Too big to fail? The puzzling darkness of massive Milky Way subhaloes
我们表明，无耗散LCDM模拟预测，银河系中大多数最大质量的subhalo密度太大，无法容纳任何明亮的卫星（L_V > 10^5 L_sun）。这些暗的次晕在下沉时的圆速度为30-70 km/s，下沉质量为[0.2-4] x 10^10 M_sun。除非银河系是一个统计异常，这意味着星系形成成为有效的随机在这些质量。这与星系光度和晕圈速度（或晕圈质量）之间的单调关系形成鲜明对比。我们表明，至少有两个（通常是四个）这些大规模的黑暗subhaloes预计将产生一个更大的暗物质湮灭流量比天龙座。如果矮卫星中的重子反馈或不同的暗物质物理学能在0.3 - 1千秒差距的尺度上使大质量次晕的中心密度降低一个数量级，那么就有可能绕过这些结论。
2011-05-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the Edge: the relation between stellar and dark matter haloes of Milky Way-mass galaxies
利用APOSTLE宇宙流体动力学模拟研究了类银河系中吸积恒星晕和暗物质晕的形成。我们表明，恒星晕主要是由从少数大质量矮星剥离的恒星组成的，其中大多数都被今天的破坏。另一方面，暗物质晕主要由小的未分辨的次晕（$\lesssim 10^6$ M $_{\odot}$）和一个由从未与次晕结合的粒子组成的"光滑“成分组成。尽管存在这些差异，构成恒星晕大部分的大质量矮星也贡献了相当大一部分的暗物质。从这些矮星上剥离下来的恒星和暗物质通过它们的运动学联系在一起，这在晕的相空间结构中留下了印记。我们研究了恒星相空间中焦散线等特征的位置与暗晕特性之间的关系。我们表明，“边缘”的恒星晕是一个探针的暗物质晕质量和组装历史。银河系质量星系的边缘在表面亮度为$^{-2}$ 31-36等角秒时应该是可见的。
2023-02-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Hints on the Nature of Dark Matter from the Properties of Milky Way Satellites
暗物质的本质仍然是未知的，也是最基本的科学谜团之一。虽然标准冷暗物质模型（CDM）成功地描述了大尺度，但在银河系和亚银河系尺度上可能存在缺陷。正是在这些高度非线性的尺度上，暗物质粒子的性质受到了强烈的天体物理学约束。虽然莱曼- $α$森林的观测探测了轻度非线性区域的物质功率谱，但银河系的卫星星系提供了一个很好的实验室，可以在更小的尺度上测试潜在的宇宙学。在这里，我们提出的结果从一组高分辨率模拟银河系大小的暗物质晕在八个不同的宇宙学：CDM，温暖的暗物质（WDM）的粒子质量为2千电子伏和六个不同的冷加暖暗物质（C+WDM）模型，不同的分数，$f_{\rm wdm}$，和质量，$m_{\rm wdm}$，温暖的组件。我们使用了三种不同的观测测试基于银河系卫星观测：总卫星丰度，它们的径向分布和它们的质量分布。我们表明，同时满足所有三个约束的要求设置非常强的限制暗物质的性质。这表明了多维小尺度方法在排除大尺度观测仍然允许的模型方面的力量。
2013-04-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
First constraints on Fuzzy Dark Matter from the dynamics of stellar streams in the Milky Way
我们提出了一种新的方法来限制质量的超轻玻色子的暗物质使用恒星流的破坏形成的球状星团在银河系。模糊暗物质（FDM）晕的湍流密度场导致了稀薄流的扰动和动力学加热。使用数值模拟的基础上的一个有效的模型，我们探索这种现象的幅度，并表明，这是观察到的轴子质量范围$m_a$，这是有趣的缓解“小规模问题”的$Λ$ CDM。我们推导出一个分析模型的增厚薄恒星流，并获得早期保守的玻色子质量的下限为$m_a > 1.5 \times 10^{-22}~$ eV，使用前盖亚文献数据的六个银河系流和边缘化后的物理参数。这表明了使用这种新的动力学方法作为一个完全独立的探测FDM，补充莱曼- $α$森林数据的基础上的结果的巨大希望。
2018-08-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Accretion History of the Milky Way Dark Matter Halo and the Origin of its Angular Momentum
在邻近星系的引力场模型中，进入银河系和大麦哲伦云的暗物质流产生了银河系暗物质晕的生长历史，最终的角动量大致在观测方向上，它在大麦云周围产生了类似于麦哲伦流的暗物质流。
2014-08-25 astro-ph.GA
Around The Way: Testing $Λ$CDM with Milky Way Stellar Stream Constraints
最近对银河系5和GD-1潮汐流的分析表明，银河系内部的暗物质晕接近于球形，与宇宙结构形成的无碰撞N体模拟的预测相矛盾。我们使用厄里斯模拟测试相结合的耗散物理和层次结构的形成是否可以产生银河系般的星系，其暗物质晕匹配的潮汐流约束GD-1和GD-5集群。我们使用模拟的厄里斯星系的动力学模型来产生GD-1和1955潮汐流的许多实现，边缘化的集群银河系中心的位置和速度的观测不确定性，并与观测约束比较。我们发现，重子和暗物质贡献的厄里斯的总密度和潜力满足现有的银河系恒星流数据的约束，因为重子都轮和重新分配的暗物质在星系的耗散形成，并提供一个集中的质量分布，轮内部潜力。厄里斯暗物质晕或球形Navarro-Frenk-White暗物质在模拟流数据时工作得很好。相比之下，等效的暗物质-只有ErisDark模拟产生一个长晕，不能再现所观察到的流数据。正在进行的盖亚任务将提供决定性的测试之间的一致性$Λ$ CDM和银河系流，并应区分像厄里斯和更多的球形晕模型。
2018-04-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Determination of the best dark matter profile for the Milky Way with Gaia DR3 using Bayesian Model Comparison
IIT Hyderabad（印度理工学院海德拉巴分校）
通过贝叶斯模型比较分析，利用Gaia DR3数据确定描述银河系旋转曲线的最佳暗物质模型，比较了三种不同的恒星模型和七种不同的暗物质模型，发现Einasto分布比NFW分布更受青睐，且核心暗物质分布优于NFW分布，同时发现MOND模型拟合效果不如暗物质模型。
2026-05-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Baryonic impact on the dark matter orbital properties of Milky Way-sized haloes
我们结合光谱方法和银河系大小星系的宇宙学模拟研究了暗物质晕的轨道性质。我们比较了流体动力学和$N$ -体模拟中单个暗物质粒子的动力学和轨道，发现由于重子的影响，暗物质晕的盒、管和共振轨道的比例显著降低。特别是，在流体动力学模拟的暗物质晕的中心区域占主导地位的规则，短轴管轨道，相反，在$N$体运行的混乱，箱和薄的轨道占主导地位。这导致了一个更球形的暗物质晕在流体动力学运行相比，一个扁长的一个常见的$N$体模拟。此外，通过使用基于核的密度估计，我们比较了粗粒度的相空间密度的暗物质晕在两个模拟中，并发现它是较低的$\sim0.5$指数在流体动力学运行由于角动量分布的变化，这表明重子过程，影响暗物质是不可逆的。我们的结果表明，重子在决定星系中暗物质晕的形状、运动学和相空间密度方面起着重要的作用。
2017-01-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Simulated Milky Way analogues: implications for dark matter indirect searches
我们研究高分辨率的流体动力学模拟银河系类型的星系内获得的“演化和组装的银河系及其环境”（EAGLE）项目，并确定那些最好的满足观测约束银河系的总恒星质量，旋转曲线，和星系的形状。与根据其总维里质量选择的模拟星系相反，如此确定的银河系类似物在太阳圈内始终表现出非常相似的暗物质轮廓，因此能够更准确地预测间接暗物质搜索。我们发现，特别是高分辨率的模拟晕满足观测的限制表现出，在内部的几个千秒差距，暗物质配置文件比那些需要解释所谓的费米GeV过剩通过暗物质湮灭浅。
2016-01-04 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Kolmogorov complexity in the Milky Way and its reduction with warm dark matter
我们讨论的原始补丁，崩溃，形成像银河系的星系的柯尔莫哥洛夫复杂性，这种复杂性量化的初始数据的数量，可形成的结构。我们还推测了数量如何随时间变化。由于暗物质和重子坍缩过程，它可能会随着时间而减少，即信息汇支配信息源。但是新的随机信息的来源确实存在;例如，具有吸积盘和喷流的中心黑洞原则上可以在星系的相当大一部分上传播小尺度的量子波动。这个概念如何有用的一个推测性的例子是区分暖（WDM）和冷（CDM）暗物质。在WDM的帮助下，最初形成银河系的小块区域将几乎没有什么特征，这使得目前的高度结构成为一种好奇心。如果WDM粒子的质量为1 keV，那么原始补丁将只有几十亿个独立的携带信息的“像素”。这个“像素”的数量甚至比银河系中的恒星数量还要少得多。如果暗物质被证明是温暖的，那么银河系的高度结构可能是通过两种方式产生的：（1）对初始条件的高对初始条件的敏感性，就像一个相对简单的计算机代码产生的复杂分形;或者（2）来自星系形成后产生的随机信息，即不是完全从初始条件确定的。
2015-06-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
The low abundance and insignificance of dark discs in simulated Milky Way galaxies
我们调查的存在和重要性的暗物质光盘在24个模拟银河系星系的样本中的APOSTLE项目，在拉姆达CDM宇宙学的流体动力学模拟的EAGLE计划的一部分。有人认为，银河系中的暗盘可能会增加暗物质的密度，并改变相对于太阳位置的光滑晕的速度模量，这对直接探测实验产生了影响。从暗物质的运动学分解和所有24个晕的真实空间分析，我们发现，只有一个模拟的银河系类似物具有可检测的暗盘组件。这一独特的事件是由一颗LMC质量的卫星在很低的掠射角下与一颗LMC质量的卫星合并造成的。考虑到即使是这种罕见的情况下，只增加了35%的暗物质密度在太阳半径和影响的高能量尾部的暗物质速度分布不到1%，我们得出结论，在银河系中的暗盘的存在是不太可能的，是非常不可能有一个显着的影响直接检测实验。
2016-06-02 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Testing MOdified Gravity (MOG) theory and dark matter model in Milky Way using the local observables
在本文中，我们研究了另一个替代暗物质的理论--修正引力理论（MOG），通过测试它在垂直和横向上用重子物质描述银河系局域动力学的能力。MOG的目的是解释星系和星系团的动力学，而不需要暗物质。我们使用本地观测数据，如垂直色散，旋转曲线，面密度和数密度的恒星在银河系中，获得的MOG和MW的重子分量的参数，通过实施贝叶斯方法的参数估计的基础上的马尔可夫链蒙特卡罗方法。我们比较我们的结果与MW的暗物质模型。MOG和CDM两种模型都能很好地描述本地MW内恒星的自转曲线和垂直动力学。在该分析中，MOG自由参数的最佳值为$α= 8.99 \pm 0.02 $和$μ=0.054\pm 0.005$ kpc $^{-1}$。同时，我们还得到了广义gNFW模型在暗物质模型中的参数。我们从MOG得到的最佳隆起质量值是$(1.06 \pm 0.26)\times10^{10}\rm M_{\odot}$，这与从微透镜观测得到的估计一致。
2020-06-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Simulated Milky Way analogues: implications for dark matter direct searches
我们研究星系形成的影响暗物质直接检测使用高分辨率的流体动力学模拟的银河系内模拟的鹰和APOSTLE项目。我们确定的银河系类似物，满足银河系的自转曲线和恒星总质量的观测约束。然后，我们提取的暗物质密度和速度分布在太阳附近的这套银河系的类似物，并使用它们来分析目前的直接检测实验的结果。对于大多数银河系类似物，从最佳拟合麦克斯韦分布（峰值速度为223 - 289 km/s）获得的直接检测实验中的事件率与直接从模拟中获得的事件率相似。因此，在低暗物质质量下，与标准晕模型相比，在暗物质质量和自旋无关横截面平面中通过直接检测实验设置的允许区域和排除限制移动了几个GeV。对于每个暗物质质量，局部暗物质密度的晕到晕变化导致截面的允许区域和排除限制的整体移位。然而，DAMA和CDMS-Si的暗物质信号的可能暗示与LUX和SuperCDMS的零结果的兼容性没有得到改善。
2016-05-10 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Constraint on the mass of fuzzy dark matter from the rotation curve of the Milky Way
模糊暗物质（FDM）是最近研究暗物质的模型之一。根据这个模型，暗物质是由非常轻的标量粒子组成的，在星系尺度上具有相当大的量子力学效应，这解决了冷暗物质（CDM）的许多问题。在这里，我们使用的银河系（MW）的旋转曲线的观测数据比较FDM和CDM模型的结果。我们发现FDM在靠近凸起中心的旋转曲线上增加了一个局部峰，其位置和幅度取决于FDM粒子的质量。通过用FDM的期望值拟合观测到的转动曲线，我们发现FDM的质量为$m = 2.5^{+3.6}_{-2.0} \times10^{-21}$ eV。我们注意到，MW旋转曲线的局部峰值也可以用MW星系的CDM模型和额外的内凸模型来解释。我们的结论是，FDM模型解释了这个峰值，而不需要额外的结构的凸起。
2020-05-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Milky Way Halo Vibrations and Incommensurate Stream Velocities
无碰撞的暗物质星系晕由于持续的晚期吸积而呈现阻尼振荡。利用类银河晕的n体宇宙学模型，定量研究了类银河晕的引力场随时间的变化。模拟包含的恒星流的不相称的垂直速度被发现有一个近似的指数分布的规模为10-20 \kms，这取决于如何选择的恒星，可比的孤儿流报告。暗物质晕的四极矩的波动足以在很大程度上解释切向速度。如果对更大样本的银河系流的速度测量发现（或没有发现）预期的横向速度分布，它将导致对自相互作用暗物质横截面的限制，其中动力学粘度可以比单独的无碰撞暗物质的混合过程更快地阻尼振荡。
2019-09-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
Effects of Coupled Dark Energy on the Milky Way and its Satellites
我们提出了第一个数值模拟耦合暗能量宇宙学与足够高的分辨率，以调查银河系和亚银河系尺度上的耦合的影响。我们选择了两个常数耦合和一个随时间变化的耦合函数，我们运行三个银河大小的晕（$\sim$ 10 $^{12}$ M $_{\odot}$），一个较低质量的晕（6 $\times$ 10 $^{11}$ M $_{\odot}$）和一个矮星系晕（5 $\times$ 10 $^{9}$ M $_{\odot}$）的模拟。我们用数百万个暗物质粒子来分辨每个晕。在所有尺度上的耦合导致较低的晕浓度和相对于LCDM的子结构的数量减少。我们发现，减少的浓度是由于不同的形成时间，但它们与额外的条款，出现在方程描述的引力动力学。在银河系卫星的尺度上，我们表明，较低的浓度可以帮助调和观测和模拟的旋转曲线，但耦合值必须有一个显着的差异，从LCDM是目前的观测限制之外。另一方面，如果考虑对标准模型的其他修改，允许更高的耦合（例如大质量中微子），耦合的暗能量可以成为一个有趣的场景，以减轻LCDM模型的小尺度问题。
2015-04-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dark matter neutrinos: A proposed mechanism for the stellar rotational velocity curve of the Milky Way
观测到的银河系自转速度曲线与当前引力动力学理论的不一致是有据可查的。这条曲线意味着存在着比可观测到的质量大得多的物质，即暗物质。目前的模型估计暗物质的数量约占总物质的85%。本文探讨了相对论中微子作为暗物质的一个潜在来源，并提出了一个粗糙的双星吸积模型机制，在银河系的中心，他们的生产。结果表明，这是符合目前的引力理论，银河系的观测速度曲线和当前的估计比例的暗物质重子物质的85%的顺序。
2020-06-30 astro-ph.GA
Implications of Milky Way Substructures for the Nature of Dark Matter
我们研究了如何间接观察银河系中的暗物质子结构，利用最近的恒星流研究，转化为不同的暗物质模型的约束。特别是，我们使用的测量数量的黑暗subhalos在质量范围$10^7-10^9\,{\rm M_{\odot}}$约束修改subhalo质量函数相比，冷暗物质的情况。我们分别得到了暖暗物质和模糊暗物质粒子质量的下界$m_{\rm WDM} > 3.2\,{\rm keV}$和$m_{\rm FDM} > 5.2\times 10^{-21}\,{\rm eV}$。当暗物质耦合到一个黑暗的辐射浴，我们发现，动力学解耦必须发生在温度高于$T_{\rm kd} > 0.7\,{\rm keV}$。我们还讨论了恒星流观测的未来前景。
2020-06-04 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Structural properties of non-spherical dark halos in Milky Way and Andromeda dwarf spheroidal galaxies
基于我们以前工作中修正的轴对称质量模型，研究了银河系和仙女座星系中矮球状（dSph）星系暗晕的非球形密度结构.我们在这里采用的模型充分考虑到速度各向异性的示踪星被限制在一个扁平的暗晕。将我们的模型应用到12个明亮的dSphs的可用运动学数据中，我们发现这些星系通常与拉长的暗晕相关联，即使考虑到恒星速度各向异性的影响。我们还发现，最佳拟合参数，特别是暗晕和速度各向异性的形状，容易受到外部区域速度数据的可用性和每个空间仓中缺乏样本星的影响。因此，为了获得更现实的限制黑暗的晕结构，我们需要在更大的地区的dSphs比以前探索的光度和运动学数据。从现有的数据得到的结果表明，暗晕的形状在dSphs比那些$Λ$ CDM subhalo更拉长。这种不匹配需要解决的理论，包括重子组件和相关的反馈暗晕，以及进一步的观测限制在更大的地区的dSphs。研究还发现，更弥散的暗晕可能经历了连续的恒星形成历史，从而暗示暗晕结构在恒星形成活动中起着重要作用。
2015-09-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
A common surface-density scale for the Milky Way and Andromeda dwarf satellites as a constraint on dark matter models
在试图放置一个明确的约束暗物质模型，我们定义和估计的平均表面密度的最大圆速度的半径内的暗晕，这是派生的各种星系与任何暗物质密度分布。我们发现，这种表面密度一般是恒定的，在很宽的范围内的最大圆速度$\sim$ 10至400公里s $^{-1}$，在每个星系的不同密度分布无关。这种常见的表面密度在高晕质量尺度被发现自然复制的冷和暖暗物质（CDM和WDM）模型，即使没有采用任何拟合程序。然而，在矮星系尺度上，我们已经从银河系和仙女座矮卫星，共同的表面密度，只有在一个大规模的WDM粒子质量的范围内，而CDM提供了一个合理的协议，所观察到的恒定性。这是由于在低晕质量尺度下CDM和WDM晕的质量浓度关系存在显著差异。为了解释WDM模型中矮星系尺度的普遍表面密度，我们建议WDM粒子需要重于3 keV。
2015-04-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Study of Various Dark Matter Halo Profiles in Milky Way and M31 Galaxies within the Standard Cosmology Framework
本研究在标准ΛCDM模型框架下，结合核球、盘成分与三种暗物质晕轮廓，用贝叶斯统计拟合银河系和M31的最新旋转曲线数据，发现NFW和Hernquist轮廓与观测相符，Einasto轮廓解释力较差。
2025-06-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Shapes of Milky-Way-Mass Galaxies with Self-Interacting Dark Matter
自相互作用暗物质（SIDM）模型提供了一种方法来调和观测和预测之间的不一致性，从碰撞冷暗物质（CDM）模型在矮星系尺度。为了将重子和SIDM相互作用的影响，我们研究了一套宇宙学重子模拟牛奶路（MW）质量星系的反馈在现实环境（FIRE-2）的项目，我们改变SIDM自相互作用截面$σ/m$。我们比较的形状的主要暗物质（DM）晕在红移$z=0$预测的SIDM模拟（在$σ/m=0.1$，$1$和$10$ cm $^2$ g $^{-1}$）与CDM模拟使用相同的初始条件。在存在重子反馈效应的情况下，我们发现SIDM模型并不像SIDM模型预测的那样对MW质量星系的内部结构产生很大的影响。然而，我们确实发现总质量分布的形状开始不同于恒星质量分布的半径依赖于$σ/m$。这种转变可能被用来限制MW中的SIDM横截面。
2022-07-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dark Halos of M31 and the Milky Way
结合星系盘自转速度和卫星星系、球状星团的径向速度，构造了M31和银河系~400 kpc范围内的大自转曲线。银河系的GRC是使用最新的太阳自转速度修订的。通过最小卡方拟合，将导出的GRC解卷积为de Vaucouleurs凸起、指数盘和具有Navarro-Frenk-White（NFW）密度分布的暗晕。最佳拟合参数的比较揭示了两个星系的盘和凸起的相似性，而M31的暗晕质量被发现是银河系的两倍。我们表明，NFW模型可能是一个现实的近似观察到的黑暗晕在这两个巨大的螺旋。
2015-04-21 astro-ph.GA
Shaken and Stirred: The Milky Way's Dark Substructures
嵌入较大暗物质晕内的低质量子结构的预测丰度和性质在不同的暗物质模型中有很大不同。由于太小而不能容纳星系本身，这些暗晕仍然可以通过引力透镜，或者通过银河系球状星团流和恒星盘的扰动来检测。在这里，我们使用Apostle宇宙学模拟来预测LCDM中质量为~ 10^12太阳质量的晕中质量为10^6.5-10^8.5太阳质量的亚晕的丰度以及空间和速度分布。虽然这些暗晕本身没有重子，但我们发现重子效应是重要的。相比相应的暗物质只模拟，重子从subhaloes的损失和更强的潮汐中断由于重子的存在附近的中心的主晕，减少subhaloes的数量约1/4至1/2，独立于subhalo质量，但越来越多的主机晕中心。我们还发现，subhaloes有非麦克斯韦轨道速度分布，与中央上升的速度各向异性和积极的速度偏差，减少了低速subhaloes的数量，特别是在晕中心附近。我们参数化的预测人口的subhaloes的质量，galactocentric距离，和速度。我们讨论了我们的研究结果的影响，探测暗物质子结构的前景和可能的推断暗物质的性质。
2016-09-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Baryonic effects on the detectability of annihilation radiation from dark matter subhaloes around the Milky Way
我们使用六个，高分辨率的$Λ$ CDM模拟星系形成，研究如何从暗物质湮灭发射的重子过程的影响。这些模拟产生了孤立的、盘状星系，其结构、恒星星族、恒星质量和晕质量与银河系相当。它们可以分辨质量高于$\sim 10^6$ $\rm M_{\odot}$的暗物质结构，并且每个都有全物理和仅暗物质版本。在全物理的情况下，恒星星系的形成增强湮灭辐射的主要光滑组成部分的星系晕的三个因素，其中心浓度大幅增加。相比之下，晕下的通量几乎是$reduced$的一个数量级，部分原因是内部结构的变化，部分原因是潮汐效应的增加;它们相对于平滑晕的通量下降了1.5个数量级。来自最亮的次晕的预期通量比来自平滑晕的通量低四个数量级，使得在对银河系内部进行稳健检测之前，任何次晕都不太可能被检测到。我们使用最近的模拟整个$Λ$ CDM质量范围内的晕结构外推到最小的（地球质量）subhaloes，结论是，在早期的工作相比，总湮灭流量从银河系subhaloes将小于从光滑的晕，从太阳和一个遥远的观察者。费米-LAT可以勉强解决湮灭辐射从非常明亮的subhaloes，其中，通常，将包含恒星。
2020-12-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Sizing from the Smallest Scales: The Mass of the Milky Way
随着银河系及其卫星系统在近场宇宙学研究中的地位越来越稳固，对银河系暗物质晕的精确质量估计的需求越来越迫切。随着{ \it Gaia}的第二次和第三次早期恒星自行数据的发布，几个研究小组计算了银河系卫星星系人口的完整$6$ D相空间信息。利用这些数据相比，subhalo属性绘制的Phat ELVIS模拟，我们约束银河系暗物质晕质量为$\sim 1-1.2\times10^{12}~\msun$。我们发现，从更多或更少的质量主机（即$>1.2\times10^{12}~\msun$或$<10^{12}~\msun$）绘制的subhalos的运动学是不一致的，在$3σ$的置信水平，与银河系卫星的观测速度。银河系的首选宿主晕质量在很大程度上对排除与大麦云相关的系统、星系形成阈值的变化以及观测完整性的变化不敏感。随着更多的银河系卫星被发现，它们的速度（径向，切向和总）加上银心距离将提供对银河系暗物质晕质量的进一步了解。
2022-05-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
A dark matter disc in three cosmological simulations of Milky Way mass galaxies
对太阳邻域内暗物质的相空间分布进行稳健的预测对于暗物质直接探测实验至关重要。到目前为止，几乎所有这样的预测都是基于对暗物质单独建模的模拟。在这里，我们使用三个宇宙学流体动力学模拟明亮，盘占主导地位的星系，包括重子物质的影响自洽的第一次。我们发现，重子物理的加入大大改变了太阳附近的暗物质的轮廓。一个恒星/气体盘，已经在高红移的位置，导致合并的卫星优先被拖向盘平面，在那里它们被潮汐撕裂。这导致了一个吸积的暗物质盘，它贡献了太阳位置非旋转晕密度的0.25 - 1.5倍。与暗物质流不同，暗盘是一种平衡结构，必须存在于形成于等级宇宙学中的盘状星系中。它相对于地球的低旋转滞后显著增强了地球和太阳对WIMP的捕获，增强了年度调制信号，并导致通量随反冲能的变化，从而确定WIMP质量。
2010-05-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
The edge of galaxy formation III: The effects of warm dark matter on Milky Way satellites and field dwarfs
在本系列的第三篇论文中，我们研究了粒子质量为$m_\mathrm{WDM}=3\,\mathrm{keV}$的暖暗物质对宇宙中最小星系的影响。我们提出了一个样本的21个流体动力学宇宙学模拟的矮星系和20个模拟的卫星-宿主星系的相互作用，我们都在冷暗物质（CDM）和暖暗物质（WDM）的情况下进行。在WDM模拟中，我们观察到一个更高的临界质量的恒星形成的开始。在WDM中，结构生长被延迟，因此WDM晕的恒星星族比CDM晕平均年轻两个陀螺。然而，尽管这种延迟的恒星形成，CDM和WDM星系都能够再现观测到的速度色散，恒星质量，大小和金属丰度的标度关系在$z=0$。WDM卫星晕在银河系质量主机更容易受到潮汐剥离，由于其浓度较低，但他们的星系甚至可以生存更长的时间比CDM同行，如果他们生活在一个暗物质晕与陡峭的中央斜坡。与我们以前的CDM卫星研究一致，我们观察到WDM卫星的中央暗物质密度斜率由于剥离而变陡。CDM和WDM之间卫星星系平均恒星年龄的差异，可以在未来用于解开这两个模型。
2019-02-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Phat ELVIS: The inevitable effect of the Milky Way's disk on its dark matter subhaloes
我们介绍了ELVIS项目的扩展，以解释银河系对它的subhalo人口的影响。我们的模拟套件，Phat ELVIS，包括12个高分辨率的宇宙学暗物质-只有（DMO）的银河系大小的$Λ$ CDM~晕（$M_{\rm v} = 0.7-2 \times 10^{12} \,\mathrm{M}_\odot$）的变焦模拟，以及12个重新运行嵌入星系的潜力增长，以配合今天观察到的银河系盘和凸起。中央星系的潜力破坏subhalos的轨道与小pericenters在每个晕，无论星系质量比晕质量。这有几个重要的含义。1)大多数的$\mathtt{Disk}$运行没有subhaloes大于$V_{\rm max} = 4.5$ km s $^{-1}$内$20$ kpc和一个显着缺乏的子结构回去$\sim 8$陀螺仪，这表明当地的流加热信号从黑暗的子结构将是罕见的。2)由$\mathit{Gaia}$数据推导出的银河系卫星的近心分布与$\mathtt{Disk}$运行中的次晕近心分布非常相似，而DMO运行大大高估了近心小于20 kpc的星系。3)增强的破坏产生了与经典的“失踪卫星”问题相反的张力：为了解释银河系中已知的$30$ kpc范围内的超微弱星系，我们必须用$V_\mathrm{peak} \simeq 7$ km s $^{-1}$（$M \simeq 3 \times 10^{7} \,\…
2019-05-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Fermi-LAT Galactic Center Excess morphology of dark matter in simulations of the Milky Way galaxy
本研究利用Hestia模拟的类银河系星系，预测WIMP暗物质湮灭产生的伽马射线形态显著非球形，未来CTA等高能实验可区分暗物质与毫秒脉冲星两种解释。
2025-08-08 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Tidal Imprints Of A Dark Sub-Halo On The Outskirts Of The Milky Way
我们提出了一个新的分析所观察到的扰动的银河系HI盘推断存在一个黑暗的子晕潮汐与银河系盘相互作用。我们使用高分辨率的光滑粒子流体动力学（SPH）模拟研究扰动暗子晕和银河系的气体盘之间的潮汐相互作用。我们将我们的结果与所观察到的银河系HI图进行比较，发现平面扰动的傅立叶振幅最适合于扰动暗子晕，其质量是银河系的百分之一，近心距为5千秒差距。这种最佳拟合的傅立叶模式发生后的动力学时间近心的方法，当扰动是90千秒差距从银河系中心。我们的分析代表了一种新的方法来间接表征黑暗的子晕的潮汐引力印记，他们离开的气体盘的星系。我们还阐明了抛物轨道的一个基本性质。我们表明，在一定的条件下，可以打破退化之间的质量的扰动和近心距离的潮汐力的评价-直接确定暗扰动，产生了所观察到的干扰的质量。
2009-09-29 astro-ph.GA
The Effects of Dark Matter and Baryonic Physics on the Milky Way Subhalo Population in the Presence of the Large Magellanic Cloud
鉴于最近的事态发展，我们了解的大麦云云（LMC）对银河系（MW）的暗物质subhalo人口的影响，我们比较了暗物质和重子物理学的签名在MW系统中的subhalo与现实的LMC类似物。特别是，我们研究了自相互作用的暗物质（SIDM），温暖的暗物质（WDM），和银河系盘上的峰值最大圆速度（$V_{\mathrm{peak}}$）功能，径向分布和空间分布的MW和LMC相关的subhalos使用宇宙学暗物质-只有放大模拟MW+LMC系统。对于一个固定丰度的subhalos预计主机矮星系（$V_{\mathrm{peak}}\gtrsim 20\ \mathrm{km\ s}^{-1}$），SIDM和WDM可以产生类似的质量依赖抑制subhalo $V_{\mathrm{peak}}$功能，而磁盘中断是质量无关的。在MW的内部区域的Subhalos优先中断的自相互作用和磁盘，而在WDM的抑制是径向独立的。与LMC相关的subhalos的相对丰度没有强烈的磁盘中断或WDM的影响，但显着抑制在SIDM由于与LMC在早期的自我相互作用，并与MW在LMC下沉在晚些时候，擦除空间各向异性的MW subhalo人口。这些结果提供了途径来区分暗物质和重子物理相结合的MW和LMC subhalo人口即将到来的卫星星系和恒星流的观测探测的属性。
2021-10-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Exploring Dark Matter with Milky Way substructure
银河系暗物质湮灭的明确探测将解开粒子物理学和宇宙学中最杰出的谜题之一。最近的观测激发了一些模型，其中湮灭率是由索末菲效应（Sommerfeld effect）提高的，索末菲效应是一种由长程吸引力引起的非微扰增强。在这里，我们应用索末菲校正通过Lactea II，一个高分辨率的N体模拟银河系大小的星系，调查的相空间结构的星系晕。我们发现，从运动学冷子结构的湮灭光度可以增强的数量级相对于以前的计算，导致预测的伽马射线通量从多达数百个黑暗的团块，应该是可检测的费米卫星。
2009-07-02 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
A Preference for Cold Dark Matter over Superfluid Dark Matter in Local Milky Way Data
在星系尺度上，暗物质和重子之间存在着许多众所周知的相关性。这些相关性基本上可以包含在观测到的和重子加速度之间的简单标度关系中，历史上称为质量离散加速度关系（MDAR）。这种关系的存在促使许多理论试图通过调用重子上的额外基本力来解释这种相关性。标准的传说是，一个理论，减少到星系尺度上的MDAR，但行为像冷暗物质（CDM）在更大的尺度上提供了一个非常适合的数据，因为CDM是可取的星系团和以上的规模。然而，这一说法应该根据最近的结果进行修改，这些结果表明，再现MDAR的基本力受到当地银河系动力学和5-18 kpc之间的旋转曲线数据的挑战。在这项研究中，我们以超流体暗物质为例来验证这一说法。我们发现，一个标准的CDM模型是首选的静态超流配置文件假设一个稳态的银河系磁盘和讨论的鲁棒性，这一结论的不平衡效应。这种偏好是由于超流体模型过度预测了垂直加速度，即使在复制银河系旋转曲线时也是如此。我们的结果建立了一个重要的标准，任何暗物质模型必须满足银河系内。
2023-01-16 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Rotation Curve of the Milky Way and the Dark Matter Density
本文综述了银河系自转曲线的研究现状，提出了一个从银河系中心到银河系中心距离约100 kpc的统一自转曲线。用~RC直接计算表面质量密度（SMD）的分布.然后，我们提出了一种利用~SMD分布推导银河系~中暗物质密度分布的~方法。最佳拟合的暗晕轮廓产生$ρ_\odot = 0.36\pm 0.02$ GeV/cc的局部DM密度。我们还回顾了近十年来对局域DM密度的~估计，并指出~值在$ρ_\odot=0.39\pm 0.09$ GeV/cc处收敛到~值。
2020-04-29 astro-ph.GA
Testing the Dark Matter Caustic Theory Against Observations in the Milky Way
我们测试一个特定的理论暗物质，其中暗物质轴子形成环“焦散线”在银河系的平面对银河系恒星的实际观测。根据这一理论，具有角动量的冷的、无碰撞的暗物质粒子在薄片上进出银河系。这些流动在最接近银河系中心的位置形成焦散环（在环的位置，流动的密度形式上是无限的）。我们表明，焦散环暗物质理论再现了一个大致对数晕，大扰动附近的环。我们表明，该理论可以合理地匹配所观察到的银河系的旋转曲线。我们探索焦散环的影响矮星系潮汐破裂使用N体模拟。特别是，模拟人马座矮星系潮汐破裂的腐蚀性环晕潜力匹配观测的尾随潮汐尾远至90千秒差距的银河系中心，他们不，但是，匹配领先的潮汐尾。焦散环、NFW或三轴对数晕都不符合所有数据。计算焦散环光环加速度的源代码已在NEMO Stellar Dynamics和Milkyway@home客户端存储库中公开提供。
2015-08-19 astro-ph.GA
Under the Firelight: Stellar Tracers of the Local Dark Matter Velocity Distribution in the Milky Way
盖亚时代为发现太阳系附近被破坏的卫星星系的残余物开辟了新的可能性。如果局部吸积星的数量与由同一合并产生的暗物质相关，那么就可以直接绘制出暗物质的分布图。使用两个宇宙学放大的银河系质量的星系的流体动力学模拟从Latte套件的火-2模拟，我们发现一个很强的相关性之间的速度分布的恒星和暗物质在太阳圈的吸积从发光的卫星。这种对应关系适用于暗物质，无论是放松或在运动学子结构称为泥石流，是一致的两个模拟主机与不同的合并历史。由于暗物质和恒星之间可能存在空间偏移，因此这种对应关系对于流来说更成问题。我们演示了如何重建的暗物质速度分布从所观察到的吸积恒星星族的属性，通过适当占个别合并贡献的恒星与暗物质的比例。在使用Fire-2模拟演示了这种方法之后，我们将其应用于银河系，并使用它来恢复与最近发现的太阳附近恒星碎片场相关的暗物质速度分布。基于盖亚的结果，我们估计，$42 ^{+26}_{-22}\%$的本地暗物质，是吸积发光合并是在泥石流。
2018-10-29 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Testing Dark Matter and Modifications to Gravity using Local Milky Way Observables
银河系自转曲线通常被认为是暗物质存在的第一个有力证据。然而，即使存在暗物质晕，其他星系尺度的观测，如重子塔利-费舍尔关系和径向加速度关系，仍然很难解释。这激发了对引力的远距离红外修正，作为暗物质假设的替代方案，以及具有类似现象学的各种DM理论。一般来说，标准的传说是，任何简化为银河系尺度上的修正牛顿动力学（MOND）现象学的模型基本上解释了所有的银河系尺度观测值。我们提出了一个框架，以测试这一声明，使用当地的银河系观测，包括垂直加速度场，旋转曲线，重子表面密度，和恒星盘的配置文件。我们专注于预测重力标量放大的模型，即，增加幅度但不改变重力加速度方向的模型。我们发现，相对于简单的暗物质晕模型，这种类型的模型并不受欢迎，因为银河系数据需要大幅放大径向加速度，而几乎不放大垂直加速度。我们的结论是，模型的结果在MOND一样的力量的斗争，同时解释在银河系附近的恒星的旋转速度和垂直运动。
2019-09-12 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Galactic Substructure and Dark Matter Annihilation in the Milky Way Halo
我们研究子结构对星系晕中暗物质湮灭速率的影响。我们使用的子结构，可以扩展数值模拟结果的尺度太小，无法解决的模拟分析模型。我们首先校准的解析模型的数值模拟，然后确定湮灭助推因子，标准的WIMP模型以及那些与索末菲（或其他）增强，作为银河系的银心半径的函数。我们提供了一个估计的依赖性的伽马射线强度的WIMP湮灭的角距离的函数从银河系中心。这种方法，再加上未来的数值模拟结果可以是一个强大的工具，可以用来约束WIMP属性使用费米全天数据。
2010-01-20 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Testing two alternatives theories to dark matter with the Milky Way dynamics
两个替代理论的暗物质进行了调查，通过测试他们的能力来描述一致的银河系的动力学。第一个是指一个修正的引力理论，有一个运行的引力常量和第二个假设，暗物质晕构成的玻色-爱因斯坦凝聚。通过拟合银河系的自转曲线，估计了每个模型的参数以及表征银河系恒星子系统的参数。然后，利用这些参数，计算了太阳位置的垂直加速度分布，并与观测结果进行了比较。修正的引力理论高估了由恒星运动学导出的垂直加速度，而玻色-爱因斯坦凝聚晕模型的预测与观测几乎不一致。然而，基于无碰撞流体的暗物质晕满足我们的一致性测试，是能够同样好地描述银河系的旋转曲线和垂直加速度的最佳模型。
2015-01-05 astro-ph.GA
Self-Interacting Dark Matter Subhalos in the Milky Way's Tides
本文研究了银河系潮汐场中自相互作用暗物质（SIDM）暗晕的演化。暗晕和MW潮汐之间的相互作用导致内部区域的暗物质分布比冷的暗物质更多样化。我们测试这种情况下，两个MW的卫星星系，天龙座和天炉座，相反的极端内部的暗物质内容，并发现它们可以容纳在SIDM模型中提出的解释不同的旋转曲线的螺旋星系在该领域。
2020-04-06 astro-ph.GA hep-ph
MOA-II Galactic Microlensing Constraints: The Inner Milky Way has a Low Dark Matter Fraction and a Near Maximal Disk
微透镜提供了一个独特的工具，打破恒星的暗物质简并在银河系内部。我们结合N-体动力学模型拟合银河系的Boxy/花生球与指数盘模型外，并计算微透镜特性。考虑到与MOA-II修正数据一致的模型范围，我们发现银河系内部的暗物质比例很低：在恒星自转曲线的峰值处，圆周速度的一部分$f_v=(0.88\pm0.07)$是重子的（在$1σ$，$f_v > 0.72$在$2σ$）。这些结果与EROS-II微透镜调查的较亮的恒星，在那里我们发现$f_v=(0.9\pm0.1)$在$1σ$的约束。我们的基准模型的盘尺度长度为2.6千秒差距，和一个低暗物质分数为12%的隆起，同意修改后的MOA-II和EROS-II微透镜数据。所需的重子分数，以及由此产生的低贡献的暗物质，是一致的NFW配置文件所产生的无耗散宇宙学模拟银河系质量星系。它们也与最近的银河系质量晕温和绝热收缩的处方一致，而不需要强反馈，但最近对局部暗物质密度的测量存在一些张力。来自较大OGLE-III样品的微透镜光学深度可以进一步改善这些限制。
2016-07-21 astro-ph.GA
Dark Matter in the Milky Way
我们回顾了大多数动力学的限制一般的螺旋星系的引力场，特别是银河系。这种限制对于确定星系中假定的暗物质晕的特征是至关重要的。对于银河系，我们审查的观测约束的内部部分（核心或尖状暗物质分布，最大磁盘或没有），在太阳附近（本地暗物质密度）和外部部分（维里质量和三轴形状的暗物质晕）。我们还指出了各种警告，系统性影响和当前的大不确定性。许多基本的参数，如当地的圆速度是知之甚少，证据的三轴性的暗晕是摇摇欲坠的，和不同的估计维里质量以及当地的暗物质密度变化至少有一个因素的两倍。然而，我们认为，目前最适合的本地暗物质密度，这应该被用作直接暗物质检测搜索的基准值，是0.5 GeV/cm 3的顺序。我们还解释了为什么在星系尺度上粒子暗物质的替代品仍然应该非常认真地考虑。
2015-01-08 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
The effect of the deforming dark matter haloes of the Milky Way and the Large Magellanic Cloud on the Orphan-Chenab stream
最近的研究表明，大麦云云（LMC）对银河系的恒星晕和恒星流有着重要的影响。在这里，我们探讨如何变形的银河系和LMC的暗物质晕影响恒星流，以及这些影响是否是可观察的。特别是，我们专注于孤儿Chenab（OC）流，特别接近LMC，并跨越了银河系的晕的很大一部分。我们代表银河系-LMC系统使用基函数展开，捕捉它们的演变在$N$体模拟。我们提出了这个系统的属性，如每个星系的密度和力场的演变。OC流是在这种随时间变化的变形势中发展起来的，我们研究了银河系和LMC的各种时刻的影响。我们发现，模拟的OC流的强烈影响的变形的银河系和LMC，这种影响是远远大于目前的观测误差。特别是，银河系偶极子对流的影响最大，其次是LMC的四极子和LMC的四极子。探测到这些效应将证实一个关于无碰撞冷暗物质的关键预测，并将是对替代暗物质和替代引力模型的有力检验。
2022-11-10 astro-ph.GA
The Dark Matter Profiles in the Milky Way
我们利用观测到的100 kpc的自转曲线数据研究了银河系的暗物质分布。银河系的重子物质被分为球，盘和气体组件，每个组件是使用各种可能的质量配置文件在文献中建模。七个球廓形、四个盘廓形和两个气体廓形的任意组合产生了五十六个重子模型。将这些重子模型与四种暗物质剖面（Burkert剖面、核修正剖面、伪等温剖面和NFW剖面）中的一种相结合，拟合观测到的转动曲线数据。结果表明，在一般情况下，NFW轮廓拟合数据比Burkert轮廓，而核心修改的轮廓和伪等温轮廓基本上被排除。最佳拟合的NFW模型的标度长度为$r_0=8.1\pm 0.7$ kpc，对应的暗物质局域密度为$ρ_{\rm dm}(R=R_\odot)=0.51\pm0.09~{\rm GeV}/{\rm cm}^3$。
2019-06-20 astro-ph.GA
Disruption of Dark Matter Minihaloes in the Milky Way environment: Implications for Axion Miniclusters and Early Matter Domination
本研究通过半解析模型和N体模拟调查了银河系环境中暗物质微型晕的恒星与潮汐瓦解效应，结合层级组装提出预测框架，发现致密微型晕存活比例约60%，为轴子微星团等局部观测提供理论约束。
2023-04-04 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Evidence for dark matter in the inner Milky Way...Really?
以下是对Iocco等人最近的一封信的评论。（2015，arXiv：1502.03821）作者声称已经发现“......暗物质存在的有力证据. ".这封有问题的信提供了银河系最近的旋转曲线观测的汇编，以及基于最近重子物质分布测量的牛顿旋转曲线估计。前者和后者之间的不匹配被认为是“暗物质存在的证据“。在这里，我们证明了所报道的差异是众所周知的引力异常，当动力学加速度接近临界米尔格罗姆加速度a_0 = 1.2 \times 10^{-10} m / s^2时，它总是出现。此外，使用一个简单的修正引力定律，Iocco等人（2015）提出的重子模型产生的动力学与观测到的旋转值一致。
2015-03-25 astro-ph.GA
Resonantly-Produced 7 keV Sterile Neutrino Dark Matter Models and the Properties of Milky Way Satellites
通过共振Shi-Fuller机制产生的无菌中微子可以说是最简单的模型，用于解释最近朝向一些包含暗物质的物体的未识别X射线线的暗物质起源。在这里，我计算出在这个机制中产生信号所需的确切参数。这些模型预测的小尺度结构的抑制与本星系群和高$z$星系数约束是一致的。非常重要的是，这些模型中产生完整的暗物质密度所需的参数满足了先前确定的要求，成功地匹配了银河系的总卫星丰度，卫星的径向分布和质量密度轮廓，或“太大而不能失败"的问题。“我还讨论了如何进一步精确测定候选无菌中微子暗物质的详细性质，可以探测夸克-强子跃迁的性质，这发生在暗物质生产过程中。
2014-03-31 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Constraints on the epoch of dark matter formation from Milky Way satellites
在大爆炸核合成和物质辐射相等之间，一小部分热化的暗辐射转变为冷暗物质（CDM），可以解释整个暗物质遗迹密度。“晚形成暗物质“（LFDM）是由暗辐射跃迁而来，它抑制了线性物质扰动的增长，并在小尺度上留下了暗辐射扰动的振荡特征。线性物质功率谱中的截止尺度由相变的红移$z_T$设定;因此，小尺度结构的示踪剂可用于推断LFDM形成时期。在这里，我们使用银河系（MW）卫星星系人口的前向模型来解决这个问题：暗物质形成的时间有多晚？对于在类中微子LFDM理论中出现的具有强自相互作用的暗辐射，我们基于已知MW卫星星系的丰度，在$95\%$置信度下报告了$z_{T}>5.5\times 10^6$。这个极限严格地解释了观测的不完整性修正，边缘化了矮星系和暗物质晕之间联系的不确定性，并将星系聚类和莱曼- $α$森林约束提高了近一个数量级。我们表明，这个限制也可以被解释为一个下限$z_T$的LFDM的自由流之前，其相变，虽然专门的模拟将需要详细分析这种情况。因此，由暗辐射跃迁产生的暗物质必须在大爆炸后一周内形成。
2021-01-20 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Reply to Comment on "Evidence for dark matter in the inner Milky Way"
在最近发布的一份简短说明中，arXiv：1503.07813的作者对最近发表在《自然物理学》上的arXiv：1502.03821提出了一些担忧。我们感谢他们对我们工作的关心，并在此对他们的批评作出回应。
2015-04-15 astro-ph.GA hep-ex hep-ph
Indirect Dark Matter Detection Limits from the Ultra-Faint Milky Way Satellite Segue 1
我们使用新的运动学数据从超微弱的银河系卫星Segue 1模拟其暗物质分布和推导上限的暗物质湮灭截面。使用费米卫星和MAGIC的伽马射线通量上限，我们确定了暗物质湮灭成各种不同的粒子，包括带电轻子的截面排除区域。我们发现，这些排除区域开始探测感兴趣的区域的暗物质解释的电子和正电子通量从PAMELA，费米和HESS，和Segue 1的未来观测有很强的前景来测试这样的解释。我们还讨论了使用冰立方探测器探测中微子湮灭的前景，发现在一个乐观的情况下，可能会探测到一些中微子事件。最后，我们使用的运动学数据来模拟Segue 1暗物质的速度色散和约束索末菲增强模型。
2010-07-27 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
The diverse dark matter density at sub-kiloparsec scales in Milky Way satellites:implications for the nature of dark matter
银河系（MW）卫星居住在暗物质（DM）的subhalos与广泛的分布的圆形速度剖面。这种多样性随着超微弱卫星的加入而增强，这些卫星似乎具有非常高的DM密度，尽管具有很大的系统不确定性。我们认为，如果得到证实，这种大的MW卫星人口的多样性构成了一个严重的考验，DM性质的结构形成理论与可能的影响。对于冷暗物质模型，多样性可能是由MW盘和强超新星反馈引起的晕下潮汐破坏的综合效应的特征。对于功率谱中具有矮尺度截止的模型，多样性是矮尺度晕丰度较低的结果。这种多样性是最具挑战性的自相互作用暗物质（SIDM）模型的横截面$σ/m_χ\gtrsim1~$ cm $^2$ g $^{-1}$的subhalos有太低的密度来解释超微弱的星系。我们提出了一个新的解决方案来解释MW卫星的多样性的基础上重力热塌陷的SIDM晕。这种解决方案需要一个速度依赖的截面，预测双峰分布的尖形密集（崩溃）subhaloes符合超微弱的卫星，和核心的低密度subhaloes符合较亮的卫星。
2019-08-30 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
To observe, or not to observe, quantum-coherent dark matter in the Milky Way, that is a question
近年来，玻色-爱因斯坦凝聚暗物质（BEC-DM）已成为标准、无碰撞冷暗物质（CDM）的流行替代物。这种BEC-DM -也称为标量场暗物质（SFDM）-可以抑制结构的形成，从而解决一系列玻色子质量的CDM的小规模危机。然而，这些相同的玻色子质量也意味着星系内BEC-DM子结构的影响，特别是在我们自己的银河系。BEC-DM亚结构的观测信号效应依赖于其独特的量子力学特征，并有可能揭示其存在。确定银河系中暗物质子结构的持续努力将在未来几年继续并大大扩展。在这篇文章中，我们将讨论一些现有的限制和潜在的新的BEC-DM对重子示踪剂的影响。研究银河系中的暗物质亚结构将很快解决这个问题，即暗物质在$\lesssim 1$ kpc尺度上的行为是经典的还是量子的。
2021-07-07 astro-ph.CO astro-ph.GA cond-mat.quant-gas
Constraints on the shape of the Milky Way dark matter halo from the Sagittarius stream
我们提出了一个新的银河系的暗物质晕模型，适合人马座矮星系的恒星流的属性。我们的暗晕是扁圆的，当r < 10 kpc时，q_z = 0.9，在较大半径时，可以使暗晕服从Law & Mahavski模型。然而，我们发现，大麦云云对Sgr轨道的动力学扰动是不可忽略的。当考虑到这一点时，我们将银河系的外晕形状限制为短轴与长轴之比（c/a）_Φ= 0.8，中轴与长轴之比（b/a）_Φ= 0.9，与宇宙学的预期非常一致。
2013-07-26 astro-ph.GA
