Spectroscopic Detection of a Cusp of Late-type Stars around the Central Black Hole in the Milky Way
在一个巨大的黑洞周围的动态松弛的星团中，一个由古老恒星组成的致密恒星尖预计会形成。先前的观测显示，银河系中心0.5秒差距以内的红巨星相对较少。通过加上十多年的光谱观测，我们确定了新的晚型恒星，包括前五个温暖的巨星（G2-G8 III），在银河系中央1角秒2（0.04 { \times } 0.04 pc ^2）内。我们的研究结果增加了晚型恒星的数量到21，其中我们提出了16个深光谱。更新的恒星计数，基于个人的光谱分类，被用来重建巨恒星的表面密度分布。我们的研究，首次发现了一个尖点的表面数密度的光谱确定的老（>3 Gyr）巨星人口（m K<17）在0.02-0.4 pc由一个单一的幂律描述的指数为Γ= 0.34 { \pm } 0.04。
2019-02-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
The distribution of stars around the Milky Way's central black hole II: Diffuse light from sub-giants and dwarfs
这是三篇论文中的第二篇，用新的数据和方法寻找银河系中心黑洞人马座A* 周围预测的恒星尖点。我们的目标是通过对人马座A* 周围的观测来推断目前可获得的最微弱的恒星星族的分布。我们使用自适应光学辅助高角分辨率的图像获得的NACO仪器在ESO VLT。通过优化的PSF拟合，我们去除了所有探测到的恒星在给定星等限制以上的光。随后，我们分析剩余的漫射光密度。所分析的漫射光来自KS ~ 19 - 20的亚巨星和主序星，质量为1 - 2 Msol。这些恒星可能足够老，可以动态松弛。观测到的幂律曲线及其斜率与银河系中心黑洞周围存在一个松弛的恒星尖点相一致。我们发现，一个纽克法律提供了一个足够的描述核集群的内在形状（假设球对称）。Sgr A* 附近的3D幂律斜率为γ= 1.23 +- 0.05。在距离黑洞0.01秒差距处，我们估计恒星的质量密度为2.3 +-0.3 x 10^7 Msol pc^-3，封闭的恒星总质量为180 +-20 Msol。这些估计假设了一个恒定的质光比，并且没有考虑恒星的残余物。在0.1-0.3 pc的投影距离上，没有观测到明亮的（Ks 16）巨星的尖点，这意味着某种机制改变了它们的外观或分布。
2017-11-27 astro-ph.GA
The distribution of stars around the Milky Way's black hole III: Comparison with simulations
大质量黑洞（MBH）周围恒星的分布在过去的四十年里一直由许多作者在恒星动力学中解决。由于银河系的中心很近，因此它是唯一可以准确测试恒星分布的观测测试案例。过去的观测工作表明，银河系中心（GC）最明亮的巨星可能在中心黑洞周围显示出密度赤字，而不是尖状分布，而我们理论上预计存在恒星尖。我们在这里提出了一个解决这个长期存在的问题。我们进行了直接求和$N-$体模拟的大质量黑洞周围的星团，并比较了我们的模拟结果与新的观测数据的GC的核集群。我们发现，经过哈勃时间后，明亮的恒星分布以及漫射光遵循幂律分布的斜率$Γ\approx 0.3$在我们的模拟投影。这与从自适应光学（AO）辅助的GC近红外观测中提取的恒星计数和漫射恒星光分布非常一致。我们的模拟还证实，在Sgr A* 周围的几个弧秒的投影半径内，存在着一个失踪的巨星种群。这种在最内层0.1 pc的巨星耗尽可以用先前存在的气体盘和碰撞来解释，这意味着恒星尖点也会出现在最内层半径处，但以简并致密核心的形式存在。
2017-12-07 astro-ph.GA
Testing two alternatives theories to dark matter with the Milky Way dynamics
两个替代理论的暗物质进行了调查，通过测试他们的能力来描述一致的银河系的动力学。第一个是指一个修正的引力理论，有一个运行的引力常量和第二个假设，暗物质晕构成的玻色-爱因斯坦凝聚。通过拟合银河系的自转曲线，估计了每个模型的参数以及表征银河系恒星子系统的参数。然后，利用这些参数，计算了太阳位置的垂直加速度分布，并与观测结果进行了比较。修正的引力理论高估了由恒星运动学导出的垂直加速度，而玻色-爱因斯坦凝聚晕模型的预测与观测几乎不一致。然而，基于无碰撞流体的暗物质晕满足我们的一致性测试，是能够同样好地描述银河系的旋转曲线和垂直加速度的最佳模型。
2015-01-05 astro-ph.GA
Testing gravity with the Milky Way: Yukawa potential
我们测试汤川修正牛顿势，利用我们自己的银河系-作为一个试验台。我们包括作为自由参数的汤川强度和范围和暗物质配置文件参数，并比较几种形态的凸起，气体和磁盘组件，也使用贝叶斯模型选择标准。我们采用了最新的数据集的银河系的可见（重子）的组成部分，并为示踪剂的引力势（旋转曲线）。我们发现这些数据与牛顿势一致，并限制了Yukawa耦合$β$为负，$λ$沿$λ= a|β|^{c}$与$a = (0.77 \pm 0.06)$ kpc和$c = -0.503\substack{+0.016 \\ -0.019}$的曲线变化.
2021-08-17 astro-ph.GA
Testing the Cubic Galileon Gravity model by the Milky Way rotation curve and SPARC data
近年来，立方伽利略引力（CGG）模型被认为是广义相对论的替代引力理论。该模型包括一个额外的场势项，可以作为“第五力”。在这篇文章中，我们研究了这种额外的力项是否可以在没有暗物质的帮助下解释星系中的质量缺失问题的可能性。利用银河系自转曲线和Spitzer Photomery & Accurate Rotation Curves数据，我们证明了CGG模型可以在没有暗物质的情况下满意地解释这些自转曲线的形状。CGG模型可以被看作是挑战现有暗物质范式的一种新的替代理论。
2018-03-09 astro-ph.GA
On the bar formation mechanism in galaxies with cuspy bulges
我们表明，通过数值模拟，一个纯粹的恒星动力学模型组成的指数盘，一个尖锐的隆起，和NFW晕与银河系相关的参数是受酒吧的形成。考虑到有限的磁盘厚度，酒吧的形成可以解释通常的酒吧不稳定性，尽管存在的内部Lindblad共振，这被认为是阻尼任何全球模式。研究了用一个固定的外部轴对称势（刚性模型）代替活的晕和球的效果。它示出，而杆不稳定的e-折叠时间显着增加（从250到500万年），酒吧模式的速度几乎保持不变。对于后者，我们的平均值为55公里/秒/千秒差距同意的假设，大力士流在太阳附近是一个印记的酒吧-光盘相互作用在外部Lindblad共振的酒吧。垂直平均的径向力在中心盘区域的特征尺度长度相比，使我们能够重现的酒吧模式的速度和增长率的刚性模型，使用正常模式分析的线性扰动理论在剃刀薄盘。模式分析预测，随着圆盘质量的减少，e-折叠时间的强烈增加表明，类似于银河系的星系中的酒吧最近才形成。
2016-07-31 astro-ph.GA
SIRIUS: Dark matter cusp evolution in dense dwarf galaxies
The University of Tokyo（东京大学）；Kobe University（神户大学）；Tohoku University of Community Service and Science（东北社区科学大学）
SIRIUS研究了致密矮星系中暗物质凹陷的演化，通过高分辨率模拟发现暗物质晕质量增长和密度分布受恒星物质影响，揭示了不同质量矮星系的暗物质结构差异。
2026-01-20 astro-ph.GA
Testing the Dark Matter Caustic Theory Against Observations in the Milky Way
我们测试一个特定的理论暗物质，其中暗物质轴子形成环“焦散线”在银河系的平面对银河系恒星的实际观测。根据这一理论，具有角动量的冷的、无碰撞的暗物质粒子在薄片上进出银河系。这些流动在最接近银河系中心的位置形成焦散环（在环的位置，流动的密度形式上是无限的）。我们表明，焦散环暗物质理论再现了一个大致对数晕，大扰动附近的环。我们表明，该理论可以合理地匹配所观察到的银河系的旋转曲线。我们探索焦散环的影响矮星系潮汐破裂使用N体模拟。特别是，模拟人马座矮星系潮汐破裂的腐蚀性环晕潜力匹配观测的尾随潮汐尾远至90千秒差距的银河系中心，他们不，但是，匹配领先的潮汐尾。焦散环、NFW或三轴对数晕都不符合所有数据。计算焦散环光环加速度的源代码已在NEMO Stellar Dynamics和Milkyway@home客户端存储库中公开提供。
2015-08-19 astro-ph.GA
Lack of nuclear clusters in dwarf spheroidal galaxies: implications for massive black holes formation and the cusp/core problem
星系中有核星团形成的主要假设之一是与球状星团（GC）的轨道衰变及其随后的合并有关，尽管目前还有其他理论在争论。GC结构和轨道参数的高质量数据的可用性允许测试不同的核恒星团簇形成方案。天炉座矮球状体（dSph）星系是银河系最重的卫星，也是唯一已知的拥有5个GC的矮球状体，然而没有明确的迹象表明中央存在大质量黑洞。因此，它是研究矮星系轨道衰变过程的合适场所。在本文中，我们模拟的天炉座GC模拟他们和宿主星系的直接$N$体模拟的未来演化。我们的模拟也考虑了银河系产生的引力场。我们发现，如果天炉座星系嵌入在一个标准的冷暗物质晕，核团簇形成将显着阻碍中央星系的高质量密度。在这种情况下，我们讨论的可能性，下落GC驱动银河系密度分布的扁平化，给一个可能的替代解释所谓的尖点/核心问题。此外，我们还简要讨论了GC坍缩过程与dSphs中心不存在大质量黑洞之间的联系。
2016-12-05 astro-ph.GA
Dark matter halo cores and the tidal survival of Milky Way satellites
冷暗物质（CDM）晕的尖形中心密度剖面使它们对潮汐的破坏具有高度的弹性。暗物质粒子之间的自相互作用，或者重子的循环，可能会导致形成一个恒定密度的核心，这将使晕更容易受到潮汐破坏。我们使用N体模拟研究NFW样的“核心”subhaloes在一个大规模的主机的潮汐场的演变，并确定的标准和时间尺度的完整的潮汐中断。我们的研究结果意味着银河系卫星的生存对暗物质核心的大小产生了限制。事实上，我们发现，在近心点小于10千秒差距的轨道上，核心大于其初始NFW尺度半径的1%的次晕都不能存活一个哈勃时间。像杜鹃3号这样的卫星，近心点约为3.5千秒差距，必须有一个小于2秒差距的核心大小，才能在目前的轨道上生存三个轨道周期。自相互作用暗物质（SIDM）模型中预期的核心尺寸（速度无关的截面为1 cm^2/g）似乎与近心半径小的超暗卫星（如Tuc 3、Seg 1、Seg 2、Ret 2、Tri 2和Wil 1）不相容，因为如果这些卫星在10 Gyr前吸积到银河系上，它们应该已经完全破裂。这些结果表明，许多卫星的核心尺寸非常小，与CDM尖点一致。在小近心半径轨道上发现更多的银河系卫星将加强这些结论，并允许对核心大小进行更严格的上限。
2022-12-26 astro-ph.GA
On the distribution of stellar remnants around massive black holes: slow mass segregation, star cluster inspirals and correlated orbits
我们研究了银河系中心恒星质量黑洞的长期动力学演化，并对其数量和中心质量分布进行了约束。GC模型被认为是尚未达到稳定状态的随机引力相遇的影响下。与最近一些声称质量分离可以迅速重建恒星中的密度尖点相反，我们发现与尖点再生相关的时间尺度比哈勃时间更长。这些结果对标准模型提出了质疑，该模型假定GC附近存在高密度的BH，并激发了从对应于明确定义的物理模型的初始条件开始的研究。我们首次考虑了银河系核团（NC）无耗散形成模型中黑洞的分布，其中大质量星团在GC中合并形成一个核。我们模拟了连续的大规模集群包含一个内部致密的BH集群的螺旋。由于星系团被巨大的黑洞潮汐场扰乱，预先存在的质量分离并没有完全消除。结果，在12次内旋事件后，形成了一个NC，其中BH的中心密度高于恒星。在演化5-10 Gyr的模型后，BH确实形成了一个陡峭的中央尖点，而恒星分布保持了类似于银河系NC的属性。最后，我们研究了BH扰动对GC S-星运动的影响，作为限制扰动数的一种手段。我们发现，再现S-星轨道分布需要>~1000 BH在0.1 pc的Sgr A*。银河系NC的无耗散形成情景与这个下限是一致的，因此可以调和对BH高中心密度的需要（以解释S星的轨道），与GC巨星人口的缺失尖点问题。
2014-08-29 astro-ph.GA
Cusp-to-Core Transition of Dark Matter Halos across Galaxy Mass Scales
National Institute of Technology, Sendai College（仙台高等专门学校）；Astronomical Institute, Tohoku University（东北大学天文研究所）；ICRR, The University of Tokyo（东京大学宇宙线研究所）；Graduate School of Science and Technology, University of Tsukuba（筑波大学理工学研究科）；Center for Computational Sciences , University of Tsukuba（筑波大学计算科学中心）
本研究通过分析SPARC数据库中的星系暗物质分布，发现不同质量尺度的星系暗物质晕存在从尖点到核心的转变，暗示恒星反馈可能在银河质量星系中起关键作用。
2026-01-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
How chameleons core dwarfs with cusps
标量场的存在，非最小和普遍的耦合到物质可以增强宇宙尺度上的引力，同时恢复太阳附近的广义相对论。在中间状态，运动学推断的质量经历了额外的径向依赖性相对于基本的物质分布，这是由于随着距离银河系中心的距离增加而增加的引力。同样的效应也会影响到晕内的运动学，并导致尖点物质分布呈现出核状。专门的变色龙模型作为一个工作的例子，我们证明了这种效果的跟踪标量场从外围的银河系晕到其内部，同时拟合观测到的速度分散的化学动力学歧视红巨星人口的天炉座和玉夫座矮球体。而在标准重力下，这些观察表明，矮星的物质分布是核心的，我们发现，在变色龙场的存在下，尖形Navarro-Frenk-White轮廓的假设变得与数据完全兼容。重要的是，变色龙模型还预测了两个恒星子组件之间存在的斜率，在牛顿引力中，这将被解释为矮中心的物质耗尽。因此，观察到这种明显的病态情况，可以作为变色龙场或类似的重力修正的存在的确凿证据，而与重子反馈效应无关。一般来说，测量银河系矮星的动态质量分布提供了比从太阳系屏蔽尺度推断的更强的约束，因为它们位于距离晕中心更远的地方。
2014-07-29 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
Testing Feedback from Star Clusters in Simulations of the Milky Way Formation
我们提出了一套星系形成的模拟，直接模型恒星团簇形成和破坏。从我们小组以前开发的一个模型出发，在这里我们介绍了几个改进的团簇形成和反馈的处方，然后使用一个大的银河系质量星系的宇宙学模拟套件测试这些更新。我们进行了差异分析，目的是了解每个更新如何影响星团人口。两个关键参数是超新星反馈的动量提升$f_{\mathrm{boost}}$和每自由落体时间的恒星形成效率$ε_{\mathrm{ff}}$。我们发现，$f_{\mathrm{boost}}$对银河系恒星形成率有很强的影响，较高的值导致较少的恒星形成。效率$ε_{\mathrm{ff}}$对整体恒星形成率没有显著影响，但会显著改变星团的性质，随着$ε_{\mathrm{ff}}$的增加，星团的最大质量会增加，星团内恒星的年龄分布会缩短，综合恒星形成效率也会提高。我们还探讨了观测到的星系团质量函数的红移演化，发现大多数大质量星系团都是在高红移$z>4$处形成的。外推到$z=0$的星系团破裂与银河系球状星团质量函数和年龄-金属丰度关系都有很好的一致性。我们的研究结果强调了利用星系的小尺度性质来校准恒星团簇形成和反馈的亚网格模型的重要性。
2022-04-25 astro-ph.GA
Testing MOG theory in the Milky Way
我们采用著名的“旋转曲线”方法，在银河系内对约翰·莫法特的修正引力理论（MOG）进行了检验。我们使用动态的磁盘内观察到的示踪剂，以确定引力势的函数的galactocentric距离，并比较，与潜在的，预计将产生的可见光的组成部分（恒星和气体）根据不同的“口味”的MOG理论，利用国家的最先进的设置观察到的示踪剂和重子形态。我们的分析表明，在原始和修改后的版本（考虑到自洽的评价银河系质量），该理论未能再现所观察到的旋转曲线。我们的结论是，在目前的提法，MOG理论是能够解释所观察到的银河系的旋转曲线。
2018-10-16 astro-ph.GA gr-qc
Testing modified Newtonian dynamics in the Milky Way
修正牛顿动力学（Modified Newtonian Dynamics，MOND）是一种经验理论，最初被提出来解释螺旋星系的旋转曲线，通过修改引力加速度，而不是通过调用暗物质。在这里，我们使用最新的编译银河系的运动示踪剂和银河系中重子分量的形态的全面收集MOND的限制。特别是，我们发现对于所研究的任何重子模型，所谓的“标准”插值函数都不能同时解释银河系和外星系的自转曲线，而对于某些重子模型，所谓的“简单”插值函数则可以解释。即将到来的天文观测将完善我们对重子形态的认识，并最终确认或排除MOND在银河系中的有效性。我们还提出了MOND类理论的限制，而不作任何假设的插值函数。
2015-10-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Halo expansion in cosmological hydro simulations: towards a baryonic solution of the cusp/core problem in massive spirals
冷暗物质模型的一个明确预测是在所有质量尺度上存在尖状暗物质晕密度分布。这是不符合观察到的旋转曲线的旋涡星系，挑战小尺度上，否则成功的CDM范例。本文采用高分辨率的宇宙流体动力学模拟方法研究了耗散过程对类银河天体（M~ 1 e12 Msun）中暗物质内部分布的影响。我们的模拟包括超新星反馈，以及大质量恒星在爆炸成为超新星之前的辐射压力的影响。增加恒星反馈的结果在膨胀的暗物质晕，而不是收缩相对于N体模拟。重子能够擦除暗物质的尖形分布，在一个巨大的银河状晕的中心几千秒差距处产生一个平坦的、核心的、暗物质密度分布。的配置文件是很好的拟合Burkert配置文件，拟合参数与观察一致。此外，我们得到平坦的旋转曲线以及扩展，指数恒星盘配置文件。虽然我们获得的恒星盘仍然部分太厚，不像MW薄盘，但这项初步研究表明，重子分量中有足够的能量可以改变大质量盘星系中的暗物质分布，为长期存在的尖点与核心问题提供了可能的解决方案。
2011-11-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Globular clusters as tracers of the host galaxy mass distribution: the Fornax dSph test case
天炉座矮球状星系是银河系中最大的卫星星系，被认为是嵌入在一个巨大的暗物质晕中，也是银河系中唯一拥有五个球状星团的卫星星系。有趣的是，它们的估计质量、年龄和位置似乎很难与$Λ$ CDM方案中预期的显著暗物质成分的存在相兼容。事实上，如果天炉座有一个具有标准密度分布的CDM晕，那么它的所有球状星团都应该在很多年前由于动力学摩擦而沉入银河系中心。因此，一些作者提出，最大质量的星团可能是在天炉座形成的，后来被潮汐捕获。在本文中，我们调查过去的天炉座GC系统的演化，使用最近开发的，半解析处理的动力学摩擦和直接$N$体模拟的轨道演化的球状星团内的天炉座和天炉座星系周围的银河系。我们的研究结果表明，一个“原位”的起源，所有的集群是可能的，如果他们的观察位置接近他们的空间和他们的轨道几乎是圆形的。此外，银河系似乎加速了GC衰变，减少了$15\%$的衰变时间。然而，我们的研究结果表明，GC的生存概率超过$50\%$，即使在尖形密度分布的情况下。我们的结论是，需要更详细的数据来阐明天炉座的暗物质的内容，区分尖状或核心的配置文件。
2016-07-28 astro-ph.GA
Recovering the infall mass for Milky Way satellite galaxy Sextans
Institute of Astronomy, School of Physics, Zhejiang University（浙江大学物理学院天体物理研究所）；Purple Mountain Observatory（紫金山天文台）；Center for Cosmology and Computational Astrophysics, Zhejiang University（浙江大学宇宙学与计算天体物理中心）
通过N体模拟研究塞塔恩星系的自由落体质量，揭示其暗物质与恒星动力学关系及形成历史。
2026-03-09 astro-ph.GA
Globular clusters as probes of dark matter cusp-core transformations
矮星系中爆发性的恒星形成可以慢慢地将陡峭的暗物质尖端转变为恒定密度的核心。我们探讨的可能性，球状星团（GC）保留了这种转变的动态记忆。为了验证这一点，我们使用nbody6df代码来模拟GC的动态演化，包括恒星演化，在静态和随时间变化的潜力为哈勃时间的轨道。我们发现，GC内的核心暗物质晕，或在一个光环，经历了一个尖核转换，增长到一个大小，是实质上大于（$R_{\rm eff} > 10$ PC）比静态尖暗物质晕。它们产生的潮汐碎屑也少得多。我们发现，最干净的信号的一个历史性的尖核转换是存在的大型GC潮汐碎片。然而，这种影响很小，在真实的星系中观察将是一个挑战。最后，我们定性地比较了我们模拟的GC与观测到的GC人口在天炉座，NGC6822，IKN和人马座矮星系。我们发现，在这些矮星系的GC系统更大（$\langle R_{\rm eff}\rangle \simeq 7.8$ pc），并有实质上更多的分散在他们的大小，比原位金属丰富的GC在银河系和年轻的大质量星团形成的M83（$\langle R_{\rm eff} \rangle \simeq 2.5$ pc）。我们表明，在矮星系的GC的大小，分散和生存都是一致的，他们已经在一个恒定的密度核心，或潜力，经历了一个尖核转换，但不是在一个暗物质尖。
2019-09-10 astro-ph.GA
Heating of Milky Way disc Stars by Dark Matter Fluctuations in Cold Dark Matter and Fuzzy Dark Matter Paradigms
虽然在宇宙学尺度上非常成功，但冷暗物质（CDM）模型预测了矮星系中未观测到的过密“尖点”，并高估了它们的形成速率。我们考虑一个超轻的轴子一样的标量玻色子，承诺在银河系尺度上减少这些观测的差异。该模型被称为模糊暗物质（FDM），通过宏观量子压力避免了尖点，抑制了小尺度能量，并延迟了星系形成。我们比较的超轻轴子组成的银河系暗物质晕的子结构和密度波动的传统CDM的结果。除了自引力子晕外，FDM还包括由量子干涉图案形成的非维里化过密小波，这是星系盘的有效热源。我们发现，在太阳附近，小波加热是足够的，以使最古老的磁盘恒星的速度色散$\sim 30 \: \mathrm{km} \: \mathrm{s}^{-1}$在哈勃时间内，如果能量不从光盘丢失，速度色散增加与恒星年龄为$σ_D \propto t^{0.4}$与观测。此外，我们计算的半径依赖的速度色散和相应的规模高度所造成的加热的动力学子结构在CDM和FDM的确定，这些影响将产生一个耀斑，终止银河系光盘在$15 - 20 \: \mathrm{kpc}$。虽然加厚盘的来源是未知的，加热由于扰动所造成的黑暗的子结构不能超过总盘速度色散。因此，这项工作提供了$m_a > 0.6 \times 10^{-22} \mathrm{eV}$的FDM颗粒质量的下限。此外，FDM小波与此颗粒质量应被认为是一个可行的机制，产生所观察到的光盘增厚随时间的…
2019-02-21 astro-ph.GA
The missing ultra-faint satellites of the Milky Way
Durham University（杜伦大学）；University of Victoria（维多利亚大学）
通过高分辨率模拟研究银河系卫星 population，发现大量暗淡矮星系缺失，推测其因处于暗物质晕的密集区域而得以存活。
2026-10-22 astro-ph.GA
Observational constraints on the formation and evolution of the Milky Way nuclear star cluster with Keck and Gemini
由于它的接近，银河系核星团为我们提供了丰富的数据，而这些数据在其他星系核中是不可用的。特别是，通过自适应光学，我们可以观察单个恒星的详细特性，这可以深入了解星团的起源和演化。我们总结工作的基础上，在凯克和双子座望远镜的成像和光谱观测银河系中心的中央秒差距。这些观测包括二维的恒星位置和三维的速度。光谱观测还可以测量单个恒星的物理性质，如光谱类型，在某些情况下还可以测量有效温度、金属丰度和表面重力。我们提出了我们的最新测量的密度分布和光度函数的年轻和年老的恒星在这个地区的审查。这些观测结果显示了一个复杂的恒星星族，一个年轻的（4 - 6百万年）致密星团位于0.5 pc的中央，嵌入一个更老、更大质量的核星团中。令人惊讶的是，古老的晚型巨星并没有像理论工作所预期的那样显示出尖点轮廓。缺尖点问题的解决可能会为我们提供深入了解集团的动力学演化。最后，我们还讨论了最近的工作，在这个地区的恒星的金属丰度，以及它们如何可能被用来追踪它们的起源。有核星团的金属丰度（[M/Fe]）变化很大。大多数恒星的金属丰度高于太阳，约6%的恒星具有[M/Fe] $< -0.5$。这些观测结果表明，NSC并不是由我们今天看到的球状星团构成的。核心星团的形成更可能是源于银河系盘面的气体向内迁移。
2016-10-10 astro-ph.GA
Dark matter density profiles of the Milky Way satellite population: reconciling simulations and observations
Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC)（加那利天体物理研究所）；Universidad de La Laguna（拉古纳大学）
研究银河系卫星群体暗物质密度分布，通过动力学建模与CDM流体动力学模拟对比，在可观测半径评估模拟斜率，发现观测和模拟星系有质量依赖的核心形成趋势，多数系统模拟与观测相符，固定半径评估斜率改善一致性，Willman 1是异常值。
2026-10-23 astro-ph.GA
Constraining the dark cusp in the Galactic Center by long-period binaries
星系核中的大质量黑洞（MBH）被高密度的星团包围，其质量主要集中在难以探测的微弱恒星和致密的残余物中。这样的暗尖点控制着MBH附近的动力学：银河系中心（GC）的暗尖点会强烈影响那里的广义相对论的轨道测试;在宇宙尺度上，暗尖点设定了螺旋进入MBH的致密残留物的引力波发射事件的速率，它们修改了潮汐破坏事件的速率，这里只列出一些影响。最近发现的一颗长周期大质量年轻双星（P_12 <~ 1年，M_12 ~ O（100 M太阳），T_12 ~ 6 × 10^6年），距离银河系MBH仅~0.1 pc（Pfuhl等人，2013年），在2体弛豫时间尺度上设定了下限，min t_rlx ~（P_12/M_12）^（2/3）T_12 ~ 10^7 yr，相应地，基于该双星在黑暗尖点的蒸发中存活下来，恒星数密度的上限为max n ~ few x 10^8/<M_star^2> 1/pc^3。然而，保守的动力学估计（排水极限）意味着t_rlx > O（10^8）yr。这样的大质量双星，因此太短暂，紧紧束缚约束一个密集的放松黑暗的尖点。我们在这里详细探讨了使用较长周期、质量较小、寿命较长的双星（P_12 ~几年，M_12 ~ 2-4 M_sun，T_12 ~ 10^8-10^10年）探测暗尖点的方法，这些双星目前刚好低于探测阈值，并发展了一个框架，将它们未来在GC中的巨星中的探测转化为动力学约束。
2013-08-30 astro-ph.GA
Testing formation mechanisms of the Milky Way's thick disc with RAVE
我们研究了径向速度实验（RAVE）中观测到的恒星厚盘样本的偏心率分布，并将其与Sales等人（2009）编制的文献中厚盘形成的四种模拟（卫星吸积，合并期间原始薄盘的加热，径向迁移和富含气体的合并）进行了比较。我们发现，我们的样品的分布是在低偏心率的峰值和平稳下降，而陡峭的高偏心率。该分布对于距离、薄圆盘污染和所使用的特别厚的圆盘样品的变化相当稳健。我们的结果是不一致的纯吸积模拟的预期，因为我们发现，当地厚盘星的动力学意味着大多数必须形成“原位”。在探索的其余模型中，我们恒星的偏心率分布似乎与富含气体的合并情况最一致。
2010-09-10 astro-ph.GA
The coupling between the core/cusp and missing satellite problems
我们计算的能量，重子必须注入冷暗物质（CDM）晕，以消除中心发散DM尖点相关的矮球状星系（dSphs）的观测尺度。我们估计，通常与银河系dSphs（M_vir/M_ \odot \sim 10^{9-10}）相关的CDM晕需要ΔE/erg \sim 10^{53-55}，才能在与这些星系的发光大小相当的尺度上形成核心。虽然超新星II（SNeII）爆炸原则上可以产生这种能量，但实际贡献受到发光卫星丰度所暗示的低恒星形成效率的限制。考虑到清洁发展机制众所周知的“核心/尖点”和“缺失卫星”问题对恒星形成效率提出了相反的要求，现有的观测证据表明，在最明亮的dSphs中存在大核心，这就要求清洁发展机制模型援引以下的某种组合：（i）有效（有序统一）SNe II能量耦合到暗物质粒子中，（ii）恒星形成历史在出乎意料的高红移（z>6）处达到峰值，（iii）头重脚轻的恒星IMF，和/或（iv）大量的卫星中断或其他随机效应，以减轻子结构丰度的限制。我们的模型表明，CDM问题之间的紧张关系在小尺度上会增加，如果核心DM配置文件被发现在较暗的矮星。
2012-09-19 astro-ph.GA
Gas Loss by Ram Pressure Stripping and Internal Feedback From Low Mass Milky Way Satellites
银河系矮卫星的演化受到冲压压力和潮汐剥离的组合以及来自大质量恒星的内部反馈的影响。我们调查气体损失过程中最小的卫星银河系使用三维，高分辨率，理想化的风洞模拟，占气体损失通过冲压压力剥离和驱逐超新星反馈。使用适合于像狮子座T矮星系的初始条件，我们调查是否环境气体剥离和内部反馈可以淬火这些低质量星系的预期时间尺度，短于2 Gyr。我们发现，超新星反馈有助于这些低恒星形成率星系的剥离率可以忽略不计。然而，我们也发现，冲压压力汽提效率低于预期的剥离方案，我们认为。我们的工作表明，虽然冲压压力剥离最终可以完全剥离这些星系，其他物理学很可能在发挥协调我们计算的剥离时间与快速淬火时间尺度推导出的低质量银河系矮星系的观测。我们讨论了额外的物理可能在这种情况下发挥的作用，包括主机卫星潮汐相互作用，核心与尖暗物质配置文件，再电离和卫星预处理。我们的结论是，这些物理一起适当的会计是必要的，以了解低质量的银河系卫星淬火。
2016-05-09 astro-ph.GA
A Robust Determination of Milky Way Satellite Properties using Hierarchical Mass Modeling
我们介绍了一种新的方法来确定质量分布，以及整体分布，本群卫星星系。具体来说，我们采用了统计多级建模技术，贝叶斯分层建模，同时限制个别本地集团银河系卫星星系的属性和银河系卫星人口的特点。我们表明，这种方法减少了个别矮星系质量测量的不确定性最微弱的星系的几个因素。我们发现，银河系卫星的分布推断的分析，除了明显缺乏高质量的晕，是符合的拉姆达冷暗物质（拉姆达CDM）的范例。特别是，我们发现，无论是测量的最大圆速度和半径之间的关系，在这个速度，以及推断的质量之间的关系在300秒差距和光度，相匹配的最大圆速度低于20公里/秒的晕的Lambda-CDM模拟预测的值。也许更引人注目的是，这项分析似乎表明，这些星系共享一个更尖的“平均”晕形状。虽然这项研究调和了许多观测到的银河系卫星分布的特性与Lambda CDM模拟，我们发现，仍然有一个赤字的卫星的最大圆周速度为20-40公里/秒。
2015-06-19 astro-ph.GA
Testing MOdified Gravity (MOG) theory and dark matter model in Milky Way using the local observables
在本文中，我们研究了另一个替代暗物质的理论--修正引力理论（MOG），通过测试它在垂直和横向上用重子物质描述银河系局域动力学的能力。MOG的目的是解释星系和星系团的动力学，而不需要暗物质。我们使用本地观测数据，如垂直色散，旋转曲线，面密度和数密度的恒星在银河系中，获得的MOG和MW的重子分量的参数，通过实施贝叶斯方法的参数估计的基础上的马尔可夫链蒙特卡罗方法。我们比较我们的结果与MW的暗物质模型。MOG和CDM两种模型都能很好地描述本地MW内恒星的自转曲线和垂直动力学。在该分析中，MOG自由参数的最佳值为$α= 8.99 \pm 0.02 $和$μ=0.054\pm 0.005$ kpc $^{-1}$。同时，我们还得到了广义gNFW模型在暗物质模型中的参数。我们从MOG得到的最佳隆起质量值是$(1.06 \pm 0.26)\times10^{10}\rm M_{\odot}$，这与从微透镜观测得到的估计一致。
2020-06-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
The impact of dark matter cusps and cores on the satellite galaxy population around spiral galaxies
利用N体模拟研究了发散（即"尖"）暗物质（DM）轮廓对矮球状星系（dSphs）潮汐演化的影响。我们的模型假设宇宙学动机的初始条件下，dSphs是DM占主导地位的系统偏心轨道上的主机星系组成的暗晕和重子盘。我们发现，弹性dSphs潮汐剥离是非常敏感的晕cuspiness，而矮星的核心配置文件可以很容易地被破坏的主机盘，那些与尖总是保留一个绑定的残余。对于一个给定的晕轮廓的演化的结构参数驱动的潮汐是完全控制的总质量损失。这些信息是用来构建一个半解析代码，模拟假设不同的晕配置文件和光盘质量的螺旋星系的层次建设。我们发现，潮汐遇到光盘往往会减少卫星的平均质量在所有的银河中心半径。有趣的是，在再电离（z> 6）之前吸积的卫星，这可能是由异常的金属丰度模式挑选出来的，只有当晕是尖的时才能存活。我们发现，从银河系（MW）矮星建立的大小-质量关系强烈支持在大多数这些系统中存在尖点，因为核心模型系统地低估了已知超暗dSphs的质量。我们的模型还表明，一个巨大的M31盘可以解释为什么它的许多dSphs低于大小质量关系来自MW dSphs。我们用我们的模型来限制DM晕中恒星形成被抑制的质量阈值，发现明亮的卫星必须吸积质量在10^8 - 10^9 M_sol以上，才能解释在MW矮星中观察到的尺寸-质量关系。
2010-05-28 astro-ph.GA
A new Fokker-Planck approach for relaxation-driven evolution of galactic nuclei
提出了一种基于一维Fokker-Planck方程的球形各向同性恒星系统碰撞演化的数值模拟方法。一个新颖的方面是，我们使用相体积作为参数的分布函数，而不是传统上使用的能量，这有利于解决方案。公开可用的代码PhaseFlow实现了Fokker-Planck方程的高精度有限元方法，并且可以处理多组分系统，可选地具有中心黑洞并考虑损失锥效应和恒星形成。我们讨论的能量平衡的一般设置，并在应用程序的Bahcall-Wolf尖围绕一个中心黑洞，我们得到一个微扰的解决方案。我们强调，尖点是不是一个稳态结构，而是在振幅的演变，同时保留了约$ρ\propto r^{-7/4}$密度分布。最后，我们将该方法应用于银河系的核星团，并说明了一个可能的演化情景，在该情景中，一个由较轻的主序星和恒星质量黑洞组成的双组分系统在较重的组分中发展出一个Bahcall-Wolf尖点，在较轻的可见组分中发展出一个较弱的$ρ\propto r^{-3/2}$尖点，在几个Gyr的周期内。现今的密度分布与最近发现的中央秒差距内的温和尖点是一致的，并且对初始条件弱敏感。
2017-09-13 astro-ph.GA
Around The Way: Testing $Λ$CDM with Milky Way Stellar Stream Constraints
最近对银河系5和GD-1潮汐流的分析表明，银河系内部的暗物质晕接近于球形，与宇宙结构形成的无碰撞N体模拟的预测相矛盾。我们使用厄里斯模拟测试相结合的耗散物理和层次结构的形成是否可以产生银河系般的星系，其暗物质晕匹配的潮汐流约束GD-1和GD-5集群。我们使用模拟的厄里斯星系的动力学模型来产生GD-1和1955潮汐流的许多实现，边缘化的集群银河系中心的位置和速度的观测不确定性，并与观测约束比较。我们发现，重子和暗物质贡献的厄里斯的总密度和潜力满足现有的银河系恒星流数据的约束，因为重子都轮和重新分配的暗物质在星系的耗散形成，并提供一个集中的质量分布，轮内部潜力。厄里斯暗物质晕或球形Navarro-Frenk-White暗物质在模拟流数据时工作得很好。相比之下，等效的暗物质-只有ErisDark模拟产生一个长晕，不能再现所观察到的流数据。正在进行的盖亚任务将提供决定性的测试之间的一致性$Λ$ CDM和银河系流，并应区分像厄里斯和更多的球形晕模型。
2018-04-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cored galaxies in cuspy dark matter halos
Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利天体物理研究所）；Universidad de La Laguna（拉古纳大学）；University of Victoria（维多利亚大学）；Carnegie Mellon University（卡内基梅隆大学）；University of Surrey（萨里大学）
通过光度数据研究矮星系和超弱矮星系的内恒星密度分布，探讨核心型分布是否需要非尖峰暗物质晕，发现弱核心分布可与尖峰暗物质分布一致，但强核心分布不一致，且投影难以区分。
2025-12-17 astro-ph.GA
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
Composition of the galactic center star cluster
利用自适应光学窄带光谱能量分布对银河系核心星团进行了星族分析。我们找到了强有力的证据，缺乏恒星尖和相似的晚型光度函数的凸起KLF。
2010-01-29 astro-ph.GA
DELVE-ing into the Milky Way's Globular Clusters: Assessing extra-tidal features in NGC 5897, NGC 7492, and testing detectability with deeper photometry
本研究基于DELVE第二次数据发布搜索球状星团潮汐外特征，发现NGC 5897的潮汐外包层与NGC 7492的相关初步证据，验证其潮汐瓦解成因并评估LSST的探测能力。
2025-11-19 astro-ph.GA
Modeling the orbital histories of satellites of Milky Way-mass galaxies: testing static host potentials against cosmological simulations
本研究利用FIRE-2宇宙学重子模拟检验静态轴对称宿主势反演卫星轨道的可靠性，发现群体平均偏差较小，但单颗卫星的近期与早期轨道参数分别存在约20%及40%–80%的不确定性。
2023-12-08 astro-ph.GA
The Milky Way satellite galaxy Leo T: A perturbed cored dwarf
本研究使用 {\sc ramses} 流体动力学模拟重现了银河系矮星系 Leo T 中恒星与气体的偏移现象，发现温和恒星风与扩展核暗物质轮廓共同作用能最好地解释观测特征，并预测此类非平衡子结构在有核低质量矮星系中可长期存在。
2024-11-13 astro-ph.GA
Measuring the alpha-abundance of subsolar-metallicity stars in the Milky Way's central half-parsec: testing globular cluster and dwarf galaxy infall scenarios
虽然银河系核心星团已经被广泛研究，但它是如何形成的还不确定。研究表明，它包含一个太阳和超太阳的金属丰度人口，可能已经形成的现场，随着太阳下的金属丰度人口，可能已经形成了通过合并的球状星团和矮星系。恒星丰度测量对于区分不同的形成情景至关重要。我们提出了新的测量[ $M/H$ ]和$α$ -元素丰度[ $α/Fe$ ]的两个太阳下的金属量恒星在银河系中心。这些观测是用自适应光学辅助高分辨率（R= 24，000）光谱仪NIRSPEC在K波段（1.8 - 2.6微米）进行的。这是第一次对银河系核星团中亚太阳金属丰度恒星的$α$元素丰度进行测量。我们测量[ $M/H$ ]= $-0.59\pm 0.11$，[ $α/Fe$ ]= $0.05\pm 0.15$和[ $M/H$ ]= $-0.81\pm 0.12$，[ $α/Fe$ ]= $0.15\pm 0.16$的两颗恒星在银河系中心的不确定性占主导地位的光谱模板的系统不确定性。恒星的[$α/Fe$]介于球状星团和矮星系的[ $α/Fe$ ]之间，具有相似的[ $M/H$ ]值。它们的丰度与核星团中的大部分恒星非常不同。这些结果表明，银河系核星团中的亚太阳金属丰度群体可能起源于下落的矮星系或球状星团，不太可能在原地形成。
2021-12-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Re-examining the Too-Big-To-Fail Problem for Dark Matter Haloes with Central Density Cores
最近的研究发现，围绕矮球状星系（dSphs）的暗物质（DM）暗晕的密度明显低于宇宙学模拟中银河系大小星系周围最大质量暗晕的密度，即所谓的“太大而不能倒”（TBTF）问题。一个警告以前的工作一直被认为是黑暗的子结构包含在DM晕中心陡峭的密度尖点，即使DM晕的中心密度结构仍在争论中。在这项研究中，我们重新研究了模型的DM密度结构的核心或浅尖点的TBTF问题。我们的分析表明，TBTF问题得到缓解的对数斜率的中心尖点变得更浅。我们发现，TBTF问题是避免的，如果周围dSphs的DM晕的中心尖点比$r^{-0.6}$浅。
2014-10-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Testing Dark Matter and Modifications to Gravity using Local Milky Way Observables
银河系自转曲线通常被认为是暗物质存在的第一个有力证据。然而，即使存在暗物质晕，其他星系尺度的观测，如重子塔利-费舍尔关系和径向加速度关系，仍然很难解释。这激发了对引力的远距离红外修正，作为暗物质假设的替代方案，以及具有类似现象学的各种DM理论。一般来说，标准的传说是，任何简化为银河系尺度上的修正牛顿动力学（MOND）现象学的模型基本上解释了所有的银河系尺度观测值。我们提出了一个框架，以测试这一声明，使用当地的银河系观测，包括垂直加速度场，旋转曲线，重子表面密度，和恒星盘的配置文件。我们专注于预测重力标量放大的模型，即，增加幅度但不改变重力加速度方向的模型。我们发现，相对于简单的暗物质晕模型，这种类型的模型并不受欢迎，因为银河系数据需要大幅放大径向加速度，而几乎不放大垂直加速度。我们的结论是，模型的结果在MOND一样的力量的斗争，同时解释在银河系附近的恒星的旋转速度和垂直运动。
2019-09-12 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
High angular resolution integral-field spectroscopy of the Galaxy's nuclear cluster: a missing stellar cusp?
我们报告的核星团的结构在最里面的0.16 pc的银河系测量的数密度分布的晚型巨星。使用激光导星自适应光学结合的积分场摄谱仪，OSIRIS，在凯克II望远镜，我们能够区分老年人，晚型（$\sim$ 1陀螺仪）的明星，这被假定为动态放松，和未放松的年轻（$\sim$ 6百万年）人口。这种区别是至关重要的测试模型的恒星尖点形成附近的一个黑洞，因为模型假设，尖点恒星在动态平衡的黑洞潜力。仅以晚型星为基础，表面恒星数密度剖面$Σ(R) \propto R^{-Γ}$是平坦的，具有$Γ= -0.27\pm0.19$。可能的去投影体积密度曲线n（r）$\propto r^{-γ}$的蒙特卡罗模拟表明，在99.73%置信水平下，$γ$小于1.0。这些结果与没有尖点的核星团一致，核心轮廓比大多数尖点形成理论预测的要平坦得多，甚至允许在恒星分布中存在中心孔。可能的动力学相互作用，可以导致在这次调查中观察到的红巨星的耗尽-恒星碰撞，恒星残余物的质量分离，或最近的合并事件-质量分离是唯一一个可以排除的主要耗尽机制。超大质量黑洞周围缺乏恒星尖点，这将对黑洞生长模型和基于恒星分布的黑洞存在的推论产生重要影响。
2009-08-03 astro-ph.GA
The density profile of Milky Way dark matter halo constrained from the OGLE microlensing sky map
本研究利用OGLE微引力透镜天图数据，结合暗物质晕核/尖点轮廓与MDMS占比建模，在68%置信度下探测到银晕中心282秒差距的核，并可同时约束MDMS占比与核尺寸且无强简并。
2024-12-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Ursa Major III/UNIONS 1: the darkest galaxy ever discovered?
本研究通过 $N$ 体模拟分析极暗弱银河系卫星 UMa3/U1 的潮汐存活与速度弥散，论证其很可能由致密暗物质晕稳定，是迄今最暗、最致密的矮星系候选体。
2024-02-24 astro-ph.GA
Star Formation in the Central Molecular Zone of the Milky Way
中央分子带（英语：Central Molecular Zone，CMZ）是银河系内部几百秒差距内的环状分子气体聚集区，由银河系棒驱动的物质向内输送而产生。CMZ是银河系中最极端的恒星形成环境。大尺度动力学和极端星际介质条件的独特组合，以高密度，温度，压力，湍流运动和强磁场为特征，使CMZ成为测试当前恒星和行星形成理论的理想区域。我们回顾了该领域最近的观测和理论进展，并结合这些绘制一个全面的，多尺度和多物理图片的物质和能量的循环在最近的星系核恒星形成的背景下。
2022-03-21 astro-ph.GA
Stellar Density Profiles of Dwarf Spheroidal Galaxies
我们应用一个灵活的参数模型，广义普卢默配置文件的组合，推断银河系的卫星矮球状星系（dSphs）的恒星密度分布的形状。我们将此模型应用于40 dSphs，使用来自斯隆数字巡天，PanStarrs-1巡天，暗能量巡天和暗能量相机遗产巡天的恒星计数。使用模拟数据，我们研究与建模假设相关的系统误差，并确定条件下，我们的模型可以识别“非标准”的恒星密度分布，有中央尖点和/或陡峭的外斜坡。将我们的模型应用于真正的矮椭球体，我们没有找到证据，中央尖密度分布在15个银河系卫星，我们的测试与模拟数据表明，将有足够的可探测性。我们确实在几个dSphs-Fornax，Leo I，Leo II和Reticulum II-中检测到陡峭的（相对于标准的Plummer模型）外部轮廓，这可能指向这些对象的不同进化途径。然而，恒星密度分布的外斜率与其他观测到的星系性质还没有明显的相关性。
2020-03-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Testing MOND using the dynamics of nearby stellar streams
本文在MOND框架下对银河系Helmi流两个团块进行轨道积分，发现它们仅约100 Myr即瓦解，表明当前MOND无法解释该观测结构，并指出恒星流可用于检验其他替代引力模型。
2024-06-13 astro-ph.GA
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
Testing Photometric Diagnostics for the Dynamical State and Possible IMBH presence in Globular Clusters
表面测光是确定星团动力学状态的必要工具。我们产生现实的HST类图像从N-体模型的星团和没有中央中间质量黑洞（IMBHs），以测量其表面亮度轮廓。这些模型包含约600，000颗独立的恒星，质量在总质量的0%到2%之间的各种黑洞，并在哈勃时间内进化。我们测量表面亮度和恒星计数的配置文件，以测试中等质量的黑洞的中心对数斜率，核心半径和半光半径的影响。我们使用这些量来测试诊断工具的存在，中央黑洞使用测光。我们发现，唯一的模型，显示中心浅尖与对数斜率之间的-0.1和-0.4是那些包含中心黑洞。因此，中心对数斜率似乎是一个很好的方法来选择集群怀疑包含中等质量的黑洞。具有陡峭中央尖点的星系团绝对可以被排除在IMBH的宿主之外。对于没有发生核心坍缩的星系团和含有中心黑洞的星系团，测量的r_c/r_h比具有相似的值。我们注意到观测到的银河系球状星团的中心斜率和r_c/r_h值的跨度比我们模拟的星团大，并提出了可能的原因，可以解释这一点，并有助于改善未来的模型。
2011-08-22 astro-ph.GA
Determination of the best dark matter profile for the Milky Way with Gaia DR3 using Bayesian Model Comparison
IIT Hyderabad（印度理工学院海德拉巴分校）
通过贝叶斯模型比较分析，利用Gaia DR3数据确定描述银河系旋转曲线的最佳暗物质模型，比较了三种不同的恒星模型和七种不同的暗物质模型，发现Einasto分布比NFW分布更受青睐，且核心暗物质分布优于NFW分布，同时发现MOND模型拟合效果不如暗物质模型。
2026-05-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dark Matter Heating and Early Core Formation in Dwarf Galaxies
我们提出了更多的结果，从一组孤立的矮星系，已被证明再现所观察到的恒星质量和冷气含量，解决恒星形成的历史，并在本地体积的矮金属丰度的完全宇宙学LCDM模拟。在这里，我们调查的能量和时间表的尖点核心转变。正如以前的工作所建议的那样，超新星驱动的气体流出会去除暗物质（DM）尖点，并在所有恒星质量超过1 e6 Msun的系统中产生kpc大小的核心。“DM核心质量去除效率”-每单位恒星质量喷射的暗物质-今天的范围从几个到十几个，并随着主机质量的减少而增加。由于矮星在红移1之前形成了大部分的恒星，并且DM加热和核心形成所需的工作量约为Mvir^{5/3}，DM尖点的解束缚很早就开始了，核心轮廓的形成并不像以前声称的那样在能量上繁重。尖点中的DM粒子在吸收了超新星释放的百分之几的能量后，通常会迁移到2-3个核心半径。模拟的“害羞鬼”和“Doc”矮星的内部暗物质质量分布的现今斜率，Gamma=d log M/dlog R=2.5-3，与在明亮的天炉座和玉夫座矮椭球体中测量的结果相似。没有一个模拟的星系在内部1 kpc的圆速度剖面超过20 km/s，这意味着超新星反馈是解决银河系subhalos“太大而不能失败”问题的关键。
2014-06-05 astro-ph.GA
The impact of Gaia on our understanding of the Vast Polar Structure of the Milky Way
银河系（MW）被卫星星系，星团和流的巨大极地结构（VPOS）所包围。对最亮的MW卫星的自行测量表明，它们主要沿着VPOS共轨。这与动态稳定结构一致。假设与VPOS对准的所有卫星也沿着该结构共轨，允许凭经验预测它们的系统自行。要测试远距离的卫星星系的预测，需要高精度的自行测量，例如使用哈勃太空望远镜。然而，对于附近的MW卫星，盖亚将允许测试这些预测，特别是对于卫星的统计样本，因为几乎所有卫星都存在自行预测。这将阐明如何旋转支持的VPOS。此外，盖亚将发现银河系的结构，特别是恒星流。它们与VPOS的一致程度可能进一步限制其稳定性和性质。
2017-10-26 astro-ph.GA
