Impact of Gravitational Slingshot of Dark Matter on Galactic Halo Profiles
我们研究了引力弹弓对早期和现代星系中冷暗物质分布的影响。低质量暗物质粒子与大质量重子天体的多次引力相遇将导致暗物质的平均能量增益，类似于二级费米加速。我们计算的平均能量增益和模型上的暗物质配置文件的综合效果。我们发现，这种弹弓效应是最有效的星系的早期历史中，第一代恒星是大质量的，这涂抹的暗物质分布在银河系中心，并从最初的尖状轮廓扁平。另一方面，当大质量的第一代恒星和恒星残骸不再存在时，弹弓效应就不那么有效了。我们的发现可能有助于解决尖核问题，我们讨论了现有的观测模拟的差异和星系合并相关的现象的影响。
2014-12-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Distribution of Stars and Stellar Remnants at the Galactic Center
最近的观测表明，银河系超大质量黑洞周围的老恒星密度低，核星团的模型被认为还没有达到一个稳定的状态下的引力相遇的影响。初始半径为1-1.5 pc的核心在10 Gyr之后演化为大约0.5 pc的大小，大致上是观测到的核心的大小。巴赫-沃尔夫尖点的缺失在这些模型中得到了自然的解释，而不需要微调或难以置信的初始条件。在没有尖点的情况下，一个10个太阳质量的黑洞从5 pc的初始距离螺旋进入银河系中心的时间可能远大于10 Gyr。假设恒星黑洞最初具有与恒星相同的相空间分布，那么在5-10 Gyr之后，它们的密度预计会急剧上升，进入恒星核心，但可能会大大低于从稳态模型推断的密度，其中包括恒星中的陡峭密度尖点。产生秒差距尺度初始核心的可能机制包括：在一个预先存在的三轴核中，在向心轨道上的恒星被摧毁，在超大质量黑洞附近的恒星形成被抑制，或者大质量双星的恒星被抛射。这些模型的影响进行了讨论的引力波inspiral事件的速率，以及其他物理过程，依赖于一个高密度的恒星或恒星质量的黑洞附近的人马座A*。
2010-06-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cusps and Cores in the presence of galactic bulges
在本文中，我们研究如何在星系中的隆起形成的影响，其内部的密度分布，通过一个扩展版本的Del Popolo（2009）的半解析模型。与Del Popolo（2009）一样，该模型考虑了重子绝热收缩、有序和随机角动量、动力学摩擦的影响，并在之前的模型基础上增加了气体冷却、恒星形成、超新星反馈和再电离的影响。我们的模型表明，矮星系是无凸起的，与观测结果一致，其中绝大多数没有恒星凸起，其特点是由一个平坦的轮廓很好地描述了Burkert配置文件。{We然后研究了添加到{cored} DM晕圈中的凸起对密度分布的影响}。对于质量为$10^{11} M_{\odot}$的星系，内部密度剖面的斜率为$α\simeq 0.65$，而星系的隆起为$4.5 \times 10^{9} M_{\odot}$，如果不考虑隆起的形成，则斜率为$α\simeq 0.55$。如果凸起较大，则为$6.5 \times 10^{9} M_{\odot}$，斜率为$α\simeq 0.7$。在具有$10^{12} M_{\odot}$的较大星系的情况下，斜率为$α\simeq 0.85$，而在没有凸起的情况下，斜率为$α\simeq 0.75$。最后，我们研究了内斜率$α$如何随隆起质量而变化，并发现了这两个量之间的相关性。结果表明，凸起的形成在塑造内部DM密度分布中具有重要作用，与Inoue & Saitoh（201…
2014-01-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
The interaction of dark matter cusp with the baryon component in disk galaxies
本文研究了盘星系的形成和演化对暗晕物质分布的影响。我们对孤立的暗物质晕和两组分暗物质+重子进行了模拟。对恒星粒子和DM粒子采用N体方法，对气体动力学采用TVD MUSCL方案。模拟包括恒星形成、恒星反馈、星际介质加热和冷却等过程。高空间分辨率的数值实验结果让我们得出两个主要结论。首先，恒星形成和超新星反馈的计算解决了宇宙学模拟预测的暗物质分布的所谓尖点问题。第二，暗物质与恒星和气态星系盘的动态子结构的相互作用（例如，螺旋波，酒吧）有一个影响的形状的黑暗晕。特别是，面内分布的暗物质是更对称的运行，其中重子分量考虑。
2012-04-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Orbits and adiabatic contraction in scalar field dark matter halos: revisiting the cusp-core problem in dwarf galaxies
玻色-爱因斯坦凝聚的暗物质，也被称为标量场暗物质（SFDM），已经成为冷暗物质（CDM）的流行替代品，因为它预测了星系的核心，而不是CDM晕的尖端（“尖端核心问题”）。我们继续研究SFDM与一个强大的，排斥性的自相互作用; SFDM（SFDM-TF）的C-Fermi制度。在该模型中，结构形成被抑制在与TF半径$R_\text{TF}$相关的尺度以下，TF半径接近于这些晕中的中心核的半径。通过研究星系晕中的绝热收缩（AC）过程，首次研究了重子对真实星系SFDM-TF晕轮廓的影响。在此过程中，我们首先分析了适用于SFDM的基本量子Hamilton-Jacobi框架，并计算了暗物质轨道，以验证AC通常所需假设的有效性。然后，我们计算了AC对质量为$\sim 10^{11}~M_{\odot}$的SFDM-TF晕的影响，具有不同的重子分数和核心半径，$R_\text{TF} \sim (0.1 - 4)$ kpc，并将我们的结果与观测的矮星系的速度数据进行了比较。我们发现，AC修改的SFDM-TF晕与kpc大小的核心半径再现的数据很好，这表明恒星反馈可能不需要。另一方面，具有sub-kpc核心半径的晕面临着与CDM相同的问题，因为它们与中央晕部分的星系数据不一致。
2022-05-24 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
The impact of realistic models of mass segregation on the event rate of extreme-mass ratio inspirals and cusp re-growth
对于LISA来说，最有趣的引力波（GW）来源之一是致密物体对大质量黑洞（MBH）的螺旋，通常被称为"极端质量比螺旋"（EMRI）。小物体，通常是恒星黑洞（bh），沿探测器带宽内的每个轨道发射大量GW。这些源的缓慢、绝热的螺旋将使我们能够详细绘制MBH周围的时空，并测试我们当前对强引力态的概念。此类来源的事件发生率在文献中已被多次提及，报告的数量按数量级波动。另一方面，最近对银河系中心的观测显示，相对于理论上预期的完全松弛的恒星尖点的数量，内秒差距内的巨星非常缺乏。非弛豫核（或者，等价地，没有或只有非常浅的尖点）的可能性给估计增加了很大的不确定性。考虑到这个及时的问题，我们运行了大量的直接求和$N-$身体模拟，多达50万个粒子，以校准更快的轨道平均福克-普朗克代码。然后，我们调查制度的强质量分离（SMS）的模型与两个不同的恒星质量分量。我们表明，在相当通用的初始条件下，一个轻松的，质量分离的恒星尖点的增长所需的时间是短于哈勃时间的MBHs与$M_\bullet \lesssim 5 \times 10^6 M_\odot$（即在LISA的范围内的核）。SMS对我们的银河系类型星系核的基准模型有显著的影响，使EMRI率提高了$\sim 10$倍。
2011-04-15 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
Density profiles of dark matter haloes on Galactic and Cluster scales
在本文中，我们改进了Williams等人（2004）的“扩展的二次入水模型”（ESIM），以获得对尖点/核问题的进一步认识。该模型考虑了有序角动量和随机角动量、动力学摩擦和重子绝热收缩的影响，以得到更接近坍缩实际的二次坍缩模型。该模型适用于星系尺度（正常和矮旋涡星系）和星系团尺度的结构。得到的结果表明，角动量和动力学摩擦是能够，在星系尺度上，克服绝热收缩消除尖点的竞争效应。在我们的模型中，只有当系统仅由暗物质构成，并且角动量和动力学摩擦的大小相对于模型本身预测的值减小时，才能重新获得NFW轮廓。将de Blok & Bosma（2002）的4个LSB星系的自转曲线与本文模型得到的自转曲线进行了比较，得到了与观测数据较好的拟合。在尺度小于$\simeq 10^{11} h^{-1} M_{\odot}$的斜率$α\simeq 0$和集群规模上，我们观察到类似的演变的暗物质密度分布，但在这种情况下，密度分布斜率$α\simeq 0.6$的集群的$\simeq 10^{14} h^{-1} M_{\odot}$。与暗物质不同的是，总质量分布显示出一个中心尖点，该中心尖点与NFW模型很好地拟合。
2009-06-06 astro-ph.CO
Dynamical friction in cuspy galaxies
本文讨论了在内部质量密度分布为尖点的椭圆星系中运动的大质量天体的动力学摩擦衰减问题。我们目前获得的结果都是自洽的，直接求和，N-体模拟，以及通过一个新的半解析处理的动态摩擦有效的在这样的尖锐的星系中心区域。这些结果的比较表明，建议的半解析近似是唯一可靠的尖状星系中心区域，在那里的标准Eschrasekhar的本地近似失败，而且，也给出了衰减时间的估计是正确的，在1%的N体模拟。在尖状星系的动力学摩擦的效率被发现肯定高于核心星系，特别是在更径向拉长的卫星轨道。作为另一个相关的结果，我们发现的动力学摩擦衰减时间的比例的-0.67次幂的卫星质量，M，浅于标准采用的1/M的依赖性。
2014-04-01 astro-ph.CO
A WDM model for the evolution of galactic halos
众所周知，星系中暗物质的引力效应只有在轨道加速度低于$a_0 \simeq 2\times 10^{-8}$ cm s $^{-1}$（米尔格罗姆定律）时才能被注意到。星系动力学行为的这种特性最初被归因于牛顿动力学的修正（MOND理论），因此，它被用作批评暗物质假设的论据。在我们的模型中，温暖的暗物质是由无碰撞的弗拉索夫粒子与原始的典型速度$\simeq 330$ km s $^{-1}$，因此，他们从银河系核心蒸发和重组的光环与尖点在一个有限的距离从银河系中心（与冷暗物质模拟预测的尖点在星系的中心）。这一点已被重子核势阱中的自引力弗拉索夫暗物质粒子的平均场N体模拟所证实。这些粒子的静止质量，$μ$，是由一个具有宇宙学常数的早期宇宙动力学理论确定的。我们发现，$μ$是在几keV的范围内。这一结果使得无菌中微子成为暗物质主要成分的最佳候选者。
2011-11-07 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Diversity of dark matter density profiles in the Galactic dwarf spheroidal satellites
核心尖点问题是$Λ$冷暗物质（$Λ$ CDM）理论标准范式中有争议的问题之一。然而，在传统的球对称性假设下，模型参数之间的强简并性使得矮球状（dSph）星系的中心是否真的有核心的暗物质密度分布还不清楚。在这项工作中，我们重新审视这个问题，使用非球形质量模型，它的优点是能够减轻简并。将我们的质量模型应用到目前可用的八个经典dSphs的运动学数据，我们发现，在有限的不确定性，这些dSphs中的大多数有利于尖形中心配置文件，而不是核心的。特别是，天龙座有一个尖形的暗物质晕，即使考虑到先前的偏见，概率也很高。我们还发现了内部斜坡的多样性在其暗物质晕。为了澄清这种多样性的起源，我们调查的内部暗物质密度斜率和恒星晕质量比的样本dSphs之间的关系，并发现这种关系是一般的协议与最近的$Λ$ CDM和流体动力学模拟的预测。我们还发现，模拟的暗晕在150 pc处的暗物质密度与近心距离之间存在反相关，这与观测结果一致。我们估计他们的天体物理因素的暗物质间接搜索和圆速度剖面，与巨大的不确定性。为了更精确地估计它们的暗物质轮廓，对dSphs进行宽场光谱调查至关重要。
2020-10-27 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Dynamical constraints on a dark matter spike at the Galactic Centre from stellar orbits
在这项工作中，我使用天文测量和光谱数据的S2星在银河系中心（GC）到2016年，以获得特定的限制周围的中央超大质量黑洞Sgr A* 的暗物质（DM）穗的大小。这些限制是最好的直接约束的DM尖峰在GC的非湮灭DM和排除尖峰半径大于几十秒差距的尖头外晕和几百秒差距的核心外晕。
2018-09-04 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Testing warm dark matter with kinematics of the smallest galaxies
Carnegie Observatories（卡内基天文台）；University of Virginia（弗吉尼亚大学）
研究发现温暗物质模型预测的矮星系速度弥散与观测严重不符，从而对热遗迹暗物质粒子质量给出了强约束。
2026-06-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
HSTPROMO Internal Proper Motion Kinematics of Dwarf Spheroidal Galaxies: II. Velocity Anisotropy and Dark Matter Cusp Slope of Sculptor
Institute for Astronomy, University of Edinburgh（爱丁堡大学天文研究所）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；Center for Astrophysical Sciences, The William H. Miller III Department of Physics & Astronomy, Johns Hopkins University（约翰斯·霍普金斯大学天体物理科学中心）；Dept. of Astronomy & Space Science, Kyung Hee University（庆熙大学天文与空间科学系）；Centre for Statistics, University of Edinburgh（爱丁堡大学统计中心）；Department of Physics and Astronomy, University of Utah（犹他大学物理与天文系）
通过HST观测Sculptor星系，研究其运动各向异性及暗物质分布，发现暗物质密度斜率为0.29±0.31，排除了尖峰模型。
2026-01-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
An Explanation for the Slopes of Stellar Cusps in Galaxy Spheroids
在典型的~L* 和低质量的球状体中心的恒星表面质量密度剖面显示出与$Σ\propto R^(-n)$的幂律“尖点”，其中对于半径~1-100 pc，0.5<n<1。观测和理论支持的模型中，这些尖点形成的耗散气体流入和丰富的气体合并的核星爆。在这些相对较大的半径，恒星弛豫是不太可能占或强烈修改的尖锐的恒星轮廓。我们认为，观察到的幂律表面密度分布是一个自然的后果，占主导地位的角动量输运的引力不稳定性，在一个中心的大质量黑洞的引力势。在这些半径的主导模式是m=1的不平衡/偏心盘不稳定性，其中恒星扭转气体可以驱动快速流入和吸积。这种模式首先一般出现在大半径处，并且通过在越来越小的半径处激发偏心率而向内传播，其中M*（<R）<<M_BH。当恒星表面密度分布相对较浅且n<1/2时，模式不能有效地传播到R=0，因此气体堆积，恒星形成使密度分布变陡。但是，如果剖面比n=1更陡，偏心率的向内传播受到强烈阻尼，从而抑制流入并再次降低n。这些结果加在一起，在中心黑洞的势中产生1/2 < n < 1的平衡斜率。这些物理参数支持的非线性数值模拟的气体流入星系核。总之，这些结果自然解释了观察到的恒星密度分布的“尖点”椭圆星系。
2012-06-20 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Weakening dark-matter cusps by clumpy baryonic infall
我们认为，作为一个简单的和极端的模型的重子物理（忽略了在重力的大规模结构形成的模拟）对暗物质的影响，一个大质量的团块落入暗物质晕。我们发现，这样一个下沉的团块在改变晕的结构和降低其中心密度方面是非常有效的：一个质量为晕质量1%的团块可以从内晕中去除大约两倍的质量，并将尖点转变为核心或较弱的尖点。如果这个团块随后被移走，模仿银河风，中心晕的密度会进一步降低，从内晕移走的质量会加倍。更轻的团块甚至更有效：移除的质量与团块质量的比率朝向更小的团块质量略微增加。初始暗物质速度的径向各向异性越大，这个过程就越有效。虽然这样的星系坍缩可能有些不现实，但它表明重子只需要通过动力学摩擦将其初始能量的一小部分转移到暗物质中，就可以解释预测的暗物质密度分布与从暗物质占主导地位的星系的观测中推断的密度分布之间的差异。
2011-05-20 astro-ph.CO
Dynamical flattening of halo density cusps by Q-ball dark matter
Institute for Nuclear Research of the Russian Academy of Sciences（俄罗斯科学院核物理研究所）；Faculty of Physics, M.V. Lomonosov Moscow State University（莫斯科国立大学物理系）
该研究利用含Q球暗物质的玩具模型，提出Q球的相互作用可将暗物质晕中心尖峰扁平化，或能解释星系小尺度观测的相关张力及内轮廓多样性。
2026-11-13 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Wave-Optics Imprints of Warm Dark Matter Subhalos with Prompt Cusps on Strongly Lensed Gravitational Waves
Università degli Studi di Torino（都灵大学）；INFN – Istituto Nazionale di Fisica Nucleare, Sezione di Torino（意大利国家核物理研究所都灵分部）；University of Amsterdam（阿姆斯特丹大学）；Kavli Institute for the Physics and Mathematics of the Universe, University of Tokyo（东京大学宇宙物质前沿科学中心）
研究温暗物质子晕的瞬时尖峰结构是否在波光学强透镜引力波中留下可观测印记，发现LISA频带仅在中间质量范围（20-40 keV）可探测，尖峰对信号调制影响微弱。
2026-11-13 astro-ph.CO
Dark matter halos in the multicomponent model. II. Density profiles of galactic halos
多组分暗物质模型与自散射和相互转换的物种到另一个是一个替代的暗物质范例，是能够解决长期存在的问题$Λ$ CDM宇宙学在小尺度上。本文详细研究了在最简单的二分量（2cDM）模型的$N$ -体宇宙学模拟中得到的含$M \sim 4-5 \times10^{11} M_{\odot}$的暗物质晕的性质。大量的弹性散射和质量转换，$σ_s(v)\propto v^{a_s}$和$σ_c(v)\propto v^{a_c}$，速度相关的截面处方，已被探索和观测数据的结果进行了比较。结果表明，自相互作用的横截面每粒子质量评价在$v=100$公里的$^{-1}$的范围内的$0.01\lesssim σ_0/m\lesssim 1$厘米$^2$ g $^{-1}$强烈抑制中央尖点，从而解决了核心尖点问题。核心半径由$σ_0/m$和DM截面的速度依赖的幂律指数$(a_s,a_c)$的值控制，但在很大程度上对物种的质量简并不敏感。这些值与解决子结构和大到不能倒问题的值完全一致。我们还研究了2cDM模型中晕随宇宙时间的演化。
2017-11-29 astro-ph.CO
Stability of BEC galactic dark matter halos
在本文中，我们表明，球对称的BEC暗物质晕，与$\sin r/r$密度分布，准确地拟合银河系的旋转曲线，并代表一个潜在的解决方案的尖核问题是不稳定的。我们这样做，通过引入回的密度分布到完全依赖于时间的Gross-Pitaevskii-Poisson方程组。利用数值方法跟踪系统的演化，我们发现这些星系晕在几十万年的时间尺度内以大约其质量一半的速率损失质量。我们认为这个时间尺度足以说明这些晕是不稳定的，不太可能形成。我们提供了一些参数，表明这种行为是一般的，并讨论了一些其他的缺点，限制其可行性的模型。
2013-08-22 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
Galactic phase transition at Ec=0.11 eV from rotation curves of cored LSB galaxies and nonperturbative dark matter mass
本文分析了HI近地星系巡天（THINGS）中17个低表面亮度（LSB）星系在不同质量模型下的自转曲线，研究了它们的核心结构，并确定了束缚暗物质（BDM）模型中由于非微扰效应引起的热、冷暗物质之间的相变能量标度（E_c）。我们的研究结果同意与以前的核心配置文件是首选的N体激励的尖状NFW配置文件。我们发现星系核的平均半径r_c = 260 \times 10^{+/- 1.3} pc，相变能量E_c = 0.11 \times 10^{+/- 0.46} eV，与中微子质量之和处于同一数量级。
2012-01-09 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Gamma-ray Signal from Earth-mass Dark Matter Microhalos
如果宇宙中的暗物质是由中性伴子组成的，那么地球质量的暗物质微晕（约100 AU）是宇宙中最早形成的结构。在这里，我们报告的超高分辨率模拟这些微晕的形成和演变的结果。我们发现微晕的中心密度尖点呈$ρ\propto r^{-1.5}$的形式，比较大的暗晕的尖点陡得多。这些微晕的中心区域在与恒星的相遇中幸存下来，除了在星系的内部区域，从星系中心到几百个pcs的半径。来自最近微晕的湮灭信号被观测为伽马射线点源（半径小于1“），具有异常大的自行，每年约0.2度。它们的表面亮度约为银河系中心的10%。如果它们远离银道面，它们的信噪比可能会更好。暗晕的亮度仅由其质量决定，比Springel等人（2008年）的估计高出一个数量级：增强因子可以大于1000。Parkes脉冲星定时阵（PPTA）的观测可以探测到附近地球质量微晕引力对毫秒级脉冲星的扰动。
2013-04-08 astro-ph.CO
Cusp-core transformations induced by AGN feedback in the progenitors of cluster galaxies
在最近的一项研究（Martizzi et al. 2012）中，我们使用宇宙学模拟来表明，活动星系核（AGN）对星系团中气体分布的反馈对于确定这些系统中心区域的恒星和暗物质的空间分布非常重要。暗物质、重子和黑洞的分级组装掩盖了重组过程背后的物理机制。在这里，我们使用理想化的模拟来跟踪一个巨大的暗物质晕的反应，因为我们用受控的冷气体供给中央黑洞。这消除了宇宙学模拟中发生的大部分复杂性，这些复杂性可能会使我们以前的研究产生偏差。我们证实了我们以前的结果：气体加热和驱逐的中心区域的晕AGN反馈可以返回冷却后，重复的周期产生的引力势波动负责不可逆的修改的暗物质质量分布。主要结果是从晕的中心区域排出大量的重子和暗物质。根据这里提出的工作，外流引起的波动代表了唯一的机制，能够有效地创造星系团中的暗物质核心。
2013-05-10 astro-ph.CO
