The origin of the mass discrepancy-acceleration relation in $Λ$CDM
本文研究了盘星系质量差异的来源--径向加速度关系。这是在圆盘的向心加速度和重子分量的预期加速度之间的紧密的经验相关。MDAR适用于盘运动示踪剂探测的大多数半径，无论星系质量或表面亮度如何。该关系有两个特征加速度：$a_0$，在此之上所有星系都是重子主导的;和$a_{\rm min}$，一个在孤立星系中由运动示踪剂探测的有效最小加速度。我们使用一个简单的模型来表明，这些趋势自然出现在$Λ$ CDM。这是因为：（i）$Λ$ CDM形式的盘星系位于暗物质晕的中心，跨越相对较窄的维里质量范围;（ii）冷暗物质晕加速剖面是自相似的，在中心有一个宽的最大值，在该质量范围内达到精确地由$a_{\rm min}$和$a_0$包围的值;在任何成功的$Λ$ CDM星系形成模型中，晕质量和星系大小与星系重子质量的比例关系都比较紧密。解释$Λ$ CDM中的MDAR不需要修改暗晕的尖形内部质量剖面，尽管这些可能有助于理解一些矮星系的详细旋转曲线和极端异常值的起源。MDAR只是反映了冷暗物质晕的自相似性质和星系形成过程引入的物理尺度。
2017-06-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
The mass discrepancy acceleration relation in a $Λ$CDM context
质量差异加速度关系（MDAR）描述了星系中重子与暗物质（DM）之间的耦合：在给定半径处的总质量与重子质量之比与重子加速度反相关。MDAR被认为是对$Λ$ CDM星系形成模型的挑战，但它可以用修正的牛顿动力学来解释。在这封信中，我们表明，MDAR出现在一个$Λ$ CDM宇宙学一旦观察到的星系标度关系考虑在内。我们建立半经验模型的基础上$Λ$ CDM晕，包括重子效应，再加上经验激励的结构关系。我们的模型可以重现MDAR：具体地说，DM晕的质量依赖密度分布可以完全解释所观察到的MDAR形状，而一个普遍的配置文件显示与矮星系的MDAR与$\rm M^{\star}$ $<$ $\rm10^{9.5}M_{\odot}$，进一步表明DM核心的存在的差异。此外，我们再现斜率和重子塔利-费舍尔关系（BTFR）与0.17德克斯散射归一化。这些结果表明，在$Λ$ CDM中，MDAR是由星系的结构标度关系和DM密度分布形状驱动的，并且由BTFR确定的重子分数与丰度匹配研究所推断的重子分数是一致的.
2015-11-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Planes of satellite galaxies: when exceptions are the rule
银河系（MW）和仙女座星系（M31）卫星系统内平面结构的探测已经被报道为与标准宇宙学模型（$Λ$ CDM）的预测完全矛盾。由于在定义平面构型时存在模糊性，因此不清楚如何解释$Λ$ CDM中MW和M31平面的低发生率。我们调查卫星飞机周围的星系质量晕的高分辨率宇宙学模拟确定的患病率。我们发现，平面结构是非常常见的，和10%的$Λ$ CDM晕有更突出的平面比那些存在于本地组。虽然卫星星系的平面无处不在，但它们的性质却有很大的差异。这排除了使用一个或两个系统作为宇宙学的小尺度探测器，因为需要大量的卫星系统样本来获得物体与物体之间变化的良好测量。这种差异被误解为本地组和$Λ$ CDM预测中观察到的卫星平面之间的差异。事实上，大约10%的$Λ$ CDM星系晕有卫星平面，它们和MW和M31平面一样罕见。在评估卫星平面的探测显著性时，“别处看”效应起着重要作用，考虑到这一点，MW和M31系统的显著性水平分别被高估了30和100倍。
2015-08-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Physics of galactic colliders: high speed satellites in LCDM vs MONDian cosmology
在最近的文献中报道的高速卫星星系的统计数据，可以是一个强有力的诊断的深度的潜在的主机晕，从而区分竞争的引力理论。人们天真地认为，高速卫星在修正牛顿动力学（MOND）中比在冷暗物质（CDM）中更常见，因为孤立的MONDian系统具有无限的势阱，而CDM晕具有有限的势阱。在这\textit{Letter}，我们报告的第一代宇宙学模拟的背景下，利用严格的MONDian泊松求解器的初步测试这一假设。我们发现，这种高速遭遇在MOND中比在宇宙结构形成的和谐$Λ$ CDM模型中大约多4倍。
2009-02-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dark matter substructure and dwarf galactic satellites
十年前，分辨率越来越高的宇宙学模拟被用来证明冷暗物质（CDM）晕的维里化区域充满了大量密集的引力束缚的团块。这些暗物质暗晕是在CDM晕形成的合并和吸积的分级序列中幸存下来的强引力潮汐力和动力学摩擦的晕的中心区域。与观测结果的比较表明，在固定孔径内，银河系和仙女座的暗晕和发光卫星的丰度与它们的圆速度或束缚质量之间存在明显的差异。这种巨大的差异，后来被称为“子结构”或“失踪卫星”问题，需要一个解释。在本文中，我回顾了在过去几年中所取得的进展，无论是在量化的问题，并在探索可能的情况下，它可以容纳和解释的背景下，星系形成的结构形成的CDM范式的框架。特别是，我表明，所观察到的光度函数，径向分布，和发光卫星的内部密度分布的显着相似性可以理解在分层CDM框架内使用一个简单的模型，在该模型中，恒星形成的效率单调下降，减少维里质量卫星吸积之前，没有任何实际的尖锐的星系形成阈值。
2009-06-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Spatial and orbital planes of the Milky Way satellites: unusual but consistent with $Λ$CDM
我们在Miky Way（MW）大小的光环的一系列放大高分辨率无耗散模拟中检查了卫星的空间分布和轨道极点相关性。我们使用测量的分布来估计的发病率的卫星配置作为扁平和相关的轨道极分布的卫星系统的银河系。我们确认，这种发病率是敏感的subhaloes的径向分布，从而影响它的过程，如人为中断由于数值效应和中断由于中央磁盘。控制的分辨率的影响和括号的磁盘的影响，我们发现，MW卫星系统是有点不寻常的（在$\approx 2-3σ$水平），但统计上是一致的$Λ$ CDM模型，在一般协议与其他最近的研究结果和结论。
2022-09-06 astro-ph.GA
A comparison of the distribution of satellite galaxies around Andromeda and the results of $Λ$CDM simulations
Ibata等人（2013）最近报道了一个巨大的矮星系薄平面（VTPD）围绕仙女座轨道运行。我们调查这样的配置是否可以复制在标准的宇宙学框架内，并寻找类似的飞机的共同旋转的卫星星系周围仙女座星系的主机晕的数据从千年II模拟结合半解析星系形成模型。我们应用一个重子质量削减$2.8\times 10^4 \text{M}_{\text{sun}}$的卫星晕和限制的数据，一个PAndAS一样的领域。如果我们在分析中包括所谓的孤儿星系，我们发现均方根值低于VTPD的平面在千禧年II中很常见。这部分是由于孤儿星系强烈的径向集中分布。排除孤儿星系的一部分带来的千年二号卫星的径向分布到更好的协议与仙女座的卫星分布，同时仍然产生一个显着的比例较低的均方根比VTPD的飞机。我们还发现，在千禧年二的晕与相同或更多的共同旋转的卫星比VTPD。这表明VTPD与标准宇宙学框架并不冲突，尽管这个问题的明确答案可能需要更高分辨率的宇宙学模拟，而不必考虑孤儿星系。我们的结果最终表明，在千禧年II卫星平面是不稳定的结构，因此VTPD可能只是一个统计波动的基础上更球形的星系分布。
2013-12-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
$Λ$CDM Predictions for the Satellite Population of M33
三角座（M33）是仙女座（M31）最大的卫星星系，质量约为$3\times10^9\; M_{\odot}$。根据丰度匹配技术，M33的总质量估计为$10^{11}\; M_{\odot}$量级。$Λ$ CDM模拟预测，M33质量晕拥有几个自己的低质量卫星同伴，但只有一个候选M33卫星已被发现在深测光调查日期。这种“卫星中的卫星”的等级最近在暗能量巡天中银河系麦哲伦云周围发现的矮星系的背景下进行了探索。在这里，我们讨论的卫星星系的数量预测居住在维里半径（$\sim$ 160千秒差距）的M33的基础上$Λ$ CDM模拟。我们还计算了使用各种地面成像仪在N个数据字段中的卫星探测的预期数量。最后，我们讨论了这些卫星人口的预测如何改变M33的过去的轨道历史的函数。如果M33是第一次落入M31的光环，那么它提出的卫星预计今天仍将与M33绑定。然而，如果M33最近与M31发生了潮汐相互作用，那么幸存的卫星的数量在很大程度上取决于由于潮汐剥离效应而在近心处达到的距离。我们的结论是，调查延伸到M33周围的$\sim$ 100千秒差距将足以限制它的轨道历史和它的大部分卫星人口。在WFIRST时代，这种规模的调查将被认为是小型观测计划。
2018-07-17 astro-ph.GA
Tidal features of classical Milky Way satellites in a $Λ$CDM universe
我们使用APOSTLE宇宙流体动力学模拟来研究潮汐剥离对冷暗物质（CDM）子晕的影响，这些子晕拥有三个最明亮的银河系（MW）矮卫星星系：天炉座，雕刻家和狮子座I。我们确定模拟卫星相匹配的观测到的空间和运动学分布的恒星在这些星系，并跟踪它们的演变后，落入。我们发现$\sim$ 30 $\%$的subhaloes托管卫星与现今的恒星质量$10^6$ - $10^8$ $M_{\odot}$经验$>20\%$恒星质量损失后，陷入。天炉座的类似物比雕匠座和狮子座I的类似物有更早的坠落时间。在天炉座类似物中，$\sim3$ - $6$ Gyr的恒星形成在坠落后继续进行，而玉夫座和狮子座I类似物在坠落后停止形成恒星$< 2$ - $3$ Gyr。天炉座类似物通常表现出更显着的恒星质量损失，并表现出恒星潮汐尾，而雕刻者和狮子座I类似物，这是更深地嵌入在他们的主机DM晕在下降，不显示大量的质量损失，由于潮汐。当另外比较宿主subaloes的轨道运动与测量的天炉座自行时，我们发现匹配更加困难;宿主subhaloes的近心点往往比天炉座本身测量的要小。从运动学和轨道数据，我们估计天炉座已经失去了它的恒星质量的$10-20\%$。我们对与天炉座有关的恒星潮汐流表面亮度的最佳估计是$Σ\sim$ 32.6 mag $ {\rm arcsec^{-2}}$，这可能是通过DES和LSST等深度成像测量检测到的…
2016-11-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galactic satellite systems in CDM, WDM and SIDM
我们调查人口的明亮的卫星（$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
The coherent motion of Cen A dwarf satellite galaxies remains a challenge for $Λ$CDM cosmology
卫星平面问题是标准$Λ$ CDM宇宙学模型最严峻的小尺度挑战之一：银河系和仙女座周围的几个矮星系以薄的平面结构共轨。在附近的椭圆星系半人马座A（Cen A）周围也发现了类似的情况。在这封信中，我们研究了从VLT/MUSE观测中增加的12个具有视线速度的新星系的Cen A卫星系统。我们发现28个矮星系中有21个具有测量的速度共享一个相干运动。类似的扁平和相干移动的结构中发现只有0.2%的Cen A类似物在插图TNG 100宇宙学模拟，独立于我们是否使用其暗物质或流体动力学运行。这些类似物不是共轨的，并且仅通过偶然投射而出现，因此它们在这种模拟中是短暂的结构。我们的研究结果表明，观测到的卫星同向旋转平面是$Λ$ CDM的一个持续的挑战，这在很大程度上是独立于重子物理。
2021-04-09 astro-ph.GA
Dark matter halo properties of the Galactic dwarf satellites: implication for chemo-dynamical evolution of the satellites and a challenge to $Λ$CDM
本研究利用非球形质量模型分析银河系矮卫星系运动学数据，发现部分星系暗物质晕呈尖峰分布，且部分卫星系暗物质密度显著低于模拟子晕，对 $Λ$CDM 模型提出挑战。
2023-06-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Λ CDM is Consistent with SPARC Radial Acceleration Relation
最近对银河系样本的分析\citep{McGaugh2016}发现，从旋转曲线推断出的径向加速度与盘的重子分量产生的加速度之间存在惊人的紧密关系。有人认为，这种关系可能是$ΛCDM$之外的新物理学的证据。在这封信中，我们表明，32个星系从MUGS 2匹配的α加速度关系。这些恒星形成的宇宙学模拟，旋转支撑盘是用{ \sc WMAP 3} $ΛCDM$宇宙学模拟的，并与比观测数据更少散射的α-加速度关系相匹配。这些结果表明，这种加速关系是重子耗散坍缩的结果，而不是奇异的暗扇区物理或新的动力学定律的证据。
2017-02-15 astro-ph.GA
Co-orbiting satellite galaxy structures are still in conflict with the distribution of primordial dwarf galaxies
本星系群中的两个主要星系都有平面分布的共轨卫星星系，银河系的巨大极结构（VPOS）和仙女座大平面（GPoA）。$Λ$ CDM宇宙学模型没有预测这些特征。然而，根据最近的三项研究，GPoA的性质和VPOS的平坦化是基于次晕的$Λ$ CDM卫星系统的共同特征，并且GPoA可以自然地由沿着冷气流获取的卫星来解释。指出了这些研究中存在的一些方法学问题：模型卫星的选择与观测卫星的选择不同，或者考虑了不完整的观测约束条件，或者观测卫星的分布与基本假设不一致。一旦这些问题得到解决，结论是不同的：像VPOS和GPoA的功能是非常罕见的（每个概率$\lesssim 10^{-3}$，和组合概率$< 10^{-5}$），如果卫星是从$Λ$ CDM模拟结合半解析模型，沿冷流吸积是没有自然的解释GPoA。平面矮星系结构的起源在星系形成的标准范式中仍然无法解释。
2014-06-06 astro-ph.CO 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
The Origin of Lopsided Satellite Galaxy Distribution in Galaxy Pairs
众所周知，卫星星系并不像大多数对$Λ$ CDM模型的解释所认为的那样，在它们的宿主星系中各向同性地分布。最近在SDSS中检测到的一种各向异性（在检查本星系群和半人马座星系群中卫星的分布时可以看到）是一种所谓的“不平衡”趋势。也就是说，在成对的星系中（如仙女座星系和银河系），卫星更有可能居住在这对星系之间的区域，而不是在相对的两侧。虽然最近的研究发现，在比较$Λ$ CDM模拟中的星系对时，有类似的设置，表明这样的设置与$Λ$ CDM并不矛盾，但其起源尚未得到解释。在这里，我们首先在数值宇宙学模拟中识别星系对中的这种分布，然后追踪卫星的轨道轨迹（在$z=0$显示效果），从而研究这种不平衡设置的起源。我们报告了两个主要结果：第一，不平衡分布在过去是较强的，并减弱对$z=0$。第二，信号的减弱是由于卫星星系与这对星系的相互作用。最后，我们表明，$z=0$信号主要是由第一个办法，谁还没有经历过“飞越”的卫星。这表明观测中看到的信号也是由动态年轻的吸积事件主导的。
2019-06-18 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
On the Co-Orbitation of Satellite Galaxies Along the Great Plane of Andromeda: NGC 147, NGC 185, and Expectations from Cosmological Simulations
仙女座星系的卫星星系有一半形成一个狭窄的平面，称为仙女座大平面（GPoA），它们的视线速度显示出旋转结构的相关性。最近报道的第一次自行测量的平面卫星NGC 147和NGC 185表明，他们确实共同轨道沿GPoA。这为将M31卫星系统与$Λ$ CDM预期进行比较提供了一个新的机会。我们执行的第一个详细的比较的轨道排列的两个卫星星系超越银河系的几个流体动力学和暗物质的宇宙学模拟（Illustris TNG-50，TNG-100，ELVIS，PhatELVIS），在卫星星系的平面问题的背景下。与以前的工作一致，我们发现，空间平坦化和视线速度的相关性单独已经在很大的张力与$Λ$ CDM，没有模拟的类似物同时再现这两个参数。几乎没有（3 ~ 4%）的模拟系统包含两颗轨道极与其卫星平面对齐的卫星，如NGC 147和NGC 185的最可能自行所示。然而，在当前的测量不确定性范围内，模拟系统的两颗最佳对准卫星通常（~70%）与轨道对准一致。然而，任何两个模拟的平面卫星与观测到的轨道极对齐的可能性很低（~4%）。我们的结论是，通过改进的测量确认这两个对象的紧密轨道对齐，或发现类似的对齐额外的GPoA成员，持有的潜力，以进一步提高与$Λ$ CDM的期望的紧张局势。
2021-09-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Is there a dwarf galaxy satellite-of-satellite problem in $Λ$CDM?
本文通过观测117个矮星系发现M96-DF6周围存在超暗弱卫星矮星系，并对比CDM模拟发现恒星质量在10^6至10^8太阳质量间的经典矮星系可能存在卫星-卫星问题，即模拟预测的卫星光度比显著高于观测值。
2023-03-06 astro-ph.GA
Magellanic satellites in $Λ$CDM cosmological hydrodynamical simulations of the Local Group
我们使用APOSTLE $Λ$ CDM宇宙学流体动力学模拟的本地集团研究最近吸积到银河系（MW）大小的星系晕的大质量卫星。这些系统被选择为与MW中最大的卫星大麦云（LMC）非常相似。模拟使我们能够解决，在宇宙学的背景下，对MW的云的影响，包括麦哲伦卫星的MW卫星人口的贡献，并放置在银河系的潜在的LMC的运动的约束。我们发现，LMC样的卫星是两次更常见的地方集团附近的小学比周围孤立的晕类似的质量，这些卫星来自大转弯半径，并在高度偏心的轨道上，其速度在第一近心点与小学的逃逸速度相媲美。这意味着$V_{\rm esc}^{\rm MW} (50 $ kpc $)\sim 365$ km/s，这是对银河系势模型的一个强约束。LMC类似物与$M_*>10^5\, M_\odot$贡献约2个卫星，因此对其宿主的发光卫星群仅具有轻微影响。在第一近心点，LMC相关卫星在位置和速度上接近LMC，并且沿着LMC的轨道平面分布。它们的轨道角动量大致与大麦哲伦星系的一致，但有趣的是，在某些情况下，它们可能会出现“反向旋转”的MW。这些标准完善了早期对MW卫星LMC关联的估计：只有SMC，Hydrus 1，Car 3，Hor 1，Tuc 4，Ret 2和Phoenix 2符合所有标准。船底座，Grus 2，Hor 2和天炉座由于它们大的LMC相对速度，是不太可能的伙伴。
2021-04-13 astro-ph.GA
Densities and mass assembly histories of the Milky Way satellites are not a challenge to $Λ$CDM
本研究使用基于 $Λ$CDM 模拟的 \ exttt{GRUMPY} 模型考察银河系卫星的内部物质密度与质量组装历史，发现观测结果与模型预测广泛一致，不构成挑战。
2023-06-14 astro-ph.GA
Planes of satellites around simulated disk galaxies II: Time-persistent planes of kinematically-coherent satellites in $Λ$CDM
我们使用两个放大的$Λ$ CDM流体动力学模拟的大规模磁盘星系研究可能存在的固定卫星群，显示出运动学连贯的行为跨越演化（角动量守恒和集群）。我们确定了三个这样的群体在两个模拟，定义运动学连贯的，时间持久的平面（KPP），至少从维里化到$z=0$（超过7个陀螺仪）。这证明了轨道极点聚集不一定发生在低红移，代表了星系系统的长寿特性。KPP是薄而扁的，代表系统中卫星总数的$\sim25-40\%$，并且在某些时期大致垂直于其对应的中央盘星系，与银河系$z=0$的数据一致。KPP卫星成员在统计上与KPP以外的卫星有区别：它们显示出更高的比轨道角动量，轨道更垂直于中央盘星系，并且比后者具有更大的近心距离。我们数值证明，第一次，KPPs和最好的质量的位置平面共享相同的空间配置跨时间，这样KPPs作为“骨架”防止后者在短时间内被淘汰。在其中一个卫星宿主系统中，我们目睹了一个拥有自己卫星系统的大质量矮星系的后期捕获，在捕获之前也组织成KPP配置。我们简要地探讨了这一事件对主机的KPP的后果，并在一个意义上或相反的KPP内旋转的卫星数量的不对称性的可能增强。
2022-11-08 astro-ph.GA
Milky Way and M31 rotation curves: $Λ$CDM vs. MOND
我们分析了银河系和M31星系的现有旋转曲线数据，这些数据延伸到非常大的距离和低加速度。我们发现一个系统的径向加速度的弱加速度（大距离）部分的下降趋势。在$Λ$ CDM EAGLE模拟中已经注意到类似的下降趋势，而与通用MOND预测的偏差需要归因于外部场效应，或者可能是事后选择的加速函数$μ(x)$。
2022-05-21 astro-ph.GA gr-qc
The influence of the environmental history on quenching star formation in a $Λ$CDM universe
我们提出了一个详细的分析环境的影响和淬火恒星的形成在中央和卫星星系在本地宇宙的环境历史。我们利用公开可用的星系目录从应用星系形成模型的千年模拟。除了晕质量，我们考虑了各种固定尺度下星系的局部密度。将我们的模型预测与观测数据（SDSS）进行比较，我们证明了模型在几个方面未能再现所观察到的静止星系分数的密度依赖性：对于大多数探索的恒星质量范围和密度，模型无法再现观察到的类似行为的中心和卫星，它们稍微低估了中心的静止分数，并显着高估了卫星。我们表明，在模型中，静态的中央星系的密度依赖性是由一小部分的“后溅”的中心，已在过去的卫星（因此遭受环境过程）。转向卫星星系，其静态分数的密度依赖性反映了一个特定质量的母晕内的轨道运行所花费的时间的依赖性，强烈相关的晕质量和距离晕中心。与观测估计的比较表明，相对较长的气体消耗时间尺度约为5 Gyr的低质量卫星星系。猝灭时间尺度随卫星恒星质量的增加而减小。总的来说，要改进目前使用的星系形成模型，就必须改变内部过程（恒星形成和反馈）和环境过程（例如，使它们依赖于动力学摩擦时间尺度，防止气体重新吸积到后溅星系上）的模型。
2014-09-12 astro-ph.CO 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
The Planes of Satellite Galaxies Problem, Suggested Solutions, and Open Questions
银河系和仙女座星系的卫星星系被发现优先在卫星星系的显着扁平平面上排列，并且可用的速度测量表明这些结构中的卫星倾向于共轨。越来越多的证据表明，这种运动学相关的卫星飞机也存在于更遥远的宿主周围。详细的比较表明，类似的各向异性相空间分布的子晕是非常罕见的宇宙学模拟的基础上的$Λ$ CDM范例。在这样的模拟中，观测系统的类似物具有$\leq 0.5$ %的频率。与其他小尺度问题相比，卫星平面问题不受重子过程的强烈影响，因为在数百kpc尺度上的子晕分布受引力效应的支配。这使得卫星平面成为$Λ$ CDM最严重的小尺度问题之一。这篇评论总结了本星系群及以外卫星星系平面的观测证据，并概述了它们与宇宙学模拟的比较。它还讨论了旨在解释卫星位置和轨道一致性的各种设想，以及为什么它们目前都不能令人满意地解决这个问题。
2018-02-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
A quantitative explanation of the observed population of Milky Way satellite galaxies
根据SDSS成像数据中发现的十几颗新的低光度卫星和我们最近对SDSS卫星探测效率的校准，我们重新审视了观测到的银河系（MW）矮卫星同伴数量与预测的冷暗物质（CDM）子晕数量之间众所周知的差异，这意味着总人口远远大于这十几个发现。我们结合了一个动力学模型的CDM子晕人口与简单的，物理动机的处方分配恒星的内容，每个子晕，然后应用观测选择效应，并比较目前的观测普查。正如预期的那样，恒星质量是其成为卫星时的晕下质量M_sat的常数分数F（Omega_b/Omega_m）的模型，对于任何F的选择都是失败的。然而，以前提倡的模型，调用抑制气体吸积后，再电离晕与圆速度v_c <~ 35 km/s可以重现观测到的卫星计数为-15 < M_V < 0，与F ~ 10^{-3}。成功的模型还需要在v_c <~ 10 km/s的晕中再电离前对恒星形成进行强抑制;没有再电离前抑制的模型预测了太多-5 < M_V < 0的卫星。我们的模型还重现了观测到的SDSS矮星的恒星速度色散~ 5-10 km/s，给出了它们的恒星分布的观测尺寸，模型卫星的观测值为M（<300 pc）~ 10^7 M_sun，尽管它们现在的总晕质量跨越了两个数量级以上。我们的建模表明，自然的物理机制内的CDM框架内的行为可以定量地解释MW卫星人口的属性，因为它是目前已知的，从而提供了一个令人信服的解决方案，“失踪的卫星”的问题。
2009-02-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
The $Λ$CDM simulations of Keller and Wadsley do not account for the MOND mass-discrepancy-acceleration relation
Keller和Wadsley（2016）最近自鸣得意地暗示，MOND的终结可能即将到来。这是基于他们的声明，即他们高度限制的$Λ$ CDM模拟星系样本与观测到的MOND质量差异加速度关系（MDAR）“一致”，特别是McGaugh等人（2016）最近更新的MOND质量差异加速度关系（MDAR）。据此，他们推断“$Λ$ CDM与MDAR完全一致”。我解释了为什么这些模拟星系没有显示$Λ$ CDM占MDAR。a.他们模拟的星系样本只包含18个高质量星系，在重子质量一个数量级的狭窄范围内，在观测到的最高端，质量跨越4.5个数量级。更重要的是，模拟样本中没有低质量、低加速度的星系--大量的星系--这些星系封装了预测和观察到的MDAR的关键和非平凡的方面。模拟MDAR的低加速度部分是从模拟的高质量星系的平坦速度曲线区域实现的，而不是微不足道的。B.一半的模拟星系有“错误”的旋转曲线，与任何观察到的都有很大的不同。这并不能阻止这些错误的星系躺在观测到的MDAR上（同样是出于微不足道的原因）。事实上，它们定义了模拟MDAR的高加速分支。C.首先，即使通过模拟允许的精心调整使$Λ$ CDM与MDAR“一致”，这也不会影响MOND，它预测的比MDAR多得多。
2016-10-24 astro-ph.GA gr-qc
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
There is No Missing Satellites Problem
冷暗物质（CDM）范式面临的一个关键挑战是，银河系周围观测到的卫星比暗物质子结构模拟中发现的要少。我们发现，有一个匹配的观测卫星计数之间的检测效率的斯隆数字巡天（亮度$L \gtrsim$ 340 L $_\odot$）和CDM预测的发光卫星的数量，假设恒星质量和晕质量之间的经验关系。这样就解决了按数量计算的“失踪卫星问题”。我们还表明，温暖的暗物质模型的热遗迹质量小于4千电子伏的卫星计数的紧张局势，最近的X射线观测的无菌中微子的解释施加压力。重要的是，银河系卫星的总数敏感地取决于卫星的空间分布，这可能会导致“卫星太多”的问题。测量$10^8$ M $_\odot$以下的完全黑暗的晕，可实现子结构透镜和恒星流扰动，是下一个前沿的CDM测试。
2018-06-12 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
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
Self-similar galaxy dynamics below the de Sitter scale of acceleration
星系动力学中的径向加速度$α$现在在红移的扩展范围内被观测到，其中包括$Λ$ CDM中冷暗物质（CDM）星系分布的模型计算。在{ \em Spitzer}光度学和精确旋转曲线（XNUMX）目录的数据汇编中，Genzel等人的最新样本。（2017）和麦克马斯特无偏星系模拟2，我们报告了变量$ζ= a_N/a_{dS}$中的有效自相似性，由牛顿加速度$a_N$给出，该加速度基于德西特加速度尺度$a_{dS}=cH$上的重子物质含量，其中$c$是光速，$H$是哈勃参数。MUG 2和理论满足${a_N}/α \simeq 2.1\,ζ^\frac{1}{2}$ $(ζ<<1)$。然而，在过渡到牛顿引力的$ζ=1$（$ζ>>1$）处，在MUGS 2和MUGS 2之间存在$6σ$间隙。这对$Λ$ CDM中的CDM提出了新的挑战，而$C^0$中观测到的明显的$C^0$星系动力学。我们将后者归因于降低惯性低于德西特尺度的加速度$(ζ< 1)$，基于因果关系的约束所施加的宇宙视界${\cal H}$。
2022-11-26 astro-ph.GA
A New Rarity Assessment of the `Disk of Satellites': the Milky Way System Is the Exception Rather than the Rule in the $Λ$CDM Cosmology
本文质疑基于c/a的卫星盘（DoS）稀有度评估有效性，提出利用卫星轨道极点分布和距离构建SKAS揭示内在c/a PDF的方法，发现银河系DoS因卫星轨道和距离更偏向平面仍罕见，挑战现有模型。
2024-11-27 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
Fuzzy dark matter dynamics in tidally perturbed dwarf spheroidal galaxy satellites
本文通过模拟潮汐扰动下的矮椭球星系卫星，发现模糊暗物质孤子具有长期呼吸模式而冷暗物质没有，并证明该特征可印记在恒星示踪体动力学上，从而可被高精度天体测量观测到。
2023-12-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
The unabridged satellite luminosity function of Milky Way-like galaxies in $Λ$CDM: the contribution of "orphan" satellites
本文利用GALFORM模型和Aquarius模拟研究ΛCDM中类银河系暗晕的卫星星系，发现纳入被潮汐瓦解的“孤儿”卫星后卫星恒星质量函数收敛，且无需在低质量子暗晕中填充卫星即可解释银河系卫星径向分布，并预测孤儿星系主导超暗弱种群。
2025-05-05 astro-ph.GA
The origin of kinematically-persistent planes of satellite galaxies as driven by the early evolution of the local Cosmic Web in $Λ$CDM
本研究通过宇宙学模拟揭示，卫星星系运动学持续平面（KPPs）的形成源于局部宇宙网早期演化，其轨道极与拉格朗日体积主方向对齐，由$\hat{e}_3$结构坍缩驱动，为$\Lambda$CDM框架下卫星平面起源提供动力学解释。
2024-02-05 astro-ph.GA
Planes of Satellite Galaxies in the Magneticum Pathfinder Simulations
在许多星系周围都可以观测到卫星的平面。然而，这些观察仍然被认为是$Λ$ CDM范例的一个紧张点。我们使用完全流体动力学的宇宙学$Λ$ CDM国家的最先进的模拟Magneticum Pathfinder调查这样的飞机的存在在一个大范围的晕，从银河系到星系团的质量。为此，我们开发的动量最薄平面（MTP）的方法来识别飞机和量化其组成卫星的属性，同时考虑位置和动量。我们发现，薄平面（$20\%\cdot R_\mathrm{halo}$）包含至少$50\%$的卫星总数可以在几乎所有的系统。在银河系的类质量系统中，大约86%的这样的平面甚至在动量（总卫星动量的$90\%$）上对齐，如果需要更多的卫星在平面内，那么这一比例会更小。我们进一步发现了质量依赖性，更大的系统表现出系统性的更厚的平面。这可能指向从小物体沿着细丝和薄片的连续吸积到大物体的吸积（例如，主要的合并）支配着更大规模的晕的生长。平面的存在与主星系的形态之间没有关联。最后，我们发现一个明显的偏好的卫星平面和主星系的短轴对齐，在最近的观测结果一致。
2022-08-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Robust Determination of Milky Way Satellite Properties using Hierarchical Mass Modeling
我们介绍了一种新的方法来确定质量分布，以及整体分布，本群卫星星系。具体来说，我们采用了统计多级建模技术，贝叶斯分层建模，同时限制个别本地集团银河系卫星星系的属性和银河系卫星人口的特点。我们表明，这种方法减少了个别矮星系质量测量的不确定性最微弱的星系的几个因素。我们发现，银河系卫星的分布推断的分析，除了明显缺乏高质量的晕，是符合的拉姆达冷暗物质（拉姆达CDM）的范例。特别是，我们发现，无论是测量的最大圆速度和半径之间的关系，在这个速度，以及推断的质量之间的关系在300秒差距和光度，相匹配的最大圆速度低于20公里/秒的晕的Lambda-CDM模拟预测的值。也许更引人注目的是，这项分析似乎表明，这些星系共享一个更尖的“平均”晕形状。虽然这项研究调和了许多观测到的银河系卫星分布的特性与Lambda CDM模拟，我们发现，仍然有一个赤字的卫星的最大圆周速度为20-40公里/秒。
2015-06-19 astro-ph.GA
Mergers in Lambda-CDM: Uncertainties in Theoretical Predictions and Interpretations of the Merger Rate
不同的方法导致预测星系合并率的数量级变化。我们研究并量化了主要的不确定性。不同的晕合并率和subhalo的“破坏”率同意在一个因素~2给予适当的照顾的定义。然而，如果（子）晕质量没有被适当地定义或分辨率不足，主要的合并率可以显着抑制。星系合并率的主要差异是由于重子物理学。没有反馈的流体动力学模拟和与观测到的星系质量函数不一致的旧模型在合并率中传播了5倍的偏差。然而，如果模型匹配的星系质量函数，中央星系的属性是足够收敛，合并率的差异很小。但是卫星重子物理的变化也有戏剧性的影响。在大多数半解析模型（SAM）中，卫星“过度淬火”的已知问题，即SAM卫星过于有效地剥离气体，可能导致低质量，富含气体的星系合并率的数量级低估。将卫星属性固定到观测值往往会预测更高的合并率，但具有因子2的经验不确定性。质量比定义的选择很重要：在低质量时，大多数真正的主要合并（在重子/动力学星系质量中）在恒星或光度质量比中看起来都是次要的合并。使用这些标准的观察和模型可能会低估主要的合并率的因素~5。轨道参数和气体分数也引入因子3的合并形成的隆起量的差异，即使是固定的质量比遇到。
2010-09-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Implications for the missing low-mass galaxies (satellites) problem from cosmic shear
在银河系或仙女座星系中观测到的暗物质质量为$\lesssim 10^{11}$ M $_{\odot}$的矮星系的数量与成功的$Λ$ CDM范式的预测不一致。为了缓解这个问题，抑制暗物质集群的权力在非常小的尺度上已被证实。然而，在我们的近邻（本星系群）之外的暗物质晕的丰度似乎与$Λ$ CDM--预期的丰度一致。在这里，我们将这些问题与弱透镜宇宙剪切的观测联系起来，指出宇宙剪切可以以统计的方式对失踪卫星问题做出重要的陈述。作为一个例子和教学应用程序，我们使用最近的限制小规模的功率抑制CFHTLenS数据的测量。我们发现，平均而言，在一个区域的$\sim $ Gpc $^3$没有显着的小规模的功率抑制。这意味着，抑制小尺度功率不是解决“卫星失踪问题”的可行办法，或者，平均而言，在本卷中，对于暗物质质量$\gtrsim 5 \times 10^9$ M $_{\odot}$不存在“卫星失踪问题”。对当前和未来弱透镜观测的进一步分析将探测更小的尺度，$k > 10h$ Mpc $^{-1}$大致对应于质量$M < 10^9 M_{\odot}$。
2018-06-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Imprint of the galactic acceleration scale on globular cluster systems
本文报道了17个早型星系（ETG）样本中球状星团（GC）系统的密度分布在恒星施加的引力加速度等于由径向加速度关系（MOND）已知的星系加速度标度$a_0$的半径处出现了突变。与银河系中其他特征半径的匹配并不那么接近。我们在$Λ$ CDM模型和MOND的框架内提出了可能的解释。我们发现初步的证据表明，在$Λ$ CDM的背景下，GC揭示不仅通过丰富的GC系统的暗晕的质量，但也通过GC系统的破裂半径的浓度。
2019-08-13 astro-ph.GA
Galactic stellar haloes in the CDM model
我们提出了六个模拟星系恒星晕的吸积矮星系在一个完全的宇宙学设置的潮汐破裂形成。我们的模型是基于宝瓶座项目，一套高分辨率的N体模拟个人暗物质晕。我们标记的粒子在这些模拟与恒星星族的Galform半解析模型预测的子集。我们的方法自洽地跟踪动力学演化和中断的卫星从高红移。幸存卫星的光度函数和结构特性与观测结果吻合良好，表明这种技术是适当的。我们发现吸积恒星晕是由少于5个重要的祖先星在1<z<7之间聚集而成的。这些祖先是古老的，富含金属的卫星，其恒星质量与最明亮的银河系矮球体相似。与以前的恒星晕模拟相反，我们发现这些主要贡献者中有几个作为自约束系统存活到今天。这些重要的祖先的数量和它们的下落时间都是固有的随机性。这导致了我们的恒星晕之间的巨大差异，这放大了它们的黑暗晕宿主形成历史之间的微小差异。恒星晕的质量和密度/表面亮度分布与银河系和M31的预期一致。每个晕都有复杂的结构，由混合良好的成分、潮汐流、贝壳和其他子成分组成。这种结构是不充分的光滑模型描述。我们找到一个吸积厚盘的例子。晕星和幸存的卫星之间年龄和金属丰度的对比与最近的观测结果基本一致。[摘要]
2010-04-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
A New Challenge for Dark Matter Models
冷暗物质（CDM）面临着许多挑战，主要是在小尺度上，例如太大而不能倒的问题以及矮星系的核心尖点密度剖面。这些问题被认为在重子物理学领域或在将暗物质的性质修改为自相互作用或自湮灭或超轻方面有解决方案。在这里，我们提出了一个新的挑战，CDM表明，银河系的两个卫星（时钟I，和杜鹃II）过于密集，需要形成质量和红移的光环在CDM不兼容的卫星。这些密度太大的卫星系统主要由暗物质组成，其表面密度高于平均暗能量宇宙表面密度$\simΩ_Λ ρ_c c/H_0\approx 600~\rm M_{\odot}/pc^2$。这个值对应于$\approx 10^{-9}{\rm erg/cm^3}$的暗物质压力。随着最近报道的过剩的小尺度子结构中发现的集群透镜，这个问题，不像CDM面临的其他问题，在重子部门没有解决方案，目前的暗物质的替代品可以解释它。太密集的是卫星的问题，在这项工作中提出的暗物质的性质，提供了一个新的线索，从来没有考虑过。我们注意到时钟座I和杜鹃座II是在过去的$\sim6$年中用DES发现的，未来的调查（如Vera C.鲁宾天文台）可能会发现更多这样的星系。此外，我们发现，一些MW的卫星需要形成晕质量低于原子冷却极限，这本身是另一个具有挑战性的观察占CDM。
2021-07-20 astro-ph.GA
Testing Late Time Cosmic Acceleration with uncorrelated Baryon Acoustic Oscillations dataset
重子声学振荡（BAO）涉及测量星系的空间分布，以确定宇宙结构的增长率。我们从$17$不相关的BAO测量，收集$333$公布的数据点的有效红移范围$0.106 \leq z \leq 2.36$的宇宙学参数的约束。我们使用随机协方差矩阵检验子集的相关性。$Λ$ CDM模型拟合产生宇宙学参数：$Ω_m = 0.261 \pm 0.028$和$Ω_Λ= 0.733 \pm 0.021$。将BAO数据与宇宙计时器数据、万神殿Ia型超新星和哈勃伽马射线暴和类星体图相结合，哈勃常数得到$ 69.85 \pm 1.27 km/sec/Mpc$，声视界距离得到：$ 146.1 \pm 2.15 Mpc$。除了$Λ$ CDM模型之外，我们还测试了$Ω_K$ CDM和wCDM。空间曲率为$Ω_k = -0.076 \pm 0.012$，暗能量状态方程为$w = -0.989 \pm 0.049$。{We执行AIC测试以比较3个模型，并查看$Λ$ CDM得分最好。
2020-12-15 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
Substructure Lensing: Effects of Galaxies, Globular Clusters & Satellite Streams
冷暗物质（CDM）模型预测的透镜星系中存在丰富的暗物质亚结构，透镜通量比异常经常被观测到并被作为证据。在以前的工作中，我们研究了尖焦散关系的背景类星体的星系尺度的暗物质晕透镜的多个图像，使用一套高分辨率的N体模拟（宝瓶座模拟）。在这项工作中，我们扩展了我们以前的计算，将重子和弥漫的黑暗成分的透镜晕。我们包括在每个透镜模拟：（1）卫星星系人口来自一个半解析模型应用到宝瓶座晕，（2）一个经验的银河球状星团人口和（3）卫星流（弥漫的黑暗成分）在模拟中确定。考虑到这些额外的组件，我们证实了我们早先的结论，即丰富的内在子结构（暗或亮，绑定或扩散）是不足以解释所观察到的频率尖焦散违反类调查。我们的结论是，所观察到的效果可能是少数统计类，或星系际晕沿视线作为额外的源透镜通量异常的结果。另一种可能性是，这种差异标志着清洁发展机制模式的失败。
2010-07-04 astro-ph.CO 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
On a critical acceleration scale of dark matter in Lambda-CDM and dynamical dark energy
本文通过N体模拟提出暗物质加速度涨落尺度解释普适加速度，并关联暗能量熵起源，预测其动力学演化可能偏离ΛCDM。
2025-02-25 astro-ph.CO astro-ph.GA physics.flu-dyn
Dark sector domain walls could explain the observed planes of satellites
众所周知，在$Λ$ CDM范式下，很难解释银河系和其他邻近星系周围观测到的“卫星平面”。在这里，我们提出了一个替代的解决方案：畴壁理论中出现的破缺标量场耦合到物质。由于物质耦合，卫星星系在穿过畴壁时会受到第五种力的作用，导致卫星星系的轨道被限制在畴壁平面内。我们证明了这种效果，使用简单的模拟玩具模型，包括点状卫星和无限域墙，并探讨各种平面度指标在检测这种效果的功效。我们相信这是第一个潜在的“新物理学”的解释所观察到的飞机的卫星，不做了暗物质。
2022-07-14 astro-ph.CO 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
Galaxy dynamics tracing quantum cosmology beyond $Λ$CDM below the de Sitter scale of acceleration
该研究提出用德西特加速度标度以下Schouten张量的迹$J$统一重子塔利-费希尔关系与早期“不可能星系”现象，推导弱引力对$J$的敏感性，给出米尔格罗姆参数的精确关系并预言当前时期其导数为负。
2024-08-12 astro-ph.GA gr-qc
The Effect of Adiabatic Compression on Dark Matter Halos and the Radial Acceleration Relation
本文利用半经验模型研究了冷暗物质（CDM）框架下的径向加速度关系（RAR）。具体来说，我们建立了80个模型星系覆盖相同的参数空间中观测到的星系在ESTA数据库中，分配给它们的暗物质晕使用丰度匹配和晕质量浓度关系。我们考虑了几个丰度匹配关系，发现一些是一个更好的匹配的运动学数据比其他人。我们计算了重子和它们的暗物质晕之间不可避免的引力相互作用，导致了原始NFW晕的整体压缩。在晕压缩之前，高质量星系近似位于观测到的RAR上，而低质量星系由于DM尖点的存在，在小半径处呈现向上弯曲的“钩”，使它们系统地偏离观测到的关系。压缩后，初始NFW晕变得更加集中在小半径，使更大的贡献旋转曲线。这增加了总加速度，使所有模型星系远离观察到的关系。这些系统偏差表明，CDM模型与丰度匹配单独不能解释所观察到的RAR。其他影响（例如，反馈）将需要以精确的适当量的晕膨胀来抵消压缩，即使在具有深势阱的高质量星系中，这种影响通常被预测为可以忽略不计。
2022-02-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
The nature of disk of satellites around Milky Way-like galaxies
有人认为银河系的卫星星系位于一个高度扁平的、运动学相干的平面上，称为土星盘（DOS）。然而，DoS的起源一直在激烈的争论中，文献中报道了一些相互矛盾的说法，关于DoS是否与标准的拉姆达冷暗物质（$Λ$ CDM）宇宙学模型的预测一致。在这里，我们调查这个问题，通过比较高分辨率，流体动力学$Λ$ CDM模拟银河系大小的星系与它的暗物质只有对应。我们发现以下结果：（1）在水模拟中，主星系周围的卫星星系的丰度和分布与N体星系周围的卫星星系的丰度和分布有很大的不同：（2）在卫星星系中没有发现明显的相干旋转，因为共转和反共转卫星星系的比例在宇宙时间内是相当的;（3）随时间的推移，卫星分布发生了显著的变化，从高红移时的近各向同性到现在的各向异性;（4）卫星分布的特征强烈依赖于样本选择和平面识别方法。我们的研究结果表明，银河系和其他星系中报道的空间薄和相干旋转的DoS可能是一个小样本的选择效应。
2017-02-01 astro-ph.GA
The satellite galaxy plane of NGC 4490 in light of ΛCDM - Sparsity of similarly extreme analogs and a possible role of satellite pairs
本研究首次定量评估NGC 4490卫星星系平面与ΛCDM模型的矛盾，发现该极端排布在IllustrisTNG-50模拟中占比仅0.21-0.35%，证实卫星平面是ΛCDM的普遍问题，且星系对可能在其形成中起重要作用。
2024-05-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
