The Missing Baryons in the Milky Way and Local Group
银河系和所有其他星系都缺少大部分重子，因为已知的重子质量与引力质量之比（维里半径内）比WMAP确定的宇宙比小好几倍。这意味着要么重子从未落入星系，要么是强大的星系风带走了大部分重子。如果我们能够发现缺失的重子并测量其性质：空间分布、温度和金属丰度，就有可能区分这两种途径。星系中缺失的重子预计温度为1- 3E 6 K，因此需要X射线观测。在这篇白皮书中，我们展示了如何使用IXO等设备获得X射线观测，以识别和研究这些难以捉摸的重子。
2009-06-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Using gaps in N-body tidal streams to probe missing satellites
我们使用N体模拟模拟银河系大小的暗物质晕中星团的潮汐破裂，这导致了一个狭窄的流，可与（但略宽于）GD-5或GD-1。平均银河系暗物质晕是由一个球形Navarro-Frenk-White（NFW）的潜力与subhalos预测的LCDM宇宙学模型。底晕的分布和质量函数遵循Aquarius模拟的结果。我们使用匹配滤波器的方法来寻找“差距”在潮汐流在12个长度尺度从0.1千秒差距至5千秒差距，这似乎是沿流的线性密度的特征倾角。我们发现，除了暗晕的扰动，由于在流中的粒子的相干周转运动的周转超密度（EO）也产生附近的祖间隙的信号。我们测量的间隙光谱-间隙形成率作为间隙长度的函数-由于subhalo扰动和EO，这还没有占一起由以前的研究。最后，我们将模拟流投影到天空中，以研究在观测中解释间隙谱时的问题。特别是，我们发现，从低信号噪声观测间隙谱可以偏置的流的轨道相位。这表明，河流间隙的研究将大大受益于未来飞行任务的高质量数据。
2014-06-11 astro-ph.CO
Locating the "missing" baryons with extragalactic dispersion measure estimates
最近，Thornton及其同事（2013）证实了一类可能起源于河外的毫秒射电暴，非常适合估计色散测量（DM）。我们计算了DM（z）的概率分布在不同的模型如何分布的宇宙重子（解析和宇宙学模拟）。我们发现，DM的分布对“缺失的”重子是位于10^11-10^13 Msun晕的维里半径附近还是更远的位置非常敏感，这不容易被其他观测技术所限制。每个来源对DM的内在贡献可能会使河外贡献的研究变得复杂。通过对前景星系的碰撞参量进行叠加，避免了这一困难。我们表明，使用从弧分局域的，z >~ 0.5的源的~100 DM测量的样本进行的堆叠分析将在0.2-2晕维里半径上对不同星系类型周围的重子质量分布产生有趣的约束。为了方便星系际研究，由于散射，与星系盘相交的视线应该很容易识别。环星系介质中的湍流也可能导致可检测的散射水平。
2013-12-23 astro-ph.CO
The galaxy "missing dark matter" NGC1052-DF4 is undergoing tidal disruption
缺乏暗物质的长寿星系的存在对我们理解星系如何形成提出了挑战。在这里，我们提出的证据，解释了缺乏暗物质在这样的星系之一：NGC 1052-DF 4。该系统的深层光学成像探测到了该物体与邻近星系NGC 1035相互作用引起的潮汐尾。由于恒星比暗物质更集中，潮汐剥离将在影响星系中的恒星之前移除相当大比例的暗物质。只有约7%的星系质量是在潮汐尾，这表明NGC 1052-DF 4的恒星现在才开始受到相互作用的影响，而剩余的暗物质的百分比小于1%。这自然地解释了这个星系中暗物质含量低的推断，并使这些类型的星系与我们目前的星系形成模型相一致。
2020-10-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Intergalactic Gas in Groups of Galaxies: Implications for Dwarf Spheroidal Formation and The Missing Baryons Problem
具有弯曲喷流的射电星系主要位于星系群和星系团中。我们使用双射电源，假设他们的喷流弯曲的冲压压力，探测星系群内的气体密度。这种方法提供了星系际气体密度的直接测量，并使我们能够探测大半径的IGM气体，以及IGM温度太低而无法被当前一代X射线望远镜探测到的系统。我们发现，在群半径15-700千秒差距范围内，气体的密度为每立方厘米10^（-3）-10 ^（-4）。星系际气体中重子总质量的粗略估计与星系群IGM中缺失的重子是一致的。中性气体很容易从总质量为10^6-10^7太阳质量的矮星系中剥离出来。有迹象表明，IGM气体密度在较小的质量系统，如本星系群应该足够高，剥离气体从矮星，如狮子座T，并结合潮汐，产生矮椭球体。
2011-07-05 astro-ph.CO
Finding the Missing Baryons Using CMB as a Backlight
我们提出了一种新的方法来检测失踪的重子通过生成一个模板的运动学Sunyaev-Zel'dovich效应。的模板计算从重建的速度场与星系场的产品，我们发现，一个星系的红移调查，如SDSS和CMB调查，如ACT和普朗克的组合可以检测到的kSZ，从而电离气体，在显着的信号噪声。与其他寻找热气体或金属的技术不同，这种方法通过CMB上的电子签名直接检测IGM中的电子。用SDSS-DR 4、SDSS 3和ADEPT探测ACT（观测面积为2000 $\mathrm{deg}^2$）的星系动量kSZ互相关，估计信噪比分别为4、9和12。采用SDSS-DR 4、SDSS 3和ADEPT的普朗克估计信噪比为11、23和32。我们的方法为确定宇宙中电离气体的性质提供了一种新的手段。我们在我们的网站http://www.astro.princeton.edu/~shirley/SZ/SZ.html上提供由斯隆数字巡天在线构建的星系动量模板。预测的相关系数与动量图一起提供。人们可以下载动量模板，并直接与ACT和普朗克的CMB图互相关，以检测丢失的重子。
2009-03-16 astro-ph.CO
The Baryon Census in a Multiphase Intergalactic Medium: 30% of the Baryons May Still Be Missing
对于低红移的宇宙学和星系形成速率来说，解释大爆炸中合成的所有重子是很重要的。尽管星系和星系团中含有10%的重子，但更多的重子存在于光电离的莱曼-α森林和T = 10^5 ~ 10^7 K的冲击加热的温热星系际介质（WHIM）中。WHIM在10^5至10^6 K的电流示踪剂包括O VI 1032、1038吸收线，以及宽莱曼α吸收体（BLA）和来自Ne VIII、O VII和O VIII的EUV/X射线吸收线。我们改进了O VI重子调查与修正的氧金属性（Z/Zsun）和O VI电离分数（f_OVI）使用宇宙学模拟的加热，冷却和金属输运的密度-温度结构的介质。从统计学上讲，它们的乘积与柱密度相关，（Z/Zsun）（f_OVI）=（0.015）（N_OVI/10^{14} cm^-2）^0.70。N_OVI加权平均值为0.01，这是WHIM重子含量先前估计的两倍。我们还重新分析了H I数据从哈勃太空望远镜，应用红移校正吸收体密度，光致电离背景，和适当的长度，dl/dz。我们发现大量的重子分数在光电离Lya森林（28 +/- 11%），O VI/BLA-traced WHIM（25 +/- 8%），和崩溃阶段（18 +/- 4%）在星系，集团，集群，和环星系气体。重子短缺为29 +/-13%，这可以在来自较热WHIM的X射线吸收体或较弱的Lya和O VI吸收体中检测到。进一步的进展将需要使用…
2012-05-14 astro-ph.CO
Missing Halo Baryons and Galactic Outflows
我们提出的预测星系晕重子分数的宇宙流体动力学模拟与约束模型的星系外流。如果没有外流，晕包含的重子的宇宙分数大致上是，在高质量时由于热气的压力支持而稍微降低。恒星形成效率很高，并且在低质量时单调增加，与数据不符。随着外流，重子部分在晕中越来越被抑制到较低的质量。一个银河系大小的晕在z=0时，拥有大约60%的重子宇宙分数，所以“失踪”的晕重子大部分已经被疏散，而不是以某种隐藏的形式存在。大晕（>10^13 Mo）包含85%的重子，这解释了星系团中出现的轻微重子缺失问题。通过比较在z=3和z=0的结果，我们发现，大部分的重子去除发生在早期时代在较大的晕，而较小的晕失去重子最近。恒星形成效率在~10^13 Mo的晕中最大，在质量较低时显著下降，这有助于调和观测到的恒星和晕质量函数的亚L * 斜率。这些趋势主要是由差异风循环驱动的，即风物质返回低质量星系比返回高质量星系需要更长的时间。晕的热气含量大多不受外流的影响，这表明外流倾向于吹出空穴并逃逸，而不是将其能量沉积到晕气体中。
2009-01-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
The halo mass function conditioned on density from the Millennium Simulation: insights into missing baryons and galaxy mass functions
宇宙中高密度区域的重子含量与两个关键的未解之谜有关：星系的滋养效应的作用以及失踪的重子的下落。在本文中，我们分析了千年模拟中的暗物质和半解析星系的分布来研究这些问题。将用于整体物质分布的相同密度场重建方案应用于锁定在晕中的物质，我们研究了在各种背景场密度下晕对总质量预算的质量贡献，即，条件晕圈质量函数在这种情况下，我们提出了一个简单的拟合公式的累积质量函数精确到~ 5%的晕质量之间的10^{10}和10^{15}Msol/h。我们发现在稠密环境中晕质量函数变得头重脚轻，并给出了相应的拟合公式。我们证明，在高密度领域的物质的主要部分是与星系群。由于目前的X射线调查几乎能够恢复普遍的重子分数组内，我们的研究结果表明，迄今未被发现的温暖的热星系际介质的主要部分居住在低密度区域在低温下。同样，我们表明，在观测和模拟数据中看到的环境中的星系质量函数的差异主要源于晕的质量分布的差异。特别是，在星系质量函数的驼峰是与中央组星系，并观察到的双峰星系质量函数，因此被解释为中央星系与卫星。
2010-03-04 astro-ph.CO
Probing the missing baryons with the Sunyaev-Zel'dovich effect from filaments
在局域宇宙中对星系和星系团的观测只能解释全部重子含量的$\sim\,10\%$。宇宙学模拟预测，“失踪的重子”散布在宇宙网中的各个结构中，形成温度为$10^5-10^7\,\!$ K的低密度气体。我们通过叠加斯隆数字巡天的1，002，334对CMASS星系的热Sunyaev-Zel'dovich（tSZ）效应的普朗克康普顿$y$参数图来寻找这种温暖的星系际介质（WHIM）。我们的模型的贡献，假设球对称的星系晕对，找到一个剩余的tSZ信号在$2.9\mbox{$ σ $}$水平从一个堆叠的灯丝长度$10.5\,h^{-1}\,\rm Mpc$与康普顿参数大小$y=(0.6\pm0.2)\times10^{-8}$。我们考虑了可能的污染源，并得出结论，结合气体的晕可能只有助于高达$20\%$的测量的间接信号。为了估计灯丝气体的性质，我们测量了同一对星系样本的引力透镜信号;结合tSZ信号，这产生了一个推断的气体密度$ρ_{\rm b}=(5.5\pm 2.9)\times\bar{ρ_{\rm b}}$和温度$T=(2.7\pm 1.7) \times 10^6\,$ K。这一结果与WHIM性质的预测是一致的，总的来说，额外的气体可以解释宇宙中重子总含量的$ 11\pm 7\%$。我们还看到了气体细丝延伸到星系对之外的证据。在这个较长的基线上求平均值提高了tSZ信号的显著性，并将相关的重…
2019-03-01 astro-ph.CO
Finding the missing baryons in the intergalactic medium with localized fast radio bursts
重子失踪问题是天文学中尚未解决的主要问题之一。快速射电暴（FRB）是一种明亮的毫秒级脉冲，起源不明。FRB的色散度量被定义为沿视线方向的电子柱密度，并考虑到每个电离重子。在这里，我们使用22个定域FRB测量宇宙的重子含量。不同于以往的作品，固定的FRB宿主星系的色散措施的值，忽略了星系际介质（IGM）的不均匀性，我们使用的色散措施的概率分布贡献的宿主星系和IGM从国家的最先进的IllustrisTNG模拟。我们导出了$Ω_b=0.0490^{+0.0036}_{-0.0033}$（1 $σ$）的宇宙重子密度，精度为7.0%.这个数值与其他测量结果非常一致，例如宇宙微波背景和大爆炸核合成。我们的工作支持重子并没有消失，而是存在于IGM中。
2022-11-08 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Have the missing cosmic baryons been found?
宇宙微波背景辐射（CMB）的角功率谱和偏振、原初氢、氘和氦同位素的相对丰度以及宇宙的大尺度结构都表明，目前宇宙质量密度的4.5%是由重子组成的。然而，这些重子中只有一小部分可以在星系、星系团和星系团内的恒星和气体中，以及在星系际介质（IGM）中的谱线吸收气体中得到解释。由于温度太高而无法在莱曼吸收中显现出来，温度太低而无法引起可探测的宇宙微波背景辐射的光谱畸变，并且由于太过分散而无法发射可探测的X射线，大约90%的宇宙重子仍然在局部宇宙中消失（红移z~0）。在这里，我们报告的普遍，各向同性，源独立，相当均匀的软X射线吸收沿视线高Z伽马射线暴（GRB）和类星体。它的大小，红移和能量的依赖性，预计从一个热IGM包含失踪的宇宙学重子，并有一个类似的平均金属丰度在团内介质（ICM）的星系团。
2011-02-01 astro-ph.CO hep-ph
X-ray absorption lines in FUV-detected quasars: II. Cosmological density and properties of the missing baryons
本研究通过X射线光谱搜寻结合远紫外红移先验，探测到与温热星系际介质相关的氧吸收线系统，测得其重子密度与缺失重子问题的预期值一致，证实缺失重子或存在于WHIM高温部分及大尺度纤维结构中。
2025-07-29 astro-ph.CO
Why Baryons Matter: The Kinematics of Dwarf Spheroidal Satellites
我们使用高分辨率的宇宙学模拟的银河系质量的星系，包括重子和暗物质表明，重子物理（能量反馈超新星和随后的潮汐剥离）显着减少了暗物质质量的发光卫星星系的中心区域。模拟卫星的减少的中心质量再现了银河系和M31卫星作为光度的函数所观察到的内部动态。我们使用这些现实的卫星更新预测观测到的速度和光度函数的卫星周围银河系质量的星系时，重子效应占。我们还预测，在银河系经典卫星相同的光度范围内的场矮星系不应该表现出像卫星一样低的速度，因为场矮星系不经历潮汐剥离。此外，在相同光度下，卫星星系与场星系相比的早期形成时间可能在两个种群的恒星形成历史中很明显。在冷暗物质模型中包括重子物理学自然解释了在银河系矮球状体中观察到的低暗物质密度。因此，我们的模拟解决了冷暗物质理论预测的运动学和卫星观测之间的紧张关系，而没有调用暗物质的替代形式。
2014-04-28 astro-ph.CO
Looking for the Signals of the Missing Baryons in the Extragalactic Background Light
本文提出甚高能电子/正电子射线可通过反常轫致辐射照亮温热星际介质，从而在河外背景光中产生可观测过量，为探测失踪重子提供了新途径。
2023-01-20 astro-ph.CO astro-ph.HE
The alignment of galaxies at the Baryon Acoustic Oscillation scale
本研究探讨了星系对齐在BAO尺度上的低谷特征，通过物质球壳潮汐场玩具模型提供物理解释，并强调了对齐统计中定制BAO识别方法的需求及投影基线与测光红移不确定性的影响。
2023-06-26 astro-ph.CO
Finding the Missing Baryons with Fast Radio Bursts and Sunyaev-Zeldovich Maps
几乎有三分之一的宇宙重子在低红移时“失踪”，因为它们存在于不可见的温暖的星系际介质（WHIM）中。测量等离子体压力的视线积分的热Sunyaev-Zeldovich（tSZ）效应可以潜在地检测到这种WHIM，尽管其预期的信号隐藏在噪声之下。通过观测快速射电暴（FRB）获得的河外色散测量（DM）是WHIM的极好示踪剂，因为它们测量等离子体的柱密度，而不管其温度如何。在这里，我们提出了交叉关联DM和tSZ地图作为一种新的方式来寻找和表征失踪的重子在WHIM。我们的方法依赖于FRB的精确（$\sim$弧分）角定位，为每个突发分配DM和$y$参数。我们预测，来自WHIM的信号应该在$\sim10^4$ FRB的互相关分析中被自信地检测到，预计将在即将到来的CHIME和HIRAX无线电阵列的一年操作中收集，证实了最近对非正式WHIM的试探性检测。使用这种技术，未来的CMB探测器（可能会降低tSZ噪声）可以确定WHIM的温度及其演变，误差在百分之几十以内。总而言之，DM-tSZ交叉关联对于研究局域宇宙中的重子具有很大的希望。
2018-11-04 astro-ph.CO astro-ph.HE
The Missing Baryon Problem via Cosmological Zoom-in Simulations
本研究在计算语境下探究缺失重子问题，介绍相关模拟代码与分析工具，通过生成合成类星体吸收光谱验证了trident与ChaNGa的兼容性，为后续利用模拟分析星系周介质提供概念验证。
2023-07-19 astro-ph.CO
CMB as a possible new tool to study the dark baryons in galaxies
重子约占我们宇宙的4%，但它们中的大多数都不见了，我们不知道它们隐藏在哪里以及以什么形式隐藏。这就构成了所谓的重子缺失问题。一种可能是这些重子的一部分隐藏在星系晕中。我们展示了如何7年的数据获得的WMAP卫星可用于跟踪附近的巨大的螺旋星系M31的晕。我们检测到的温度不对称的M31晕沿旋转方向高达约120千秒差距。这可能是第一次在微波中探测到星系晕，并可能开辟一条新的途径，利用高精度的CMB测量来探测这些相对较少研究的星系天体中隐藏的重子。
2012-02-14 astro-ph.CO
Detection of missing baryons in galaxy groups with kinetic Sunyaev-Zel'dovich effect
利用{ \it Planck}宇宙微波背景图和已知位置、晕质量和特殊速度的$40,000$星系系统的叠加，我们提出了从星系群中探测动力学Sunyaev-Zel'dovich效应（kSZE）信号作为晕质量到$\log (M_{500}/{\rm M_\odot}) \sim 12.3$的函数。来自不同质量的组的信号被同时约束，以照顾附近晕的投影效应。总kSZE通量内晕估计意味着，气体部分的晕是关于普遍重子分数，即使在低质量的晕，表明“失踪重子”found. Various测试进行表明，我们的结果是强大的对系统的影响，如污染的红外/无线电源和背景变化，光束大小的影响和贡献晕exiors。结合热Sunyaev-Zel'dovich效应，我们的结果表明，与星系群相关的“失踪重子”包含在温度介于$10^5$和$10^6\,{\rm K}$之间的温热介质中。
2020-01-04 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 Hot and Energetic Universe: The missing baryons and the warm-hot intergalactic medium
宇宙大尺度结构的主干是由宇宙尺度上的过程和占主导地位的暗物质的引力相互作用决定的。然而，移动的重子群体塑造了这些结构的外观。理论预测，大多数重子存在于连接星系群和星系团的巨大的非维里化结构中，但目前缺乏观测证据。由于大多数重子都被认为存在于大尺度、热而稀的气相中，X射线为我们提供了理想的工具来推进我们的理解。雅典娜+X射线积分场装置的观测将揭示重子活跃种群的位置、化学成分、物理状态和动力学。
2013-06-10 astro-ph.CO astro-ph.HE
Gas dynamics in tidal dwarf galaxies: disc formation at z=0
潮汐矮星系（Tidal dwarf galaxies，TDGs）是在相互作用/合并星系的碰撞碎片中形成的回收物体。它们被认为不含非重子暗物质，因为它们只能由祖先星系的圆盘喷射出的耗散物质形成。我们研究了六个真正的TDG样本中的气体动力学围绕三个相互作用和后相互作用系统：NGC 4694，NGC 5291和NGC 7252（“和平原子”）。对于NGC 4694和NGC 5291，我们分析了来自甚大阵（VLA）的现有HI数据，而对于NGC 7252，我们提出了来自Jansky VLA的新HI观测以及长缝和积分场光学光谱。对于所有六个TDG，HI发射可以通过旋转圆盘模型来描述。然而，这些HI盘自相互作用/合并事件发生以来经历了不到一个完整的旋转，这就提出了它们是否处于动力学平衡的问题。假设这些圆盘处于平衡状态，推断出的动力学质量与观测到的重子质量一致，这意味着TDG没有暗物质。这限制了祖先星系中假定的“暗盘”（无论是重子还是非重子）。此外，TDG似乎系统地偏离重子塔利-费舍尔关系。这些结果为MOND等替代理论提供了具有挑战性的测试。
2015-09-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Tracing Missing Baryons in the Cosmic Filaments with tSZ and CMB-Lensing Stacking
School of Physics and Astronomy, Sun Yat-sen University（中山大学物理学院）；CSST Science Center for the Guangdong-Hong kong-Macau Greater Bay Area, SYSU（中山大学粤港澳大湾区深空探测科学中心）
通过tSZ和CMB透镜效应成堆分析，研究宇宙丝中缺失巴耳末粒子的分布，确定其电子过密度和温度，并发现丝状WHIM对宇宙巴耳末预算的贡献。
2026-02-06 astro-ph.CO
X-Ray Detection of the Galaxy's Missing Baryons in the Circum-Galactic Medium of L$^*$ Galaxies
本研究利用 L$^*$ 星系冷吸收体的 X 射线光谱，首次高显著性探测到 OVII 吸收，证实星系缺失重子隐藏在热星系周介质中，从而有望解决星系缺失重子问题。
2023-08-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Tidal stripping of dark matter subhalos by baryons from analytical perspectives: disk shocking and encounters with stars
冷暗物质（CDM）方案预测，星系晕应该拥有大量的subhalos可能比行星轻，这取决于暗物质的性质。预测它们的丰度和分布对暗物质的搜索和对subhalos本身的搜索具有重要意义，因为它们可以提供CDM范式的决定性测试。在暗晕下粒子数模型的建立中，一个主要的困难是考虑重子引起的引力剥离，它强烈地影响着星系内部的整体动力学。在本文中，我们集中在这些“重子”潮从分析的角度，总结以前的工作，星系盘冲击，并彻底重新审视个人遇到恒星的影响。对于后者，我们超越了Gerhard和Fall（1983）的参考计算，处理了穿透相遇，并提供了新的分析结果。基于对多次恒星相遇过程中可能发生的次晕能量变化的统计分析，我们发现，轻于$\sim 1$ ~M $_\odot$的次晕被恒星相遇非常有效地修剪。这改变了它们在恒星环境中的质量函数。相比之下，磁盘冲击是更有效地修剪大量的subhalo。简而言之，如果有相当的弹性，在穿过盘时幸存下来的暗晕已经失去了所有的质量，除了内部的尖点部分，潮汐质量函数强烈地偏离宇宙学的函数。如果是脆弱的，恒星的相遇使它们的数量密度下降了一个额外的数量级，而这仅仅是相对于磁盘冲击效应而言（例如，在银河系的太阳位置）。我们的研究结果可以纳入任何分析或数值subhalo人口模型，我们显示的说明。这项研究补充了那些基于宇宙学模拟的研究，后者无法在如此小的尺度上解析暗物质晕。
2022-06-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cosmic metal invaders: Intergalactic OVII as a tracer of the warm-hot intergalactic medium within cosmic filaments in the EAGLE simulation
目前对热（log T（K）> 5.5）的温热星系际介质（WHIM）的观测状况还不完全。虽然最近通过堆叠大量宇宙网细丝进行的观测已经产生了统计学意义上的探测结果，但对单个物体的直接测量仍然很少。由于缺乏这样的样本，目前无法对由热WHIM组成的宇宙重子内容进行强有力的分析，这可能有助于解决宇宙学上的重子缺失问题。为了改进对失踪重子的搜索，我们使用了EAGLE模拟。我们的目标是了解宇宙网络中高度电离金属的富集和分布。我们检测到的细丝，通过应用Bisous形式主义的模拟星系，其特征在于空间分布以及质量和体积分数的辅助氧和OVII。然后，我们构建了OVII柱密度图，并用Athena X-IFU确定其可检测性。然而，氧气和OVII数密度下降迅速超过维里半径的晕，低于可检测的水平在700千秒差距。因此，只有约1%的长丝体积以可检测的密度填充有OVII。OVII的这种非均匀分布使其用于追踪丢失的重子变得复杂。相反，OVII在光环周围形成狭窄的信封。这种局部性质导致在SDSS灯丝目录中使用Athena X-IFU检测星系际OVII的机会很低（每视线10-20%）。对于来自4 MOST调查的未来长丝样品，机会增加到约50%的水平。尽管如此，根据EAGLE的结果，这不足以最终解决重子缺失的问题，因为它将被限制在晕维里半径的几倍。幸运的是，在热WHIM中，晕周围的体积是密集的，追踪它可以将仍然缺失的重子的…
2023-01-18 astro-ph.CO
Effects of baryon removal on the structure of dwarf spheroidal galaxies
矮球状星系（dSphs）是一种极度缺乏气体、以暗物质为主的星系，这使得它们成为测试冷暗物质（CDM）模型预测的理想对象。我们认为，从富含气体的矮不规则星系，dSphs的祖先，重子组件的删除，可以大大降低其中心密度。因此，它可能在缓解CDM模型中与银河系（MW）相对大质量卫星星系结构相关的问题之一方面发挥重要作用。传统上，无碰撞宇宙学N体模拟被用来对抗理论预测与观测。然而，这些模拟假设宇宙中任何地方的重子分数都等于宇宙平均值，这对dSphs来说可能是不正确的。我们发现，结合（i）较低的重子分数dSphs相比，宇宙平均值和（ii）的重子浓度的内部部分的MW晕可以去很长的路要走，解释所观察到的圆速度分布的dSphs。我们发现，当矮星系落入较大星系时，由于撞击压力的作用，重子被吹走，从而降低了卫星星系的圆速度分布，并使中心约200-500 pc的密度降低了（1 - f_b）^[4]~ 0.5倍，其中f_b是重子的宇宙学分数。此外，母星系中心区域增强的重子质量产生了潮汐力，这比传统N体模拟中的亚晕所经历的更大。潮汐力的增加大大改变了近心点小于50千秒差距的卫星的圆速度分布。我们表明，这两个影响是强大的，足以使从CDM模拟的subhaloes的预测与观察到的结构MW dSphs的协议，无论重子过程的细节。
2013-12-11 astro-ph.CO
Can HI 21 cm line trace the Missing Baryons in the Filamentary Structures?
从标准宇宙学中预测的重子中，有很大一部分在观测上已经消失了。虽然以前的数值模拟表明，大多数失踪的重子驻留在温暖的热星系际介质（WHIM）的形式的大尺度细丝，它通常是非常困难的，从这样一个弥漫的气体检测签名。在这项工作中，我们专注于中性氢（HI）的超精细跃迁称为21厘米线作为工具来跟踪WHIM。为此目的，我们首先构建的21厘米信号的地图，通过使用提供的数据的国家的最先进的宇宙流体动力学模拟项目，插图，其中详细的过程影响的动力学和热演化的WHIM实施。通过与SKA 1-mid（平方公里阵第一相中频仪）的21 cm信号图的比较，我们发现，如果假设角分辨率Δθ> 10 arcmin，观测时间t_obs > 100小时，SKA 1-mid可以探测到红移z=0.5-3的近红外结构的21 cm信号。然而，它也证明，信号主要来自星系居住在附属结构和WHIM的贡献太小，检测与SKA 1-mid。我们的结果表明，比SKA 1-mid高约10倍的灵敏度可能足以检测z=0.5-3的WHIM。
2017-02-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Locating the missing baryons in the warm-hot intergalactic medium with fast radio bursts and the Sunyaev-Zel'dovich effect
School of Astronomy and Space Science, Nanjing University（南京大学天文与空间科学学院）；Key Laboratory of Modern Astronomy and Astrophysics (Nanjing University), Ministry of Education（教育部现代天文与天体物理重点实验室（南京大学））；Department of Astronomy, School of Physical Sciences, University of Science and Technology of China（中国科学技术大学物理科学学院天文学系）；Center for Cosmology and Computational Astrophysics, Zhejiang University（浙江大学宇宙学与计算天体物理中心）
该研究通过CHIME/FRB目录的FRB色散量与普朗克卫星的tSZ图交叉相关检测，定位到宇宙网中温热星系际介质的缺失重子，测得其重子分数为0.48，填补了本地宇宙重子预算缺口。
2026-08-11 astro-ph.CO astro-ph.HE
Peak star formation efficiency and no missing baryons in massive spirals
人们普遍认为，在整个哈勃时间内，星系使用与其暗物质晕相关的一小部分重子来形成恒星。这种所谓的低“恒星形成效率”$f_\star\equiv M_\star/f_{\rm b} M_{\rm halo}$，其中$f_{\rm b}\equivΩ_{\rm b}/Ω_{\rm c}$是宇宙学重子分数，预计将在接近$L^\ast$（效率为$\approx 20\%$）时达到峰值，并在较低和较高质量时急剧下降。我们已经测试了这一点，使用附近的恒星形成星系的样本，从矮星（$M_\star\simeq 10^7 M_\odot$）到高质量的螺旋（$M_\star\simeq 10^{11} M_\odot$）HI旋转曲线和3.6 $μ$ m测光。我们通过改变三个参数，恒星的质光比，晕浓度和质量，用贝叶斯方法拟合观测到的旋转曲线。我们发现了两个令人惊讶的结果：1）恒星形成效率是$M_\star$的单调递增函数，在高质量时没有下降的迹象，2）最大质量的螺旋（$M_\star\simeq 1-3 \times 10^{11} M_\odot$）具有$f_\star\approx 0.3-1$，即它们几乎将所有与它们的晕相关的重子变成恒星。这些结果意味着，在形成恒星时最有效的星系是大质量螺旋星系（而不是$L^\ast$星系），它们的效率接近100%，因此，一旦它们的冷气体和热气体都被考虑到重子预算中，…
2019-05-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Missing baryons recovered: a measurement of the gas fraction in galaxies and groups with the kinematic Sunyaev-Zel'dovich effect and CMB lensing
本文通过交叉关联 DESI 星系样本与 ACT DR6 CMB 透镜数据，独立校准星系群晕质量，并结合 kSZ 气体轮廓证明在 2-3 个维里半径处可找回全部重子，从而解决“失踪重子”问题，同时发现真实宇宙中重子反馈比 TNG300 模拟更强。
2025-07-18 astro-ph.CO
Detection of the Missing Baryons toward the Sightline of H1821+643
基于大爆炸核合成和宇宙微波背景的约束，高红移宇宙的重子含量可以精确确定。然而，在低红移，大约三分之一的重子仍然下落不明，这就造成了长期存在的重子失踪问题。失踪的重子被认为存在于以温热星系际介质（WHIM）形式存在的大尺度细丝中。在这项工作中，我们采用了一种新的堆叠方法来探索WHIM的热相。具体来说，我们利用470千克拉钱德拉LETG数据的发光类星体，H1821+643，随着以前的测量紫外线吸收线系统和光谱红移测量星系对类星体的视线。我们重复地蓝移和叠加类星体的X射线光谱，对应于17个吸收线系统的红移。因此，我们获得了堆叠光谱与$8.0$ Ms总曝光，这使我们能够探测X射线吸收线具有无与伦比的灵敏度。基于堆叠的数据，我们检测到OVII吸收线，其表现出高斯线轮廓并且在$3.3 σ$水平上具有统计学显著性。由于紫外线吸收线系统的红移是已知的先验，这是第一个明确的检测X射线吸收线起源于WHIM。OVII线的等效宽度为$(4.1\pm1.3) \ \mathrm{mÅ}$，其对应于$(1.4\pm0.4)\times10^{15} \ \mathrm{cm^{-2}}$的OVII柱密度。我们将吸收气体约束为对于单个WHIM灯丝具有$n_{\rm H} = (1-2)\times10^{-6} \ \rm{cm^{-3}}$的密度。我们推导出$Ω_{\rm b} \rm(O\,VII) = (…
2018-12-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Density profile slope in Dwarfs and environment
本文研究了质量范围为$10^8-10^{10} M_{\odot}$的矮星系的暗物质密度分布是如何通过矮星系与邻近结构的相互作用以及通过改变矮星系中的重子分数而得到修正的。正如Del Popolo（2009）所示，内晕密度剖面的斜率随着晕质量的减小而减小，并且该剖面与Burkert剖面非常接近。分析表明，遭受较小的潮汐扭矩（因此具有较小的角动量）的矮星的特征在于相对于遭受较高扭矩的矮星具有更陡峭的轮廓，同样，具有较小重子分数的矮星也具有比具有较大重子分数的矮星更陡峭的轮廓。在潮汐扭矩被关闭和重子不存在的情况下，密度分布是非常近似的Einasto配置文件，类似于在无耗散N体模拟中获得的矮星。然后，我们应用前面的分析结果的暗物质晕旋转曲线的三个不同的矮星，即NGC 2976，已知有一个平坦的内核，NGC 5949有一个配置文件之间的核心和一个尖状的中间，和NGC 5963有一个尖状的配置文件。在计算了三个星系的重子分数即$\simeq 0.1$后，我们拟合了转动曲线随角动量的变化。相对于NGC 5949（$λ\simeq 0.025$），NGC 2976具有更高的有序角动量（$λ\simeq 0.04$）值，并且在NGC 5963的情况下，可以用较低的$λ$（$λ\simeq 0.02$）值以及降低随机角动量值来获得非常陡峭的轮廓。在NGC 2976的情况下，潮汐与M81的相互作用也可…
2011-12-18 astro-ph.CO
Tidal Dwarf Galaxies: Disc Formation at z=0
相互作用和相互作用后星系周围的碰撞碎片通常显示出气体和年轻恒星的凝聚，这些凝聚可能形成引力束缚物体：潮汐矮星系（TDGs）。我们总结了TDG的最新结果，这些结果最初发表在Lelli et al.（2015，A&A）。我们研究了一个样本的六个TDG围绕三个不同的相互作用系统，使用高分辨率HI观测甚大阵列。我们发现与TDG相关的HI辐射可以用旋转圆盘模型来描述。然而，这些圆盘自TDG形成之时起经历了不到一个轨道，这就提出了它们是否处于动力平衡的问题。假设TDG处于动力学平衡，我们发现动力学质量与重子质量的比值是一致的，这意味着TDG不含暗物质。这与数值模拟的结果一致，在数值模拟中，潮汐力有效地将晕中的暗物质与盘中的重子物质分离，最终形成潮汐尾和TDG。
2015-11-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Observations of the MIssing Baryons in the warm-hot intergalactic medium
几十年来，人们已经知道，在局部宇宙中观测到的重子数量比大爆炸核合成预测的重子总数少了30-40%，这是从宇宙微波背景的密度波动中推断出来的，在宇宙的前20 - 30亿年中，在所谓的莱曼α森林中观察到。这个悖论的一个理论解决方案是将失踪的重子定位在星系之间的热而稀薄的星系际气体中，称为温暖的星系际介质。然而，在那里很难检测到它们，因为这种气体的最大成分-氢-大部分被电离，因此在远紫外光谱中几乎不可见，具有典型的信噪比。事实上，尽管进行了大量的观测工作，但迄今为止，只有少数几个边缘的探测结果。本文报道了在红移>0.4的类星体的高信噪比X射线谱中观测到两个高电离氧（OVII）吸收体。这些吸收体在2年的时间尺度上没有变化，也没有相关的冷吸收，使得它们来自类星体的内在外流或宿主星系的星际介质的假设变得不可信。OVII系统位于以大（与平均值相比为x4）星系过密度及其数量（下降到我们数据的敏感阈值）为特征的区域，与长期寻求的温热星系际介质（WHIM）的数值模拟预测一致。我们的结论是，失踪的重子已经找到。
2018-06-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Thick disks of edge-on galaxies seen through the Spitzer Survey of Stellar Structure in Galaxies (S4G): Lair of missing baryons?
大多数（如果不是全部的话）盘星系都有一个薄（经典）盘和一个厚盘。在大多数模型中，厚盘被认为是星系盘形成和/或演化的必然结果。我们展示了对精心挑选的边缘星系样本中厚盘性质的研究结果，这些星系的类型范围从T=3到T=8。我们拟合一维光度分布与物理动机的功能-两个恒星和一个气体等温耦合磁盘平衡的解决方案-这可能会产生更准确的结果比其他功能在以前的研究。用于拟合的图像来自斯皮策星系恒星结构巡天（S4 G）。我们发现，厚磁盘的平均质量比以前报道的，主要是由于选定的拟合函数。通常，薄盘和厚盘具有相似的质量。我们还发现，厚盘不耀斑显着在银河系中心半径的观测范围内，厚薄盘scaleheights的比率是较高的早期类型的星系。我们的研究结果倾向于有利于在厚盘中的大多数恒星的原位起源。此外，厚盘可能包含大量的恒星，这些恒星来自星系最初形成后吸积的卫星，还有一部分恒星来自薄盘自身的超密度长期加热。由于两个盘的质光比不同，因此，将1.5厚的盘光与薄的盘光相比，可能会导致低估星系中恒星的总质量。在我们的新结果的基础上，我们估计盘恒星质量比以前认为的高10%到50%，我们认为厚盘是“本地失踪重子”的水库。
2011-08-17 astro-ph.CO
A gas-rich cosmic web revealed by the partitioning of the missing baryons
利用定位至宿主星系的大型快速射电暴样本，将缺失重子分配至IGM、星系团和星系中，测得晚期宇宙重子密度，揭示了高效反馈驱动的富重子宇宙网并有望缓解$S_8$张力。
2025-06-24 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Missing the Point - a Brief Reply to Foreman & Scott and Gnedin
在最近的帖子中，Foreman & Scott和Gnedin批评了我在富含气体星系的重子Tully-Fisher关系（BTFR）上的工作，作为MOND和LCDM的测试（McGaugh 2011 a，b）。这些批评是相当多余的，因为它们大多是我已经讨论过的材料。格涅丁关心的是用电离气体来解释显然缺少重子的问题。这是我之前讨论过的一种假设的可能性（McGaugh et al. 2010; McGaugh & Wolf 2010; McGaugh 2011 b）。Foreman和Scott声称找到了他们测量的加速度标度与我从相同数据中测量的加速度标度之间的差异，但明显的差异只是因为他们未能解释众所周知的事实（Binney & Tremaine 1987），即扁平圆盘旋转得更快比等效的球形质量分布（如McGaugh 2011 b中针对该应用所述）。他们进一步认为，BTFR中的固有散射只是很小而不是零。这种差异是在不确定性的不确定性之内，所以证实而不是反驳我的结果。更糟糕的是，这些论文没有抓住基本要点。为什么MOND会有任何预言成真？为什么它能提供如此有效和经济的星系动力学描述？他们没有解决这些更深层次的问题。我们可以想象，星系的明显MONDian行为只是LCDM背景下出现的一些现象的近似，但我们还没有证明这是如何发生的。在我们认真面对这个问题，并在实验室中证实非重子冷暗物质的存在之前，我们…
2011-09-07 astro-ph.CO
Profiles of cosmic filaments since z=4.0 in cosmological hydrodynamical simulation
很大一部分低红移的重子仍然没有被探测到。大多数失踪的重子被认为存在于大尺度的宇宙细丝中。了解暗条中重子的分布对于寻找失踪的重子是至关重要的。我们在宇宙流体动力学模拟中研究了自$z=4.0$以来的宇宙细丝的性质，着重于垂直于细丝棘的密度和温度分布。我们的定量评估证实了$z=2$后粗而突出的细丝的快速生长。我们发现，自$z=4.0$以来，纤维的局部线密度与纤维的局部直径存在相关性。在不同宽度的暗条中，暗物质和重子气体的平均密度分布都具有自相似性，可以用等温单β模型描述。典型气体温度随丝宽的增加而增加，对于宽度为$D_{fil} \gtrsim 4.0 \rm{Mpc}$的丝，典型气体温度高于$10^6$ K，这将是利用热Sunyaev-Zel'dovich（SZ）效应寻找丢失重子的最佳目标.在含有$D_{fil} \gtrsim 4.0 \rm{Mpc}$的暗条中，从边界到内核区域的温度显著升高，这可能是由于吸积激波的加热，而含有$D_{fil}< 4.0 \rm{Mpc}$的暗条中的温度升高平缓。
2021-07-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Baryons Matter: Why Luminous Satellite Galaxies Have Reduced Central Masses
利用高分辨率宇宙流体动力学模拟研究了银河系盘状星系的超新星反馈和潮汐剥离降低了明亮（-15 < M_V < -8）伴星系的中心质量。这些模拟解决了高密度区域，可与恒星形成的巨大分子云相媲美。这个分辨率使我们能够对H_2的形成和破坏采取一个处方，将恒星的形成与屏蔽的分子气体的存在联系起来。与仅使用暗物质的模拟相比，这个物理模型捕捉到的恒星形成过程中爆发性的超新星反馈，导致暗物质密度降低，大质量卫星祖先的内部密度分布变浅（Mvir > 10^9 Msun，Mstar > 10^7 Msun）。低质量卫星的祖先无法维持爆发性的恒星形成历史，这是由于再电离时的加热和初始恒星形成事件的气体损失，保留了DM模拟预测的陡峭的内部密度分布。在下沉后，潮汐剥离作用进一步降低了发光卫星的中心密度，特别是那些带着核心暗物质晕进入的卫星，增加了重子+DM和DM-only模拟预测的中心质量的差异。我们表明，DM的模拟，忽略了重子的影响，在这项工作中描述的，产生更密集的卫星与更大的中心速度。我们提供了一个简单的修正DM的中央质量预测卫星DM的模拟。我们的结论是，DM只有模拟时，应非常谨慎地解释银河系的矮卫星的运动学观测。
2012-12-04 astro-ph.CO
A search for the missing baryons with X--ray absorption lines towards the blazar 1ES 1553+113
本研究通过分析耀变体1ES 1553+113的X射线能谱搜寻温热星系际介质，发现一例2.6σ的OVII吸收线候选体，提出配套宇宙学统计框架，得出热WHIM重子占比44±22%的结论，指出需更大样本精准测定其密度。
2023-05-02 astro-ph.CO
Missing baryons traced by the galaxy luminosity density in the large-scale WHIM filaments
我们提出了一个新的方法来解决失踪重子问题。基于普遍的假设，即失踪的重子是在温暖的热星系际介质（WHIM）的形式，我们进一步假设在这里，星系光度密度可以作为一个示踪剂的WHIM。后一种假设得到了我们在Cui等人（2012）的流体动力学模拟中发现的WHIM密度和星系光度密度之间的显着相关性的支持。我们进一步发现，在WHIM阶段的气体质量的分数是实质上（由$\sim$ 1.6的一个因素）更高的大尺度银河丝，即$\sim$ 70\%，相比之下，在整个模拟体积的平均值$\sim$ 0.1\，Gpc $^3$。WHIM超密度与星系暗条内星系光度超密度之间的关系符合线性关系：$δ_{\rm whim}\,=\,0.7\,\pm\,0.1\,\times\,δ_\mathrm{LD}^{0.9 \pm 0.2}$。我们将我们的程序应用于blazar H2356-309的视线，并在雕塑家墙的对应中找到了WHIM的证据（z $\sim$ 0.03且$\log{N_H}$ = $19.9^{+0.1}_{-0.3}$）和双鱼座-鲸鱼座超星系团（z $\sim$ 0.06且$\log{N_H}$ = $19.7^{+0.2}_{-0.3}$），与Fang等人（2010）和Zappacosta等人（2010）确定和研究的X射线吸收体的红移和柱密度一致。这一协议表明，星系光度密度和银河丝是可靠的路标WHIM和…
2015-08-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the Structure of Hot Gas in Halos: Implications for the Lx-Tx Relation & Missing Baryons
我们提出了一维模型的热气体在暗物质晕，既预测冷核心的存在，并解释其结构。我们的模型直接适用于半解析模型（SAM）的星系形成。我们以前曾论证过，当热不稳定时间尺度与自由下落时间$t_{TI}/t_{ff}$之比低于5-10时，冷（~10^4 K）气体细丝在流体静力学和热平衡状态下从团内介质（ICM）中凝结出来。该标准对应于ICM密度的上限，并激发了一个模型，其中密度核在$t_{TI}/t_{ff} \lesssim 10$的任何地方形成。与观测结果和数值模拟结果一致，该模型预测了质量较低的晕的核心更大、更纤细--虽然星系团的核心密度可能高达~ 0.1 cm^{-3}，但星系晕的核心密度不应超过~ 10^{-4} cm^{-3}。如果我们把中心星系对引力势的贡献包括在内，我们也可以解释较小质量晕（星系“日冕”）中的大密度。我们的模型产生一个有利的匹配观测X射线光度-温度（Lx-Tx）的关系。对于晕质量$\lesssim 10^{13}$ Msun，核尺寸接近维里半径。因此，在这样的晕中的大多数重子不可能在热的ICM中，而是以恒星的形式或以超过维里半径的热气体的形式存在。由于ICM中的质量较小，而恒星形成的质量大得多，低质量晕（$\lesssim 10^{13}$ Msun）中的大多数重子可以由于超新星反馈而被驱逐到维里半径之外。这可以解释重子在低质量晕中“消失”的原因，例如星系晕。
2012-09-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
GARROTXA Cosmological Simulations of Milky Way-sized Galaxies: General Properties, Hot Gas Distribution, and Missing Baryons
我们介绍了一套新的模拟银河系大小的星系使用AMR代码ART +流体力学在$Λ$ CDM宇宙演化。模拟系列被命名为GARROTXA，并遵循从z~ $=$ ~60到z~ $=$ ~0的晕/星系的形成。系统的最终维里质量为$\sim$ 7.4 $\times$ 10 $^{11}$ M $_{\odot}$。我们的结果如下：（a）与许多以前的研究相反，圆速度曲线显示没有中心峰，总体上与最近的MW观测结果一致。(b)其他的物理量，如M $\_{*}$（6 $\times$ 10 $^{10}$ M $_\odot$）和R $_d$（2.56 kpc），都在观测的MW范围内。(c)我们从运动学上测量了圆盘与总圆盘的比值，发现D/T=0.42。(d)另一方面，z=0时的冷气体比例和恒星形成率（SFR）与银河系的估计值相差甚远。作为模拟系列的第一次科学开发，我们研究了热X射线发光气体的空间分布。我们已经发现，大多数的X射线发射气体是在晕状分布占一个重要的部分，但不是所有的失踪重子。大量的热气体也存在于灯丝中。在我们的所有模型中，没有一个大规模的盘状热气体分布主导的柱密度。我们的热气体模拟观测的分析表明，均匀性假设导致高估的总质量的因素3至5或低估的因素$0.7-0.1$，这取决于所使用的观测方法。最后，我们确认了星系系统的总热气体质量和暗物质晕质量之间存在明显的相关性。
2016-05-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
A huge reservoir of ionized gas around the Milky Way: Accounting for the Missing Mass?
大多数来自星系的重子都“失踪”了，有几项研究试图在他们的探索中绘制星系的环星系介质（CGM）。最近利用哈勃太空望远镜进行的研究表明，许多星系都含有大量温度约为10^5 K的电离气体。在这里，我们报告了钱德拉X射线天文台对我们银河系CGM的一个更热的相进行的X射线观测，该相的温度约为10^6 K。我们发现，这一阶段的CGM是巨大的，在银河系周围的一个大区域，半径超过100千秒差距。这一阶段的质量含量超过100亿太阳质量，比较冷的气体阶段多出许多倍，与银河系盘中的重子总质量相当。银河系丢失的质量似乎处于这种温暖的热气体状态。
2012-08-16 astro-ph.CO astro-ph.HE
Another baryon miracle? Testing solutions to the "missing dwarfs" problem
矮星系的缺乏，在当地的宇宙是很难调和的大量低质量的晕内的一致性$Λ$ CDM范式的预期。在本文中，我们进行了系统的评估的不确定性影响测量的DM晕丰度使用星系运动学。使用一个大样本的矮星系的空间分辨的运动学数据，我们推导出一个修正，以获得观测到的丰富的星系作为其晕最大圆速度的函数，从视线的速度函数在本地体积。这种估计提供了一种直接的方法来比较理论模型和模拟（包括非标准宇宙学和新的星系形成物理学）的预测与观测约束。新的“银河系$V_{max}$“函数比视线速度函数更陡，但仍然比理论CDM预期的要浅，表明一些未考虑的物理过程是必要的，以减少星系的丰度和/或大幅修改其密度分布相比，CDM晕。使用这个新的银河$V_{max}$功能，我们调查的重子解决方案，如反馈供电的外流和光蒸发的气体从电离辐射背景的可行性。在3- $σ$置信水平下，能量反馈和光蒸发都不足以有效地调和不一致。在最大重子效应的情况下，理论估计仍然与$V_{max} < 60$ km/s的观测值有很大的偏差。CDM预测至少有1.8倍以上的星系与$V_{max} = 50$公里/秒和2.5倍以上的观测在$30$公里/秒。最近的流体动力学模拟似乎解决了这种差异，但不同意所观察到的星系与解决运动学的属性。（节略）
2017-09-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Baryons and Their Halos
星系团是由重子星和气体组成的，它们嵌在暗物质晕中。在这里，我简要地回顾了重子和它们的晕之间的联系的两个方面。(1)观测到的星系重子含量低于宇宙重子分数，其数量随质量系统地变化。这些失踪的重子现在在哪里还不清楚。(2)盘星系的特征加速度与其重子质量面密度密切相关。这意味着引力动力学与星系的纯重子成分之间存在着密切的耦合，而引力动力学可能是由暗物质主导的。
2009-12-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Origin Of Tidal Structures In Modified Gravity
质量缺失的问题还没有得到决定性的解决。观测表明，如果引力是要修改的，那么MOND理论是它在星系尺度上的最佳近似。MOND建议在低加速度的极限下调整物理定律。通过对MOND和牛顿引力与暗物质的相互作用星系的比较模拟，揭示了两个主要的区别：1）MOND中的星系可以有近距离飞越而不会以合并结束，因为动力学摩擦较弱，2）MOND中的潮汐矮星系非常容易形成。当这是结合的事实，许多相互作用的星系在高红移观察，我们获得了一个新的角度对潮汐功能：它们往往是由非合并的遭遇和潮汐的潮汐矮星系的潮汐破坏。在这里，我们提出的结果，从我们的自洽MOND $N$体模拟的一个密切的飞越两个星系类似的银河系。事实证明，大多数传统上被分配给星系合并的结构类型都可以通过非合并相遇形成，包括潮汐臂，桥，流，壳，盘扭曲，厚盘，最有可能的是卫星盘。MOND在解释星系动力学方面的成功提示我们，这种潮汐结构的形成方式应该得到认真的考虑。
2019-08-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Challenge to MOND from ultra faint dwarf galaxies
低加速度下的修正牛顿动力学（MOND）在解释星系平坦的自转曲线以及星系的重子含量与它们的观测圆速度之间的关系（称为重子Tully-Fisher关系（BTFR））方面具有惊人的能力。MOND模型不能解释观测到的超暗矮星系的速度色散，其理由是超暗矮星系比冷暗物质模型更容易发生潮汐破裂。我们证明：（i）潮汐内部加速度在UFD的比例是非常低的，（ii）有没有相关性之间的偏差UFD从MOND的预测作为潮汐敏感性的函数，（iii）最近的约束盖亚自行分析的轨道参数的UFD加剧了挑战MOND。特别是，盖亚的数据表明大熊座I正在经历一次最近的落入银河系的光环，它与MOND在7- $σ$水平上的不一致不能归因于它是一颗早期的落入卫星。此外，来自Gaia DR 2的新数据表明Willman I具有所有UFD中最小的偏心轨道，并且它在4- $σ$水平上偏离MOND不能归因于先前建议的高偏心轨道。最后，鉴于杜鹃座III是唯一观测到的显示潮汐特征的UFD，网穴II和Segue I是另外两个可能挑战MOND的UFD，因为它们与杜鹃座III的银河系中心距离相当，但没有显示潮汐特征。宽双星是否膨胀了UFD的速度色散仍然是一个有待解决的问题，未来的多历元观测。
2021-06-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Missing dark matter in dwarf galaxies?
我们利用APOSTLE项目的宇宙学流体动力学模拟以及高质量的旋转曲线观测来研究ΛCDM晕中聚集成星系的重子的比例。这种“星系形成效率”与晕质量有很强的相关性，几乎没有散射，朝着矮星系稳定下降。因此，星系的重子质量可以用来确定晕总质量的下限，从而确定其渐近最大圆速度的下限。一些观测到的矮星似乎违反了这一限制，它们的重子质量比它们的旋转速度高出10倍，或者，旋转速度只有它们质量的一半。从表面上看，这些系统要么以非凡的效率形成了星系--考虑到它们的浅势阱，这是极不可能的--要么它们的暗物质含量远低于ΛCDM晕的预期。这种“缺失的暗物质”让人想起旋转曲线缓慢上升的星系的内部质量赤字，但不能用暗质量剖面中恒星形成诱导的“核心”来解释，因为异常赤字适用于比明亮星系本身更大的区域。我们认为，解释这些星系的结构将需要要么大幅修改的标准λ冷暗物质的范例，否则显着修订的不确定性，在他们推断的质量分布，这应该是远远大于报告。倾斜的系统误差可以提供一个简单的解决方案，否则对于当前的范例来说，这将是一个相当棘手的问题。
2018-11-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Can the soft X-ray opacity towards high redshift sources probe the missing baryons?
雨燕卫星对100多个已知红移的伽马射线暴（GRB）的X射线余辉进行了观测，发现软X射线吸收无处不在。在给定的观测能量下，直接测量的光学深度τ在红移z > 2时平均为常数，即，<τ（0.5 keV）>_{z > 2} = 0.40+/- 0.02。如果前景弥漫星系际介质（IGM）占主导地位的吸收效应，如果扩散IGM的金属丰度达到~ 0.2 - 0.4太阳在z = 0，这样的渐近光学深度是预期的。为了进一步检验IGM吸收假说，我们分析了来自XMM-牛顿档案的12个最高S/N（> 5000光子）z > 2的类星体光谱，它们都是极端射电大声（RLQ）。发现类星体的光学厚度与伽玛暴的平均值是一致的。然而，四个z最低的类星体（2 < z < 2.5）并没有表现出明显的吸收。射电宁静类星体（RQQs）在z > 2处的最佳X射线谱仅提供了吸收的上限，这仍然与RLQs一致，尽管信噪比要低得多（在z ~ 4处< 1000光子）。类星体吸收的缺乏对IGM的解释提出了挑战，并且可能暗示不透明性是由于RLQ和GRB中的喷流造成的。然而，只有当z > 2.5时，才需要在RLQ中出现喷流吸收柱，而在伽玛暴中，喷流吸收柱则需要随着z的增加而强烈增加，以便产生观测到的平均τ恒定的趋势。高X射线光谱分辨率可以区分产生可辨别的谱线的源固有的吸收体和产生显著吸收但没有离散特征的漫射IGM。
2011-01-24 astro-ph.CO astro-ph.HE
The Baryon Content of Cosmic Structures
我们对从最小的星系到丰富的星系团的结构中的重子质量和引力质量进行了盘点。我们发现，转换成恒星的重子的比例达到最大值之间的M500 = 1E12和1E13 Msun，这表明恒星形成是最有效的明亮的星系群。所有形式的重子所占的比例都与作为质量函数的宇宙重子比例单调偏离。在最大尺度的星系团中，大多数预期的重子都被探测到，而在最小的矮星系中，只有不到1%的重子被探测到。这些消失的重子存在于何处尚不清楚。
2009-11-13 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Baryon Budget of the Hot Circumgalactic Medium of Massive Spiral Galaxies
在本星系周围的重子含量被观测到比大爆炸核合成所需的要少得多。模拟表明，这些“失踪重子”中的很大一部分可能储存在大质量星系周围的热的稀薄环星系介质（CGM）中，这些介质延伸到甚至超过了它们的暗物质晕的维里半径。以前的X射线和Sunyaev-Zel'dovich（SZ）信号观测表明，预期重子的$\sim(1-50)\%$存储在维里半径内的热CGM中。大的散射主要是由基于小径向范围内（通常在维里半径的10 - 20%内）的探测的热气体密度分布的非常不确定的外推造成的。在这里，我们报告堆叠X射线观测的六个本地孤立的大质量螺旋星系的CGM-MASS样本。我们发现，平均密度分布可以由一个单一的幂律的特点，以银河中心半径的$\approx 200\rm~kpc$（或$\approx130\rm~kpc$以上的1~ $σ$背景不确定度），大约一半的维里半径的暗物质晕。我们现在可以估计，维里半径内的热CGM可以解释晕所预期的重子质量的$(8\pm4)\%$。包括恒星在内，重子分数是$(27\pm16)\%$，或$(39\pm20)\%$，假设密度分布在$r\gtrsim130\rm~kpc$。我们的结论是，在大质量星系晕维里半径内的热重子不足以解释“失踪重子”。
2018-02-26 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
