Using the Milky Way satellites to study interactions between cold dark matter and radiation
冷暗物质（CDM）模型在小尺度上面临着持续的挑战。特别是，从表面上看，该模型大大高估了银河系周围卫星星系的数量。解决这一问题的努力仍然存在争议，甚至导致一些国家完全放弃清洁发展机制。然而，当前的模拟受到暗物质仅感受到重力的假设的限制。在这里，我们表明，包括CDM和辐射（光子或中微子）之间的相互作用，导致卫星星系的数量急剧减少，减轻银河系卫星的问题，并表明物理引力以外的可能是必不可少的小尺度上的结构形成的准确预测。这里介绍的方法给出了暗物质相互作用的限制，显着改善了那些从宇宙微波背景。
2014-08-19 astro-ph.CO hep-ph
Seeding the formation of cold gaseous clouds in Milky Way size halos
我们使用一个最高分辨率的宇宙学SPH模拟到目前为止，证明冷气体云形成银河系大小的星系。我们进一步探索机制负责其形成，并表明，大部分的云起源于晚时间的“冷模式”吸积的结果。在这里，仍然比周围的晕气体更冷和更密集的细丝不能直接连接到星系，因为它们在高红移时可以直接连接到星系，而是容易受到冷却和瑞利-泰勒不稳定性的联合作用，在中间半径的晕内导致冷，致密的压力限制云的产生，没有相关的暗物质成分。这个过程是通过热的晕气体和晕形成期间的膨胀激波对进入的细丝的压缩来帮助的。与以前的模型不同，我们的机制直接从具有大量局部超密度的气体中播种云，并为云复合体的起源提供了一个通道。这些云稍后会“下雨”到星系上，为恒星的形成提供燃料。由于细丝的截面相对较大，气体携带的净角动量也较大，因此这些云将分布在星系周围的一个适度平坦的区域。
2009-07-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cosmology: small scale issues revisited
丰富的暗物质卫星和暗物质晕，在暗物质晕中心的密度尖点的存在，以及在模拟中产生现实的盘星系的问题，引起了人们对标准冷暗物质（Lambda CDM）的可行性的关注星系形成的情况。本文回顾了这些问题，并认为冷与各种暖暗物质（WDM）的影响。目前的证据似乎与标准的LambdaCDM是一致的，尽管改进的数据可能指向一个相当温和的LambdaWDM版本--温和是因为暗物质不可能在不违反观测约束的情况下非常温暖。
2009-09-10 astro-ph.CO
Insight Into the Formation of the Milky Way Through Cold Halo Substructure. I. The ECHOS of Milky Way Formation
我们确定了10 - 7的第一次-冷晕子结构（ECHOS）的元素在17.5千秒差距内的太阳在银河系的内晕的体积。我们的结果是基于观测到的空间和径向速度分布的金属贫主序星关闭（MPMSTO）在137斯隆扩展银河系理解和探索（SEGUE）的视线。我们指出，所观察到的径向速度分布是一致的银河系的内晕整体的平滑恒星组成部分，但不同意显着的径向速度，对应于我们的检测。我们表明，我们所有的检测是统计上显着的，我们希望没有误报。我们还使用我们的检测和完整性估计推断出一个正式的上限为0.34 +/- 0.02的分数的MPMSTO人口的内晕，属于ECHOS。我们的探测结果和完整性计算表明，在内晕中存在着大量的低超密度ECHOS，我们预测内晕的1/3（按体积计算）中存在着MPMSTO恒星数密度n ~ 15 kpc^-3的ECHOS。ECHOS可能比已知的表面亮度子结构更古老，因此我们的探测为我们提供了一个直接测量银河系在尚未充分探索的区域和时间间隔内的吸积历史的方法。与以前的研究相一致，我们的结果表明，合并活动的水平在过去的几个Gyr中大致保持不变，并且在那个时间间隔内没有质量超过银河系质量百分之几的单个恒星系统的吸积。（节略）
2009-08-18 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
Pairwise Velocities of Dark Matter Halos: a Test for the Lambda Cold Dark Matter Model using the Bullet Cluster
1 E0657 -56的存在对λ冷暗物质模型提出了挑战。在这里，我们调查的速度分布的暗物质晕对在大N体模拟不同的盒子大小（250 Mpc/h-2 Gpc/h）和分辨率。我们检查统计，如晕质量，成对晕速度（v_{12}），对分离距离。然后，我们将我们的结果与在非宇宙学流体动力学模拟中再现1 E0657 -56的观测性质所需的初始条件（IC）进行比较。我们发现，高速度尾部的v_{12}分布延伸到更大的速度，因为我们增加了盒子的大小。我们还发现，高v_{12}对的数量增加，我们增加了粒子计数和分辨率与一个固定的盒子大小，但是，这种增加主要是由于较低的质量晕，不匹配的观察到的质量1 E0657 -56。我们发现在z=0.0和z~0.5之间，v_{12}分布函数的红移演化不是很强。我们确定了一些对，其v_{12}类似于所需的IC，然而，即使是最好的候选人有错误的晕质量比，或太大的分离。我们的模拟结果表明，在z=0.0、0.296和0.489的情况下，要在2Gpc/h的体积下产生这样的IC是非常困难的^[3]。基于我们的累积v_{12}函数的外推，我们发现，为了产生至少一对类似于所需的v_{12}和观测到的质量1 E0657 -56的晕，我们需要使用（4.48 Gpc/h）^3和2240^3 DM粒子的共动盒大小进行模拟。我们发现，在z=0.489时，发现v_{12} >= 3000 km/s…
2011-10-14 astro-ph.CO
Cosmological searches for a non-cold dark matter component
我们探讨了一个扩展的宇宙学的情况下，暗物质是一个混合物的冷和额外的非冷的物种。非冷暗物质粒子的质量和温度是从大量的宇宙学测量中提取出来的。其中，我们认为层析弱透镜数据和银河系矮卫星星系计数。我们还研究了这些情况下，在缓解现有的紧张局势之间的本地测量和宇宙微波背景（CMB）估计的$S_8$参数，与$S_8=σ_8\sqrt{Ω_m}$，和哈勃常数$H_0$。原则上，质量为$m_X\sim$ ~keV的次主导非冷暗物质粒子可以实现上述目标。然而，当从弱透镜观测和银河系矮卫星星系计数中提取时，其温度和质量的优选范围是不同的，因为这两种测量需要不同尺度的物质功率谱的支持。因此，同时解决CMB弱透镜张力和小尺度危机的标准冷暗物质图片通过只有一个非冷暗物质组件似乎是具有挑战性的。
2020-12-09 astro-ph.CO
Downsizing of galaxies vs upsizing of dark-halos in a Lambda-CDM cosmology
利用$Λ$ -CDM宇宙学中的流体动力学模拟研究了整个亚银河系星系群的质量聚集。我们的研究结果表明，虽然黑暗的晕组装层次，在恒星质量的这种趋势是颠倒的意义上说，越小的星系，后者是它的平均恒星质量大会。我们在多相星际介质中的恒星形成和超新星反馈实施似乎在这个过程中发挥了关键作用。然而，所获得的缩编趋势并不像观察所显示的那样强劲。
2013-09-04 astro-ph.CO
Subhaloes in Self-Interacting Galactic Dark Matter Haloes
我们提出了N体模拟的一类新的自相互作用的暗物质模型，不违反任何天体物理的约束，由于非幂律的速度依赖的转移截面，这是出于Yukawa新的规范玻色子相互作用。具体来说，我们专注于形成银河系般的暗物质晕从水瓶座项目，并重新模拟它的一对夫妇的代表性情况下，在允许的参数空间的这个新模型。我们发现，在这些情况下，主晕只发展出一个小核心（~1 kpc），随后的密度分布与该半径之外的标准冷暗物质场景相同。无论是subhalo质量函数，也不是subhaloes的径向数密度在这些模型中被改变，但有一个显着的变化，在形成一个大密度的核心，导致subhaloes的内部密度结构。因此，最大的大规模subhaloes的内圆速度剖面显着不同的冷暗物质的预测，我们证明，他们是兼容的观测数据的最明亮的银河系dSphs在这样一个速度依赖的自我相互作用的暗物质的情况。具体来说，与冷暗物质的情况相反，没有比从银河系dSphs的运动学推断的更集中的暗晕。我们的结论是，这些模型提供了一个有趣的替代冷暗物质模型，可以减少最近报道的最明亮的银河系卫星和冷暗物质模拟中发现的密集subhaloes之间的紧张局势。
2012-06-26 astro-ph.CO
The formation of Milky Way-mass disk galaxies in the first 500 million years of a cold dark matter universe
在无数微小的原星系中，是否存在着一个与现代星系相似的群体，这是一个悬而未决的问题。我们表明，使用BlueTides，第一个流体动力学模拟大到足以解决相关的规模，第一个大质量星系的形成，事实上%预测有广泛的旋转支持磁盘。虽然它们的形态在某些方面类似于在低得多的红移下看到的Milky Way类型，但这些高红移星系比它们的低红移星系更小，密度更大，气体更丰富。通过对216个具有$z=8-10$红移的星系统计样本的运动学分析，我们发现盘状星系占恒星质量大于或等于$10^{10} M_\odot$的星系总数的70%。因此，冷暗物质宇宙学对大爆炸后5亿年的大星系人口做出了具体的预测。我们认为，宽视场卫星望远镜（如WFIRST）将在不久的将来发现这些第一个巨大的盘星系。它们的结构和形成历史的简单性应该使宇宙学的新检验成为可能。
2015-06-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
Constraining Self-Interacting Dark Matter with the Milky Way's dwarf spheroidals
自我相互作用的暗物质是一个有吸引力的替代冷暗物质的范例，只有当它能够大大减少中心密度的矮大小的晕，而保持密度和形状的集群大小的晕在目前的限制。考虑到后者表面上的严格性质，近十年来，人们一直认为SIDM只有在自散射的截面强烈依赖于速度时才是可行的。然而，最近有人提出，每单位质量的恒定截面σ_T/m~ 0.1cm ^2/g足以实现所需的效果。我们明确调查这一说法使用高分辨率宇宙学模拟银河大小的晕，并发现，类似于冷暗物质的情况下，这样的截面产生大量的subhaloes，这是不一致的经典矮椭球体的运动学，特别是与推断的天炉座和雕塑家的质量分布的斜率。如果在矮球尺度下σ_T/m~ 1cm ^2/g，这个问题就解决了。由于这个值可能与几个星系团的晕形状不一致，我们的结果只为速度无关的自相互作用暗物质模型留下了一个小窗口，可以作为冷暗物质的独特替代品。
2013-01-04 astro-ph.CO
Insight Into the Formation of the Milky Way Through Cold Halo Substructure. II. The Elemental Abundances of ECHOS
我们确定的冷晕子结构（ECHOS）的元素的平均金属丰度，我们以前确定在银河系内晕17.5千秒差距的太阳。作为一个人口，我们发现，恒星运动学与ECHOS是化学不同的背景运动学光滑的内晕恒星星族沿同一斯隆扩展银河系的理解和探索（SEGUE）视线。ECHOS系统地更富铁，但比内晕的运动学平滑成分少α增强。ECHOS在化学上也不同于其他银河系的组成部分：比典型的厚盘恒星更贫铁，比典型的薄盘恒星更贫铁和α增强。此外，ECHOS的径向速度频散分布超过σ ~ 20 km s^-1。球状星团不太可能是ECHOS的祖先，因为ECHOS有很大的速度色散，并且在银河系中富含铁的球状星团非常罕见的区域被发现。同样，ECHOS中恒星的化学成分与银河系中形成的恒星的预测不符，随后分散到内晕中。矮球状（dSph）星系可能是ECHOS的祖先，如果ECHOS是通过一个或多个dSph星系的潮汐破裂形成的，那么典型的ECHOS [Fe/H] ~ -1.0和径向速度色散σ ~ 20 km s^-1意味着dSph的M_tot >~ 10^9 M_Sun。我们的观测结果证实了银河系晕形成的理论模型的预测，即突出的子结构可能是富金属的，我们的结果意味着，最近吸积的恒星目前在内晕的最有可能的金属丰度为[Fe/H] ~-1.0。
2011-04-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Circumgalactic Medium of Milky Way-like Galaxies in the TNG50 Simulation -- II: Cold, Dense Gas Clouds and High-Velocity Cloud Analogs
我们使用TNG 50模拟的IllustrisTNG项目研究冷，致密的气体云在环星系介质（CGM）的银河系类星系。我们发现，他们的CGM通常充满了一百（千）的顺序合理（边际）解决云，可能的类似物的高速云（HVC）。星系之间的云丰度有很大的差异，我们探索的云的物理性质-质量，大小，金属丰度，压力和运动学-也是不同的。我们量化的云属性和云背景对比度的分布，提供理想化的模拟宇宙学输入。云的特征是具有亚太阳的金属丰度，不同的形状，小的超密度（$χ= n_{\rm cold} / n_{\rm hot} \lesssim 10$），大部分是流入的，并具有亚维里旋转。在TNG 50分辨率下，解析云的中值质量为$\sim 10^6\,\rm{M_\odot}$，大小为$\sim 10$ kpc。较大的云在数值上收敛得很好，而最小的云的丰度随着分辨率的增加而增加，正如预期的那样。在TNG 50 MW类晕中，云相对于其周围环境的总（热）压力略微（严重）欠压，这意味着磁场可能很重要。云并不是均匀地分布在整个CGM中，而是聚集在其他云周围，通常靠近富含重子的卫星星系。这表明，至少有一些云来自卫星，通过直接冲压压力剥离或其他方式。最后，我们比较了从真正的银河系晕的中高速云的观测。TNG 50显示了与观测结果相似的云速度分布，并预测了目前难以检测的低速云的重要人口。
2023-03-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Angular momentum transfer to a Milky Way disk at high redshift
本文分析了一个自适应网格细化宇宙学再模拟，以检验在z ≥ 3的类银河系圆盘中，冷气体的附加流动是否是角动量积累的原因。一组算法，利用高空间分辨率的模拟（12 PC），以确定：（一）中央气体盘和其平面的方向;（二）复杂的单个灯丝的轨迹，连接到磁盘，和;（iii）下降的卫星。结果表明，在z>5.5时的两个暗条，后来在z<4时合并成一个暗条，在整个演化过程中驱动着盘的角动量和质量收支，而发光卫星合并的贡献可以忽略不计。结合在所有包括流体动力学的大尺度宇宙学模拟中普遍存在的这种细丝，这些发现提供了强有力的定量证据，证明质量低于10^{12} M_{sun}的晕中薄盘的生长是通过中等和高红移的冷气体流入来支持的。
2012-11-13 astro-ph.CO
Size and velocity-dispersion evolution of early-type galaxies in a Lambda cold dark matter universe
早型星系（ETG）被观测到在z>2时比在本地宇宙中更紧凑。值得注意的是，这种大小的演变似乎发生在一个很短的时间跨度（1.8 Gyr）之间的z=2.2和z=1.3，这构成了一个严重的挑战，分层星系形成模型，合并发生在一个类似的时间尺度是星系生长的主要机制。我们计算了红移z=1.3-2.2的典型大质量ETG中由λ冷暗物质一致性预测的恒星质量M星\propto（1 + z）^aM、半质量半径Re \propto（1 + z）^aR和速度色散σ 0 \propto（1+z）^asigma的合并驱动的红移演化。忽略耗散过程，从而最大化表面密度的演变，我们发现-1.5<aM<-0.6，-1.9<aR<-0.7，0.06 <asigma<0.22，假设吸积卫星是球体。因此，预测的z=2.2的z=1.3 ETG的祖先明显不如在z>2时观察到的静止星系紧凑（在给定的Mstar下平均大2倍的Re）。此外，我们发现，预测的合并驱动的增长的尺寸-质量相关性中引入的分散是难以调和的紧密性所观察到的标度律。我们的结论是，在目前的测量中，排除未知的系统学或选择偏差，与球体的次要和主要合并不足以解释所观察到的标准模型内ETG的大小增长。
2012-04-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
The ages of stellar populations in a warm dark matter universe
通过一个星系形成的半解析模型，我们展示了如何通过假设DM功率谱具有小尺度截止来影响当地观测到的年龄和星系恒星质量之间的关系。我们比较了通过两个λ-冷暗物质（LambdaCDM）和λ-暖暗物质（LambdaWDM）功率谱-抑制相对于LambdaCDM在1百万秒差距以下的尺度得到的结果。我们表明，在一个LWDM宇宙学与热遗迹粒子质量为0.75千电子伏，无论是质量加权和光度加权的年龄-质量关系是陡峭的比那些在一个Lambda CDM宇宙，更好地与观测到的关系。此外，观察到的差异和累积年龄分布更好地再现在一个LambdaWDM宇宙学。在这样的情况下，恒星的形成出现全球延迟相对于λ CDM，特别是在低质量星系。模型结果和观测结果之间很难完全一致，这要归咎于我们目前对重子物理学的理解不足。
2014-02-19 astro-ph.CO
A Preference for Cold Dark Matter over Superfluid Dark Matter in Local Milky Way Data
在星系尺度上，暗物质和重子之间存在着许多众所周知的相关性。这些相关性基本上可以包含在观测到的和重子加速度之间的简单标度关系中，历史上称为质量离散加速度关系（MDAR）。这种关系的存在促使许多理论试图通过调用重子上的额外基本力来解释这种相关性。标准的传说是，一个理论，减少到星系尺度上的MDAR，但行为像冷暗物质（CDM）在更大的尺度上提供了一个非常适合的数据，因为CDM是可取的星系团和以上的规模。然而，这一说法应该根据最近的结果进行修改，这些结果表明，再现MDAR的基本力受到当地银河系动力学和5-18 kpc之间的旋转曲线数据的挑战。在这项研究中，我们以超流体暗物质为例来验证这一说法。我们发现，一个标准的CDM模型是首选的静态超流配置文件假设一个稳态的银河系磁盘和讨论的鲁棒性，这一结论的不平衡效应。这种偏好是由于超流体模型过度预测了垂直加速度，即使在复制银河系旋转曲线时也是如此。我们的结果建立了一个重要的标准，任何暗物质模型必须满足银河系内。
2023-01-16 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
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
The haloes of bright satellite galaxies in a warm dark matter universe
银河系冷暗物质晕的高分辨率N体模拟表明，我们应该期望在银河系周围找到一些卫星星系，其晕的最大圆周速度超过40公里。然而，除了麦哲伦云和人马座矮星，它们可能存在于比这更大速度的subhaloes中，银河系的明亮卫星似乎都存在于最大圆周速度低于40公里的subhaloes中。正如Boylan-Kolchin等人最近强调的那样，这种差异意味着，在冷的暗物质星系晕中，大多数质量最大的次晕过于集中，与明亮的银河系卫星的运动学数据不一致。在这里，我们表明，没有这样的差异存在，如果晕是由温暖的，而不是冷的暗物质，因为这些晕是不太集中的帐户，其通常较晚的形成时代。温暖的暗物质是对观测到的卫星运动学的几种可能解释之一。
2012-01-16 astro-ph.CO
Cosmology: small scale issues
丰富的暗物质卫星和暗物质晕，在暗物质晕中心的密度尖点的存在，以及在模拟中产生现实的盘星系的问题，引起了人们对标准冷暗物质（Lambda CDM）的可行性的关注星系形成的情况。这次演讲回顾了这些问题，并考虑了冷与各种暖暗物质（WDM）的影响。目前的证据似乎与标准的LambdaCDM一致，尽管改进的数据可能指向一个相当温和的LambdaWDM版本-温和，因为暗物质不可能非常温暖而不违反观测约束。
2009-02-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
The size evolution of galaxy discs formed within Lambda Cold Dark Matter haloes
通过星系演化模型，我们探索的直接后果的LCDM宇宙演化的星系盘的大小演化，有意避免中间（不确定的）天体物理过程的介绍。基于旋转曲线的形状和简单性准则的指导下，我们采用平均星系质量重子分数为0.03。为了研究一般行为，只分析具有平均初始条件的模型。恒星和B波段的有效半径，R* 和RB，个别星系的增长显着与时间（由内而外盘形成）的法律，是弱依赖于质量，M*，或光度，LB。然而，在固定M* 时，R* 随z的变化是缓慢的;对于z<2.5，R*（M*=const）~（1+z）^-0.4。另一方面，在固定LB下，RB随z的变化很强，类似于单个模型的RB递减规律;当z<0.75时，RB（LB=const）~（1+z）^-0.85，当z> 0.75时，RB（LB =const）~（1+z）^-1.1。我们还发现，在z=0时，R* ~ M*^0.38，RB ~ LB ^0.40，这些关系的斜率在z ~ 3时几乎保持不变。我们的预测是在合理的协议与观测推论的典型半径变化与z的晚型星系更明亮（质量）比高值所施加的选择效应。该模型似乎也是一致的，在大的散射，RB和LB值从非完整的样本的子L * 晚型星系与可用的休息帧光度信息在不同的Z的。LCDM晕的性质和演化似乎是星系盘大小演化的主要驱动力。然而，模型揭示了一个潜在的困难，在解释所观察到的陡峭的RB-LB的关系相对于R*-M* 的一个，一个效果有关的良好…
2009-04-22 astro-ph.CO
Cold gas accretion by high-velocity clouds and their connection to QSO absorption-line systems
我们结合HI 21厘米观测银河系，M31，和当地的星系人口与类星体吸收线测量几何模型的三维分布的落中性气体云（HVC）在扩展的晕的低红移星系。我们表明，所观察到的分布的HVC周围的银河系和M31可以模拟的径向指数下降的平均HI体积填充因子在他们的晕。我们的模型表明，对于M31/Milky Way型星系，HVC的特征径向范围为R_halo=50 kpc，HVC中的HI总质量约为10^8 M_sun，中性气体吸积速率约为0.7 M_sun/yr。使用Holmberg一样的光度标度的星系晕的大小，我们估计R_halo=110千秒差距的最大质量的星系。在z=0时，HVC的总吸收截面很可能是由HI总质量在10^8.5和10^10 M_sun之间的星系占主导地位。我们的模型表明，星系的HI盘及其周围的HVC人口可以解释30- 100%的干预类星体吸收线系统的log N（HI）>17.5在z=0。我们估计，低红移星系的中性气体吸积率密度为dM_HI/dt/dV=0.022 M_sun/yr/Mpc ^[3]，这接近于在局域宇宙中测得的恒星形成率密度。因此，HVC可能在星系的形成和演化过程中发挥重要作用。
2012-03-13 astro-ph.CO
The Phase-Space Structure of Cold Dark Matter in the Universe
本文介绍了一种新的方法，它能以前所未有的高空间分辨率计算宇宙学N体模拟中的密度、速度等场。它是基于在六维相空间的三维流形表示冷暗物质的镶嵌。通过在位形空间上投影网格来计算密度场、速度场和其它场。这种技术的应用，宇宙学N体模拟在Lambda CDM宇宙学揭示了一个更复杂的宇宙网络，然后点图或自适应SPH。此外，该方法允许唯一地定义物理空隙并直接识别和研究焦散表面。
2013-02-01 astro-ph.CO
A "Light," Centrally-Concentrated Milky Way Halo?
我们讨论了一种新的方法来"权衡"银河系暗物质晕，一个结合了最新的样本晕星选择从斯隆数字巡天（SDSS）与国家的最先进的数值模拟银河系类似物。在本研究中采用的完全宇宙学运行包括"Eris"，一个最高分辨率的流体动力学模拟形成的M_vir = 8e11 M_sun晚型螺旋，和暗物质只有M_vir = 1.7e12 M_sun "通过Lactea II"模拟。厄里斯提供了一个很好的实验室创建模拟SDSS样本的示踪晕星，我们成功地比较了它们的密度，速度各向异性，径向速度色散剖面与观测数据。大多数模拟的SDSS实现显示了最近在银河系遥远的恒星晕中观察到的相同的"冷幕"，示踪剂的温度在100 - 150 kpc之间，为sigma_los~50 km/s。控制实验的基础上整合的球形Jeans方程以及粒子标记技术应用于通过Lactea II表明，一个"重" M_vir 2e12 M_sun现实主机产生一个不良的适合运动学SDSS数据。我们认为，这些结果提供了更多的证据，一个“轻”，集中的银河系晕。
2013-08-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Cosmic Abundance of Classical Milky Way Satellites
我们研究了斯隆数字巡天中与银河系和M31大小和孤立度相似的星系周围最明亮的经典矮椭球体卫星的丰度。从光度和光谱红移的组合，我们绑定的平均值和内在散射的卫星数量下降到10个星等比银河系暗。限制的幅度比人马座亮，我们表明，银河系是不是一个显着的统计离群值在其人口的经典矮椭球。在较暗的星等，我们发现一个上限为13的卫星比天炉座矮椭球亮的平均数。利用全光度红移分布来改善这些限制的方法是有希望的，但目前在最低红移处受到不完整性的限制。理论模型被用来解释为什么大多数环绕银河系的暗物质暗晕在制造最亮的矮椭球体的光度尺度上效率低下，或者为什么这些暗晕不存在。
2012-07-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
How common is the Milky Way - satellite system alignment?
银河系中卫星星系的高度扁平分布带来了许多谜团。首先，它的极线排列与其他星系中常见的平面排列不同。其次，最近的自行测量显示，至少有3个，可能多达8个银河系卫星的轨道角动量指向（在30度内）沿着其扁平配置的轴，这表明某种形式的相干运动。在本文中，我们使用一个高分辨率的宇宙学模拟调查是否这种模式与结构形成的冷暗物质模型的预期冲突。我们发现，这种看似不太可能的设置经常发生：大约35%的时间，我们发现系统中的3个单独的卫星的角动量指向沿，或接近，卫星分布的短轴。此外，在30%的系统中，我们发现，6个最好的对准卫星的净角动量位于35度的卫星分布的短轴，观察银河系。
2009-05-11 astro-ph.CO
Low-mass suppression of the satellite luminosity function due to the supersonic baryon--cold-dark-matter relative velocity
我们研究了超音速重子-CDM流对银河系等星系周围发光的低质量卫星星系丰度的影响。CDM流最近被证明对10 <~ z <~ 1000暗时代的结构形成有很大的影响。由于超音速重子-CDM流显著地抑制了形成的晕的数量和在z >~ 10时质量为10^6 < M_{halo} / M_solar < 10^8的晕上吸积的重子数量，因此对再电离前的恒星光度函数产生了很大的影响。由于这些质量的晕被认为在再电离后由于紫外线背景的光加热效应而很少有恒星形成，这种效应一直持续到今天。我们计算出，今天拥有明亮卫星星系的低质量10^6 < M_{halo} / M_solar < 10^8晕的数量通常被抑制了50%，在初始超音速较高的区域，其值高达90%。我们发现，这种以前被忽略的宇宙学效应解决了银河系中观测到的和预测的低质量卫星数量之间的大部分紧张关系，从而避免了在再电离之前需要任何其他质量依赖的恒星形成抑制。
2012-05-09 astro-ph.CO
The odd primordial halo of the Milky Way implied by Gaia. A shallow core, but a steep decline
通过Gaia数据发现银河系原始暗物质晕的异常特征，其浓度和质量与预测差异显著，密度分布不符合冷暗物质理论。
2025-11-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
The distribution of gas in the Local Group from constrained cosmological simulations: the case for Andromeda and the Milky Way galaxies
我们研究的气体分布在银河系和仙女座使用的约束宇宙学模拟的本地集团（LG）的背景下的CLUES（约束本地UniversE模拟）项目。我们分析了在$z=0$模拟星系的气体的性质为三个不同的阶段：“冷”，“热”和HI，并比较我们的结果与观测。热晕（$M_{hot}\approx 4-5\times10^{10}\,$ M $_{\odot}$）、冷晕（$M_{cold}(r\lesssim10\,$ kpc $)\approx10^{8}\,$ M $_{\odot}$）和热晕（$M_{HI}(r\lesssim50\,$ kpc $)\approx 3-4\times10^8\,$ M $_{\odot}$）中的物质含量与观测结果基本一致。我们还计算吸积/喷射率连同HI（径向和全天空）覆盖分数。在$r=50\,$ kpc内的积分HI吸积率给出$\sim$ $0.2-0.3\,$ M $_{\odot}\,$ yr $^{-1}$，即接近于从银河系高速云获得的结果。我们发现，全球吸积率是由热的材料，虽然电离气体与$T\lesssim10^5\,$ K也可以作出显着的贡献。$all$材料在维里半径处的吸积率为$6-8\,$ M $_{\odot}\,$ yr $^{-1}$。在$z=0$，我们发现一个显着的气体过剩之间的两个星系，相比任何其他方向，由于其气体晕的重叠。在我们的模拟中，气体过…
2014-06-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Analytical solutions of accreting black holes immersed in a Lambda-CDM model
在Schwarzschild度规的测试流体模型中，考虑到两种流体的宇宙学演化，以封闭形式计算了嵌入在充满暗能量和冷暗物质的宇宙中黑洞质量的演化.结果准确地描述了吸积如何从物质主导的渐近切换到λ主导的制度。在早期，黑洞的质量由于暗物质的吸积而增加，而在后期，质量的增加随着暗能量的吸积而停止。因此，在这个简单的精确模型中，以前分析的非物理行为得到了改善。
2010-08-25 astro-ph.CO gr-qc
Do WMAP data favor neutrino mass and a coupling between Cold Dark Matter and Dark Energy?
在暗能量（DE）是一个自相互作用的标量场的宇宙学框架内，我们同时考虑了CDM-DE耦合和非零中微子质量。在它们的0- 0版本中，即在没有耦合和中微子质量的情况下，这些宇宙学提供了对WMAP、SNIa和深星系样品光谱的极好拟合，至少和\LambdaCDM一样好。当新的自由度是开放的，我们发现，CDM-DE耦合和显着的中微子质量（~0.1eV每ν物种）至少是可能的0- 0选项，在某些情况下，甚至统计上有利。结果是通过使用蒙特卡罗马尔可夫链的方法。
2009-02-16 astro-ph.CO
Gravitational lensing as a probe of cold dark matter subhalos
在冷暗物质的情况下，暗物质晕是由更小的亚单位按层次组装而成的。其中一些亚基在合并过程中被破坏，而另一些则以subhalos的形式暂时存活下来。这张图片的一个长期存在的问题是，模拟预测的subhalos数量超过了在银河系等大型星系附近看到的发光矮星系的数量。因此，许多次晕一定是保持黑暗或非常微弱。如果冷的暗物质暗晕像预测的那样普遍，那么原则上引力透镜可能会提供一种有希望的探测途径。在这篇评论中，我们描述了许多方式，通过它的subhalos透镜可以体现自己，并总结了目前的努力，以限制冷暗物质subhalos使用这种效果的属性的结果。
2009-10-01 astro-ph.CO
The Structure of Cold Dark Matter Halos: Recent Insights from High Resolution Simulations
我们回顾了最近的高分辨率宇宙学结构形成模拟，即通过Lactea I和II和GHALO项目的结果。这些模拟在宇宙学框架内研究银河系大小物体的形成。我们讨论了在红移z = 0的冷暗物质晕的一般性质，并专注于新的见解晕的结构，我们得到了前所未有的高分辨率在这些模拟。
2009-09-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Search for Unknown Dark Matter Satellites of the Milky Way
我们提出了一个搜索银河系暗物质（DM）卫星使用大面积望远镜（LAT）。基于Lambda-CDM宇宙学模型的N体模拟预测了大量尚未观测到的银河系DM卫星。这些卫星可能通过DM粒子的自湮灭产生伽马射线。一些DM卫星预计有硬伽马射线光谱，有限的角度范围，并缺乏其他波长的对应物。我们寻找具有这些特征的LAT源。我们发现没有候选DM卫星匹配这些标准在一年的LAT数据和解释这一结果的背景下，N体模拟。
2011-11-14 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
Hints on the Nature of Dark Matter from the Properties of Milky Way Satellites
暗物质的本质仍然是未知的，也是最基本的科学谜团之一。虽然标准冷暗物质模型（CDM）成功地描述了大尺度，但在银河系和亚银河系尺度上可能存在缺陷。正是在这些高度非线性的尺度上，暗物质粒子的性质受到了强烈的天体物理学约束。虽然莱曼- $α$森林的观测探测了轻度非线性区域的物质功率谱，但银河系的卫星星系提供了一个很好的实验室，可以在更小的尺度上测试潜在的宇宙学。在这里，我们提出的结果从一组高分辨率模拟银河系大小的暗物质晕在八个不同的宇宙学：CDM，温暖的暗物质（WDM）的粒子质量为2千电子伏和六个不同的冷加暖暗物质（C+WDM）模型，不同的分数，$f_{\rm wdm}$，和质量，$m_{\rm wdm}$，温暖的组件。我们使用了三种不同的观测测试基于银河系卫星观测：总卫星丰度，它们的径向分布和它们的质量分布。我们表明，同时满足所有三个约束的要求设置非常强的限制暗物质的性质。这表明了多维小尺度方法在排除大尺度观测仍然允许的模型方面的力量。
2013-04-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dark Energy: is it `just' Einstein's Cosmological Constant Lambda?
宇宙学常数λ是爱因斯坦在1917年提出的一个概念，从那时起就以不同的变体和化身伴随着我们，包括更广泛的暗能量概念。目前的观测结果与λ值相一致，λ值相当于当前宇宙临界密度的70%。在过去的60亿年里，这导致了宇宙膨胀的加速，这一发现获得了2011年诺贝尔物理学奖。再加上宇宙的平坦性和30%的物质（5%重子物质和25%冷暗物质），这就形成了所谓的Lambda-CDM标准模型，它在大约30年的时间里经受住了许多观测测试。然而，目前有迹象表明，在λ清洁发展机制中，哈勃常数和块状因子的不同值存在不一致（“紧张”）。此外，暗能量的时间变化和与广义相对论的轻微偏差还没有被排除。几个大项目正在进行中，以进一步测试Lambda-CDM，并估计宇宙学参数到亚百分比水平。如果Lambda-CDM仍然是标准模型，那么球又回到了理论家的法庭上，解释Lambda的物理意义。拉姆达是宇宙几何的改变，还是真空的能量？又或者是某种不同的东西，体现了一种未知的更高层次的理论？
2020-09-21 astro-ph.CO physics.pop-ph
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
Where are the extremely metal-poor stars in the Milky Way and Andromeda? Expectations from TNG50
在TNG 50模拟中，我们分析了198个银河系（MW）/M31类星系中极贫金属星（EMP，[Fe/H] $ < -3$）在$z=0$的位置。每个系统被分为四个运动学定义的形态恒星组件的基础上，恒星圆度和银河系的距离，即隆起，冷盘，暖盘，恒星晕，除了卫星（与恒星质量$\ge 5\times10^6\,M_\odot$）。根据TNG 50和所有模拟系统，主星系和卫星的恒星晕呈现最高频率的EMP（最大的$M_{\mathrm{EMP, comp}}$与$M_{\mathrm{tot, comp}}$恒星质量比），因此找到它们的机会最高。这种频率在低质量卫星中比在高质量卫星中更大。此外，TNG 50预测，主星系的恒星晕总是宿主，因此贡献了系统的大部分电磁脉冲。也就是说，它具有其中EMP与系统中所有EMP的最高质量比（最大的$M_{\mathrm{EMP, comp}}$与$M_\mathrm{EMP} (<300\mathrm{kpc})$）。然而，值得注意的是，我们还发现，TNG 50中的33 MW/M31类星系具有对EMP总质量贡献超过10%的冷盘，每个冷盘都具有在冷圆形轨道上的EMP的$\gtrsim 10^{6.5-7}\, M_\odot$。这些定性的陈述并不依赖于EMP星的精确定义，即所采用的金属丰度阈值。这项工作的结果提供了一个理论预测的EMP星的位置从空间和运动学的角度来看…
2022-12-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Luminosity function and radial distribution of Milky Way Satellites in a LCDM Universe
利用数值N体技术和三种不同的半解析模型（SAMs）星系形成程序，研究了基于冷暗物质的星系形成模型中预测的银河系大小晕中卫星星系的光度函数和径向分布。我们从四个银河系大小的DM晕的非常高分辨率的无耗散模拟中提取合并树，并将其用作半解析模型的共同输入。我们提出了一个详细的比较，我们的预测与观测数据最近获得的银河系卫星光度函数（LF）。我们发现，具有相当标准天体物理成分的半解析模型能够再现观测到的亮度函数，其亮度可达6个数量级，低至M_V=-2。我们还进行了比较与实际观测到的卫星数量作为光度的函数，通过应用SDSS调查的选择标准，我们的模拟，而不是纠正观测的不完整性。使用这种方法，我们再次找到很好的协议的亮度和径向分布的MW卫星。我们调查的物理过程中，我们的模型是负责塑造预测的卫星LF，并发现潮汐破坏，抑制气体的光电离背景，和超新星反馈都作出了重要贡献。我们的结论是，银河系卫星的数量和光度可以自然占内（λ）冷暗物质范式，这应该不再被认为是一个问题。
2009-11-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Detecting Dark Matter Substructures around the Milky Way with Gaia
冷暗物质（CDM）理论是现代宇宙学和天体物理学的支柱，它预言了银河系周围存在大量无星暗物质晕。然而，这些“黑暗”子结构的明确观测证据仍然难以捉摸。在这里，我们提出了一种检测方法的基础上小，但可检测的，速度变化的轨道子结构强加在MW磁盘上的恒星。使用高分辨率的数值模拟，我们估计，新的太空望远镜盖亚应该检测到一些无星子结构的运动学特征提供CDM范式持有。这样的测量将在低质量尺度上对原始物质的功率谱提供前所未有的限制，并提供对暗物质的粒子物理性质的新处理。
2014-10-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
The impact of early massive mergers on the chemical evolution of Milky Way-like galaxies: insights from NIHAO-UHD simulations
利用NIHAO-UHD模拟研究早期大质量并合对类银河系星系化学演化的影响，发现并合通过扩大冷气体盘和注入未富集气体导致金属丰度梯度陡化，并可能促成银河系低-α恒星序列的形成。
2023-05-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Gas Morphology of Milky Way-like Galaxies in the TNG50 Simulation: Signals of Twisting and Stretching
本文利用TNG50模拟和局部壳层迭代法分析了25个类银河系星系的气体形态，发现77%的星系存在扭曲模式，且温热气体形态可作为探测暗物质形态的示踪剂，气体分布的长球形特征可能源于恒星和AGN反馈。
2024-01-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Evolution of the Milky Way in Semi-Analytic Models: Detecting Cold Gas at z=3 with ALMA and SKA
我们预测的能力，阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）和平方公里阵列（SKA），以检测CO和HI发射线的星系在红移z=3。特别关注z=3的银河系（MW）祖细胞，因为它们在24小时内的检测构成了ALMA的关键科学目标。分析依赖于一个半分析模型，它允许建设一个MW祖样品回溯所有模拟当今星系的宇宙历史类似于真正的MW。结果：（i）ALMA可以通过观察CO（3-2）发射来最好地观察z=3处的MW。使用75 km/s通道在24小时内检测到3-sigma随机模型MW的概率约为50%，并且可以通过共同添加CO（3-2）和CO（4-3）线来增加这些几率。这些线落入ALMA带3，因此其代表在z=3处进行MW检测的最佳选择。(ii)在ALMA带geq 6中包含的更高的CO跃迁将是不可见的，除非所考虑的MW祖先碰巧拥有一个主要的星暴或一个活跃的黑洞。(iii)SKA的高频阵列配备28.8 GHz接收机，将成为观测z=3处CO（1-0）的强大仪器，能够在24小时内检测几乎所有模拟MW。(iv)在任何合理的观测时间内，使用SKA的低频阵列在z=3处进行MW的HI检测是不可能的。(v)尽管如此，SKA仍将通过其巨大的瞬时视场（FoV）成为最高的ha测量仪器。假设视场为410平方度，进行为期一年的定向HI巡天，将发现至少10^5个z=2.95-3.05的星系。(vi)如果这些星系的位置和红移可以从光学/红外光…
2013-09-18 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
The low abundance and insignificance of dark discs in simulated Milky Way galaxies
我们调查的存在和重要性的暗物质光盘在24个模拟银河系星系的样本中的APOSTLE项目，在拉姆达CDM宇宙学的流体动力学模拟的EAGLE计划的一部分。有人认为，银河系中的暗盘可能会增加暗物质的密度，并改变相对于太阳位置的光滑晕的速度模量，这对直接探测实验产生了影响。从暗物质的运动学分解和所有24个晕的真实空间分析，我们发现，只有一个模拟的银河系类似物具有可检测的暗盘组件。这一独特的事件是由一颗LMC质量的卫星在很低的掠射角下与一颗LMC质量的卫星合并造成的。考虑到即使是这种罕见的情况下，只增加了35%的暗物质密度在太阳半径和影响的高能量尾部的暗物质速度分布不到1%，我们得出结论，在银河系中的暗盘的存在是不太可能的，是非常不可能有一个显着的影响直接检测实验。
2016-06-02 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
The dark matter assembly of the Local Group in constrained cosmological simulations of a LambdaCDM universe
我们对标准LambdaCDM宇宙学模型中的局域群（LG）的组装性质进行了详细的理论预言。我们使用三个宇宙学的N体暗物质模拟从CLUES项目，其目的是再现的主要动力学特征的物质分布到几个Mpc左右的LG的规模。此外，我们使用一个无约束的模拟结果与60倍大的体积来校准宇宙方差的影响。我们通过三个特征时间，形成，组装和最后一个主要的合并时间来表征每个晕的质量聚集历史（MAH）。重大合并的定义是最小质量比为10：1。我们发现，三个LG共享一个类似的MAH与形成和最后一个主要的合并时代放置在平均\approx 10 - 12 Gyr前。在质量范围为5 x 10^11 Msol/h < M_h < 5 x 10^12 Msol/h的晕中，有12%到17%具有类似的MAH。在一组对在相同的质量范围内的晕，1%至3%的分数共享类似的形成性质，在模拟LG的两个晕。一个未解决的问题，我们的研究结果所提出的动力学起源的MAH的LG。在无约束模拟中，通常用于定义LG样晕的隔离标准不会将晕群缩小到具有安静MAH的集合中，也不会进一步限制驻留在低密度环境中。LG的安静MAH为像银河系和M31这样的盘星系的形成提供了有利的环境。银河系暗物质晕中最后一次大合并的开始时间与银河系盘中厚成分的富含气体的合并起源相匹配。我们的研究结果支持这样一种观点，即围绕着本振群的特定的大、中尺度环境在塑造它的MAH和重子结构方面起…
2011-06-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dynamical models for the Sculptor dwarf spheroidal in a Lambda CDM universe
玉夫座矮球状星系包含两个不同的恒星星族：一个富含金属，另一个缺乏金属。几位作者认为，为了使这两个群体处于相同的引力势中，暗物质晕必须有一个类似于恒星计数剖面中观察到的核心。这就排除了仅由暗物质模拟的Lambda冷暗物质（Lambda-CDM）宇宙学模型预测的晕和次晕的尖状Navarro-Frenk-White（NFW）密度分布。我们提出了一个新的理论框架，以自洽的方式分析恒星计数和速度观测，该框架基于平衡球形系统分布函数的可分离模型f（E，J）=g（J）h（E）。我们使用这种机器来分析现有的光度和运动学数据的两个恒星星族在雕塑。我们发现，与以前的一些索赔，数据是一致的人口在NFW暗物质潜力与结构参数的范围内预期在λ-CDM的平衡。我们的解决方案给出了一个最大的圆速度为20和35公里/秒之间的雕塑。我们讨论了为什么以前的一些作者得出了不同的结论。
2016-12-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Angular Momentum and Vortex Formation in Bose-Einstein-Condensed Cold Dark Matter Haloes
粒子物理学标准模型的扩展预测了非常轻的玻色子，范围从QCD轴子的10 ^{-5} eV到超轻粒子的10 ^{-33} eV，这可能是宇宙中的冷暗物质（CDM）。如果是这样，它们的相空间密度必须足够高，以形成玻色-爱因斯坦凝聚体（BEC）。BEC-CDM动力学的流体性质不同于标准的无碰撞CDM（sCDM），因此星系晕的观测可能会区分它们。sCDM在小尺度上的星系观测中存在问题，BEC-CDM可以在大范围的粒子质量m和自相互作用强度g下克服这些问题。对于半径为R、质量为M的星系尺度上的量子相干性，德布罗意波长λ_deB <~R，要求m>~m_H \cong 10 ^{-25}（R/100千秒差距）^{-1/2}（M/10 ^{1/2} M_solar）^{-1/2} eV，否则lambda_deB <<R，但自相互作用平衡重力，要求m>> m_H和g>> g_H \cong 2 x 10 ^{-64}（R/100 kpc）（M/10 ^{12} M_solar）^{-1} eV cm ^3。在这里，我们研究的角动量的影响，很大程度上被忽视。自旋参数λ \cong 0.05是由大尺度结构的潮汐扭矩，就像sCDM。由于实验室BEC如果旋转得足够快，就会产生量子涡旋，因此我们要问，这种角动量是否足以在BEC晕中形成涡旋，从而影响它们的结构，并产生潜在的可观察到的后果。最小角动量L_{QM} …
2012-02-28 astro-ph.CO astro-ph.GA cond-mat.quant-gas
Using dust to constrain dark matter models
该研究通过银河系型暗晕的流体动力学放大模拟，在匹配卫星星系数量后比较CDM与3.5 keV WDM，发现二者尘埃总量和径向分布差异显著，提出尘埃可作为区分暗物质模型的独特观测探针。
2024-10-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
How Early Could the Milky Way's Disk Form?
本研究通过含冷星际介质精细建模的宇宙学放大模拟发现，银河系前身的恒星盘可在z~6-7极早形成，验证了湍流调控恒星形成与反馈在早期星系演化中的关键作用，且与高红移观测结果一致。
2025-08-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
The tangential velocity excess of the Milky Way satellites
我们估计了银河系经典卫星的系统轨道运动学，并将它们与来自半解析星系形成模型的Λ冷暗物质（ΛCDM）模型的预测进行了比较，该模型适用于高分辨率宇宙学N体模拟。我们发现银河系卫星系统是ΛCDM系统的非典型。有自行测量的10颗银河系卫星的子集具有速度各向异性，β=-2.2 $\pm$ 0.4，位于ΛCDM分布的2.9%尾部。单独来看，银河系卫星的径向速度低于预期的自行速度，10颗卫星中有9颗卫星的轨道动能最多有20%投入径向运动。这种极端值预计仅在1.5%的ΛCDM卫星系统中出现。这种切向运动过剩与银河系“卫星盘”的存在无关。我们提出的理论预测，更大的卫星样本，可能成为可用的自行测量获得。
2017-02-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Milky Way-like barred spiral galaxy at a redshift of 3
本文通过观测红移约3的棒旋星系ceers-2112，发现类银河系的成熟棒状盘结构在宇宙早期已出现，挑战了高红移棒难以形成的预期。
2023-11-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
The offsets between galaxies and their dark matter in Lambda-CDM
我们使用“演化和组装的银河系及其环境”（EAGLE）套件的流体动力学宇宙学模拟测量恒星和星系的暗物质组件的中心之间的偏移。我们发现，绝大多数（>95%）的模拟星系显示的偏移小于重力软化长度的模拟（普卢默等效$ε= 700$ pc），无论是场星系和卫星星系团和集团。我们也没有发现暗物质沿着星系运动方向的系统性尾随或领先。偏移与从麦克斯韦分布中随机抽取的一致，其中$σ\leq 196$ pc。由于天体物理效应产生的$1.62^{+0.47}_{-0.49}$ kpc偏移最近在阿贝尔3827中观察到的没有可行的类似物，观测结果是在紧张局势与碰撞冷暗物质模型假设在我们的模拟。
2015-07-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Constraining Self-Interacting Dark Matter with Dwarf Spheroidal Galaxies and High-resolution Cosmological $N$-body Simulations
利用高分辨率的宇宙学$N$-体模拟研究了冷暗物质和自相互作用暗物质模型下的暗物质晕密度结构。我们量化subhalo的中心密度在150 pc从每个subhalo的中心在经典的矮球状和ultrafeak矮规模的银河系大小的晕。通过与观测结果的比较，我们发现$σ/m<3\ \rm{cm^{2}g^{-1}}$的自相互作用散射截面是有利的。由于宿主潮汐和自相互作用的共同作用，具有小近心的暗晕中心密度在冷模型和自相互作用模型之间存在明显差异，表明具有小近心的Milky Way卫星是未来大型光谱测量进一步约束暗物质性质的理想场所。
2021-12-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
