Leptons from Dark Matter Annihilation in Milky Way Subhalos
对暗物质坍缩和结构形成的数值模拟表明，除了围绕银河系重子组成部分的大晕外，还存在大量的subhalo，它们延伸到可观测银河系边缘之外数百千秒差距。我们发现，对于暗物质（DM）湮灭模型，银河subhalos可以显着修改在我们的银河系的位置测量的电子和正电子的光谱。使用最近通过Lactea II模拟的数据，我们包括subhalo贡献的电子和正电子作为边界源项的高能宇宙线传播的模拟与修改版本的公开可用的GALPROP代码。专注于DM DM -> 4 e湮灭通道，我们表明，包括subhalos导致更好地拟合费米和PAMELA数据。最佳拟合给出的暗物质粒子质量为1.2 TeV，主晕的增强因子为90，次晕的增强因子为1950-3800（取决于对背景的假设），而在主晕的情况下，最佳拟合的质量为0.85 TeV。这些拟合表明，DM湮灭中观测到的电子宇宙射线中至少有三分之一可能来自于晕下，这为放松最近对来自高能轻子的逆康普顿伽马射线的严格限制提供了可能性。
2010-02-04 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Velocity-dependent annihilation radiation from dark matter subhalos in cosmological simulations
我们使用一套银河系的Auriga模拟中的星系，以确定湮灭辐射的贡献，从暗物质subhalos在三个速度依赖的暗物质湮灭模型：索末菲，p-波和d-波模型。我们将这些与速度无关的s波湮灭模型中的相应分布进行比较。对于流体动力学和暗物质的模拟，只有在萨默托增强湮灭的情况下，从subhalos的总湮灭通量超过总湮灭通量从光滑的晕组件内的维里半径的晕。从索末菲到s、p和d波模型，晕的平滑分量的贡献变得更占主导地位，这意味着对于p波和d波模型，平滑分量是迄今为止对辐射的主要贡献。与Fermi-LAT观测到的银河系中心过剩相比，对于所有模拟的晕，发射主要是由平滑晕贡献。然而，对于索末菲模型，外推到低于当前模拟分辨率极限的质量尺度可能意味着对银河系中心区域伽马射线辐射的贡献不可忽略。
2022-07-21 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Subhalo sinking and off-center massive black holes in dwarf galaxies
使用完全GPU的$N$体模拟，我们首次证明，subhalos下沉，并通过动力学摩擦到矮星系的中心转移能量。这种动力学加热将任何中心大质量黑洞（MBH）踢出数十秒差距，特别是在早期（$z$ =1.5-3）。这一机制有助于解释矮星系中观测到的偏心黑洞，并预测偏心黑洞在质量更高的矮星系中更常见，因为动力学摩擦变得明显减弱，黑洞需要更多的时间才能向宿主星系的中心下沉。在矮星系的早期阶段，偏离中心的黑洞的一个后果是熄灭任何黑洞反馈。
2020-03-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Examining The Fermi-LAT Third Source Catalog In Search Of Dark Matter Subhalos
发生在附近的暗晕中的暗物质湮灭可能表现为伽马射线源，而在其他波长处没有可检测到的对应物。在这项研究中，我们认为收集的非关联伽马射线源的费米合作报告，努力确定最有前途的暗物质subhalo的候选人。虽然我们确定了24个明亮的、高纬度的、不可变的源，其光谱与~20-70 GeV暗物质粒子的湮灭（假设湮灭为$b\bar{b}$）一致，但目前还不可能将这些源与无线电微弱的伽马射线源区分开来。更深入的多波长观测对于澄清这些来源的性质至关重要。值得注意的是，我们没有发现任何这样的来源，是很好地适合暗物质粒子重约100 GeV。我们还研究了来自这组次晕候选者的伽马射线的角分布，发现源3FGL J2212.5+0703比点源更倾向于空间扩展的轮廓（宽度约为0.15 $^{\circ}$），显著性为4.2 $σ$（3.6 $σ$，经过试验因子）。虽然尚未确定，但这个明亮的高纬度伽马射线源非常适合作为附近的$m_χ \simeq$ 20-50 GeV暗物质粒子的次晕（湮灭为$b\bar{b}$），值得进一步多波长研究。基于数值模拟预测的次晕分布，我们推导出暗物质湮灭截面的约束条件，这些约束条件与矮球状星系、银河系中心和河外伽马射线背景的伽马射线观测结果具有竞争力。
2015-04-08 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Signatures of dark subhalos in dwarf spheroidal galaxies: I. Fluctuations in surface density
Institute for Astronomy, University of Edinburgh（爱丁堡大学天体物理研究所）；Centre for Statistics, University of Edinburgh（爱丁堡大学统计中心）；McWilliams centre for Cosmology and Astrophysics, Department of Physics, Carnegie Mellon University（卡内基梅隆大学物理系麦克威廉斯宇宙学与天体物理学中心）
研究通过分析矮球星系团的表面密度波动，提出利用傅里叶方法探测暗物质次亚晕质量函数的新途径。
2026-01-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dark Matter Subhalos in the Ursa Minor Dwarf Galaxy
通过数值模拟，我们研究了小熊座冷恒星团的溶解时间尺度，由于相混合和引力相遇的组合与小熊座晕中的致密暗子结构。我们比较两种情况;一种是暗晕由光粒子的平滑质量分布组成，另一种是暗晕以子结构（subhalos）的形式包含10%的质量。在一个光滑的晕中，如果暗物质晕有一个大的核心，恒星团可以存活一个哈勃时间。相比之下，当添加点质量暗子结构时，团块几乎不能存活\sim 1.5 Gyr。这些结果对矮星系尺度的Λ-冷暗物质假设进行了有力的检验。
2012-07-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
The viability of low-mass subhaloes as targets for gamma-ray dark matter searches
本研究利用VL-II模拟数据，通过重新填充数百万低质量子晕并计算其J因子和角尺寸，发现低质量银河系子晕可能产生与矮卫星星系相当的暗物质湮灭通量，是间接暗物质搜索的优秀目标。
2024-04-30 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Dark matter subhalos and unidentified sources in the Fermi 3FGL source catalog
如果暗物质是由弱相互作用的大质量粒子（WIMP）组成，那么银河系中的暗物质暗晕就可以被探测到，因为WIMP湮灭了。在这项工作中，我们进行了最新的研究的暗物质subhalos作为伽马射线源的费米大面积望远镜（费米LAT）的可探测性。我们使用Via Lactea II模拟的结果，缩放到普朗克2015宇宙学参数，来预测局部暗物质的次晕分布。根据WIMP参数的乐观假设-一个40 GeV的粒子湮灭到具有热截面的$b\bar{b}$，这是解释银河系中心GeV过剩所必需的-我们预测，最多$\sim 10$ subhalos可能存在于第三费米LAT源目录（3FGL）中。这是一个较小的数字比先前的研究预测，我们讨论了这种差异的起源。我们还比较了我们的预测subhalos的可探测性与subhalo候选源的数量在3FGL，并推导出上限的WIMP湮灭截面作为粒子质量的函数。如果暗物质的解释可以排除所有的3FGL源，我们的限制将是竞争对手的间接搜索使用其他目标，如已知的银河系卫星星系。
2016-01-25 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Constraining Self-Interacting Dark Matter with Dwarf Spheroidal Galaxies and High-resolution Cosmological $N$-body Simulations
利用高分辨率的宇宙学$N$-体模拟研究了冷暗物质和自相互作用暗物质模型下的暗物质晕密度结构。我们量化subhalo的中心密度在150 pc从每个subhalo的中心在经典的矮球状和ultrafeak矮规模的银河系大小的晕。通过与观测结果的比较，我们发现$σ/m<3\ \rm{cm^{2}g^{-1}}$的自相互作用散射截面是有利的。由于宿主潮汐和自相互作用的共同作用，具有小近心的暗晕中心密度在冷模型和自相互作用模型之间存在明显差异，表明具有小近心的Milky Way卫星是未来大型光谱测量进一步约束暗物质性质的理想场所。
2021-12-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Substructure Boosts to Dark Matter Annihilation from Sommerfeld Enhancement
最近引入的索末菲增强的暗物质湮灭截面的探测暗物质湮灭在星系晕的subhalos有重要的意义。除了这些次晕相对于主晕的高密度对暗物质湮灭截面的推动之外，索末菲增强导致的额外推动是因为它们在运动学上比星系晕更冷。如果我们进一步相信CDM的一般预测，在每个subhalo有一个丰富的子结构，这是近似自相似的星系晕，然后我表明，额外的推动来自这些小的子结构的密度增强和它们的小速度色散增强暗物质湮灭截面甚至进一步。我发现，非常大的提升因子（$10^5$到$10^9$）是在一个大类的模型中获得的。这些助推因子对探测星系晕中矮球状星系的暗物质湮灭的影响是这样的，一般来说，它们比背景伽马射线通量更亮，可以被费米伽马射线太空望远镜探测到。
2009-04-22 astro-ph.GA astro-ph.HE hep-ph
Cosmic-web Environmental Impacts on the Halo Substructure Boosts to Dark Matter Annihilation Signals
Center for Theoretical Physics, Polish Academy of Sciences（波兰科学院理论物理中心）
研究探讨了宇宙网环境对暗物质晕子结构的影响，通过模拟校准的环境依赖比例计算了不同环境下的子晕增强因子，发现环境对暗物质湮灭信号有显著调节作用。
2026-10-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Universal dark halo scaling relation for the dwarf spheroidal satellites
最近发现的一个有趣的属性的黑暗晕的表面密度半径内，$r_{\rm max}$，给出最大的圆速度，$V_{\rm max}$的动机，我们调查它的暗晕的银河系和仙女座的矮卫星的宇宙学模拟的基础上。我们选择并分析了与银河系大小的暗晕相关联的模拟暗晕，发现它们的表面密度值$Σ_{V_{\rm max}}$与观测到的矮球状卫星的表面密度值即使没有采用任何拟合程序也是非常一致的。这意味着这个表面密度不会受到任何重子反馈的很大影响，因此具有普适性。此外，所有矮卫星的小尺度下的晕都应该服从关系$Σ_{V_{\rm max}}\propto V_{\rm max}$，而不管它们的轨道演化、主晕性质和观测到的红移有何不同。因此，我们发现暗晕在矮星系质量尺度上的普适标度关系确实存在，这为我们理解暗晕的基本性质提供了重要线索。我们还调查了轨道和动力学演变的subhalos了解这种普遍的暗晕关系的起源，并发现，大多数subhalos的演变一般沿$r_{\rm max}\propto V_{\rm max}$序列，即使这些subhalos经历了不同的历史的质量组装和潮汐剥离。因此，这个序列应该是理解$Σ_{V_{\rm max}}$普适性本质的关键特征。
2017-03-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Signatures of dark subhaloes in dwarf spheroidal galaxies: II. Transient and localised kinematic features
Institute for Astronomy, University of Edinburgh（爱丁堡大学天文研究所）；Royal Observatory, Blackford Hill, Edinburgh（皇家天文台）；Institute of Corpuscular Physics (IFIC), CSIC–Universitat de València（粒子物理研究所（IFIC），西班牙国家研究委员会-巴伦西亚大学）；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（约翰霍普金斯大学天体物理学中心威廉H米勒三世物理与天文学系）；McWilliams centre for Cosmology and Astrophysics, Department of Physics, Carnegie Mellon University（卡内基梅隆大学物理学院麦克休斯宇宙学与天体物理中心）
本研究通过N体模拟发现暗物质次晕遭遇会在矮球状星系中产生瞬态、局部的旋转样运动学特征，其功率谱可量化空间尺度，为探测暗物质次结构提供群体级诊断工具。
2026-09-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Are Lines From Unassociated Gamma-Ray Sources Evidence For Dark Matter Annihilation?
最近，有人指出，存在着一群在其他波长上没有关联的伽马射线源，它们在大约111和129 GeV的能量上表现出与单能线一致的光谱特征。鉴于最近有证据表明内星系也有类似的伽马射线线，我们很容易将这些无关的射线源解释为附近的暗物质暗晕，这些暗物质是由正在进行的湮灭提供动力的。在本文中，我们研究了这些源的光谱、光度和角分布，目的是检验它们实际上是暗物质暗晕的假设。我们发现，12个源包含至少一个预期的线光子，只有2个显示出一个整体的伽马射线谱，这是一致的预测从暗物质湮灭（2FGL J2351.6-7558和2FGL J0555.9-4348）。在扣除10个明显非暗物质来源后，剩下的两个预期线光子的统计意义可以忽略不计。话虽如此，我们不能排除这两个来源中的一个或两个都是暗物质暗晕的可能性;它们的整体光度和银河系纬度分布与暗物质的起源并不矛盾。
2012-08-03 astro-ph.GA astro-ph.HE hep-ph
New constraints on the dark matter density profiles of dwarf galaxies from proper motions of globular cluster streams
矮星系晕中心的密度分布强烈地依赖于暗物质的性质。最近，在Malhan等人（2021）中，我们采用N体模拟来表明，宇宙学模拟预测的尖状冷暗物质（CDM）子晕可以使用吸积球状星团（GC）流的特性与核心子晕区分开来，因为这些GC在吸积到银河系之前在其母晕内经历了潮汐剥离。我们以前发现，集群内吸积尖subhalos产生流更大的物理宽度和更高的分散线的视线速度和角动量比流内吸积核心subhalos。在这里，我们使用相同的模拟套件来证明，在流（$σ_{v_\mathrm{Tan}}$）的切向速度的色散也是敏感的中央DM密度分布的父母的矮星和GC的吸积从：尖形subhalos产生流与更大的$σ_{v_\mathrm{Tan}}$比那些吸积内核心subhalos。使用盖亚EDR3观测多个GC流，我们比较它们的$σ_{v_\mathrm{Tan}}$值与模拟。测得的$σ_{v_\mathrm{Tan}}$值与“原位”起源和$M\sim 10^{8-9}M_{\odot}$核心次晕（或质量为$\sim 10^8M_{\odot}$的极低质量尖形次晕）内的吸积一致。尽管$σ_{v_\mathrm{Tan}}$目前存在很大的不确定性，但我们发现，任何祖先GC从$M_{\rm subhalo}\buildrel > \over \sim$ $10^9 M_{\odot}$的尖形subhalos增生的概率很低…
2022-11-29 astro-ph.GA
Mass assembly history and infall time of the Fornax dwarf spheroidal galaxy
我们使用宇宙学模拟，利用天炉座的恒星运动学特性来识别天炉座矮球状星系的暗物质次晕宿主候选者。我们考虑冷暗物质（CDM），暖暗物质（WDM），和衰变暗物质（DDM）模拟我们的模型的结构形成。CDM中的次晕候选物通常在z = 0处具有比WDM和DDM中的对应候选物更小的质量和更高的浓度。我们研究了在CDM模拟中确定的~ 100个天炉座候选subhalos的形成历史，并使用subhalos的近似光度-质量关系，我们发现其中两个subhalos与天炉座的光度和运动学都是一致的。这两个subhalo的峰值质量比它们的z = 0质量大10倍以上。我们认为，在CDM中，承载天炉座的暗物质晕必须被严重剥离质量，并且它在9 Gyr前进入银河系。在WDM中，我们发现与天炉座的性质一致的候选子晕具有相似的下沉时间和相似的质量损失程度，而在DDM中，我们发现较晚的下沉时间为3 - 4 Gyr前，质量损失明显较少。我们讨论了这些结果的背景下，天炉座恒星形成的历史，并表明，这些预测的subhalo的下降时间可以链接到不同的恒星形成淬火机制。这强调了暗物质的性质与驱动星系演化的机制之间的联系。
2015-09-22 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
The infall of dwarf satellite galaxies are influenced by their host's massive accretions
最近在限制银河系（MW）和仙女座星系（M31）所经历的大规模吸积（>1：10）方面的进展提供了一个了解本星系群矮星系人口的机会。使用放大的暗物质，只有模拟MW质量的晕和subhaloes，被认为是能够托管矮星系集中，我们证明了一个巨大的祖先是伴随着大量的subhaloes的吸积和破坏的。大规模的吸积祖细胞不增加下降subhaloes到MW质量主机的总数，而是把周围的subhaloes到主机上，造成集群的subhaloes的下降时间。这导致了一个暂时的海拔在数量的subhaloes，以及在其累积的径向配置文件的维里半径的主机的变化。幸存下来的有着巨大祖先的相关浅晕在它们的轨道上有很大的多样性。我们发现，本星系群矮球状星系（$10^{5} \mathrm{M_{\odot}} \lesssim \mathrm{M}_{*} \lesssim 10^{7} \mathrm{M_{\odot}}$）的恒星形成猝灭时间聚集在MW和M31遭受最大质量吸积的时间附近。我们的研究结果意味着：a）矮椭球体的淬灭时间是它们坠落时间的一个很好的代理; b）M31周围最近没有淬灭的卫星，这表明M33不是第一次坠落，而是在更早的时候被吸积。
2021-04-27 astro-ph.GA
Can tides disrupt cold dark matter subhaloes?
暗物质在次千秒差距尺度上的成团性对潮汐演化和次晕的生存具有高度的敏感性。与以前的研究一致，我们表明，N体实现冷暗物质subhaloes与中心发散密度尖点形成人工恒定密度核心的模拟分辨率极限的规模。这些密度核心驱动人工潮汐破坏的subhaloes。我们运行控制模拟潮汐演变的一个单一的subhalo，我们反复重建的密度尖点，防止人为破坏。这使我们能够跟踪任意大部分潮汐剥离质量的次晕演化。基于这个数字的证据结合简单的动力学参数，我们认为，尖状暗物质subhaloes不能完全中断平滑的潮汐场。将恒星模拟为潜在势的无碰撞示踪物，我们进一步研究了银河系矮球状星系的潮汐演化。使用模型的杜鹃III矮作为一个例子，我们表明，潮汐可以剥离矮星系到太阳光度。这些残余的“微星系”看起来像是一群年龄相近的贫金属、低质量恒星的共同运动，嵌入在亚千秒差距的暗物质暗晕中。
2019-12-12 astro-ph.GA
Gamma Rays From Dark Matter Subhalos Revisited: Refining the Predictions and Constraints
利用ELVIS和Via Lactea-II模拟的数据，我们描述了当地的暗物质晕下人口，并使用这些信息来完善的预测所产生的伽马射线通量湮灭暗物质在这一类的对象。我们发现，附近的subhalos的形状显着改变的潮汐效应，一般不好描述的NFW密度分布，而更喜欢幂律剖面与指数截止。从费米伽马射线太空望远镜探测到的候选暗晕，我们把限制的暗物质湮灭截面，只是适度弱于矮星系的观测。我们还计算了可观察到的subhalos的分数，预测在空间上扩展到一个潜在的可辨别的费米的水平。
2017-03-31 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Analytical insight into dark matter subhalo boost factors for Sommerfeld-enhanced $s$- and $p$-wave $γ$-ray signals
本研究解析分析暗物质子晕与速度相关的Sommerfeld增强的联合效应，推导总增强因子的近似解析表达式，发现子晕可使s波、p波湮灭的Sommerfeld效应提升数个量级，对TeV级热暗物质的γ射线信号预测至关重要。
2023-01-07 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Bailing Out the Milky Way: Variation in the Properties of Massive Dwarfs Among Galaxy-Sized Systems
最近对银河系矮卫星内部密度的运动学约束揭示了与等级结构形成的标准CDM模型中模拟银河系尺度晕的subhalo种群的差异。这被称为“太大而不能倒”的问题，指的是银河系环境中不太可能存在大型和不可见的同伴。在本文中，我们认为，银河系的观测和模拟的subhalos是一致的结构形成的标准模型的预测。具体来说，我们发现，有显着的变化，在不同的主机之间的固定质量的晕的subhalos属性，并建议，这可以合理地解释银河系中的致密卫星的赤字。我们利用久经考验的分析技术来预测的性质，在一个大样本的不同的主机晕的各种质量跨越预期的范围内的星系晕。分析模型产生的subhalo人口与通过Lactea II和宝瓶座一致，我们的研究结果表明，subhalo属性的自然变化足以解释银河系卫星运动学和这些数值模拟之间的差异。在银河系大小的晕中，至少有10%的亚晕群不存在“太大而不能倒”的问题，即使主晕质量大到M_host = 10^12.2 h^-1 M_sun。后续研究包括对大量银河系大小的宿主进行高分辨率模拟，这对证实我们的预测是必要的。如果没有这些努力，“太大而不能倒”的问题似乎不会对等级制形成的标准模型构成重大挑战。[删节]
2012-12-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
$γ$-ray and $ν$ searches for dark matter subhalos in the Milky Way with a baryonic potential
我们银河系中暗物质（DM）暗晕的分布仍然存在争议，导致不同的$γ$ -射线和$ν$通量预测从它们的湮灭或衰变。在这项工作中，我们研究如何，在银河系内部，从银河重子潜在的subhalo潮汐中断影响这些信号。基于国家的最先进的模拟这种效果的数值模拟和半解析结果，更新subhalo空间分布的推导和包括在CLUMPY代码。后者用于产生$γ$射线和$ν$天空的一千种实现。与仅基于DM的预测相比，我们得出结论，最亮的subhalo的通量减少了2至7倍，用于湮灭DM，并且对衰减DM没有影响：发现前景或限制subhalos可以设置在DM候选人上受到相同因素的影响。这项研究还提供了概率密度函数的距离，质量和角分布的最明亮的subhalo，其中的质量可能暗示其性质：它是最有可能的矮球状星系的情况下，从重子势的强潮汐效应，而它是轻的，可能是一个黑暗的晕DM只有或不太明显的潮汐效应。
2019-05-28 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Ultra-Compact High Velocity Clouds as Minihalos and Dwarf Galaxies
我们提出了暗物质微晕模型的超紧凑的高速HI云（UCHVC）最近发现的21厘米ALCHFA调查。我们假设10^4 K HI气体被本星系群内的扁平核暗物质暗晕引力约束。我们发现，对于扁平的核心，典型的（中值）潮汐剥离宇宙学亚晕在红移z=0时，在中心300 pc内的暗物质质量约为10 ^7 M_{sun}（与晕的总质量无关），这与在低光度矮星系中观察到的“斯特里加里质量标度”一致。扁平的核底晕也解决了银河系周围模拟卫星和观测卫星之间的质量差异。对于UCHVC，我们计算光电离限制的流体静力学气体剖面的任何距离依赖的总观测HI质量和预测相关的（预计）HI半质量半径，假设云嵌入在遥远的（d > 300千秒差距）和未剥离的subhalos。对于一个典型的UCHVC（0.9兆公里/秒），我们预测物理HI半质量半径为0.18至0.35千秒差距（或角大小为0.6至2.1弧分）的距离范围从300千秒差距至2兆秒差距。作为一个一致性检查，我们的模型富含气体的矮星系狮子座T，有一个很好的解决HI柱密度分布和一个已知的距离（420千秒差距）。对于Leo T，我们发现M_{300} ~ 8（+/-0.2）10^6 M_{sun}的次晕最适合于所观察到的HI轮廓。对于Leo T距离处任何包封热IGM气体的压力，我们推导出上限为P_{HIM} < 150 K/cm ^3。我们的分析表明，一些UCHVC实际上可能构成…
2013-09-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
The origin of failed subhaloes and the common mass scale of the Milky Way satellite galaxies
我们研究了在高分辨率流体动力学模拟中形成的类银河星系的卫星星系的形成历史和现今结构。模拟的卫星在光度上跨越了近4个数量级，但在其内部600 pc范围内具有非常相似的质量，约为3 10^7 M_solar，几乎没有散射。这一结果与最近的测量矮球状星系（dSphs）在银河系中的Strigari等人。在我们的模拟中，一个首选的质量尺度自然产生的气体的早期再电离的影响。这对可以冷却气体和制造恒星的晕的圆速度施加了约12 km/s的急剧阈值。目前，拥有与经典银河系矮星一样明亮的卫星（L_V > 2.6 × 10^5 L_solar）的subhalo通常已经发展到具有$> 20 km/s的圆速度。然而，今天有类似的圆速度的subhaloes，然而，在再电离时低于阈值，因此保持黑暗。当晕被吸积到主要的星系祖先中时，在阈值以上的晕中的恒星形成被截断。因此，今天矮卫星的许多性质，如光度和恒星形成率，都是由它们的吸积时间决定的。
2009-09-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
A unified model for the spatial and mass distribution of subhaloes
N体模拟表明，在暗物质晕内部生存的子结构遵循质量和径向数密度的普遍分布。我们表明，一个简单的分析模型可以解释这些subhalo分布，由于潮汐剥离，越来越多地减少了质量的subhaloes减少晕中心的距离。作为一个出发点，任何给定的落入质量的subhaloes的空间分布被证明是在很大程度上无法区分的主机晕的整体质量分布。使用物理动机的统计描述的量的质量剥离从个人subhaloes，该模型充分描述了联合分布的subhaloes在最终质量，下落质量和半径。因此，它可以用来预测几个派生的分布，涉及这些量的组合，包括但不限于，通用的subhalo质量函数，subhalo空间分布，引力透镜配置文件，暗物质湮灭辐射配置文件和助推因子。这个模型澄清了一个常见的混乱时，比较星系和subhaloes的空间分布，所谓的“反偏见”，作为一个简单的选择效应。我们在http://icc.dur.ac.uk/data/上提供了一个Python代码SubGen，用于使用subhalo填充halo
2015-12-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Prompt cusps in hierarchical dark matter halos: Implications for annihilation boost
GRAPPA Institute, University of Amsterdam（GRAPPA研究所，阿姆斯特丹大学）；Kavli Institute for the Physics and Mathematics of the Universe, University of Tokyo（东京大学宇宙物理与数学研究所（Kavli））；Centro de Investigaciones Energéticas, Medioambientales y Tecnológicas (CIEMAT)（能源、环境与技术研究中心）
研究通过引入提示尖点，提升了银河系大小宿主在z=0时的湮灭增强量至约50，强调了尖点形成与并合树演化及环境依赖的统一重要性。
2026-07-16 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Impact of baryons on the population of Galactic subhalos and implications for dark matter searches
University of Hamburg（汉堡大学）；Instituto de Física Teórica UAM-CSIC, Universidad Autónoma de Madrid（马德里自治大学-西班牙国家研究委员会理论物理研究所）；Universidad Autónoma de Madrid（马德里自治大学）；Universidad de Valencia（瓦伦西亚大学）；Durham University（杜伦大学）
本文通过高精度宇宙流体动力学模拟研究恒星物质对银河系次亚晕人口的影响，发现其显著降低次亚晕数量和浓度，对暗物质间接探测有重要影响。
2026-03-23 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Dwarf Galaxies at Cosmic Noon: New JWST Constraints on Satellite Models and Subhalo Tidal Evolution
本文利用JWST观测的$1<z<3.5$卫星星系丰度，与暗物质缩放模拟对比，发现子暗晕潮汐演化假设是理论预测的最大不确定性来源，并首次直接约束了高红移低质量卫星星系的潮汐演化与结构形成过程。
2025-07-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
The 111 and 129 GeV gamma-ray lines from annihilations in the Milky Way dark matter halo, dark disk and subhalos
最近，一系列的迹象表明，在110-130 GeV（中心在111和129 GeV）的两条伽马射线线的存在。这些谱线的信号已被观测到朝向银河系中心，在一些星系团和2年费米星表的一些非关联点源。这样的信号组合可能是由主暗物质晕、其子结构和附近的星系团中的暗物质湮灭产生的。在这项工作中，我们讨论了在天空中的线能量观察到的事件数量和预测使用的结果之间的一致性通过Lactea II数值模拟和推断低于其质量分辨率，考虑到湮灭横截面的线可以从银河系中心信号估计。我们发现，一些小的子结构的外推可以自然地占点源信号，虽然背景的假设只能不能被拒绝。我们还研究了伽马射线天空的形态在2线的能量，测试不同的银河系漫射背景模型，占星际介质的不确定性，和不同的假设DM漫射分量配置文件。我们发现，从模板拟合，在合理的扩散背景的不确定性的存在下，一个球形晕组件是优选的cuspier暗物质晕配置文件是优选的，甚至从全天空拟合。最后，我们检查的影响，暗盘组件，建议宇宙学模拟，包括重子，并发现薄的暗盘不能不受欢迎，从而可能占优先更接近银河系盘分布的点源线信号。
2013-08-27 astro-ph.GA astro-ph.HE hep-ph
Searching For Dark Matter Subhalos In the Fermi-LAT Second Source Catalog
银河系的暗物质晕预计包含大量较小的次晕。这些次晕可以是致密的，并产生潜在的可观测到的伽马射线通量。在本文中，我们寻找暗物质subhalo候选人之间的来源，费米-LAT第二源目录，目前还没有确定或与其他波长的同行。在该目录中包含的九个高显着性、高纬度（|b| >60度）、不变、未识别的源中，只有一两个与比大约50-100 GeV重的暗物质粒子的光谱兼容。然而，这九个来源中的大多数都具有与较轻（~5-40 GeV）暗物质粒子预测的光谱兼容的光谱。这个数量与预测的在这个质量范围内的暗物质候选者的可观测到的暗晕数量以及简单热遗迹的湮灭截面（σ v~ 3 × 10 ^{-26} cm ^3/s）一致。在其他波长下对这些源的方向进行观测将是必要的，要么揭示它们的天体物理性质（例如耀变体或其他活动星系核），要么通过无法检测到任何非伽马射线对应物来进一步支持它们是暗物质暗晕的可能性。
2011-11-10 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Is The Gamma-Ray Source 3FGL J2212.5+0703 A Dark Matter Subhalo?
在以前的论文中，我们指出，伽马射线源3FGL J2212.5+0703显示出空间扩展的证据。如果一个在其他波长没有可探测到的伽马射线源被明确地确定为空间延伸，它就不能用已知的天体物理学来解释，并且将构成暗物质粒子在附近的次晕中湮灭的确凿证据。考虑到这一前景，我们仔细检查了这个源的伽马射线发射，发现它更喜欢一个空间扩展的配置文件超过一个单一的点状源与5.1西格玛统计显著性。我们还使用了一个大样本的活动星系核和其他已知的伽马射线源作为对照组，确认，正如预期的那样，统计上显着的扩展是罕见的，在这样的对象。我们认为，对于这种明显的延伸，最可能的（非暗物质）解释是一对明亮的伽马射线源，它们偶然地彼此非常接近，并估计这样一对伽马射线源存在于天空某处的概率约为2%。在3FGL J2212.5+0703的情况下，在已知BZCAT/CRATES射电源的位置处具有第二伽马射线点源的模型产生的拟合在质量上与单个扩展源获得的拟合相当。如果3FGL J2212.5+0703是一个暗物质次晕，这意味着暗物质粒子的质量约为18-33 GeV，湮灭截面约为σ v ~ 10^-26 cm^3/s（对于湮灭到bb的典型情况），类似于产生银河系中心伽马射线过剩所需的值。
2016-02-23 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Dwarf galaxy annihilation and decay emission profiles for dark matter experiments
伽马射线搜索矮星系中的暗物质湮灭和衰变依赖于对这些系统的暗物质密度分布的理解。相反，在这些密度分布的不确定性传播到推导出的粒子物理学的限制作为系统误差。在本文中，我们量化预期的暗物质信号，从20个银河系矮星使用统一的分析，最新的恒星运动学数据。假设所观察到的恒星星族是平衡示踪剂的球对称引力势占主导地位的暗物质，我们发现，目前的恒星运动学数据可以预测湮灭信号的振幅内的几个因素的超微弱的矮星最感兴趣。另一方面，来自几个经典矮星（具有大量成员星的高质量观测）的预期信号可以定位到~20%的水平。这些结果对于在目前和今后使用空间和地面仪器的实验中设计最灵敏的搜索十分重要。
2015-03-11 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Frequency of the dark matter subhalo collisions and bifurcation sequence arising formation of dwarf galaxies
本研究通过解析估计与数值模拟，揭示了含气体暗物质子晕碰撞频率及不同速度下形成暗物质主导星系、暗物质缺失矮星系或无星系的分叉机制。
2023-08-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dark Matter Subhalos In the Fermi First Source Catalog
银河系的暗物质晕被认为包含大量较小的次晕。这些天体可能含有非常高密度的暗物质，并产生潜在的可观测伽马射线通量。在这篇文章中，我们研究了费米伽马射线太空望远镜最近出版的第一源目录中的伽马射线源，并试图确定该目录是否可能包含一个人口的暗物质subhalos。我们发现，虽然大约20-60的目录的不明来源可能是暗物质subhalos，这样的人口不能清楚地确定为这样在这个时候。从第一源表中的源的性质，我们得到的暗物质的湮灭截面的限制是严格的矮球状星系的最近的观测。
2010-04-16 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Synchrotron Emission from Dark Matter in Galactic Subhalos. A Look into the Smith Cloud
WIMP范式对暗物质（DM）的关键预测之一是DM粒子可以湮灭为带电粒子。这些湮灭将在例如银河系的暗晕中进行，如矮银河系或最近指出的高速云，如“史密斯云”。在这篇笔记中，我们集中在与DM湮灭成电子和正电子发生在史密斯云的无线电发射。这种排放的现象进行了相当详细的讨论。我们认为，传播中的不确定性可以捕获的典型的扩散损失长度参数（Syrovatskii变量），但角度积分的无线电通量是独立的传播。我们的结论是，如果史密斯云确实是由DM主导，从DM湮灭的无线电信号脱颖而出，在其他信使。此外，低频（例如由低频阵列（LOFAR）和下一代平方公里阵列（SKA）观察到的低频）对于在史密斯云中搜索DM是最佳的。作为一个实际应用，我们设置保守的约束暗物质湮灭截面使用的数据，从银河系在22 MHz和1.4 GHz的连续无线电发射。更强的约束可以通过背景减除，利用假定的DM信号的轮廓和频率依赖性来达到。我们使用绿岸望远镜和LOFAR灵敏度的亮度温度中值噪声设置了更强但暂定的限制。
2016-11-02 astro-ph.GA hep-ph
The abundance of core--collapsed subhalos in SIDM: insights from structure formation in $Λ$CDM
本研究利用宇宙学模拟和流体模拟，估算SIDM模型中不同主晕环境下子晕的核塌缩比例，发现至少10%至20%的子晕会发生塌缩，可通过密度双峰分布或陡峭内轮廓斜率识别。
2023-08-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Gaia DR2 search for dwarf galaxies towards Fermi-LAT sources: implications for annihilating dark matter
我们首次尝试使用\Gaia \DR 2在八个\Fermi -LAT扩展的、非关联的源场中寻找矮星系。我们探测以前未探测的日心距离$d<20$ ~kpc的极端反卷积（XD）技术。尽管\Gaia的天体测量精度很高，但我们在这些领域都没有发现矮星系的特征。我们估计我们的检测限，通过应用XD方法模拟数据，获得一个保守的极限恒星质量$M_* < 10^4$ ~M $_{\sun}$为$d < 20$ \，kpc。如此低的恒星质量意味着要么是一个低质量的次晕，要么是一个巨大的剥离的次晕。我们使用的剥离subhalos的分析模型认为，鉴于\Fermi -LAT源的大小和通量，我们可以拒绝的假设，他们欠暗物质湮灭。
2018-07-20 astro-ph.GA
The Lost Dwarfs of Centaurus A and the Formation of its Dark Globular Clusters
我们提出了Taylor等人（2015）新发现的具有高质量与光（M/L）比的暗星团（DSC）形成的理论限制。这些紧凑的恒星系统在光度上类似于球状星团（GC），但动力学M/L比约为10 - 100，更接近矮星系的预期。暗星团（DSC）的重子性质表明，它们的宿主暗物质晕可能在高红移（M > 10^8 M_sun）处维里化。我们使用一组新的高分辨率N体模拟半人马座A，以确定是否有一组z=0的subhalos，其属性与这些观测结果一致。当我们发现这样一组暗晕时，当我们将暗物质密度分布外推到内部20 pc时，在我们的模拟中，在任何红移下，与半人马座A相关的暗物质晕都不能复制DSC的极高中心质量密度。在解释10 pc直径内10^5 - 10^7 M_sun的最有可能的选项之一是中心大质量黑洞的存在。因此，我们认为，DSCs是围绕在矮星系中心黑洞周围的恒星系统的残余尖点，这些矮星系在与半人马座A的相互作用中几乎被完全摧毁。
2016-08-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Constraining Dark Matter in Galactic Substructure
探测银河系子结构或暗晕中的暗物质湮灭信号是高能伽马射线实验的一个重要挑战。在本文中，我们讨论了探测前景相结合的两个不同方面的伽玛射线信号：角分布和光子计数概率分布函数（PDF）。最近（由Lee等人）已经显示了来自subhalos的真正PDF。偏离泊松;我们扩展了这种分析，并从一个详细的Lambda-CDM为基础的模型的subhalos属性的信号PDF。我们结合我们的PDF与银河系和银河系外的扩散伽马射线发射的模型，以获得估计和预测误差的暗物质粒子的属性（质量和湮灭截面）使用费米伽马射线太空望远镜。我们比较从真正的PDF获得的估计，从简单的泊松分析。我们发现，虽然这两个估计是unbaised在背景的存在下，从真正的PDF推导出的暗物质属性的错误是~50%小于利用泊松为基础的分析。
2010-09-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Baryonic impact on the dark matter distribution in Milky Way-size galaxies and their satellites
我们通过比较一个高分辨率的移动网格宇宙学模拟和只考虑暗物质的模拟，研究了重子对银河系大小的晕中暗物质分布的影响。我们确定了与重子有关的三个主要过程--绝热收缩、潮汐破裂和再电离--它们共同塑造了主晕和次晕中的暗物质分布。每个重子过程的相对效应强烈地依赖于次晕质量。对于具有最大圆速度$v_{\rm max} > 35 km/s$的大质量次晕，绝热收缩增加了暗物质浓度，使这些晕不易受到潮汐破坏的影响。对于含有$v_{\rm max} < 20 km/s$的低质量次晕，再电离有效地使其质量平均减少$\approx$ 30%，$v_{\rm max}$减少$\approx$ 20%。对于具有$20 km/s < v_{\rm max} < 35 km/s$的中间暗晕，其质量范围与经典矮椭球体相似，由主星系引起的强潮汐截断降低了它们的$v_{\rm max}$。此外，主星系的恒星盘有效地耗尽了中心区域附近的暗晕。作为再电离和潮汐扰动增加的综合结果，与$\textit{N-}$体模拟相比，流体动力学模拟中的低质量次晕总数几乎减半。我们没有发现矮星系中的暗物质核心，不像以前的研究，采用突发反馈驱动的外流。重子对暗晕丰度和内部结构的重大影响表明，基于$\textit{N}$体模拟的星系形成和演化模型应该包括这些物理过程作为主要组成部分。
2017-01-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
The tidal evolution of dark matter substructure -- I. Subhalo density profiles
准确预测暗物质晕的丰度和结构演化对于理解星系形成、模拟星系成团和限制暗物质的性质至关重要。由于次晕演化的非线性性质，宇宙学的$N$体模拟仍然是其主要的研究方法。然而，最近的研究表明，这种模拟仍然受到人为干扰的严重影响，减少了小规模的信息内容，降低了所有模拟校准半分析模型的可靠性。在本文中，我们利用最近发布的DASH库的高分辨率，理想化的模拟subhaloes的潮汐演变，这是不受阻碍的数值overmerging由于离散噪声或力软化，校准改进的，更准确的模型subhaloes的密度分布的演变，经历潮汐加热和剥离在其主机晕。通过测试以前的研究结果，潮汐截断subhalo的结构演变完全取决于剥离的质量的分数，独立的剥离的细节，我们确定了一个额外的依赖于初始subhalo浓度。我们提供了显着改进的拟合函数的subhalo密度分布和结构参数（$V_\mathrm{max}$和$r_\mathrm{max}$），是畅通无阻的数值系统学和适用于广泛的参数空间。该模型将是未来半解析处理子结构演化的一个组成部分，可用于预测关键量，如演化的次晕质量函数和湮灭助推因子，并验证此类计算与宇宙学模拟。
2019-09-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Gravothermal expansion of dwarf spheroidal galaxies heated by dark subhaloes
本文结合解析与N体方法，证明暗子晕的引力起伏会加热并自相似膨胀矮椭球星系，形成当前巡天难以探测的低光度DM主导“隐形”卫星。
2025-10-21 astro-ph.GA
Dark matter halo properties of the Galactic dwarf satellites: implication for chemo-dynamical evolution of the satellites and a challenge to $Λ$CDM
本研究利用非球形质量模型分析银河系矮卫星系运动学数据，发现部分星系暗物质晕呈尖峰分布，且部分卫星系暗物质密度显著低于模拟子晕，对 $Λ$CDM 模型提出挑战。
2023-06-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dissipative Dark Substructure: The Consequences of Atomic Dark Matter on Milky Way Analog Subhalos
本研究通过模拟探索原子暗物质对银河系类似体子暗晕的影响，发现其增加中心密度、影响轨道并产生更紧凑的矮星系，为耗散暗物质模型提供首个详细研究。
2025-02-25 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Determining orbits for the Milky Way's dwarfs
我们计算银河系矮星系的轨道与自行，并比较这些subhalo轨道在高分辨率的宇宙学模拟。我们使用的模拟数据来评估如何以及轨道可能会恢复在面对测量误差，随时间变化的三轴引力势，和卫星卫星之间的相互作用。对于目前的测量不确定度，我们将远心r_a和近心r_p恢复到~ 40%。利用盖亚卫星的改进数据，我们应该能够将r_a和r_p分别恢复到~ 14%。然而，在几个轨道上恢复卫星的3D位置和轨道相位更具挑战性。这主要是由于非球形的潜在的和卫星的相互作用，在集团的影响。动力摩擦、卫星质量损失和主晕质量演化对不确定性的影响较小。我们将我们的技术应用于9个银河系矮星观测自行。我们表明，它们的平均远心点低于我们的宇宙学模拟中最大质量的subhalos的平均值，但与z=10之前形成的最大质量的subhalos一致。这进一步支持了银河系的矮星在再电离之前形成的观点。
2010-01-11 astro-ph.GA
Illuminating Dark Matter Halo Density Profiles Without Subhaloes
冷暗物质晕由相对平滑的暗物质成分和束缚的亚晕系统组成。在晕密度剖面研究中，普遍的做法是包括所有晕质量，包括次晕质量。然而，在观测研究中，卫星通常被视为除了宿主的分布外，还具有自己独特的暗物质密度分布。这种差异使得理论和观测结果之间的比较困难。在这项工作中，我们调查的主机晕的光滑组件的密度分布，不包括质量内subhaloes。我们发现，密度分布的光滑晕组件（没有subhaloes）从传统的晕密度分布有很大的不同。光滑轮廓在大半径处下降得更快，并且不能很好地由标准NFW轮廓表征。我们还发现，来自光滑的密度分布的浓度表现出较少的分散在固定的质量和较弱的质量依赖性比标准浓度。平滑和标准晕轮廓都可以用广义Einasto轮廓来描述，广义Einasto轮廓具有修改的中心斜率，具有比NFW或Einasto轮廓更小的残差。这些结果适用于银河系质量和星团质量晕。这种光滑晕轮廓的新特征可以用于许多分析，例如透镜效应和暗物质湮灭，其中晕的光滑和暗物质成分应该分别考虑。
2020-07-06 astro-ph.CO 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
SASHIMI-SIDM: Semi-analytical subhalo modelling for self-interacting dark matter at sub-galactic scales
SASHIMI-SIDM将半解析模型与参数化映射结合，快速生成SIDM次晕种群，预测核心坍缩比例随质量变化，并增强暗物质密度与湮灭率，为SIDM参数空间扫描提供高效工具。
2025-02-26 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
The TeV Cosmic-Ray Anisotropy from Local Dark Matter Annihilation
几个实验已经报道了TeV的天空中有过量宇宙射线的区域。在这里，我们考虑的可能性，多余的宇宙射线是来自附近的暗晕中的暗物质湮灭。我们提供的动机，暗物质的来源过剩，并表明，暗物质湮灭可以自然地产生宇宙射线的各向异性，而不需要外来的暗物质模型。我们表明，宇宙射线过剩的可行的暗物质的解释是一致的反质子，正电子和伽马射线的电流测量。此外，我们表明，观测到的各向异性的暗物质的解释预测检测在几个宇宙射线通道的下一代实验。
2013-07-24 astro-ph.GA astro-ph.HE hep-ph
Investigating the detection of dark matter subhalos as extended sources with Fermi-LAT
冷暗物质（DM）模型的结构形成预测DM subhalos存在于银河系。在DM作为弱相互作用大质量粒子的标准范例中，subhalo预计会在伽马射线中发光，并提供可用现有仪器检测的信号，特别是Fermi~卫星上的大面积望远镜（LAT）。这是搜索矮球状星系和未识别的费米LAT源的DM信号背后的主要动机。从位于相对高纬度的非相关源检测到的显著角延伸被认为是识别DM subhalos的“确凿证据”。在目前的工作中，我们系统地探索，通过国家的最先进的模型的冷DM晕在银河系中，扩展subhalos与费米LAT的可探测性。我们模拟了DM信号，探索不同的假设下，在银河系和DM配置文件中的晕分布，并通过一个现实的费米-LAT分析管道重建其流量。在最乐观的情况下，我们表明，检测扩展DM subhalos可以为湮灭截面高于$3 \times 10^{-26}$ cm $^3$ /s（为100 GeV DM质量），仍然与现有的伽马射线约束兼容，并且，在这种情况下，扩展源（与点样假设）的偏好是显着的。相反，对于较弱的信号，光晕不仅没有显示出显著的延伸，而且它们甚至不能作为点状源被显著地检测到。
2020-07-16 astro-ph.GA astro-ph.HE hep-ph
Too small to succeed? Lighting up massive dark matter subhaloes of the Milky Way
使用约束本地UniversE模拟（CLUES）的形成的本地组在宇宙学的背景下，我们调查最近突出的问题，大多数最大的黑暗subhaloes的银河系过于密集的主机的任何明亮的卫星。特别是，我们研究重子过程的影响，发现它们留下的旋转曲线的峰值和它的位置（Vmax和Rmax）之间的关系的双重效果。具有大重子分数的超新星经历绝热收缩，从而降低Rmax，而使Vmax或多或少不变。具有较小重子分数的子晕经历了Vmax的降低，这可能是由于物质的流出。此外，在模拟中发现暗晕的情况下，位于明亮MW矮椭球体的可能宿主的置信区间之外，在具有高σ 8归一化的宇宙学中似乎更为突出，并且取决于宿主的质量。我们的结论是，这个问题不能简单地解决包括重子过程，因此需要进一步的调查。
2011-07-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Constraining the nature of dark matter with the star formation history of the faintest Local Group dwarf galaxy satellites
暖暗物质（WDM）被提议作为$Λ$冷暗物质（CDM）的替代方案，其动机是矮星系尺度上的差异，具有较小的小尺度功率，并通过能量在$1-3$ keV范围内的无碰撞粒子实现。我们提出了一种新的方法来限制这种WDM模型的可行性，使用恒星形成历史的矮球状星系（dSphs）的本地组。我们比较了他们的高时间分辨率的恒星形成历史（SFHS）与基于HST的色星等图的范围内可能的崩溃红移的暗物质晕预计在CDM和不同的WDM方案。塌缩红移的推断后，确定了一个合理的下沉质量的子晕。这是基于目前的质量个别矮推断恒星运动学结合宇宙学模拟的结果提供信息的subhalo演变。由于WDM subhalos接近的过滤质量尺度的形式显着晚于CDM，我们表明，他们是在第一位难以调和的截断恒星形成早在$z\geq 3$。超微弱矮星（UFD）提供了最严格的限制。使用6 UFD与SFHS的最佳测定，我们表明，我们可以排除1千电子伏的温暖粒子的2- $σ$置信区间与文献中报道的其他方法一致。对于某些对象，还排除了$2$ keV模型。我们讨论了各种警告的方法，最值得注意的是低数量的矮星准确确定的恒星形成的历史和不确定性，在确定的下沉质量的subhalos。我们的初步分析作为一个探路者，为未来的调查，将结合即将到来的准确SFH更多的本地dSphs与直接分析WDM宇宙学模拟重子。
2018-08-07 astro-ph.GA
Bounds on Cross-sections and Lifetimes for Dark Matter Annihilation and Decay into Charged Leptons from Gamma-ray Observations of Dwarf Galaxies
我们提供了暗物质横截面和寿命的保守界限，这些横截面和寿命来自直接或通过中间粒子$ϕ$湮灭或衰变为带电轻子产生的终态辐射。我们的分析利用了来自四颗银河系矮卫星的实验伽马射线通量上限：HESS对人马座的观测和VERITAS对天龙座、小熊座和威尔曼1号的观测。使用90%的置信水平下限的积分的暗物质分布，我们发现，这些限制在很大程度上无法排除暗物质湮灭或衰变的PAMELA和ATIC/PPB-BETS过剩的解释。然而，如果在矮星系中有一个额外的索末菲增强，它的速度色散比当地的星系晕低10到20倍，那么暗物质通过$ϕ$湮灭的截面就非常接近威尔曼1号的截面上限。暗物质直接湮灭到$τ$中的可能性也被威尔曼1作为过度的解释而略微排除，所需的横截面仅比天龙座的上限低几倍。最后，我们预测的伽马射线通量预计从矮星系Segue 1的费米伽马射线空间望远镜。我们发现，对于相当大一部分的参数空间，其中暗物质湮灭成带电轻子解释PAMELA过剩，费米有很好的前景检测到一个伽马射线信号从Segue 1经过一年的观察。
2009-09-03 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
SatGen -- II. Assessing the impact of a disc potential on subhalo populations
暗物质亚结构的人口统计学特征敏感地依赖于暗物质的性质。最佳地利用这个探头需要准确的理论预测有关的丰度subhaloes。这些预测受到了数值模拟中人为干扰、晕与晕之间的大方差以及结果依赖于星系形成的重子物理的事实的阻碍。特别地，数值模拟已经表明，与仅暗物质的模拟相比，中心盘的形成可以大幅减少子结构的丰度，这归因于由于盘冲击而增强的子结构破坏。我们研究的影响光盘子结构上使用半分析subhalo模型SatGen，准确地模拟潮汐演变的子结构的数值中断，仍然阻碍$N$体模拟。使用样本的10,000合并树银河系般的晕，我们研究了人口统计学的subhaloes下的一系列复合晕盘潜力与前所未有的统计能力。我们发现，整体subhalo丰度是相对不敏感的光盘除了其总质量的属性。对于含有$M_\mathrm{vir}$的$5\%$的椎间盘，相对于无椎间盘的情况，$r_\mathrm{vir}$内的平均次晕丰度被${\lesssim}10\%$抑制，这种差异被晕间方差所掩盖。对于相同的盘质量，在50千秒差距内的subhaloes的丰度减少了${\sim}30\%$。我们认为，光盘主要驱动器过量的质量损失的subhaloes与小pericentric半径和光盘冲击的影响可以忽略不计。
2021-10-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
