Embedding globular clusters in dark matter minihalos solves the cusp-core and timing problems in the Fornax dwarf galaxy
我们使用一个完整的GPU $N$体代码来证明，暗物质的迷你晕，作为一个新的组成部分的球状星团，解决了时间和尖点核心的问题，在天炉座，如果五个（或六个）球状星团最近吸积（$\leq$ 3 Gyr前）的天炉座。在这些假设下，这些球状星团的坠落不会发生，并且根据观测，在天炉座的中心没有星团形成。我们发现，交叉的球状星团，有DM minihalos附近的天炉座中心诱导的尖核过渡的暗物质晕，从而解决尖核问题，在这个矮星系。暗物质核心的大小取决于球状星团穿越的频率。我们的模拟也清楚地表明，在通道之间，暗物质晕可以再生其尖端。此外，我们的模型与球状星团的暗物质质量的限制很好地吻合，因为我们的星团失去了大部分初始的暗物质微晕。这些结果为球状星团中普遍存在暗物质晕提供了旁证。
2020-01-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
An analytic distribution function for a massless cored stellar system in a cuspy dark matter halo
我们证明了分布函数的存在，可以用来代表球形无质量的核心恒星系统嵌入尖状暗物质晕恒定温和的切向速度各向异性。特别地，对于β_0 = -0.5和不同的嵌入度，我们解析地导出了Hernquist暗晕中Plummer星球的分布函数的函数形式。该特定示例满足光分布的中心对数斜率γ_0 > 2 β_0的条件。我们的模型有类似于在附近的矮球状星系中观察到的速度色散曲线。因此，它们可以用来产生各种问题的初始条件，包括可能代表本星系群中矮星系的N体模拟。
2013-08-07 astro-ph.CO
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
Density and kinematic cusps in M54 at the heart of the Sagittarius dwarf galaxy: evidence for a 10^4 M_sun Black Hole?
本文报道了位于人马座矮星系（Sgr）中心的球状星团M54中心恒星密度尖点和速度色散增加的探测结果。中心视线速度色散为20.2 +/- 0.7 km/s，在2.5”（0.3 pc）处降至16.4 +/- 0.4 km/s。将运动学和表面密度剖面建模为King模型和点质量的总和，得到黑洞（BH）质量约为9400 M_sun。然而，如果尖点星具有中等的径向各向异性，观测结果也可以解释。对Sgr核的Jeans分析揭示了强烈的切向各向异性，这可能是该系统形成的遗迹。
2009-06-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dark matter in dwarf galaxies
虽然尖核矮星系的争议被视为一个问题，我认为，核心的中央配置文件可以解释为扁平尖，因为他们遭受相互矛盾的测量和统计数据不足，因为有大量的传统过程，可以扁平他们，因为他们的创建，没有一个需要新的物理。其他问题，如“太大而不能倒”，没有讨论。
2017-01-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Forged in FIRE: cusps, cores, and baryons in low-mass dwarf galaxies
我们提出了超高分辨率的宇宙学流体动力学模拟的$M_*\simeq10^{4-6.3}M_{\odot}$矮星系内形成的$M_{v}=10^{9.5-10}M_{\odot}$暗物质晕。我们的模拟依赖于恒星形成反馈的FIRE实现，并以足够高的力和质量分辨率运行，以直接解决本星系群中经典和超暗矮星在~200 pc尺度上的恒星和暗物质结构。由此产生的星系位于$M_*$与$M_{v}$的关系，需要匹配本星系群恒星质量函数。它们有着爆发式的恒星形成历史，并且形成时的半光半径和金属丰度与在相同恒星质量下观察到的当地矮星大致相符。我们证明，这是可能的，以创建一个大的（~1千秒差距）暗物质核心的宇宙学模拟的$M_*\simeq10^{6.5}M_{\odot}$矮星系，居住在$M_{v}=10^{10}M_{\odot}$晕-正是解决太大而不能失败的问题的兴趣的规模。然而，这些大的核心并不是普遍存在的，并且似乎与矮星的恒星形成历史密切相关：暗物质核心在形成恒星较晚（$z\lesssim2$）的系统中最大，在早期的尖点合并时代结束之后。我们的$M_*\simeq10^4M_{\odot}$矮星保留了一个尖状的暗物质晕密度轮廓，几乎完全符合同一系统中只有暗物质运行的情况。尽管在磁场环境中形成，这个质量非常低的矮星具有与银河系超微弱卫星星系密切匹配的可观测特性，包括均匀的老恒星星族（>10 Gyr）。虽…
2015-10-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Core-Cusp Problem
本文综述了通过观测和计算机模拟确定低表面亮度盘和富气矮星系中暗物质分布的尝试。观测似乎表明星系内部的暗物质密度近似恒定，而宇宙学计算机模拟则表明其行为类似于陡峭的幂律。这种差异被称为“核心/尖点问题”，并且仍然是小尺度宇宙学中未解决的问题之一。
2009-10-19 astro-ph.CO
Stellar Cores Live Long and Prosper in Cuspy Dark Matter Halos
University of Helsinki（赫尔辛基大学）；Max-Planck-Institut für Astrophysik（马克斯·普朗克天体物理学研究所）；Carnegie Mellon University（卡内基梅隆大学）
研究通过模拟表明，具有核心的恒星系统可在尖峰暗物质晕中稳定存在，挑战了冷暗物质模型的某些结论。
2026-03-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Addressing the core-cusp and diversity problem of dwarf and disk galaxies using cold collisionless DARKexp theory
本文首次证明基于统计力学的DARKexp模型仅凭单一形状参数即可拟合96个SPARC星系的旋转曲线及超暗矮星系密度分布，从而在不引入重子反馈或修改暗物质性质的情况下解决核-尖峰与多样性问题。
2025-08-18 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
Analytical Solutions of Singular Isothermal Quadrupole Lens
本文用解析方法研究了奇异等温四极透镜系统，它是能产生四个像的最简单的透镜模型。在这种情况下，径向质量分布与奇异等温球（SIS）透镜的轮廓一致，切向分布通过在单极分量上添加四极来给出。本文研究了SIQ透镜的基本特性，包括偏转势、偏转角、放大率、临界曲线、焦散、伪焦散和过渡轨迹。导出了源在轴上的像位和放大率的解析解。我们发现，当四极子与四极子的相对强度$k$大于0.6时，会出现裸尖点。根据SIQ透镜的放大率不变量理论，四个图像的有符号放大率之和应等于单位\citep{dal98}。然而，如果源位于裸露尖点，则左侧三个图像的放大率之和小于不变量1。利用这个简单的透镜系统，我们研究了点光源无限接近一个尖点或一个折叠点的情况。尖点像三元组的放大倍数之和通常不等于0，大尖点的放大倍数通常为正，小尖点的放大倍数通常为负。类似地，折叠图像对的放大率之和通常不等于0。然而，尖点和折叠关系仍然等于0，因为根据定义，总和值除以无限绝对放大率。
2013-05-13 astro-ph.CO
Analytical galactic models with mild stellar cusps
在过去的20年里，通过对早型星系的高分辨率观测，已经确定它们的核表面亮度和相应的恒星质量密度具有尖点的特征。在本文中，我们提出了一个新的球形分析模型族描述温和的尖点中心。我们研究了Osipkov-Merritt型的各向同性和各向异性模型。结果表明，相关的分布函数和固有的速度色散可以表示解析在一个统一的方式在超几何级数，从而允许一个简单的比较，这些重要的全球性的星系数量具有潜在的质量密度，可能会显着不同的程度，中央cuspiness或径向衰减。
2009-03-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dark matter concentrations and a search for cores in Milky Way dwarf satellites
我们调查的质量分布在8个经典的银河系矮球状星系（MW dSphs）使用平衡金斯分析，我们比较我们的结果预测subhalos在无耗散ΛCDM模拟的质量分布。为了与预测的暗物质密度浓度相匹配，这些星系中的恒星必须具有相当显著的切向速度色散各向异性（β~-1.5）。对于各向同性速度色散（β=0）的极限情况，经典MW dSps主要倾向于生活在比ΛCDM预测更不集中的晕中。我们还调查是否dSphs更喜欢生活在晕的各向同性速度色散的限制与恒定密度的核心。有趣的是，即使在这个极限下，也不是所有的dSphs都喜欢大的恒定密度核心：雕刻者dSphs喜欢尖点，而船底座，Draco和Leo I更喜欢核心。其他四个dSphs没有显示出对尖点或核心轮廓的统计学显著偏好。最后，我们重新检查的假设，这八个MW dSphs的密度分布可以量化的一个共同的暗物质晕。
2012-03-19 astro-ph.CO
The connection between the cusp-to-core transformation and observational universalities of DM halos
观测揭示了暗物质晕的有趣的普遍性质，特别是在低质量星系周围。Strigari等人（2008年）表明，DM晕在300 pc范围内具有共同的封闭质量（Strigari关系）。Kormendy和Freeman（2004）报道了DM晕具有几乎相同的中心表面密度（$μ_{\rm 0D}$关系）。此外，还存在一个核尖点问题，即模拟的晕与观测的中心密度分布不一致。我们调查是否一个方案，尖状晕转化为核心的一些动力学过程也可以解释其普遍的结构特性。结果表明，尖核转换模型自然地再现了矮星系的$μ_{\rm 0D}$关系，Strigari关系由$μ_{\rm 0D}$关系导出。我们还表明，核心暗晕的中心密度提供了宝贵的信息，其形成红移。
2014-02-04 astro-ph.CO
Orbits and adiabatic contraction in scalar field dark matter halos: revisiting the cusp-core problem in dwarf galaxies
玻色-爱因斯坦凝聚的暗物质，也被称为标量场暗物质（SFDM），已经成为冷暗物质（CDM）的流行替代品，因为它预测了星系的核心，而不是CDM晕的尖端（“尖端核心问题”）。我们继续研究SFDM与一个强大的，排斥性的自相互作用; SFDM（SFDM-TF）的C-Fermi制度。在该模型中，结构形成被抑制在与TF半径$R_\text{TF}$相关的尺度以下，TF半径接近于这些晕中的中心核的半径。通过研究星系晕中的绝热收缩（AC）过程，首次研究了重子对真实星系SFDM-TF晕轮廓的影响。在此过程中，我们首先分析了适用于SFDM的基本量子Hamilton-Jacobi框架，并计算了暗物质轨道，以验证AC通常所需假设的有效性。然后，我们计算了AC对质量为$\sim 10^{11}~M_{\odot}$的SFDM-TF晕的影响，具有不同的重子分数和核心半径，$R_\text{TF} \sim (0.1 - 4)$ kpc，并将我们的结果与观测的矮星系的速度数据进行了比较。我们发现，AC修改的SFDM-TF晕与kpc大小的核心半径再现的数据很好，这表明恒星反馈可能不需要。另一方面，具有sub-kpc核心半径的晕面临着与CDM相同的问题，因为它们与中央晕部分的星系数据不一致。
2022-05-24 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
The Effect of a Single Supernova Explosion on the Cuspy Density Profile of a Small-Mass Dark Matter Halo
一些星系的观测，特别是矮星系，表明核心密度分布的存在与暗物质N体模拟预测的尖点分布明显矛盾。我们构建了一个分析模型，使用粒子分布函数（DFs），以显示超新星（SN）爆炸如何可以将小质量暗物质晕中的尖点密度轮廓转换为核心。考虑到SN有效地从第一晕的中心去除物质的事实，我们研究了通过SN扰动的DF质量去除的效果。我们发现，从一个尖点到核心配置文件的转换是存在的，即使是小到0.5%的总能量的晕，可以产生由一个单一的SN爆炸所造成的物质驱逐的变化。
2011-04-14 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
Density profile slope in Dwarfs and environment
本文研究了质量范围为$10^8-10^{10} M_{\odot}$的矮星系的暗物质密度分布是如何通过矮星系与邻近结构的相互作用以及通过改变矮星系中的重子分数而得到修正的。正如Del Popolo（2009）所示，内晕密度剖面的斜率随着晕质量的减小而减小，并且该剖面与Burkert剖面非常接近。分析表明，遭受较小的潮汐扭矩（因此具有较小的角动量）的矮星的特征在于相对于遭受较高扭矩的矮星具有更陡峭的轮廓，同样，具有较小重子分数的矮星也具有比具有较大重子分数的矮星更陡峭的轮廓。在潮汐扭矩被关闭和重子不存在的情况下，密度分布是非常近似的Einasto配置文件，类似于在无耗散N体模拟中获得的矮星。然后，我们应用前面的分析结果的暗物质晕旋转曲线的三个不同的矮星，即NGC 2976，已知有一个平坦的内核，NGC 5949有一个配置文件之间的核心和一个尖状的中间，和NGC 5963有一个尖状的配置文件。在计算了三个星系的重子分数即$\simeq 0.1$后，我们拟合了转动曲线随角动量的变化。相对于NGC 5949（$λ\simeq 0.025$），NGC 2976具有更高的有序角动量（$λ\simeq 0.04$）值，并且在NGC 5963的情况下，可以用较低的$λ$（$λ\simeq 0.02$）值以及降低随机角动量值来获得非常陡峭的轮廓。在NGC 2976的情况下，潮汐与M81的相互作用也可…
2011-12-18 astro-ph.CO
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
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
Dynamical constraints on the dark matter distribution of the Sculptor dwarf spheroidal from stellar proper motions
我们比较横向速度分散最近测量的玉夫座矮球状星系的预测以前发表的动力学模型。这些提供了很好的拟合所观察到的数量计数和速度色散配置文件的富金属和贫金属的恒星在核心和尖电位。在测量自行的投影半径处，这些模型预测横向色散在6至9.5 km/s的范围内，切向色散比（投影）径向色散大约1 km/s。这两个分散体被预测为约1公里/秒大的金属贫比富金属的恒星。在这个投影半径，核心和尖势预测几乎相同的横向分散。测得的切向色散（$8.5 \pm 3.2$ km/s）与这些预测非常吻合，而测得的径向色散（$11.5 \pm 4.3$ km/s）仅在$1σ$水平上有所不同。因此，自行数据与以前的数据非常一致，但无助于区分核心电位和尖点电位。这将需要速度分散数据（来自自行或径向速度），其不确定性在一个预计半径范围内远低于1公里/秒。
2018-01-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Constraining Dwarf Spheroidal Dark Matter Halos With The Galactic Center Excess
如果费米-LAT报告的来自星系中心的伽马射线过剩是湮灭暗物质的信号，那么人们必须质疑为什么在矮球状星系中没有观察到类似的过剩。我们用这个观测来限制矮球状星系的密度分布，假设星系中心过剩实际上是一个信号，从湮灭暗物质。我们将约束的广义NFW参数$γ$和Einasto配置文件参数$α$控制的对数斜率的内部区域的晕的密度分布。我们确定，在这些假设下的银河系中心过剩是不一致的标准NFW配置文件（和其他“尖”的配置文件）矮球状星系，但与观测的核心矮星系配置文件是一致的。具体来说，我们发现，矮球状轮廓必须比银河系的尖。暗物质通过光介质进行自我交互的模型可以实现这一点。
2017-05-26 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
Deadly dark matter cusps vs faint and extended star clusters: Eridanus II and Andromeda XXV
最近在两个本星系群矮星系波江座II和仙女座XXV的中心区域探测到两个暗淡而延伸的星团，这提出了一个问题：具有如此低密度的星团是否能够在具有中心密度尖点的冷暗物质晕的潮汐场中生存下来。使用分析参数和一套无碰撞N体模拟，我表明，这些集群是非常脆弱的，并迅速中断的存在下，中央尖点$ρ\sim r^{-α}$与$α\gtrsim 0.2$。此外，星系团原本质量更大并下沉到晕中心的情况需要非常精细的调整，并且不能自然地重现所观察到的系统。反过来，这些集群长期生活在核心晕中，其中心区域是$α\lesssim 0.2$的安全避难所。唯一可行的情况下，主机已保存其原体尖到目前为止是集群形成在底部的潜力，这是很容易测试的集群内的主机适当的速度测量休息。这提供了一种方法，可以很容易地探测两个像$L_V\sim5\times 10^5 L_\odot$和$L_V\sim6\times10^4 L_\odot$这样微弱的矮星系的中心密度分布，在这两个星系中，恒星反馈不太可能有效。
2017-05-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Formation of LISA Black Hole Binaries in Merging Dwarf Galaxies: the Imprint of Dark Matter
中等质量黑洞（IMBH）预期合并率的理论模型对于计划中的引力波探测实验（如激光干涉仪空间天线（LISA））至关重要。利用无碰撞$N$ -体模拟方法研究了矮星系合并过程中IMBH的轨道衰变和IMBH双星的形成效率与合并星系中心暗物质密度分布的关系。具体来说，我们探讨各种渐近内斜坡$γ$的DG的DM密度分布，范围从陡峭的尖点（$γ=1$）浅的密度分布（$γ<1$），由著名的重子反馈效应，以及DM模型，不同于冷DM在DG的规模。我们发现，内部DM斜率是至关重要的形成（或缺乏）的IMBH二进制;只有与尖形DM配置文件（$γ=1$）的DG之间的合并是有利于形成一个硬IMBH二进制，而当$γ<1$的IMBH失速分离50-100 pc。因此，来自IMBH聚结的LISA信号的速率将由具有尖突DM轮廓的DG的分数确定。相反，在IMBH质量尺度的LISA事件率原则上提供了一种新的方式来限制DG中DM晕的内部结构，并解决核心尖点的争议。我们还表明，空间分辨率为$\sim$ 0.1千秒差距，经常采用的宇宙学模拟，所有IMBHs失速，独立于$γ$。这表明，谨慎采用宇宙学模拟的星系形成研究黑洞动力学的DG。
2018-09-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
HSTPROMO Internal Proper Motion Kinematics of Dwarf Spheroidal Galaxies: II. Velocity Anisotropy and Dark Matter Cusp Slope of Sculptor
Institute for Astronomy, University of Edinburgh（爱丁堡大学天文研究所）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；Center for Astrophysical Sciences, The William H. Miller III Department of Physics & Astronomy, Johns Hopkins University（约翰斯·霍普金斯大学天体物理科学中心）；Dept. of Astronomy & Space Science, Kyung Hee University（庆熙大学天文与空间科学系）；Centre for Statistics, University of Edinburgh（爱丁堡大学统计中心）；Department of Physics and Astronomy, University of Utah（犹他大学物理与天文系）
通过HST观测Sculptor星系，研究其运动各向异性及暗物质分布，发现暗物质密度斜率为0.29±0.31，排除了尖峰模型。
2026-01-15 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
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
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
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
Bose-Einstein condensation of dark matter solves the core/cusp problem
假设暗物质是一种强耦合的稀玻色-爱因斯坦凝聚体，我们分析了矮星系的观测性质，矮星系是暗物质占主导地位的天体.从变分原理导出了凝聚体的基本天体物理性质（密度分布、旋转速度和质量分布）。为了检验模型的有效性，我们首先将模型的切向速度方程与八条矮星系自转曲线进行了比较。我们发现，理论预测的旋转曲线（没有任何重子分量）和观测数据之间有很好的一致性。还得到了矮星系质量密度剖面的对数内斜率的平均值，并表明该参数的观测值与理论结果是一致的。玻色-爱因斯坦凝聚体模型的预言也与标准冷暗物质模型的预言作了系统的比较。玻色-爱因斯坦凝聚态暗物质的非奇异密度分布通常显示出扩展核的存在，其存在是由于暗物质粒子之间的强相互作用。
2011-05-16 astro-ph.CO gr-qc hep-th
Ultra-Light Dark Matter in Ultra-Faint Dwarf Galaxies
冷暗物质（CDM）模型很难与星系尺度的观测结果相匹配。张力可以通过戏剧性的重子反馈效应或通过修改CDM的粒子物理来减小。在这里，我们考虑一个超轻的标量场DM粒子表现出低于DM粒子质量依赖的金斯尺度的波动性质。对于DM质量的$m\sim10^{-22}{\rm eV}$，这种情况延迟了星系形成，并避免了暗物质晕中心的尖点。我们使用新的测量半轻质量超微弱矮星系天龙座II和三角座II估计DM粒子在这个模型中的质量。我们发现，如果恒星星族的核心内的密度分布，然后数据是在协议与波暗物质模型具有DM粒子与$m\sim 3.7-5.6\times 10^{-22}{\rm eV}$。这种极轻粒子的存在将有助于形成一个中央孤子核心，取代Navarro-Frenk-White轮廓的尖端，并使预测更接近矮星系核心中心密度的观测。
2016-05-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
NIHAO -- XXV. Convergence in the cusp-core transformation of cold dark matter haloes at high star formation thresholds
我们利用NIHAO计划的宇宙学流体动力学星系形成模拟来研究冷暗物质（CDM）晕对重子过程的响应。以前的工作表明，晕响应主要是星系恒星质量和总维里质量之间的比率，以及气体有资格形成恒星的密度阈值$n [{\rm cm}^{-3}]$的函数。在低$n$的所有模拟在文献中同意矮星系晕是尖的，但在高$n\ge 100$没有达成共识。我们跟踪在矮星系与$n\ge 100$在以前的一些模拟不足的空间分辨率的光环收缩。提供所采用的恒星形成阈值是适当的模拟的分辨率，我们表明，晕响应是显着稳定的$n\ge 5$，最高的恒星形成阈值，我们测试，$n=500$。这个自由参数可以用观测到的年轻恒星的聚集来校准。模拟低阈值$n\le 1$预测集群是太弱，而模拟高恒星形成阈值$n\ge 5$，是与观察到的集群一致。最后，我们测试的CDM预测对附近的矮星系的圆速度。低阈值预测速度太高，而使用$n\sim 10$的模拟提供了与观测结果的良好匹配。因此，我们的结论是CDM模型提供了一个很好的描述星系的结构kpc尺度上的重子的影响被适当地捕获。
2020-11-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Dark Matter Density Profile of the Fornax Dwarf
我们构造了轴对称史瓦西模型来测量本星系群矮星系天炉座的质量分布。这些模型不需要假设恒星的轨道各向异性，就像常用的金斯模型一样。我们测试了各种暗物质密度分布的参数化，发现具有均匀密度rho_c =（1.6 +/- 0.1）x 10^-2 M_sun pc^-3的核心模型比冷暗物质模拟预测的尖状晕要好得多。我们还构建了一个中等质量的黑洞模型，但无法进行检测。我们将一个潜在的中等质量黑洞的质量上限设为1 σ，即M_BH < 3.2 x 10^4 M_sun。
2011-12-16 astro-ph.CO
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
The principle of maximum entropy explains the cores observed in the mass distribution of dwarf galaxies
冷暗物质（CDM）模拟预测了星系质量分布的中心尖点。这一预测与矮星系的观测结果形成鲜明对比，矮星系的密度分布显示出中心高原或“核心”。针对这一核心尖点问题提出的解决方案可以分为两类。他们要么调用星系重子成分产生的反馈机制，要么假设暗物质（DM）粒子的性质偏离CDM假设。在这里，我们提出了一个替代但补充的解释。我们认为，在非广延统计力学的最大熵自引力系统中，核是不可避免的。它们的结构遵循Tsallis熵，适用于具有长程相互作用的系统。引人注目的是，由这种热力学平衡预测的质量密度分布与观察到的核心相匹配，而无需任何调整或调谐。因此，最大Tsallis熵原理解释了矮星系核心的存在。
2020-09-18 astro-ph.CO astro-ph.GA physics.data-an
The core size of the Fornax dwarf Spheroidal
我们利用三个不同的恒星子群在红巨星分支的天炉座矮球体探测其密度分布的检测。这使我们能够直接解决暗物质质量分布半径的演变。我们发现，一个核心的暗物质晕提供了一个完美的适合的数据，是一致的所有三个恒星星族以及1西格玛内，我们第一次能够把这样的晕的核心大小的限制。相对于以前的工作，我们没有加强统计排除的暗物质尖在天炉座，但我们发现，纳瓦罗-弗伦克-怀特晕将需要有不切实际的大尺度半径，以兼容的数据，因此低的浓度参数值。于是我们不得不得出这样的结论：天炉座矮球体位于一个暗物质晕内，它有一个密度恒定的核心，核心大小在0.6到1.8千秒差距之间。
2012-10-11 astro-ph.CO
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
Dark matter cores in the Fornax and Sculptor dwarf galaxies: joining halo assembly and detailed star formation histories
我们结合详细的恒星形成历史的天炉座和玉夫座矮球状体的质量大会的历史，他们的暗物质（DM）晕祖先估计，如果超新星II型（SNeII）的能量沉积是足够的，以创建一个实质性的DM核心。假设SNeII注入DM粒子的能量效率为$ε_{\rm gc}=0.05$，我们发现，一个单一的早期事件，$z \gtrsim z_{\rm infall}$，它结合了所有SNeII的能量，由于爆炸超过0.5 Gyr，足以在雕塑家和天炉座创造一个几百秒差距的核心。因此，我们的研究结果表明，这是积极合理的形成核心冷暗物质（CDM）晕通过早期幕式气体外流触发SNeII。此外，基于清洁发展机制的合并率和相空间密度的考虑，我们认为，随后的完全再生的尖点的概率是很小的一个相当大的比例的侏儒大小的晕。
2014-01-28 astro-ph.CO
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
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
Cusped Mass Density Profiles and Magnification Ratios of Double Image Gravitational Lenses
我们已经能够将观测到的双像引力透镜的统计数据与暗物质晕内部结构的一般性质联系起来。我们的分析理论与参数化的尖点斜率（α）的GNFW透镜给我们一个关系连接的尖点斜率的透镜配置文件所观察到的放大率的产生的图像和光轴的位置。这种关系不依赖于宇宙学、透镜的总质量、透镜和透镜物体的浓度或红移。轴对称透镜的简单几何形状和上述关系使我们能够独立于光轴的位置来定义尖点斜率的阈值α_CSL。阈值尖点斜率值alpha=alpha_CSL是GNFW轮廓的内部部分的最浅斜率，其可以用任何透镜配置产生观察到的放大率。我们使用这些阈值的分布在双图像透镜的统计研究，以限制可能的尖点斜率值，并确定是否存在一个人口的晕具有类似的配置文件。我们的理论拟合表明，在我们的双像引力透镜样本中，大多数晕的尖点斜率α =-1.95 +/- 0.02。我们还发现了第二组晶状体的指征，其尖点斜率值α =-1.49 +/-0.09。我们估计，有大约99%的概率，在阈值极限分布中观察到的功能是由第二人口的镜头，与自己的特征密度分布。
2009-09-11 astro-ph.CO
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
The degeneracy between star-formation parameters in dwarf galaxy simulations and the Mstar-Mhalo relation
我们目前的结果的基础上的一组N体/SPH模拟孤立的矮星系。模拟考虑了恒星形成，恒星反馈，辐射冷却和金属富集。暗物质晕最初具有尖形轮廓，但是，至少在这些模拟中，从理想化的球对称初始条件开始，由于气体动力学和恒星反馈，观察到向核心的自然转换。一方面，星际介质吸收超新星和恒星风的能量反馈的效率之间的简并性，和恒星形成的密度阈值的另一方面，found. We进行了参数调查，以确定，与所观察到的运动学和光度标度关系的帮助下，这两个参数的组合产生的模拟星系是与观测相一致的。利用已实现的物理学，我们无法重现Guo等人（2010）确定的恒星质量和晕质量之间的关系，但我们确实重现了这种关系的斜率。
2012-03-08 astro-ph.CO
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
No cores in dark matter-dominated dwarf galaxies with bursty star formation histories
矮星系自转曲线的测量通常被解释为需要一个中心密度恒定的核心，这与$N$ -冷暗物质（CDM）晕体模拟预测的“尖形”内部轮廓不一致。有人认为，这种冲突可以通过恒星形成爆发后气体周期性移动引起的内部引力势波动来解决。早期的研究表明，核心的形成需要一个爆发和延长的恒星形成历史（SFH）。本文研究了在APOSTLE（A Project of Simulating the Local Environment）和AURIGA宇宙学流体动力学模拟中形成的矮星系CDM晕（$M_{\rm DM} \sim 10^9-5\times10^{10}\,{\rm M}_\odot$）的结构。我们的模拟具有可比或更好的分辨率比其他人，使核心（$M_{\rm gas} \sim 10^4\,{\rm M}_\odot$，重力软化$\sim 150$ pc）。然而，我们没有发现在{ \it any}质量下形成核心的证据，也没有发现DM密度分布的内斜率与SFH的时间变化之间的任何相关性。APOSTLE和AURIGA矮星在其累积SFH中显示出与本地群矮星的可用数据相似的多样性。在这两个模拟中的矮人是DM占主导地位的所有解决尺度在任何时候，可能限制的能力，气体流出，以改变显着的中心密度分布的晕。我们的结论是，经常爆发的恒星形成不足以导致核心的形成，重子也必须满足其他条件才能修改中央DM尖点。
2019-05-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
High-resolution mass models of dwarf galaxies from LITTLE THINGS
本文给出了来自LITTLE THINGS的26个矮星系的高分辨率自转曲线和质量模型。LITTLE THINGS是一个高分辨率的甚大阵HI巡天，观测的是本地体积在11 Mpc以内的邻近矮星系。以均匀和一致的方式导出的样本星系的旋转曲线与斯皮策档案3.6微米和辅助光学U，B和V图像相结合，以构建星系的质量模型。我们分解的旋转曲线的动力学贡献的重子和暗物质晕，并比较后者与矮星系的那些从THINGS以及Lambda CDM SPH模拟中的重子反馈过程的影响。与“小东西”和模拟的矮星系基本一致，大部分“小东西”样本星系在内部区域的自转曲线呈线性增加，这使得它们的暗物质密度分布的对数内斜率α较浅。26个小东西矮星系的斜率平均值为α =-0.32 +/- 0.24，这与先前在低表面亮度星系（α = -0.2 +/- 0.2）和7个东西矮星系（α =-0.29 +/- 0.07）中发现的结果一致。然而，这显着偏离了尖状暗物质分布预测的暗物质只有Lambda CDM模拟。相反，我们的结果是更符合浅的斜率发现在Lambda CDM SPH模拟的矮星系中的重子反馈过程的影响。此外，我们还讨论了DDO 210的中心暗物质分布，其恒星质量在我们的样本中相对较低，以研究低质量矮星系中低效超新星反馈的情况，这些情况是从最近的Lambda SPH模拟矮星系中仍然存在中心尖点预测的。
2015-02-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Review of solutions to the Cusp-core problem of the $Λ$CDM Model
本文旨在向该领域提出尖点核心问题的概述，包括讨论其主张的解决方案，评估每个解决方案如何令人满意地提供中心密度的描述。无论尖点核问题是否反映了我们对暗物质、引力的性质，以及重子与暗物质在这些尺度上相互作用的影响的把握不足，包括在半解析模型或完全数值代码中，它的解决方案要么表明宇宙学需要范式的改变，要么表明我们在消除$Λ$ CDM范式的更精细细节方面缺乏成功。
2022-09-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cusp-core problem and strong gravitational lensing
对星系形成的宇宙学数值模拟显示，纯冷暗物质晕向中心的密度分布呈尖形，这与以冷暗物质为主的矮星系和低表面亮度盘状星系的自转曲线观测结果存在明显的矛盾，后者倾向于具有平坦中心核的质量分布。近年来，人们为解决这个尖点-核问题做了大量的工作，其中重子-冷暗物质相互作用被认为是消除冷暗物质（CDM）尖点的主要物理机制。很明显，重子-冷暗物质的相互作用并不仅仅是为CDM主导的盘星系定制的，而是为所有类型的盘星系定制的，包括巨大的椭圆星系。我们首先用Burkert剖面拟合最近的高分辨率自转曲线观测值，然后用约束的核尺寸-晕质量关系计算透镜频率，并将预测结果与强透镜观测值进行比较。不幸的是，事实证明，盘状星系旋转曲线限制的核心尺寸无法外推到巨型椭圆星系。我们的结论是，在标准宇宙学范式中，重子-冷暗物质相互作用不是星系形成的普遍机制，因此，它们不能真正解决尖核问题。
2009-10-31 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
Dark matter haloes from dwarf to massive galaxies: no systematic inner-density tension with ΛCDM hydrodynamical simulations
Leiden University（莱顿大学）；University of Surrey（萨里大学）；Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC)（加那利天体物理研究所）；Universidad de La Laguna（拉帕鲁纳大学）；Stockholm University（斯德哥尔摩大学）
本研究分析48个富气星系和8个贫气卫星星系样本，发现其内暗物质密度与ΛCDM流体动力学模拟大体一致，无系统性张力，从而缓解了尖点-核球和旋转曲线多样性问题。
2026-10-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dark matter cores all the way down
我们利用孤立矮星系的高分辨率模拟来研究星系形成边缘的暗物质尖核转变的物理学：M200 = 10^7 - 10^9 Msun。我们的工作在一个决议（~4 pc最小细胞大小; ~250 Msun每个粒子），在该决议可以解决从个别超新星爆炸的影响，变得不敏感，甚至在我们的数值“子网格”参数的大变化。我们发现我们的矮星系与恒星光剖面显着匹配;恒星形成历史;金属丰度分布函数;以及孤立矮不规则星系的恒星/气体运动学。我们的关键结果是，如果恒星形成过程持续足够长的时间，那么大小与恒星半质量半径（r_1/2）相当的暗物质核心总是会形成。对于M200 = 10^8 Msun的矮星，核心完全形成的时间不到4个回旋，而对于10^9 Msun的矮星，核心完全形成的时间不到14个回旋。我们提供了一个方便的两个参数'coreNFW'拟合函数，捕获这个暗物质核心的增长作为恒星形成时间和预计的恒星半质量半径的函数。我们的结果有几个含义：（i）我们做出了一个强有力的预测，如果LCDM是正确的，那么在具有截短恒星形成和/或半径r > r_1/2的系统中将发现“原始”暗物质尖点;（ii）完整的核心形成将r_1/2处的预计速度色散降低了~2倍，这足以充分解释“太大而不能倒的问题”;（iii）核心矮星将更容易受到潮汐的影响，导致星系和星系群内部的次晕质量函数发生戏剧性的冲刷。
2016-05-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
A cuspy dark matter halo
尖点核心问题是小尺度冷暗物质范式的主要挑战之一：预计暗物质晕的密度将迅速向中心上升，如rho ~ r^alpha，α在-1和-1.5之间，而这样的尖点轮廓尚未被清楚地观察到。我们已经进行了空间分辨映射的气体动力学向附近的超扩散星系（UDG），AGC 242019。推导出的暗物质的旋转曲线与Navarro-Frenk-White模型描述的尖点轮廓吻合较好，而排除了伪等温模型和Burkert模型的核轮廓。晕的α =-（0.90+-0.08），最内侧半径为0.67 kpc，Mhalo=（3.5+-1.2 E10 Msun，浓度为2.0+-0.36。AGC 242019通过将模糊暗物质的粒子质量约束为< 0.11E-22 eV or >3.3 E-22 eV，自相互作用暗物质的横截面为< 1.63 cm 2/g，以及温暖暗物质的粒子质量为> 0.23 keV，所有这些都与其他约束相矛盾，从而挑战冷暗物质的替代品。修正后的牛顿动力学也与AGC 242019的浅径向加速度关系不一致。对于将尖点转变为核心的反馈情况，AGC 242019不同意恒星与晕质量比相关的模型，但同意恒星形成阈值相关的模型。作为一个UDG，AGC 242019处于一个矮星大小的晕中，恒星反馈较弱，形成时间较晚，正常的重子自旋和低的恒星形成效率（SFR/气体）。
2021-01-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
A universal scaling relation incorporating the cusp-to-core transition of dark matter haloes
本研究基于暗物质晕的c-M关系推导出理论标度关系，发现矮星系和星系的观测标度关系源于此，并预测星系团中同样成立，同时提出包含尖点-核转变效应的新标度关系，为观测验证该转变过程提供了理论依据。
2024-07-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
