Stars on the edge: Galactic tides and the outskirts of the Sculptor dwarf spheroidal
本文利用贝叶斯算法和 Gemini South GMOS 光谱仪在玉夫座矮星系极远边缘发现新成员星，将其已知边界扩展至约 10 个半光半径，并通过密度轮廓扭折证据表明银河系潮汐是填充其遥远边缘的机制。
2023-05-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
A sea of tides: star formation and the central-satellite dichotomy in a continuum of tidal environments
环境依赖的双峰分布的恒星质量（$M_\ast$）和特定的恒星形成率（sSFR）的星系，和它的解释的中央卫星二分法，形成了我们目前的理解星系演化的层次结构形成范式的基石。我们重新审视这个框架中的IllustrisTNG模拟的背景下，最极端的本地潮汐各向异性$α_{\rm peak}$经历了每个星系在宇宙时间，这是一个很好的代理环境的影响。我们发现，虽然共享一个共同的单调$M_\ast$ - $v_{\rm peak}$关系，中央，卫星和“飞溅”星系定义一个层次的增加$α_{\rm peak}$。我们还发现，小晕中的对象的sSFR不受反馈从一个活跃的核通常随着增加$α_{\rm peak}$而减少。我们的结果支持另一种观点，即星系可以通过$α_{\rm peak}$的值来识别;即，与其将星系置于中心-卫星二分法，不如根据其在潮汐环境连续体中的位置对其进行分类。这种概念上的转变可能会对星系演化和星系-暗物质的联系产生更有力的理解，例如，在精确建模微妙的影响，如sSFR诱导的二次聚类。
2020-09-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Quantifying the impact of the Large Magellanic Cloud on the structure of the Milky Way's dark matter halo using Basis Function Expansions
整个银河系（MW）的不平衡的迹象突出了需要紧凑，灵活，非参数的描述相空间分布的星系。我们提出了一个新的表示目前的暗物质（DM）的分布和潜力来自银河系和大麦云（LMC）系统的N体模拟使用基函数展开（BFE）。我们采用的方法，以最大限度地提高物理信号的表示。结果，代表MW-LMC系统的$10^8$ DM粒子的模拟可以用354个系数来描述。我们发现，LMC诱导不对称扰动（奇数l，m）的MW的晕，这是没有很好地描述扁，长，或三轴晕。此外，在高阶偶模（1，m $\geq$ 2）的能量是类似的平均三轴晕中发现的宇宙学模拟。因此，必须考虑MW的光环对LMC的响应，以恢复其组装历史的印记。LMC导致外晕（$\geq$ 30 kpc）从盘质心（COM）偏移$\sim$ 15-25 kpc，在BFE和晕星的径向速度中表现为偶极子。这种偏移取决于大麦哲伦星云的质量、大麦哲伦星云晕的畸变和微波晕的响应。在30千秒差距内，无论大麦哲伦星云的质量如何，光环示踪物都将围绕着大麦哲伦星云盘的COM轨道运行。的LMC的晕也被扭曲的MW潮汐，我们讨论了其质量损失的影响和当前的麦哲伦卫星的后续影响。
2021-06-04 astro-ph.GA
The tidal evolution of the Fornax dwarf spheroidal and its globular clusters
从天炉座矮球状星系的运动学推断其暗物质（DM）含量远低于LCDM宇宙学模拟的预期。我们使用N体模拟来检查这是否可能是银河潮汐的结果。我们发现，尽管盖亚任务改善了自行，但天炉座的近心距离仍然没有受到很好的约束，主要是因为它的最大速度分量大致与太阳运动反平行。因此，将天炉座的自行转化为银心速度，敏感地依赖于天炉座的假设距离：观测到的距离不确定性$\pm 8\%$，意味着近心距离在$r_{\rm peri}\sim 50$和$r_{\rm peri}\sim 150$ kpc之间变化。我们的模拟表明，对于$r_{\rm peri}$在较低的范围内的估计，LCDM subhalo的最大圆周速度$V_{\rm max}=40$公里秒$^{-1}$（或维里质量$M_{200}\approx 10^{10} M_\odot$，预期从LCDM）将潮汐剥离到$V_{\rm max} \sim 23$公里秒$^{-1}$超过$10$陀螺仪。这将使天炉座恒星半质量半径内的DM质量减少到初始值的一半左右，使其与观测结果一致。潮汐剥离主要影响天炉座的DM晕;它的恒星成分受到的影响很小，在此过程中损失的质量小于其初始质量的$5\%$。我们还探讨了银河潮汐的影响，对动态摩擦衰减时间的天炉座的人口的球状星团（GC），并发现很少的证据，实质性的变化，与模型运行在隔离。一个人口的GC与初始轨道半径之间的$1$和$2$…
2021-10-12 astro-ph.GA
Diving into dangerous tides: The impact of galaxy cluster tidal environments on satellite galaxy mass densities
本研究结合半解析模型与宇宙学模拟，发现卫星星系质量密度随距星系团中心距离呈现空间分异，特征过渡半径可作为诊断潮汐处理区域和宿主晕引力强度的测光工具。
2025-05-27 astro-ph.GA
Gaia EDR3 proper motions, energies, angular momenta of Milky Way dwarf galaxies: a recent infall to the Milky Way halo
基于 Gaia EDR3 高精度自行运动数据，发现银河系矮星系能量和角动量远大于其他恒星系统且位于近心点，表明其近期落入银河系晕，需重新审视其起源及质量估计。
2023-06-29 astro-ph.GA
Chemodynamics of dwarf galaxies under ram-pressure
通过在光滑粒子化学动力学/流体动力学模拟套件中实现动态风洞模型，我们研究了冲压压力和潮汐力对类似于麦哲伦云的矮星系的影响，在具有不同气体和暗物质晕的宿主星系内，比较潮汐和冲压压力的相对影响。我们专注于金属的分布是如何受到相互作用的影响。我们发现，虽然冲压压力和潮汐力对矮星系外流有一定的影响，这些影响并没有产生很大的差异，在某些情况下，除了在外部区域截断的金属分布的矮磁盘，从主机星系气体晕的限制似乎是更显着的冲压压力剥离。我们发现，在恒星形成率的随机变化可以解释磁盘金属属性的其余变化。这就引起了矮星系金属丰度低的原因的问题。
2018-09-11 astro-ph.GA
Supermassive black holes and dark halo from the Bose-condensed dark matter
大多数星系的中心都有超大质量黑洞（SMBH）。其中一些在非常高的红移中被观察到。我们探讨了SMBH形成于玻色-爱因斯坦凝聚体（BEC）相干波的可能性，BEC是暗物质的形成源。我们首先研究了BEC的各向同性和各向异性坍缩。我们发现BEC波很容易坍缩形成SMBH，但实际的角动量完全阻止了坍缩。我们进一步研究了具有吸引相互作用的Axion情形，发现了黑洞与暗晕的中等质量比，并得到了单个星系中黑洞的质量分布函数。
2019-03-07 astro-ph.GA
Binary stars as probes of dark substructures in dwarf galaxies
我们使用分析和N-体的方法来研究生存的广泛的恒星双星对反复遇到的黑暗的子结构轨道中的暗物质晕的矮球状星系（dSphs）。我们的模型采用宇宙学动机的条件下，其中dSphs是暗物质占主导地位的系统，形成层次和围绕宿主星系的轨道。我们的分析估计表明，宽的二进制被打乱的速度是成比例的本地密度的黑暗子结构的平均寿命的二进制人口。事实上，外部潮汐可以有效地剥离黑暗的子结构从郊区的dSphs意味着目前的数量和分布的双星强烈耦合与个别星系的质量演化。然而，我们表明，在银河系dSphs的动态质量和银心距离的范围内，在a_max <~ 0.1 pc的分离函数的截断预计在所有这些星系。一个例外可能是人马座dSph，它已经失去了大部分的暗物质信封潮汐，并接近完全破坏。我们的模拟结果表明，当间距大于a_max时，扰动的二元分布标度为dN/da \propto a^{-2.1}，与子结构的质量和密度无关.这些结果可用于确定是否在矮星系中发现的二元分离函数是兼容的无标度的层次图片，设想在所有星系晕的暗子结构的存在。我们表明，哈勃望远镜上的ACS相机可能能够在日心距离<100 kpc的dSphs中测试这一预测，即使双星部分仅占恒星星族的10%。
2010-05-28 astro-ph.GA
The oblateness of the Milky Way dark matter halo from the stellar streams of NGC 3201, M68, and Palomar 5
本文利用 NGC 3201、M68 和 Palomar 5 的星流约束了银河系暗物质晕形状，发现暗晕接近球形，与宇宙学模拟预测的扁球状暗晕存在张力。
2023-08-05 astro-ph.GA
An attractive model: simulating fuzzy dark matter with attractive self-interactions
本文通过数值模拟研究具有吸引自相互作用的模糊暗物质晕，发现自相互作用强度影响孤子密度剖面和质量，并提出推广公式及孤子坍缩的临界质量阈值。
2024-02-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dark matter halo cores and the tidal survival of Milky Way satellites
冷暗物质（CDM）晕的尖形中心密度剖面使它们对潮汐的破坏具有高度的弹性。暗物质粒子之间的自相互作用，或者重子的循环，可能会导致形成一个恒定密度的核心，这将使晕更容易受到潮汐破坏。我们使用N体模拟研究NFW样的“核心”subhaloes在一个大规模的主机的潮汐场的演变，并确定的标准和时间尺度的完整的潮汐中断。我们的研究结果意味着银河系卫星的生存对暗物质核心的大小产生了限制。事实上，我们发现，在近心点小于10千秒差距的轨道上，核心大于其初始NFW尺度半径的1%的次晕都不能存活一个哈勃时间。像杜鹃3号这样的卫星，近心点约为3.5千秒差距，必须有一个小于2秒差距的核心大小，才能在目前的轨道上生存三个轨道周期。自相互作用暗物质（SIDM）模型中预期的核心尺寸（速度无关的截面为1 cm^2/g）似乎与近心半径小的超暗卫星（如Tuc 3、Seg 1、Seg 2、Ret 2、Tri 2和Wil 1）不相容，因为如果这些卫星在10 Gyr前吸积到银河系上，它们应该已经完全破裂。这些结果表明，许多卫星的核心尺寸非常小，与CDM尖点一致。在小近心半径轨道上发现更多的银河系卫星将加强这些结论，并允许对核心大小进行更严格的上限。
2022-12-26 astro-ph.GA
Soliton Random Walk and the Cluster-Stripping Problem in Ultralight Dark Matter
超轻、$\sim 10^{-22}\,\rm eV$、玻色子暗物质的模拟显示出丰富的波状结构，包括在德布罗意尺度上连续自干扰的周围晕内的孤子核心。我们在这里表明，作为一个固有的后果，孤立子经历了一个封闭的无规行走的基础上的晕势。这对波江座II中古老的中央星团的命运具有重要意义，因为搅动的孤立子在$\sim 100\,\rm Myr$的时间尺度上通过引力将星团摇动进出孤立子，因此在$\sim 1\,\rm Gyr$内可以发生星团的完全潮汐破裂。这种破坏性的影响可以通过潮汐剥离波江座II的光环来减轻，从而减少搅动，这取决于它围绕银河系的轨道。我们的模拟结果表明，银河系潮汐对晕的影响远大于孤立子，因此，如果波江二星团在晕剥离后形成，它可以在孤立子中存活超过$5\,\rm Gyr$。
2020-04-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Constraining the distribution of dark matter in dwarf spheroidal galaxies with stellar tidal streams
我们使用高分辨率的N体模拟跟踪与矮球状星系（dSphs）相关的潮汐流的形成和演化。dSph模型嵌入在暗物质（DM）晕中，具有中心发散的“尖点”或非中心密度的“核心”。与以前的研究一致，我们发现，作为潮汐带星系的半光半径和平均速度色散的演变遵循明确的轨道，主要是由质量损失量控制。至关重要的是，不同的形状的DM配置文件的演变轨迹表现不同：在一个固定的残余质量，dSphs嵌入核心晕有更大的尺寸和更高的速度分散比他们的尖状对应。发散的演变是特别明显的星系，其恒星的组成部分是强烈隔离在其DM晕，并成为更加不同的残余质量减少。我们的分析表明，DM配置文件中起着重要的作用，在定义潮流的内部动力学。我们发现，恒星流相关的核心DM模型的速度分散系统地高于他们的尖状对应。我们的研究结果表明，流与已知的dSPH祖先的动态可能会提供强大的约束DM的分布在最小的星系尺度。
2015-03-01 astro-ph.GA
A dynamical attractor in the evolution of dwarf spheroidal galaxies
University of Edinburgh（爱丁堡大学）；University of California, San Diego（加州大学圣地亚哥分校）
通过N体实验研究矮球星系团在暗物质晕中的动态演化，发现其通过随机力涨落不可逆地趋于具有特定半光半径和速度弥散的动态吸引子，揭示了其结构多样性源于内部加热和潮汐作用而非恒星形成条件。
2026-04-27 astro-ph.GA
Stellar Mass Segregation in Dark Matter Halos
Carnegie Mellon University（卡内基梅隆大学）；University of Edinburgh（爱丁堡大学）
本研究通过碰撞N体模拟探讨了平滑暗物质晕内碰撞弛豫驱动的恒星质量分层效应，发现其显著影响低质量恒星分布与双星形成，提示在区分星团与矮星系时应谨慎使用该准则。
2025-10-31 astro-ph.GA
The tidal features of the classical Milky Way satellites: Expected in MOND but inconsistent with cold dark matter models
Helmholtz Institut für Strahlen und Kernphysik, Universität Bonn（波恩大学赫尔姆霍兹射线与核物理研究所）；Institute of Cosmology & Gravitation, University of Portsmouth（朴茨茅斯大学宇宙学与引力研究所）；Astronomical Institute of Charles University, Faculty of Mathematics and Physics（查理大学数学物理学院天文研究所）
研究银河系经典卫星潮汐特征，通过比较半质量半径与理论潮汐半径，发现其在MOND理论中符合预期，能解释观测到的潮汐特征及部分卫星高速度弥散，与冷暗物质模型不一致。
2026-07-08 astro-ph.GA
The impact of dark matter cusps and cores on the satellite galaxy population around spiral galaxies
利用N体模拟研究了发散（即"尖"）暗物质（DM）轮廓对矮球状星系（dSphs）潮汐演化的影响。我们的模型假设宇宙学动机的初始条件下，dSphs是DM占主导地位的系统偏心轨道上的主机星系组成的暗晕和重子盘。我们发现，弹性dSphs潮汐剥离是非常敏感的晕cuspiness，而矮星的核心配置文件可以很容易地被破坏的主机盘，那些与尖总是保留一个绑定的残余。对于一个给定的晕轮廓的演化的结构参数驱动的潮汐是完全控制的总质量损失。这些信息是用来构建一个半解析代码，模拟假设不同的晕配置文件和光盘质量的螺旋星系的层次建设。我们发现，潮汐遇到光盘往往会减少卫星的平均质量在所有的银河中心半径。有趣的是，在再电离（z> 6）之前吸积的卫星，这可能是由异常的金属丰度模式挑选出来的，只有当晕是尖的时才能存活。我们发现，从银河系（MW）矮星建立的大小-质量关系强烈支持在大多数这些系统中存在尖点，因为核心模型系统地低估了已知超暗dSphs的质量。我们的模型还表明，一个巨大的M31盘可以解释为什么它的许多dSphs低于大小质量关系来自MW dSphs。我们用我们的模型来限制DM晕中恒星形成被抑制的质量阈值，发现明亮的卫星必须吸积质量在10^8 - 10^9 M_sol以上，才能解释在MW矮星中观察到的尺寸-质量关系。
2010-05-28 astro-ph.GA
On Asymmetric Distributions of Satellite Galaxies
我们证明，不对称分布的M31卫星不能产生来自银河系的潮汐，因为这样的影响太弱。然而，松散结合的卫星群和卫星群可能会落入更大的晕圈中，导致不对称。我们计算这种关联的生存时间。我们证明了在开普勒势中生存时间总是最短的，而在对数势中可以长3倍。我们提供了一个解析公式的分散时间的尺寸和速度分散的下落结构。我们表明，如果一个约10个矮星的协会落入M31晕，它目前的面貌将是一个不对称的卫星盘。我们还讨论了仙女座II和小熊座矮星的冷子结构的情况。
2014-09-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Formation of ultra-diffuse galaxies in the field and in galaxy groups
我们研究超扩散星系（UDG）在宇宙学模拟放大，寻求UDG的起源领域与星系群。我们发现，虽然场UDG通过多次超新星反馈从特征质量范围内的矮星中产生（Di Cintio et al. 2017），但组UDG也可能通过潮汐膨胀形成，并且它们通过冲压压力剥离变得静止。字段和组UDG共享类似的属性，与到组中心的距离无关。它们的暗物质晕具有普通的自旋参数和中心主导的暗物质核心。它们的恒星成分倾向于具有Sersic指数n~1的长球形，但没有明显的自转。当UDG群位于近心点时，Ram压力会将其气体移除，使其中的恒星形成淬灭，并使其变红。这产生了一个颜色/恒星形成率梯度与距离的中心，在集群中观察。我们发现，~ 20%的领域UDG落入一个巨大的晕生存的卫星UDG。此外，高偏心轨道上的正常场矮星可以成为近心点附近的UDG，由于潮汐膨胀，贡献了约一半的集团UDG人口。我们解释我们的研究结果，使用简单的玩具模型，表明气提主要是由于冲压压力，而不是潮汐。我们估计，在一个轨道上的卫星的束缚分量潮汐沉积的能量可以导致显着的膨胀，只要轨道是足够的偏心。
2018-11-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Resolving the outer density profile of dark matter halo in Andromeda galaxy
最近在仙女座星系（M31）晕中观测到的大尺度暗物质结构为研究M31外冷暗物质（CDM）晕的结构提供了一个有吸引力的窗口。利用N体模拟方法研究了吸积中的卫星星系与M31星系的相互作用，得到了CDM晕的质量密度分布。我们找到了M31中CDM晕外密度分布再现仙女座巨星流和M31东西两侧壳层的充分条件。结果表明，M31外暗物质晕的密度分布比基于CDM模型的结构形成理论的预测陡。
2013-05-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Tidal stripping and the structure of dwarf galaxies in the Local Group
在$Λ$ CDM星系形成模型中，星系质量函数的浅暗端斜率通常是通过假设变成恒星的重子的比例随着晕质量的减小而急剧下降，并且在具有最大圆速度$V_{\rm max}<20$ - $30$ km/s的晕中基本上消失来重现的。因此，以暗物质为主的矮星应该具有大约该值的特征速度，除非它们足够小，只能探测晕圆速度曲线的上升部分（即，半质量半径，$r_{1/2}\ll 1$ kpc）。许多矮星的性质与这个预言不一致：它们大到足以探测它们的晕$V_{\rm max}$，但它们的特征速度远低于$20$ km/s。这些“冷暗巨星”（一个极端的例子是最近发现的Crater 2银河系卫星）只能与我们的$Λ$ CDM模型相一致，如果它们是曾经受到潮汐剥离严重影响的巨大物体的残余物。我们研究这种可能性使用APOSTLE宇宙流体动力学模拟的本地组。假设低速色散卫星已被剥离的影响，我们推断他们的祖质量，半径和速度色散，并发现他们在显着的协议与孤立的矮星。潮汐剥离也解释了矮星系体系中质量差异-加速度关系的大分散：潮汐优先从卫星星系中移除暗物质，将其加速度降低到$a_{\rm min}\sim 10^{-11} m/s^2$最小值以下。在许多情况下，由此产生的速度分散与修正牛顿动力学的预测不一致，这一结果对这种情况构成了可能无法克服的挑战。
2018-03-15 astro-ph.GA
The Dark Matter Tidal Stripping History of the Sagittarius Core with N-body simulations
人马座（Sgr）矮球状星系落入银河系晕中是一个独特的机会，可以了解矮星系的不同组成部分如何被潮汐移除。在这项工作中，我们重建的SGR核心形态和运动学的基础上，已经成功地再现了SGR流的模型。在这里，我们使用一个非常高分辨率的模型，几乎可以分辨出Sgr核心中的单个恒星。它再现了大多数观察到的形态和运动学特性，没有具体的微调。我们还表明，暗物质可能已经几乎完全剥离银河系潮汐后，两个通道在近心。最后，该模型预测Sgr核心将在接下来的2 Gyr内被完全破坏。
2022-10-24 astro-ph.GA
Tidal stirring of satellites with shallow density profiles prevents them from being too big to fail
“太大而不能倒”的问题是通过研究具有不同密度剖面的矮卫星群体的潮汐演化来重新审视的。使用高分辨率宇宙学$\rm ΛCDM$“ErisMod”模拟集。这些模拟可以模拟卫星的恒星和暗物质成分，以及它们在MW大小的主晕潮汐作用下的演化，力分辨率优于10 pc。较强的潮汐质量损失和重塑的质量分布与$γ=0.6$暗物质密度分布的卫星中引起的，作为那些产生的反馈效应的流体动力学模拟的矮星系形成，足以使圆速度分布与MW的dSphs的运动学一致。相比之下，在卫星保持在$z=0$的尖点的模拟中，有几个“大规模故障”的圆速度超过了观测限制。在半光半径处的圆速度与一维视线速度色散之间的关系中，发现了各种不同的偏差来源，这些偏差是由圆速度剖面对潮汐效应的响应（也取决于初始假设的内部密度剖面）和恒星运动学的复杂性（包括剩余旋转和各向异性）引起的。此外，潮汐效应自然会引起大偏差的恒星质量晕质量关系低于$\rm 10^9 ~ M_{\odot}$，防止任何可靠的应用程序的丰度匹配技术矮星系卫星。
2016-04-29 astro-ph.GA
Core-Halo Mass Relation in Scalar Field Dark Matter Models and its Consequences for the Formation of Supermassive Black Holes
标量场暗物质（SFDM）晕呈现出一种由类孤子核和类CDM包层组成的核包层结构。没有自相互作用的模拟（自由场情况）报告了一个核心-晕质量关系$M_c\propto M_{h}^β$，其中有$β=1/3$或$β=5/9$，如果核心和晕服从一定的能量或速度标度，则可以理解。我们扩展的核心晕质量关系，包括SFDM与自相互作用（SI），无论是排斥或吸引，并调查其影响的引力不稳定性和崩溃的孤子核心，导致超大质量黑洞（SMBH）的形成。对于SFDM参数，使$\sim$ Kpc大小的核心和CDM样结构的形成在大尺度上，但抑制在小尺度上，核心是稳定的所有感兴趣的星系晕，从自由场的排斥SI限制。然而，对于有吸引力的SI，质量为$M_h\sim (10^{10}-10^{12}) M_\odot$的晕有坍缩成具有$M_{SMBH}\sim 10^{6}-10^8 M_\odot$的SMBH的核，正如观测所要求的那样，而较小质量的晕有稳定的核，对于粒子质量为$m\simeq (2.14\times 10^{-22}-9.9\times 10^{-20})\rm{eV}/c^2$，如果自由场具有$β=1/3$，或者$m = 2.23\times 10^{-21}-1.7\times 10^{-18}\rm{eV}/c^2$，如果$β=5/9$。然而，对于自由场和排斥的情况，如果放松对粒子参数的限制，允许更小…
2021-04-19 astro-ph.GA gr-qc
Core-halo scaling relations in self-interacting scalar field dark matter
CEICO—FZU, Institute of Physics of the Czech Academy of Sciences（捷克科学院物理研究所）；University of Vienna（维也纳大学）
研究自相互作用对标量场暗物质晕结构和演化的冲击，发现自相互作用影响核心质量和能量缩放关系，依赖相互作用强度和晕演化阶段。
2026-05-12 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Cold dark matter subhaloes at arbitrarily low masses
冷暗物质（CDM）宇宙学模型的一个定义性预测是存在一个非常大的低质量晕群，低至行星大小的质量。然而，当它们被吸积到更大数量级的晕上时，它们的命运仍然是根本不确定的。一些数值探索发现，subhaloes是非常有弹性的潮汐，但分辨率的限制，很难探索潮汐演变在任意低的质量。严重剥离的浅晕的结构特性是什么？潮汐效应是否会破坏低质量CDM亚晕？在这里，我们专注于宇宙动力的subhaloes轨道CDM主机，并表明，subhaloes的任何初始质量可以剥离到任意小的质量分数。我们表明，以前的数值结果可以复制一个简单的模型，描述潮汐演变为一个渐进的“剥离”的能量空间和随后的re-virialization。在所有质量下，潮汐加热都可以有效地被忽略，因为它的重要性i）对于吸积时质量减小的次晕不会增加，并且ii）随着剥离的进行，它会减少。这使我们能够预测分析的结构特性的subhaloes与任何初始质量和任意程度的质量损失。假设CDM晕有中心发散的密度分布和近似各向同性的相空间分布，我们的研究结果证明，非常低的质量的subhaloes是一个强大的预测的CDM模型：作为晕，CDM subhalo人口扩展和丰富的非常低的质量。
2021-11-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
The dependence of galaxy clustering on tidal environment in the Sloan Digital Sky Survey
宇宙网对星系形成和演化的影响具有重要的观测和理论意义。我们调查宇宙网络是否留下了斯隆数字巡天（SDSS）中的星系空间聚类的印记，使用杨等人的星群表和来自Wang等人的质量潮汐速度数据集的$\textit{tidal anisotropy}$ Mpc尺度的潮汐场估计。利用$α$分离的样品，观测星系群的潮汐环境，测量星系群位置的红移空间2点关联函数（2 pcf）以及星系群的光度和颜色相关成团。我们发现，所有的2 pcf测量强烈依赖于$α$，与$\sim20$的大规模2 pcf的对象在最大和最小的各向同性环境之间的因素。为了测试这些强烈的趋势是否意味着星系演化的“超越晕质量”的影响，我们比较了我们的结果与相应的2 pcf测量模拟目录构建使用晕占领分布，只使用晕质量作为输入。我们发现该处方定性地重现了$\textit{all}$观察到的趋势，并且定量地匹配了许多观察到的结果。虽然有一些统计上的显着差异，我们的“晕质量只有”模拟和数据-在最和最不各向同性的环境-这值得进一步调查，我们的研究结果表明，如果潮汐环境引起的其他影响星系属性以外的继承从他们的主机晕，那么这些必须是弱的。
2018-01-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Jeans mass-radius relation of self-gravitating Bose-Einstein condensates and typical parameters of the dark matter particle
研究了玻色-爱因斯坦凝聚体暗物质在牛顿引力作用下的Jeans质量-半径关系。我们在一般水平上证明了它与玻色-爱因斯坦凝聚体暗物质晕的质量-半径关系相似[P.H. Chavanis，Phys. Rev. D { \bf 84}，043531（2011）]。随着宇宙的膨胀，具有排斥性自相互作用的玻色子一般会从费米子区域演化到非相互作用区域。在爱因斯坦-费米体系中，当金斯质量减小时，金斯半径保持近似恒定。在非相互作用区域，金斯半径增大，而金斯质量减小。随着宇宙的膨胀，具有吸引力自相互作用的玻色子一般会从无引力状态演化到无相互作用状态。在非引力区域，金斯半径和金斯质量增加。在非相互作用区域，金斯半径增大，而金斯质量减小。跃迁发生在一个最大的金斯质量，这是类似的玻色-爱因斯坦凝聚体暗物质晕的最大质量与吸引力的自相互作用。我们利用暗物质晕的质量-半径关系和“最小晕”（具有典型半径$R\sim 1\, {\rm kpc}$和典型质量$M\sim 10^8\, M_{\odot}$）的观测证据来约束暗物质粒子的质量$m$和散射长度$a_s$。
2020-10-29 astro-ph.GA gr-qc
Tidal Stripping in the Adiabatic Limit
我们提出了一个模型的残余晕，经历了绝热潮汐剥离过程。我们表明，该模型准确地再现了残余的NFW晕，暴露于一个缓慢增加的各向同性的潮汐场和近似的各向异性的潮汐场。该模型可用于预测的渐近质量损失极限的轨道subhaloes，仅作为一个函数的初始结构的subhalo和近心点的潮汐场的值。预测可以很容易地作出不同的集中主机晕重子组件和没有，其中最显着的区别是它们的近心点半径和潮汐场之间的关系。该模型正确地预测了几个经验测量的关系，如Errani和Navarro（2021年）报告的等温球情况下的“潮汐轨道”和“轨道频率关系”。此外，我们提出了应用程序的“结构潮汐”简并性，这意味着增加浓度的subhalo潮汐剥离减少潮汐场的振幅具有完全相同的影响。除此之外，我们发现，简单的关系举行的束缚质量，截断半径，WIMP湮灭光度和潮汐比潮汐剥离NFW晕在最大圆速度的半径测量的数量。最后，我们注意到，NFW晕不能完全中断时，暴露在任意大小的潮汐场的热膨胀。我们提供了一个开源的实现我们的模型，并建议它可以用来提高预测的暗物质湮灭。
2023-03-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
The effect of stellar encounters on the dark matter annihilation signal from prompt cusps
本研究发现恒星遭遇是星系内瞬时尖峰暗物质结构的主要瓦解因素，其使银河系20 kpc处地球质量尖峰的湮灭光度减半，导致湮灭辐射近均匀，不影响银心γ射线超出，且外晕尖峰贡献1-10 GeV各向同性γ背景的20%-80%。
2023-04-25 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
The cosmic UV background and the beginning and end of star formation in simulated field dwarf galaxies
我们使用APOSTLE宇宙学模拟来研究宇宙紫外背景在低质量LCDM晕中调节恒星形成（SF）的作用。在协议与早期的工作，我们发现，再电离后SF收益主要是在晕的质量超过红移依赖的“临界”质量，Mcrit，由结构的晕和由UV加热的气体的热压力。Mcrit从z~10时的~10^8 Msun增加到z=0时的~10^9.7 Msun，大致遵循该质量范围内晕的平均质量增长。这意味着，目前远高于或低于临界值的晕从早期以来一直如此。今天的亮矮星的晕已经超过临界，在高红移下形成恒星，自然地解释了古老的恒星星族在矮星中无处不在的存在，无论光度如何。接近临界边界的系统的SF历史更为复杂。SF可能会停止或重新点燃的矮星，其主机晕低于或高于临界边界，这表明一个有吸引力的解释，在一些矮星的SF的情节性质。此外，今天的一些亚临界晕在过去可能已经超过了临界;这些系统目前应该构成了相当大的缺乏恒星形成的暗场矮星。虽然目前已知的这样的星系很少，但这一群体的发现将为我们的结果提供强有力的支持。我们的工作表明，而不是恒星的反馈，这是电离紫外背景和质量吸积的历史，调节SF在最微弱的矮星。
2023-01-10 astro-ph.GA
Chemo-dynamical evolution of tidal dwarf galaxies. II. The long-term evolution and influence of a tidal field
在一系列的论文中，我们提出了详细的潮汐矮星系（TDGs）的化学动力学模拟。在第一篇论文中，我们专注于非常早期的演化，我们在这项工作中模拟了TDG的长期演化，从它们的形成到3 Gyr的年龄。无暗物质的TDG可能是矮星系（DG）人口的重要组成部分。但是，它仍然有待证明，TDG可以生存的恒星反馈过程中，遇到后的主机星系和它的暗物质晕和冲压压力风的气体晕的主机星系的时变潮汐场的形成阶段。对于强大的结果，最大限度地破坏性的反馈，由一个完全填充不变的恒星IMF在每个星团的假设，这样的分数大质量恒星的低恒星形成率的阶段作出贡献。对模型星系的恒星形成历史、化学富集和自转曲线进行了研究。所有的模型演变成一个自我调节的长期平衡恒星形成阶段持续的完整的模拟时间，从而TDGs变得更加紧凑，并通过压缩潮汐比孤立的模型维持显着更高的SFR。尽管非物理的极端反馈，没有一个模型被打乱，没有一个旋转曲线达到在真正的TDGs中观察到的高值，尽管非维里气体吸积阶段。
2014-12-10 astro-ph.GA
The dynamical structure of broken power-law and double power-law models for dark matter haloes
星系运动学和引力透镜效应是限制星系尺度上暗物质分布的两种互补方式。在动力学研究中采用的典型暗物质密度剖面不能轻易地用于透镜效应研究。理想情况下，应该使用一个质量模型，它具有现实的暗物质分布的全局特性，并且允许分析计算放大率和偏转角。一个简单的模型与这些属性，破幂律（BPL）模型，最近被引入。我们研究的动力学结构的家庭的BPL模型。我们推导了基本动力学性质的简单封闭表达式，并在速度各向同性的假设下研究了分布函数。我们发现，没有一个具有现实参数的BPL模型具有各向同性的分布函数，在整个相空间是积极的，这意味着BPL模型不能支持各向同性的速度分布，或模型具有更径向各向异性的轨道结构。这一结果在一定程度上限制了BPL家族作为透镜研究工具的吸引力。更一般地说，我们发现，并不是所有的成员的一般家庭的双幂律或赵模型，通常用于模拟暗物质晕，可以支持一个各向同性或径向各向异性的分布函数。换句话说，即使对于具有良好密度分布的球对称模型，分布函数也可能变为负值。
2021-03-02 astro-ph.GA
The missing ultra-faint satellites of the Milky Way
Durham University（杜伦大学）；University of Victoria（维多利亚大学）
通过高分辨率模拟研究银河系卫星 population，发现大量暗淡矮星系缺失，推测其因处于暗物质晕的密集区域而得以存活。
2026-10-22 astro-ph.GA
Micro galaxies in LCDM
本文基于LCDM框架，用潮汐剥离经验模型预测暗物质主导矮星系被强烈剥离后形成的微型星系在光度、尺寸和速度弥散上的演化，并指出暗物质是区分其与球状星团的关键。
2024-05-20 astro-ph.GA
Constraining Self-Interacting Dark Matter with Dwarf Spheroidal Galaxies and High-resolution Cosmological $N$-body Simulations
利用高分辨率的宇宙学$N$-体模拟研究了冷暗物质和自相互作用暗物质模型下的暗物质晕密度结构。我们量化subhalo的中心密度在150 pc从每个subhalo的中心在经典的矮球状和ultrafeak矮规模的银河系大小的晕。通过与观测结果的比较，我们发现$σ/m<3\ \rm{cm^{2}g^{-1}}$的自相互作用散射截面是有利的。由于宿主潮汐和自相互作用的共同作用，具有小近心的暗晕中心密度在冷模型和自相互作用模型之间存在明显差异，表明具有小近心的Milky Way卫星是未来大型光谱测量进一步约束暗物质性质的理想场所。
2021-12-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dark Matter Halo Tumbling Induced by Torques from Massive Mergers
University of Michigan（密歇根大学）
本研究通过N体模拟和TNG50星系晕数据，发现大质量并合可诱发暗物质晕的四极矩翻滚，该运动保留了晕最后一次主并合的动力学记忆，为ΛCDM理论提供新检验手段。
2026-09-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Evolution of a dwarf satellite galaxy embedded in a scalar field dark matter halo
冷暗物质（CDM）模型有两个未解决的问题：一是对银河系周围卫星丰度的模拟过高，二是与矮星系中心密度的观测不一致，后者更倾向于等密度（核心）分布;另一种解释称为标量场暗物质（SFDM）模型，它假设暗物质是质量的标量场（$\sim 10^{-22}$ eV/ $c^2$）;该模型可以减少由于在$\sim 10^8$ M $_{\odot}$的质量尺度以下缺乏晕形成而导致的过量问题，并且成功地拟合了矮星中的密度分布。该模型的一个有吸引力的特点是预测核心轮廓晕，虽然核心大小的确定是通过拟合观测数据。我们进行\textit{N}体模拟，探讨潮汐力的影响，在恒星分布嵌入在一个SFDM晕轨道MW类SFDM主机晕与磁盘。我们的模拟旨在测试SFDM作为替代模型的可行性，通过比较潮汐效应，导致在这种模式与CDM中获得类似的质量晕。我们发现，星系在subhalos的核心配置文件和高中心密度生存10 Gyr。同样的情况也发生在远离主盘影响的低密度暗晕中的星系，而低密度暗晕中的卫星和紧密轨道中的卫星最终会被剥夺恒星。我们的结论是，SFDM的结果与CDM矮星系的一致性，但自然提供了一种可能性，以解决失踪的卫星问题。
2015-08-20 astro-ph.GA gr-qc
Velocity dispersion profiles of dwarf spheroidal galaxies with self-interacting ultralight dark matter
Technische Universität Braunschweig（布伦瑞克工业大学）；Physikalisch-Technische Bundesanstalt PTB（德国联邦物理技术研究院）；Taras Shevchenko National University of Kyiv（基辅塔拉斯舍甫琴科国立大学）；Bogolyubov Institute for Theoretical Physics（博戈柳博夫理论物理研究所）；Universitá di Padova（帕多瓦大学）；EPFL（洛桑联邦理工学院）
该研究利用矮星系的速度弥散谱，探讨自相互作用超轻暗物质对暗物质晕结构的影响，并确定最佳拟合参数。
2026-02-27 astro-ph.GA
Core collapse in resonant self-interacting dark matter across two decades in halo mass
Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）；University of Chicago（芝加哥大学）；University of Pennsylvania（宾夕法尼亚大学）；Princeton University（普林斯顿大学）；New York University（纽约大学）；Columbia University（哥伦比亚大学）
本研究通过N体模拟探究共振自相互作用暗物质的核坍缩现象，发现束缚粒子速度分布与共振截面的相互作用会偏离自相似演化，不同质量晕的演化阶段和结构存在差异。
2025-10-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Tail of Late-forming Dwarf Galaxies in $Λ$CDM
我们使用一个强大的分析模型与高分辨率的流体动力学宇宙学模拟证明，在$Λ$冷暗物质（$Λ$ CDM）的宇宙中，一小部分矮星系居住的暗物质（DM）晕在质量范围$3\times 10^{9} \lesssim M_{200} / M_{\odot} \lesssim 10^{10}$形式异常晚（$z<3$）相比，大部分人口的星系。这些星系起源于DM晕的随机增长和存在一个依赖于时间的DM晕质量之间的相互作用，低于该质量的星系不会形成。模拟的晚形成星系的形成时代的痕迹非常好的时间，当他们的主机DM晕第一次超过了一个非平凡的（但很好理解）的时间依赖的临界质量，从而使晚形成的矮星有吸引力的宇宙学探测器与约束的权力在过去的增长历史，他们的主机晕。我们的模型和模拟结果之间的一致性表明，模拟的晚成矮星的数量是一个强有力的宇宙学结果，并且在很大程度上独立于模拟中所包含的特定星系形成模型：（1）宇宙在$z_{\rm re} \sim 8$之前经历了宇宙再电离;（3）在$z_{\rm re}$之前，星系形成主要限于原子冷却晕。在$Λ$ CDM中预期的大质量晚期形成的矮星的稀缺性意味着在我们的本地宇宙中观察到的绝大多数明亮，金属贫乏和活跃的恒星形成矮星-这些晚期形成星系的最明显的候选者-不能在$Λ$ CDM宇宙中首次形成。
2021-10-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the Tidal Formation of Dark Matter Deficient Galaxies
以前的研究表明，暗物质缺乏星系（DMDG），如NGC 1052-DF 2（以下简称DF 2），可以从潮汐剥离。然而，一个重要的问题是，这样的剥离情景是否可以解释DF 2的球状星团（GC）的大比频率。毕竟，潮汐剥离和冲击优先从外围移除物质。我们使用理想化的，高分辨率的模拟规则的暗物质占主导地位的星系，是吸积到一个巨大的晕。只要卫星的初始（入轨前）暗物质晕被取芯，这与宇宙学和流体动力学模拟的预测一致，潮汐残留物就可以在其所有属性上类似于DF 2，包括其GC人口。所需轨道的近中心位于落入时的半晕分布的8.3个百分点处，因此并不是特别极端。在这个轨道上，卫星失去了其原始暗物质（恒星）质量的98.5%（30%），从而演变成DMDG。被剥离的GC的分数取决于初始径向分布。如果，在坠落时，GC星群的中值投影半径大约是恒星的两倍，与孤立星系的观测结果一致，那么只有$\sim 20$ %的GC被剥离。这是由于动力学摩擦抵消了潮汐搅拌。我们预测，如果DF 2确实是由强潮汐形成的，它的恒星外围应该有一个非常浅的金属丰度梯度。
2021-12-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
The impact of magnetic fields on thermal instability
冷（$T\sim 10^{4} \ \mathrm{K}$）气体在星系晕和星系团晕中都很常见。关于它的起源没有明确的共识。这些气体可能是由星系风或活动星系核风从中央星系抬升而来。或者，它可以通过热不稳定性原位形成。先前已经在流体动力学模拟中显示，一旦$t_\mathrm{cool}/t_\mathrm{ff}$（冷却时间与自由落体时间的比率）下降到阈值以下，就发生碎裂成多相介质。在这里，我们使用三维平面平行MHD模拟研究的影响，磁场。我们发现，因为磁张力抑制凝聚气体的浮力振荡，它不稳定的所有规模低于$l_\mathrm{A}^\mathrm{cool} \sim v_\mathrm{A} t_\mathrm{cool}$，增强热不稳定性。令人惊讶的是，这种效应与磁场方向或冷却曲线形状无关，并且即使在非常低的磁场强度下也会发生。磁场通过$δρ/ρ\propto β^{-1/2}$严格地改变热不稳定性的幅度和形态，其中$β$是热压力与磁压力的比率。在星系晕中，磁场可以使整个晕中的气体热不稳定，这可能是一个有吸引力的解释，即使在被动的淬火星系晕中，冷气体也无处不在。
2018-07-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Universal Mass Profile for Dwarf Spheroidal Galaxies?
我们应用Jeans方程来估计八个最亮的dSph星系的质量。对于天炉座，我们得到了一个与模型无关的最大圆速度约束，Vmax=18 - 3 ^+5 km/s。虽然我们只得到了Vmax > 10 km/s的下限为其余的dSphs，我们发现，在所有情况下，在投影半光半径的封闭质量是很好的约束和鲁棒性，以广泛的晕模型和速度各向异性。我们推导出一个简单的解析公式，估计M（rhalf）准确地从完整的牛仔裤分析的结果。将这个公式应用于局部群dSphs的整个总体，我们证明了一个相关性，使得M（rhalf）\propto rhalf^{1.4 \pm 0.4}，或者根据半光半径内部的平均密度，<rho>\propto rhalf^{-1.6 \pm 0.4}。这种关系是由dSph数据表现出全球速度色散和半光半径之间的相关性这一事实驱动的。我们认为，潮汐力不太可能引入这种关系，但潮汐可能增加了分散和/或改变了斜率。虽然数据很好地描述了质量分布范围超过一个因素的归一化（Vmax ~ 10-20公里/秒），我们认为所有的dSphs嵌入在一个“普遍的”暗物质晕的假设。我们发现除了幂律M \propto r^{1.4}外，可行的候选者还包括一个Vmax ~ 15 km/s，尺度半径r_0 ~ 800 pc的尖形“NFW”晕，以及一个Vmax ~ 13 km/s，r_0 ~ 150 pc的核晕。最后，假设它们测量…
2009-11-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
A kinematic study of the Andromeda dwarf spheroidal system
我们提出了一个均匀的红巨星分支恒星的运动学分析内18的28仙女座矮球状（dSph）星系，获得使用凯克I LRIS和凯克II DEIMOS摄谱仪。基于它们的g-i颜色（用CFHT MegaCam成像仪拍摄），在天空中的物理位置和径向速度，我们将dSph成员资格的概率分配给每个观察到的恒星。利用这些信息，速度色散，中心质量和中心密度的暗物质晕计算这些对象，并与银河系dSph人口的属性进行比较。我们还测量了每个M31 dSph成员星的平均金属丰度（[Fe/H]），发现它们与银河系中观测到的[Fe/H]随光度降低的趋势一致。我们发现我们研究的三个M31 dSphs在它们的中心速度色散方面表现为显著的异常值，XIX，XXI和XXV，它们都具有大的半光半径（>700 pc）和低的速度色散（sigma_v<5 km/s）。此外，And XXV在其半光半径范围内的质光比仅为[M/L]_{half}=10.3^{+7.0}_{-6.7}，这使得它与一个简单的恒星系统相一致，在其1 sigma不确定度范围内没有明显的暗物质成分。我们认为，这些异常值的暗物质晕的结构已被潮汐显着改变。
2013-02-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Gravitationally Bound Bose Condensates with Rotation
我们开发了一个自洽的，重力电磁（GEM）制定的缓慢旋转，自引力和稀释玻色-爱因斯坦凝聚体（BEC），天体物理应用的背景下，暗物质晕。GEM自洽地通过重力磁场将坐标系拖曳的影响纳入到$v/c$的最低阶。一段时间以来，BEC暗物质作为冷暗物质（CDM）和暖暗物质（WDM）的替代物引起了人们的注意。BEC由Gross-Pitaevskii-Poisson（GPP）方程描述，具有允许吸引或排斥相互作用的任意势。由于GEM运动方程的精确解很难得到，没有激烈的近似，我们采用变分法检查的条件下，旋转凝聚，对引力坍缩稳定，可能形成的吸引和排斥的四次相互作用的模型。我们还描述了近似动力学的坍缩和旋转凝聚体采用集体坐标描述的凝聚体半径。
2018-05-15 astro-ph.GA gr-qc
A dark matter disc in three cosmological simulations of Milky Way mass galaxies
对太阳邻域内暗物质的相空间分布进行稳健的预测对于暗物质直接探测实验至关重要。到目前为止，几乎所有这样的预测都是基于对暗物质单独建模的模拟。在这里，我们使用三个宇宙学流体动力学模拟明亮，盘占主导地位的星系，包括重子物质的影响自洽的第一次。我们发现，重子物理的加入大大改变了太阳附近的暗物质的轮廓。一个恒星/气体盘，已经在高红移的位置，导致合并的卫星优先被拖向盘平面，在那里它们被潮汐撕裂。这导致了一个吸积的暗物质盘，它贡献了太阳位置非旋转晕密度的0.25 - 1.5倍。与暗物质流不同，暗盘是一种平衡结构，必须存在于形成于等级宇宙学中的盘状星系中。它相对于地球的低旋转滞后显著增强了地球和太阳对WIMP的捕获，增强了年度调制信号，并导致通量随反冲能的变化，从而确定WIMP质量。
2010-05-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Till the core collapses: the evolution and properties of self-interacting dark matter subhalos
The Ohio State University（俄亥俄州立大学）；Institute for Advanced Study（高等研究院）；Carnegie Observatories（卡内基观测站）；University of California, Los Angeles（加州大学洛杉矶分校）；University of New Mexico（新墨西哥大学）；California Institute of Technology（加州理工学院）；Peking University（北京大学）；Universitá di Bologna（博洛尼亚大学）；INAF-Osservatorio Astronomico di Bologna（意大利国家天体物理研究所博洛尼亚天文台）；Los Alamos National Laboratory（洛斯阿拉莫斯国家实验室）
本文提出一种分层模拟框架高效研究SIDM子晕演化，揭示核心坍缩条件及其在透镜观测中的独特特征，并表明子晕核心坍缩可解释哈勃望远镜发现的超陡密度轮廓。
2025-09-28 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Can bosenovae deplete the galactic dark matter?
Universitat de les Illes Balears（巴利阿里群岛大学）；Stockholm University（斯德哥尔摩大学）
本研究针对暗物质由带吸引自相互作用的超轻玻色子构成的情况，计算恒星引力原子、中心黑洞及星系晕中玻色星等形成的玻色新星的质量抛射量，发现其对银河系及其他星系暗物质的耗尽作用可忽略。
2026-10-15 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Exploring Ultralight Dark Matter Self-Coupling via the Gravitational Wave Background
Indian Association for the Cultivation of Science（印度科学文化研究所）
该研究利用纳赫兹引力波背景，通过求解GPP方程分析超轻暗物质孤子对引力波应变谱的特征影响，为探测超轻暗物质自耦合提供了互补方法。
2026-08-25 astro-ph.GA gr-qc hep-ph
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
Exploring Dark Matter with Milky Way substructure
银河系暗物质湮灭的明确探测将解开粒子物理学和宇宙学中最杰出的谜题之一。最近的观测激发了一些模型，其中湮灭率是由索末菲效应（Sommerfeld effect）提高的，索末菲效应是一种由长程吸引力引起的非微扰增强。在这里，我们应用索末菲校正通过Lactea II，一个高分辨率的N体模拟银河系大小的星系，调查的相空间结构的星系晕。我们发现，从运动学冷子结构的湮灭光度可以增强的数量级相对于以前的计算，导致预测的伽马射线通量从多达数百个黑暗的团块，应该是可检测的费米卫星。
2009-07-02 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
