H$α$ Star Formation Rates of $z$ > 1 Galaxy Clusters in the IRAC Shallow Cluster Survey
本文介绍了哈勃空间望远镜对IRAC浅星系团巡天中1.0 < $z$ < 1.5的18个星系团的近红外光谱。我们使用宽视场相机3棱镜的数据光谱识别H $α$发射器的核心的星系团，以及在场星系。我们发现在500 kpc的投影半径内，恒星形成率存在很大的星团与星团之间的分散，并且我们的许多星团（约60%）在200 kpc的投影半径内具有显着的恒星形成水平。堆积分析显示，这些恒星形成星系中的尘埃变红与恒星质量呈正相关，并且可能比固定恒星质量的星系团更高。这可能表明恒星形成星系团中的气体含量低于场人口。此外，H $α$相当于星系团环境中的恒星形成的星系的宽度仍然被抑制低于场的水平。这种抑制对于较低质量的星系（log M $_{*}$ < 10.0 M $_{\odot}$）最为显著。因此，我们得出结论，在1.0 < $z$ < 1.5时，对于log M $_{*}$ < 10.0 M $_{\odot}$的星系团中的恒星形成星系，环境效应仍然很重要。
2013-10-22 astro-ph.CO
The Build-Up of Nuclear Stellar Cusps in Extreme Starburst Galaxies and Major Mergers
核恒星尖点被定义为星系恒星光廓线中的中心过剩光分量，被认为是富气体主合并中心~100-500 pc区域内强烈致密恒星爆发的恒星遗迹。在这里，我们探测了在GOALS样本中的一个完整的亮红外星系系统样本（85个LIRG，11.4<log[LIR/L_sun]<12.5）的实际星爆阶段核尖点的建立。尖点属性来自通过2维拟合的近红外成像的哈勃太空望远镜的核恒星光，并已结合中红外诊断AGN/星爆表征。我们发现，在76%的LIRGs（合并和非相互作用星系）的核恒星尖。尖点的强度和光度随着远红外光度（不包括活动星系核）和合并阶段的增加而增加，证实了星暴活动与核恒星尖点的建立有关的理论模型。超致密核星爆的证据在~13%的LIRGs中发现，这些LIRGs具有很强的未分辨中心近红外光分量，但没有活动星系核的显著贡献。核近红外表面密度（在1千秒差距半径范围内测量）增加了约5倍，对后期合并阶段。仔细比较具有可比质量的本地早型星系，发现（a）本地（U）LIRG具有明显更大的尖点分数，（b）大多数尖点LIRG的宿主星系光度（H波段）类似于核心椭圆星系，大约比尖点椭圆星系大一个数量级。
2013-06-18 astro-ph.CO
The dark halo of the Hydra I galaxy cluster: core, cusp, cosmological? Dynamics of NGC 3311 and its globular cluster system
NGC 3311是长蛇座I星系团的中央cD星系。我们利用NGC 3311周围的球状星团，结合星系本身的运动学数据，研究了Hydra I中心区域的暗物质分布。本文利用VLT/VIMOS掩模光谱仪对118个明亮球状星团的径向速度进行了计算，得到了100 kpc的速度色散。NGC 3311是迄今为止进行过此类研究的最遥远的星系。我们还确定速度色散的恒星组成部分从长缝光谱到20千秒差距。此外，我们提出了一个新的光度模型的NGC 3311在V波段。我们在球形Jeans模型的背景下寻找一个暗晕。我们还比较了球状星团和行星状星云的径向速度分布。在20 kpc的半径上，预计的恒星速度色散从185 km/s上升到350 km/s。球状星团的色散也从10 kpc时的500 km/s上升到100 kpc时的800 km/s，与星系团的速度色散相当。一个有核的暗物质晕很好地再现了各向同性下恒星和球状星团的速度色散。由宇宙学NFW晕预测的中心恒星速度色散是不太好的表示，而球状星团允许一个广泛的晕参数。一个可疑的径向各向异性的恒星星族解释了偏差。然而，我们发现与以前的运动学数据，我们不能解决，并可能表明一个更复杂的速度模式的差异。虽然我们不能最终证明NGC 3311的暗物质晕有一个核心而不是一个尖点，但根据目前的数据，核心似乎是首选。需要更完整的速度场和各向异性分析才能得出确切的结论。
2011-03-10 astro-ph.CO
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
X-Ray Emission from Two Infrared-Selected Galaxy Clusters at z>1.4 in the IRAC Shallow Cluster Survey
本文报道了IRAC浅星系团巡天（ISCS）中两个z>1.4红外选择星系团的X射线探测结果。我们提出了新的数据从哈勃太空望远镜和W。M.凯克天文台用光谱确认了星系团ISCS J1432.4+3250，z=1.49，这是迄今为止ISCS中18个z>1的星系团中最远的。我们还提出了新的光谱ISCS J1438.1+3414，以前报道在z = 1.41，并测量其动态质量。在36 ks和143 ks Chandra曝光中检测到ISCS J1432.4+3250和ISCS J1438.1+3414，显著性为5.2 sigma和9.7 sigma，从中我们测量的总质量log（M_{200,Lx} /Msun）分别为14.4 +/- 0.2和14.35^{+0.14}_{-0.11}。这些高红移星系团的X射线和动力学性质的一致性进一步证明了ISCS能够稳健地探测到至少z = 1.5的大质量星系团。
2010-12-02 astro-ph.CO
Assembly of the Red Sequence in Infrared-Selected Galaxy Clusters from the IRAC Shallow Cluster Survey
我们给出了11个光谱确认的、红外线选择的星系团（1.0 < z < 1.5）中的大质量（~L*）红序星系的集合和恒星形成历史的结果，这些星系团是今天M ~ 10 ^15 M_sun的大质量星系团的前身。利用静止标架光学光度学，我们研究了红序星系群的颜色和散射的演化，并与可能的恒星形成历史模型进行了比较。与对较低红移（z < 1）的中央星系团星系的研究相反，这些数据显然与恒星的持续演化不一致，这些恒星主要在一个单一的、更早的时间形成和聚集。具体地说，我们发现z = 1.5的大质量星系团的颜色意味着大部分恒星形成发生在z ~ 3，而z = 1时，它们的颜色意味着形成在z ~ 2;因此，这些星系在1 < z < 1.5时表现出近似相同的光度加权恒星年龄。这可能反映了恒星的形成是在一个较长的时期内发生的，或者是显着的祖先偏见的影响，或者两者兼而有之。我们的研究结果一般表明，大质量的星团星系群在z >~ 4时开始形成大量的恒星，在z ~ 1.5时包含一些红色的球状体，并且在1 < z < 2期间以年轻恒星的形式积极地聚集它们的大部分最终质量。定性地说，集群的颜色-星等关系的斜率是一致的，相对于本地集群没有显着的演变。
2012-07-19 astro-ph.CO
A shallow dark matter halo in Ultra Diffuse Galaxy AGC 242019: are UDGs structurally similar to low surface brightness galaxies?
关于超扩散星系（UDG）的一个中心问题是它们是否是低表面亮度（LSB）星系的一个单独类别，或者只是它们向低恒星质量的自然延续。在这封信中，我们表明，丰富的气体UDG AGC 242019的旋转曲线是很好的拟合的暗物质晕与内斜率渐近线到-0.54，这样的拟合提供了一个浓度参数，符合理论预期。这一发现，与以前的作品中，浅内轮廓来自UDG，表明这些星系的结构特性像其他观察到的LSB。UDG显示出缓慢上升的旋转曲线，这有利于形成的情况下，内部过程，如SNae驱动的气体流出，正在修改UDG配置文件。
2021-09-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cusp-core transformations in dwarf galaxies: observational predictions
在许多矮星系的中央千秒差距处存在暗物质核心，这一直是基于标准冷暗物质范式的星系形成理论中的一个长期存在的问题。最近的宇宙学模拟，基于光滑粒子流体力学和相当强的反馈配方已经表明，它确实有可能形成扩展的暗物质核心使用重子过程相关的一个更现实的处理星际介质。使用自适应网格细化，再加上一个新的，更强的超新星反馈计划，我们最近实施的RAMSES代码，我们表明，它也有可能形成一个突出的暗物质核心内的一个孤立的，最初是尖形的，100亿太阳质量的暗物质晕的良好控制的框架。尽管我们的数值实验是理想化的，但它可以清晰而明确地识别暗物质核心的形成过程。我们的暗物质的内部轮廓是很好地拟合的伪等温轮廓的核心半径为800 pc。成核机制与Pontzen & Governato最近提出的成核机制一致。我们强调两个关键的观测预测的所有模拟，发现尖核转换：（i）一个爆发的恒星形成历史的峰谷比为5至10和占空比可比的本地动力学时间;（ii）恒星分布是热的v/sigma=1。我们将模型星系的观测特性与最近对孤立矮WLM的测量结果进行了比较。我们发现，恒星和HI气体的空间和运动学分布与观测结果惊人的一致，支持恒星反馈在塑造恒星和暗物质分布中发挥的基本作用。
2012-12-24 astro-ph.CO
The cosmic shallows I: interaction of CMB photons in extended galaxy halos
Instituto de Astronomía Teórica y Experimental, CONICET-UNC（理论与实验天文学研究所，阿根廷国家科学研究委员会与科尔多瓦大学）；Observatorio Astronómico de Córdoba, UNC（科尔多瓦天文台，科尔多瓦大学）；Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik（马克斯·普朗克地外物理学研究所）
研究发现近邻星系周围CMB辐射温度径向分布出现约15μK的系统性下降，与星系形态和集群效应相关，提示CMB地图中存在显著的前景噪声，需在宇宙学研究中考虑。
2022-06-28 astro-ph.CO gr-qc
An Explanation for the Slopes of Stellar Cusps in Galaxy Spheroids
在典型的~L* 和低质量的球状体中心的恒星表面质量密度剖面显示出与$Σ\propto R^(-n)$的幂律“尖点”，其中对于半径~1-100 pc，0.5<n<1。观测和理论支持的模型中，这些尖点形成的耗散气体流入和丰富的气体合并的核星爆。在这些相对较大的半径，恒星弛豫是不太可能占或强烈修改的尖锐的恒星轮廓。我们认为，观察到的幂律表面密度分布是一个自然的后果，占主导地位的角动量输运的引力不稳定性，在一个中心的大质量黑洞的引力势。在这些半径的主导模式是m=1的不平衡/偏心盘不稳定性，其中恒星扭转气体可以驱动快速流入和吸积。这种模式首先一般出现在大半径处，并且通过在越来越小的半径处激发偏心率而向内传播，其中M*（<R）<<M_BH。当恒星表面密度分布相对较浅且n<1/2时，模式不能有效地传播到R=0，因此气体堆积，恒星形成使密度分布变陡。但是，如果剖面比n=1更陡，偏心率的向内传播受到强烈阻尼，从而抑制流入并再次降低n。这些结果加在一起，在中心黑洞的势中产生1/2 < n < 1的平衡斜率。这些物理参数支持的非线性数值模拟的气体流入星系核。总之，这些结果自然解释了观察到的恒星密度分布的“尖点”椭圆星系。
2012-06-20 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Cuspy No More: How Outflows Affect the Central Dark Matter and Baryon Distribution in Lambda CDM Galaxies
我们研究的内部暗物质（DM）的演化和重子密度分布的一个新的模拟场星系的样本使用完全宇宙学，Lambda CDM，高分辨率SPH + N体模拟。这些模拟包括明确的H2和金属冷却，恒星形成（SF）和超新星（SNe）驱动的气体流出。从高红移开始，爆发性SF之后的快速、重复的气体流出将能量转移到DM分量，并显着拉平了目前恒星质量在10^4.5 - 10^9.8 M太阳范围内的星系的原始“尖形”中心DM质量轮廓。在z=0时，我们星系DM密度剖面的中心斜率（在距离中心0.3 ~ 0.7千秒差距之间测量）与rhoDM propto r^alpha很好地拟合，其中alpha \simeq为-0.5 + 0.35 log_10（Mstar/10^8 Msolar），其中Mstar为星系的恒星质量，4 < log_10 Mstar < 9.4。这些值意味着DM配置文件平坦比DM-只有模拟和推断的东西和小东西调查的星系中的密切一致。只有在非常小的晕，其中z=0的恒星形成转化为恒星的原始重子丰度小于~ 0.03%，流出不平坦的原始尖形DM轮廓的半径解决了我们的模拟。在每个模拟星系的内部500 pc范围内测量的质量（DM和重子）在恒星质量的四个数量级上几乎保持不变，M星为10^9 Msolar。这一发现与对微弱的本星系群矮星和场星系的估计是一致的。这些结果解决了CDM模型所面临的突出问题之一，即尖锐的DM配…
2012-02-07 astro-ph.CO
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
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 slow evolution of dark matter halos from cusp to core naturally produces extended stellar core-like distributions
Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利天体物理研究所）；Universidad de La Laguna（拉古纳大学）；Universidad Nacional del Noroeste de la Prov. de Buenos Aires, UNNOBA, CONICET（布宜诺斯艾利斯省西北部国立大学，UNNOBA，阿根廷国家科学研究委员会）
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
Dark matter annihilation and non-thermal Sunyaev-Zel'dovich effect: I. galaxy cluster
本文计算了星系团中暗物质湮灭产生的$e^+e^-$引起的Sunyaev-Zel'dovich（SZ）效应。研究了DM粒子的两个候选者：（1）弱相互作用大质量粒子（WIMP）和（2）轻暗物质（LDM）。对于每一种情况下，我们也考虑了几个DM的个人资料，有和没有中央尖。我们通常发现比以前报道的更小的信号。此外，我们还考虑了电子和正电子在星系团中的扩散，发现这种扩散对具有大空间梯度的DM轮廓的中心电子/正电子分布有重要影响。我们发现，从WIMP的SZ效应几乎总是不可观察的，即使是高度尖形DM配置文件，并使用下一代SZ干涉仪，如ALMA。虽然LDM的信号比WIMP的信号大得多，但由于扩散的平滑效应，最终的SZ效应仍然很小。只有在中心尖点较大、扩散效应极小的情况下，才有可能探测到LDM诱导的SZ效应。
2009-10-01 astro-ph.CO hep-ph
Dark Matter and Galaxy Formation
2008年10月，我在里约巴西国家天文台的第十三届Ciclo de Cursos Especiais上做了四个讲座：（1）Lambda CDM宇宙中暗物质和结构形成的简史;（2）Lambda CDM在小尺度上的挑战：卫星、尖点和盘;（3）星系演化和聚类的数据与模拟的比较;（4）半解析模型。这些讲座本身就是许多人的许多工作的总结，在这里简要地总结一下。
2009-09-10 astro-ph.CO
Population Gradients in the SDSS Galaxy Catalog. The role of merging
我们调查的颜色和恒星星族梯度的本地样本的3500个中央和1150个卫星SDSS早型星系（ETG）的环境的作用。环境参数化的卫星星系的数量，N_gal在每个组。对于中心星系，我们发现，光学颜色和质量与光（M/L）比梯度是浅的中心星系居住在密集的环境（高N_gal）。这一趋势是由金属丰度梯度驱动的，而年龄梯度似乎对环境的依赖程度较低，分散程度较大。另一方面，卫星在环境方面没有显示出任何差异。如果星系按中心年龄分类，也会发现同样的结果，中心星系和卫星星系如果年龄较大，则梯度较浅，如果年龄较小，则梯度较陡，卫星星系与年龄无关。在中央星系中，我们发现，所观察到的趋势可以解释与干合并，这是更多的密度环境和生产浅的颜色梯度，因为更均匀的金属丰度分布由于混合的恒星星族的发生，而没有最终的线索合并发生可以得到卫星。最后，我们讨论了所有的系统学对恒星星族拟合和它们对最终结果的影响。
2012-01-11 astro-ph.CO
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
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
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
Cusps in the center of galaxies: a real conflict with observations or a numerical artefact of cosmological simulations?
星系观测和N体宇宙学模拟产生了相互矛盾的星系中心区域的暗物质晕密度分布。虽然模拟表明该地区的尖点和普遍的密度分布（UDP），但大多数观测结果都倾向于中心有核心的可变分布。在本文中，我们调查的收敛性标准N体模拟，特别是在尖点区域，以下的方法提出的\protect{\citep{13}}。我们使用SPH程序Gadget-3模拟了著名的Hernquist模型，并考虑了粒子的全部动力学参数。我们发现，虽然尖形轮廓是稳定的，所有积分的运动特征个别粒子遭受强烈的非物理变化沿整个晕，揭示了有效的测试机构之间的相互作用。这一结果使人对模拟得到的速度分布函数的可靠性产生怀疑。此外，我们发现非物理的Fokker-Planck粒子流在尖点区域。同样的流应该出现在宇宙学的N体模拟，是强大到足以改变尖点的形状，甚至创建it. We的分析，基于Hernquist模型和标准的SPH代码，强烈表明，通常发现的宇宙学的N体模拟的UDP可能是一个后果的数值效应。一个更好地了解N体模拟收敛之前，一个“核心尖点问题”可以适当地用来质疑CDM模型的有效性是必要的。
2017-05-10 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
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
Dark Matter Cores and Cusps in Spiral Galaxies and their Explanations
我们比较了螺旋星系的核心与尖点问题的解决方案，这也被认为是一个多样性问题，并证明了暗物质晕的尖点与恒星表面亮度相关。我们比较旋转曲线拟合的自相互作用的暗物质（SIDM）模型，其中自洽包括重子的晕轮廓的影响，和流体动力学N体模拟与冷暗物质（CDM）的dosage样本。SIDM模型预测了核心大小和恒星表面密度之间的强相关性，并且它提供了对数据的最佳全局拟合。没有强重子反馈效应的CDM模拟不能解释低表面亮度星系中的大暗物质核。另一方面，由于强反馈，CDM模拟不能产生具有高恒星和暗物质密度的星系类似物，因此它们在解释高表面亮度星系的旋转曲线方面存在困难。这意味着需要修改当前的反馈实现。我们还明确地表明，如何集中质量和恒星晕质量的关系一起导致径向加速度关系（RAR）在平均意义上，并重申这一点，RAR不捕捉星系旋转曲线的多样性在内部区域。这些结果使一个强有力的情况下，SIDM作为场星系的核心和尖点的解释。
2019-11-01 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
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 Brightest Cluster Galaxy with an Extremely Large Flat Core
哈勃太空望远镜拍摄的星系团阿贝尔2261的图像是哈勃望远镜进行的星系团透镜和超新星调查的一部分，显示该星系团中最明亮的星系A2261-BCG拥有迄今为止在任何星系中发现的最大核心。A2261-BCG的尖端半径为3.2 kpc，是已知第二大核心的两倍，比最明亮的BCG中通常看到的大3倍。A2261-BCG中的核心形态也是不寻常的，具有平坦甚至轻微凹陷的内表面亮度轮廓，而不是典型的浅尖。这意味着银河系有一个核心，其恒星密度恒定，甚至在中心逐渐减小。从核心结构与黑洞质量之间的大多数关系外推，将核心解释为双超大质量黑洞“冲刷”作用的最终产物，意味着总黑洞质量约为1 E +10 M_sun。核心下降1 sigma以上的尖点半径与星系光度的关系。它的实际尺寸很大，产生它所需的黑洞质量也非常大，这就增加了核心被额外过程扩大的可能性，比如最初产生核心的黑洞的抛射。平坦的中心恒星密度分布与这一假设相一致。核心也从周围的信封中心位移了0.7千秒差距，与核心的局部动力学扰动一致。
2012-07-24 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Empirical Relationship Between Dark Matter and Baryon Profiles for Solving the Core-Cusp and Diversity Problems of Galaxies
Tohoku University（东北大学）
本文提出一个基于恒星引力势的暗物质分布模型，通过观测恒星质量分布复现旋转曲线的内升和外平区域，解决了核心-尖峰和多样性问题。
2026-08-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Massive prompt cusps: A new signature of warm dark matter
本文提出2–6 keV温暗物质会形成约10^7太阳质量的ρ∝r^-1.5中心密度尖点，并可通过本星系群矮星系运动学探测，为约束WDM提供新途径。
2023-03-24 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
Cusp-to-core transition in low-mass dwarf galaxies induced by dynamical heating of cold dark matter by primordial black holes
我们进行了一系列高分辨率的$N$体模拟，以研究原始黑洞（PBH）形式的暗物质候选者是否可以解决低质量矮星系的尖核问题。如果低质量矮星系中的暗物质中有一部分由多边星系组成，而其余部分是冷暗物质，那么多边星系对冷暗物质的动力学加热将导致总暗物质轮廓的尖点到核心的转变。该机制适用于25-100 M $_{\sun}$质量窗口的PBH，与LIGO探测结果一致，但需要对总矮星系暗物质含量的1 $\%$的PBH质量分数的下限。尖点到核心的转变时间尺度在1到8 Gyr之间。这个时间尺度也是冷暗物质粒子与多光子带隙之间弛豫时间的常数倍，它取决于多光子带隙的质量、质量分数和初始密度分布的尺度半径。我们的结论是，暗物质的核心自然发生在晕组成的冷暗物质和PBH，而不需要调用重子过程。
2020-01-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
The interaction of dark matter cusp with the baryon component in disk galaxies
本文研究了盘星系的形成和演化对暗晕物质分布的影响。我们对孤立的暗物质晕和两组分暗物质+重子进行了模拟。对恒星粒子和DM粒子采用N体方法，对气体动力学采用TVD MUSCL方案。模拟包括恒星形成、恒星反馈、星际介质加热和冷却等过程。高空间分辨率的数值实验结果让我们得出两个主要结论。首先，恒星形成和超新星反馈的计算解决了宇宙学模拟预测的暗物质分布的所谓尖点问题。第二，暗物质与恒星和气态星系盘的动态子结构的相互作用（例如，螺旋波，酒吧）有一个影响的形状的黑暗晕。特别是，面内分布的暗物质是更对称的运行，其中重子分量考虑。
2012-04-22 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
The impact of realistic models of mass segregation on the event rate of extreme-mass ratio inspirals and cusp re-growth
对于LISA来说，最有趣的引力波（GW）来源之一是致密物体对大质量黑洞（MBH）的螺旋，通常被称为"极端质量比螺旋"（EMRI）。小物体，通常是恒星黑洞（bh），沿探测器带宽内的每个轨道发射大量GW。这些源的缓慢、绝热的螺旋将使我们能够详细绘制MBH周围的时空，并测试我们当前对强引力态的概念。此类来源的事件发生率在文献中已被多次提及，报告的数量按数量级波动。另一方面，最近对银河系中心的观测显示，相对于理论上预期的完全松弛的恒星尖点的数量，内秒差距内的巨星非常缺乏。非弛豫核（或者，等价地，没有或只有非常浅的尖点）的可能性给估计增加了很大的不确定性。考虑到这个及时的问题，我们运行了大量的直接求和$N-$身体模拟，多达50万个粒子，以校准更快的轨道平均福克-普朗克代码。然后，我们调查制度的强质量分离（SMS）的模型与两个不同的恒星质量分量。我们表明，在相当通用的初始条件下，一个轻松的，质量分离的恒星尖点的增长所需的时间是短于哈勃时间的MBHs与$M_\bullet \lesssim 5 \times 10^6 M_\odot$（即在LISA的范围内的核）。SMS对我们的银河系类型星系核的基准模型有显著的影响，使EMRI率提高了$\sim 10$倍。
2011-04-15 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
The core-cusp problem in cold dark matter halos and supernova feedback: Effects of Mass Loss
冷暗物质（CDM）宇宙学的标准范式所预言的理论和观测之间的矛盾，核心尖点问题仍然是未解决的矛盾之一。为了解决这个问题，我们进行N体模拟研究的非线性响应的CDM晕的变化引起的引力势气体从星系中心的删除。在这项研究中，我们专注于气体喷射的时间尺度，这是强烈相关的恒星活动，并证明它是在决定CDM晕的动力学响应的关键因素之一。模拟结果表明，暗物质晕质量密度分布的幂低指数与质量损失的时间尺度相关，短时间质量损失比长时间质量损失时更平坦.然而，它仍然大于典型的观测值;换句话说，在模拟中，任何质量损失模型的中心尖点仍然存在。此外，对于缓慢的质量损失的情况下，最终的密度分布的暗物质晕恢复普遍的密度分布预测的CDM宇宙学。因此，由恒星反馈驱动的质量损失可能不是一个有效的机制，以扁平的中央尖。
2011-06-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
NIHAO XX: The impact of the star formation threshold on the cusp-core transformation of cold dark matter haloes
我们利用NIHAO计划的宇宙学流体动力学星系形成模拟研究了恒星形成阈值对暗物质（DM）晕对重子过程响应的影响。在恒星质量在$10^{7.5} < M_{star} < 10^{9.5} M_{\odot}$范围内的星系中，基准NIHAO阈值$n=10\, {\rm cm}^{-3}$导致DM晕的强烈膨胀。我们发现，较低的阈值，如$n=0.1$（采用的EAGLE/APOSTLE和Illustris/AURIGA项目）不会导致显着的晕扩张在任何质量规模。由超新星反馈驱动的晕膨胀需要局部气体分数在亚动力学时间上的显著波动（即，<5000万年在星系半光半径），这本身是由恒星形成率的变化造成的。在百分之一的维里半径，模拟与$n=10$有气体分数的$\simeq 0.2$和变化的$\simeq 0.1$，而$n=0.1$模拟的数量级较低的气体分数，因此不扩大晕。观测到的矮星系DM圆速度与用$n=0.1$和$n=1$进行的CDM模拟结果不一致，但与$n=10$的结果相当一致。恒星的形成率是更高的$n$，较低的星系质量，当恒星的形成是在较短的时间尺度上测量的变量。例如，使用$n=10$的模拟在特定的恒星形成率中的散射比使用$n=0.1$的模拟高0.4倍。因此，在不久的将来，在观测上限制恒星形成的亚网格模型以及DM的性质应该是可能的。
2019-03-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Explaining the cuspy dark matter halo by Landau-Ginzburg theory
23年前，宇宙学N体模拟揭示了准普遍的NFW暗物质晕，其物理起源仍然不清楚。本文试图用平衡态统计力学中的朗道-金兹伯格（LG）理论来解决这个问题。我们用密度代替LG理论中的序参量，把暗物质晕看作是背景平衡态的涨落。对于暗物质晕，背景可以是暗物质晕的主晕，对于星系团晕，背景可以是均匀各向同性的宇宙。假设亥姆霍兹自由能的涨落主要取决于密度及其梯度，这与团簇尺度附近的功率谱行为是一致的，在没有其他要求的情况下，我们可以很容易地获得平衡暗雾晕的普适$r^{-1}$尖点。这一结果表明，对自引力系统的研究还有待于进一步的统计力学研究。
2020-02-21 astro-ph.CO astro-ph.GA cond-mat.stat-mech
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
Gravitational lensing by a spiral galaxy I: the influence from bar's structure to the flux ratio anomaly
Tsinghua University（清华大学）；Westlake University（西湖大学）
本研究首次利用Auriga模拟中的棒旋星系，通过多高斯展开建模和强透镜模拟，发现流量比异常幅度与高阶偶次傅里叶模式强度（尤其是盒状/花生形和六极分量）存在强统计相关性，表明棒结构是流量比异常的关键影响因素。
2026-05-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Core or cusps: The central dark matter profile of a redshift one strong lensing cluster with a bright central image
我们报告了SPT-CLJ 2011 -5228，一个巨大的弧系统，由$z=1.06$上的一个星团创建。这个弧形系统的特点是有一个明亮的中心像。源是位于$z_s=2.39$的Lyman Break星系，封闭在半径为14弧秒的爱因斯坦环内的质量是$10^{14.2}$太阳质量。我们对透镜图像进行完整的光剖面重建，以精确地推断质量分布的参数。中心图像的亮度要求透镜的中心总密度分布是浅的。通过将暗物质拟合为广义Navarro-Frenk-White轮廓--内部密度斜率为自由参数--我们发现破裂半径为$270^{+48}_{-76}$ kpc，并且内部密度随半径的$-0.38\pm0.04$次方下降，置信度为68%。如此浅的轮廓与我们对松弛的冷暗物质晕的理解存在强烈的张力;只有暗物质的模拟预测内部密度应该像$r^{-1}$那样下降。如果这个星系团实际上是一个合并，那么这种紧张关系就可以得到缓解;一个双晕模型也可以重建数据，两个星系团（密度分别为$r^{-0.8}$和$r^{-1.0}$）都与只模拟暗物质的预测更加一致。在我们的暗能量巡天成像的分辨率下，我们无法在这两种模型之间做出选择，但我们对即将到来的哈勃太空望远镜成像做出预测，这将决定性地区分它们。
2017-06-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Prompt cusps and the dark matter annihilation signal
本研究发现热产生的弱相互作用大质量粒子暗物质中存在大量地球质量级瞬发尖点，可使暗物质湮灭率提升至少一个数量级，且信号增强集中于星系晕外区，为间接探测暗物质及验证银心伽马射线超标起源提供新方向。
2023-09-20 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
From cusps to cores: a stochastic model
冷暗物质结构形成模型在星系尺度上面临着明显的问题。一些线索指向过度的光晕浓度，包括中心密度随着半径的减小而急剧上升。然而，气体成分的随机波动可以“加热”晕的中心，降低它们的密度。我们提出了一个理论模型，从第一原理推导出这种效果：在气体密度的随机变化被转换成潜在的波动，作用于暗物质的关联力关联函数计算和相应的随机方程求解。假设一个幂律谱的波动与最大和最小的截止尺度，我们推导出速度色散赋予晕粒子和相关的弛豫时间。我们进一步进行数值模拟，与波动实现为高斯随机场，这证实了一个核心的形成在一个时间尺度内可比的解析推导。非径向集体模式增强能量传输过程，擦除尖点，虽然参数化的分析模型坚持。在我们的模型中，驱动尖核转换的动力学耦合的主要贡献来自最大尺度的波动。然而，转换的效率是独立的最大规模的值，并依赖于弱（线性）的幂律指数;它有效地取决于两个参数：气体的质量分数和归一化的功率谱。这表明，在星系形成的流体动力学模拟中观察到的尖核转换可以用简单的术语来理解和参数化，尽管各种实现的物理和数值复杂性。
2016-06-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Hot versus Cold: the Dichotomy in Spherical Accretion of Cooling Flows onto Supermassive Black Holes in Elliptical Galaxies, Galaxy Groups and Clusters
在椭圆星系、星系群和星系团中，来自活动星系核的反馈加热通常被用来抑制热气体中的冷却流。以前的研究主要集中在活动星系核反馈是否以及如何加热气体，但很少关注其触发机制。使用球对称模拟，我们研究如何大规模的冷却流吸积的中央超大质量黑洞（SMBHs）在8个观测良好的系统，并发现一个有趣的二分法。在大质量星系团中，气体在大约1亿-3亿年的冷却时间内发生中心冷却灾难，导致冷模吸积到SMBH上。然而，在我们的四个模拟系统的集团和星系尺度上在低金属丰度Z=0.3 Z_{sun}，气体迅速解决到一个长期的状态，具有一个尖形的中心温度分布延伸到几十到约100 pc。在更真实的太阳金属丰度下，两个集团（R_{e} ~ 4 kpc）仍然存在长期热模吸积。这两种吸积模式自然出现在我们的理想化计算中，其中只考虑冷却，气体流入和压缩加热。长期的热模吸积是由这些过程的时间尺度之间的快速建立的接近性维持的，最好是在低气体密度，低气体金属丰度的系统中，重要的是，紧凑的中心星系，这导致在中间半径处的强引力加速度和压缩加热。我们的计算预测，中央尖点温度分布更经常出现在较小的系统比星系团，而不是往往主机显着的冷气体和恒星的形成。
2013-11-16 astro-ph.CO astro-ph.HE
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
Core-Cusp revisited and Dark Matter Phase Transition Constrained at O(0.1) eV with LSB Rotation Curve
最近提出了一个新的粒子物理模型--束缚暗物质（BDM）模型，其中暗物质（DM）粒子在阈值能量（Ec）以上是无质量的，而在低于阈值能量（Ec）时由于非微扰方法而获得质量。因此，BDM模型描述的DM粒子是位于星系内部区域的相对论性热暗物质，而BDM模型描述的是非相对论性冷暗物质，其中晕密度低于rho_c = Ec ^[4]。为了在星系中实现这一想法，我们使用了一个特殊的DM核心配置文件，其中包含三个参数：一个标度长度（rs）和密度（rho_0）的晕，和核心半径（rc）源于相对论性质的BDM模型。我们测试这个模型拟合旋转曲线的17个低表面亮度星系的HI附近星系巡天（THINGS）。由于能量Ec参数化的相变由于底层粒子物理模型，它是独立的星系或结构形成的细节，因此DM轮廓参数rs，rc，Ec的约束，只留下两个自由参数。该样本的高空间和速度分辨率允许通过对质量模型进行卡方拟合优度检验的数值实现来推导模型参数。我们比较的配件与Navarro-Frenk-White（NFW），Burkert，和伪等温（ISO）配置文件。通过结果，我们得出结论，BDM配置文件适合更好，或同样好，比NFW，Burkert，和ISO配置文件，并同意与以前的结果，这意味着核心配置文件是首选的N体激励尖突配置文件。我们还计算了不同星系和物质含量的BDM参数rc和Ec的二维似然度，发现当DM晕是唯一的组成部分时，平均星系核…
2012-03-07 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Structure-wide dark matter density depletion induced by local degeneracies
South-Western Institute for Astronomy Research, Key Laboratory of Survey Science of Yunnan Province, Yunnan University（西南天文研究所，云南省测绘科学重点实验室，云南大学）
本文提出通过费米子暗物质简并核心抑制周围密度，解释星系中心密度剖面多样性，无需强核物质反馈，指出费米子性质可解决暗物质晕核心问题。
2026-03-27 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
The galaxy halo formation in the absence of violent relaxation and a universal density profile of the halo center
虽然N体模拟证明了暗物质晕中心区域的尖状轮廓，但观测结果显示，至少在一些螺旋星系和矮椭球体的中心区域，有一个浅的核心密度轮廓。我们表明，一个中心的配置文件，非常接近所观察到的，不可避免地形成在中心的暗物质晕，如果我们作出一个假设的系统在晕形成过程中的一个温和的能量弛豫。如果我们假设暗物质粒子之间的能量交换在晕坍缩过程中并不太强烈，那么这个轮廓是普适的：它几乎完全不依赖于初始扰动的性质，并且与具有小Einasto指数$n\sim 0.5$的Einasto轮廓非常相似，但不完全相同。我们估计分布的“中心核心”的大小，即，非常中心的区域的范围与相应的温和的轮廓，并表明尖点的形成是不可能的，即使暗物质是冷的。所获得的配置文件是在一个很好的协议与观测数据，至少，某些类型的星系，但显然不同意与N体模拟。
2014-07-13 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Mimicking dark matter in galaxy clusters through a non-minimal gravitational coupling with matter
在这项工作中，一个特定的非最小耦合之间的标量曲率和物质可以模仿暗物质组成的星系团。为了这个目的，人们评估了阿贝尔星系团A586，一个处于维里平衡的大质量邻近星系团，在那里直接估计质量和强透镜测定是可能的。然后扩展暗物质模仿的大样本的星系团的密度分布从钱德拉高质量的数据，也在维里平衡。总密度，它通常遵循尖形轮廓，揭示了一个非常小的重子分量，可以有效地描述在这个框架内。
2013-01-30 astro-ph.CO gr-qc hep-ph
Sommerfeld enhancement of invisible dark matter annihilation in galaxies and galaxy clusters
最近的观测表明，许多星系中都存在类似核心的暗物质结构，而数值模拟揭示了中心奇异的暗物质密度分布。在这篇文章中，我表明，如果暗物质粒子的湮灭产生不可见的不育中微子，索末菲增强的湮灭截面可以给出一个足够大的湮灭率来解决核心尖点问题。由此产生的核心密度，核心半径，和它们的比例关系一般同意最近的经验拟合观测。此外，该模型预测，由此产生的核心结构，在矮星系可以很容易地观察到，但不是大的正常星系和星系团。
2016-04-06 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
