估计的马乔贡献的黑暗晕。光学深度朝向凸起，和一些不寻常的事件，如二元透镜和视差事件进行了讨论。这些结果的可能解释进行了讨论。
1995-06-02 astro-ph hep-ph
