Capture and Annihilation of Dark Matter in Milky Way Globular Clusters
Amit Misra, Glenn Starkman, J. Christopher Mihos
由于捕获分数的数值评估中存在严重错误，论文已被撤回。
Paper has been withdrawn due to a critical error in the numerical evaluation of the capture fraction.
机构、总结、中文摘要均由AI分析而来，可能存在错误，请以论文正文为准。
继续探索
Two Epochs of Globular Cluster Formation from Deep Fields Luminosity Functions: Implications for Reionization and the Milky Way Satellites
我们银河系中球状星团的年龄已知的精确度约为\pm 1 Gyr，因此它们在红移z>~3时的形成，以及它们在等级宇宙学和星系际介质再电离中的作用仍然相对不确定。本文分析了球状星团的形成对哈勃超深场观测到的高红移星系的静止坐标系紫外光度函数和紫外连续谱斜率的影响。我们发现，大多数现今的球状星团形成于两个不同的时期：在红移z ~ 2-3和在红移z>~6。原始GC系统的诞生产生了星系LF的陡峭，昏暗的斜坡，并且因为原始GC的亮度在形成后5百万年消退，它们的蓝色与观测非常一致。我们的研究结果表明：i）大部分年龄>~12 Gyr的老球状星团（约占总星团的50%）形成于相对质量较大的矮星系中，红移z>~6; ii）原GC形成是这些矮星系中恒星形成的一种重要模式，并可能主导了再电离过程。这种情况的另一个后果是，一些质量最大的银河系卫星可能是暗淡的，但尚未被发现，因为潮汐剥离占主导地位的GC人口之前，显着剥离这些卫星的暗物质晕。这一设想可能会缓解CDM模拟和观测之间的一些剩余紧张关系。
Globular Clusters and Satellite Galaxies: Companions to the Milky Way
我们的银河系有许多同伴。这些伴星在引力作用下与银河系紧密相连，它们本身就是恒星系统。它们包括大约30个矮卫星星系（DSG）和大约150个球状星团（GC）。在这里，我们讨论的GC和DSG之间的关系，使用一个交互式的银河系的3D模型。
No globular cluster progenitors in Milky Way satellite galaxies
为了寻找银河系球状星团的可能祖先，我们对银河系中170个球状星团和11个典型的银河系卫星星系进行了轨道积分，并在银河系+卫星势中回溯了11 Gyr，包括MW对大麦云云的响应以及动力学摩擦对卫星星系的影响。为了评估可能的过去协会，我们设计了一个球状星团-卫星结合标准的基础上，卫星的潮汐半径和逃逸速度，我们测试球状星团与人马座矮星系和矮星系与大麦云云。对于这些，我们成功地恢复了以前的研究所强调的动力学协会，我们通过使用盖亚EDR 3数据推导出银河系的吸积时间。假设银河系球状星团是和一直免费的暗物质，因此由恒星单独组成，我们证明，没有任何球状星团显示任何明确的关联与8个经典矮球状星系，即使他们中的一大部分被认为是吸积。这意味着吸积的球状星团要么是作为现在被破坏的卫星星系的一部分进入的，要么是球状星团过去可能有暗物质晕--正如球状星团和矮星系之间类似的金属丰度所暗示的那样。
Clues on the Missing Sources of Reionization from Self-consistent Modeling of Milky Way and Dwarf Galaxy Globular Clusters
球状星团是古老恒星形成的独特痕迹。我们通过模拟银河系类型星系的球状星团种群的形成和动力学演化，利用Via Lactea II模拟的合并树，确定了整个宇宙时间内球状星团的形成效率。所有的模型都被限制在再现孤立矮星中观测到的球状星团的比频率和初始质量函数。球状星团的轨道，然后计算在一个随时间变化的引力势后，他们无论是吸积从卫星晕或形成在原位，在银河系晕。我们发现，银心距离和球状星团的金属丰度分布是非常敏感的球状星团的形成效率的红移和晕质量的函数。我们最精确的模型揭示了球状星团形成效率在z~2和z~7-12处的两个明显的峰值，并且倾向于形成效率随着晕质量的减少而适度增加，这与反馈调节恒星形成的预期相反。这个模型精确地再现了银河系中球状星团的位置、速度、质量函数、金属丰度分布和年龄分布，并预测约40%的球状星团是在银河系晕内原位形成的，而其他约60%是从大约20个Vc > 30 km/s的卫星矮星系中吸积而来的，约29%或所有的球状星团是在红移z > 7时形成的。这些结果进一步加强了球状星团的形成是高红移星系中恒星形成的一种重要模式的观点，并可能在星系际介质的再电离中发挥重要作用
Spectroscopy of M81 Globular Clusters
我们获得了M81中74个球状星团的光谱。这些球状星团在HST ACS I波段巡天中被确认为候选星团。这74个簇中有68个位于M81核的7'端。其中62个星系团被光谱学证实，使M81星系团的数量从46个增加到108个。我们确定了我们观察到的74个星系团的金属丰度使用基于银河系球状星团的经验校准。结合文献中的34个M81球状星团速度和33个金属丰度数据，对M81球状星团系统的运动学和金属丰度进行了分析。107个金属丰度样本的平均值为-1.06 +/-0.07，高于M31或银河系。我们怀疑这种高的平均金属丰度是由于我们的样品中富含金属的集群的HST I波段调查的空间限制造成的过度代表性。金属丰度分布显示双峰性的边缘证据，富金属和贫金属的峰值近似匹配M31和银河系。GC系统作为一个整体，和金属贫GC单独，显示径向金属丰度梯度的证据。M81球状星团系统整体上表现出强烈的自转迹象，整体的V_r（反投影）= 108 +/- 22 km/s。这个结果可能偏向于高旋转速度，因为富含金属的内部星系团的代表性过高。球状星团子群体的旋转模式与银河系的大致相似：小投影半径的星团和富含金属的星团旋转强烈，而大投影半径的星团和贫金属的星团显示出较弱的旋转证据。
Positron Annihilation in the Milky Way and beyond
本文研究了银河系中511 keV的电子正电子湮没γ射线信号，并探讨了可能的暗物质解释。如果所有的正电子都是由暗物质粒子湮灭产生的，那么银河系的卫星星系，显然是由暗物质主导的，也应该显示出可测量的511 keV信号。使用INTEGRAL/SPI，我们测试了39个邻近的矮卫星星系的发射，并发现了一致的趋势对暗物质的情况。其中一个星系，网状二号，显示为一个强大的湮灭发射源，我们解释为一个微类星体的存在，喷射成对的等离子体进入星系的星际介质。
A new distant Milky Way globular cluster in the Pan-STARRS1 3π survey
我们在银河系的外晕中发现了一颗新卫星，这是在全景巡天望远镜和快速响应系统1（Pan-STARRS1）巡天的堆叠光度表中发现的第一颗银河系卫星。根据MPG/ESO 2.2米望远镜上WFI的后续测光结果，我们认为该天体位于日心距离145 +/-17 kpc处，是迄今已知的最远的银河系球状星团。它的总星等为M_V =-4.3 +/-0.2，半光半径为20 +/-2 pc，具有我们银河系和仙女座星系外晕中发现的扩展球状星团的性质。这个遥远星团的发现表明，银河系球状星团系统的完整空间范围尚未得到充分探索。
Indirect Probes of Dark Matter and Globular Cluster Properties From Dark Matter Annihilation within the Coolest White Dwarfs
白矮星（WD）在其宿主晕内的轨道上捕获暗物质（DM）。这些被捕获的粒子可能随后湮灭，加热恒星核心并阻止WD冷却。与主序星相比，WD的势阱更深，核心温度更低。因此，DM蒸发是不太重要的WD和DM与质量$M_χ \gtrsim 100\, \kev$和湮灭截面的数量级低于典型的热截面（$\sigmav \gtrsim 10^{-46}\, \cm^3$ /s）可以显着改变WD冷却在特定的天体物理环境。我们考虑球状星团（GC）和矮星系中的WD。如果DM粒子的参数是已知的，那么GC中最冷的WD的温度可以用来限制星系团晕的DM密度（如果推断的密度是周围银河系的密度，甚至可能排除晕的存在）。最近，几个直接检测实验已经看到的信号，其起源可能是由于低质量DM。在本文中，我们表明，如果CRESST，DAMA，CDMS-Si和CoGeNT的这些主张可以解释为DM，那么NGC 6397的观测将该星团中DM的分数限制为$f_{\mathrm{DM}} \lesssim 10^{-3}$。这将是对现有3个数量级的限制的改进，并明确排除了该集群的显著DM光环。
The globular cluster system of the Milky Way: accretion in a cosmological context
我们研究了银河系的球状星团（GC）的空间分布中的平面排列的意义。我们发现，当分离的水平分支形态和金属丰度的基础上，最外的典型的年轻晕GC样品（在银河系中心半径超过10千秒差距）表现出各向异性的分布，可以等同于一个平面（24 +/- 4）千秒差距厚（rms）和倾斜8度+/- 5度的银河系盘的极轴。为了量化这个平面的重要性，我们确定了各向同性分布复制蒙特卡罗试验中观察到的分布的时间分数。在10 kpc的银河中心半径外，该平面在>95%的水平上保持显著性，在此半径内，空间分布明显各向同性。相比之下，10 kpc以外的旧晕样本的空间分布与各向同性分布很好地匹配。年轻晕球状星团的外表面与银河系的卫星星系的外表面在方向上是不可区分的。模拟显示，当周围大尺度结构的细丝进入银河系的势能时，卫星的平面排列可能会出现。因此，我们认为我们的结果是外部年轻晕球状星团人口吸积起源的直接观测证据。这一结论证实了众多的证据线，同样表明了一个吸积的起源，这组集群从推断集群的属性。
Does the gamma-ray signal from the central Milky Way indicate Sommerfeld enhancement of dark matter annihilation?
最近，Daylan等人（2014）指出，来自银河系中央的GeV伽马射线过剩信号可以解释为$\sim 40$ GeV暗物质通过$b\bar{b}$通道的湮灭。基于伽马射线通量的形态，暗物质密度剖面的最佳拟合内斜率是$γ=1.26$。然而，最近对银河系暗物质轮廓的分析支持$γ=0.6-0.8$。在这篇文章中，我们表明，GeV的伽马射线过剩也可以解释的索末菲增强的暗物质湮灭通过$b\bar{b}$通道与$γ=0.85-1.05$。我们约束的索末菲增强湮灭的参数，通过使用费米LAT的数据。我们还表明，从矮星系发射的伽马射线通量的预测一般满足费米-LAT探测到的伽马射线通量的上限。
The Milky Way's stellar streams and globular clusters do not align in a Vast Polar Structure
越来越多的证据表明，银河系的卫星星系中有相当一部分是在旋转支撑的卫星平面上排列的，这在星系形成的宇宙学模拟中是罕见的。有人认为银河系的其他子结构（即年轻的晕球状星团和恒星/气体流）同样倾向于与这个平面对齐，因此被称为巨大的极地结构（VPOS）。利用从盖亚数据推断的系统自行，我们发现，球状星团轨道极点不聚集在VPOS方向，虽然人口与最高的VPOS成员分数是年轻的晕星系团（~30%）。我们还提供了一个当前的恒星流普查，包括新的流发现使用暗能量调查和盖亚数据集，并发现恒星流法线也没有聚集在VPOS正常的方向。我们还发现，基于轨道模型，NGC 3201和Gjöll恒星流之间可能存在关联，并且基于其轨道极，NGC 4147可能不是人马座球状星团。银河系的吸积球状星团和流并不像它的卫星一样排列在同一个平面上，这表明卫星的平面要么是一个特别稳定的轨道结构，要么是一群最近吸积的卫星。根据最近的其他研究，这两种解释都不太可能，使得卫星平面问题成为星系形成和宇宙学中更重要的开放问题之一。
Globular Cluster Candidates in NGC 891
我们使用哈勃太空望远镜上的高级巡天照相机拍摄的盘状星系NGC 891的深层图像来寻找球状星团的候选者。这个星系长期以来一直被认为在大小和结构上与银河系非常相似，并且几乎是侧边的，这有利于对其晕群的研究。这些平面外的ACS图像，最初是为了研究晕场恒星的种群，达到足够深，以揭示即使是最微弱的球状星团，将类似于那些在银河系。从这三个点，我们已经确定了43个候选对象的形态，大小和颜色后，淘汰。我们目前（V，I）测光所有这些，以及测量其有效半径和椭圆率。整个样本中的16个最高等级的候选者被发现落在与经典银河系球状星团所占据的参数空间非常相同的区域。我们从这次调查中得出的初步结论是，NGC 891中的总球状星团人口作为一个整体可能几乎与银河系一样大。
A Blue Tilt in the Globular Cluster System of the Milky Way-like Galaxy NGC 5170
在这里，我们提出的HST/ACS成像，在B和I波段，边缘上的Sb/Sc星系NGC 5170。不包括中心盘区域，我们检测到142个物体的颜色和大小典型的球状星团（GC）。我们的主要结果是发现了一个“蓝色倾斜”（质量金属丰度关系），在3sigma水平，在这个银河系的金属贫GC子群。这种倾斜与大质量椭圆星系中的倾斜一致，也与Bailin & Harris的自富集模型一致。对于线性质量-金属丰度关系，倾斜的形式为Z ~ L^{0.42 +/- 0.13}。我们得出GC系统的总人口为600 +/- 100，比银河系丰富得多。然而，当这个数字被宿主星系光度或恒星质量归一化时，它与M31相似。最后，我们报告了一个潜在的超致密矮星的存在，其大小约为6pc，亮度M_I ~-12.5，假设它与NGC 5170有物理联系。
Bright gamma-ray Galactic Center excess and dark dwarfs: Strong tension for dark matter annihilation despite Milky Way halo profile
我们将银河系暗物质晕轮廓的不确定性，以及在暗物质湮灭模型的费米伽马射线太空望远镜检测到的银河系中心扩展伽马射线过剩（GCE）的弥漫伽马射线发射的不确定性的会计。当包括这些未知量时，粒子湮灭率和质量的范围扩大。然而，两个最精确的经验测定银河系晕的局部密度和密度分布离开信号区域是在相当大的张力与暗物质湮灭搜索从合并矮星系分析单通道暗物质湮灭模型。GCE和矮星的张力可以得到缓解，如果：一，晕是非常高度集中或强烈收缩;二，暗物质湮灭信号区分矮星和GC;或，三，本地恒星密度的措施被发现是显着较低的，从最近的恒星计数，增加当地的暗物质密度。
Galactic Substructure and Dark Matter Annihilation in the Milky Way Halo
我们研究子结构对星系晕中暗物质湮灭速率的影响。我们使用的子结构，可以扩展数值模拟结果的尺度太小，无法解决的模拟分析模型。我们首先校准的解析模型的数值模拟，然后确定湮灭助推因子，标准的WIMP模型以及那些与索末菲（或其他）增强，作为银河系的银心半径的函数。我们提供了一个估计的依赖性的伽马射线强度的WIMP湮灭的角距离的函数从银河系中心。这种方法，再加上未来的数值模拟结果可以是一个强大的工具，可以用来约束WIMP属性使用费米全天数据。
Addressing $γ$-ray emissions from dark matter annihilations in 45 milky way satellite galaxies and in extragalactic sources with particle dark matter models
银河系中矮卫星星系的质量与光度之比表明，这些矮星系可能含有大量的暗物质。在致密区域的暗物质，例如在这些矮星系的中心内或附近，可能会经历自我湮灭的过程，并产生$γ$ -射线作为最终产物。卫星携带的$γ$射线望远镜，如费米-LAT报告了从银河系大约45个矮椭球（dSphs）中探测到的$γ$射线。在这项工作中，我们认为粒子暗物质模型在文献中描述，并研究其现象后，我们计算$γ$ -射线通量的自湮灭的暗物质在这些模型的框架内的情况下，这45 dSphs。然后，我们将计算结果与费米-LAT和暗能量调查（DES）报告的45 dSphs中每一个的$γ$射线通量的观测上限进行比较。采用不同的暗物质密度剖面计算了通量。然后，我们扩展了类似的分析费米-LAT的连续$γ$射线通量来自河外源的观测上限。
A Comparison Between the Half-Light Radii, Luminosities, and UBV Colors of Globular Clusters in M31 and the Galaxy
银河系和仙女座星系经历了截然不同的进化历史。然而，我们发现这两个星系最终形成了球状星团系统，其中单个星系团的半光半径分布难以区分。此外，在M31和银河系中的球状星团都被发现具有与它们的光度无关的半径。在这方面，球状星团与半光半径和光度紧密相关的早型星系有很大的不同。M31中富含金属的球状星团比银河中的球状星团体积稍大。发现仙女座星系中的球状星团比频率明显高于银河系。目前的讨论是基于107个银河系球状星团和200个M31中假定的球状星团，它们的UBV测光是可用的。
Star Clusters in M 31. IV. A Comparative Analysis of Absorption Line Indices in Old M 31 and Milky Way Clusters
我们提出的吸收线指数测量的综合光谱的球状星团从银河系和M 31。我们的样本包括41个银河系的球状星团和300多个M31星团.仪器的等效宽度到利克系统的转换进行了说明，零点不确定性。比较老M 31星团和银河系球状星团的线指数表明，这两个星团系统之间的化学组成没有重要的差异。特别是，CN指数的光谱中的M31和银河系星团基本上是一致的，在与以前的几个作品的分歧。我们重新分析了以前的一些数据，并得出结论，报告CN之间的差异M31和银河系的集群主要是由于数据校准的不确定性。我们的数据支持这样的结论，即银河系和M 31球状星团的化学组成没有实质性的不同，并且没有必要求助于增强的氮丰度来解释M 31球状星团的光谱。
Baryonic effects on the detectability of annihilation radiation from dark matter subhaloes around the Milky Way
我们使用六个，高分辨率的$Λ$ CDM模拟星系形成，研究如何从暗物质湮灭发射的重子过程的影响。这些模拟产生了孤立的、盘状星系，其结构、恒星星族、恒星质量和晕质量与银河系相当。它们可以分辨质量高于$\sim 10^6$ $\rm M_{\odot}$的暗物质结构，并且每个都有全物理和仅暗物质版本。在全物理的情况下，恒星星系的形成增强湮灭辐射的主要光滑组成部分的星系晕的三个因素，其中心浓度大幅增加。相比之下，晕下的通量几乎是$reduced$的一个数量级，部分原因是内部结构的变化，部分原因是潮汐效应的增加;它们相对于平滑晕的通量下降了1.5个数量级。来自最亮的次晕的预期通量比来自平滑晕的通量低四个数量级，使得在对银河系内部进行稳健检测之前，任何次晕都不太可能被检测到。我们使用最近的模拟整个$Λ$ CDM质量范围内的晕结构外推到最小的（地球质量）subhaloes，结论是，在早期的工作相比，总湮灭流量从银河系subhaloes将小于从光滑的晕，从太阳和一个遥远的观察者。费米-LAT可以勉强解决湮灭辐射从非常明亮的subhaloes，其中，通常，将包含恒星。
A Search for Dark Matter Annihilation in the Milky Way Halo
银河系晕是天空中最亮的暗物质湮灭源。事实上，银河系暗物质信号的潜在强度甚至可以超越矮星系和星系群的预期，即使在远离内星系的区域。在本文中，我们提出了一个搜索的结果暗物质湮灭在光滑的银河系晕的$|b| > 20^\circ$和$r < 50^\circ$使用413周的费米通行证8数据的能量范围内的$\sim$ 0.8-50 GeV。我们排除热暗物质的质量低于$\sim$ 70 GeV的湮灭$b\bar{b}$在95%的置信水平，使用p6 v11宇宙射线前景模型，在这个质量范围内的湮灭截面提供最强的限制。这些结果排除了与银河系中心观测到的$b\bar{b}$湮灭通道的$\sim$ GeV光子过剩相一致的暗物质参数空间区域，并首次开始探索$τ^+τ^-$的解释。我们探讨这些结果如何取决于前景的不确定性，通过改变一组合理的模型。
Evidence for the First Globular Cluster Stellar Stream beyond the Milky Way
本研究在超弥散星系UGC9050-Dw1中发现首个银河系外球状星团恒星流，通过生成式流建模约束其前身质量，为超弥散星系暗物质晕提供了首个基于恒星流的观测约束，拓展了暗物质科学的研究范畴。
Accreted versus In Situ Milky Way Globular Clusters
在这里，我们研究银河系的GC系统，估计吸积与原位形成的GC的分数。我们首先组装一个高质量的数据库的年龄和金属丰度的93银河系GC文献深色星等数据。银河系GC的年龄-金属丰度关系揭示了两个不同的轨道-一个具有约12.8 Gyr的近恒定老年，另一个分支到更年轻的年龄。我们发现，后者年轻的轨道占主导地位的球状星团与人马座和大犬座矮星系。尽管过于简单，它的年龄-金属丰度关系可以很好地表示为一个简单的封闭的盒子模型与连续的恒星形成。推断的化学富集历史与大麦云云相似，但在给定的年龄比小麦哲伦云更丰富。在排除了人马座和大犬座GC之后，仍然有几个年轻的轨道GC。它们的水平分支形态通常是红色的，因此被归类为Young Halo天体，但它们并不倾向于显示出延伸的水平分支（可能是吸积的残余核的特征）。逆行轨道GC（吸积的一个关键特征）通常在年轻的轨道上发现。我们还研究了位于靠近由几个卫星星系定义的天炉座狮子座雕塑家大圆的GC。我们发现，几个GC是一致的年轻的轨道，我们推测，他们可能已经吸积随着他们的主机矮星系，其核心可能生存的GC。最后，我们认为来自6-8个矮星系的27-47个GC（约占整个系统的1/4）被吸积形成了我们今天看到的银河系GC系统。
Initial conditions for globular clusters and assembly of the old globular cluster population of the Milky Way
比较N体计算，包括原始的残余气体驱逐与观测到的性质的20个银河系球状星团（GC）的恒星质量函数（MF）已被测量，我们约束的时间尺度，其中嵌入对应的气体必须已被删除，恒星形成的效率的祖先云必须有和集群的潮汐场的强度必须已形成。这三个参数决定了残余气体排出过程中的膨胀和质量损失。应用恒星和动力学演化的校正后，我们发现出生集群的质量，大小和密度的GC样品和相同的数量的祖先气体云。星系团形成前的云核质量在10^5-10^7 Msun之间，半质量半径通常低于1 pc，最低可达0.2 pc。我们发现，低质量现今MF斜率，初始半质量半径和初始密度的集群与集群金属，揭示金属作为一个重要的参数驱动团簇形成和气体排出过程。这项工作预测，PD低浓度集群应该有一个更高的二进制分数比PD高浓度集群。由于最古老的GC是从银河系（MW）形成的早期残留物和派生的初始条件探测的环境中形成的集群，我们使用的结果作为一个新的工具来研究银河系内部GC系统的形成。我们实现了时间分辨的洞察力的前MW气体云的演化在短时间尺度（几百万年）通过集群金属丰度。结果表明是一致的收缩和自引力云，其中波动的前MW潜力随时间的增长。一个最初相对平滑的潮汐场演变成一个粒状的潜力内的动态时间尺度的崩溃云。
Effective $J$-factors for Milky Way dwarf spheroidal galaxies with velocity-dependent annihilation
我们计算的有效$J$ -因素，这决定了暗物质湮灭的间接检测信号的强度，为25矮球状星系（dSphs）。我们考虑几个动机良好的假设的相对速度依赖的暗物质湮灭截面：$σ_A v$：$s$ -波（速度无关），$p$ -波（$σ_A v \propto v^2$），$d$ -波（$σ_A v \propto v^4$），和Sommercun增强库仑极限（$σ_A v \propto 1/v$）。因此，我们提供了最大的和最新的样本的J-因子的速度相关的湮灭模型。对于每种情况下，我们使用费米-LAT伽马射线数据来约束湮灭截面。由于在我们的伽马射线数据分析的假设，我们的界限是可比的$p$波和Sommerdos增强截面使用dSphs上的以前的界限。我们的界限上的$d$波截面是第一个这样的界限使用间接检测数据。
Milky Way Globular Clusters: Nurseries for Dynamically-Formed Binary Black Holes
研究提出自洽框架，结合银河系形成模型与球状星团人口合成代码，揭示动态形成双黑洞的起源与演化，发现约30%球状星团可能源自卫星星系，并展示高红移下双黑洞并合率增加。
How to calculate dark matter direct detection exclusion limits that are consistent with gamma rays from annihilation in the Milky Way halo
在比较直接和间接探测实验对弱相互作用大质量粒子（WIMP）性质的限制时，对暗物质（DM）分布所作的假设是现实的和一致的是至关重要的。例如，如果费米-LAT银河系中心的GeV伽马射线过剩是由于WIMP湮灭，那么它的形态将与通常用于解释直接探测实验数据的标准晕模型不兼容。在这篇文章中，我们计算排除限制直接检测实验使用自洽的速度分布，来自银河系的DM晕有一个广义NFW配置文件的质量模型。我们使用两种不同的方法，使质量模型与银河系中心伽马射线过剩的DM解释兼容。首先，我们将DM密度分布的内斜率固定为最适合过量形态的值。其次，我们允许内斜率变化，并包括用于约束银河系引力势的数据集中的过剩形态。由此产生的直接检测极限显着不同，从使用标准晕模型，特别是轻WIMP，由于本地DM密度和速度分布的差异。
Impact of the low solar abundance on the ages of globular clusters
本文介绍了Asplund及其合作者（2004）关于低太阳丰度对基于等时线拟合的最古老星团年龄的影响的研究结果。我们已经建立了新的恒星模型和相应的等时线使用这种新的太阳混合适当的太阳校准。我们发现使用Asplund et al.（2004）的金属丰度会导致银河系中老球状星团的典型年龄大约增加10%。虽然这可能看起来很小，但它对解释银河系球状星团的形成时代有重要影响。Asplund等人（2004）的丰度可能不一定会威胁到目前的和谐宇宙学，但会表明银河系球状星团在再电离之前和主星系体开始形成之前形成。这与目前对星系形成的理解形成对比。
Multi-Wavelength, Optical (VI) and Near-Infrared (JHK) Calibration of the Tip of the Red Giant Branch Method based on Milky Way Globular Clusters
利用46个低红化银河系球状星团的高精度地基测光，结合Gaia DR 2自行选择成员星，在两个光学（$VI$）和三个近红外（$JHK$）波长上标定了红巨星分支（TRGB）方法的零点。在这样做的过程中，我们利用这些集群的sharpen定义的零年龄水平分支（ZAHB）将我们的集群样本相对校准到一个跨越广泛金属丰度的复合色星等图中，然后使用几何分离食双星距离设置这个复合物的绝对零点到半人马座PDMATHAMO。我们测量的$I-$带零点[ $M_I = -4.056 \pm 0.02 \text{ (stat}) \pm 0.10 \text{ (sys)} $ ]与之前发表的两个独立校准值的一个sigma一致，使用的是LMC [ $M_I = $ -4.047 mag; Freedman et al. 2019，2020]和脉泽星系NGC 4258 [ $M_{F814W} = $ -4.051 mag; Jang et al. 2020]中的TRGB星。我们还发现我们的$J,H,K$零点与几个文献研究非常一致。
What the Milky Way's Dwarfs tell us about the Galactic Center extended excess
银河系的银河系中心藏有一个伽马射线过剩，这是一个候选的湮灭暗物质的信号。矮星系在其预期的相称辐射中仍然主要是黑暗的。在这项工作中，我们通过联合似然分析来量化这两个观测之间的一致性程度。在这样做的时候，我们将银河系暗物质晕轮廓的不确定性，以及在暗物质湮灭模型的费米伽马射线太空望远镜检测到的银河系中心扩展伽马射线过剩（GCE）的弥漫伽马射线发射的不确定性的会计。当包括这些未知量时，湮灭率和质量的优选范围扩大。即便如此，使用两个最近的银河系晕的局部密度的测定离开GCE的单通道暗物质湮灭模型的首选区域，在结合矮星系分析湮灭搜索的强烈张力。第三，更高的银河系密度测定，消除了这种紧张。我们的联合可能性分析使我们能够量化这种不一致性。我们提供了一套工具来测试暗物质湮灭模型在这个组合数据集内的一致性。作为一个例子，我们测试了一个代表性的逆康普顿源自相互作用的暗物质模型，这是一致的GCE和矮星。
Evaluating the Merger Rate of Binary Black Holes from Direct Captures and Third-Body Soft Interactions Using the Milky Way Globular Clusters
在引力波中探测到的大量双黑洞合并重新引起了我们对可能成为这些合并摇篮的环境的兴趣。在这项工作中，我们研究合并率的双黑洞的球状星团，是最密集的恒星环境和自然的地方，创造的黑洞双星。为了模拟这些系统的所有变化，我们依赖于已知的银河系球状星团的观测特性。我们认为，直接捕获事件之间的黑洞，以及软相互作用的黑洞双星与恒星作为第三机构，加速这些双星的演化。我们发现，从直接捕获的双黑洞合并的平均速率为$0.3-5 \times 10^{-11}$年$^{-1}$每个集群。第三体软相互作用是一个更为突出的渠道，每个集群的平均速率为$2-4 \times 10^{-10}$/年$^{-1}$。在球状星团中，这些速率可以导致每年约100次合并的累积合并率，最高可达红移1，即在不久的将来的双星黑洞合并事件中可检测到的相当大的一部分。进一步观测星团的质量、轮廓特性、恒星的速度色散及其宇宙学分布，将使我们能够更好地约束这些环境对可检测的合并事件率的贡献。
Green Bank Telescope Constraints on Dark Matter Annihilation in Segue I
我们使用一个非检测在$ν= 1.4\,$ GHz的绿岸望远镜观测的超微弱的矮球状星系Segue I，它可以沉浸在一个不可忽略的晕磁场的银河系，把粒子暗物质的属性的界限。我们使用Einasto暗物质配置文件的星系模型，并计算预期的同步辐射通量从暗物质湮灭的磁场强度$B$，扩散系数$D_0$，和粒子质量$m_χ$为不同的湮灭通道的函数。这些数据强烈不利于湮没到$e^+e^-$的$m_χ\lesssim 50\,$ GeV，但不敏感的$b \bar b$通道。采用一个基准$B \sim 2\,μ$ G推断Segue I的接近银河系，我们的模型的湮灭$τ^+τ^-$与$m_χ= 30\,$ GeV需要一个中间值的$D_0$与数据的一致性。最令人信服的限制，获得了WIMP湮灭$μ^+μ^-$：我们排除$m_χ\lesssim 30\,$ GeV $\,\rightarrowμ^+μ^-$在95%的置信度，除非$D_0$超过银河系的值或$B$是显着小于我们所假设的。
Extragalactic Globular Cluster Populations from High Resolution Integrated Light Spectra
本文对大质量星系和矮星系中的银河系和河外球状星团的高分辨率、积分光、详细化学丰度进行了比较。我们包括在银河系，M31，大麦云云和NGC 5128的球状星团样品的Fe，Ca，Si，Na和Al的测量。这些和我们小组最近在M31和NGC 5128上的其他结果是第一次从银河系及其最近邻居以外的老恒星的离散吸收特征中得出的化学丰度。这些丰度不仅可以提供星系的富集历史，还可以对球状星团的形成和演化提供制约。
Dark matter annihilation signals from the Large Magellanic Cloud and its impact on the Milky Way
本研究利用Auriga模拟分析大麦哲伦云的暗物质湮灭信号及其对银河系的影响，发现LMC的伽马射线信号显著高于背景，并为速度相关模型设定了更严格的截面上限。
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。
The Gamma-Ray Pulsar Population of Globular Clusters: Implications for the GeV Excess
有人认为，从银河系中心周围的区域观测到的GeV过量可能来自于形成于球状星团中的毫秒双星。考虑到这一点，我们采用公开可用的费米数据来研究157个球状星团的伽马射线发射，从其中25个源（其中10个在现有的伽马射线目录中找不到）中识别出统计上显著的信号。我们将这些观测结果与基于每个球状星团的恒星相遇率预测的脉冲星形成率相结合，以约束银河系球状星团系统中毫秒脉冲星的伽马射线光度函数。我们发现，这个脉冲星人口表现出的光度函数，是非常相似的，在银河系（即厚盘）领域中观察到的毫秒脉冲星。然而，当恒星被球状星团驱逐后，它们会继续失去旋转动能，变得不那么明亮，导致它们的光度函数偏离稳态分布。使用这个光度函数和模型的球状星团破裂率，我们表明，毫秒诞生的球状星团球状星团可以占百分之几或更少的观测到的GeV过剩。在其他挑战中，整个GeV的过剩都是由这些恒星产生的，这与银河系中央星团的观测质量相冲突。
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。
扫码添加微信好友，提出您的宝贵建议 👇
💡 备注请填写：网站反馈
发表机构由 AI 从论文文本抽取，如发现错误，欢迎反馈修正建议。