Star Stream Velocity Distributions in CDM and WDM Galactic Halos
该研究通过模拟类银河系的CDM与WDM晕，测量薄星流的随机速度分布，发现其符合高斯加指数模型，不同暗物质模型的指数尾翼速度有差异，为利用星流约束暗物质性质提供依据。
2024-08-16 astro-ph.GA
Clues to the nature of dark matter from first galaxies
我们使用38个高分辨率的模拟星系形成的红移10和5之间的研究的影响，3千电子伏的温暖暗物质（WDM）的候选人的高红移宇宙。我们把注意力集中在恒星质量函数和全球恒星形成率，并考虑再电离的后果，即中性氢分数的演变和电子散射光学深度。我们发现，三种不同的影响有助于区分温暖和寒冷的暗物质（CDM）的预测：WDM抑制质量小于几个$10^9$ M $_{\odot}$的晕的数量;在一个固定的晕质量，WDM产生的恒星比CDM少;最后在晕质量低于$10^9$ M $_{\odot}$，WDM有一个更大的比例比CDM后再电离的暗晕。这三种效应结合起来，产生一个较低的恒星质量函数WDM的星系与恒星质量的$\sim 10^7$ M $_{\odot}$和以下。对于$z > 7$，全球恒星形成密度在WDM场景中低了2倍，对于固定的逃逸分数，中性氢的分数在$z \sim 6$高出0.3。后者的数量可以部分地与CDM和观察，只有通过增加逃逸分数从23%到34%.Overall，我们的研究表明，在高红移星系形成模拟是一个关键的工具来区分暗物质候选人重子物理模型。
2019-05-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
The First Billion Years of a Warm Dark Matter Universe
我们提出的宇宙学N体流体动力学化学模拟的原始结构的生长和演化的方案与温暖的暗物质（WDM）具有3千电子伏的质量（热遗迹）的结果，并与标准的冷暗物质（CDM）组成的模型进行比较。我们专注于高红移宇宙（$z>6$），在那里的结构形成过程应该更好地反映原始（线性）的差异，在物质功率谱。我们发现，早期的时代可以是特殊的探测暗物质的性质。非线性WDM的功率谱和质量函数比CDM低2倍，并在整个第一陀螺中表现出几个因子的扩展。逃逸分子冷却WDM晕的结果严重抑制，因为在大$k$模式的阻尼功率，因此宇宙（人口III和II-I）的恒星形成率（SFR）通常被抑制相对于CDM预测。在$z>10$，在WDM背景下形成的发光物体非常罕见，这是由于在黑暗时代早期WDM迷你晕的稀疏和延迟演化，它们的缺乏可以用一个简单的分析公式来拟合，只取决于震级和红移。未来对暗星系的高$z$观测有可能通过宇宙恒星质量密度（SMD）和特定的SFR来区分CDM和WDM情景。当与其他宇宙学（例如非高斯或暗能量模型）或大$z$的高阶修正（例如原始流运动或原始IMF的变化）的影响相比时，WDM引起的影响肯定更引人注目。
2014-10-31 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galactic satellite systems in CDM, WDM and SIDM
我们调查人口的明亮的卫星（$M_{*} \geq 10^{5} \mathrm{M}_{\odot}$）的质量相当于银河系的晕在宇宙学模拟中，其中的暗物质（DM）是冷，暖或自相互作用（CDM，WDM和SIDM分别）。DM的性质导致了场晕丰度和结构特性的差异。在WDM中，主要特征是形成的星系总数减少，反映了低质量DM晕的抑制和与CDM相比较低的星系形成效率。对于SIDM，变化是结构性的，仅限于晕的中心区域，并依赖于假设的自相互作用截面。我们还考虑了不同的重子亚网格物理模型的星系形成，超新星气体爆发可以或不能诱导形成的核心在矮星系。总的来说，包括重子减少不同DM模型中的晕属性的差异相比，DM只模拟。这会影响卫星在下沉时的特性，从而影响其随后的潮汐剥离和存活率。尽管如此，我们发现稍微不太集中的卫星径向分布的SIDM横截面的增加。不幸的是，我们还发现，在CDM和WDM的重子诱导的核心模拟卫星人口可以模仿SIDM中发现的结果，使卫星恒星质量和最大圆速度功能严重退化的DM和所采用的次网格建模的假设性质。这些简并排除了使用银河系中最明亮的卫星来限制DM的性质。
2022-11-03 astro-ph.GA
What can the outskirts of galaxies tell us about dark matter?
对星系外围的深层观测揭示了流、壳和晕的微弱扩展恒星成分（ESC），它们是卫星星系潮汐破裂的幽灵般的残余。我们使用冷暗物质（CDM）和暖暗物质（WDM）模型中的宇宙学星系形成模拟来探索暗物质模型如何影响ESC的空间，运动学和轨道特性。这些结果表明，在大的银河系中心半径的球面平均恒星质量密度可以被压低高达10倍的WDM模型相对于CDM模型，反映了预期的抑制丰富的卫星星系WDM模型。然而，这些差异在与观测极限兼容的WDM模型中要小得多，并且与我们在CDM模型中发现的系统间变化的大小相当。这表明，仅使用未解决的ESC来限制暗物质将是具有挑战性的。
2016-08-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Early galaxy formation in warm dark matter cosmologies
我们提出了一个高红移（$z \geq 7$）星系形成的框架，跟踪他们的暗物质（DM）和重子组装在四个宇宙学：冷暗物质（CDM）和暖暗物质（WDM）与粒子质量的$m_x =$ 1.5，3和5 ${\rm keV}$。我们使用相同的天体物理参数调节恒星的形成和反馈，选择匹配不断变化的紫外线光度函数（UV LF）的当前观测。我们发现CDM和$m_x \geq 3 {\rm keV}$ WDM中的可观测星系（使用当前和即将到来的仪器）的组装导致相似的晕质光比（M/L），恒星质量密度（SMD）和UV LF。然而，在$1.5 {\rm keV}$ WDM模型中，对小尺度结构的抑制导致了一个明显的延迟和随后更快的恒星组装。因此，在$m_x \leq 2 {\rm keV}$ WDM宇宙学的星系大会的特点是：（一）缺乏小质量的晕托管微弱的星系;（二）年轻，更紫外线明亮的恒星人口，对于一个给定的恒星质量。较高的M/L比（效果ii）部分补偿了小质量晕的缺乏（效果i），使所得的紫外线LF更接近CDM比从简单的估计晕丰度。我们发现SMD的红移演化是对DM性质的一个强有力的探测。对于詹姆斯·韦伯太空望远镜（JWST），积分到$M_{UV} =-16.5$的极限，SMD在$m_x = 1.5 {\rm keV}$ WDM中演化为$\log$（SMD）$\propto -0.63 (1+z)$，而在CDM中演化…
2015-05-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
A common surface-density scale for the Milky Way and Andromeda dwarf satellites as a constraint on dark matter models
在试图放置一个明确的约束暗物质模型，我们定义和估计的平均表面密度的最大圆速度的半径内的暗晕，这是派生的各种星系与任何暗物质密度分布。我们发现，这种表面密度一般是恒定的，在很宽的范围内的最大圆速度$\sim$ 10至400公里s $^{-1}$，在每个星系的不同密度分布无关。这种常见的表面密度在高晕质量尺度被发现自然复制的冷和暖暗物质（CDM和WDM）模型，即使没有采用任何拟合程序。然而，在矮星系尺度上，我们已经从银河系和仙女座矮卫星，共同的表面密度，只有在一个大规模的WDM粒子质量的范围内，而CDM提供了一个合理的协议，所观察到的恒定性。这是由于在低晕质量尺度下CDM和WDM晕的质量浓度关系存在显著差异。为了解释WDM模型中矮星系尺度的普遍表面密度，我们建议WDM粒子需要重于3 keV。
2015-04-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Running with BICEP2: Implications for Small-Scale Problems in CDM
BICEP 2的结果，当被解释为一个引力波信号，并结合其他CMB数据，表明在原始物质功率谱的功率滚降向小尺度。其中最简单的可能性是光谱指数的运行。在这里，我们表明，运行的首选级别在$Λ$ CDM模型中，甚至比可行的WDM模型更能说明小规模的问题。我们使用银河系大小光环的宇宙学放大模拟以及全箱模拟来比较四种不同宇宙学的预测：BICEP 2启发的运行指数模型（$α_s$ = -0.024）、普朗克提出的两个固定倾斜的$Λ$ CDM模型，以及2.6 keV热WDM模型。我们发现运行的BICEP 2模型降低了大型矮尺寸晕（$V_\mathrm{max}$ ~ 30 - 80 km s $^{-1}$）的中心密度，并与我们采用的普朗克和WDM情况相比，大大简化了太大而不能倒的问题。此外，BICEP 2模型相对于普朗克模型抑制了约50%的小subhalos的计数，并产生了显着较低的“提升”因子的暗物质湮灭信号。我们的研究结果强调，需要了解的原始功率谱的形状，以正确地解释小规模的数据。
2014-09-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
The spatial distribution of Milky Way satellites, gaps in streams and the nature of dark matter
银河系暗晕的空间分布为检验宇宙学模型提供了一组重要的观测量。这些包括发光卫星的径向分布，平面配置，以及大量的暗晕，其存在与否是区分暗物质模型的关键。我们利用COCO $N$ -体方法对冷暗物质（CDM）和3.3keV热遗迹暖暗物质（WDM）进行模拟，在重子物理影响最小的极限下，预测了卫星的空间分布。我们证明了当形成星系的最小前晕质量为$>10^{8.5}\mathrm{M}_{\odot}$时，CDM和3. 3 keV-WDM发光卫星的径向分布是相同的。暗subhaloes的分布是显着更集中在WDM由于没有低质量，最近吸积的子结构，通常居住在CDM的MW晕的外部。我们发现，质量$[10^{7},10^{8}]\mathrm{M}_{\odot}$和中心的30千秒差距内的subhalo是剥离的两个模型中较大的晕的残余。因此，它们在WDM中的丰度$3\times$高于从总体WDM晕下种群中预期的丰度。我们估计，CDM和WDM浓度质量关系之间的差异，可以探测到的subhalo流的碰撞参量$<2$ kpc。最后，我们发现WDM对卫星平面的影响可能可以忽略不计。与观测结果的全面比较将需要进一步开展高分辨率、自洽的流体动力学模拟工作。
2023-02-08 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Warm dark matter constraints from the JWST
基于JWST数据，通过唯象模型计算高红移恒星质量函数和密度，发现1.5 keV的暖暗物质模型因低质量端和最大恒星质量截断等特征被排除，证明JWST是探测早期暖暗物质的强有力探针。
2024-01-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
COZMIC. II. Cosmological Zoom-in Simulations with Fractional non-CDM Initial Conditions
University of Southern California（南加州大学）；University of California, San Diego（加州大学圣地亚哥分校）；Carnegie Observatories（卡内基观测站）
本研究通过COZMIC的24个f-NCDM宇宙学暗物质zoom-in模拟，建模子晕质量函数并结合银河系卫星星系数据，对部分非冷暗物质和WDM-CDM混合模型给出新约束。
2026-10-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
The galaxy population in cold and warm dark matter cosmologies
我们使用一对高分辨率的N体模拟实现两个暗物质模型，即标准的冷暗物质（CDM）宇宙演化和温暖的暗物质（WDM）的替代品，其中的暗物质粒子是一个1.5 keV的热遗迹。我们将这些模拟与GALFORM半解析星系形成模型相结合，以探讨由此产生的星系种群之间的差异。我们使用GALFORM模型的CDM和WDM的变种，导致在相同的z=0星系恒星质量函数的建设。我们发现，大多数研究的星系属性在这两个模型中具有相同的值，这表明两种暗物质方案都与当前的观测数据同样匹配。即使在低密度区域，CDM和WDM之间的结构形成差异预计是最明显的，星系的性质也只是略有不同。我们发现的局部宇宙中唯一显着的差异是在“局部星系”的星系群中，即模拟银河系类似物周围半径为1至8Mpc的区域。在这样的区域中，我们的WDM模型提供了一个更好的匹配，以观察到的本地星系数计数，是五倍以上的可能性比CDM模型预测子区域内，是空的观察到的本地虚空。因此，一个高度完整的本地体积普查和未来的调查空洞区域可以提供限制的性质暗物质。
2017-04-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Re-Examining Astrophysical Constraints on the Dark Matter Model
最近包括冷暗物质（CDM）和重子在内的高分辨率模拟表明，重子物理学可以极大地改变星系的暗物质结构。这些结果修改了我们对观测到的星系演化和结构的预测。考虑到这些更新的期望，现在是时候重新审视暗物质模型的观测约束了。一些观察评论，可能间接跟踪暗物质，并可能有助于确认或否认可能的暗物质模型。暖暗物质（WDM）和自相互作用暗物质（SIDM）是目前最受欢迎的CDM替代模型。对WDM粒子质量的限制要求它非常重，以至于WDM几乎无法与CDM区分。SIDM的最佳观测测试可能是在昏暗矮星系的暗物质分布中，但SIDM中缺乏解释重子作用的星系结构的理论预测。
2014-07-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Substructure and galaxy formation in the Copernicus Complexio warm dark matter simulations
我们使用Copernicus Complexio（COCO）高分辨率$N$ -体模拟来研究小尺度结构在标准冷暗物质（CDM）模型中的特性差异，以及在一个模型中，该模型的初始密度波动功率谱与热产生的暖暗物质（WDM）粒子或质量为7 keV且具有稀薄生成参数$L_6=8.7$的无菌中微子一致。后者对应于“最冷”的模型，这种无菌中微子质量与最近检测到的3.5千电子伏X射线线的粒子衰变产生的识别兼容。CDM和WDM预测非常不同的数量密度的subhaloes与质量$\leq 10^9\,h^{-1}\,M_\odot$，虽然他们预测类似的，几乎普遍的，归一化的subhalo径向密度分布。在这两个模型中的晕和subhaloes有尖状NFW的配置文件，但WDM subhaloes低于功率谱中的截止尺度（对应于最大圆速度$V_{\mathrm{max}}^{z=0} \leq50~\mathrm{kms}^{-1}$）是不太集中比他们的CDM同行。我们使用GALFORM半解析模型的星系形成的可观察到的属性进行预测。两个模型都预测了银河系卫星的光度函数与观测结果一致，尽管WDM模型预测的非常微弱的卫星较少。然而，这个模型预测在红移$z>7$的紫外亮星系比CDM略多，但两者都与观测结果一致。引力透镜提供了区分模型的最佳前景。
2016-10-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
A smooth filament origin for distant prolate galaxies seen by JWST and HST
DIPC, Basque Country UPV/EHU（巴斯克国立大学物理研究中心）；University of the Basque Country UPV/EHU（巴斯克国立大学）；Ikerbasque, Basque Foundation for Science（伊克尔巴斯科斯科学基金会）；Center for Astrophysics | Harvard & Smithsonian（哈佛-史密森天体物理中心）；Center for Computational Astrophysics, Flatiron Institute（平顿研究所计算天体物理学中心）；Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）；University of Manchester（曼彻斯特大学）；The Hong Kong University of Science and Technology（香港科技大学）；Universit´e de Paris（巴黎大学）；University of California at Berkeley（加州大学伯克利分校）；Arizona State University（亚利桑那州立大学）
通过对比CDM、WDM和ψDM模拟与JWST/HST观测，发现温暗物质沿平滑丝状吸积可解释遥远长形星系的形态，为暗物质性质提供新约束。
2025-10-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Towards a general parametrization of the warm dark matter halo mass function
对恒星流中的通量异常统计和扰动的研究有可能限制包括无菌中微子在内的暖暗物质（WDM）模型。产生这些约束需要一个参数化的WDM质量函数相对于冷暗物质（CDM）的等价物。我们使用五个WDM模型的半模质量，$M_\mathrm{hm}=[1.3,35]\times10^{8}$ ~ $M_{\odot}$，分布在本地群，透镜椭圆和$z=2$宇宙的模拟，产生这样的参数化：我们适合的WDM到CDM晕质量函数比，$n_\mathrm{WDM}(M_{X})/n_\mathrm{CDM}(M_{X})$，（$1+(αM_\mathrm{hm}/M_{X})^β)^γ$的函数形式的参数。对于中心晕的$M_{X}\equiv$维里质量，我们得到了$α=2.3$、$β=0.8$和$γ=-1.0$，并且这种拟合比扩展的Press-Schechter形式主义预测的更陡。对于亚晕的$M_{X}\equiv$质量，我们得到了$α=4.2$、$β=2.5$和$γ=-0.2$ ;在两种质量定义中，离散度为$\sim20$ ~ %。第二种拟合通常低估了$z=2$ WDM亚晕在百分之几十水平上的相对丰度。我们警告说，强大的约束将需要定制的模拟和晕质量的仔细定义，特别是质量$<10^{8}M_{\odot}$的subhalos。
2020-06-01 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
The impact of free-streaming on dwarf galaxy counts in low-density regions
本文通过EAGLE流体动力学模拟对比CDM与WDM宇宙学中矮星系分布，发现WDM对低质量星系的抑制与密度无关，源于晕计数、发光比例和恒星质量—晕质量关系之间的相互补偿。
2023-11-30 astro-ph.GA
Galaxy Formation with BECDM -- II. Cosmic Filaments and First Galaxies
玻色-爱因斯坦凝聚体暗物质（BECDM;也称为模糊暗物质）是由基础物理学激发的，最近作为已建立的冷暗物质（CDM）模型的重要替代品受到了极大的关注。我们对引力耦合重子的BECDM进行了宇宙学模拟，并研究了玻色子质量$z \gtrsim 5$在高红移下的结构形成，探索了其波动性质对宇宙网和第一星系形成的动力学影响。我们的BECDM模拟直接与CDM以及忽略动态量子势并且仅考虑功率谱的初始抑制的模拟进行比较-一种通常用作BECDM代理的温暖暗物质（“WDM”）模型。我们的模拟证实，“WDM”是一个很好的近似BECDM在大宇宙尺度上，即使在重子反馈的存在。在小尺度上也存在相似之处，原始恒星的形成既发生在孤立的晕中，也发生在连续的宇宙细丝中;后一种效应在CDM中不存在。与CDM情况相比，BECDM/“WDM”中第一批星系的全球恒星形成和金属富集延迟：在BECDM/“WDM”中，第一批恒星形成于$z\sim 13$ / $13.5$，而在CDM中，恒星形成始于$z\sim 35$。BECDM干涉的特征，不存在于“WDM”中，在演化的暗物质功率谱中看到：虽然小尺度结构最初被抑制，但在较低的红移处增加了kpc尺度的功率。我们的模拟为BECDM中星系形成的真实模拟奠定了基础。
2019-11-13 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
WarmAndFuzzy: the halo model beyond CDM
冷暗物质（CDM）是描述宇宙结构形成的一个成熟范例，在大的线性尺度上表现得非常好。要在暗物质物理学中取得进一步的进展，就需要能够理解CDM及其替代方案在非线性状态下的结构形成。这个简短的说明描述了一个计算，以及附带的代码WarmAndFuzzy，将温暖和模糊暗物质（WDM和FDM）的流行模型合并到标准晕模型中，以计算非线性物质功率谱。FDM晕模型的功率谱以前没有计算过。FDM实现用$m_a\approx 10^{-22}\text{ eV}$对超轻轴子和其他标量场进行建模。WDM实现利用质量$m_X\approx 1\text{ keV}$对热WDM进行建模。晕模型表明，WDM，FDM和CDM之间的差异生存在低红移的准线性和完全非线性制度。该代码使用解析传递函数的线性功率谱，修改崩溃障碍的晕质量函数，和修改的浓度质量关系的晕密度分布。修正的晕圈密度剖面图（例如岩心）未包括在内，但正在开发中。在可观测尺度上，预计核心对功率谱的影响非常小。这一代码的应用莱曼- $α$森林通量功率谱和宇宙微波背景透镜功率谱将在同伴论文中讨论。\textsc{WarmAndFuzzy}可在\url{https://github.com/DoddyPhysics/HMcode}在线获得，欢迎合作开发。
2016-05-19 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
Extended Stellar Components of Galaxies & the Nature of Dark Matter
对星系的深层观测揭示了流、壳和晕的微弱扩展恒星成分（以下简称ESC）。这是一个自然的预测等级星系形成，作为吸积卫星星系潮汐破坏他们的主机。我们调查是否可以使用ESC的全球属性来测试的暗物质，推理，他们应该是敏感的低质量卫星的丰度，因此，底层的暗物质模型。利用冷暗物质（CDM）和暖暗物质（WDM）模型（$m_{\rm WDM}$ = 0.5，1，2 keV/ $c^2$）中星系形成的宇宙学模拟，我们发现ESC的运动学和轨道结构在不同模型中是一致的。然而，我们发现其空间结构的显着差异，正如预期的那样-一个因素的$\sim$ 10下降之间的$\sim$ 10%和$\sim$ 75%的维里半径在更极端的WDM运行（$m_{\rm WDM}$ =0.5，1千电子伏/ $c^2$）相对于CDM运行的球形平均质量密度。这些差异与不同成分的质量组装历史一致，并且存在于红移之间。然而，即使是最不一致的WDM模型是不兼容的$m_{\rm WDM}$目前的观测限制。重要的是，我们在改变底层暗物质时观察到的差异与我们在固定暗物质模型中预期的星系间变化相当。这表明，仅使用ESC未解决的空间结构来限制暗物质将是具有挑战性的。
2016-05-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Comparison of Galacticus and COZMIC WDM Subhalo Populations
University of Southern California（南加州大学）；The Observatories of the Carnegie Institution for Science（卡内基科学研究所天文台）；UCLA Physics and Astronomy（加州大学洛杉矶分校物理与天文学）
本文比较了Galacticus与COZMIC在WDM次亚晕群体上的建模结果，发现两者在次亚晕统计特性上表现出相似趋势，但Galacticus在统计精度上更优，为研究WDM影响提供了高效工具。
2026-03-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
The inner structure of dwarf sized halos in Warm and Cold Dark Matter cosmologies
利用N-body+Hydrodynamic zoom-in模拟方法，研究了在WDM和CDM宇宙学中形成于维里质量Mv=2- 3 × 10^10 Msun（z=0）晕中的中心矮星系内部暗物质和恒星质量分布的演化.我们模拟的WDM功率谱中的半模质量为Mf= 2x 10^10 Msun。在暗物质中，只有模拟晕密度分布很好地描述了NFW参数拟合在这两个宇宙学，虽然WDM晕的浓度低于其CDM对应物的1.5- 2.0倍。在流体动力学模拟中，重子的影响显着平坦的内部密度，速度色散，和伪相空间密度分布的WDM晕，但不是CDM的。在WDM运行中，在约0.02xRv，α处测量的密度斜率在2至5 Gyr的周期内变浅。我们探讨这种扁平化过程是否与全球SF，Ms/Mv比，气体流出，和内部特定的角动量的历史。我们没有发现任何明显的趋势，但当α小于-0.5时，Ms/Mv总是在0.25和1%之间。我们得出的结论是，浅核的形成的主要原因是内晕内存在强烈的气体质量波动，这是一个非常突发的和持续的SF历史在浅引力势驱动的反馈的结果。我们的WDM晕，组装晚，比CDM的集中度低，遵守这些条件。也有（罕见的）CDM系统与扩展的大规模组装的历史，遵守这些条件，并形成真正的浅芯。动力学加热和膨胀过程，DM核心扁平化背后，也适用于这样一种方式，即恒星的年龄和金属丰度梯度的矮星软化，他们的恒星半质量半径强烈增长与时间，和他们的中心表…
2016-03-12 astro-ph.GA
The Effect of Warm Dark Matter on Early Star Formation Histories of Massive Galaxies: Predictions from the CROC Simulations
几个大质量（$M_{*} > 10^8 M_{\odot}$）、高红移（$z = 8-10$）星系最近被发现含有年龄为数亿年的恒星，将这些星系中恒星形成的开始推回到了$z\sim15$。如此早形成的恒星的存在可能是对小尺度能量被抑制的宇宙学模型（因此，宇宙结构形成较晚）的检验。我们探索年龄最古老的恒星在计算机上的宇宙再电离（CROC）项目的冷暗物质（CDM）和两个温暖的暗物质（WDM）宇宙学与3和6千电子伏粒子的数值模拟。在CDM和3keVWDM下，大质量星系的平均恒星年龄$\sim 5\;{\rm Myr}$存在显著差异，而CDM和6keVWDM下的大质量星系的平均恒星年龄$\sim 5\;{\rm Myr}$在统计上没有区别。然而，即使是这500万年的差异，也远远小于目前观测高红移星系的恒星星族特性的不确定性。所有宇宙学中所有星系的年龄分布都没有产生实质性的巴耳末破裂，尽管尘埃衰减的不确定性是一个潜在的重要因素。最后，我们评估了我们的模拟预测的收敛性，发现单个星系属性的系统不确定性与宇宙学之间的差异相当，这表明这些差异在数值上可能不稳定。
2021-05-31 astro-ph.CO astro-ph.GA
Matching the mass function of Milky Way satellites in competing dark matter models
任何成功的暗物质模型都必须解释观测到的银河系（MW）卫星密度分布的多样性，从非常密集的超暗物质到大型的低密度卫星，如Crater~II，它们似乎比预期的宿主暗物质晕更大。我们考虑冷暗物质（CDM），温暖的暗物质（WDM，3.3keV热遗迹功率谱），和一个自相互作用的暗物质模型（SIDM），导致重力热塌缩在低质量的subhaloes。这些密度分布的预测是复杂的模拟分辨率的限制，在剥离的subhaloes的MW系统，因此，我们在这三个模型中使用$N$体模拟结合半解析晕剥离算法的卫星属性进行预测。我们发现，大多数CDM和WDM subhaloes的质量$>10^{8}$ $M_{\odot}$剥离后足够大，以适应大多数卫星，然而，所需的剥离量往往需要一个更强的潮汐场比可在subhalo的轨道。较低浓度的WDM subhaloes使该模型能够解释所需的卫星质量与更少的剥离比CDM是必要的，因此是一致的轨道较大的近心点。SIDM核心提供了最适合的大规模，低密度卫星的预测许多$>10^{9}$ $M_{\odot}$ subhaloes主机低密度卫星没有观察到的类似物为代价。我们的结论是，SIDM模型必须有一个非常高的速度依赖的横截面，以匹配所有的卫星，WDM提供了一个稍微更好的适合比CDM MW卫星质量函数。
2023-02-08 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Reionization and Galaxy Formation in Warm Dark Matter Cosmologies
我们比较模型的结果从一个半解析（合并树为基础）框架的高红移（z ~ 5-20）星系形成对再电离指标，包括普朗克电子散射光学厚度和电离光子发射率，揭示了再电离的历史和来源冷（CDM）和暖暗物质（WDM;粒子质量的$m_x = 1.5,3$和5 keV）宇宙学。该模型包含了恒星形成、超新星反馈、气体和恒星质量的合并/吸积/喷射驱动演化以及紫外背景（UVB）对低质量星系气体成分光蒸发的影响等关键过程。我们发现，在光（1.5 keV）WDM模型中的再电离开始的延迟可以通过电离光子逃逸分数的更陡的红移演化和更快的质量组装来补偿，导致在所有考虑的DM模型中，再电离结束在可比的红移（z~5.5）。我们发现大部分的再电离光子来自星系的晕质量$M_h < 10^9 M_\odot$和紫外的大小$ -15 < M_{UV} < -10$在CDM。随着$m_x$的降低，低质量晕的逐步抑制导致再电离人口向$M_h > 10^9 M_\odot$和$ -17 < M_{UV} < -13$的较大晕质量的转移，对于1.5 keV WDM。我们发现，目前的电子散射光学深度和紫外线光度函数的观察是同样兼容的所有（冷和暖）DM模型在这项工作中考虑。我们建议，全球指标，包括红移演化的恒星质量密度和恒星质量晕质量的关系，观察与詹姆斯韦伯太空望远镜，可以用来区分CDM和WDM（1.5千电子伏）宇宙学。
2017-02-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Galactic Halo in Mixed Dark Matter Cosmologies
冷暗物质（CDM）方案的小尺度问题的一个可能的解决方案是，暗物质由两种成分组成，一种是冷的，一种是热的。我们进行了一组高分辨率的模拟银河系晕不同的WDM粒子（$m_{\rm WDM}$）和宇宙暗物质的质量分数的WDM组件（$\bar{f}_{\rm W}$）的质量。在大型强子对撞机和天体粒子搜索的联合分析中引入的标度分析假设，每个暗物质成分的相对贡献在局部与宇宙中的平均值相同（例如$f_{\rm W,\odot} = \bar{f}_{\rm W}$）。然而，在这里我们发现，对于$m_{\rm WDM} <$ 1 keV，归一化的本地WDM分数（$f_{\rm W,\odot}$ / $\bar{f}_{\rm W}$）强烈依赖于$m_{\rm WDM}$。因此，使用标度分析可能会在解释暗物质搜索时引入重大错误。为了纠正这个问题，一个简单的公式，适合当地的暗物质密度的每一个组成部分提供。
2013-04-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
A warm dark matter cosmogony may yield more low-mass galaxy detections in 21-cm surveys than a cold dark matter one
通过EAGLE模拟预测，暖暗物质宇宙学因低质量星系形成晚、保留气体多，在21厘米巡天中低$w_{50}$端探测到的星系多于冷暗物质，为未来巡天提供约束途径。
2024-07-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Impact of Warm Dark Matter on the Cosmic Neutrino Background Anisotropies
大质量中微子的宇宙中微子背景（C $ν$ B）各向异性是研究大尺度结构形成的一种独特的方法。与电磁辐射相比，大质量中微子的红移距离测量完全不同。大质量中微子中的C $ν$ B各向异性响应于由相对高的$k$模所播种的引力势中的非相对论运动而增长。暖暗物质（WDM）与冷暗物质（CDM）宇宙学中大尺度结构形成的早期阶段的差异对C $ν$ B各向异性的大小有影响，其对角功率谱的贡献在高$k$模处达到峰值。我们以2、3或7 keV惰性中微子组成的WDM为例，表明在相对于CDM的角功率谱中，对于0.05 eV中微子，C $ν$ B各向异性在高$l$多极矩处下降。在相同的角标度下，人们可以在CMB中观察到重子声学振荡，C $ν$ B各向异性开始对WDM和CDM宇宙学的差异变得敏感。在C $ν$ B中微子天空图中精确测量高$l$多极子是利用自旋极化的氚原子超流体的薄膜靶进行PIMMY实验的潜在可能性，该超流体对非相对论残余中微子捕获表现出显著的量子液体放大。
2022-02-08 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
Simulations of galaxies formed in warm dark matter halos of masses at the filtering scale
我们提出了放大N体+流体动力学模拟的矮中央星系形成的暖暗物质（WDM）晕的质量在当今的$2-4\times 10^{10}$ \msun。考虑两种不同的情况，第一种是当晕质量接近相应的半模滤波尺度\Mhm \（\mwdm =1.2 keV）时，第二种是当它们是相应的\Mhm \（\mwdm = 3.0 keV）的20到30倍时。WDM模拟进行了比较与各自的冷暗物质（CDM）模拟。在质量为（20-30）\Mhm的晕中形成的矮星与CDM对应物具有大致相似的性质和演化;相反，在质量为\Mhm的晕中形成的矮星与CDM对应物在系统上不同。与CDM矮星相比，它们聚集暗质量和恒星质量的时间较晚，质量加权恒星年龄年轻1.4- 4.8 Gyr;它们的圆速度剖面较浅，最大速度低20- 60%;它们的恒星分布中心集中度低得多，有效半径大1.3- 3倍。在过滤尺度（\mwdm =1.2千电子伏）的WDM矮星具有盘状结构，并在大多数情况下结束与更高的气体分数和更低的恒星总质量比他们的CDM同行。晚晕组装，低晕浓度，以及前者相对于后者没有卫星，是差异的基础。
2015-02-25 astro-ph.GA
The Warm DM halo mass function below the cut-off scale
暖暗物质（WDM）宇宙学是冷暗物质（CDM）宇宙学的一个可行的替代方案。不幸的是，一个准确的审查WDM预测与N体模拟已被证明是困难的，由于数值伪影。在这里，我们报告的宇宙学模拟，第一次，没有这些问题，因此，能够准确地解决WDM晕质量函数远低于截止。我们发现了一个复杂的画面，在不同的演化阶段的扰动填充晕质量函数的不同范围。在我们能分辨的最小质量尺度上，已识别的物体通常是开始坍塌的细丝中心。在中等质量尺度上，物体通常对应于已经崩溃并处于弛豫过程中的波动，而高质量端则由类似于CDM模拟中确定的晕的物体主导。然后，我们明确地表明如何形成低质量的晕被抑制，这转化为一个强大的截止晕质量函数。这不利于一些分析公式，预测晕质量函数，将延伸远低于自由流动的质量。我们主张更详细地探索在给定的宇宙学中形成的最小结构的形成，我们预见，这将促进我们对结构形成的整体理解。
2013-09-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Fingerprints of the initial conditions on the density profiles of cold and warm dark matter haloes
我们使用N体模拟的暗物质晕在冷暗物质（CDM）和一个大的不同的温暖暗物质（WDM）宇宙学证明，球平均密度分布的暗物质晕的形状，取决于物质扰动的功率谱。在WDM中，密度分布较陡，但在小于维里半径的百分之一的尺度上变得较浅。维里化使晕内部区域的速度弥散各向同性，但并不消除相空间中初始条件的记忆。从CDM的密度分布和相空间中观察到的偏差的位置可以直接关系到晕质量和过滤质量之间的比率，是最明显的小质量晕，即使是34 keV的热遗物WDM。晕内质量的重新排列支持了包括角动量在内的晕结构的分析模型。我们还发现证据的依赖性的斜率的内部密度分布在CDM宇宙学的晕质量与更大规模的晕表现出陡峭的配置文件，与模型的预测和以前的模拟结果。我们的工作补充了最近的研究微晕附近的过滤规模在清洁发展机制和强烈反对一个普遍的形状的密度分布。
2015-04-08 astro-ph.GA
Constraining the nature of dark matter with the star formation history of the faintest Local Group dwarf galaxy satellites
暖暗物质（WDM）被提议作为$Λ$冷暗物质（CDM）的替代方案，其动机是矮星系尺度上的差异，具有较小的小尺度功率，并通过能量在$1-3$ keV范围内的无碰撞粒子实现。我们提出了一种新的方法来限制这种WDM模型的可行性，使用恒星形成历史的矮球状星系（dSphs）的本地组。我们比较了他们的高时间分辨率的恒星形成历史（SFHS）与基于HST的色星等图的范围内可能的崩溃红移的暗物质晕预计在CDM和不同的WDM方案。塌缩红移的推断后，确定了一个合理的下沉质量的子晕。这是基于目前的质量个别矮推断恒星运动学结合宇宙学模拟的结果提供信息的subhalo演变。由于WDM subhalos接近的过滤质量尺度的形式显着晚于CDM，我们表明，他们是在第一位难以调和的截断恒星形成早在$z\geq 3$。超微弱矮星（UFD）提供了最严格的限制。使用6 UFD与SFHS的最佳测定，我们表明，我们可以排除1千电子伏的温暖粒子的2- $σ$置信区间与文献中报道的其他方法一致。对于某些对象，还排除了$2$ keV模型。我们讨论了各种警告的方法，最值得注意的是低数量的矮星准确确定的恒星形成的历史和不确定性，在确定的下沉质量的subhalos。我们的初步分析作为一个探路者，为未来的调查，将结合即将到来的准确SFH更多的本地dSphs与直接分析WDM宇宙学模拟重子。
2018-08-07 astro-ph.GA
Mass assembly history and infall time of the Fornax dwarf spheroidal galaxy
我们使用宇宙学模拟，利用天炉座的恒星运动学特性来识别天炉座矮球状星系的暗物质次晕宿主候选者。我们考虑冷暗物质（CDM），暖暗物质（WDM），和衰变暗物质（DDM）模拟我们的模型的结构形成。CDM中的次晕候选物通常在z = 0处具有比WDM和DDM中的对应候选物更小的质量和更高的浓度。我们研究了在CDM模拟中确定的~ 100个天炉座候选subhalos的形成历史，并使用subhalos的近似光度-质量关系，我们发现其中两个subhalos与天炉座的光度和运动学都是一致的。这两个subhalo的峰值质量比它们的z = 0质量大10倍以上。我们认为，在CDM中，承载天炉座的暗物质晕必须被严重剥离质量，并且它在9 Gyr前进入银河系。在WDM中，我们发现与天炉座的性质一致的候选子晕具有相似的下沉时间和相似的质量损失程度，而在DDM中，我们发现较晚的下沉时间为3 - 4 Gyr前，质量损失明显较少。我们讨论了这些结果的背景下，天炉座恒星形成的历史，并表明，这些预测的subhalo的下降时间可以链接到不同的恒星形成淬火机制。这强调了暗物质的性质与驱动星系演化的机制之间的联系。
2015-09-22 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Local Group star formation in warm and self-interacting dark matter cosmologies
暗物质的性质可以影响暗物质晕的坍缩时间，因此可以在诸如矮星系的恒星星族年龄和恒星形成历史等可观测数据中留下印记。本文利用EAGLE星系形成程序对冷暗物质（CDM）、无菌中微子暖暗物质（WDM）和自相互作用暗物质（SIDM）模型中的局域群模拟（LG）体积进行了高分辨率的流体动力学模拟，研究了星系形成时间随暗物质模型的变化。我们能够在不同的模拟中识别相同的晕，因为它们具有相同的初始密度场相位。我们发现星系的恒星质量系统地依赖于分辨率，并且在给定的暗物质质量的晕中可以相差多达两倍。SIDM中恒星星族的演化与CDM基本相同，但在WDM中，早期恒星形成被抑制。与CDM模型相比，WDM模型中LG晕通过原子冷却开始形成恒星的时间延迟了$\sim$ 2亿年。为了利用这些观测数据来区分不同的暗物质模型，有必要测量古老星族的恒星年龄，精确度要超过1亿年，并通过再电离的红移--以及潜在的其他重子过程--来解决简并问题。
2020-09-25 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Global radiation signature from early structure formation
我们使用宇宙学流体动力学放大模拟研究早期的结构形成在两个暗物质（DM）宇宙学，标准的CDM模型，和一个热暖DM（WDM）模型的粒子质量为$m_χc^{2}=3\ \mathrm{keV}$。我们专注于具有维里质量$M\sim 10^{10}\ M_{\odot}$的DM晕。我们发现在WDM模型中，第一次恒星形成活动被$\sim 200\ \mathrm{Myr}$延迟，金属富集和第二代恒星形成也有类似的延迟。然而，这两个模型之间的差异，在全球平均性能，如恒星形成率密度和平均金属，减少向低红移（$z\lesssim 10$）。WDM宇宙学中的金属富集仅限于致密环境，而低密度气体也可以在CDM情况下显着富集。在WDM（CDM）模型中，从射电实验（如ARCADE 2）推断的总信号中，来自红移$z>6$处早期结构形成对宇宙射电背景（CRB）的自由-自由贡献是$3_{-1.5}^{+13}\%$（$8_{-3.5}^{+33}\%$）。直接探测来自早期结构形成（$z\gtrsim 7.2$）的$\mathrm{H_{2}}$发射，源自这里探索的低质量晕，即使使用下一代远红外太空望远镜也将是一项挑战，除非通过引力透镜或冲击将信号放大至少10倍。然而，如果我们从模拟晕的尺度进行的外推是有效的，则即使没有放大，也可以观察到$z\gtrsim 10$的更大质量的$M\gtrsim 10^{12}\ …
2019-03-27 astro-ph.GA
The Cosmic Evolution of Faint Satellite Galaxies as a Test of Galaxy Formation and the Nature of Dark Matter
基于冷暗物质（CDM）的标准宇宙学模型预测，每个星系大小的晕都有大量的暗晕。众所周知，将暗晕与观测到的星系发光卫星的性质相匹配，对我们理解星系形成的天体物理学提出了重大挑战。我们发现，宇宙演化和主机质量依赖的卫星的光度函数提供了一个强大的新的诊断解开天体物理学的影响，在底层的暗物质质量函数的变化。我们说明了这一点，通过比较最近的观测结果的卫星$z=0.8$的基础上哈勃太空望远镜图像的预测三套不同的国家的最先进的半解析模型与基础CDM功率谱和一个半解析模型与基础的暖暗物质（WDM）功率谱。我们发现，即使CDM模型提供了一个合理的适合当地的光度函数的卫星星系周围可比或略大于银河系，他们不再现的数据，以及不同的红移和宿主星系恒星质量。这种紧张关系表明，如果模型要与数据相一致，那么在描述恒星形成方面可能需要进一步改进。WDM模型与观测到的卫星星系的质量依赖性和红移演化比任何CDM模型都更接近，这表明修改基本的功率谱可能会为这种紧张局势提供另一种解决方案。最后，我们提出的卫星星系的色星等关系的预测，以展示未来的观测将能够进一步区分这些模型，并帮助约束重子和非重子物理。
2013-05-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Astroparticle Constraints from the Cosmic Star Formation Rate Density at High Redshift: Current Status and Forecasts for JWST
我们利用最近确定的宇宙恒星形成率（SFR）密度在红移$z\gtrsim 4$推导出天体粒子约束的三个常见的暗物质的情况下，替代标准的冷暗物质（CDM）：暖暗物质（WDM），模糊暗物质（$ψ$ DM）和自相互作用的暗物质（SIDM）。我们的分析依赖于由哈勃太空望远镜测量的紫外光度函数，从$z\lesssim 10$到紫外星等$M_{\rm UV}\lesssim -17$。我们将这些外推到较暗但未探索的星等范围，并在给定的DM方案中与晕质量函数进行丰度匹配，从而获得UV星等和晕质量之间的关系。然后，我们通过将外推的紫外光度函数积分到微弱的星等极限$M_{\rm UV}^{\rm lim}$来计算宇宙SFR密度，该极限是通过上述丰度匹配关系由两个自由参数确定的：星系形成的最小阈值晕质量$M_{\rm H}^{\rm GF}$，以及表征每种DM情景的天体粒子量$X$（即，WDM和$ψ$ DM的颗粒质量，以及SIDM在去偶$T_X$时的动力学温度）。我们通过MCMC技术对这些参数进行贝叶斯推断，将我们的方法中的宇宙SFR密度与$z\gtrsim 4$当前的观测估计值进行比较，将WDM粒子质量约束为$m_X\approx 1.2^{+0.3\,(11.3)}_{-0.4\,(-0.5)}$ keV，将$ψ$ DM粒子质量约束为$m_X\approx 3.7^{+1.8\,(+12.9.3)}…
2022-11-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Stringent Limit on the Warm Dark Matter Particle Masses from the Abundance of z=6 Galaxies in the Hubble Frontier Fields
我们表明，最近测量的紫外光度函数的超暗透镜星系在z= 6的哈勃前沿领域提供了一个前所未有的探测质量m_X的暖暗物质候选人独立于重子物理。将最暗星系的丰度与WDM宇宙学中暗物质晕的最大数密度进行比较，在1-sigma置信水平下，热遗迹WDM粒子的质量有一个鲁棒的极限m_X> 2.9 keV，在2-sigma置信水平下，m_X> 2.4 keV，在3-sigma置信水平下，m_X> 2.1 keV。这些构成了迄今为止独立于星系形成所涉及的重子物理学的WDM粒子质量的最严格的约束。我们讨论了我们的结果对不育中微子产生机制的影响。特别是，如果不育中微子是负责的3.5 keV线在X射线团的观测报告，我们的结果坚定地排除了Dodelson-Widrow生产机制，和产量m_{sterile} > 6.1 keV的不育中微子通过Shi-Fuller机制产生。
2016-06-10 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
Constraints on dark matter scenarios from measurements of the galaxy luminosity function at high redshifts
我们使用国家的最先进的测量星系光度函数（LF）在z=6，7和8，以获得限制温暖的暗物质（WDM），晚形成的暗物质（LFDM）和超轻轴子暗物质（ULADM）模型替代冷暗物质（CDM）的范例。为了这个目的，我们已经运行了一套高分辨率的N体模拟，以准确地计算低质量端的晕质量函数，并获得DM模型预测的高Z光度函数。为了将晕质量转换为UV-星等，我们引入了一种经验方法的基础上晕丰度匹配，使我们能够模拟LF的振幅和分散的合奏平均恒星形成率晕质量关系的每个DM模型，$\langle {\rm SFR}({\rm M_{ h}},z)\rangle$。我们发现，独立的DM的情况下，在固定的晕质量的平均SFR从z=6增加到8，而分散保持不变。在晕圈质量${\rm M_{h}}\gtrsim 10^{12}\,{\rm M}_\odot$ h $^{-1}$时，作为晕圈质量函数的平均SFR遵循所有模型共有的双幂律趋势，而在较小质量时出现差异。特别是，我们发现，模型与抑制低质量晕丰度表现出更高的SFR相比，CDM的结果。使用偏差统计，我们得到的WDM热遗迹粒子质量，$m_{\rm WDM}\gtrsim 1.5$千电子伏在$2σ$的下限。在LFDM模型的情况下，相变红移参数在$2σ$处有界于$z_t\gtrsim 8\cdot 10^5$。我们发现ULADM最佳拟合模型与轴子质量$m_a\gtrsim …
2017-04-03 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
The Milky Way's total satellite population and constraining the mass of the warm dark matter particle
银河系（MW）卫星群是暖暗物质（WDM）模型的一个强有力的探测器，因为小的子结构的丰度对WDM粒子的性质非常敏感。然而，只有部分人口普查的MW的补充卫星星系存在，因为调查的MW的近距离环境是不完整的深度和天空覆盖。我们提出了一个新的贝叶斯分析，结合最近发现的暗能量调查（DES）与斯隆数字巡天（SDSS）中发现的卫星的样本估计卫星星系的总光度函数下降到$M_{\rm V}=0$。我们发现，应该有至少$124^{+40}_{-27}$（$68\%$ CL，统计误差）卫星的亮度或亮度比$M_{\rm V}=0$在300千秒差距的太阳，只有一个弱的依赖MW晕质量。当它上线时，大型综合巡天望远镜应该能探测到大约一半的人口。我们还表明，WDM模型推断相同数量的卫星在$Λ$ CDM，这将使我们能够排除那些模型，产生不充分的子结构是可行的。
2018-09-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Non-halo structures and their effects on gravitationally lensed galaxies
本研究利用不同粒子质量的温暗物质模拟，结合BELLS-Gallery透镜系统构建模拟数据集，探究非晕暗物质结构对星系-星系引力透镜分析的影响，发现其效应易被标准透镜模型吸收，难以与主透镜变化区分。
2025-05-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
The stellar distribution in ultra-faint dwarf galaxies suggests deviations from the collision-less cold dark matter paradigm
基于哈勃望远镜对六个超微弱矮星系恒星分布的观测，发现其核心结构与无碰撞冷暗物质引力势不符，表明暗物质粒子间碰撞或替代模型塑造了这些星系。
2024-07-23 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Halo concentration strengthens dark matter constraints in galaxy-galaxy strong lensing analyses
冷暗物质（CDM）宇宙学模型的一个定义性预测是存在大量低质量晕。在暗物质粒子是暖粒子（WDM）的模型中，这个粒子群是不存在的。原则上，这些选择可以通过观测来区分，因为视线上的晕可以扰动星系-星系的强引力透镜。此外，WDM粒子的质量可以推导出来，因为他们的晕质量函数的截止取决于粒子的质量。我们通过模拟和拟合模拟透镜图像，系统地探索了WDM模型中低质量晕的可探测性。与以前的研究相反，我们发现当光环在镜头后面或前面时，它们更难被检测到。此外，我们发现，扰动效应的晕增加与他们的浓度：可检测的晕是系统的高浓度晕，并占质量浓度关系的散射提高了预期数量的检测多达一个数量级。对于较低的颗粒质量，晕具有较低的浓度，这进一步抑制了可检测晕的数量，超过了仅由较低的晕丰度引起的减少。考虑到这些影响可以使对质量函数截止值的透镜约束比先前认识到的更严格至少一个数量级。
2021-08-31 astro-ph.CO astro-ph.GA
Semi-analytic Inference of Satellite Densities in the Cold Dark Matter Model Part I. Comparison to Ultra-faint Dwarf Kinematics
Leinweber Institute for Theoretical Physics, University of California, Berkeley（加州大学伯克利分校莱因韦伯理论物理研究所）；Theoretical Physics Group, Lawrence Berkeley National Laboratory（劳伦斯伯克利国家实验室理论物理组）；Department of Physics, Princeton University（普林斯顿大学物理系）；Department of Physics and Astronomy, University of California - Irvine（加州大学尔湾分校物理与天文学系）；Center for Computational Astrophysics, Flatiron Institute（平顿研究所计算天体物理学中心）
本研究通过半解析方法对比银河系极暗矮星系的两种密度估计，发现其中心暗物质密度与冷暗物质范式预期存在约2.4σ差异，为检验CDM模型提供了新的稳健程序。
2026-07-31 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
The detection of ultra-faint low surface brightness dwarf galaxies in the Virgo Cluster: a Probe of Dark Matter and Baryonic Physics
利用大双目望远镜（LBT）的大双目照相机（LBC）在一个$576$弧分$^2$的室女座深场中发现了11个超暗（$r\lesssim 22.1$）低表面亮度（LSB，中央表面亮度$23\lesssim μ_r\lesssim 26$）矮星系候选者。它们与室女星系团的联系是由它们在中央表面亮度-总星等平面上相对于背景星系的不同位置所支持的。它们有典型的绝对星等和尺度大小，如果在室女座的距离上，分别在$-13\lesssim M_r\lesssim -9$和$250\lesssim r_s\lesssim 850$ pc的范围内。它们的颜色与逐渐下降的恒星形成历史相一致，特定的恒星形成速率为$10^{-11}$ yr $^{-1}$，即比主序星形成星系低10倍。它们的年龄比星系团形成的年龄大，并且在形态上看起来很规则。它们代表了最近在对室女星系团更广泛的调查中发现的低光度LSB矮星群体中最微弱的极端。由于我们观测的深度，我们能够将室女座的光度函数向下扩展到$M_r\sim -9.3$（对应于总质量$M\sim 10^7$ M $_{\odot}$），找到一个平均的暗端斜率$α\simeq -1.4$。这个相对陡峭的斜率对暗物质的性质，特别是对温暖的暗物质（WDM）提出了有趣的限制，通常被用来解决标准CDM方案对矮星数密度的过度预测。我们推导出WDM粒子质量$>1.5$千电子伏的下限。
2015-09-24 astro-ph.GA
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
COZMIC. I. Cosmological Zoom-in Simulations with Initial Conditions Beyond Cold Dark Matter
University of California, San Diego（加州大学圣地亚哥分校）；Carnegie Observatories（卡内基观测站）；University of Southern California（南加州大学）；University of California, Los Angeles（加州大学洛杉矶分校）
COZMIC通过72个超越CDM的宇宙学暗物质放大模拟，研究WDM、FDM和IDM对子晕质量函数的抑制，并利用银河系卫星给出新的暗物质参数约束。
2026-10-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
The upper bound on the lowest mass halo
我们探讨了银河系中星系和暗物质晕之间的联系，并量化了暗物质粒子性质和低质量星系形成现象的影响。这是通过概率比较MW矮卫星星系的光度函数模型的基础上两套放大模拟。一套是暗物质，而其他包括磁盘组件，因此我们可以量化的MW的重子盘对我们的结果的影响。我们应用了许多恒星质量晕质量（SMHM）的关系，允许多种复杂性：散射，一个特征的突破规模，和subhalos主机没有星系。与以前的工作相比，我们通过模拟观测的不完整性，将模型/数据比较推到最微弱的矮星，使我们能够得出三个新的结论。首先，我们约束$10^2<M_*/M_\odot<10^8$星系的SMHM关系，使我们能够绑定最暗的MW卫星的峰值晕质量$M_\mathrm{vir}>2.4\times10^8M_\odot$（$1σ$）。其次，通过转换到一个温暖的暗物质（WDM）宇宙学，我们绑定的热遗迹质量$m_\mathrm{WDM}>2.9$千电子伏在95\%的信心，与最近的限制从莱曼- $α$森林。最后，我们发现，所观察到的超微弱MW矮星的数量与理论预测，再电离防止星系形成几乎所有的$10^8M_\odot$晕紧张。这可以用下一代的深层成像勘测来检验。为此，我们预测的斯巴鲁/HSC调查和LSST的可探测卫星星系的可能数量。面对这些预测与未来的观测将是我们最强大的测试WDM和再电离对低质量系统的影响。
2017-11-21 astro-ph.GA
Implications of the Stellar Mass Density of High-$z$ Massive Galaxies from JWST on Warm Dark Matter
本文研究温暗物质如何调和JWST发现的高红移大质量星系恒星质量密度超出与再电离历史之间的矛盾，并给出WDM粒子质量约0.51 keV、恒星形成效率参数大于0.39的约束。
2023-10-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Warm dark matter model with a few keV mass is bad for the too-big-to-fail problem
理论研究暗卫星星系的内部结构需要非常高分辨率的流体动力学模拟与现实模型的恒星形成，这是最近开始出现。在这项工作中，我们提出了一个分析描述模型的内部运动学的卫星在银河系（MW）。我们使用Monte-Carlo方法产生合并树MW质量晕和分析模型，以产生恒星质量的卫星星系。我们考虑了两个可以显着改变卫星星系内部质量分布的重要过程。第一个是重子反馈，它可以诱导一个平坦的内部轮廓取决于在星系中的恒星形成效率。第二种是潮汐剥离，以减少和重新分配卫星内部的质量。我们将这个模型应用到MW卫星星系的CDM和热遗迹WDM模型。据发现，潮汐加热必须是有效的，以产生一个相对平坦的卫星圆周速度分布，同意与数据。对WDM质量的约束取决于宿主晕质量。对于MW晕与暗物质质量低于$2\times 10^{12}M_{\odot}$，2 keV WDM模型可以安全地排除预测的卫星圆周速度系统低于数据。对于质量为3.5 keV的WDM，它要求MW晕质量大于$1.5\times 10^{12}M_{\odot}$，否则也可以排除3.5 KeV模型。我们目前的模型不能排除质量大于10 Kev的WDM模型。
2019-11-13 astro-ph.GA
Degeneracies between baryons and dark matter: the challenge of constraining the nature of dark matter with JWST
詹姆斯韦伯太空望远镜（JWST）将彻底改变我们对早期星系形成的理解，并可能对暗物质的性质设置严格的限制。我们使用星系形成的半经验模型来研究重子物理学中的不确定性在多大程度上可能退化与两种不同的暗物质模型的预测-冷暗物质（CDM）和7 keV的无菌中微子，它的行为是温暖的暗物质（WDM）。我们的模型被校准到观测到的紫外光度函数在$z=4$使用两个单独的尘埃衰减处方，表现为高和低的恒星形成效率在低质量晕。我们发现，而在恒星形成效率，$\varepsilon$，有显着的差异，在两个暗物质模型在高$z$暗星系的丰度，这些差异很容易模仿不同的$\varepsilon$在同一个暗物质模型。我们发现，一个高$\varepsilon$ WDM和低$\varepsilon$ CDM模型-这提供了同样好的拟合$z=4$紫外光度函数-表现出几乎相同的宇宙恒星质量和恒星形成率密度的演变。我们发现，在固定的恒星质量的恒星形成率的差异较大的PDMATHAMN在一个给定的暗物质模型的变化比它们之间的暗物质模型，但是，恒星形成率的分散是更大的两个模型之间的比他们是当改变$\varepsilon$。我们的结果表明，JWST在约束高$z$星系中的重子过程方面可能比在约束暗物质的性质方面更有信息量。
2020-10-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Constraining Warm Dark Matter and Pop III stars with the Global 21-cm Signal
即将进行的地面和空间实验可能有足够的精度，对高红移恒星的形成，再电离和暗物质（DM）使用全球21厘米的星系际介质的信号显着的约束。在早期宇宙中，当低质量DM晕的相对丰度很重要时，测量全球信号将限制DM具有比冷暗物质（CDM）更高的遗迹速度（暖暗物质，或WDM）而导致的结构形成阻尼。然而，这种阻尼可以通过改变恒星形成效率（SFE）来模拟，并且由于存在具有未知属性的Pop III恒星而难以检测。我们研究这些不同的情况下，他们的WDM质量参数$m_X$退化使用Fisher矩阵分析。我们研究了$m_X = 7$千电子伏的情况下，恒星形成模型参数化的SFE作为一个强大的函数晕质量，包括几个变化的模型，随着三个不同的输入噪声水平的可能性，我们还使用了最低晕维里温度附近的分子冷却阈值崩溃。我们发现，当可能性只包括流行II星，$m_X$被约束到$\sim 0.4$千电子伏的不确定性为所有的模型和噪声水平在68 $\%$ CI。当可能性包括弱Pop III恒星，$m_X \sim 0.3$ keV，如果Pop III恒星形成是相对有效的，$m_X \sim 0.1$ keV的不确定性，与严格的Pop III恒星形成参数约束。我们的研究结果表明，全球21厘米的信号是一个很有前途的WDM模型的测试床，即使在存在强烈的退化与天体物理参数。
2022-03-31 astro-ph.CO astro-ph.GA
