Evolution of the Milky Way halo by accretion of dwarf satellite galaxies
在冷暗物质方案中，等级合并范例是通过次级晕的微小合并形成大质量星系晕的自然结果，并且由此形成它们固有的恒星晕。虽然这也必须调用的银河系，晕星和矮球状星系的化学和运动学相干的背景下，尚未解决的一个重点，目前的研究。为了研究这个问题，我们模拟的化学动力学演化系统的卫星从宇宙学通过Lactea II模拟银河系环境相似，但在早期。
2011-03-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dispersal of tidal debris in a Milky-Way-sized dark matter halo
我们模拟了一个无碰撞的N体球状星团的潮汐破裂，在总共300个不同的轨道选择有银河系中心半径在10和30 kpc之间的四个暗物质晕：（a）一个球形晕没有subhalos，（b）一个球形晕subhalos，（c）一个现实的晕没有subhalos，和（d）一个现实的晕subhalos。这使我们能够分离和研究光环的（缺乏）动力对称性和子结构如何影响潮汐碎片的散布。真实的晕是由Via Lactea II模拟在红移为零时的快照构造的。我们发现，整体晕的动力学对称性的缺乏分散潮汐碎片，使流fluffier，与以前的研究在更大的轨道比我们的矮星系潮汐碎片在这项研究中。另一方面，在现实的潜力，可以局部增强密度沿流，使流密度比他们的对应物在光滑的潜力。我们表明，许多长而薄的流可以生存在一个现实的和明亮的晕哈勃时间。这表明，即将到来的恒星调查可能会发现更多的薄流，其中可能包含密度差距，已被证明是有前途的探测暗物质子结构。
2016-03-02 astro-ph.GA
The Origin of Dark Matter Halo Profiles
在现代宇宙学中，一个长期存在的具有根本重要性的谜题是在N体模拟中发现的暗物质晕的几乎普遍的密度分布的起源-所谓的NFW分布。我们展示了如何可以理解这种行为，简单地说，通过应用绝热收缩高斯随机场的峰值。我们认为，动力学摩擦的行为，以大大减少随机分散的初始峰值的属性的影响，提供了一个关键的简化。我们将我们的模型预测与超高分辨率Via Lactea-II N体模拟的结果进行了比较，并发现了极好的一致性。我们展示了我们的模型如何可以用来预测晕属性的分布，如浓度。我们的研究结果表明，许多晕结构的基本性质可以理解使用非常简单的物理。
2010-10-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Wandering and escaping: recoiling massive black holes in cosmological simulations
该研究通过首次包含自旋依赖引力波反冲的高分辨率宇宙学模拟，发现反冲显著影响大质量黑洞增长、星系关联及并合率，并揭示了反冲黑洞的漫游与逃逸动力学。
2024-12-03 astro-ph.GA
Milky Way Mass and Potential Recovery Using Tidal Streams in a Realistic Halo
本文提出了一种基于恒星潮汐流正演模拟的银河系引力势计算方法。我们使用这种方法来测试性能的光滑和静态的解析势在代表现实的暗物质晕，其中有子结构和不断发展的吸积。我们的FAST-FORWARD方法使用马尔可夫链蒙特卡罗算法比较，在6D相空间中，“观察到”的流在试验分析潜力中创建的模型。我们分析了大样本的流通过Lactea II（VL 2）模拟，这代表了一个现实的星系晕潜力。恢复的潜在参数是在协议的最佳拟合全球，当今VL 2的潜力。然而，仅仅假设一个分析势限制了暗物质晕质量测量的精度为5%至20%，这取决于分析参数化的选择。总的来说，使用我们样本中的流进行的质量估计达到了这个基本极限，但单独使用时，它们可能会有很大的偏差。个别流可以下-和高估的质量，和偏见是逐步恶化的那些较小的perigalacticons，激励在银河系的距离大于70千秒差距的潮汐流的搜索。我们估计，一个静态和平滑的暗物质潜力的GD-1和Pal 5的流建模的假设引入了高达50%的银河系质量估计的误差。
2014-06-23 astro-ph.GA
Globular Clusters in a Cosmological N-body Simulation
将恒星动力学模型球状星团引入到Via-Lactea II（VL-2）模拟的暗物质晕的重构版本中，以跟踪星团潮汐质量损失和恒星流形成。星系团最初是在其局部的次星系晕中演化，后来被吸积到主星系晕中。恒星不断地从星团中移出，但是那些出现在次星系晕中的恒星在吸积到主晕中时，会分散成一条宽阔的溪流。一旦星团进入主晕，存活至今的稀薄潮汐流就可以开始形成。一个更高的红移开始将星团置于更密集的晕中，在那里它们受到更强的潮汐，导致更高的平均质量损失率。一个z=3的开始导致了一组丰富的星流，几乎所有在100 kpc以内的星流中都有一个残留的祖先星团。相比之下，在z=8的开始，所有吸积到主晕上的星团都完全溶解。这些结果进行了比较，现有的数据牛奶路流，其中大多数流没有明确关联的球状星团。这一点，如果一般来说是正确的话，就意味着在高红移处，质量大的球状星团的数量至少是原来的两倍。
2018-04-27 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Hypercompact stellar clusters: morphological renditions and spectro-photometric models
数值相对论预言，黑洞双星的合并会导致新形成的黑洞反冲，这种反冲的证据已经在恒星质量黑洞合并期间观察到的引力波中找到。超（超）大质量黑洞被认为存在于超紧凑星团（HCSC）中。对星系集合的模拟预测，银河系型星系的晕中应该存在数百个HCSC，银河系周围的一小部分HCSC的大小应该在现有调查的灵敏度范围内。然而，反冲黑洞和它们的HCSC仍在等待被安全地识别。通过最近和即将到来的数据库搜索的目标，我们改进了现有的文献，以产生现实的再现HCSC绑定到黑洞的质量为10 $^{5}$ M $_{\odot}$。包括人口的影响，蓝离散，我们模拟他们的出现在泛星和即将到来的$Euclid$图像。我们还得到了宽带光谱和相应的多波长的颜色，发现绝大多数的模拟HCSC落在由恒星和星系定义的颜色-颜色轨迹上，其光谱类似于巨大的K-型恒星。我们讨论的集群属性，搜索策略，和可能的闯入者。
2020-05-26 astro-ph.GA
Dark Matter in 3D
我们讨论了在后发现时代的定向探测实验的相关性，并提出了一种方法来提取本地暗物质相空间分布的定向数据。这种方法的第一个特点是参数化的暗物质分布函数的运动积分，它可以分析扩展到推断的全球分布的属性，如果某些平衡条件下举行。我们的方法的第二个特点是一个模型独立的基础上的时刻的分布函数的分解，与最小的依赖于它的函数形式的分析。我们说明了我们的方法使用通过Lactea II N-体模拟以及分析模型的暗物质晕。我们的结论是O（1000）事件是必要的，以衡量偏离标准晕模型和约束或测量各向异性的存在。
2012-04-24 astro-ph.GA hep-ph
On the fraction of dark matter in charged massive particles (CHAMPs)
从不同的宇宙学，天体物理学和地球的要求，我们得到保守的上界的质量的银河系暗物质（DM）晕带电大质量粒子（CHAMP）的现今分数。如果暗物质粒子是中性的，但最近衰变成CHAMP，那么海水中没有检测到重氢，银河系圆盘中的垂直压力平衡，就提出了最严格的界限。我们对CHAMP在衰变中的反冲速度和沉积在重子气体中的衰变能量采取非常保守的假设，发现衰变中性DM的寿命必须>（0.9-3.4）x 10^3 Gyr。即使假设CHAMP在银河系磁场中的回旋半径太小，以至于光环CHAMP无法到达地球，现今CHAMP中星系晕的质量分数应该<（0.4-1.4）x 10^{-2}。我们表明，通过CHAMP和无处不在的磁场之间的耦合重新分配DM不能是一个解决方案的尖状晕问题的矮星系。
2010-02-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
An Off-center Density Peak in the Milky Way's Dark Matter Halo?
我们表明，中央暗物质密度峰值的位置可能会从银河系的动力学中心相差几百秒差距。在厄里斯，一个高分辨率的宇宙流体动力学模拟的一个现实的银河系类似盘星系，这个偏移量是300 - 400 pc（~3重力软化长度）后，z=1。在它的无耗散暗物质唯一的孪生模拟ErisDark中，以及在Via Lactea II和GHalo模拟中，偏移量在其大部分演化中保持在一个软化长度以下。DM偏移的增长与Eris中心DM密度分布向内约1 kpc的平坦化相一致，并且从动力中心到最大DM密度点的方向与恒星棒的方向相关，这表明棒晕相互作用是一种可能的解释。几百秒差距的暗物质密度偏移极大地影响了来自银河系中心的暗物质湮灭信号的预期。它也可能支持Weniger（2012）和Su & Finkbeiner（2012）最近报告的暗物质湮灭解释，该报告称，在银河平面上距离Sgr A* 1.5度（约200秒差距）的区域有非常显著的130 GeV伽马射线线发射。
2013-02-05 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
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
A Population of Relic Intermediate-Mass Black Holes in the Halo of the Milky Way
如果“种子”中心黑洞在合并形成今天大质量星系的亚星系积木中很常见，那么残余的中等质量黑洞（IMBH）应该存在于银河系的凸起和晕中。我们使用粒子标记技术动态填充N体通过Lactea II高分辨率模拟与黑洞，并评估剩余人口的大小，属性和可检测性。该方法根据M_BH-σ_* 关系的外推，将一个黑洞分配给每个次晕中最紧密束缚的中心粒子，自洽地跟踪了从高红移到今天的宇宙学“活”宿主中银河系祖先矮星及其黑洞的吸积和破裂过程。我们表明，根据最小的恒星速度色散，sigma_m，低于该中心的黑洞被认为是越来越罕见的，多达~2000（sigma_m=3公里/秒）或少至~70（sigma_m=12公里/秒）IMBH可能会留在今天的银河系晕徘徊。IMBH通过引力反冲被踢出其宿主的分数<20%。我们确定了两个主要的银河亚群，“裸露的”IMBHs，其主机subhalos被完全摧毁后，下跌，和“穿着”IMBHs居住在暗物质卫星，幸存下来的潮汐剥离。裸露的IMBH通常占总量的40-50%，并且更加集中。我们表明，在sigma_m=12 km/s的情况下，与裸IMBH相伴的紧密结合的星团将比m_V=16等暗，空间可分辨，自行为0.1-10毫角秒/年。它们的发现可能提供一种观测工具来约束早期宇宙中大质量黑洞的形成历史。
2013-12-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cosmic Microwave Background Constraints on Dark Matter Models of the Galactic Center 511 keV Signal
解释来自银河系中心的511 keV伽马射线通量所需的高正电子产生率激发了许多暗物质产生正电子的模型。这些模型包括光暗物质的湮灭和暗物质与激发态的散射（激发暗物质）。我们发现，现有的宇宙微波背景数据强大的约束，这样的模型时，湮灭或散射截面不速度抑制取决于银河系暗物质晕模型。来自普朗克任务的即将到来的数据可以排除基准Via Lactea II晕模型，该模型也提供了与511 keV形态的良好拟合。此外，我们发现结合约束激发暗物质散射和湮灭和更新的暗物质激发态的寿命约束。最后，我们施加约束的暗物质衰变模型中产生的正电子落入银河系中心，并产生511千电子伏的信号，他们的湮灭，表明大多数的参数空间的利益被排除在外。
2013-05-09 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Recoiled star clusters in the Milky Way halo: N-body simulations and a candidate search through SDSS
在银河系的形成过程中，由于不对称的引力波发射，可能有超过100个中心黑洞（BH）从它们的小宿主星系中被弹射出来。我们以前表明，这些黑洞中的许多黑洞被一个紧凑的恒星群包围，这些恒星群在弹射过程中仍然与黑洞结合在一起。在本文中，我们进行长期的N体模拟这些星团，以确定这些星团中的恒星分布的今天。这些数值模拟与我们的福克-普朗克模拟相一致，表明恒星密度分布遵循幂律，斜率约为-2.15，并表明大角度散射和潮汐扰动使20 ~ 90%的恒星在约10 ^10年内消失。然后，我们分析了反冲星团的光度和光谱特性占星团中的恒星数量少。我们使用我们的结果进行系统的搜索，在斯隆数字巡天的候选人。我们没有发现光谱候选人，与我们的期望从调查的完整性。使用通用的光度模型，目前的集群，我们确定100反冲集群候选人。后续光谱学将能够确定这些候选者的性质。
2011-10-19 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
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
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
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
A Baryonic Solution to the Missing Satellites Problem
已经证明，包含重子物理可以改变低质量星系中心的暗物质密度，使中心暗物质的斜率比纯冷暗物质模拟中预测的更浅。这种暗物质轮廓的扁平化可以发生在银河系质量星系周围最明亮的暗晕中。Zolotov等人（2012）建议对只有暗物质的卫星的中心质量进行修正，以模拟（1）由于发光卫星中的超新星反馈而导致的暗物质尖点的平坦化，以及（2）由于重子盘的存在而增强的潮汐剥离。在本文中，我们应用这种校正的z=0 subhalo质量的高分辨率，暗物质-只有通过Lactea II（VL 2）模拟，并发现大量的subhalo的数量显着减少。在对VL 2晕采用恒星质量与晕质量的关系，并识别出（1）可能被剥离破坏的子晕和（2）可能被光加热抑制的恒星形成后，我们发现银河系质量星系周围的大质量发光卫星的数量与银河系或M31周围观测到的卫星数量一致。我们的结论是，重子过程有可能解决失踪的卫星问题。
2013-04-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Dark Matter Annihilation Signal from Dwarf Galaxies and Subhalos
暗物质湮灭对于直接探测星系晕的块状性有着巨大的潜力，而星系晕是冷暗物质等级结构形成范式的关键预测之一。在这里，我们审查的伽马射线信号所产生的暗物质湮灭在银河系晕中心。我们认为这两个已知的银河系矮卫星星系和黑暗的团块没有恒星的组成部分作为潜在的来源。利用通过Lactea II数值模拟，我们估计通量18银河系矮椭球与公布的中心密度。最有希望的来源是Segue 1，其次是Ursa Major II，Ursa Minor，Draco和Carina。我们表明，如果任何已知的银河系卫星可以被检测到，那么至少有十倍以上的subhalos应该是可见的，其中很大一部分是黑暗的团块。
2009-06-11 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
And In The Darkness Unbind Them: High-Resolution Simulations of Dark Matter Subhalo Disruption in a Milky Way-like Tidal Field
我们比较了高分辨率模拟的结果，个别暗物质subhalos演变的外部潮汐场，重子球和磁盘组件，平均暗物质粒子质量是三个数量级小于宇宙学放大模拟的星系形成。通过Lactea II模拟是用来设置我们的初始条件，并提供了一个基础，为我们的模拟subhalos在一个暗物质-只有潮汐场，而一个观测动机的银河系模型是用于潮汐场，是由一个暗物质晕，恒星盘，和恒星隆起。我们的模拟结果表明，包括恒星成分的潮汐场的结果在银河系中的subhalos的数量只有$65\%$的$Λ$冷暗物质（$Λ$ CDM）的预测。对于具有小近心点（$(r_p \lesssim 25$ kpc）的次晕，次晕丰度进一步降低到$40\%$，幸存的次晕密度较低，并具有切线各向异性轨道分布。相反，具有较大近心点的subhalos受潮汐场中恒星成分的影响最小，外部subhalos的总数为$Λ$ CDM预测的$\approx 75\%$。外晕的密度与$Λ$ CDM的预测相当，其中晕具有各向同性的轨道分布。这些比率高于以前的研究中发现的那些比率，这些研究包括重子物质的影响，重子物质受到低分辨率引起的虚假破坏的影响。
2020-12-17 astro-ph.GA
Implications of High-Resolution Simulations on Indirect Dark Matter Searches
我们研究了探测暗物质[DM]湮灭产物的前景，在目前可用的两个最高分辨率的数值模拟，即{ \it通过Lactea II}和{ \it Aquarius}的框架。我们提出了一种策略，以确定银河系中心周围的区域的形状和大小，最大限度地提高观察DM信号的概率，我们表明，虽然预测的通量可以不同的因素为10给定的DM候选人在两个模拟设置，搜索策略实际上保持不变，因为它依赖于湮灭通量的角廓线，而不是其归一化。我们提出了模拟伽马射线地图，考虑到在银河系中未解决的晕产生的漫发射，我们估计，在一个乐观的DM的情况下，几个单独的团块可以解决以上的背景与费米-LAT。最后，我们计算了正电子和反质子的能量相关的增强因子，并表明它们总是$\cal O$（1），因此它们不能导致解释最近的PAMELA，ATIC，Fermi和HESS数据所需的反物质通量的大增强。
2010-10-22 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Growing Massive Black Holes in a Local Group Environment: the Central Supermassive, Slowly Sinking, and Ejected Populations
我们探讨了小于10 ^7 Msun的黑洞的生长，这些黑洞位于本星系群环境中的旋涡星系和场矮星系的中心。我们使用合并树从宇宙学N体模拟称为通过Lactea II（VL-2）作为一个框架，以测试两个合并驱动的半解析配方黑洞的增长，包括动力学摩擦，潮汐剥离，和引力波反冲超过20,000合并树实现。首先，我们应用一个基本平面限制（FPL）模型的Sgr A* 的增长，这驱动中心黑洞的最大质量限制的黑洞基本平面后，每次合并。接下来，我们提出了一个新的模型，允许低水平的长期气体吸积（PGA）在合并。我们发现这两种模型都能产生Sgr A* 质量的黑洞。我们预测在局域场矮星系中存在大量的大质量黑洞--如果VL-2模拟能代表局域群的增长，我们预测在局域群场矮星系中存在多达35个大质量黑洞（< 10^6 Msun）。我们还预测，数百个小于10 ^5 Msun的黑洞未能合并，而是填充银河系晕，其中最大的质量大约在维里半径。此外，我们发现可能有数百个大质量黑洞由于引力波反冲而从它们的宿主中弹出到附近的星系际介质中。我们讨论了如何黑洞人口的本地群场矮星可能有助于限制的增长机制的Sgr A*。
2011-02-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Massive Black Hole 0.8 kpc from the Host Nucleus Revealed by the Offset Tidal Disruption Event AT2024tvd
本文报告了首个通过光学巡天发现的核外潮汐瓦解事件 AT2024tvd，揭示了距宿主星系核 0.8 kpc 处存在一个质量比中心黑洞低至少10倍的大质量黑洞，支持了宇宙学模拟中偏心黑洞数量与宿主晕质量线性相关的预期。
2025-04-30 astro-ph.GA astro-ph.HE
