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
On the Edge: the relation between stellar and dark matter haloes of Milky Way-mass galaxies
利用APOSTLE宇宙流体动力学模拟研究了类银河系中吸积恒星晕和暗物质晕的形成。我们表明，恒星晕主要是由从少数大质量矮星剥离的恒星组成的，其中大多数都被今天的破坏。另一方面，暗物质晕主要由小的未分辨的次晕（$\lesssim 10^6$ M $_{\odot}$）和一个由从未与次晕结合的粒子组成的"光滑“成分组成。尽管存在这些差异，构成恒星晕大部分的大质量矮星也贡献了相当大一部分的暗物质。从这些矮星上剥离下来的恒星和暗物质通过它们的运动学联系在一起，这在晕的相空间结构中留下了印记。我们研究了恒星相空间中焦散线等特征的位置与暗晕特性之间的关系。我们表明，“边缘”的恒星晕是一个探针的暗物质晕质量和组装历史。银河系质量星系的边缘在表面亮度为$^{-2}$ 31-36等角秒时应该是可见的。
2023-02-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Did the Milky Way dwarf satellites enter the halo as a group?
本星系群中的矮卫星星系通常被认为是在暗物质下晕中的宿主，这些暗物质在落入宿主晕的过程中幸存下来。最近有人认为，如果大多数卫星是集体而不是单独进入银河系晕的，这可以解释其卫星分布的空间和动力学特性。这样的星系群被认为是在附近宇宙中发现的矮星系团。在本文中，我们解决的问题是否在这样的协会星系可以是银河系卫星星系的祖先。我们发现矮星系协比解释银河系和仙女座卫星星系盘状分布所需的要扩展得多。我们进一步确定了一个可能的小行星结构，垂直于超星系平面，矮协会位于其中，这可能与银河系卫星的祖先星系的下落方向有关，如果它们是潮汐起源的。
2009-03-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Does the Sagittarius Stream constrain the Milky Way halo to be triaxial?
最近对人马座矮星系恒星流的分析表明，M巨星在这个结构中的运动学和三维位置限制了我们银河系的暗物质晕，使其具有非常扁平的三轴形状，基本上是一个垂直于银盘的扁椭球。使用一种新的流拟合算法，基于马尔可夫链蒙特卡罗程序，我们调查是否这种说法仍然有效，如果我们允许银河系晕的密度分布更大的自由。我们发现流的解决方案，即使在一个球形晕，适合这种结构的领先和落后的武器，虽然这将需要一个上升的银河系旋转曲线在大银心半径。然而，所需的旋转曲线不被当前约束排除。因此，对于银河系来说，尽管有很强的理论动机，但并不需要晕三轴性来解释人马座流。这种三轴性和晕密度分布之间的简并性表明，在未来的努力来模拟这种结构，这将是有利的，以放松严格的分析密度分布，已被用于日期。
2012-12-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
The odd primordial halo of the Milky Way implied by Gaia. A shallow core, but a steep decline
Nanjing University（南京大学）；Case Western Reserve University（凯斯西储大学）；Leibniz-Institute for Astrophysics（莱布尼茨天体物理研究所）；Observatoire de Paris, Universit´e PSL, CNRS（巴黎天文台，巴黎文理研究大学，法国国家科学研究中心）；University of Arizona（亚利桑那大学）
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 Kinetic Sunyaev-Zel'dovich effect of the Milky Way Halo
利用动力学Sunyaev-Zel'dovich（kSZ）效应计算了银河晕中电离气体对宇宙微波背景（CMB）的影响.与其他银河系前景不同，晕kSZ签名覆盖了整个天空，在大角度尺度上产生各向异性，不伴有光谱失真，因此可能与原始CMB各向异性相混淆。我们建立了各种晕成分的理论模型，包括光滑的扩散气体，冷流入气体和高速云的细丝。我们发现，kSZ效应的所有组件是上述的普朗克卫星的灵敏度，在一定范围内的角尺度。然而，典型的晕贡献远低于宇宙方差噪声在原始CMB功率谱。高速云可能主导晕的贡献，需要更好的观测数据来掩盖它们。我们根据已有的晕气体分布的示踪数据，如中性氢的21 cm图和重组气体的H_α图，得到了预期的kSZ图。这些图与WMAP 5数据的互相关不产生任何统计学显著信号。
2009-06-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Diverse Stellar Haloes in Nearby Milky Way-Mass Disc Galaxies
我们已经研究了解决恒星星族在大银河系中心的距离沿短轴（从10 kpc到40和75 kpc之间），有限的长轴覆盖范围内，附近的六个高度倾斜的银河系质量盘星系使用HST数据的GHOSTS调查。我们选择红巨星支星来获得恒星晕密度分布。投影的短轴密度分布可以近似为幂律，投影斜率介于$-2$和$-3.7$之间，恒星晕质量的多样性为$1-6\times 10^{9}M_{\odot}$，或总星系恒星质量的$2-14\%$。由于子结构，光滑幂律拟合周围的典型固有散射是$0.05-0.1$ dex。通过比较短轴和长轴轮廓，我们推断出在$0.4-0.75$之间的$\sim 25$ kpc处的投影轴比$c/a$。GHOSTS的恒星晕是多种多样的，介于银河系和M31的（相当非典型的）晕所描绘的极端之间。我们发现恒星晕金属丰度和恒星晕质量之间有很强的相关性。我们比较我们的结果与宇宙学模型，发现我们的观测和吸积模型之间的良好协议，恒星晕的矮卫星的破坏形成。特别是，恒星晕金属丰度和质量之间的强观测相关性是自然再现。低分辨率的流体动力学模型具有不切实际的高恒星晕质量。目前的高分辨率流体动力学模型似乎预测恒星晕质量略高于观察到的，但合理的金属丰度，金属丰度梯度和密度分布。
2016-11-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
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
Milky Way simulations: the Galaxy, its stellar halo and its satellites - insights from a hybrid cosmological approach
我们的“家星系”-银河系-是一个相当大的螺旋星系，是本地宇宙中最常见的形态类的原型。虽然它只是一个星系，但它是唯一一个可以被详细研究的星系：对于银河系和本星系群的一些成员，可以获得大量关于其恒星年龄和化学丰度的观测数据。在未来几年里，通过正在进行的和计划中的光谱和天体测量调查，预计将获得更多的信息，为星系形成的现代理论提供一个独特的基准。在这篇评论中，我将总结最近的结果，我们的银河系的形成，它的恒星晕，和它的卫星星系。我将特别关注在星系形成的混合模型框架中获得的结果，并参考本期中基于流体动力学模拟的研究的其他评论。
2012-04-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Solving Milky Way-sized Systems with Haskap Pie: A Halo finding Algorithm with efficient Sampling, K-means clustering, tree-Assembly, Particle tracking, Python modules, Inter-code applicability, and Energy solving
University of Illinois at Urbana-Champaign（伊利诺伊大学厄巴纳-香槟分校）；National Center for Supercomputing Applications（超级计算应用国家中心）
Haskap Pie是一种基于Python的高效晕寻找算法，能处理多种模拟代码，提供更稳定的晕追踪和更密集的晕质量函数，适用于银河系规模的模拟研究。
2025-12-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Baryonic impact on the dark matter orbital properties of Milky Way-sized haloes
我们结合光谱方法和银河系大小星系的宇宙学模拟研究了暗物质晕的轨道性质。我们比较了流体动力学和$N$ -体模拟中单个暗物质粒子的动力学和轨道，发现由于重子的影响，暗物质晕的盒、管和共振轨道的比例显著降低。特别是，在流体动力学模拟的暗物质晕的中心区域占主导地位的规则，短轴管轨道，相反，在$N$体运行的混乱，箱和薄的轨道占主导地位。这导致了一个更球形的暗物质晕在流体动力学运行相比，一个扁长的一个常见的$N$体模拟。此外，通过使用基于核的密度估计，我们比较了粗粒度的相空间密度的暗物质晕在两个模拟中，并发现它是较低的$\sim0.5$指数在流体动力学运行由于角动量分布的变化，这表明重子过程，影响暗物质是不可逆的。我们的结果表明，重子在决定星系中暗物质晕的形状、运动学和相空间密度方面起着重要的作用。
2017-01-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
What's Up in the Milky Way? The Orientation of the Disc Relative to the Triaxial Halo
人马座流的模型一致地发现，银河系盘的方向是这样的，它的短轴沿着三轴暗物质晕的中轴。我们试图建立这样一个“中间轴方向”的盘星系模型。我们用三个模型做这个。在前两种情况下，我们简单地在三轴晕中刚性地生长一个圆盘，使得圆盘垂直于全局中轴。我们还试图通过产生一个气体+暗物质的三轴系统，气体角动量围绕中间轴，同轴形成一个盘。在所有情况下，我们都不能产生这样的系统，即恒星的角动量与晕的中轴保持一致，即使当圆盘的势与内晕平行，使得圆盘在任何地方都垂直于晕的局部短轴。对于这些不稳定的模拟之一，我们表明，潜在的甚至比银河系潜在的人马座流探测区域的模型更圆。我们的结论是，银河系的光盘是非常不可能在中间轴方向。然而，我们发现，一个光盘可以坚持离开一个主平面的潜力。我们提出银河系的圆盘必须相对于暗物质晕的主轴倾斜。直接证实这一预测将构成修正牛顿动力学的一个关键检验。
2013-07-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Tilt of the Halo Velocity Ellipsoid and the Shape of the Milky Way Halo
大约有1，800个晕状亚矮星的样本，有径向速度和自行，使用重复的多波段斯隆数字巡天光度测量在条纹82中组装。我们的样本晕次矮星提取通过减少自行图和距离获得使用光度计的视差，从而提供完整的相空间信息。计算了速度椭球相对于球极坐标系的倾斜，发现三个倾斜角中的两个与零一致，第三个非常小。证明了如果内晕处于稳态，且三轴速度椭球在球极坐标中处处对齐，则势必定是球对称的。与球形极的可检测但非常轻微的错位与银河系盘对球形暗晕的微扰效应一致。香蕉轨道由圆盘在1：1共振（水平和垂直频率）下产生。在我们的亚矮星样本的典型半径处，它们与更占主导地位的短轴管一起占据银河势。然而，仅从几何学的角度来看，香蕉轨道的倾斜不能消失，这导致了轻微的，但可检测的，不对准。我们认为，恒星晕速度椭球的倾斜，因此提供了一个迄今为止在很大程度上被忽视，但重要的论点，银河系的黑暗晕，占主导地位的潜力，必须是近球形。
2009-02-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
The outermost edges of the Milky Way halo from galaxy kinematics
我们测量的第一次银河系（MW）晕的耗尽和周转半径的最外层边缘。内耗尽半径，$r_\mathrm{id}$，确定在最大的下落速度的位置，从排水环境中分离的增长晕，而转向半径，$r_\mathrm{ta}$，标志着最外边缘的下落物质朝向晕，这两个都位于维里半径之外。利用附近矮星系在$3\mathrm{Mpc}$内的运动，我们获得了MW周围最大速度为$v_\mathrm{inf, max}=-46_{-39}^{+24}\mathrm{km s^{-1}}$的坠落区的边缘探测。这使我们能够测量$r_\mathrm{id}=559\pm 107 \mathrm{kpc}$和$r_\mathrm{ta}=839\pm 121 \mathrm{kpc}$。测得的耗尽半径约为从内部动力学测量的MW维里半径（$R_\mathrm{200m}$）的1.5倍。与宇宙学模拟Illustris TNG 100中的晕相比，因子1.5与具有与MW相似的质量和动力学环境的晕一致，但略小于本星系群类似物的典型值，可能表明MW的独特演化历史。这些测量的晕边缘直接量化的MW外晕正在进行的演变，并提供独立于内部动态的MW的当前动态状态的约束。
2021-07-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Evidence for a Triaxial Milky Way Dark Matter Halo from the Sagittarius Stellar Tidal Stream
观测人马座矮椭球体（Sgr dSph）的破坏所产生的漫长潮汐流，能够对银河系引力势的形状提供强有力的约束。然而，以前的工作，基于不同的流属性在轴对称银河系模型的建模产生了相互矛盾的结果：虽然角进动的Sgr领先的手臂是最一致的球形或略扁的晕，在这个手臂的恒星的径向速度只再现长晕模型。我们证明，这个明显的悖论可以解决，而不是采用三轴潜力。我们的新的星系晕模型，同时适合所有完善的相空间的限制，从Sgr流，提供了第一个确凿的证据，和试探性的测量，在一个单独的暗物质晕的三轴性。在~ 60 kpc范围内的银河系晕的最佳特征是等速线的短轴/长轴比c/a ~ 0.67，中轴/长轴比b/a ~ 0.83，三轴度参数T ~ 0.56。在这个模型中，暗晕的短轴与连接太阳和银河系中心的银河系X轴重合，在15度以内，而长轴也位于银河系平面内，大约沿着银河系Y轴。
2009-08-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Structural properties of non-spherical dark halos in Milky Way and Andromeda dwarf spheroidal galaxies
基于我们以前工作中修正的轴对称质量模型，研究了银河系和仙女座星系中矮球状（dSph）星系暗晕的非球形密度结构.我们在这里采用的模型充分考虑到速度各向异性的示踪星被限制在一个扁平的暗晕。将我们的模型应用到12个明亮的dSphs的可用运动学数据中，我们发现这些星系通常与拉长的暗晕相关联，即使考虑到恒星速度各向异性的影响。我们还发现，最佳拟合参数，特别是暗晕和速度各向异性的形状，容易受到外部区域速度数据的可用性和每个空间仓中缺乏样本星的影响。因此，为了获得更现实的限制黑暗的晕结构，我们需要在更大的地区的dSphs比以前探索的光度和运动学数据。从现有的数据得到的结果表明，暗晕的形状在dSphs比那些$Λ$ CDM subhalo更拉长。这种不匹配需要解决的理论，包括重子组件和相关的反馈暗晕，以及进一步的观测限制在更大的地区的dSphs。研究还发现，更弥散的暗晕可能经历了连续的恒星形成历史，从而暗示暗晕结构在恒星形成活动中起着重要作用。
2015-09-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Estimating the dark matter halo mass of our Milky Way using dynamical tracers
银河系暗物质晕的质量可以通过拟合动力学示踪物相空间分布的分析模型来估计。我们测试这种方法使用现实的模拟恒星晕构造的水瓶座N体模拟暗物质晕的$Λ$ CDM宇宙学。我们扩展了标准的治疗，包括Navarro-Frenk-White（NFW）的潜力，并使用极大似然方法来恢复参数描述模拟晕的位置和速度的模拟晕星。我们发现，晕质量的估计是高度相关的晕浓度的估计。维里半径内的最佳拟合晕质量$R_{200}$存在偏差，在最佳情况下（包括示踪剂的切向速度时），范围从40%低估到5%高估。偏见有几个来源。偏离动态平衡可能会导致显著的偏差;偏离球对称相对不那么重要。对不同银河系中心半径的恒星进行拟合可以得到不同的质量估计。相比之下，该模型给出了良好的约束质量的半质量半径内的示踪剂，即使在60千秒差距内的示踪剂。恢复的示踪剂，$β$，速度各向异性有偏系统，但这并不影响其他参数，如果切向速度数据被用作约束。
2015-10-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Milky Way halo as a QSO absorption-line system. New results from an HST/STIS absorption-line catalogue of Galactic high-velocity clouds
我们使用档案紫外吸收线数据从HST/STIS统计分析的吸收特性的高速云（HVC）的星系晕对40多个河外背景源。我们确定吸收覆盖分数的低和中间离子（OI，CII，SiIII，MgII，FeII，SiIII，CIV，和SiIV）的范围fc = 0.20 - 0.70。对于详细的分析，我们集中在硅的吸收成分在HVC，我们调查的列密度，b值和径向速度的分布。结合信息的Si II和Mg II，并使用几何HVC模型，我们调查的贡献HVC强Mg II吸收剂的吸收截面在本地宇宙。我们估计，如果从外部有利位置观察我们的银河系，银河系HVC将平均贡献~52%的银河系总强MgII截面。我们进一步估计，从外部有利位置的银河系晕和光盘的强镁II吸收的平均投影覆盖分数是fc（sMgII）= 0.31晕半径R = 61千秒差距。这些数字，以及在低红移处观察到的强MgII吸收体的数密度，表明下落气体云（即，银河系型星系晕中的HVC类似物）对强MgII吸收体截面的贡献小于34%。这些发现与流出气体（例如，由星系风产生）在更活跃的恒星形成星系的晕中占主导地位的吸收截面的强MgII吸收在本地宇宙。
2013-01-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Milky Way system in LCDM cosmological simulations
我们应用半解析的星系形成模型对两个高分辨率的宇宙学N体模型进行了模拟，以研究银河系的类似物。我们选择这些根据观察到的银河系的性质，而不是晕质量在大多数以前的工作。对于恒星质量为（5--7）x 10 d10 Msun的盘状中央星系，主晕质量的中位数为1.4 x 10 d12 Msun，1 σ色散范围为[0.86，3.1] x 10 d12 Msun，与银河系晕质量的动力学测量结果一致。对于任何给定的晕质量，拥有银河系的可能性都很低，在质量约为10 d12 Msun的晕中，最大可能性约为20%。该模型再现了银河系亮卫星（MV < -9）的V波段光度函数和径向轮廓。星系形成在低质量的晕被发现是高度随机的，导致在一个非常大的分散之间的关系MV（或恒星质量）的卫星和深度的晕下的位井，他们住，作为测量的最大旋转曲线，Vmax。我们的结论是，“太大而不能倒”的问题是在N体模拟中根据晕下特性选择卫星的人为因素：在10%的情况下，我们发现三个或更少的最亮（或最大质量）卫星的Vmax > 30 km/s。我们的模型预测，大约有一半的暗物质subhaloes与Vmax > 20公里/秒的主机卫星比MV = -9昏暗，因此可能是从现有的调查失踪。
2015-03-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Characterizing the formation history of Milky Way-like stellar haloes with model emulators
我们使用半解析模型ChemTreeN，再加上宇宙学的N体模拟，探索不同的星系形成的历史可以影响银河系类星系的恒星晕和他们的卫星人口的观测特性。高斯过程用于生成模型仿真器，其允许在p维输入参数空间的任何位置处统计地估计期望的模型输出集合。这使得人们能够比其他方式更快地探索整个输入参数空间的数量级。使用模拟观测数据集生成的ChemTreeN本身，我们表明，它是可以成功地恢复用于生成模拟观测值的输入参数向量，如果合并历史的主机晕是已知的。然而，我们的研究结果表明，对于一个给定的观测数据集的“最佳拟合”参数的确定是非常容易受到特定的合并历史的主机。非常不同的晕合并历史可以重现相同的观测数据集，如果“最佳拟合”参数允许从历史到历史的变化。因此，使用这些技术来描述银河系形成历史的尝试必须进行统计，分析高分辨率N体模拟的大样本。
2012-09-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Statistical properties of substructures around Milky Way-sized haloes and their implications for the formation of stellar streams
在银河系和附近星系周围观测到起源于破裂的矮星系和星团的恒星流。这种亚结构是记录主晕如何吸积祖星系的重要示踪物。基于宇宙学的背景下，我们调查的子结构，如长度和薄度在$z=0$的结构特性之间的关系，和他们的祖先的轨道。我们模拟恒星组件的大样本的银河系大小的晕周围的子结构相结合的半解析模型与高分辨率的宇宙学$N$体模拟。使用粒子标记的方法，我们嵌入恒星组件的祖晕和跟踪相空间分布的子结构下降到$z=0$。我们发现，当宿主晕吸积它们的祖先时，亚结构的长度和厚度随红移的变化是平滑的。对于在$z=0$观测到的类似流的子结构，大部分的祖细胞是由它们的宿主晕在红移$0.5\lesssim z\lesssim 2.5$处吸积的。子结构的祖先在这个吸积红移范围之外，完全或较少地被$z=0$破坏，不能被观察到流。亚结构的长度和厚度随祖细胞的近心点和远心点的变化而变化。观察到的类似流的亚结构倾向于具有特定范围的$10\ {\rm kpc} \lesssim r_{\rm peri}\lesssim100\ {\rm kpc}$和$50\ {\rm kpc} \lesssim r_{\rm apo}\lesssim300\ {\rm kpc}$。
2019-05-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Milky Way's dark matter halo appears to be lopsided
银河系外围区域（距中心约10 kpc）的氢原子盘可以提供有关暗物质晕结构的有价值的信息。最近来自全天21厘米线LAB测量的外HI盘的3-D厚度图为我们提供了一个独特的机会来详细研究银河系暗物质晕的结构。这项新调查的一个显著特点是原子氢气体厚度图的南北不对称性。假设在银河系总势能下垂直流体静力平衡，我们导出了HI气体的模型厚度图。我们指出，简单的轴对称晕模型，如软化的等温晕（在Vc ~ 220 km/s处产生平坦的旋转曲线）或任何密度下降快于等温晕的晕，都不能解释所观测到的气体厚度的径向变化。我们还表明，这种轴对称晕随着不同的HI速度分散在两半，不能解释所观察到的厚度图中的不对称性。其中的非轴对称模型，它表明，一个纯粹的不平衡（m=1，第一谐波）暗物质晕合理HI速度色散未能解释南北不对称令人满意。然而，我们发现，通过在一个完全不平衡的晕上叠加一个二次谐波（m=2），例如我们的最佳拟合和更可接受的模型A（参数ε h ^{1}=0.2，ε h ^{2}=0.18，σ HI =8.5 km/s），可以提供一个很好的拟合，并自然地再现南北不对称性。新出现的不对称暗物质晕的图像得到了宇宙学N体模拟中形成的ΛCDM晕的支持。
2009-03-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Stellar haloes of simulated Milky Way-like galaxies: Chemical and kinematic properties
我们调查的化学和运动学性质的扩散恒星晕的六个模拟银河系的宝瓶座计划。采用结合能准则定义了两种动态上不同的恒星星族：扩散内晕和外晕，它们由具有特殊化学和运动学特征的不同恒星亚族组成。我们模拟的内晕和外晕恒星星族得到了碎片星（形成于亚星系系统，而它们的主要祖先星系的维里半径之外）和内碎片星（形成于富含气体的亚星系系统内的暗物质晕）的贡献。内晕具有额外的贡献，从磁盘加热的恒星在范围$\sim 3 - 30 %$，平均值为$\sim 20% $。圆盘加热的恒星可能表现出运动学支持的特征，特别是在最年轻的恒星中。内部碎片加上圆盘加热的恒星定义了所谓的\insitu恒星星族。在这两个内晕和外晕恒星星族，我们检测到的贡献，从中等到低的[ $α$ /Fe]的比率，主要与内部碎片或磁盘加热的子人口的恒星。观测到的内晕区的丰度梯度受化学富集水平和每个恒星子群的相对贡献的影响。内晕区的陡峭丰度梯度与盘加热和内部碎片星的贡献有关，这些恒星往往比碎片星的结合能低。（节录）。
2013-04-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
The twisted dark matter halo of the Milky Way
我们分析系统类似于银河系（MW）在EAGLE宇宙流体动力学模拟，以推断可能的结构MW的暗物质晕。我们确定MW质量晕在模拟中的卫星星系有类似的运动学和空间分布的明亮的卫星MW，特别是系统中的大多数卫星（8出11）有几乎共面的轨道，也垂直于中央恒星盘。我们发现，法线的共面卫星的共同轨道平面是很好地与主机暗物质晕的短轴对齐，与一个中位数失调角只有$17.3^\circ$。基于这一结果，我们推断银河系暗物质晕的短轴指向$(l,b)=(182^\circ,-2^\circ)$，在68和95百分位的置信水平分别为22 $^\circ$和43 $^\circ$的角度不确定性。因此，推断的MW晕的短轴位于恒星盘的平面内。然而，晕不是同源的，它的扁平和方向随半径而变化。晕的内部比外部圆，并且与星盘对齐（即晕的短轴垂直于星盘）。再往外，光晕扭曲，短轴方向改变$90^\circ$。这种扭曲发生在一个非常狭窄的径向范围内，反映了物质沿其被吸积到MW中的沉积网络的变化。
2020-12-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
Sizing from the Smallest Scales: The Mass of the Milky Way
随着银河系及其卫星系统在近场宇宙学研究中的地位越来越稳固，对银河系暗物质晕的精确质量估计的需求越来越迫切。随着{ \it Gaia}的第二次和第三次早期恒星自行数据的发布，几个研究小组计算了银河系卫星星系人口的完整$6$ D相空间信息。利用这些数据相比，subhalo属性绘制的Phat ELVIS模拟，我们约束银河系暗物质晕质量为$\sim 1-1.2\times10^{12}~\msun$。我们发现，从更多或更少的质量主机（即$>1.2\times10^{12}~\msun$或$<10^{12}~\msun$）绘制的subhalos的运动学是不一致的，在$3σ$的置信水平，与银河系卫星的观测速度。银河系的首选宿主晕质量在很大程度上对排除与大麦云相关的系统、星系形成阈值的变化以及观测完整性的变化不敏感。随着更多的银河系卫星被发现，它们的速度（径向，切向和总）加上银心距离将提供对银河系暗物质晕质量的进一步了解。
2022-05-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Bailing Out the Milky Way: Variation in the Properties of Massive Dwarfs Among Galaxy-Sized Systems
最近对银河系矮卫星内部密度的运动学约束揭示了与等级结构形成的标准CDM模型中模拟银河系尺度晕的subhalo种群的差异。这被称为“太大而不能倒”的问题，指的是银河系环境中不太可能存在大型和不可见的同伴。在本文中，我们认为，银河系的观测和模拟的subhalos是一致的结构形成的标准模型的预测。具体来说，我们发现，有显着的变化，在不同的主机之间的固定质量的晕的subhalos属性，并建议，这可以合理地解释银河系中的致密卫星的赤字。我们利用久经考验的分析技术来预测的性质，在一个大样本的不同的主机晕的各种质量跨越预期的范围内的星系晕。分析模型产生的subhalo人口与通过Lactea II和宝瓶座一致，我们的研究结果表明，subhalo属性的自然变化足以解释银河系卫星运动学和这些数值模拟之间的差异。在银河系大小的晕中，至少有10%的亚晕群不存在“太大而不能倒”的问题，即使主晕质量大到M_host = 10^12.2 h^-1 M_sun。后续研究包括对大量银河系大小的宿主进行高分辨率模拟，这对证实我们的预测是必要的。如果没有这些努力，“太大而不能倒”的问题似乎不会对等级制形成的标准模型构成重大挑战。[删节]
2012-12-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Chemical Evolution in Hierarchical Models of Cosmic Structure II: The Formation of the Milky Way Stellar Halo and the Distribution of the Oldest Stars
本文提出了理论恒星形成和化学富集历史的恒星晕的银河系的基础上新的化学动力学模型。本研究的目的是评估在何种程度上贫金属恒星的晕反映恒星形成的条件，发生在晕祖星系在高红移，再电离时代之前和期间。将暗物质晕质量转化为重子气体预算和恒星形成历史的简单处方产生的模型类似于观察到的银河系晕的总恒星质量，金属丰度分布，光度函数和矮卫星星系的化学富集。这些模型晕反过来又允许探测的再电离时代感兴趣的人口分布在物理和相空间，以及它们是如何与相同的金属丰度较低的红移人口的探索。在特定时间或红移之前的恒星比例强烈地依赖于星系内的半径，反映了冷暗物质晕的“由内而外”的增长，以及金属丰度，反映了后期更高的金属丰度的一般趋势。这些结果表明，在寻找z > 6 - 10的恒星时，应该选择[Fe/H] <~ -3的恒星，并优先选择在恒星晕中更紧密束缚轨道上的恒星，其中大多数来自z > 10，15 - 40%来自z > 15。最古老、最缺乏金属的恒星--那些最有可能揭示第一批恒星化学丰度的恒星--最常见于银河系晕的正中心：它们在核球中，但不在核球中。这些模型对于使用来自本地宇宙的数据来约束第一批恒星和星系的性质的更大项目有几个影响。
2009-11-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Can cosmological simulations capture the diverse satellite populations of observed Milky Way analogues?
最近出现的对当地银河系“类似物”及其卫星群的深入观测调查使我们能够将银河系置于更广泛的宇宙学背景下，并在小尺度上测试星系形成的模型。在本研究中，我们使用基于LCDM的ARTEMIS宇宙流体动力学模拟套件，其中包含45个银河系模拟宿主晕，以比较观测到的卫星光度函数，径向分布函数和丰度标度关系，从最近的本地体积和SAGA观测调查，除了银河系和M31。我们发现，与以前的一些说法相反，基于LCDM的模拟可以成功地同时捕获的平均趋势和多样性，在观测到的光度和径向分布函数的银河系类似物一旦重要的观测选择标准的因素。此外，我们表明，在固定的晕质量，模拟卫星径向分布的浓度部分地由底层的光滑暗物质晕，虽然随机性，由于有限数量的卫星是主要的驱动程序在固定的晕质量的卫星的径向分布的散射。
2021-05-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
The progenitor galaxies of stellar haloes as "failed" Milky Ways
本研究利用宇宙学模拟发现，LMC质量星系在z=2时的性质与其最终命运（成为银河系恒星晕或被摧毁）无关，唯一决定因素是距主星系的距离，暗示银河系老年恒星与恒星晕祖星系固有性质不可区分。
2023-03-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
The shape of the inner Milky Way halo from observations of the Pal 5 and GD-1 stellar streams
我们约束的形状的银河系的晕的动力学建模观测到的相空间轨道的G15和GD-1潮汐流。我们发现，从这些流的轨道收集到的关于势的唯一信息是对引力势的形状的精确测量-垂直加速度与径向加速度的比率-在流的位置，对径向和垂直加速度的约束分别较弱。后者将通过盖亚精确的自行测量显着改善。在GD-1（[R，z] ~ [12.5，6.7] kpc）和GD-5（[R，z] ~ [8.4，16.8] kpc）位置，总的势平坦度分别为0.95 ± 0.04和0.94 ± 0.05。结合银河系盘附近的力场的约束，我们确定暗物质晕的密度分布的轴比是1.05 +/- 0.14内的内部20千秒差距，与一个暗示，晕变得更加平坦的边缘附近的体积。20千秒差距内的晕质量为1.1 +/- 0.1 x 10^{11} M_sun。一个如此接近球形的暗物质晕与暗物质晕形成的数值模拟预测相矛盾。
2017-02-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Study of Various Dark Matter Halo Profiles in Milky Way and M31 Galaxies within the Standard Cosmology Framework
本研究在标准ΛCDM模型框架下，结合核球、盘成分与三种暗物质晕轮廓，用贝叶斯统计拟合银河系和M31的最新旋转曲线数据，发现NFW和Hernquist轮廓与观测相符，Einasto轮廓解释力较差。
2025-06-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Stellar haloes in Milky-Way mass galaxies: From the inner to the outer haloes
我们提出了一个全面的研究银河系质量星系的恒星晕的化学性质，分析内部到外部晕之间的过渡。我们发现的过渡半径之间的相对优势的内晕和外晕恒星星族为~15-20千秒差距为我们的大多数晕，类似于推断的银河系从最近的观测。虽然模拟的内晕种群中的恒星数量密度随着距离的增加而迅速下降，但外晕种群在基准太阳邻域中的贡献约为20- 40%，特别是在最低金属丰度处。我们已经确定了模拟晕的[Fe/H]分布，它们表现出平坦或温和的梯度，范围为[-0.002，-0.01 ] dex/kpc。金属丰度分布函数表现出不同的特征，反映了不同的恒星晕组装历史。我们发现，恒星晕形成较大的贡献，从大规模的亚星系系统有陡峭的金属丰度梯度。贫金属星主要是由低质量的卫星贡献给晕系统。在预测的金属丰度分布函数中有一个明显的趋势，即随着半径的增加，发现了更高比例的低金属丰度恒星。这些特性与观测到的附近星系的恒星晕的行为范围是一致的。
2014-01-23 astro-ph.CO
The DREAMS Project: Disentangling the Impact of Halo-to-Halo Variance and Baryonic Feedback on Milky Way Dark Matter Speed Distributions
Princeton University（普林斯顿大学）；Flatiron Institute（西蒙斯平铺研究所）；University of Virginia（弗吉尼亚大学）；The NSF-Simons AI Institute for Cosmic Origins（NSF-Simons宇宙起源人工智能研究所）；Stockholm University（斯德哥尔摩大学）；University of Chicago（芝加哥大学）；University of Pennsylvania（宾夕法尼亚大学）；Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）；Rutgers, the State University of New Jersey（新泽西州立罗格斯大学）；University of Texas at Austin（得克萨斯大学奥斯汀分校）
DREAMS项目通过模拟揭示银河系暗物质速度分布的不确定性主要由晕间方差主导，并应用于XENON1T实验验证天体物理不确定性与实验结果相当。
2025-12-03 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Using frequency maps to constrain the distribution function of the Milky Way stellar halo
对银河系恒星晕的解析测量可以获得数万颗恒星的所有6个相空间坐标，从而可以计算它们的三维轨道。大量的晕轨道的频谱分析可以用来构建频率图，这是一个紧凑的，但其相空间分布函数（DF）的信息表示。此类地图可用于推断构成恒星晕DF的主要轨道族类型及其相对丰度。频率图的结构，特别是共振轨道，反映了暗物质势的形成历史和形状及其相对于盘的取向。频率分析在盘星系宇宙学流体动力学模拟中的应用表明，晕星和暗物质粒子所占据的轨道族非常相似，这意味着恒星晕轨道可以用来限制暗物质晕的DF，可能影响未来的直接暗物质探测实验。这些方法的应用到一个样本的\sim 16,000银河系晕和厚盘星的SDSS-SEGUE调查产生的频率图与强有力的证据，晕星的共振捕获银河系盘，在控制模拟预测的方式中，磁盘的增长。频率分析方法的应用，目前和未来的相空间数据的银河系晕星将提供新的见解的形成历史的dierent组成部分的银河系和DF的晕。
2011-10-11 astro-ph.CO
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。
2010-01-20 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Satellite Survival in Highly Resolved Milky Way Class Halos
令人惊讶的是，人们对银河系卫星星系的起源和演化知之甚少。紫外光电离、超新星反馈以及与较大的宿主晕的相互作用都被认为在塑造我们今天观察到的卫星群方面发挥了作用，但对于这些效应中的哪一种（如果有的话）占主导地位仍然没有达成共识。在本文中，我们重新模拟银河系类暗物质（DM）晕前所未有的分辨率的问题。我们的一套宇宙流体动力学自适应网格细化（AMR）模拟，称为坚果套件，使我们能够调查超新星反馈和紫外光电离在高红移与亚秒差距分辨率的影响。随后，我们使用较低的空间分辨率（50pc）版本的模拟到z=0与银河系般的晕的相互作用的效果。后者产生了一组模拟卫星，我们将其与银河系和M31的观测卫星进行比较。我们发现，超新星反馈减少恒星形成的最小质量的卫星，但提高了它在更大的。光电离似乎在抑制恒星和星系形成的卫星晕的所有祖细胞中起着非常小的作用。到目前为止，对卫星人口的最大影响被认为是主机的质量和气体冷却是否包括在模拟中。事实上，包含气体冷却大大减少了在高红移时捕获的卫星的数量，这些卫星在z=0时幸存下来。
2012-11-06 astro-ph.CO
There's no place like home? Statistics of Milky Way-mass dark matter halos
我们提出了一个银河系质量晕的结构特性的分布在千禧年-II模拟（MS-II）的分析。这个在标准LCDM宇宙学中的结构形成模拟包含数千个银河系质量的晕，并且具有足够的分辨率来正确地解决每个主机的许多subhalos。因此，它提供了一个重大的改进，在统计权力可用于探索分布的内部结构晕这种质量。此外，MS-II包含较低分辨率版本的Aquarius项目晕，使我们能够将我们的结果与高得多的分辨率下的六个晕的模拟结果进行比较。我们研究的质量大会的历史，subhalo质量函数和吸积时间，并合并和剥离的历史能够影响磁盘的中心晕subhalos的分布。我们发现，subhalo丰度是没有很好地描述泊松统计在低质量，而是由内在的散射为主。根据下沉时暗晕的质量和丰度匹配的假设，一个M_vir =10^12 M_sun的银河系晕拥有两个像麦哲伦云一样明亮的星系的可能性不到10%。对于M_vir=2.5 x 10^12 M_sun的晕，这种概率上升到25%。与磁盘加热相关的统计数据对被认为相关的质量范围非常敏感。合并时的质量：大于1：30的红移零维里质量很可能会撞击中央星系盘，这几乎是不可避免的，因为z=2，而在同一时期，只有一半的晕与落入质量：红移零维里质量大于1：10合并。
2010-05-18 astro-ph.CO
Updating the MACHO fraction of the Milky Way dark halo with improved mass models
最近的兴趣在原始黑洞作为一个可能的暗物质候选人，激发了重新分析以前的方法，限制大规模的天体物理致密物体在银河系晕和超越。为了推导出这些限制，必须使用银河系周围暗物质分布的模型。以前的微透镜搜索假设了半等温密度球的这项任务。我们发现这个模型不再与银河系自转曲线的数据一致，并测试了两个替代模型，即NFW和幂律。幂律模型是最灵活的，因为它可以打破球对称性，并且最适合数据。因此，我们推荐幂律模型作为替代，尽管它仍然缺乏灵活性，无法完全涵盖银河系晕的所有可能形状。然后，我们使用幂律模型来重新推导文献中的一些先前的微透镜约束，同时将初级晕形状的不确定性传播到我们的最终约束。我们的分析表明，对大麦云的微透镜约束减弱了一些$10\, M_\odot$周围的质量为100时，考虑到这种不确定性，但约束收紧在较低的质量。探索一些简化的假设，以前的约束，我们还研究了紧凑的晕对象的广泛的质量分布的影响，以及空间聚类的影响微透镜的约束。我们发现，这两种效应引起的转移的约束向较小的群众，并可以有效地消除微透镜的限制，从$M \sim 1-10 M_\odot$为某些CNOMO人口。
2018-06-26 astro-ph.CO
Reionization Histories of Milky Way Mass Halos
我们调查的时代之间的再电离和当今宇宙的连接，通过检查扩展的质量再电离历史的暗物质晕确定在z=0。我们结合了一个N体暗物质模拟的600 Mpc的体积与三维，数值再电离模型。这提供了每个粒子的再电离红移，然后可以将其与当前的晕的性质联系起来。我们发现，绝大多数质量大于~几× 10^11 Msun的现今晕，都比宇宙中的其他部分更早地返回地球。我们还发现显着的晕晕多样性的质量再电离的历史，并发现，在现实的非均匀模型，在一个给定的晕内的材料预计不会在同一时间再电离。特别是，在个别晕内的再电离时间的分散通常大于晕之间的分散。从我们的基准再电离模型中，我们发现，对于10^（12 \pm 0.25）Msun的晕，晕内再电离时间的典型68%分散度约为1.15亿年，对于10^（15 \pm 0.25）Msun的晕，其再电离时间略微减少到约9.5亿年。我们发现一个温和的再电离历史和环境之间的相关性：具有较短的再电离历史的晕通常是在更集群的环境中，最强的趋势的规模为20百万秒差距。在银河系质量晕与短的再电离历史的材料优先再电离在相对较大的HII区域，这意味着再电离主要是由外部的源的祖先，今天的晕。我们调查的影响，我们的结果不同的再电离模型参数，它跨越了一系列的再电离的情况下，不同的时间和形态。
2013-06-12 astro-ph.CO
Spin flips I: Evolution of the angular momentum orientation of Milky Way-mass dark matter haloes
在冷暗物质晕的生长过程中，它的自旋方向会发生迅速的变化。这可能会破坏甚至摧毁在晕中形成的恒星盘，可能导致凸起或球体的产生。我们调查的频率显着变化的方向的角动量矢量的暗物质晕（“自旋翻转”），其程度的相关性合并。我们专注于类似的银河系（MW）晕在红移z=0（log M/（Msol/h）= 12.0至12.5）的质量晕，并考虑翻转的自旋的整个晕或只是其内部的部分。我们发现，更大比例的主要合并与大自旋翻转比小合并。然而，由于重大合并很少见，因此绝大多数（93%）大型全晕自旋翻转（角度变化>= 45度）与小的质量变化相一致，而不是重大合并。内晕的自旋矢量比整个晕经历更频繁的翻转。在它们的整个生命周期中（即在光环获得其最终质量的一半之后），超过10%的光环在整个光环的旋转中经历了至少45度的翻转，近60%的光环在内部光环中经历了如此大的翻转。当我们只考虑形成后没有重大合并的晕时，这些数字对于整个晕减少到9%，对于内晕减少到47%。我们的分析表明，自旋翻转（其影响目前不包括在星系形成模型）可能是一个重要的因素，在盘星系的形态转变。
2011-11-28 astro-ph.CO
Cylindrical model for the dark matter halo of disk galaxies
本文发展了一个圆盘星系暗物质晕的圆柱模型。在圆柱的中心，在垂直于长轴的平面上，旋转曲线在远小于圆柱长度的距离上是恒定的，而在远大于圆柱长度的距离上是开普勒的。的旋转曲线是等效的球形截平（TF）的配置文件，一个模型，根据经验得出的径向速度分散的银河系暗晕。结果表明，一个等温的，自引力圆柱体的长度为89千秒差距可以解释所观察到的径向速度色散的银河系暗晕的质量小于NFW配置文件。此外，银河系暗晕的圆柱模型与质量为1.1 eV的自由流中微子一致。
2014-02-24 astro-ph.CO
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。
2016-04-08 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
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。
2016-05-17 astro-ph.CO hep-ph
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。
2018-12-19 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
