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
Explaining the cuspy dark matter halo by Landau-Ginzburg theory
23年前，宇宙学N体模拟揭示了准普遍的NFW暗物质晕，其物理起源仍然不清楚。本文试图用平衡态统计力学中的朗道-金兹伯格（LG）理论来解决这个问题。我们用密度代替LG理论中的序参量，把暗物质晕看作是背景平衡态的涨落。对于暗物质晕，背景可以是暗物质晕的主晕，对于星系团晕，背景可以是均匀各向同性的宇宙。假设亥姆霍兹自由能的涨落主要取决于密度及其梯度，这与团簇尺度附近的功率谱行为是一致的，在没有其他要求的情况下，我们可以很容易地获得平衡暗雾晕的普适$r^{-1}$尖点。这一结果表明，对自引力系统的研究还有待于进一步的统计力学研究。
2020-02-21 astro-ph.CO astro-ph.GA cond-mat.stat-mech
Non-universality of dark-matter halos: cusps, cores, and the central potential
在宇宙学模拟中生长的暗物质晕似乎具有中心NFW样的密度尖点，平均值为$d\logρ/d\log r \approx -1$，以及一些分散，通常由Einasto密度轮廓拟合函数中的变化指数$α$参数化。在观测到的星系团和可能的矮星系中也可以看到轮廓形状的非普遍性。在这里，我们表明，非普遍性，在任何给定的质量尺度，是DARKexp，无碰撞自引力系统的理论推导模型的内在属性。我们证明了DARKexp -它只有一个形状参数，$ϕ_0$ -适合大规模模拟晕以及观察到的集群的轮廓形状的分散非常好。DARKexp还考虑到了核心暗物质的分布，比如矮球状星系的分布。我们提供了DARKexp $ϕ_0$、Einasto $α$或Dehnen-Tremaine分析$γ$模型中的中心对数斜率之间的近似解析关系。晕参数的范围反映了暗物质晕每单位质量的结合能的实质性变化。
2015-08-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Hierarchical Formation of Dark Matter Halos and the Free Streaming Scale
最小的暗物质晕首先在早期宇宙中形成。根据最近的研究，这些晕的中心密度尖点比像$ρ\propto r^{-(1.5-1.3)}$这样的更大的晕和尺度要陡得多。我们目前的结果非常大的宇宙学$N$体模拟的层次形成和演化的晕在很宽的质量范围内，从最小的晕的形成。我们证实了早期的研究，即在自由流动尺度下，内密度尖点在晕中更陡峭。尖点斜率随着晕质量的增加而逐渐变浅。质量比最小晕大50倍的晕的斜率约为$-1.3$。内坡与崩塌期之间没有很强的相关性。在自由流尺度之上的晕的尖点斜率似乎主要由于主要的合并过程而减小。在目前的宇宙中，估计的浓度预计为$60-70$，与理论模型和早期的模拟一致，并排除了简单的幂律质量浓度关系。微晕可能仍然存在于目前的宇宙中，具有相同的陡峭密度分布。
2014-05-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Phase-space simulations of prompt cusps: simulating the formation of the first haloes without artificial fragmentation
本文开发了基于暗物质相空间片的新模拟方法，消除了人工团块，证实第一代晕坍缩时确实会迅速形成密度ρ∝r^-1.5的瞬现尖峰，并指出剔除受人工团块影响的区域后可安全使用N体模拟研究其结构。
2023-09-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Inner cusps of the first dark matter haloes: Formation and survival in a cosmological context
本文通过高分辨率宇宙学缩放模拟研究十二个第一代暗物质晕，发现初始坍缩形成稳定的 $\rho\propto r^{-3/2}$ 内部尖点，并能在并合与晕增长后于最小尺度持续存活。
2022-11-16 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
Dynamical flattening of halo density cusps by Q-ball dark matter
Institute for Nuclear Research of the Russian Academy of Sciences（俄罗斯科学院核物理研究所）；Faculty of Physics, M.V. Lomonosov Moscow State University（莫斯科国立大学物理系）
该研究利用含Q球暗物质的玩具模型，提出Q球的相互作用可将暗物质晕中心尖峰扁平化，或能解释星系小尺度观测的相关张力及内轮廓多样性。
2026-11-13 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
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
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
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
Modified gravity models and the central cusp of dark matter halos in galaxies
N体暗物质（DM）模拟指出DM密度分布，例如NFW晕，应该在其中心是尖形的，但观测不支持这种DM分布。在这里，我们考虑是否观察到的旋转曲线“接近”银河系中心可以有利于修改后的重力模型相比，NFW晕，以及如何量化这种差异。两个明确的修改重力模型被认为是，MOND和最近的方法称为RGGR（在参考广义相对论中的重整化群效应）。与其他方法相比，这项工作的目的也是显着扩展RGGR已被测试的样本。通过对5个样本的62个星系的分析，我们发现：（1）存在一个半径，即盘标度长度的一半，在此半径之下，RGGR和MOND的拟合结果与NFW相当或更好，尽管前者的自由参数较少; ii）考虑到完整的旋转曲线数据，RGGR可以实现比MOND更好的一致性拟合，并且几乎与具有两个自由参数的NFW晕一样好（NFW和RGGR分别比MOND多两个和一个自由参数）。
2014-09-26 astro-ph.GA gr-qc
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
Fornax globular cluster distributions: implications for the cusp-core problem
我们重新研究了天炉座的尖核问题，利用观测结果的空间和质量分布的球状星团（GC），以把约束的暗物质配置文件。我们使用高分辨率的N体模拟与完全活的系统，即自引力系统组成的恒星和暗物质，正确的帐户之间的动态摩擦和潮汐效应的天炉座和球状星团。我们测试两个备选的假设，这是一个核心和一个尖状晕天炉座探索一个合理的范围内的初始条件球状星团。对于天炉座核心的暗物质晕，我们推导出核心尺寸的下限为$r_{c}\gtrsim$ 0.5 kpc。与许多以前的工作相反，我们还表明，对于不同的初始条件下，一个尖状晕不排除在我们的模拟的基础上观测的天炉座球状星团。
2019-03-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Disruption of Dark Matter Substructure: Fact or Fiction?
准确预测暗物质（DM）亚结构的人口统计特征对于天体物理学的许多领域，包括引力透镜、星系演化、晕占据建模以及限制暗物质的性质都具有至关重要的意义。由于其强烈的非线性性质，DM子结构通常使用N体模拟建模，这表明大部分DM子晕发生完全破坏。在本文中，我们使用分析估计和理想化的数值模拟来研究这种破坏是否主要是物理的，由于潮汐加热和剥离，或数值（即，人造的）。我们表明，与天真的期望，subhaloes，经历超过subhalo的结合能，$|E_{\rm b}|$的潮汐冲击$ΔE$，不进行中断，即使当$ΔE/|E_{\rm b}|$是100大。沿着同样的路线，与文献中现有的主张相反，从DM次晕的外围瞬间剥离物质也不会导致其完全破裂，即使瞬时残留物具有正结合能。此外，我们表明，潮汐加热由于高速（脉冲）遇到其他subhaloes（“骚扰”），是可以忽略不计的潮汐效应相比，由于主机晕。因此，我们的结论是，在重子过程的情况下，CDM子结构的完整的物理破坏是非常罕见的，因此，在数值模拟中的大多数破坏必须是人为的。我们讨论了各种过程，已与数值overmerging，并得出结论，不充分的力软化是最有可能的罪魁祸首。
2017-11-14 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
Shallowed cusp slope of dark matter in disc galaxy formation through clump clusters
尖核问题是银河系暗物质晕中一个有争议的问题。宇宙学的N体模拟已经证明银河系的暗物质晕在中心有一个尖形的密度分布。然而，重子物理学可能会影响暗物质的密度分布。例如，有人认为重子气体的绝热收缩使暗物质尖点更陡。然而，这仍然是一个悬而未决的问题，如果气体落入银河系中心的平滑绝热方式。最近的数值研究表明盘星系在盘形成的早期可能经历团簇阶段，这也可以解释在高红移宇宙中观测到的团簇和链星系。本文利用孤立模型的数值模拟，研究了盘状星系形成过程中，暗物质晕是如何通过团簇阶段对重子成分的团簇性质作出响应的。我们的模拟结果表明，这样的团块相导致一个较浅的密度轮廓的暗物质晕在中心区域，而团块落入中心，由于动力学摩擦。这种机制有助于使维里质量大到5.0*10^11太阳质量的星系的中心暗物质密度轮廓变浅。这种现象是由恒星团与暗物质晕之间的动力学摩擦反应引起的。光环将团块吸引到银河系中心，同时被团块运动学加热。我们还运行了一个暗物质模拟，不包括重子分量，并确认由此产生的较浅的密度分布不是由于模拟中的数值伪影，如两体弛豫。
2011-08-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
NIHAO -- XXV. Convergence in the cusp-core transformation of cold dark matter haloes at high star formation thresholds
我们利用NIHAO计划的宇宙学流体动力学星系形成模拟来研究冷暗物质（CDM）晕对重子过程的响应。以前的工作表明，晕响应主要是星系恒星质量和总维里质量之间的比率，以及气体有资格形成恒星的密度阈值$n [{\rm cm}^{-3}]$的函数。在低$n$的所有模拟在文献中同意矮星系晕是尖的，但在高$n\ge 100$没有达成共识。我们跟踪在矮星系与$n\ge 100$在以前的一些模拟不足的空间分辨率的光环收缩。提供所采用的恒星形成阈值是适当的模拟的分辨率，我们表明，晕响应是显着稳定的$n\ge 5$，最高的恒星形成阈值，我们测试，$n=500$。这个自由参数可以用观测到的年轻恒星的聚集来校准。模拟低阈值$n\le 1$预测集群是太弱，而模拟高恒星形成阈值$n\ge 5$，是与观察到的集群一致。最后，我们测试的CDM预测对附近的矮星系的圆速度。低阈值预测速度太高，而使用$n\sim 10$的模拟提供了与观测结果的良好匹配。因此，我们的结论是CDM模型提供了一个很好的描述星系的结构kpc尺度上的重子的影响被适当地捕获。
2020-11-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Expanded haloes, abundance matching and too-big-to-fail in the Local Group
利用观测到的40个本星系群（LG）成员的运动学数据，导出了这些星系的暗物质晕质量。从理论上预期的LG质量函数和两个不同的密度配置文件中选择的光晕被假定，一个标准的通用尖点模型和质量依赖的配置文件，占在修改星系内的暗物质分布的重子的影响。由此产生的恒星和晕质量之间的关系进行比较，从丰度匹配的预期。使用一个普遍的尖形轮廓，LG星系系综适合在相对较低的质量晕，留下“黑暗”的许多大质量的\mhalo $\gtrsim$ 10 $^{10}$ \msun晕：这反映了“太大而不能失败”的问题，并导致\mstar - \mhalo \关系，不同于丰度匹配预测。此外，孤立LG星系的恒星形成效率增加时，采用尖点模型的晕质量的减少。相比之下，使用质量依赖密度剖面，具有\mstar $\gtrsim$ 10 $^{6}$ \msun的矮星系被分配到更大质量的晕，其中心核心分布有暗物质：缓解了“太大而不能倒”的问题，得到的\mstar - \mhalo \关系遵循丰度匹配预测直到当前勘测的完整性极限，孤立成员的恒星形成效率随着晕质量的减小而减小，与理论预期一致。最后，LG星系的尖点/核心空间，提供了一个框架，以了解其密度分布的非普遍性。
2015-04-15 astro-ph.CO 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
Embedding globular clusters in dark matter minihalos solves the cusp-core and timing problems in the Fornax dwarf galaxy
我们使用一个完整的GPU $N$体代码来证明，暗物质的迷你晕，作为一个新的组成部分的球状星团，解决了时间和尖点核心的问题，在天炉座，如果五个（或六个）球状星团最近吸积（$\leq$ 3 Gyr前）的天炉座。在这些假设下，这些球状星团的坠落不会发生，并且根据观测，在天炉座的中心没有星团形成。我们发现，交叉的球状星团，有DM minihalos附近的天炉座中心诱导的尖核过渡的暗物质晕，从而解决尖核问题，在这个矮星系。暗物质核心的大小取决于球状星团穿越的频率。我们的模拟也清楚地表明，在通道之间，暗物质晕可以再生其尖端。此外，我们的模型与球状星团的暗物质质量的限制很好地吻合，因为我们的星团失去了大部分初始的暗物质微晕。这些结果为球状星团中普遍存在暗物质晕提供了旁证。
2020-01-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Can Bars Erode Cuspy Halos ?
核心尖点问题是Lambda CDM宇宙学模型的一个主要的和广为人知的小尺度问题。在这项研究中，我们调查是否可以解决这个问题，利用酒吧的不稳定性。我们看到，在我们的模拟中，所有的初始条都是薄的（b/a $<$ 0.3），并且在高分辨率模拟中，条变得更厚（b/a $>$ 0.3$）。通过增加分辨率，我们意味着更大数量的磁盘颗粒。在高分辨率模拟中，较厚的棒向晕传递的角动量较少。因此，我们发现，在高分辨率的模拟，它需要约7 Gyr的酒吧，以消除内部的暗物质尖点，这是太长了，是有意义的星系演化的时间尺度。从物理上讲，原因是随着分辨率的增加，条形图的缩放速度更快，并且在更早的时候变得更厚。
2020-05-08 astro-ph.GA
Tidal evolution of cored and cuspy dark matter halos
本研究提出一种基于半解析方法的快速精确手段，结合N体模拟构建潮汐轨迹与模型并集成入GALACTICUS代码，可准确预测有核和尖峰暗物质子晕的潮汐演化，为不同暗物质模型的子晕研究提供高效工具。
2024-07-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Prompt cusps in hierarchical dark matter halos: Implications for annihilation boost
GRAPPA Institute, University of Amsterdam（GRAPPA研究所，阿姆斯特丹大学）；Kavli Institute for the Physics and Mathematics of the Universe, University of Tokyo（东京大学宇宙物理与数学研究所（Kavli））；Centro de Investigaciones Energéticas, Medioambientales y Tecnológicas (CIEMAT)（能源、环境与技术研究中心）
研究通过引入提示尖点，提升了银河系大小宿主在z=0时的湮灭增强量至约50，强调了尖点形成与并合树演化及环境依赖的统一重要性。
2026-07-16 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
A Dark-Matter Halo Profile allowing a Variable Cusp-Core with Analytic Velocity and Potential
本文提出了一个描述暗物质晕轮廓的有用函数，该函数从尖点到核，具有变化的渐近内斜率-α，其中密度、质量速度和势的轮廓对于任何α都是简单的解析表达式。其思想是将平均密度分布表示为一个简单的函数形式，并通过导数得到局部密度。该模型涉及的浓度参数c类似于NFW的配置文件。更大的灵活性是由两个这样的函数，浓度c_1和c_2的总和。一个可选的附加参数是渐近外斜率-γ，它允许在晕的外围更灵活。当γ不等于3时，密度分布和质量-速度分布有解析表达式，但势分布没有解析表达式。我们匹配建议的功能，在不同的变体，在宇宙学模拟中的晕的暗物质配置文件，有和没有重子，跨越内部配置文件，范围从陡峭的尖到平坦的核心，并找到很好的适合。解析势剖面可用于模拟气体流入和流出事件引起的内晕演化。分析剖面，特别是有自由γ的分析剖面，对于研究外晕的环境效应是有用的。一般来说，这些分析轮廓可以用于直接量化模拟和观察到的旋转曲线的形状，而不需要数值积分。
2016-10-05 astro-ph.GA
The Characteristic Mass and Energy Conversion Efficiency in the Cusp-Core Transition of Dark Matter Haloes: Implications for Scaling Relations and Supernova feedbacks
University of Tsukuba（筑波大学）；National Institute of Technology, Sendai College（国立仙台高等专门学校）；Tohoku University（东北大学）；The University of Tokyo（东京大学）
研究揭示了暗物质晕尖峰-核心过渡的能量转换效率，发现其约为0.01，并确定了禁止转变区域，对星系形成模型提供约束。
2026-02-22 astro-ph.GA
Dark-Matter Halo Profiles of a General Cusp/Core with Analytic Velocity and Potential
本文给出了适用于具有自由内坡的暗物质（DM）晕从尖点到核的密度、质量-速度和势能剖面的函数，其中密度、质量-速度和势能剖面是简单的解析表达式。通过将平均密度表示为简单的函数形式，并通过微分导出局部密度，获得解析速度。该函数涉及四个形状参数，只有两个或三个自由：浓度参数$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
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
Under the sword of Damocles: plausible regeneration of dark matter cusps at the smallest galactic scales
利用受控N体实验研究了由暗物质吸积驱动的矮星系暗物质晕轮廓的演化。我们的初始条件假设超新星反馈擦除原始DM尖点的晕与$10^{9}-10^{10} \rm{M_{\odot}}$在$z=0$。下落子结构的轨道和质量是从{ \it Aquarius}模拟中借来的。我们的实验表明，一小部分的晕，经历1：3下降到1：30合并容易改革DM尖由$z\approx 0$。尖点再生长是由密度足够大的DM子结构的吸积驱动的，这些子结构在被潮汐破坏之前到达主晕的中心区域。在所报道的质量-浓度关系的平均值上，质量比大于1：6的子结构的落入系统地导致瓣尖再生长。在1：6到1：8和1：8到1：30之间的子结构需要分别位于平均值以上一个和两个sigma。这些致密的低质量子结构的合并时间尺度相对较长$(5-11 \rm{Gyrs})$，这可能会对矮星系DM核心的寿命造成时间尺度问题。这些结果表明，一定程度的分散在中央密度斜坡的星系晕的反馈作用是预期的随机质量吸积的历史低质量晕和不同的恒星形成的历史中观察到的本地群矮。
2014-09-12 astro-ph.GA
Cusp-core problem and strong gravitational lensing
对星系形成的宇宙学数值模拟显示，纯冷暗物质晕向中心的密度分布呈尖形，这与以冷暗物质为主的矮星系和低表面亮度盘状星系的自转曲线观测结果存在明显的矛盾，后者倾向于具有平坦中心核的质量分布。近年来，人们为解决这个尖点-核问题做了大量的工作，其中重子-冷暗物质相互作用被认为是消除冷暗物质（CDM）尖点的主要物理机制。很明显，重子-冷暗物质的相互作用并不仅仅是为CDM主导的盘星系定制的，而是为所有类型的盘星系定制的，包括巨大的椭圆星系。我们首先用Burkert剖面拟合最近的高分辨率自转曲线观测值，然后用约束的核尺寸-晕质量关系计算透镜频率，并将预测结果与强透镜观测值进行比较。不幸的是，事实证明，盘状星系旋转曲线限制的核心尺寸无法外推到巨型椭圆星系。我们的结论是，在标准宇宙学范式中，重子-冷暗物质相互作用不是星系形成的普遍机制，因此，它们不能真正解决尖核问题。
2009-10-31 astro-ph.CO astro-ph.GA
Incorporating baryon-driven contraction of dark matter halos in rotation curve fits
在星系形成期间，在暗物质（DM）晕内的重子凝聚应该会导致晕的某些收缩，因为组合系统进入平衡状态。我们量化这种影响的尖原始晕预测DM的重子分布中观察到的银河系的数据库中的模拟。我们发现高表面亮度星系（$Σ_{\rm eff}\gtrsim100$ $L_\odot$ pc $^{-2}$在3.6 $μ$ m）的DM晕经历强烈的收缩。由于压缩，晕变得更尖：内部DM密度斜率随着重子表面质量密度的增加而增加。我们迭代地拟合旋转曲线，以找到初始晕参数（受丰度匹配的约束），压缩和恒星质光比之间的平衡。结果拟合通常需要较低的恒星质量比预期的恒星星族，特别是在星系与隆起：恒星质量必须减少，以腾出空间的DM压缩。这种暗质量和亮质量之间的权衡让人想起矮星系中的尖核问题，但发生在更大质量的系统中：现代DM晕不能从尖状原始晕中得到，除非（1）恒星质光比系统地小于标准恒星星族合成模型的预期值，和/或（2）从初始尖状点开始有一个向外的净质量再分布，即使是在被广泛认为不会受到这种影响的大质量星系中。
2022-08-08 astro-ph.GA
The interaction of dark matter cusp with the baryon component in disk galaxies
本文研究了盘星系的形成和演化对暗晕物质分布的影响。我们对孤立的暗物质晕和两组分暗物质+重子进行了模拟。对恒星粒子和DM粒子采用N体方法，对气体动力学采用TVD MUSCL方案。模拟包括恒星形成、恒星反馈、星际介质加热和冷却等过程。高空间分辨率的数值实验结果让我们得出两个主要结论。首先，恒星形成和超新星反馈的计算解决了宇宙学模拟预测的暗物质分布的所谓尖点问题。第二，暗物质与恒星和气态星系盘的动态子结构的相互作用（例如，螺旋波，酒吧）有一个影响的形状的黑暗晕。特别是，面内分布的暗物质是更对称的运行，其中重子分量考虑。
2012-04-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Challenges in modeling the dark matter halo of NGC 1052-DF2: Cored versus cuspy halo models
本研究针对NGC 1052-DF2暗物质质量估算的模型简并问题，通过各向异性分布函数和MCMC方法对比核型与尖型暗物质晕模型，排除了尖型晕模型，发现核型晕模型拟合更优但受数据约束有限，该星系可能存在符合标准恒星-晕质量关系的超弥散暗物质分布。
2024-07-10 astro-ph.GA
The dependence of dark matter profiles on the stellar to halo mass ratio: a prediction for cusps vs cores
利用MaGICC项目中的31个模拟星系研究了重子反馈对暗物质（DM）晕密度分布的影响。样本覆盖了很宽的质量范围：9.4e9<Mhalo/Msun<7.8e11，拥有恒星质量：5.0e5<M*/Msun<8.3e10的星系，即从矮星到L*。星系模拟与几个重子处方，包括一系列的恒星反馈。主要结果是DM密度分布的内斜率，ρr^α中的α，明显依赖于恒星与晕质量之比（M*/Mhalo）。这种关系是独立的恒星反馈计划，允许尖点与核心形成的预测。当M*/Mhalo较低时，约为0.01%，来自恒星反馈的能量不足以显著改变内部DM密度，星系保持尖状轮廓。在较高的M*/Mhalo，反馈驱动DM的扩展并生成核心轮廓。在M*/Mhalo~ 0.5%时形成最平坦的曲线。超过这个比例，在中心区域形成的恒星加深了引力势，足以对抗这种超新星驱动的膨胀过程，导致更小的核心和更尖的轮廓。结合α对M*/Mhalo的依赖性以及M* 和Mhalo之间的丰度匹配关系，提供了α如何随M* 变化的预测。此外，使用塔利-费舍尔关系允许预测DM内斜率对观测到的星系自转速度的依赖性。最核心的星系预计Vrot约为50 km/s，而α在更大质量的盘星系中会减小：Vrot约为150 km/s的螺旋星系的中心斜率α<-0.8，接近NFW轮廓。这种新的预测α对盘星系质量的依赖性可以使用当前的观测数据集进行测试，并可以应用于盘星系质量分布和人口的…
2013-10-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Early flattening of dark matter cusps in dwarf spheroidal galaxies
模拟冷暗物质的聚集产生暗物质晕，有中央密度尖点，但完全暗物质为主的矮球状星系的观测意味着他们没有尖点的中央密度分布。我们使用分析计算和数值模拟来论证，无论何时恒星形成，中心密度尖点都可能被擦除。在一个最初呈尖状的暗物质晕的势阱中积累的气体会沉降成一个圆盘。最终，气体的表面密度超过了分裂成自引力云的阈值。这些云的质量足以在短时间尺度上通过动力学摩擦将能量传递给暗物质粒子。在恒星反馈产生影响之前，晕的中央尖点被加热，形成一个中心对数密度斜率为伽马=0的核心。由于恒星的形成是一个低效的过程，当只有一小部分质量转化为恒星时，星云就会被反馈破坏，而暗物质则主导了最终的质量分布。
2014-10-22 astro-ph.GA
Deadly dark matter cusps vs faint and extended star clusters: Eridanus II and Andromeda XXV
最近在两个本星系群矮星系波江座II和仙女座XXV的中心区域探测到两个暗淡而延伸的星团，这提出了一个问题：具有如此低密度的星团是否能够在具有中心密度尖点的冷暗物质晕的潮汐场中生存下来。使用分析参数和一套无碰撞N体模拟，我表明，这些集群是非常脆弱的，并迅速中断的存在下，中央尖点$ρ\sim r^{-α}$与$α\gtrsim 0.2$。此外，星系团原本质量更大并下沉到晕中心的情况需要非常精细的调整，并且不能自然地重现所观察到的系统。反过来，这些集群长期生活在核心晕中，其中心区域是$α\lesssim 0.2$的安全避难所。唯一可行的情况下，主机已保存其原体尖到目前为止是集群形成在底部的潜力，这是很容易测试的集群内的主机适当的速度测量休息。这提供了一种方法，可以很容易地探测两个像$L_V\sim5\times 10^5 L_\odot$和$L_V\sim6\times10^4 L_\odot$这样微弱的矮星系的中心密度分布，在这两个星系中，恒星反馈不太可能有效。
2017-05-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
A theorem on central velocity dispersions
它表明，如果示踪剂人口是由一个球形暗晕的核心或尖发散比一个奇异的等温球更慢，对数尖斜率的示踪剂必须精确地给出g=2b，其中b是它们的速度各向异性参数在中心，除非相同的示踪剂是动态冷的中心。如果晕尖点的发散速度比奇异等温球的发散速度快，则示踪剂的速度色散也必须在中心发散。特别地，如果对数晕尖点斜率大于2，则发散速度色散也跟踪势的行为。本文还讨论了该定理在投影量上的意义。我们认为，我们的定理应被理解为一个警告解释结果的基础上简化假设，如各向同性和球对称。
2009-06-19 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
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
The Response of Dark Matter Haloes to Gas Ejection: CuspCore II
提出解析模型 CuspCore II，通过追踪能量扩散迭代预测暗物质晕对中心气体抛射的响应，在 N-body 模拟中以约 10% 精度重现暗物质轮廓，优于早期版本及其他方法。
2023-04-07 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
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 XX: The impact of the star formation threshold on the cusp-core transformation of cold dark matter haloes
我们利用NIHAO计划的宇宙学流体动力学星系形成模拟研究了恒星形成阈值对暗物质（DM）晕对重子过程响应的影响。在恒星质量在$10^{7.5} < M_{star} < 10^{9.5} M_{\odot}$范围内的星系中，基准NIHAO阈值$n=10\, {\rm cm}^{-3}$导致DM晕的强烈膨胀。我们发现，较低的阈值，如$n=0.1$（采用的EAGLE/APOSTLE和Illustris/AURIGA项目）不会导致显着的晕扩张在任何质量规模。由超新星反馈驱动的晕膨胀需要局部气体分数在亚动力学时间上的显著波动（即，<5000万年在星系半光半径），这本身是由恒星形成率的变化造成的。在百分之一的维里半径，模拟与$n=10$有气体分数的$\simeq 0.2$和变化的$\simeq 0.1$，而$n=0.1$模拟的数量级较低的气体分数，因此不扩大晕。观测到的矮星系DM圆速度与用$n=0.1$和$n=1$进行的CDM模拟结果不一致，但与$n=10$的结果相当一致。恒星的形成率是更高的$n$，较低的星系质量，当恒星的形成是在较短的时间尺度上测量的变量。例如，使用$n=10$的模拟在特定的恒星形成率中的散射比使用$n=0.1$的模拟高0.4倍。因此，在不久的将来，在观测上限制恒星形成的亚网格模型以及DM的性质应该是可能的。
2019-03-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
The slow evolution of dark matter halos from cusp to core naturally produces extended stellar core-like distributions
Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利天体物理研究所）；Universidad de La Laguna（拉古纳大学）；Universidad Nacional del Noroeste de la Prov. de Buenos Aires, UNNOBA, CONICET（布宜诺斯艾利斯省西北部国立大学，UNNOBA，阿根廷国家科学研究委员会）
该研究通过解析模型与绝热不变量表明，暗物质晕由尖点缓慢演化为核心会削弱引力势，从而自然形成扩展的类恒星核心分布。
2025-09-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
From cusps to cores: a stochastic model
冷暗物质结构形成模型在星系尺度上面临着明显的问题。一些线索指向过度的光晕浓度，包括中心密度随着半径的减小而急剧上升。然而，气体成分的随机波动可以“加热”晕的中心，降低它们的密度。我们提出了一个理论模型，从第一原理推导出这种效果：在气体密度的随机变化被转换成潜在的波动，作用于暗物质的关联力关联函数计算和相应的随机方程求解。假设一个幂律谱的波动与最大和最小的截止尺度，我们推导出速度色散赋予晕粒子和相关的弛豫时间。我们进一步进行数值模拟，与波动实现为高斯随机场，这证实了一个核心的形成在一个时间尺度内可比的解析推导。非径向集体模式增强能量传输过程，擦除尖点，虽然参数化的分析模型坚持。在我们的模型中，驱动尖核转换的动力学耦合的主要贡献来自最大尺度的波动。然而，转换的效率是独立的最大规模的值，并依赖于弱（线性）的幂律指数;它有效地取决于两个参数：气体的质量分数和归一化的功率谱。这表明，在星系形成的流体动力学模拟中观察到的尖核转换可以用简单的术语来理解和参数化，尽管各种实现的物理和数值复杂性。
2016-06-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Evidences against cuspy dark matter halos in large galaxies
我们开发和应用新的技术，以揭示星系旋转曲线（RC）系统学。考虑到一个理想的暗物质（DM）的配置文件应该产生的RC没有偏向任何特定的半径，我们发现，Burkert DM配置文件满足测试，而Navarro-Frenk-While（NFW）的配置文件有一个更好地拟合一个和两个盘尺度长度之间的区域比内部盘尺度长度区域的趋势。我们的样本表明，这种行为发生在超过75%的星系配备了NFW晕。而且，考虑到“大”星系，例如那些具有$M_*\gtrsim 10^{10} M_\odot$的星系，这种趋势并没有减弱。除了对拟合的均匀性进行检验外，我们还使用62个不同类型的星系样本对每个星系的整体拟合质量进行检验，并寻找与恒星质量、气体质量和盘尺度长度的相关性。特别是，我们发现，只有13个星系是更好地拟合的NFW晕，即使是星系与$M_* \gtrsim 10^{10} M_\odot$的Burkert配置文件要么适合一样好，或更好地比，NFW配置文件。这一结果是相关的，因为不同的重子效应重要的较小的星系，如超新星反馈和动力学摩擦的重子块，表明在这样大的恒星质量的NFW配置文件应该是首选的Burkert配置文件。因此，我们的结果要么暗示了一种新的重子效应，要么暗示了暗物质物理的改变。
2017-06-13 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
Massive prompt cusps: A new signature of warm dark matter
本文提出2–6 keV温暗物质会形成约10^7太阳质量的ρ∝r^-1.5中心密度尖点，并可通过本星系群矮星系运动学探测，为约束WDM提供新途径。
2023-03-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
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 Structural and Kinematic Evolution of Central Star Clusters in Dwarf Galaxies and Their Dependence on Dark Matter Halo Profiles
通过一套直接的N体模拟，我们探讨了位于矮星系中心的星团的结构和运动学演化是如何受到其宿主的暗物质密度分布的形状的影响。较强的中央潮汐场的cuspier晕最大限度地减少集群的能力，扩大在响应质量损失由于恒星演化在其早期的演化阶段，并在其随后的长期演化驱动的两体松弛。因此，在cuspier暗物质晕中演化的星系团具有更紧凑的尺寸，更高的速度色散，并且在所有的星系团中心距离上保持近似各向同性。相反，核心晕中的星系团可以扩大更多，并发展出一种速度分布剖面，在更大的星系团中心距离处，这种速度分布剖面变得越来越径向各向异性。最后，在尖形暗物质轮廓中演化的星系团的速度色散较大，导致它们具有较长的弛豫时间。因此，在尖状星系的集群放松的速度较慢，因此，他们都较少的质量分离和更远的完整的能量均分比集群的核心星系。将这项工作应用于观测，可以将星团用作测量矮星系中暗物质分布的工具，并区分孤立的星团和超暗矮星系。
2018-07-06 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
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
SIRIUS: Dark matter cusp evolution in dense dwarf galaxies
The University of Tokyo（东京大学）；Kobe University（神户大学）；Tohoku University of Community Service and Science（东北社区科学大学）
SIRIUS研究了致密矮星系中暗物质凹陷的演化，通过高分辨率模拟发现暗物质晕质量增长和密度分布受恒星物质影响，揭示了不同质量矮星系的暗物质结构差异。
2026-01-20 astro-ph.GA
