A Testable Conspiracy: Simulating Baryonic Effects on Self-Interacting Dark Matter Halos
我们调查的自相互作用的暗物质（SIDM）晕的星系势的增长使用理想化的模拟，每个运行在串联与标准的无碰撞冷暗物质（CDM）。我们发现一个更大的多样性，在SIDM晕配置文件相比，CDM晕配置文件。如果恒星引力势在星系的中心部分占主导地位，那么SIDM晕在可观测尺度上可以像CDM晕一样密集。在极端情况下，高度致密的磁盘核心崩溃可能发生，导致SIDM晕是密集和cuspier比他们的CDM同行。如果恒星势不占主导地位，那么SIDM晕保持密度远低于CDM预测的恒定密度核心。当存在盘势时，内部SIDM晕在盘平面中变为\em{more flattened}而不是CDM晕。这些结果与Kaplinghat et al.（2014）的预测非常吻合。我们还模拟了一个星系团晕，其中心恒星分布与星团A2667中最亮的中心星系相似。一个SIDM晕模拟的横截面超过质量$σ/m = 0.1\ \mathrm{cm^2 g^{-1}}$提供了一个很好的匹配测量的暗物质密度分布的A2667，而绝热收缩的CDM晕是密集和cuspier。用$σ/m = 0.5\ \mathrm{cm^2 g^{-1}}$模拟的相同晕的岩心剖面密度不足以匹配A2667。我们的研究结果与以前的结果一致，$σ/m \gtrsim 0.1\ \mathrm{cm^2 g^{-1}}$是不利的暗物质碰撞速度超过约1500公里/秒。更一般地说，预测重…
2016-09-27 astro-ph.GA
Intracluster light and dark matter halo shapes reflect common assembly, not mutual coupling: shape correspondence in CDM but not SIDM
School of Physics & Astronomy, University of Nottingham（诺丁汉大学物理与天文学院）；Universidad Autónoma de Madrid（马德里自治大学）；Centro de Investigación Avanzada en Física Fundamental (CIAFF), Facultad de Ciencias, Universidad Autónoma de Madrid（马德里自治大学理学院基础物理前沿研究中心）；Institute for Astronomy, Royal Observatory, Edinburgh（爱丁堡皇家天文台天体物理研究所）；Laboratoire d’Astrophysique, École Polytechnique Fédérale de Lausanne (EPFL)（洛桑联邦理工学院天体物理实验室）；Donostia International Physics Center (DIPC)（圣塞巴斯蒂安国际物理中心）；Institute of Space Sciences (ICE, CSIC)（空间科学研究所（加泰罗尼亚高等研究理事会））
研究星系团内光与暗物质晕形状对应关系，用CDM和SIDM流体动力学模拟，测量轴比等并量化对应，发现SIDM中DM晕内区变圆与恒星形态解耦，表明CDM中形状对应关系在SIDM宇宙失效。
2026-07-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Constraining SIDM with halo shapes: revisited predictions from realistic simulations of early-type galaxies
我们研究了自相互作用暗物质（SIDM）和重子对早型星系（ETG）形状及其暗物质晕的影响，并将其与冷暗物质（CDM）方案的预测进行了比较。我们使用五个流体动力学放大模拟的晕托管ETG（$M_{\rm vir}\sim 10^{13}M_{\odot}$和$M_{*}\sim10^{11}M_{\odot}$），模拟CDM和SIDM模型与恒定截面的$σ_T/m_χ= 1\ \mathrm{cm}^2 \mathrm{g}^{-1}$。我们测量的三维和投影形状的暗物质晕和重子的内容，使用惯性张量和比较我们的测量结果的三个$HST$样本的引力透镜和$Chandra$和$XMM-Newton$ X射线观测。我们发现，重子的列入大大减少了CDM和SIDM之间的差异，以及根据形状绘制约束的能力。透镜测量拒绝CDM暗物质模拟的预测，更喜欢的水文方案之一。当我们考虑透镜的总样本时，观测数据更倾向于CDM水力情景。X射线发射气体的形状与两次水力运行的观测结果一致，CDM预测只有在非常中心才有更高的伸长率。与以前在椭圆星系尺度上的说法相反，我们得出结论，一旦我们在模拟中包括重子，CDM和我们的SIDM模型仍然可以解释观察到的形状。我们的研究结果表明，这是必不可少的，以获得现实的限制，新的模拟需要确认和扩展我们的研究结果。
2022-09-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
SIDM Concerto: Compilation and Data Release of Self-interacting Dark Matter Zoom-in Simulations
本文发布SIDM Concerto，即14个CDM与速度依赖SIDM宇宙学放大模拟及公开数据，揭示核心坍缩、子晕质量函数抑制和密度斜率差异，为观测检验SIDM提供基准。
2025-09-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
A rumble in the dark: signatures of self-interacting dark matter in Super-Massive Black Hole dynamics and galaxy density profiles
首次探讨了流体动力学宇宙学模拟中自相互作用暗物质（SIDM）对大质量星系中暗物质（DM）和重子分布的影响，包括显式重子物理处理.一种新的实现超大质量黑洞（SMBH）的形成和演化的使用，在Tremmel等人。(2015，2016），允许明确遵循星系中心的SMBH动力学。选择高SIDM恒定横截面，$σ$ =10 $\rm cm^2/gr$，以放大与CDM模型的差异。类似银河系的星系在SIDM中形成的DM密度分布比在CDM中形成的DM密度分布更浅，差异已经达到20 kpc尺度。这表明，即使对于最大质量的螺旋，SIDM的影响也超过了重子引起的绝热收缩。引人注目的是，SMBHs的动态在SIDM和参考CDM情况下不同。在SIDM和CDM运行中，大质量螺旋中的SMBH都沉到了宿主星系的中心，而在较小质量的星系中，SIDM运行中大约有80个$\%$的SMBH人口偏离了中心，而在CDM运行中，$\sim$ 90个$\%$的SMBH已经到达了宿主星系的中心。SMBH被发现在距离SIDM星系中心$\sim$ 9千秒差距的地方。这种差异是由于SIDM星系中DM密度较CDM低而导致的动力学摩擦时间尺度增加，从而导致“核心失速”。这项试点工作突出了在一个完整的流体动力学背景下，不同的DM模型相结合的SMBH物理模拟的重要性，研究它们对星系形成的影响。
2017-05-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
SASHIMI-SIDM: Semi-analytical subhalo modelling for self-interacting dark matter at sub-galactic scales
SASHIMI-SIDM将半解析模型与参数化映射结合，快速生成SIDM次晕种群，预测核心坍缩比例随质量变化，并增强暗物质密度与湮灭率，为SIDM参数空间扫描提供高效工具。
2025-02-26 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
The impact of inelastic self-interacting dark matter on the dark matter structure of a Milky Way halo
我们研究了非弹性暗物质自相互作用对模拟银河系（MW）大小晕内部结构的影响。自相互作用暗物质（SIDM）是无碰撞冷暗物质（CDM）的一种替代方案，它为亚星系尺度CDM所遇到的问题提供了独特的解决方案。虽然以前的SIDM模拟主要考虑弹性碰撞，理论上的考虑激励多状态暗物质的存在，从激发到基态的过渡是放热的。在这项工作中，我们考虑一个自相互作用的，两个国家的暗物质模型与非弹性碰撞，实现在Arepo代码。我们发现，能量注入从非弹性自相互作用降低了中心密度的MW晕在较短的时间尺度相对于弹性尺度，导致在一个较大的核心尺寸。非弹性碰撞也各向同性的轨道，导致在一个整体较低的速度各向异性的非弹性MW晕。在内晕中，非弹性SIDM情况（短轴与长轴比$s \equiv c/a \approx 0.65$）比CDM（$s \approx 0.4$）更球形，但比弹性SIDM情况（$s \approx 0.75$）球形小。在非弹性SIDM模型中，太阳位置处的暗物质粒子的速度分布$f(v)$与CDM模型有显著的偏离，$f(v)$在高速时下降得更陡。此外，在非弹性碰撞过程中给予的速度踢产生未绑定的高速粒子的速度高达500公里秒$^{-1}$整个晕。这意味着，相对于弹性SIDM和CDM，非弹性SIDM可能在直接检测实验中留下不同的签名。
2020-10-16 astro-ph.GA
A Critical Assessment of Solutions to the Galaxy Diversity Problem
银河系自转曲线呈现出各种各样的内斜率。观测数据表明，解释这种多样性可能需要一种机制，即星系表面亮度与其暗物质晕的最中心区域相关。在这项工作中，我们比较了几个具体的模型，捕捉相关的物理所需的解释星系的多样性问题。我们专注于一个自相互作用的暗物质（SIDM）模型的等温核心和两个冷暗物质（CDM）模型与/不重子反馈。与CDM的情况相反，SIDM模型可以导致在晕中形成等温核，并且对作用于较长时间尺度的重子反馈过程也不敏感。使用旋转曲线从90个星系的斯皮策光度计和准确的旋转曲线（ARR）目录，我们进行了全面的模型比较，解决问题的统计方法从以前的作品。我们恢复的最佳拟合晕模型与标准CDM浓度质量和丰度匹配关系一致。我们发现，无论是SIDM和反馈影响的CDM模型是更好地解释样品中的低和高表面亮度星系的旋转曲线比CDM模型没有反馈。然而，相互比较时，有没有强烈的统计偏好无论是SIDM或反馈影响的CDM晕模型作为源的星系多样性的星表。
2022-06-20 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Dwarf Galaxies in CDM, WDM, and SIDM: Disentangling Baryons and Dark Matter Physics
我们提出了一套火-2宇宙放大模拟孤立场矮星系，所有的质量$M_\mathrm{halo} \approx 10^{10}\,$ M $_\odot$在$z=0$，在一系列的暗物质模型。我们首次比较了自相互作用暗物质（SIDM）和/或暖暗物质（WDM）模型如何影响矮星的组装历史以及中心密度结构。具有较小恒星半质量半径（r $_{1/2}<500$ pc）的矮星具有较低的$σ_\star/V_\mathrm{max}$比率，强化了较小的矮星可能存在于比天真预期更大的晕中的想法。大多数用自相互作用模拟的矮星实际上经历了它们内部密度分布的收缩，相对于在只含暗物质的运行中产生的核心，它们增加了重子，尽管模拟的矮星的中心密度总是低于$Λ$ CDM。所有模拟的V $_{1/2}-$ r $_{1/2}$关系与局部场矮星的观测结果基本一致，尽管像杜鹃这样的紧凑天体提供了一个独特的挑战。小矮星中心区域的空间分辨旋转曲线（$<400$ pc）可以提供一种区分CDM、WDM和SIDM的方法，然而：在这个模拟套件中探测的质量下，具有小r $_{1/2}$值的矮星的核心密度分布只能源于暗物质自相互作用。
2019-09-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
X-ray morphology of cluster-mass haloes in self-interacting dark matter
我们进行宇宙学放大模拟$19$放松集群质量晕的绝热气体在冷暗物质（CDM）和自相互作用暗物质（SIDM）模型。这些簇被选择为来自具有$M_{\rm 200} \simeq 1\operatorname{-}3\times 10^{15}\,{\rm M}_{\odot}$的父模拟的动态松弛簇。SIDM中的暗物质和团内气体分布都比CDM中的更接近球形。模拟X射线图像的基础上产生的模拟和比较真实的X射线图像的$84$放松集群从钱德拉和ROSAT档案。我们对模拟和真实X射线图像的等照度线进行椭圆拟合，得到了$r\simeq 0.1\operatorname{-}0.2\,R_{\rm 200}$在团簇中心半径处的椭圆度。SIDM模型中的X射线等照度线比CDM模型中的等照度线更圆，表现为椭圆度分布函数的系统性偏移。出乎意料的是，所观察到的非冷核团簇的X射线形态与具有横截面$(σ/m)= 0.5\operatorname{-}1~{\rm cm}^2/{\rm g}$的SIDM模型比CDM和具有$(σ/m)=0.1\,{\rm cm}^2/{\rm g}$的SIDM模型更好地吻合。我们的统计分析表明，后两种模型在$68\%$置信水平（作为保守估计）下不受欢迎。这一结论不会因改变测量的径向范围或应用温度选择标准而改变。然而，主要的不确定性来自绝热模型中重子物理的缺乏，例如冷却，恒星形成和反馈效…
2022-11-01 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
The Milky Way's Halo and Subhalos in Self-Interacting Dark Matter
我们进行高分辨率的模拟MW类星系的自相互作用的冷暗物质模型的弹性截面超过质量的$1~\rm cm^2/g$（SIDM），并比较模型没有自相互作用（CDM）。我们运行我们的模拟与时间相关的嵌入势，捕捉重子盘和凸起的贡献的影响。嵌入重子势的CDM和SIDM模拟显示出非常相似的主晕轮廓，次晕丰度和径向分布的维里半径。SIDM主晕的中心密度比CDM主晕大，并且没有可辨别的核心，这与没有重子势的情况（核心大小$\sim 7 \, \rm kpc$）形成鲜明对比。在我们的SIDM模拟中，最大质量的subhalos（与$V_{\mathrm{peak}}> 20 \, \rm km/s$），预计将托管经典的卫星星系，具有密度分布，其密度小于半径小于500 pc的CDM类似物，但偏差减小为质量较小的subhalos。在CDM和SIDM模拟中包含重子势的情况下，最大质量的暗晕不会出现“太大而不能倒”的问题。然而，在这两个模拟中，大质量的暗晕中密度最小的暗晕往往具有最小的近心点值，这一趋势在明亮的MW卫星星系中并不明显。
2019-03-04 astro-ph.GA astro-ph.HE
TangoSIDM Project: Is the Stellar Mass Tully-Fisher relation consistent with SIDM?
本研究通过 TangoSIDM 项目模拟，发现自相互作用暗物质使星系中心暗物质密度增大，导致恒星质量 Tully-Fisher 关系斜率偏离观测，而 CDM 模型与之吻合，从而对 SIDM 参数空间施加强约束。
2024-03-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
The interplay of Self-Interacting Dark Matter and baryons in shaping the halo evolution
我们利用高分辨率的流体动力学模拟来测试冷暗物质（CDM）和具有恒定截面$σ^\text{T}/m_χ=1\;\text{cm}^{2}\text{g}^{-1}$的自相互作用暗物质（SIDM）中晕性质的差异。我们发现，暗物质自相互作用和重子物理之间的相互作用导致了晕性质的复杂演化，这取决于晕质量和形态类型，以及晕质量吸积历史。虽然高质量的晕，选择早期型星系的类似物，显示核心的配置文件中的SIDM运行，系统的中间质量和一个显着的磁盘组件可以开发一个配置文件是类似的或cuspier比CDM。SIDM晕的最终性质-在z=0.2时测量-与晕浓度和形成时间相关，这表明不同系统之间的差异是由于我们观察到的影响自相互作用。我们还寻找自相互作用的暗物质在主晕的透镜信号和爱因斯坦半径分布中的电势差的暗示，这表明未来的宽场调查可能能够在此基础上区分CDM和SIDM模型。最后，我们发现，在所采用的SIDM模型中，相对于CDM，次晕丰度没有改变。
2019-01-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Self-Interacting Dark Matter and Small-Scale Gravitational Lenses in Galaxy Clusters
最近，Meneghetti等人报道了在星系团中存在过多的小尺度引力透镜。我们研究了它的含义自相互作用暗物质（SIDM），与标准的冷暗物质（CDM）相比。我们设计控制N体模拟，将观测约束。早型星系在星系团亚结构中的存在可以加深引力势，减少潮汐质量损失。这两种情况都需要一个相对较高的重子浓度的子结构，以适应透镜测量，和他们的切向焦散是相似的。SIDM子结构可以经历重力热坍缩，并产生比CDM对应物更陡峭的密度分布，导致更大的径向星系-星系强透镜截面，尽管这种效应很难观察到。我们的结果表明SIDM可以对星系团中的小尺度透镜和矮星系中的恒星运动提供统一的解释。
2022-02-23 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Shapes of Milky-Way-Mass Galaxies with Self-Interacting Dark Matter
自相互作用暗物质（SIDM）模型提供了一种方法来调和观测和预测之间的不一致性，从碰撞冷暗物质（CDM）模型在矮星系尺度。为了将重子和SIDM相互作用的影响，我们研究了一套宇宙学重子模拟牛奶路（MW）质量星系的反馈在现实环境（FIRE-2）的项目，我们改变SIDM自相互作用截面$σ/m$。我们比较的形状的主要暗物质（DM）晕在红移$z=0$预测的SIDM模拟（在$σ/m=0.1$，$1$和$10$ cm $^2$ g $^{-1}$）与CDM模拟使用相同的初始条件。在存在重子反馈效应的情况下，我们发现SIDM模型并不像SIDM模型预测的那样对MW质量星系的内部结构产生很大的影响。然而，我们确实发现总质量分布的形状开始不同于恒星质量分布的半径依赖于$σ/m$。这种转变可能被用来限制MW中的SIDM横截面。
2022-07-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
MARVELously Dark: the density profile evolution of dwarf halos in velocity-dependent SIDM
George Mason University（乔治梅森大学）；The Ohio State University（俄亥俄州立大学）；University of California, San Diego（加利福尼亚大学圣迭戈分校）；Flatiron Institute（平顿研究所）；Princeton University（普林斯顿大学）；Rutgers, The State University of New Jersey（新泽西州立罗格斯大学）；Texas A&M University（德克萨斯农工大学）；University of Washington（华盛顿大学）
通过速度依赖自相互作用暗物质（SIDM）宇宙学模拟，研究矮星系晕中暗物质核的形成与坍缩，发现核心斜率能更清晰区分核坍缩与核形成晕。
2026-06-12 astro-ph.GA
Accurate mass estimates from the proper motions of dispersion-supported galaxies
从球形Jeans方程开始，我们证明了存在一个半径，其中封闭的质量仅取决于投影的切向速度色散，假设各向异性分布缓慢变化。这在恒星示踪剂剖面的对数斜率为$-2$：$r_{-2}$的半径处很近似。伴随的质量是$M(r_{-2}) = 2 G^{-1} \langle σ_{\mathcal{T}}^{2}\rangle^{*} r_{-2}$，圆周速度是$V^{2}({r_{-2}}) = 2\langle σ_{\mathcal{T}}^{2}\rangle^{*}$。对于Plummer配置文件$r_{-2} \simeq 4R_e/5$。重要的是，$r_{-2}$小于Wolf等人（2010）推导的视线速度的特征半径。这两个估计量可以一起约束色散支持星系的质量分布。我们说明了它的适用性，使用发表的自行测量矮星系天龙座和雕塑家，并发现它们是一致的居住尖NFW subhalos的那种在CDM中预测，但我们不能排除的核心。我们测试我们的组合质量估计对以前出版的，非球形的宇宙学矮星系模拟在CDM和SIDM。对于CDM，动态旋转曲线的估计被发现是准确的$10\%$，而SIDM是准确的$15\%$。不幸的是，这种水平的准确性是不够好，以测量所需的水平，以区分尖点和核心的类型预测在可行的SIDM模型没有更强的先验的斜率。然而，我们发现，这提供了足够好的准确性，以区分在小半径（$r \simeq r_…
2020-03-09 astro-ph.GA
The effects of self-interacting dark matter on the stripping of galaxies that fall into clusters
我们使用C-EAGLE流体动力学模拟来研究自相互作用暗物质（SIDM）对星系在星系团中的作用。我们发现SIDM星系遵循与冷暗物质（CDM）类似的轨道，但到目前为止，其质量减少了${\sim}$ 25%。三分之一的SIDM星系被完全破坏，相比之下，五分之一的CDM星系。然而，过度剥离将比以前的DM模拟更难观察到，因为大多数剥离的星系形成核心，也失去了恒星：最具辨别力的物体变得不可观察。最好的测试将是测量恒星质量为$10^{10-11}\,\mathrm{M}_{\odot}$的星系的恒星-晕质量关系（SHMR）。在CDM宇宙中，这是星团中的8倍，而在SIDM宇宙中则是13倍。考虑到SHMR中的内禀散射，这些模型可以用${\sim}32$星系团的无噪声星系-星系强透镜来区分。
2021-09-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Flux-ratio anomalies in cusp quasars reveal dark matter beyond CDM
Purple Mountain Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院紫金山天文台）；School of Astronomy and Space Sciences, University of Science and Technology of China（中国科学技术大学天文与空间科学学院）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；Institute for Frontier in Astronomy and Astrophysics, Beijing Normal University（北京师范大学前沿天文与天体物理研究所）
通过分析类 cusps 的 flux-ratio 异常，研究发现模糊暗物质（FDM）在 CDM 和 SIDM 情景下具有更强的证据支持。
2026-01-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Self-interacting dark matter delays bar growth in an isolated gas-rich galactic disk: torque-resolved numerical evidence
Intelligent Manufacturing College, Zhejiang Guangsha Vocational and Technical University of Construction（浙江广厦建设职业技术大学智能制造学院）；Institute of Theoretical Physics, Chinese Academy of Sciences（中国科学院理论物理研究所）
本研究通过数值模拟发现，在富气星系盘中，自相互作用暗物质（SIDM）相比冷暗物质（CDM）延迟恒星棒形成约0.73 Gyr，并抑制棒振幅22%，且气体成分显著影响SIDM的作用方向与时机。
2026-09-17 astro-ph.GA
Spreading out and staying sharp - Creating diverse rotation curves via baryonic and self-interaction effects
银河系自转曲线是任何宇宙学模型的基本约束。我们使用受控的N体模拟的星系研究的引力效应的重子在一个场景与碰撞冷暗物质（CDM）与一个自相互作用的暗物质（SIDM）组件。特别是，我们研究的内部配置文件的旋转曲线的速度范围Vmax = 30-250公里/秒，其多样性已被发现是大于预测的λ-CDM方案。我们发现，在所观察到的旋转曲线的散射超过预测的暗物质只有质量浓度关系的CDM或SIDM模型。然而，考虑到现实的重子含量和空间分布，有助于创建各种各样的旋转曲线形状;这与自相互作用情况下的观测结果更一致，因为特征核心剖面比CDM更适合缓慢上升的旋转曲线。我们发现个人拟合模型的两个最显着的异常值相似的Vmax，UGC 5721和IC 2574，前者的尖状旋转曲线和后者似乎8千秒差距核心配置文件。这种多样性的SIDM出现的排列过于密集的晕与紧凑的重子分布与欠密晕扩展重子盘。SIDM解决方案是有前途的，其可行性最终取决于采样的晕质量浓度关系及其与重子配置文件的相互作用，强调需要更好地了解目前的观测样本中存在的极端异常值的频率。
2017-04-07 astro-ph.GA
The abundance of core--collapsed subhalos in SIDM: insights from structure formation in $Λ$CDM
本研究利用宇宙学模拟和流体模拟，估算SIDM模型中不同主晕环境下子晕的核塌缩比例，发现至少10%至20%的子晕会发生塌缩，可通过密度双峰分布或陡峭内轮廓斜率识别。
2023-08-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Varying primordial state fractions in exo- and endothermic SIDM simulations of Milky Way-mass haloes
本研究通过改变原初态比例，在银河系质量晕的SIDM模拟中研究非弹性散射影响，发现高初始激发态比例降低主晕质量、使晕更球形并减少卫星数量。
2024-05-28 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Properties and observables of massive galaxies in self-interacting dark matter cosmologies
本研究通过流体动力学宇宙学模拟对比了CDM和SIDM模型，发现重子物质的引入显著减小了两者差异，且SIDM中暗物质比例随恒星质量增加下降更快，需分离星系内部暗物质与发光物质以有效约束自相互作用。
2022-12-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cold Dark Matter and Self-Interacting Dark Matter Interpretations of Cloud-9
University of California（加州大学）
研究以Cloud-9氢云为对象，用CDM和SIDM模型解释其氢柱密度轮廓，发现SIDM模型可降低与观测的张力，还在模拟中识别类似体，证实RELHIC是探测暗物质自相互作用的新探针。
2026-08-06 astro-ph.GA hep-ph
The accreted stellar haloes of Milky Way-mass galaxies as a probe of the nature of the dark matter
本研究利用基于EAGLE模型的宇宙流体动力学模拟，对比冷、温、自相互作用暗物质模型下银河系质量星系的并合恒星晕性质，发现恒星晕相空间结构可作为区分暗物质模型的探针。
2025-09-02 astro-ph.GA
Modelling self-interacting dark matter substructures I: Calibration with N-body simulations of a Milky-Way-sized halo and its satellite
我们研究了自相互作用暗物质（SIDM）模型中银河系大小的主晕中$\sim10^9 M_\odot$质量的单次晕的演化。我们执行暗物质的N-体模拟的动态演化的个体subhaloes轨道其主机通过改变自散射截面（包括速度依赖的情况下），subhalo轨道，和内部属性的subhalo。我们校准重力热流体模型预测孤立的SIDM晕的球形质量密度分布的时间演化与模拟。我们发现，潮汐效应的SIDM subhaloes可以描述的碰撞较少的冷暗物质（CDM）的情况下开发的框架，但由于潮汐剥离的质量损失需要一个较短的典型的时间尺度来解释我们的SIDM模拟结果。只要横截面小于$\sim10\, \mathrm{cm}^2/\mathrm{g}$，并且次晕的初始态被设置在由标准$Λ$ CDM宇宙学预测的红移为$\sim2$的$2σ$能级散射内，我们的模拟就不会表现出10 Gyr次晕中心密度的重力热塌缩的显著特征。我们开发了一个半解析模型的SIDM subhaloes在一个时间演变的密度核心的主机与潮汐剥离和自散射冲压压力的影响。我们的半解析方法提供了一个简单，高效和物理直观的预测SIDM subhaloes，但需要进一步改进，以考虑重子效应的主机和重力热不稳定性加速潮汐剥离效应。
2022-09-06 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Re-Examining Astrophysical Constraints on the Dark Matter Model
最近包括冷暗物质（CDM）和重子在内的高分辨率模拟表明，重子物理学可以极大地改变星系的暗物质结构。这些结果修改了我们对观测到的星系演化和结构的预测。考虑到这些更新的期望，现在是时候重新审视暗物质模型的观测约束了。一些观察评论，可能间接跟踪暗物质，并可能有助于确认或否认可能的暗物质模型。暖暗物质（WDM）和自相互作用暗物质（SIDM）是目前最受欢迎的CDM替代模型。对WDM粒子质量的限制要求它非常重，以至于WDM几乎无法与CDM区分。SIDM的最佳观测测试可能是在昏暗矮星系的暗物质分布中，但SIDM中缺乏解释重子作用的星系结构的理论预测。
2014-07-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dark Matter Self-interactions and Small Scale Structure
我们回顾了暗物质（DM）的理论，超越了无碰撞的范式，被称为自相互作用暗物质（SIDM），以及它们对宇宙中天体物理结构的可观察影响。自相互作用的动机，部分原因是由于解释长期（和最近）的小尺度结构观测与无碰撞冷DM（CDM）的预测处于紧张状态的潜力。简单的粒子物理模型SIDM可以提供一个普遍的解释，这些意见在广泛的质量尺度跨越矮星系，低和高表面亮度的螺旋星系，星系团。同时，SIDM完整地保留了$Λ$ CDM宇宙学在大尺度上的成功。本报告包括以下几个方面：（1）小尺度结构问题，包括核心尖点问题、旋转曲线的多样性问题、卫星缺失问题和大到不能倒问题，以及星系形成流体动力学模拟的最新进展;（2）SIDM的N体模拟，包括密度分布、晕的形状、亚结构以及重子和自相互作用之间的相互作用;（3）基于Jeans的半分析方法，其提供用于将粒子模型与观测相连接的补充方法;（4）合并系统，诸如集群合并（例如，（5）粒子物理模型，包括光介质模型和复合DM模型;（6）SIDM的补充探测，包括间接和直接探测实验、粒子对撞机搜索和宇宙学观测。我们提供了一个总结和批判性的期待DM自我互动和未来发展方向的大纲目前所有的限制。
2017-11-24 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
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
Dwarf galaxies in CDM and SIDM with baryons: observational probes of the nature of dark matter
我们提出了第一个宇宙学模拟的矮星系，其中包括暗物质自相互作用和重子。我们研究了两个矮星系内的冷暗物质，和四个不同的弹性自相互作用的情况下，恒定和速度依赖的横截面，在隐藏的暗物质部门的一个新的力量的动机。我们的最高分辨率模拟的重子质量分辨率为$1.8\times 10^2\,{\rm M}_\odot$，在$z=0$的引力软化长度为$34\,{\rm pc}$。在这第一项研究中，我们主要集中在制度孤立的矮星系与晕质量$\sim10^{10}\,{\rm M}_\odot$暗物质动态占主导地位，即使在次千秒差距尺度。我们发现，虽然这种规模的星系的全球性的影响最小的允许自相互作用，其内部结构的变化显着，如果横截面是足够大的内部次千秒差距区域内。在这些暗物质占主导地位的系统中，自散射将恒星分布的形状与暗物质分布的形状联系在一起。特别是，我们发现恒星的核心半径是密切相关的暗物质核心半径产生的自相互作用。与冷暗物质的情况相比，暗物质碰撞导致矮星系具有更大的恒星核心和更小的恒星中心密度。在前一种情况下，$1\,{\rm kpc}$内的中心金属丰度也大至$\sim 15\%$。我们的结论是，质量分布，并在矮星系的中心恒星的特性，可以潜在地用于探测自相互作用的暗物质的性质。
2014-09-20 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
Endothermic self-interacting dark matter in Milky Way-like dark matter haloes
本文提出包含近简并激发态的吸热自相互作用暗物质模型，通过模拟银河系大小晕发现，向上散射会增加主晕中心密度，但弹性和向下散射仍导致成核，且子晕数量较冷暗物质减少。
2024-05-28 astro-ph.GA hep-ph
Probing the Nature of Dark Matter Self-Interactions Through Observations of Massive Black Hole Mergers
Vanderbilt University（范德堡大学）；Fisk University（菲斯克大学）；Flatiron Institute（平顿研究所）；Princeton University（普林斯顿大学）；The Observatories of the Carnegie Institution for Science（卡内基科学促进会天文台）；California Institute of Technology（加州理工学院）
本文通过LISA观测大质量黑洞并合，探讨暗物质自相互作用的性质，展示LISA可能区分CDM与SIDM模型的能力，但强调研究样本有限。
2026-05-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
The GD-1 stellar stream perturber as a core-collapsed self-interacting dark matter halo
本文通过高分辨率N体模拟证明，核心坍缩的自相互作用暗物质晕可解释GD-1恒星流扰动体的异常高密度，表明恒星流是探测暗物质自相互作用的新探针。
2024-12-29 astro-ph.GA hep-ph
Enhanced tidal stripping of satellites in the galactic halo from dark matter self-interactions
研究了自相互作用暗物质（SIDM）对类银河系中卫星星系潮汐剥离和蒸发的影响。我们使用一套五个放大，暗物质的模拟，两个速度无关的SIDM截面，两个速度相关的SIDM截面，和一个冷暗物质模拟进行比较。在仔细分配卫星坠落时的恒星质量后，我们发现SIDM中恒星的剥离率高于CDM。相比之下，总约束暗物质质量损失率的影响最小，与subhalo蒸发卫星上的可行SIDM模型的影响可以忽略不计。位于SIDM晕中心的恒星随着核心的增长而分散到更大的半径。因此，卫星的半光半径增加，恒星变得更容易受到潮汐剥离，恒星质量函数被抑制。我们发现，核心半径潮汐半径的比值准确地预测增强SIDM恒星剥离的相对强度。速度无关的SIDM模型显示，随着卫星质量的增加，恒星剥离效应略有增加，而速度相关的SIDM模型则显示，这种效应在较低质量的情况下大幅增加，这使得对超暗矮星的观测成为区分和约束SIDM模型的主要目标。由于速度依赖型SIDM的最大卫星的核心较小，因此在恒星晕的全天属性上没有留下可识别的印记。虽然我们的研究结果集中在SIDM上，但增强恒星潮汐剥离的主要物理机制同样适用于通过其他方式形成核心的卫星。
2016-09-12 astro-ph.GA
Self-interacting dark matter promotes bar formation in disk galaxies
Yale University（耶鲁大学）；University of Cambridge（剑桥大学）；University of Massachusetts, Amherst（马萨诸塞大学阿默斯特分校）；University of Surrey（萨里大学）
通过N体模拟和动力学理论分析，发现自相互作用暗物质（SIDM）通过加宽棒-晕共振并增强角动量转移，使盘状星系中的棒状结构更早形成且振幅更大，为约束暗物质自相互作用提供了观测途径。
2026-06-29 astro-ph.GA
Constraining the Nature of Dark Matter from Tidal Radii of Cluster Galaxy Subhalos
Yale University（耶鲁大学）
通过分析星系团子晕潮汐半径，研究暗物质本质，区分自相互作用暗物质与冷暗物质。
2025-11-18 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
New Cold Dark Matter Crisis Revealed by Multiscale Cluster Lensing
Yale University（耶鲁大学）
通过强弱透镜数据研究星系团子结构，发现子暗物质晕的密度分布与CDM预测不符，暗示需要新的暗物质模型。
2026-05-09 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Astroparticle Constraints from the Cosmic Star Formation Rate Density at High Redshift: Current Status and Forecasts for JWST
我们利用最近确定的宇宙恒星形成率（SFR）密度在红移$z\gtrsim 4$推导出天体粒子约束的三个常见的暗物质的情况下，替代标准的冷暗物质（CDM）：暖暗物质（WDM），模糊暗物质（$ψ$ DM）和自相互作用的暗物质（SIDM）。我们的分析依赖于由哈勃太空望远镜测量的紫外光度函数，从$z\lesssim 10$到紫外星等$M_{\rm UV}\lesssim -17$。我们将这些外推到较暗但未探索的星等范围，并在给定的DM方案中与晕质量函数进行丰度匹配，从而获得UV星等和晕质量之间的关系。然后，我们通过将外推的紫外光度函数积分到微弱的星等极限$M_{\rm UV}^{\rm lim}$来计算宇宙SFR密度，该极限是通过上述丰度匹配关系由两个自由参数确定的：星系形成的最小阈值晕质量$M_{\rm H}^{\rm GF}$，以及表征每种DM情景的天体粒子量$X$（即，WDM和$ψ$ DM的颗粒质量，以及SIDM在去偶$T_X$时的动力学温度）。我们通过MCMC技术对这些参数进行贝叶斯推断，将我们的方法中的宇宙SFR密度与$z\gtrsim 4$当前的观测估计值进行比较，将WDM粒子质量约束为$m_X\approx 1.2^{+0.3\,(11.3)}_{-0.4\,(-0.5)}$ keV，将$ψ$ DM粒子质量约束为$m_X\approx 3.7^{+1.8\,(+12.9.3)}…
2022-11-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Diversity and universality: evolution of dwarf galaxies with self-interacting dark matter
本文通过含暗物质与恒星的双粒子N体模拟，揭示SIDM矮星系恒星性质较CDM具有更大离散，并发现可参数化的“潮汐轨迹”普遍性。
2025-09-28 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Bypassed Core Formation in Milky Way-Mass SIDM Halos: Implications for the Local Group Past-Pericenter Scenario
Texas A&M University（德克萨斯农工大学）；The Ohio State University（俄亥俄州立大学）；Carnegie Observatories（卡内基观测站）；University of California, Los Angeles（加州大学洛杉矶分校）
研究通过模拟银河系与M31的过去近心点接触，探讨SIDM对核心形成的影响，发现SIDM晕在特定条件下绕过传统核心形成阶段，导致中心密度单调增加。
2026-09-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Matching JWST UV Luminosity Functions with Refined $Λ$CDM Halo Models
K.N. Toosi University of Technology（K.N.图西理工大学）；Universita di Catania（卡塔尼亚大学）
研究通过改进的ΛCDM暗物质晕模型解释JWST观测到的高红移紫外亮度函数异常，发现传统模型需过高恒星形成效率，而改进模型能更准确地模拟早期结构形成。
2025-10-13 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
The imprint of dark matter on the Galactic acceleration field
本文利用FIRE-2模拟比较CDM与SIDM在银河系质量暗晕中的垂直加速度剖面，发现SIDM具有更高局部密度和更陡梯度，并指出加速度不对称性可揭示星系并合历史。
2024-10-09 astro-ph.GA
Predictions for deep galaxy surveys with JWST from $Λ$CDM
我们提出的$James$ $Webb$ $Space$ $Telescope$（$JWST$）从$Λ$ CDM的星系形成的物理模型的深星系调查的结果的预测。我们使用最新版本的GALFORM模型，嵌入在一个新的（$800$ Mpc）$^{3}$暗物质模拟与晕质量分辨率为$M_{\rm halo}>2\times10^{9}$ $h^{-1}$ M $_{\odot}$。为了计算完整的紫外-毫米星系光谱能量分布，包括吸收和辐射的尘埃发射，我们使用分光光度辐射传输代码GRASIL。该模型进行校准，以重现广泛的观测数据在$z\lesssim6$，我们在这里表明，它也可以预测演变的静止帧远紫外光度函数的$7\lesssim z\lesssim10$，这是在很好的协议与观测。我们在$JWST$上的近红外相机（NIRCam）和中红外仪器（MIRI）上对所有宽带滤波器的光度函数从$z=16$到$z=0$的演化进行了预测，并给出了由此产生的星系数计数和红移分布。我们的基准模型预测，$\sim1$星系的每一个视场将可观察到$z\sim11$的$10^4$ s曝光与NIRCam。一个变体模型，它产生了更高的再电离红移更好地与$Planck$数据一致，预测可观测星系的数密度$\sim5\times$更大，在这个红移。与MIRI类似的观测预计不会在$z\gtrsim6$探测到任何星系。我们还预测了不同曝光时…
2017-11-08 astro-ph.GA
Self-interacting dark matter in the center of a Local Group dwarf galaxy and its satellites
该研究对比标准宇宙学模型与自相互作用暗物质模型下矮星系演化，发现SIDM产生暗物质核、减少恒星质量并改变卫星性质，为暗物质本质提供观测线索。
2025-10-06 astro-ph.GA
CROCODILE-SIDM: Tidal Formation of Dark Matter-Deficient Galaxies as a Test Case
The University of Osaka（大阪大学）；The University of Tokyo（东京大学）；University of Nevada, Las Vegas（内华达大学拉斯维加斯分校）；EPFL（洛桑联邦理工学院）；Excellence Cluster ORIGINS（ORIGINS卓越集群）；European Southern Observatory (ESO)（欧洲南方天文台）；Universitäts-Sternwarte, Fakultät für Physik（大学天文台，物理学院）
本文提出CROCODILE-SIDM框架，通过模拟发现自相互作用暗物质对暗物质缺失星系潮汐形成的影响取决于卫星初始密度轮廓，可作为探测SIDM截面的探针。
2026-09-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Simulating the "hidden giant" in cold and self-interacting dark matter models
我们进行了一系列的受控N体模拟研究最近发现的Antlia 2星系在冷暗物质（CDM）和自相互作用暗物质（SIDM）的情况下的实现。我们的模拟包含六个基准模型，其中我们改变初始晕浓度和自散射截面。我们采用动机良好的初始恒星和晕质量，我们的基准轨道有一个小的近心。在银河系潮汐场中演化后，模拟星系经历了显著的质量损失，其恒星分布也相应扩大。这些潮汐效应是更突出的，如果初始晕浓度较低，如果自散射截面较大。结果表明，在CDM中，如果晕浓度较低，恒星分布较弥散，则类Antlia 2星系可以形成，而在SIDM中，这些条件可以放宽。我们还发现，所有的模拟星系预测大致相同的恒星速度色散后，恒星粒子的选择标准。这对利用潮汐扰动系统测试暗物质模型具有重要意义。
2020-06-11 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
How the Self-Interacting Dark Matter Model Explains the Diverse Galactic Rotation Curves
旋涡星系的自转曲线表现出一种多样性，这在冷暗物质（CDM）范式中是很难理解的。我们发现，自相互作用的暗物质（SIDM）模型提供了很好的适合的旋转曲线的一个样本的星系的渐近速度在25至300公里/秒的范围内，覆盖了整个范围的多样性。我们只假设由CDM模型预测的晕浓度-质量关系和自相互作用截面的固定值，在暗物质占主导地位的星系中，由于自相互作用引起的热化产生了大的核，降低了暗物质密度。相比之下，热化导致更明亮的星系中更密集和更小的核心，自然解释了高亮度星系的平坦旋转曲线。我们的研究结果表明，重子对SIDM晕轮廓的影响和来自晕的组装历史的散射编码的浓度-质量关系可以解释不同的旋转曲线的旋涡星系。
2016-11-08 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Novel Challenges in Tracking Self-Interacting Dark Matter Subhalos
本文研究粒子追踪子暗晕搜寻器 Symfind 在速度依赖自相互作用暗物质模拟中的表现，发现核心粒子扩散会导致其过早丢失子暗晕，并提出结合粒子追踪与相空间过密度方法的混合方案以构建完整稳健的 SIDM 子暗晕目录。
2025-09-19 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Local Group star formation in warm and self-interacting dark matter cosmologies
暗物质的性质可以影响暗物质晕的坍缩时间，因此可以在诸如矮星系的恒星星族年龄和恒星形成历史等可观测数据中留下印记。本文利用EAGLE星系形成程序对冷暗物质（CDM）、无菌中微子暖暗物质（WDM）和自相互作用暗物质（SIDM）模型中的局域群模拟（LG）体积进行了高分辨率的流体动力学模拟，研究了星系形成时间随暗物质模型的变化。我们能够在不同的模拟中识别相同的晕，因为它们具有相同的初始密度场相位。我们发现星系的恒星质量系统地依赖于分辨率，并且在给定的暗物质质量的晕中可以相差多达两倍。SIDM中恒星星族的演化与CDM基本相同，但在WDM中，早期恒星形成被抑制。与CDM模型相比，WDM模型中LG晕通过原子冷却开始形成恒星的时间延迟了$\sim$ 2亿年。为了利用这些观测数据来区分不同的暗物质模型，有必要测量古老星族的恒星年龄，精确度要超过1亿年，并通过再电离的红移--以及潜在的其他重子过程--来解决简并问题。
2020-09-25 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Little Red Dots as a Transient Phase of Self-Interacting Dark Matter Assisted Black Hole Growth
University of Science and Technology of China（中国科学技术大学）；Institute of High Energy Physics, Chinese Academy of Sciences（中国科学院高能物理研究所）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）
提出小红点是自相互作用暗物质辅助黑洞增长的瞬态阶段，由气体流入触发SIDM吸积，解释其红连续谱、V形光谱及X射线微弱性，并预测其演化为普通AGN。
2026-09-18 astro-ph.GA
The AIDA-TNG project: dark matter profiles and concentrations in alternative dark matter models
Alma Mater Studiorum Università di Bologna（博洛尼亚大学）；INAF-Osservatorio di Astrofisica e Scienza dello Spazio di Bologna（博洛尼亚天文物理与空间科学研究所）；INFN-Sezione di Bologna（博洛尼亚意大利国家核物理研究所）；Max-Planck-Institut für Astronomie（马克斯·普朗克天文学研究所）；Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）
本文通过AIDA-TNG模拟研究了替代暗物质物理和恒星形成过程对暗物质晕内部结构的影响，揭示了WDM和SIDM模型中暗物质密度剖面和集中度的关系。
2026-01-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
The nature of core formation in dark matter haloes: adiabatic or impulsive?
在许多矮星系中观测到的暗物质（DM）中心亏损与无碰撞冷DM（CDM）模型中预测的尖形DM晕不一致。这个问题的合理解决方案是基于一个有效的能量沉积到中心晕，其起源是基于重子物理学（例如超新星驱动的气体爆发; SNF）或新的DM物理学（例如自相互作用DM，SIDM）。我们认为，两者之间的根本区别是该过程是脉冲或绝热的，并探索新的方法来区分它们，通过观察恒星轨道的响应。我们进行理想化的模拟示踪剂嵌入在一个$1.48\times 10^{10}{\rm M}_{\odot}$球形晕，并模拟创建一个$\sim1$ kpc DM物质核心SIDM与$σ_T/m_χ = 2\,{\rm cm}^2{\rm g}^{-1}$和通过SNF的冲动删除质量相当于$\mathcal{O}(10\%)$的光环的势能。选择理想化的初始轨道配置的示踪剂，我们发现，径向行动保守（改变）的SIDM（脉冲）的情况下。SIDM情况下的绝热性防止示踪剂在核心形成期间改变其轨道家族，而SNF将最初相同家族的示踪剂分离到各种轨道。我们表明，这些关键特征仍然存在于宇宙学晕中，尽管只有几个动力学时间尺度。数密度和速度色散曲线的普卢默球与$r_{1/2} = 500$ pc的变化只有轻微的绝热核心形成下，而SNF的原因是一个大幅度膨胀的球驱动它的牛仔裤平衡。我们的研究结果指向有前途的方法区分绝热脉冲核心的形成。
2019-02-14 astro-ph.GA hep-ph
