Measuring the slopes of mass profiles for dwarf spheroidals in triaxial CDM potentials
我们产生的恒星分布函数（DF）在三轴晕，以检查斜率$Γ\equiv Δ{\rm log} M / Δ{\rm log} r$的可靠性推断通过应用质量估计的形式$M\propto R_eσ^2$（即假设球对称，其中$R_e$和$σ$是发光的有效半径和全球速度色散，分别）到两个恒星子群独立跟踪相同的引力势。DF的形式为$f(E)$，是动态稳定的，并直接对应于在银河系和星系团晕的宇宙学暗物质模拟中形成的subhaloes的三轴电位内产生。此外，我们考虑了不同的示踪剂数密度分布（尖点和核心）推断的质量分布的斜率的影响。对于这里考虑的各向同性的DF，我们发现，晕三轴性往往会引入反相关的$R_e$和$σ$时，估计为各种视角。净效应对与质量分布斜率相关的系统误差的贡献可忽略不计，质量分布斜率继续由更高浓度示踪剂群体的质量高估偏倚主导。我们表明，简单的质量估计两个不同的示踪剂人口可以给可靠的（和宇宙学意义）下限为$Γ$，无论程度的三轴性或形状的示踪剂数密度分布。
2013-03-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Can we measure the slopes of density profiles in dwarf spheroidal galaxies?
利用无碰撞N体模拟的矮星系绕银河系（MW），我们构建现实模型的矮球状（dSph）星系的本地集团。这些矮星最初是由嵌入在暗物质晕中的恒星盘组成的，这些暗物质晕具有不同的内部密度斜率，并被放置在MW亚晕的典型偏心轨道上。经过几个陀螺的演变，恒星的组成部分是三轴的结果，酒吧不稳定性引起的潮汐力。通过对模拟矮星沿恒星分量三个主轴方向的观测，建立了模拟数据集，并确定了它们的半光半径和视线速度色散。使用Wolf等人提出的估计量，我们计算半光半径内的质量。当视线沿着恒星组成部分的最长（最短）轴时，用这种方法得到的质量被高估（低估）了两倍。然后，我们将初始恒星分布分为内部和外部人口，并跟踪其演变的时间。这两个人口，虽然受潮汐力，保留不同的密度配置文件，即使经过几个陀螺仪。我们测量的半光半径和速度分散的恒星在两个人口沿不同的视线，并使用它们来估计的斜率的质量分布在矮星以下的Walker和Penarrubia提出的方法。根据视线的不同，推断出的斜率被系统地高估或低估了。特别是，当看到的矮星沿恒星组件的最长轴，一个显着浅的密度分布推断比真实的模拟测量。由于大多数dSphs是非球形的，并且它们相对于我们视线的方向是未知的，因此当这些系统误差被期望减小时，该方法只能可靠地应用于大样本的矮星。
2013-03-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Diversity of dark matter density profiles in the Galactic dwarf spheroidal satellites
核心尖点问题是$Λ$冷暗物质（$Λ$ CDM）理论标准范式中有争议的问题之一。然而，在传统的球对称性假设下，模型参数之间的强简并性使得矮球状（dSph）星系的中心是否真的有核心的暗物质密度分布还不清楚。在这项工作中，我们重新审视这个问题，使用非球形质量模型，它的优点是能够减轻简并。将我们的质量模型应用到目前可用的八个经典dSphs的运动学数据，我们发现，在有限的不确定性，这些dSphs中的大多数有利于尖形中心配置文件，而不是核心的。特别是，天龙座有一个尖形的暗物质晕，即使考虑到先前的偏见，概率也很高。我们还发现了内部斜坡的多样性在其暗物质晕。为了澄清这种多样性的起源，我们调查的内部暗物质密度斜率和恒星晕质量比的样本dSphs之间的关系，并发现这种关系是一般的协议与最近的$Λ$ CDM和流体动力学模拟的预测。我们还发现，模拟的暗晕在150 pc处的暗物质密度与近心距离之间存在反相关，这与观测结果一致。我们估计他们的天体物理因素的暗物质间接搜索和圆速度剖面，与巨大的不确定性。为了更精确地估计它们的暗物质轮廓，对dSphs进行宽场光谱调查至关重要。
2020-10-27 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
A probabilistic deep learning model to distinguish cusps and cores in dwarf galaxies
在冷暗物质（DM）宇宙学中的数值模拟形成了密度分布具有陡峭的内部斜率（“尖点”）的晕，然而对星系的观测通常指向平坦的中心“核心”。我们开发了一个卷积混合密度神经网络模型，以获得DM晕的内部密度斜率的概率密度函数（PDF）。我们训练网络模拟矮星系从NIHAO和AURIGA项目，其中包括DM尖点和核心：视线速度和二维空间分布的恒星被用作输入，以获得一个PDF表示的概率预测一个特定的内斜率。该模型准确地恢复了预期的DM配置文件：$\sim$ 82 $\%$的星系有一个派生的内部斜率$\pm$ 0.1内的真实值，而$\sim$ 98 $\%$内$\pm$ 0.3。我们将我们的模型应用于四个本星系群矮球状星系，并发现与基于Jeans模型的代码GravSphere获得的结果一致：天炉座dSph具有强烈的迹象，拥有一个中央DM核心，船底座和六分仪有尖点（尽管后者具有很大的不确定性），而雕塑家显示双峰PDF表示尖点是首选，但不能排除核心。我们的研究结果表明，基于模拟的推理与神经网络提供了一个创新的和互补的方法来确定内部的物质密度分布在星系中，这反过来又可以帮助限制难以捉摸的DM的属性。
2022-09-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Abundance gradient slopes versus mass in spheroids: predictions by monolithic models
我们调查是否有可能解释的早期类型的星系在整体模型的框架内观察到的梯度范围很广。为此，我们扩展了Pipino等人（2008 a）的流体动力学模拟，包括低质量椭圆星系和螺旋（真实）凸起。这些模型满足质量-金属丰度和质量-[α/Fe]关系。我们的模型预测的典型金属丰度梯度的斜率为-0.3 dex每十年的半径变化，与几个观测样本的平均值一致。然而，我们也发现了一些相当大的星系，其中这个斜率是-0.5德克斯每十年，与最近的一些数据一致。特别地，当我们将恒星丰度梯度转换成Mg_2线强度指数的径向变化时，我们发现了对质量示踪剂的轻微依赖，但在Mg_b中没有。我们的结论是，而不是一个质量斜率的关系，是更合适的说，在散射的梯度斜率与银河系质量的增加。我们可以解释这样的行为与不同的恒星形成效率的框架内修订的整体形成的情况下，因此，分散在所观察到的梯度不应该被用来作为证据的需要合并。事实上，表现出最陡梯度斜率的模型星系优先是那些在给定质量下具有最高恒星形成效率的星系。
2010-05-12 astro-ph.CO
A Method for Measuring (Slopes of) the Mass Profiles of Dwarf Spheroidal Galaxies
介绍了一种直接从恒星光谱数据测量矮球状（dSph）星系内质量分布斜率的方法，而不采用暗物质晕模型。我们的方法结合了两个最近的结果：1）球对称，平衡牛仔裤模型意味着halflight半径和（平方）恒星速度色散的产品提供了一个估计的质量内halflight半径的dSphs恒星组件，和2）一些dSphs有化学动力学不同的恒星\textit{sub}组件，独立跟踪相同的引力势。我们设计了一种统计方法，使用恒星的位置，速度和光谱指数的测量来区分两个dSph恒星子组件，并估计其各自的halflight半径和速度色散。对于一个dSph与两个检测到的恒星子组件，我们得到的估计封闭在两个离散点在同一质量分布，立即定义一个斜率。应用到已发表的光谱数据，我们的方法区分恒星的子组件在天炉座和玉夫座dSphs，我们测量的斜率$Γ\equiv Δ\log M / Δ\log r=2.61_{-0.37}^{+0.43}$和$Γ=2.95_{-0.39}^{+0.51}$，分别。这些值与每个星系中心几百秒差距内密度恒定的“核心”一致，并排除了“尖形”纳瓦罗-弗伦克-怀特（NFW）轮廓（所有半径的$d\log M/d\log r \leq 2$），分别具有$\ga 96%$和$\ga 99%$的意义。合成数据的测试表明，我们的方法倾向于系统地高估的内部恒星子组件的质量比外部恒星子组件的更大的程度，因此低估的斜率$…
2011-09-07 astro-ph.CO
HSTPROMO Internal Proper Motion Kinematics of Dwarf Spheroidal Galaxies: I. Velocity Anisotropy and Dark Matter Cusp Slope of Draco
本研究利用HST多年成像数据结合视向速度，首次获得天龙座矮星系的径向分辨三维速度弥散剖面，通过扁球轴对称Jeans方程推断其暗物质密度斜率符合ΛCDM的尖峰预言，并约束了自相互作用暗物质截面。
2024-07-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Shallowed cusp slope of dark matter in disc galaxy formation through clump clusters
尖核问题是银河系暗物质晕中一个有争议的问题。宇宙学的N体模拟已经证明银河系的暗物质晕在中心有一个尖形的密度分布。然而，重子物理学可能会影响暗物质的密度分布。例如，有人认为重子气体的绝热收缩使暗物质尖点更陡。然而，这仍然是一个悬而未决的问题，如果气体落入银河系中心的平滑绝热方式。最近的数值研究表明盘星系在盘形成的早期可能经历团簇阶段，这也可以解释在高红移宇宙中观测到的团簇和链星系。本文利用孤立模型的数值模拟，研究了盘状星系形成过程中，暗物质晕是如何通过团簇阶段对重子成分的团簇性质作出响应的。我们的模拟结果表明，这样的团块相导致一个较浅的密度轮廓的暗物质晕在中心区域，而团块落入中心，由于动力学摩擦。这种机制有助于使维里质量大到5.0*10^11太阳质量的星系的中心暗物质密度轮廓变浅。这种现象是由恒星团与暗物质晕之间的动力学摩擦反应引起的。光环将团块吸引到银河系中心，同时被团块运动学加热。我们还运行了一个暗物质模拟，不包括重子分量，并确认由此产生的较浅的密度分布不是由于模拟中的数值伪影，如两体弛豫。
2011-08-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Hierarchical Formation of Dark Matter Halos and the Free Streaming Scale
最小的暗物质晕首先在早期宇宙中形成。根据最近的研究，这些晕的中心密度尖点比像$ρ\propto r^{-(1.5-1.3)}$这样的更大的晕和尺度要陡得多。我们目前的结果非常大的宇宙学$N$体模拟的层次形成和演化的晕在很宽的质量范围内，从最小的晕的形成。我们证实了早期的研究，即在自由流动尺度下，内密度尖点在晕中更陡峭。尖点斜率随着晕质量的增加而逐渐变浅。质量比最小晕大50倍的晕的斜率约为$-1.3$。内坡与崩塌期之间没有很强的相关性。在自由流尺度之上的晕的尖点斜率似乎主要由于主要的合并过程而减小。在目前的宇宙中，估计的浓度预计为$60-70$，与理论模型和早期的模拟一致，并排除了简单的幂律质量浓度关系。微晕可能仍然存在于目前的宇宙中，具有相同的陡峭密度分布。
2014-05-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Impact of axisymmetric mass models for dwarf spheroidal galaxies on indirect dark matter searches
矮球状体是银河系的低光度卫星星系，主要由暗物质（DM）组成。因此，它们是利用伽马射线观测寻找暗物质湮灭信号的主要目标。虽然典型的假设是，这些卫星星系的暗物质密度分布可以描述的球形对称Navarro-Frenk-White（NFW）的配置文件，最近的恒星运动学的观测数据表明，DM晕周围的这些星系更好地描述轴对称配置文件。出于这样的证据，我们分析了大约7年的PASS 8费米数据的7个经典矮星系，包括天龙座，采用广泛使用的NFW配置文件和观测动机的轴对称密度配置文件。对于四个选定的矮星（六分仪，船底座，雕塑家和天炉座）轴对称质量模型建议核心的密度配置文件，而不是通常采用的尖形配置文件。我们发现，上限的湮灭截面，这些矮星显着高于使用NFW配置文件实现的。因此，使用球形对称尖点轮廓（如NFW）获得的文献中的上限可能被高估。我们的研究结果表明，它是非常重要的，以获得准确的约束暗物质湮灭截面，使用观测动机的密度分布超出通常采用的NFW。
2017-07-06 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
Cores in Classical Dwarf Spheroidal Galaxies? A Dispersion-Kurtosis Jeans Analysis Without Restricted Anisotropy
我们尝试使用一种新的方法来测量两个矮椭球星系天炉座和玉夫座中的暗物质的密度，该方法采用基于无碰撞玻尔兹曼方程的二阶矩和四阶矩的Jeans方程（即视线恒星速度的方差和峰度）。与以前的相关努力，我们允许径向和切向的二阶和四阶矩的各向异性，以彼此独立地变化。我们应用该方法模拟数据，并建立在一定程度上，它似乎能够打破与二阶仅牛仔裤分析的退化。当我们将这项技术应用于实际数据时，我们对天炉座内部密度的理解并没有得到很大的改善，仍然可以用一个非常尖的或核心的密度轮廓来拟合。然而，对于Sculptor，我们发现该技术表明数据与陡峭的剖面不相容，取芯剖面似乎更一致。以及提出这些新的结果，并将它们与文献中的其他估计进行比较，我们试图理解为什么该技术在一个系统中比其他系统更有效。
2013-05-03 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
How to make an ultra-faint dwarf spheroidal galaxy: tidal stirring of disky dwarfs with shallow dark matter density profiles
近年来，斯隆数字巡天计划在银河系（MW）附近发现了一个新的超微弱矮星系（UFD）群体，其起源仍然是一个谜。使用一套无碰撞N体模拟，我们调查的背景下的潮汐搅拌模型的矮球状星系的形成在本地集团（LG）的UFD的形成。我们的模拟旨在再现MW大小的宿主星系和嵌入在10^9 M太阳暗物质（DM）晕中的旋转支撑矮星之间的潮汐相互作用。我们探索了矮DM晕的各种内部密度斜率ρ \propto r^{-α}，从核状（α= 0.2）到尖状（α= 1），以及不同的矮轨道构型。我们的实验表明，UFD可以通过相对紧密的轨道上的盘状矮星的潮汐搅拌产生，与z \sim 1的宿主星系吸积的红移一致，并且具有中间值的晕内密度斜率（ρ \propto r^{-0.6}）。推断的斜率与矮星系的旋转曲线的建模和最近的矮星系形成的宇宙学模拟结果非常一致。比较观测到的UFD的性质与他们的模拟同行，我们发现显着的相似之处的基本观测参数。我们的结论是潮汐搅拌的旋转支持的矮星是一个可行的机制，在LG环境中形成的UFD。
2012-04-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cusps and Cores in the presence of galactic bulges
在本文中，我们研究如何在星系中的隆起形成的影响，其内部的密度分布，通过一个扩展版本的Del Popolo（2009）的半解析模型。与Del Popolo（2009）一样，该模型考虑了重子绝热收缩、有序和随机角动量、动力学摩擦的影响，并在之前的模型基础上增加了气体冷却、恒星形成、超新星反馈和再电离的影响。我们的模型表明，矮星系是无凸起的，与观测结果一致，其中绝大多数没有恒星凸起，其特点是由一个平坦的轮廓很好地描述了Burkert配置文件。{We然后研究了添加到{cored} DM晕圈中的凸起对密度分布的影响}。对于质量为$10^{11} M_{\odot}$的星系，内部密度剖面的斜率为$α\simeq 0.65$，而星系的隆起为$4.5 \times 10^{9} M_{\odot}$，如果不考虑隆起的形成，则斜率为$α\simeq 0.55$。如果凸起较大，则为$6.5 \times 10^{9} M_{\odot}$，斜率为$α\simeq 0.7$。在具有$10^{12} M_{\odot}$的较大星系的情况下，斜率为$α\simeq 0.85$，而在没有凸起的情况下，斜率为$α\simeq 0.75$。最后，我们研究了内斜率$α$如何随隆起质量而变化，并发现了这两个量之间的相关性。结果表明，凸起的形成在塑造内部DM密度分布中具有重要作用，与Inoue & Saitoh（201…
2014-01-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Plan beta: Core or Cusp?
暗物质晕的内部轮廓一直是小尺度宇宙学的核心问题之一。目前，在矮球状星系中，由于DM轮廓和恒星星族的速度各向异性β之间的简并，这个问题还不能解决。我们讨论了一种方法，可以打破退化利用三维位置和一维视线（LOS）速度。利用完整的三维空间信息，我们可以精确地确定每个恒星的LOS运动在径向和切向方向上的比例。这使我们能够直接从数据中推断出各向异性参数β。如果星系是高度各向异性的，该方法特别有效。最后，我们认为，这样的测试可以适用于人马座和潜在的其他矮星与RR天琴座提供必要的深度信息。
2014-03-18 astro-ph.CO 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
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
The dependence of dark matter profiles on the stellar to halo mass ratio: a prediction for cusps vs cores
利用MaGICC项目中的31个模拟星系研究了重子反馈对暗物质（DM）晕密度分布的影响。样本覆盖了很宽的质量范围：9.4e9<Mhalo/Msun<7.8e11，拥有恒星质量：5.0e5<M*/Msun<8.3e10的星系，即从矮星到L*。星系模拟与几个重子处方，包括一系列的恒星反馈。主要结果是DM密度分布的内斜率，ρr^α中的α，明显依赖于恒星与晕质量之比（M*/Mhalo）。这种关系是独立的恒星反馈计划，允许尖点与核心形成的预测。当M*/Mhalo较低时，约为0.01%，来自恒星反馈的能量不足以显著改变内部DM密度，星系保持尖状轮廓。在较高的M*/Mhalo，反馈驱动DM的扩展并生成核心轮廓。在M*/Mhalo~ 0.5%时形成最平坦的曲线。超过这个比例，在中心区域形成的恒星加深了引力势，足以对抗这种超新星驱动的膨胀过程，导致更小的核心和更尖的轮廓。结合α对M*/Mhalo的依赖性以及M* 和Mhalo之间的丰度匹配关系，提供了α如何随M* 变化的预测。此外，使用塔利-费舍尔关系允许预测DM内斜率对观测到的星系自转速度的依赖性。最核心的星系预计Vrot约为50 km/s，而α在更大质量的盘星系中会减小：Vrot约为150 km/s的螺旋星系的中心斜率α<-0.8，接近NFW轮廓。这种新的预测α对盘星系质量的依赖性可以使用当前的观测数据集进行测试，并可以应用于盘星系质量分布和人口的…
2013-10-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Non-universality of dark-matter halos: cusps, cores, and the central potential
在宇宙学模拟中生长的暗物质晕似乎具有中心NFW样的密度尖点，平均值为$d\logρ/d\log r \approx -1$，以及一些分散，通常由Einasto密度轮廓拟合函数中的变化指数$α$参数化。在观测到的星系团和可能的矮星系中也可以看到轮廓形状的非普遍性。在这里，我们表明，非普遍性，在任何给定的质量尺度，是DARKexp，无碰撞自引力系统的理论推导模型的内在属性。我们证明了DARKexp -它只有一个形状参数，$ϕ_0$ -适合大规模模拟晕以及观察到的集群的轮廓形状的分散非常好。DARKexp还考虑到了核心暗物质的分布，比如矮球状星系的分布。我们提供了DARKexp $ϕ_0$、Einasto $α$或Dehnen-Tremaine分析$γ$模型中的中心对数斜率之间的近似解析关系。晕参数的范围反映了暗物质晕每单位质量的结合能的实质性变化。
2015-08-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Phase Space Models of the Dwarf Spheroidal Galaxies
介绍了矮球状星系的新相空间模型。恒星成分具有各向同性的、降低的等温（或King）分布函数。恒星速度的各向同性的物理基础是由潮汐搅拌，而等温的分布函数保证所观察到的平坦度的内部部分的速度色散曲线。我们的模型再现的半光半径和视线中心速度色散的dSphs的数据。我们发现，不同的暗晕配置文件-无论是核心或尖-导致非常相似的质量估计在一个特定的半径，即1.7半光半径。由于不同的密度分布造成的质量测量之间的偏差大大小于观测误差所传播的不确定性。我们对每个银河系dSphs都进行了质量测量，发现质量最大的两个dSphs是最明亮的，即人马座（~ 2.8 x 10^8太阳质量）和天炉座（~ 1.3 x 10^8太阳质量）。银河系中质量最小的卫星是威尔曼1号（约4 x 10^5太阳质量）和赛格1号（约6 x 10^5太阳质量）。
2011-01-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
The slow evolution of dark matter halos from cusp to core naturally produces extended stellar core-like distributions
该研究通过解析模型与绝热不变量表明，暗物质晕由尖点缓慢演化为核心会削弱引力势，从而自然形成扩展的类恒星核心分布。
2025-09-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Sextans' cold substructures as a dynamical judge: Core, Cusp or MOND?
冷暗物质模型预测尖形暗物质晕。然而，已经发现，在一些低质量星系中，核心暗晕可以更好地描述它们的内部动力学。在这里，我们给出了在六分仪矮球状星系的暗晕配置文件的限制，通过研究在这个星系中检测到的两个冷运动子结构的寿命。我们进行N体模拟的恒星团在六分仪矮星系，包括一个活的暗物质晕和主要的恒星组成部分。我们发现，如果暗晕是尖的，半长轴约为400 pc的星团在约5 Gyr内就被破坏了，即使星团最初是半径r_c=5 pc的紧凑星团。初始轨道半长轴\leq为250 pc的星团可能会解体，但由于动力学摩擦，它们的轨道会向中心衰减。相比之下，恒星团可以在核心暗物质晕中持续一个哈勃时间，即使初始团的半径扩展到r_c=80 pc。我们还研究了MONDian背景下的集群演化。在这种情况下，我们发现，即使是半径r_c=80 pc的扩展恒星团生存的哈勃时间，但不切实际的值为9.2的恒星质光比是必要的。
2013-09-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Late-Time Dark Matter Oscillations and the Core-Cusp Problem
核心尖点问题一直是$Λ$ CDM宇宙学的预测和矮球状体和其他星系中暗物质（DM）剖面观测之间的一个未解决的紧张关系。我们提出了一个新的方案，通过在星系后期DM湮灭的重新激活，将尖点转换为核心。这可能发生在非对称DM模型中，当有一个非常小的DM数违反质量项，导致DM和它的反粒子之间的振荡。使用解析方法以及引力N体模拟，我们表明，这种机制可以鲁棒地消除尖点从银河系DM配置文件的质量$m_χ\sim (0.1-1)$ GeV的轻费米子DM和一个较轻的调解到DM可以湮灭。我们确定区域的参数空间中的湮灭DM粒子是更有效的比弹性散射在减少内部密度的DM配置文件。因此，暗物质湮灭是解决尖点核问题的弹性自相互作用暗物质机制的一个定性上不同的替代方案。
2021-04-28 astro-ph.CO hep-ph
The case for a cold dark matter cusp in Draco
我们使用一种新的质量建模方法，GravSphere，测量天龙座矮球状星系的中心暗物质密度分布。天龙座的恒星形成在很久以前就停止了，这使它成为一个“原始”暗物质尖端的主要候选者，在星系形成期间不受恒星反馈的影响。我们首先在一组潮汐剥离的模拟“Draco”状矮人上测试GravSphere。我们表明，我们能够正确地推断的暗物质密度分布的尖和核心模拟在我们的95%的置信区间。虽然我们只得到一个弱的推断，这些密度分布的对数斜率，我们能够得到一个强大的推断的幅度内暗物质密度在150 pc，$ρ_{\rm DM}(150\,{\rm pc})$。我们表明，结合在较大半径的密度分布的约束，这是足以区分$Λ$冷暗物质（$Λ$ CDM）尖$-$，$ρ_{\rm DM}(150\,{\rm pc}) > 1.8 \times 10^8\,{\rm M}_\odot \,{\rm kpc}^{-3}$ $-$从替代暗物质模型，具有较低的内部密度。然后，我们将GravSphere应用于真实的Draco数据。我们发现天龙座内部的暗物质密度为$ρ_{\rm DM}(150\,{\rm pc}) = 2.4_{-0.6}^{+0.5} \times 10^8\,{\rm M}_\odot \,{\rm kpc}^{-3}$，与$Λ$ CDM尖点一致。使用速度无关的SIDM模型，校准$Λ$ SIDM宇宙学模拟，我们…
2019-04-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Cusp/Core problem and the Secondary Infall Model
我们研究的尖点/核心问题，使用二次陷模型（SIM），考虑到有序和随机的角动量，动力学摩擦和重子绝热收缩的影响。该模型适用于星系尺度的结构（正常和矮螺旋星系）和星系团的规模。我们的分析表明，角动量和动力学摩擦能够，在星系尺度上，克服绝热收缩消除尖点的竞争效应。内晕密度剖面的斜率随晕质量的减小而减小，并与Burkert剖面很好地近似。为了获得NFW的配置文件，从我们的模型获得的配置文件开始，角动量和动力学摩擦的大小必须减少相对于模型本身预测的值。将Gentile等（2004）的四个LSB星系的自转曲线与本文模型得到的自转曲线进行了比较，得到了与观测数据的良好拟合。对$10^8-10^9 M_{\odot}$星系密度剖面的时间演化研究表明，经过一个瞬时的陡化过程后，由于绝热收缩，密度剖面逐渐变陡为$α\simeq 0$。在星系团尺度上，我们观察到暗物质密度分布的类似演化，但在这种情况下，密度分布斜率为$\simeq 10^{14} M_{\odot}$星系团的$α\simeq 0.6$。与暗物质不同的是，总质量分布显示出一个中心尖点，该中心尖点与NFW模型很好地拟合。
2009-06-24 astro-ph.CO
On the effect of angular momentum on the prompt cusp formation via the gravitational collapse
本研究拓展White的密度峰坍缩后演化模型，纳入角动量作用，得到更平缓的幂律密度轮廓ρ∝r⁻¹·⁵²，复现了高分辨率数值模拟结果，为理解引力坍缩尖点形成提供了新的理论参考。
2023-06-09 astro-ph.CO gr-qc
Dark halo structure in the Carina dwarf spheroidal galaxy: joint analysis of multiple stellar components
对船底座dSph的光度和光谱观测显示，该星系包含两个年龄和运动学不同的主要恒星星族。多个种群的共存为星系的暗晕结构提供了新的约束，因为不同的种群应该在同一个暗物质势阱中处于平衡状态。我们开发的非球形动力学模型，包括这样的多个恒星组件，并试图约束船底座的非球形暗晕的属性。我们发现船底座可能有一个更大，更密集的暗晕比在以前的工作中发现的和一个不太尖锐的内部暗物质密度轮廓，即使暗晕参数的不确定性仍然很大，由于小体积的数据样本。利用我们的拟合结果，我们评估了暗物质湮灭和衰变的天体物理因素，发现船底座应该是经典dSph星系中最有前途的可探测目标之一。我们还计算了两个恒星星族的恒星速度各向异性分布，发现它们在内部区域都是径向各向异性的，而在外部区域，较老的人口变得比中间的更切向偏置。这是一致的各向异性预测的潮汐效应的动力学结构的卫星星系，从而可以被认为是运动学证据的潮汐演化的船底座。
2018-08-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Supermassive Black Hole Mass - Spheroid Stellar Mass Relation for Sérsic and Core-Sérsic Galaxies
本文以75个邻近星系为样本，研究了超大质量黑洞质量（M $_{BH}$）与宿主椭球体恒星质量（M $_{sph,*}$）之间的关系。为了得到球状体恒星的质量，我们使用了改进的2 MASS K $_s$波段测光从ARCHANGEL测光管道。将我们的样本分为核心-Sérsic和Sérsic星系，我们发现它们由非常不同的M $_{BH}$ $_{sph,*}$关系描述。对于核心Sérsic星系-这是典型的质量和发光，M $_{BH} \gtrsim 2x10^8 M_\odot$ -我们发现M $_{BH} \propto M_{sph,*}^{(0.97 \pm 0.14)}$，与其他文献的关系。然而，对于Sérsic星系-具有典型的较低质量M $_{sph,*} \lesssim 3x10^10 M_\odot$ -我们发现M $_BH \propto M_{sph,*}^{(2.22 \pm 0.58)}$，一个非常陡峭的斜率，相差超过2个标准差。这个关系证实了，对于Sérsic星系，M $_{BH}$不是M $_{sph,*}$的常数。星系可以通过气体的吸积来增长，这些气体为恒星的形成和中心的黑洞提供了燃料，也可以通过合并来增长。它们的黑洞比它们的宿主球体增长得更快，在干合并事件产生核心-Sérsic星系之前，黑洞和球体同步增长。我们还将我们的Sérsic M $_{BH}$ -…
2014-07-31 astro-ph.CO
The Dark Matter Distribution in Abell 383: Evidence for a Shallow Density Cusp from Improved Lensing, Stellar Kinematic and X-ray Data
我们扩展我们的分析暗物质（DM）的分布在轻松的集群的情况下，阿贝尔383，发光的X射线集群在z=0.189与一个占主导地位的中央星系和许多强透镜功能。继我们以前的论文，我们结合强，弱透镜约束与哈勃太空望远镜和斯巴鲁成像与径向配置文件的恒星速度分散的中央星系，分离的重子质量分布在集群核心的关键。钱德拉X射线观测的流体静力学质量估计进一步限制了解决方案。这些组合的数据集提供了几乎连续的限制，从2千秒差距到1.5百万秒差距的半径，允许严格的测试结果，从最近的数值模拟。在我们的数据和分析中，有两个关键的改进，使得这一结果成为小尺度下DM密度剖面ρ_DM ~ r^-β斜率较浅的最可靠的情况。首先，根据深凯克光谱，我们已经获得了恒星速度色散曲线的半径为26千秒差距的第一次在一个透镜集群。其次，我们通过采用三轴DM分布和轴对称动力学模型改进了我们以前的分析。我们证明，在这个非常好的约束系统中，DM密度在小半径处的对数斜率为β< 1.0（95%置信度）。为了使我们的观测结果与最近的高分辨率模拟结果相一致，改进重子物理学的处理方法是必要的，但可能还不够。
2011-01-18 astro-ph.CO
The central slope of dark matter cores in dwarf galaxies: Simulations vs. THINGS
我们从（1）旋转曲线形状和（2）质量密度分布的对数内密度斜率α两个方面对假设LCDM宇宙学的矮星系流体动力学模拟和从THINGS巡天观测到的矮星系样本之间导出的暗物质（DM）分布进行了直接比较。模拟，其中包括重子反馈过程的影响，如气体冷却，恒星形成，宇宙紫外线背景加热和最重要的物理动机的气体流出驱动的超新星（SNe），形成无鼓包星系与DM核心。我们表明，恒星和重子质量是类似的，从光度和运动学的方法推断类似的圆速度的星系。以与观测样本完全相同的方式分析模拟，使我们能够直接解决LCDM模型中所谓的“尖点/核心”问题。我们发现，模拟矮星系的旋转曲线上升不太陡比CDM旋转曲线，是一致的东西矮星系。模拟星系的暗物质密度分布的对数内密度斜率α的平均值为~ -0.4 +-0.1，与THINGS矮星系的α= -0.29 +-0.07吻合较好。非圆周运动的影响不足以影响结果。这证实了模拟中包含的重子反馈过程能够有效地使仅暗物质模拟预测的α~ -1.0到-1.5的初始尖点变浅，并诱导出中心质量分布与附近矮星系相似的DM晕。
2011-04-15 astro-ph.CO
Dark matter halo formation in the multicomponent dark matter models
本文研究了一组具有初始扰动功率谱的宇宙学无碰撞N体模拟，并讨论了核尖和卫星问题。在所研究的功率谱上，一些尺度的波动被抑制。这样的光谱特征可能是由多组分暗物质造成的。测量了五个最大晕的密度剖面最内分辨斜率$α\equiv d \log(ρ) /d \log(r) $，并追踪了其对抑制参数的依赖性。在一定的参数范围内，斜率从初始值约-1.2变平到-0.6，甚至在一种情况下变平到-0.2。这定性地表明：（i）轮廓形状取决于初始功率谱，以及（ii）这种效应可能是负责核心尖点问题的解决方案。初始功率谱的某些部分的抑制也导致了大量的次晕的数量减少。
2013-06-13 astro-ph.CO
