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
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
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
Substructure depletion in the Milky Way halo by the disk
我们采用数值模拟和简单的分析估计认为，暗物质子结构的内部区域的银河系轨道可以有效地破坏磁盘冲击，一个动力学过程，已知影响球状星团。我们进行了一组基准的高分辨率无碰撞模拟，在其中，我们自动地生长一个磁盘，使我们能够检查磁盘上的子结构丰度的影响。我们还跟踪了高分辨率Aquarius模拟中的暗物质卫星的轨道，并分析估计了累积晕和磁盘冲击效应。我们的计算表明，只有10%的银河系总质量的磁盘的存在下，可以显着改变晕内部的子结构的质量函数。这具有重要的意义，特别是对于在银河系中心~30 kpc范围内看到的相对较少的卫星，在那里，盘冲击预计将使10^9 M $_{\odot}$的子结构丰度减少约2倍，10^7 M $_{\odot}$的子结构丰度减少约3倍。最大质量的10^10 M $_{\odot}$的次晕即使在盘的存在下也能存活下来。这表明不存在内部缺失卫星的问题，并质疑这些子结构是否可以在磁盘中产生瞬态特征，如多臂螺旋图案。此外，暗物质子结构通过撞击盘和中央隆起的重子结构而耗尽，这可能会加剧问题，以充分解释引力透镜系统中观察到的通量异常，并显着降低了内晕附近子结构预期的暗物质湮灭信号。
2009-12-07 astro-ph.CO
The Spur and the Gap in GD-1: Dynamical evidence for a dark substructure in the Milky Way halo
我们提出了一个模型的GD-1恒星流的相互作用与一个大规模的扰动，自然解释了许多观察到的流功能，包括一个差距和离流马刺的恒星。该模型涉及到一个快速相遇的冲动，之后该流在不同的轨道能量下生长出一个恒星环。在特定的视角下，这个环看起来偏离了水流轨迹。毛刺和间隙特征的定量比较倾向于扰动物在$10^6\,\rm M_\odot$至$10^8\,\rm M_\odot$质量范围内的模型。回溯时间的轨道积分显示，这股气流的相遇不可能是由任何已知的具有确定轨道的球状星团或矮星系引起的，质量、大小和撞击参数的争论也表明，它不可能是由银河系盘中的分子云引起的。对于这种间隙-突刺结构，最合理的解释是与暗物质子结构的相遇，就像LCDM宇宙学中预测的那些填充星系晕的暗物质。然而，在这个质量范围内和银河系的这一部分，LCDM暗晕的预期密度比GD-1扰动的推断密度低$2-3\,σ$。这一观测开启了一种可能性，即对流的详细观测可以测量暗物质子结构的质谱，甚至可以识别星系晕中的单个子结构及其轨道。
2019-06-13 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Insight Into the Formation of the Milky Way Through Cold Halo Substructure. III. Statistical Chemical Tagging in the Smooth Halo
我们发现，卫星星系在高红移吸积的银河系的光滑晕的恒星星族的相对贡献随距离的增加，成为可观察到的相对于经典的光滑晕约15千秒差距从银河系中心。特别是，我们确定的视线平均[Fe/H]和[α/Fe]的金属贫主序星关闭（MPMSTO）人口沿每个斯隆扩展银河系的理解和探索（SEGUE）光谱视线。限制我们的样本的视线，沿着我们没有检测到冷晕子结构（ECHOS）的元素，我们编译的最大的光谱样本的恒星在光滑的组成部分的晕有史以来在现场观察超过10千秒差距。我们发现显着的空间自相关[Fe/H]在MPMSTO人口在遥远的一半，我们的样本超过约15千秒差距从银河系中心。然而，在15 kpc内，我们发现[Fe/H]没有显著的空间自相关。与此同时，我们进行SEGUE一样的观测银河系模拟形成的N体模拟。虽然我们发现完全由吸积卫星星系形成的晕与我们在银河系中心15 kpc范围内观察到的晕不匹配，但我们确实在更大距离的模拟中观察到[Fe/H]的空间自相关。这一观测结果是统计化学标记的一个例子，并表明金属丰度的空间自相关是吸积卫星星系形成的恒星晕的一般特征。
2012-02-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Luminous Satellites versus Dark Subhaloes: Clustering in the Milky Way
观测到的银河系卫星星系群为小尺度上的星系形成理论提供了一个独特的试验场。我们的新方法是调查已知的银河系卫星星系的集群和量化的数量的子结构内的分布使用两点关联函数统计在三个空间：配置空间，视线速度空间，和四维相空间。这些结果进行了比较的三套subhaloes在通过Lactea II冷暗物质模拟定义为代表发光的矮星。我们没有发现任何证据在一个显着性水平以上的2西格玛的子结构内的银河系卫星星系的分布在任何三个空间。在四维相空间中，在所有三个空间和更广泛的尺度范围内，“发光”的次晕集合比银河系卫星更强烈地聚集在一起。每个“发光”的subhalo集聚类的结果，其视线内的速度空间分布的子结构在大于3西格玛的意义，而银河系的卫星星系是随机分布在视线的速度空间。虽然我们的比较是只有一个冷暗物质模拟，银河系卫星星系和所有聚类方法的Via Lactea II subhalo集之间的不一致性表明冷暗物质理论和观测到的银河系卫星之间存在潜在的新的“小尺度”紧张关系。未来的工作将通过研究额外的模拟来获得观测到的银河系卫星和冷暗物质理论之间更可靠的比较。
2013-06-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Satellite galaxies in hydrodynamical simulations of Milky Way sized galaxies
CDM宇宙学的无碰撞模拟预测，在银河系大小的星系的晕中有过多的暗物质子结构，但已知的发光卫星星系的数量要少得多，这种差异被称为“卫星失踪问题”。最大质量的子结构被证明是最明亮的卫星的宿主，但仍然不清楚是什么过程阻止了许多其他纯粹黑暗的子结构中的恒星形成。我们使用高分辨率的流体动力学模拟银河系大小的星系的形成，以测试如何以及这种自洽模型的结构形成相匹配的银河系的卫星人口的观测特性。这是第一次，我们在这样的计算中包括超新星注入恒星形成气体的宇宙射线的反馈，以及在银河系中心及其祖先系统生长的超大质量黑洞的能量输入。我们发现，非热粒子的人口相当强烈地抑制最小的星系的恒星形成效率。事实上，我们的宇宙线模型能够再现观测到的卫星光度函数的模糊端，而只包括宇宙再电离或银河风影响的模型则要差得多。我们模拟的卫星群近似匹配卫星上的可用运动学数据及其观测到的空间分布。我们的结论是，一个适当的解决失踪的卫星问题可能需要包括非标准物理调节恒星形成的最小的晕，宇宙再电离可能是不够的。
2010-04-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Kinematics of SDSS subdwarfs: Structure and substructure of the Milky Way halo
我们构建了一个新的样本~1700太阳附近晕次矮星从斯隆数字巡天，选择使用减少自行图。径向速度来自SDSS光谱和Bramich等人（2008）的光运动曲线目录中的自行。使用光度视差关系来估计距离，可以得到完整的相空间坐标。典型的速度误差在30-50 km/s的范围内。这是迄今为止建造的最大的晕样品之一，圆盘污染水平<1%，这使我们能够以极高的精度计算晕速度分散。我们发现速度弥散张量在球极坐标系中排列，（sigma_r，sigma_phi，sigma_theta）=（143 \pm 2，82 \pm 2，77 \pm 2）km/s.虽然v_phi的分布显示出不对称性的初步证据，但恒星晕没有表现出净自转。这种运动学与一个轻度扁平的恒星密度随距离下降的情况相一致，如r^{-3.75}。使用完整的相空间坐标，我们寻找运动的子结构的恒星晕的迹象。我们发现四个离散的overdensities局部角动量的证据，并建议他们可能是吸积残余物。其中最突出的是Helmi et al.（1999）以前发现的太阳邻域流，但其余三个都是新发现的。其中一个高密度可能与一组四个球状星团（NGC 5466、NGC 6934、M2和M13）有关，并提出了这些星团可能是作为一个更大的祖先的一部分而被吸积的可能性。
2009-07-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
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 properties of warm dark matter using the satellite galaxies of the Milky Way
银河系的卫星星系是探测暗物质亚结构的有效探针，暗物质亚结构对暗物质粒子的性质非常敏感。特别是，一类DM模型具有矮星系质量尺度上的功率谱截止，因此只能预测低于截止质量的少量子结构。这使得MW卫星系统吸引力约束DM属性：可行的模型必须产生足够的子结构，以容纳观测到的银河系卫星的数量。在这里，我们比较理论预测的DM子结构的丰度热遗迹温暖DM（WDM）模型估计的总卫星人口的MW。这对热残余WDM颗粒的允许质量$m_\mathrm{th}$产生了保守的鲁棒下限。由于卫星星系的丰度取决于MW晕质量，我们边缘化了相应的不确定性，并排除了$m_\mathrm{th} \leq 2.02\, \mathrm{keV}$在95%的置信度独立的假设有关星系形成过程。对其中的一些--特别是抑制矮星系形成的再电离效应--进行建模，加强了我们对DM性质的约束，并排除了我们的基准模型中含有$m_\mathrm{th} \leq 3.99\, \mathrm{keV}$的模型。我们还发现，热遗迹模型不能产生足够的卫星，如果MW晕质量是$M_{200}\leq 0.6\times 10^{12}\, \mathrm{M_\odot}$，这对MW晕质量的CDM施加了一个下限。我们解决了几个观测和理论的不确定性，并讨论如何在这些改进将加强DM质量约束。
2021-09-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Can galactic dark matter substructure contribute to the cosmic gamma-ray anisotropy?
银河系中暗物质（DM）粒子的湮灭可以产生弥散伽马射线背景（DGRB）。由于子结构的存在，这种发射将以可预测的方式呈现各向异性。我们生成的高分辨率通过Lactea II N体模拟银河系DM晕的结果在银河系的子结构的伽马射线发射的全天空地图。我们计算的各向异性图案，考虑到不同的径向配置文件的DM分布在子结构，宇宙方差和检测阈值，并将其与费米大面积望远镜（LAT）观察到的DGRB的各向异性。通过比较DM自湮灭截面的上限< $σv$ >，暗示的各向异性的强度的DGRB和检测到的源在LAT 2年点源目录，我们发现，银河子结构不能有助于各向异性的DGRB没有强烈违反这些意见。我们的研究结果挑战的看法，小规模的各向异性的DGRB可以被用来作为一个探头DM湮灭银河subhaloes。
2014-12-18 astro-ph.CO
The dark matter component of the Gaia radially anisotropic substructure
我们研究的径向各向异性的恒星星族最近在盖亚数据中确定的暗物质组件的属性，使用磁流体动力学模拟银河系的光环从御夫座项目。我们确定了10个模拟星系，大致匹配的旋转曲线和银河系的恒星质量。其中四颗的各向异性恒星星族让人想起盖亚结构。我们发现这个人口在太阳附近的暗物质质量分数和它的轨道各向异性之间的反相关。我们估计当地的暗物质密度和速度分布的晕和各向异性的恒星星族，并使用它们来模拟在未来的氙和锗的直接探测实验中预期的信号。我们发现包含径向各向异性恒星星族的类银河晕的暗物质晕积分符合广义麦克斯韦分布。对于暗物质粒子质量低于约10 GeV，直接检测排除限制的模拟晕与各向异性恒星星族显示出温和的转变，向较小的质量相比，普遍采用的标准晕模型。
2020-05-25 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
The Milky Way's total satellite population and constraining the mass of the warm dark matter particle
银河系（MW）卫星群是暖暗物质（WDM）模型的一个强有力的探测器，因为小的子结构的丰度对WDM粒子的性质非常敏感。然而，只有部分人口普查的MW的补充卫星星系存在，因为调查的MW的近距离环境是不完整的深度和天空覆盖。我们提出了一个新的贝叶斯分析，结合最近发现的暗能量调查（DES）与斯隆数字巡天（SDSS）中发现的卫星的样本估计卫星星系的总光度函数下降到$M_{\rm V}=0$。我们发现，应该有至少$124^{+40}_{-27}$（$68\%$ CL，统计误差）卫星的亮度或亮度比$M_{\rm V}=0$在300千秒差距的太阳，只有一个弱的依赖MW晕质量。当它上线时，大型综合巡天望远镜应该能探测到大约一半的人口。我们还表明，WDM模型推断相同数量的卫星在$Λ$ CDM，这将使我们能够排除那些模型，产生不充分的子结构是可行的。
2018-09-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Modelling self-interacting dark matter substructures I: Calibration with N-body simulations of a Milky-Way-sized halo and its satellite
我们研究了自相互作用暗物质（SIDM）模型中银河系大小的主晕中$\sim10^9 M_\odot$质量的单次晕的演化。我们执行暗物质的N-体模拟的动态演化的个体subhaloes轨道其主机通过改变自散射截面（包括速度依赖的情况下），subhalo轨道，和内部属性的subhalo。我们校准重力热流体模型预测孤立的SIDM晕的球形质量密度分布的时间演化与模拟。我们发现，潮汐效应的SIDM subhaloes可以描述的碰撞较少的冷暗物质（CDM）的情况下开发的框架，但由于潮汐剥离的质量损失需要一个较短的典型的时间尺度来解释我们的SIDM模拟结果。只要横截面小于$\sim10\, \mathrm{cm}^2/\mathrm{g}$，并且次晕的初始态被设置在由标准$Λ$ CDM宇宙学预测的红移为$\sim2$的$2σ$能级散射内，我们的模拟就不会表现出10 Gyr次晕中心密度的重力热塌缩的显著特征。我们开发了一个半解析模型的SIDM subhaloes在一个时间演变的密度核心的主机与潮汐剥离和自散射冲压压力的影响。我们的半解析方法提供了一个简单，高效和物理直观的预测SIDM subhaloes，但需要进一步改进，以考虑重子效应的主机和重力热不稳定性加速潮汐剥离效应。
2022-09-06 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Evidence for Substructure in Ursa Minor Dwarf Spheroidal Galaxy using a Bayesian Object Detection Method
我们提出了一种方法，用于确定本地化的恒星速度数据使用贝叶斯统计技术的次级人口。我们将这种方法应用于矮球状星系小熊座，并找到两个次级物体在这颗卫星的银河系。一个物体在运动学上是冷的，其速度离散度为$4.25 \pm 0.75\ \kms$，并且在相对于小熊座中心的相对RA和DEC中以$(9.1\arcmin \pm 1.5, 7.2\arcmin \pm 1.2)$为中心。第二个天体与小熊座相比有一个大的速度偏移$-12.8^{+1.75}_{-1.5}\ \kms$，中心位于$(-14.0\arcmin^{+2.4}_{-5.8}, -2.5\arcmin^{+0.4}_{-1.0})$。在使用较小的数据集之前已经发现了运动学上的冷物体，但是预测该冷物体在95% C. L.处的速度分散大于$2.0\ \kms$。不同于以往的工作。我们使用两个和三个组件模型，随着信息标准和贝叶斯证据模型的选择方法，认为小熊座有一个或两个本地化的二级种群。在每个次级天体中存在大的速度色散的显著概率提出了一种有趣的可能性，即每个次级天体都有自己的暗物质晕，也就是说，它是银河系卫星的卫星。
2012-08-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Tomography of stellar halos: what does anisotropy in a stellar halo tell us?
银河系的恒星晕被认为是一个高亮度的结构，这是由于存在潮汐碎片和来自卫星星系的吸积流。这些子结构的丰度和分布可以为银河系的组装历史提供丰富的信息。我们使用一些信息理论的措施，研究在一组银河系大小的恒星晕的布洛克和约翰斯顿套件的模拟，使用混合的方法耦合半解析和N-体技术的各向异性。我们的分析表明，在每个恒星晕的整个天空的各向异性增加与距离其中心，并最终高原超过一定的半径。所有的恒星晕在半径为$\sim 50$ kpc的范围内都具有非常光滑的结构，而在外围具有高度各向异性的结构。在给定半径处，在固定极角或方位角处的各向异性具有两个不同的分量：（i）近似各向同性分量和（ii）在小空间尺度上具有大密度波动的分量。我们删除的子结构和任何非球形形状的晕随机化的极坐标和方位角坐标的恒星粒子，同时保持其径向距离固定的贡献。我们观察到，各向异性的波动部分被完全消除，并且各向异性的近似均匀的分量在球化后显著减少。原始晕和它们的球形化版本之间的比较表明，近似均匀的各向异性部分源于离散噪声和晕的非球形形状，而子结构有助于波动部分。我们表明，这种各向异性之间的区别有可能约束的形状的恒星晕及其子结构。
2022-10-10 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
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 $^{-1}$（$M \simeq 3 \times 10^{7} \,\…
2019-05-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Investigating dark matter substructure with pulsar timing: I. Constraints on ultracompact minihalos
银河系内的小尺度暗物质结构预计会影响脉冲星的时间。当暗物质晕经过脉冲星视线附近时，引力势会发生变化，从而使来自脉冲星的光子的光传播时间产生不同程度的延迟。个别凌日产生的效应要么太罕见，要么太弱，在30年的脉冲星观测中无法检测到。然而，如果暗物质在晕总质量中占很大比例，那么暗物质的暗晕群体将对暗星的测量特性产生可检测的影响。其效果是增加测量周期导数在脉冲星种群中的分散。通过对ATNF脉冲星星表的统计分析，我们给出了$\log σ_{\dot{P}} \leq -17.05$色散的上限。我们利用这一点来确定银河系内超致密小晕的数量密度的上限。这些极限与暗物质的粒子性质完全无关。
2017-11-07 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
A Megacam Survey of Outer Halo Satellites. IV. Two foreground populations possibly associated with the Monoceros substructure in the direction of NGC2419 and Koposov2
被称为麒麟座环的星系晕恒星结构的起源仍在争论中。在这项工作中，我们使用深CFHT宽场测光研究了球状星团NGC 2419和Koposov 2的晕子结构，其中麒麟座的存在变得重要，因为它们的投影位置重合。使用斯隆数字巡天光度和光谱学在这些球状星团周围的区域和超越，在那里相同的麒麟座人口被检测到，我们得出结论，第二个功能，不太可能与银河系盘星沿视线，是目前作为前景人口。我们的分析表明麒麟座环可能是由一个年龄为t ~ 9 Gyr的老恒星星族和一个年龄为t ~ 4 Gyr的新恒星族组成。或者，这个探测可能与麒麟座在天空方向的第二次包裹有关，也表明环中的金属丰度分布。在这个晕子结构的其他部分检测到这种低密度特征将揭示其性质。
2015-03-31 astro-ph.CO astro-ph.GA
Understanding the spiral structure of the Milky Way using the local kinematic groups
研究了旋臂对太阳邻域恒星运动学的影响。由于银河系（MW）旋臂的性质还没有完全确定，我们研究了两个模型：紧绕近似（TWA）模型，它代表了一个本地的近似，和一个模型与自洽的材料臂命名为PERLAS。这是一个质量分布，具有更突然的引力。我们进行测试粒子模拟后，调整两个模型的MW螺旋臂属性的观测范围。我们探索的手臂属性的影响，并发现一个重要的区域允许的参数空间有利于运动组的外观。速度分布对相对旋臂相位和方向图速度最为敏感。在所有情况下，武器诱导强大的运动学印记的模式速度约17公里/秒/千秒差距（接近4：1的内共振），但没有子结构诱导接近共转。如果一个人在银河系中心半径上仅移动~0.6 kpc，但在方位角上仅移动~2 kpc，则组发生显著变化。各组的出现时间不同，从0到超过1 Gyr不等。最近的旋臂可以产生强大的运动结构。恒星对这两种势能模型的响应在太阳附近的密度和运动学上都有很大的不同。PERLAS模型触发更多的子结构，用于更大范围的模式速度值。运动学组可用于减少当前关于MW螺旋结构的不确定性，并测试其是否遵循TWA。然而，在太阳附近的观测群体，如可以复制不同的参数组合。确定的约束条件需要更远距离的速度分布数据。
2011-06-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Can ultralight dark matter explain the age-velocity dispersion relation of the Milky Way disc: A revised and improved treatment
超轻的类轴子粒子$m_a \sim 10^{-22}$ eV，或模糊暗物质（FDM），在宇宙学尺度上表现为冷暗物质（CDM），并表现出kpc大小的德布罗意波长，能够减轻CDM的（亚）银河尺度问题。FDM晕内的子结构引起引力势扰动，导致恒星加热足以占银河系盘增厚超过哈勃时间，首先证明了教堂等人。我们提出了一个更复杂的治疗，采用完整的重子和暗物质分布的银河系，并采用恒星盘运动学推断从最近的盖亚，APOGEE和LAMOST调查。无处不在的密度颗粒和subhalo通道分别驱动内盘增厚和外盘的耀斑，导致观测一致的“U形”盘垂直速度色散分布与全球最小值位于太阳半径附近。在太阳附近观测到的年龄-速度色散关系可以解释的FDM-子结构诱导加热，并放置一个排斥绑定$m_a \gtrsim 0.4\times10^{-22}$ eV。我们评估非平凡的不确定性的经验核心晕关系，FDM subhalo质量函数和潮汐剥离，恒星加热估计。质量范围$m_a\simeq 0.5-0.7\times10^{-22}$ eV有利于观察到的厚盘运动学是在紧张的几个排斥界限推断矮密度分布，恒星流，银河系卫星人口，这可能是显着放宽由于上述的不确定性。此外，强烈的各向异性加热可以帮助解释超薄盘星系的形成。
2022-12-05 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Cosmological Zoom-In Simulations of Milky Way Host Mass Dark Matter Halos with a Blue-Tilted Primordial Power Spectrum
The Chinese University of Hong Kong（香港中文大学）；Leiden University（莱顿大学）
研究用高分辨率宇宙学放大纯暗物质模拟，探讨蓝倾斜原初功率谱对银河系宿主质量晕暗物质子结构的影响，发现其能增强子晕质量和V_max函数，提高缩放累积子结构分数及中心密度，并经高分辨率模拟验证。
2026-07-14 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
Can the dark matter annihilation signal be significantly boosted by substructures?
一个非常普遍的宇宙学考虑表明，随着银河系暗物质晕，可能存在更小的暗物质结构。这些结构通常被称为“团块”，其质量延伸至$10^{-6} M_\odot$或甚至更低。这些团块应该对暗物质湮灭的信号做出主要贡献，只要它们一直存活到现在。最近的观测有利于低质量天体物理晕的核心配置文件。我们认为核心丛生，并表明，他们是显着不坚定的标准NFW的。与标准情况相反，核心团块应该在距离银河系中心$\sim 20$ ~{kpc}的内部被完全摧毁。矮椭球体不应该包含任何暗物质团块。另一方面，即使在对团块结构最悲观的假设下，团块也应该在银河系中与中心的距离超过$50$ ~{kpc}的地方以及低密度宇宙结构中存活下来。在那里，它们显著地促进了暗物质湮灭。我们表明，至少$~70\%$的团块经受了原始结构的形成，应该仍然存在，在今天的宇宙中未受影响。
2015-12-23 astro-ph.CO astro-ph.HE
Dark Matter Debris Flows in the Milky Way
我们发现，落入银河系的subhalos创建一个流动的潮汐剥离碎片颗粒附近的银河系中心的特征速度行为。在Via Lactea-II N体模拟中，这种非维里化的成分构成了局部密度的百分之几，在太阳附近的速度峰值为340 km/s。这样的速度子结构具有重要的意义调查的低金属量的恒星，以及直接检测实验灵敏的暗物质与大的散射阈值。
2013-01-02 astro-ph.CO hep-ph
The Effects of Patchy Reionization on Satellite Galaxies of the Milky Way
我们结合高分辨率的宝瓶座模拟与三维模型的再电离的基础上的初始密度场的宝瓶座父模拟，千禧年-II，研究补丁再电离的影响上的微弱的卫星人口的银河系晕。由于宝瓶座套件包括放大模拟的晕在千禧年-II卷，我们遵循的子结构的形成和再电离气泡的增长，由于同时更大的环境，从而确定卫星候选人的再电离红移。我们这样做四个不同的再电离模型，并比较结果瞬时再电离。使用一个简单的程序来选择卫星和分配模拟中的光度，我们比较由此产生的卫星种群。我们发现卫星总数敏感地依赖于再电离模型，对于一个给定的宿主晕，四种模型之间有3-4个因子的变化，尽管差异完全在微弱卫星的数量上（M_V > -10）。此外，我们发现，对于一个给定的再电离模型的卫星总数相差10%-20%之间的补丁和均匀的情况下，适当的红移选择的瞬时情况。然而，来自六个宝瓶座光环的光环-光环散射很大，高达2-3倍，因此可以与再电离情景之间的差异相媲美。为了利用银河系周围微弱矮星系的人口作为局部再电离历史的探针，那么，有必要首先更好地了解银河系周围的子结构的一般分布-质量晕。
2012-02-07 astro-ph.CO
Anisotropy probe of galactic and extra-galactic Dark Matter annihilations
本文研究了银河系和外星系晕中暗物质湮灭产生的γ射线通量和角功率谱。湮灭信号接收来自以下方面的贡献：a）平滑的MW晕，b）MW中已分辨和未分辨的子结构，c）所有红移处的外部DM晕，包括d）它们的子结构。采用自洽的描述本地和河外的子结构，我们表明，湮灭流量从子结构中的MW占主导地位的所有其他组件的角度大于O（1）度的银河系中心，除非采取极端处方的子结构浓度。我们还计算了伽马射线各向异性的角功率谱，发现对于粒子物理参数的乐观选择，费米LAT卫星很快就能在低多极子（l<100）发现DM湮灭的有趣特征，其中主要贡献来自质量M>10^4太阳质量的MW子结构。对于我们采用的子结构模型，我们发现河外湮灭的贡献在所有尺度上都是可以忽略的。
2009-01-19 astro-ph.CO
Small-scale Effects of Thermal Inflation on Halo Abundance at High-$z$, Galaxy Substructure Abundance and 21-cm Power Spectrum
我们研究了热膨胀对宇宙学结构形成的影响，并提出了可用于约束和可能探测热膨胀情景的天体物理观测值。这些是暗物质晕丰度在高红移，卫星星系在银河系的丰度，和波动的21厘米辐射背景的时代之前的再电离。热膨胀的情况下留下的物质功率谱的特征签名，通过提高在特定的波数的振幅由热膨胀（$N_{\rm bc}$）期间的e-折叠的数量确定，并强烈抑制在较小的尺度模式的振幅。对于一个合理的参数空间范围内，结果之一是在高红移和银河系卫星星系的微晕形成的抑制。虽然这种效应是实质性的，但它与其他宇宙学或天体物理学效应一起退化。21厘米背景探测器的功率谱更直接地影响这一点，由于功率谱中的特征信号，它的观测可能是限制热膨胀情景的最佳方式。如果进行10000小时的观察，第1阶段（SKA 1）中的平方公里阵列（SKA）具有足够大的灵敏度，可以实现带有$N_{\rm bc}\gtrsim 26$的模型的这一目标。最后一个阶段SKA，预计灵敏度约高一个数量级，似乎更有希望，将涵盖更广泛的参数空间。
2017-11-15 astro-ph.CO
