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
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
The Core-Cusp Problem Revisited: ULDM vs. CDM
核心尖点问题是一个被广泛引用的动机探索暗物质模型超越标准CDM。其中一个替代方案是ULDM;在千秒差距尺度上表现出波动性质的极轻标量粒子。天体物理上真实的ULDM晕预计由嵌入NFW样外晕的内孤子核心组成。孤子核心的存在表明，ULDM可以解决与纯NFW晕核心尖点的差异，而不求助于重子物理。然而，它已被证明，密度的ULDM晕可以超过那些可比的NFW配置在某些半径和晕质量，显然加剧了问题，而不是解决it. This情况出现，因为，虽然孤子核心是平坦的，在其中心，他们服从逆质量半径标度关系。同时，内孤子的质量随着总晕质量的增加而增加，因此，在大晕质量处，内核变得更加尖峰化。我们描述了一个参数化的径向密度分布的ULDM晕，允许环境变化的核心晕质量关系，以更详细地调查这个问题。对于质量为10^12太阳质量的晕，我们发现了可行的ULDM轮廓，其中心密度低于天体物理可达半径处的NFW对应物。然而，观察到的配置文件的比较并不强烈支持任何一个选项，都给合理的适合一些参数选择的数据子集。因此，我们发现，在ULDM的核心尖点问题的强大的测试将需要更全面的观测数据和模拟，包括重子反馈。
2020-01-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
The cusp-core problem in gas-poor dwarf spheroidal galaxies
本文讨论了矮星系内部暗物质密度分布的不一致性，即尖核问题。特别是，我们的目标是集中在气体贫乏的矮星系。对于这种冷暗物质小尺度问题，最有希望的解决方案之一是恒星反馈，但它似乎只适用于富含气体的矮星。然而，在经典矮星的制度中，这种核心机制变得微不足道。因此，需要找到解决方案，而不调用这些重子过程，因为暗物质核心往往持续存在，即使是对这些矮星，这是相当暗物质主导。在这里，我们提出了两类解决方案。一种方法是通过微扰器改变暗物质的势能，从冷暗物质的尖点创造出暗物质核心。第二类收集的解决方案，描绘自然出现的暗物质核心的替代理论。鉴于各种各样的解决方案，它成为必要的，以确定哪种机制占主导地位，在星系的中心区域，通过寻找观测签名留下他们，以突出的真正性质的暗物质。
2022-01-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
A Cusp-Core like challenge for Modified Newtonian Dynamics
我们表明，修改后的牛顿动力学（MOND）预测不同的银河系加速曲线的几何形状在$g2$ -空间-空间的总观测到的向心加速度$g_{\rm tot}$与推断的牛顿加速度从重子物质$g_{\rm N}$ -和相应的旋转速度曲线：MOND修改后的重力预测核心的几何形状孤立的星系，而MOND修改后的惯性产生中性的几何形状，即。既不是尖形或核心，根据尖形核心分类星系旋转曲线几何形状在$g2$ -空间-而不是推断DM密度配置文件。分类可以适用于DM和修改的重力模型以及数据，并意味着一个{ \it尖核}的挑战MOND从观察，例如尖星系，这是不同于所谓的尖核问题的暗物质（DM）。我们说明了这一挑战的一些尖形，也核心星系的旋转曲线数据库，显着偏离MOND修正的重力和MOND修正的惯性预测。
2019-06-18 astro-ph.GA
Solving the Cusp-Core Problem with a Novel Scalar Field Dark Matter
Matos、Guzman和Nunez提出了一个基于指数势标量场的星系晕模型，该模型可以诱导出对所有半径恒定的旋转曲线。我们证明了在适当的边界条件下，这种标量场暗物质（SDM）不仅可以产生观测到的大半径恒定旋转曲线，而且还可以在银河系核心区域附近产生正确的幂律标度。这解决了传统冷暗物质（CDM）模型所面临的尖核问题。
2011-03-23 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
How supernova feedback turns dark matter cusps into cores
我们提出并成功地测试对新的宇宙学模拟的物理过程与核心暗物质密度分布的起源一种新的分析描述。在模拟中，中心千秒差距内的势能在红移区间4 > z > 2内的亚动力学时间尺度上发生变化，因为重复的能量反馈会从恒星形成的中心集中爆发中产生膨胀气体的大的低密度气泡。该模型演示了中心势的波动如何不可逆地将能量转移到无碰撞粒子中，从而产生一个暗物质核心。因此，经历崩溃和快速膨胀的天然气供应是必不可少的成分。该框架，基于一种新的脉冲近似，打破了依赖绝热近似，这是不适当的快速变化的限制。它表明，外流和星系喷泉都可以引起尖点平坦化，即使只有百分之几的重子形成恒星。矮星系的核心一直保持到现在。该模型表明，恒定密度的暗物质核心将产生在一个广泛的质量范围内的系统，如果中央星暴或活动星系核阶段是足够频繁和充满活力。
2012-01-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cusp-core dichotomy of elliptical galaxies: the role of thermal evaporation
有两个家族的发光椭圆星系：尖点星系，具有陡峭的中央表面亮度轮廓，和核心星系，其表面亮度轮廓具有平坦的中央核心。吸积的冷气体被热星际介质热蒸发可能是这种尖核二分法的起源：在质量较小（热气体贫乏）的星系中，中央核心很可能在冷气体流入后被中央恒星爆发重新填充，而在质量较大（热气体丰富）的星系中，大多数冷气体被消除，中央核心幸存下来。这种情况是一致的观察，尖星系和核心星系系统不同的光学光度，X射线气体含量，年龄的中央恒星星族，和活动星系核的属性。
2009-05-28 astro-ph.GA
Flattening of dark matter cusps during mergers: model of M31
我们运行高分辨率的全GPU N体模拟，以证明暗物质在M31中的分布是很好地拟合的核心状的配置文件。丰富的观测数据，特别是在巨大的恒星流提供了严格的约束，我们的模拟初始条件。我们证明，吸积的卫星在一个高度偏心的轨道加热的M31的中心部分，导致向外迁移的暗物质粒子，超过十年的规模，并产生一个新的模型独立的暗物质配置文件，是很好地拟合的核心。我们的研究结果意味着，核心一样的中央配置文件可能是一个共同的特点，大规模的星系，最初已经尖锐，但吸积卫星近径向轨道。
2021-07-13 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
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
The Cusp/Core problem: supernovae feedback versus the baryonic clumps and dynamical friction model
在本文中，我们比较了两个众所周知的机制，被认为能够解决尖点/核心问题（a。超新星反馈; b.重子团DM相互作用），通过比较他们的理论预测与最近的观测星系的内坡的质量范围从dSphs正常的螺旋。我们比较了$α$ - $V_{\rm rot}$和$α$ - $M_{\ast}$的关系，这两个模型预测的高分辨率数据来自\citep{Adams2014,Simon2005}，小东西\citep{Oh2015}，东西矮\citep{Oh2011a,Oh2011b}，东西螺旋\citep{Oh2015}，雕塑家，天炉座和银河系。理论预测与完整数据集的比较表明，这两个模型的表现相似，而当我们限制分析的一个更小的子样本的质量更高，我们表明，本文提出的方法（重子块DM相互作用）比一个基于超新星反馈的表现更好。我们还表明，相反的第一个模型的预测，小质量的dSphs可能有核心的配置文件。这意味着，在具有恒星质量$<10^6 M_{\odot}$的dSphs中观测核心内部轮廓并不一定意味着$Λ$ CDM模型存在问题。
2016-04-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Halo expansion in cosmological hydro simulations: towards a baryonic solution of the cusp/core problem in massive spirals
冷暗物质模型的一个明确预测是在所有质量尺度上存在尖状暗物质晕密度分布。这是不符合观察到的旋转曲线的旋涡星系，挑战小尺度上，否则成功的CDM范例。本文采用高分辨率的宇宙流体动力学模拟方法研究了耗散过程对类银河天体（M~ 1 e12 Msun）中暗物质内部分布的影响。我们的模拟包括超新星反馈，以及大质量恒星在爆炸成为超新星之前的辐射压力的影响。增加恒星反馈的结果在膨胀的暗物质晕，而不是收缩相对于N体模拟。重子能够擦除暗物质的尖形分布，在一个巨大的银河状晕的中心几千秒差距处产生一个平坦的、核心的、暗物质密度分布。的配置文件是很好的拟合Burkert配置文件，拟合参数与观察一致。此外，我们得到平坦的旋转曲线以及扩展，指数恒星盘配置文件。虽然我们获得的恒星盘仍然部分太厚，不像MW薄盘，但这项初步研究表明，重子分量中有足够的能量可以改变大质量盘星系中的暗物质分布，为长期存在的尖点与核心问题提供了可能的解决方案。
2011-11-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Can cuspy dark matter dominated halos hold cored stellar mass distributions?
本文利用爱丁顿反演方法，仅凭恒星质量分布约束暗物质分布，证明核心恒星分布与无碰撞暗物质的NFW势不相容，表明低质量星系中的核心暗示暗物质偏离无碰撞性质。
2023-07-03 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
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
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
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
Globular clusters as probes of dark matter cusp-core transformations
矮星系中爆发性的恒星形成可以慢慢地将陡峭的暗物质尖端转变为恒定密度的核心。我们探讨的可能性，球状星团（GC）保留了这种转变的动态记忆。为了验证这一点，我们使用nbody6df代码来模拟GC的动态演化，包括恒星演化，在静态和随时间变化的潜力为哈勃时间的轨道。我们发现，GC内的核心暗物质晕，或在一个光环，经历了一个尖核转换，增长到一个大小，是实质上大于（$R_{\rm eff} > 10$ PC）比静态尖暗物质晕。它们产生的潮汐碎屑也少得多。我们发现，最干净的信号的一个历史性的尖核转换是存在的大型GC潮汐碎片。然而，这种影响很小，在真实的星系中观察将是一个挑战。最后，我们定性地比较了我们模拟的GC与观测到的GC人口在天炉座，NGC6822，IKN和人马座矮星系。我们发现，在这些矮星系的GC系统更大（$\langle R_{\rm eff}\rangle \simeq 7.8$ pc），并有实质上更多的分散在他们的大小，比原位金属丰富的GC在银河系和年轻的大质量星团形成的M83（$\langle R_{\rm eff} \rangle \simeq 2.5$ pc）。我们表明，在矮星系的GC的大小，分散和生存都是一致的，他们已经在一个恒定的密度核心，或潜力，经历了一个尖核转换，但不是在一个暗物质尖。
2019-09-10 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
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
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
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
Role of prompt cusps in driving the core collapse of SIDM halos
Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）；University of Chicago（芝加哥大学）；Carnegie Observatories（卡内基观测站）；Center for Astrophysics, Harvard & Smithsonian（哈佛-史密森天体物理中心）；Rice University（莱斯大学）
研究通过高分辨率N体模拟，探讨了包含大质量提示尖峰的孤立SIDM晕核心形成与坍缩过程，发现提示尖峰影响核心形成和坍缩的动力学特性。
2026-04-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cored galaxies in cuspy dark matter halos
Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利天体物理研究所）；Universidad de La Laguna（拉古纳大学）；University of Victoria（维多利亚大学）；Carnegie Mellon University（卡内基梅隆大学）；University of Surrey（萨里大学）
通过光度数据研究矮星系和超弱矮星系的内恒星密度分布，探讨核心型分布是否需要非尖峰暗物质晕，发现弱核心分布可与尖峰暗物质分布一致，但强核心分布不一致，且投影难以区分。
2025-12-17 astro-ph.GA
Beyond Best-Fits and Model Selection -- Introducing "Reliability" of cusp-core inference of dark matter halos
本文提出基于贝叶斯分析的“可靠性”概念，通过数十万条模拟SPARC旋转曲线确定星系参数空间，发现低恒星面密度和足够径向距离是可靠区分暗物质晕尖峰与核心及估计质量-浓度的关键条件。
2023-10-31 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
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
Constraining the shape of dark matter haloes using only starlight II. Tests of the technique with objects of known gravitational potential
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国立大学，UNNOBA，CONICET）；University of Virginia（弗吉尼亚大学）
该研究验证了EIM-tool这一测光工具，其可通过恒星光区分核心状与尖峰状暗物质晕，在球状星团、矮椭球星系及数值模拟测试中表现可靠。
2026-07-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Emergence of a stellar cusp by a dark matter cusp in a low-mass compact ultra-faint dwarf galaxy
最近的观测发现了新的超暗矮星系，小到半光半径的$\sim20~{\rm pc}$和视线速度色散的$\sim3~{\rm km~s^{-1}}$。在这些星系中，恒星与暗物质的动力学摩擦可能是显著的，并改变它们的恒星密度分布。这种效应很大程度上取决于暗物质的中心密度分布，即尖点或核心。在这项研究中，我使用一个经典的和一个现代的解析公式和$N$ -体模拟进行计算，研究如何动态摩擦改变恒星的密度分布，以及它是如何不同的尖端和核心的暗物质晕。研究表明，如果一个暗物质晕有一个尖点，动力学摩擦会引起收缩不稳定性，导致在中心区域$\simeq2~{\rm pc}$出现恒星尖点。另一方面，如果它有一个恒定密度的核心，动力学摩擦明显较弱，即使星系具有相同的视线速度色散，也不会产生恒星尖点。在这样一个紧凑而低质量的星系中，如果它有一个暗物质尖点，由于动力学摩擦而导致的萎缩不稳定性是不可避免的，因此没有恒星尖点意味着星系有一个暗物质核心。我希望这可以用来诊断这些紧凑的超微弱矮星系中的暗物质密度分布。
2017-02-09 astro-ph.GA
The Characteristic Mass and Energy Conversion Efficiency in the Cusp-Core Transition of Dark Matter Haloes: Implications for Scaling Relations and Supernova feedbacks
University of Tsukuba（筑波大学）；National Institute of Technology, Sendai College（国立仙台高等专门学校）；Tohoku University（东北大学）；The University of Tokyo（东京大学）
研究揭示了暗物质晕尖峰-核心过渡的能量转换效率，发现其约为0.01，并确定了禁止转变区域，对星系形成模型提供约束。
2026-02-22 astro-ph.GA
Cusp or core? Revisiting the globular cluster timing problem in Fornax
我们使用N体模拟重温球状星团（GC）的“定时问题”在天炉座矮椭球（dSph）。与先前的工作一致，我们发现，由于动力学摩擦，GC下沉到暗物质晕的中心，具有尖状的内部密度分布，但在具有恒定密度核心的晕中，GC在大约1/3的核心半径（$r_{\rm core}$）处“失速”。下沉或失速的时间尺度很大程度上取决于GC的质量和初始轨道半径，但对于在$r_{\rm core}$内具有相同总质量的尖状（NFW）或核心晕来说，基本上是相同的。因此，以GC没有下沉到中心为基础反对一个尖点与反对一个核心没有什么不同，除非所有的集群今天都在$\sim (1/3)\, r_{\rm core}$。这意味着核心半径超过了$\sim 3$千秒差距，比任何核心形成情景中似乎合理的半径都要大得多。(The天炉座GC的平均投射距离为$\langle R_{\rm GC,Fnx}\rangle\sim 1$ kpc，有效半径为$\sim 700$ pc。）一个更简单的解释是，天炉座GC只受到动力学摩擦的适度影响，正如预期的那样，如果星系团开始以$\sim 1$ - $2$ kpc的初始半径运行，刚好在天炉座现在的半光半径之外，但在银河潮汐留下的潮汐半径之内。这并非完全出乎意料。天炉座GC比大多数天炉座恒星更古老，更贫金属，而dSphs中的这些群体往往比年轻和更富金属的同行在空间上更广泛。与一些早期的说法相反，我们的模…
2019-11-18 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
Degeneracies Between Self-interacting Dark Matter and Supernova Feedback as cusp-core transformation mechanisms
我们提出了一套16个高分辨率的流体动力学模拟孤立的矮星系（气体和恒星盘加上恒星凸起）在最初的尖状暗物质（DM）晕，包括DM粒子之间的自相互作用（SIDM），以及随机恒星形成和随后的超新星反馈（SNF），使用恒星反馈模型SMUGGLE实施。模拟从相同的初始条件，我们调节SIDM和SNF的强度，通过系统地改变SIDM动量传递截面和气体密度阈值恒星形成。对于这两个参数的几种组合，DM晕形成具有相似尺寸和形状的恒定密度核。由于SIDM（绝热尖芯变换）形成的核心晕的速度色散曲线比由于SNF在突发恒星形成（脉冲尖芯变换）模拟中形成的核心晕的速度色散曲线更接近等温。脉冲SNF可以产生正的恒星年龄梯度，并增加星系中心气体的随机运动。模拟的星系在晕与核心，形成的螺旋在空间上更广泛，与恒星的金属丰度梯度是浅（在后期）比其他模拟的星系。气体和恒星的这种可观测的性质，表明引力势的绝热或脉冲演化，可以用来确定DM晕中观察到的核心是通过DM粒子之间的自相互作用形成的，还是响应于脉冲SNF。
2022-04-06 astro-ph.GA
The coupling between the core/cusp and missing satellite problems
我们计算的能量，重子必须注入冷暗物质（CDM）晕，以消除中心发散DM尖点相关的矮球状星系（dSphs）的观测尺度。我们估计，通常与银河系dSphs（M_vir/M_ \odot \sim 10^{9-10}）相关的CDM晕需要ΔE/erg \sim 10^{53-55}，才能在与这些星系的发光大小相当的尺度上形成核心。虽然超新星II（SNeII）爆炸原则上可以产生这种能量，但实际贡献受到发光卫星丰度所暗示的低恒星形成效率的限制。考虑到清洁发展机制众所周知的“核心/尖点”和“缺失卫星”问题对恒星形成效率提出了相反的要求，现有的观测证据表明，在最明亮的dSphs中存在大核心，这就要求清洁发展机制模型援引以下的某种组合：（i）有效（有序统一）SNe II能量耦合到暗物质粒子中，（ii）恒星形成历史在出乎意料的高红移（z>6）处达到峰值，（iii）头重脚轻的恒星IMF，和/或（iv）大量的卫星中断或其他随机效应，以减轻子结构丰度的限制。我们的模型表明，CDM问题之间的紧张关系在小尺度上会增加，如果核心DM配置文件被发现在较暗的矮星。
2012-09-19 astro-ph.GA
Tidal evolution of cored and cuspy dark matter halos
本研究提出一种基于半解析方法的快速精确手段，结合N体模拟构建潮汐轨迹与模型并集成入GALACTICUS代码，可准确预测有核和尖峰暗物质子晕的潮汐演化，为不同暗物质模型的子晕研究提供高效工具。
2024-07-16 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
Distinguishing Dark Matter Cusps from Cores using Globular Clusters
本文通过N体模拟研究球状星团在尖峰与核心暗物质晕中的演化，发现核星团的形成仅发生在尖峰型晕中，并提出以核星团存在及球状星团质量函数改变作为尖峰型暗物质晕的观测指标。
2023-07-06 astro-ph.GA
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
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
Axion dark matter, solitons, and the cusp-core problem
自引力玻色子场可以支持稳定和局部的场配置。对于实场，这些解随时间振荡，称为振荡子。密度分布是静态的，是孤立子。这样的孤子在轴子暗物质模型中应该是普遍存在的，孤子的特征质量和大小取决于轴子质量的某个逆幂。用薛定谔-泊松系统数值研究了非相对论性轴子的稳定组态。这种方法，以及由此产生的孤子密度分布，进行审查。利用标度对称性和测不确定原理，孤子的核心尺寸可以以一种普遍的方式与中心密度和轴子质量$m_a$相关联。孤子具有恒定的中心密度，由于压力支持，不同于冷暗物质（CDM）的尖形轮廓。这一事实的一个结果是，由超轻轴子（ULA）组成的孤子可以解决CDM的“尖点核”问题。在DM晕中，热力学将导致在大半径处具有类似CDM的Navarro-Frenk-White轮廓，在小半径处具有中心孤子核心。利用Monte-Carlo技术，探索这种形式的可能的密度分布，拟合矮球状星系的恒星运动学数据。为了使ULAs解决尖点核问题（不依靠重子反馈或其他天体物理效应），轴子质量必须满足$m_a<1.1\times 10^{-22}\text{ eV}$在95\%C. L。另一方面，具有$m_a\lesssim 1\times 10^{-22}\text{ eV}$的ULA与宇宙学结构的形成存在某种张力。一个轴子解决方案的尖核问题，从而使新的预测，未来的测量时代的再电离。另一方面，这可以被看作是结构形成可以很快在轴子/…
2015-06-17 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
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
Structure of the equivalent Newtonian systems in MOND N-body simulations. Density profiles and the core-cusp problem
本研究在MOND框架下利用等效牛顿系统概念，通过N体模拟研究星系形成，发现暗物质密度多呈核心结构，与ΛCDM预期的尖点不符，支持MOND解释核心-尖点问题。
2023-08-28 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
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
3-3-1 Self Interacting Dark Matter and the Galaxy Core-Cusp problem
核心尖点问题仍然是星系形成标准$Λ$ CDM模型中观测和模拟之间具有挑战性的差异。问题是$Λ$ CDM模拟预测在银河系暗物质晕中心有一个陡峭的幂律质量密度剖面。然而，对本星系群中矮星系的观测显示，其密度分布与中心附近的暗物质几乎平坦的分布相一致。已经提出了一些解决这一困境的办法。在这里，我们总结的可能性，暗物质粒子本身的相互作用和散射的调查。这种自相互作用的暗物质（SIDM）粒子可以平滑高密度区域的暗物质轮廓。我们还回顾了自相互作用的暗物质可能作为额外的希格斯标量在3-3-1扩展的标准模型的理论建议。我们提出了新的模拟星系形成和演化的自相互作用的暗物质制定。目前这种自我相互作用的暗物质的限制，然后总结。
2020-12-03 astro-ph.GA
A Dark-Matter Halo Profile allowing a Variable Cusp-Core with Analytic Velocity and Potential
本文提出了一个描述暗物质晕轮廓的有用函数，该函数从尖点到核，具有变化的渐近内斜率-α，其中密度、质量速度和势的轮廓对于任何α都是简单的解析表达式。其思想是将平均密度分布表示为一个简单的函数形式，并通过导数得到局部密度。该模型涉及的浓度参数c类似于NFW的配置文件。更大的灵活性是由两个这样的函数，浓度c_1和c_2的总和。一个可选的附加参数是渐近外斜率-γ，它允许在晕的外围更灵活。当γ不等于3时，密度分布和质量-速度分布有解析表达式，但势分布没有解析表达式。我们匹配建议的功能，在不同的变体，在宇宙学模拟中的晕的暗物质配置文件，有和没有重子，跨越内部配置文件，范围从陡峭的尖到平坦的核心，并找到很好的适合。解析势剖面可用于模拟气体流入和流出事件引起的内晕演化。分析剖面，特别是有自由γ的分析剖面，对于研究外晕的环境效应是有用的。一般来说，这些分析轮廓可以用于直接量化模拟和观察到的旋转曲线的形状，而不需要数值积分。
2016-10-05 astro-ph.GA
Dark-Matter Halo Profiles of a General Cusp/Core with Analytic Velocity and Potential
本文给出了适用于具有自由内坡的暗物质（DM）晕从尖点到核的密度、质量-速度和势能剖面的函数，其中密度、质量-速度和势能剖面是简单的解析表达式。通过将平均密度表示为简单的函数形式，并通过微分导出局部密度，获得解析速度。该函数涉及四个形状参数，只有两个或三个自由：浓度参数$c$，内部和外部渐近斜率$α$和$\barγ$，以及中间形状参数$β$。对于$\barγ=3$和$β$，存在电位和速度色散的解析表达式。我们匹配的模型DM晕在宇宙学模拟，有和没有重子，从陡峭的尖点到平坦的核心。使用三个自由参数（$c$、$α$、$\barγ$）和$β=2$获得了极好的拟合。对于解析势，只有两个自由参数（$c$，$α$）的$\barγ=3$和$β=2$得到了相似的拟合;这是我们最喜欢的模型。两个这样的配置文件的线性组合，与一个额外的自由浓度参数，提供了极好的拟合也为$β=1$，其中的表达式更简单。拟合质量与非分析流行模型相当。分析势可用于模拟由于气体流入和流出引起的内晕演化，研究环境对外晕的影响，以及生成用于模拟的晕势或初始条件。分析速度可以量化模拟和观察到的旋转曲线，而无需数值积分。
2017-03-11 astro-ph.GA
The diversity of rotation curves of simulated galaxies with cusps and cores
本文通过EAGLE模拟的21厘米观测发现，非圆周运动、盘厚度和非平衡态等建模偏差会使暗物质尖点矮星系被误判为具有核心，从而自然解释晚型矮星系旋转曲线多样性，并质疑所有矮星系均具有大暗物质核心的假设。
2024-06-07 astro-ph.GA
The Energetics of Cusp Destruction
我们提出了一个新的分析估计所需的能量，以创建一个恒定密度的核心内的暗物质晕。我们的新估计，基于更现实的假设，导致所需的能量是数量级低于在早期的工作中声称。我们定义了一个核心的大小的基础上的对数斜率的暗物质密度分布，使其不敏感的函数形式用于拟合观测数据。形成核心所需的能量敏感地取决于径向尺度，在径向尺度上，尖点内的暗物质在晕内重新分布。模拟表明，在一个与居住在晕中的中央星系的活跃恒星形成区相当大小的区域内，在核心形成期间，暗物质粒子的轨道径向增加了2- 3倍。因此，暗物质晕的内部性质，如晕的浓度和最终的核心大小，决定了能量的需求。结果，对于核心尺寸$\lesssim1$ kpc，能量成本随着晕质量缓慢增加，如M $_{\rm{h}}^{0.3-0.7}$。我们使用预期的恒星形成的历史，一个给定的暗物质晕质量来预测矮星系核心的大小。我们发现，在$10^{10}$ M $_{\odot}$矮星系\emph{if}中，仅超新星就能产生远超过4kpc的核，能量100%转移到暗物质粒子轨道上。我们可以通过研究具有已知恒星含量和核心大小的星系（如天炉座）来直接限制效率因子。我们发现，恒星反馈和暗物质轨道能量之间的耦合效率只需要在1%或更低的水平来解释天炉座的1千秒差距的核心。
2015-05-04 astro-ph.GA
The central cusps in dark matter halos: fact or fiction?
我们调查的可靠性标准N体模拟的建模著名的Hernquist晕的帮助下，\texttt{GADGET-2}代码（使用树算法来计算引力）和\texttt{ph4}代码（使用直接求和）。比较结果，我们发现，在晕中心的核心形成（这是传统上被认为是第一个数字效应的迹象，具体来说，碰撞松弛）没有任何关系的碰撞松弛，被定义的树算法的属性。这一结果对目前普遍采用的晕心模拟可靠性标准提出了质疑。虽然我们使用的晕模型，这是理论上证明是平稳和稳定的，一种数值的“暴力松弛”发生。它的性质表明，这种效应很可能是负责中央尖点的形成，在宇宙学建模的大尺度结构，然后“核心尖点问题”只是一个技术问题的N体模拟。
2019-10-10 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
The core-cusp problem: a matter of perspective
在玉夫座和天炉座矮星系中存在两个运动学和化学性质不同的恒星亚群，这提供了一个机会，可以通过测量两个金属丰度亚群分离良好的半光半径内所含的质量来限制它们的物质晕的密度分布。Walker和Penarrubia使用这种方法来论证这些星系的数据与其内部区域的恒定密度“核心”一致，并排除了具有高统计意义的“尖形”Navarro-Frenk-White（NFW）轮廓，特别是在Sculptor的情况下。我们测试的有效性，这些索赔使用矮星系的APOSTLE（一个项目，模拟本地环境）Lambda冷暗物质宇宙流体动力学模拟的类似物的本地组。这些星系都有NFW暗物质密度分布，其中一个子集发展出两个不同的金属丰度亚群，让人想起玉夫座和天炉座。我们应用一种方法类似于沃克和Penarrubia的53个模拟矮星的样本，发现这个过程往往会导致一个统计上显着的检测核心的配置文件时，在现实中有一个尖点。虽然有多种因素导致了这些失败，但主要原因是违反了质量估计所依据的球对称假设。模拟的矮星的恒星星族倾向于被显著拉长，在某些情况下，两个金属丰度的人口有不同的非球面性和错位。因此，密度分布的斜率范围很广，这取决于观察星系的角度。
2017-12-13 astro-ph.GA
Does Fornax have a cored halo? Implications for the nature of dark matter
天炉座是银河系中质量最大的矮球状星系，有五个球状星团在暗物质密集的背景下绕轨道运行。观测分析表明，球状星团最初的质量要大得多，它们的大部分恒星都消失在了天炉座的磁场中。我们重新研究了天炉座的尖核问题，以澄清关于暗物质晕密度分布的模拟和观测之间的紧张关系。N体模拟预测了中心陡峭的幂律密度分布，而球状星团的观测似乎更倾向于中心的暗物质晕密度是恒定的。这是我们第一次用完全活跃的系统运行纯N体模拟，即由粒子（包括恒星和暗物质）组成的自引力系统。只有这种数值方法才能正确地解释天炉座和球状星团之间的动力摩擦和潮汐效应。我们发现，一个弱的尖点（$r_{s}=$ 1.5千秒差距）或一个大的核心（$r_{c}=$ 848秒差距）是不兼容的，目前观察到的位置和质量的天炉座星系团。相比之下，天炉座的一个小的暗物质核心（$r_{c}=$ 282 pc）自然地再现了初始球状星团质量范围很广的星团空间和质量分布。我们推导出一个上限为$r_{c}\lesssim$ 282 pc。这个核心大小范围只有利于暖暗数据（WDM）。如果初始晕的中央尖点被气体加热形成一个小的核心，那么也有可能从冷暗物质（CDM）理论中获得一个兼容的核心尺寸范围。
2019-03-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
The effect of a disc on the population of cuspy and cored dark matter substructures in Milky Way-like galaxies
我们使用高分辨率的$N$体模拟来研究星系盘对暗物质子结构动力学演化的影响，这些子结构的轨道和结构参数是从水瓶座A-2合并树中提取的（Springel等人，2008）。Satellite被建模为平衡$N$ -体实现的广义Hernquist配置文件与$2\times10^6$粒子和注入的分析不断变化的主机电位在$z_\mathrm{infall}$，定义的峰值，其质量演变。我们选择具有$M_{200}(z_\mathrm{infall})\geq 10^8\,\mathrm{M_\odot}$和第一臂间距$r_p<r_{200}$的所有子结构。出于观测银河系矮球状星系，我们还探讨卫星模型与核心暗物质配置文件与固定的核心大小$r_c=0.8\,a_s$，其中$a_s$是赫恩奎斯特尺度半径。我们发现，具有尖卫星的模型在$z=0$上的存活子结构是其核心对应物的两倍，如果我们只考虑那些在轨道上具有$r_p\lesssim0.1\,r_{200}$的模型，则是其四倍。对于一个给定的配置文件，增加一个不断发展的磁盘潜力减少幸存的子结构的数量进一步的一个因素$\lesssim2$的轨道上的卫星，穿透磁盘（$r_p\lesssim 20\,\mathrm{kpc}$）。对于大$r_p$，潮汐力和光盘的影响变得可以忽略不计，卫星的数量每近心仓收敛到类似的值为所有四个模型。
2016-11-16 astro-ph.GA
