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
The Milky Way satellite galaxy Leo T: A perturbed cored dwarf
本研究使用 {\sc ramses} 流体动力学模拟重现了银河系矮星系 Leo T 中恒星与气体的偏移现象，发现温和恒星风与扩展核暗物质轮廓共同作用能最好地解释观测特征，并预测此类非平衡子结构在有核低质量矮星系中可长期存在。
2024-11-13 astro-ph.GA
Formation and Evolution of sub-structures in tidal tails: Spherical dark matter haloes
最近提出了一个关于球状星团潮尾恒星超密度形成的理论，该理论预言了超密度形成的位置和时间，并成功地用质点星系势中球状星团的N体模拟进行了检验。在这项工作中，我们提出了一个比较这个理论和我们的模拟使用矮星系轨道两个不同形状的暗物质晕研究的核心和尖状晕潮汐尾的形成和演化的影响。我们发现没有区别使用尖或核心晕，但是，我们发现一个有趣的不对称之间的领先和落后的手臂的潮汐尾巴。拖曳臂比引导臂生长得更快，这种不对称性可以在第一次过密度的距离和它的大小上看到。我们建立了到第一个过密度的距离和这个过密度的大小之间的关系。
2017-11-10 astro-ph.GA
The evolution of dwarf galaxy satellites with different dark matter density profiles in the ErisMod simulations. I. The early infalls
我们提出的第一个模拟潮汐搅拌的矮星系在本集团进行的宇宙学背景下。我们使用ErisDARK模拟一个MW大小的星系，以确定一些最大的subhalos（$M_{vir} > 10^8 M_{\odot}$），落入主主机之前，$z=2$。暗晕在下沉之前被矮星系的高分辨率模型所取代，这些模型包括一个嵌入在暗物质晕中的暗淡恒星盘。这套模型包含尖状晕以及具有“核心”剖面的晕（具有渐近内斜率$γ= 0.6$）。然后使用N-Body代码ChaNGa对$z=0$进行模拟，其中粒子多达5400万个，分辨率小至$\sim 4$ pc。所有卫星的恒星成分都受到潮汐搅动的显著影响，失去恒星质量，并经历向压力支持的球状系统的形态转变。然而，虽然一些具有尖状晕的残留物保持显著的旋转扁平和盘状特征，但所有浅晕模型都实现了MW和M31的dSph卫星的典型$v/σ< 0.5$和圆形形状。后者的质量损失也会增强，残留物的光度和速度色散可以达到与超暗矮星（UFD）一样低的水平。我们认为，尖形的祖先必须是例外，而不是规则的MW的卫星之间，因为所有的MW和M31卫星的光度范围内，我们的残余物是dSphs，结果匹配的模拟与“核心”模型。
2015-06-06 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 distribution of dark matter in dwarf spheroidal galaxies with stellar tidal streams
我们使用高分辨率的N体模拟跟踪与矮球状星系（dSphs）相关的潮汐流的形成和演化。dSph模型嵌入在暗物质（DM）晕中，具有中心发散的“尖点”或非中心密度的“核心”。与以前的研究一致，我们发现，作为潮汐带星系的半光半径和平均速度色散的演变遵循明确的轨道，主要是由质量损失量控制。至关重要的是，不同的形状的DM配置文件的演变轨迹表现不同：在一个固定的残余质量，dSphs嵌入核心晕有更大的尺寸和更高的速度分散比他们的尖状对应。发散的演变是特别明显的星系，其恒星的组成部分是强烈隔离在其DM晕，并成为更加不同的残余质量减少。我们的分析表明，DM配置文件中起着重要的作用，在定义潮流的内部动力学。我们发现，恒星流相关的核心DM模型的速度分散系统地高于他们的尖状对应。我们的研究结果表明，流与已知的dSPH祖先的动态可能会提供强大的约束DM的分布在最小的星系尺度。
2015-03-01 astro-ph.GA
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
Galactic phase transition at Ec=0.11 eV from rotation curves of cored LSB galaxies and nonperturbative dark matter mass
本文分析了HI近地星系巡天（THINGS）中17个低表面亮度（LSB）星系在不同质量模型下的自转曲线，研究了它们的核心结构，并确定了束缚暗物质（BDM）模型中由于非微扰效应引起的热、冷暗物质之间的相变能量标度（E_c）。我们的研究结果同意与以前的核心配置文件是首选的N体激励的尖状NFW配置文件。我们发现星系核的平均半径r_c = 260 \times 10^{+/- 1.3} pc，相变能量E_c = 0.11 \times 10^{+/- 0.46} eV，与中微子质量之和处于同一数量级。
2012-01-09 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
The GMRT archive atomic gas survey -- III. Comparative Study of Dark Matter Halos in Nearby Galaxies
Indian Institute of Science（印度科学研究所）；Indian Institute of Astrophysics（印度天体物理研究所）；Max-Planck-Institut für Radioastronomie (MPIfR)（马克斯·普朗克射电天文研究所）；Institute of Astronomy and National Astronomical Observatory, Bulgarian Academy of Sciences（保加利亚科学院天文学与国家天文台）；New Mexico Institute of Mining and Technology（新墨西哥矿业理工学院）；Indian Institute of Technology Indore（印度印多尔理工学院）；ASTRON – Netherlands Institute for Radio Astronomy（荷兰射电天文研究所）；National Centre for Radio Astrophysics (NCRA–TIFR)（国家射电天体物理学中心）
利用GMRT档案原子气体调查数据，研究近邻星系暗物质晕分布，比较NFW、Einasto、Burkert和pISO四种模型，发现NFW在内部分布最佳，所有模型在边缘趋于一致，为解决尖峰-核心问题提供新视角。
2026-02-04 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 VIRUS-dE Survey II: Cuspy and round halos in dwarf ellipticals -- A result of early assembly?
该研究通过轨道建模分析矮椭圆星系暗晕的密度斜率与扁率，揭示其形态受环境、角动量和并合时期影响，支持本地dE形成于更高红移。
2024-09-17 astro-ph.GA
Do Ultra Diffuse Galaxies with Rich Globular Clusters Systems have Overly Massive Halos?
本文研究富含球状星团的超弥散星系，发现其不遵循标准恒星质量—暗物质晕质量关系，可能因早期淬灭而未形成预期恒星质量，从而表现为拥有过大的核芯型暗物质晕。
2024-01-14 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
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
The isotropic center of NGC 5419 -- A core in formation?
本研究通过MUSE观测和三轴动力学模型发现大质量早型星系NGC 5419中心呈各向同性，结合双核心结构，证实其处于核心形成的中间演化阶段，双核心为总质量约10^10太阳质量的超大质量黑洞双星，并解释了其运动学独异核心的成因。
2023-05-08 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
Epicyclic Density Variations in the Indus Stellar Stream
Department of Astronomy and Astrophysics, University of Toronto（多伦多大学天文与天体物理系）；Dunlap Institute for Astronomy & Astrophysics, University of Toronto（多伦多大学邓普天文与天体物理研究所）；Data Sciences Institute, University of Toronto（多伦多大学数据科学研究所）；School of Physics, University of New South Wales（新南威尔士大学物理学院）；Department of Physics, University of Surrey（萨里大学物理系）；Department of Astronomy & Astrophysics, University of Chicago（芝加哥大学天文与天体物理系）；Kavli Institute for Cosmological Physics, University of Chicago（芝加哥大学卡弗里宇宙物理研究所）；Institute for Astronomy, University of Edinburgh（爱丁堡大学天文研究所）；Institute of Astronomy, University of Cambridge（剑桥大学天文研究所）
研究印苏恒星流的环形密度变化，通过模拟发现恒星在潮汐破坏期间存在显著的环形运动，表明观测到的密度变化可能主要由环形运动引起，而非外部扰动。
2026-03-10 astro-ph.GA
Dark matter properties from the Fornax globular cluster timing: dynamical friction and cored profiles
我总结了我们最近的结果，使用的球状星团（GC）的轨道在天炉座矮球状（dSph）星系，以了解更多关于暗物质（DM）的属性。我们的重点是澄清如何从DM晕的动力学摩擦（DF）是从DM，这可能会改变$both$的散射过程负责DF和DM的配置文件（特别是生成一个核心），这也修改DF的不同的微观属性修改。我们认为：$(i)$费米子简并暗物质（DDM），其中泡利阻塞应考虑在动力学摩擦计算; $(ii)$自相互作用暗物质（SIDM）和$(iii)$超轻暗物质（ULDM），这一问题已被解决的各种方法在最近的文献。我们推导出DF与福克-普朗克形式主义，再现以前的结果ULDM和冷DM，同时提供新的结果DDM。此外，ULDM，DDM和SIDM可能会在dSphs中产生核心，从而抑制动力学摩擦并延长GC轨道。我们的结论是，在所有这些情况下，DM建模的修改并不容易解决所谓的时间“问题”的天炉座GC。最后，我们研究这个“问题”的初始条件，表明所观察到的轨道天炉座GC是一致的，这一预期的一个尖形DM配置文件与温和的“微调”在$\sim25\%$的水平。
2022-04-30 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
$S^5$: Tidal Disruption in Crater 2 and Formation of Diffuse Dwarf Galaxies in the Local Group
University of Chicago（芝加哥大学）；University of Toronto（多伦多大学）；University of Surrey（萨里大学）；University of Edinburgh（爱丁堡大学）；University of Cambridge（剑桥大学）
$S^5$研究Crater 2的潮汐破坏及弥散矮星系形成，发现其速度分散比难以用标准模型解释，可能涉及低浓度暗物质晕或湍流剥离作用。
2026-09-03 astro-ph.GA
Dark matter distribution and dynamics of dwarf spheroidal galaxies
我回顾了矮球状星系的动力学建模的现状，重点是估计其暗物质含量。从最简单的方法，使用速度色散曲线，我讨论了固有的问题，质量各向异性退化和污染的未绑定的恒星。然后，我继续增加复杂性的方法，旨在打破简并，最近应用的史瓦西轨道叠加法。动力学模型被放置在矮球状星系的形成，包括潮汐搅拌模型和合并的矮星系的可能方案的背景下。这两种情况说明了模拟的例子：尖状和核心的暗物质配置文件和形成一个矮椭球体与长轴旋转的矮星之间的潮汐演化的比较。
2019-10-23 astro-ph.GA
Probing the nature of dark matter with accreted globular cluster streams
低质量星系晕（如矮星系）中暗物质（DM）中心密度剖面的陡度是对DM性质的一个强有力的探索。我们提出了一个新的计划，探测星系晕内的配置文件使用恒星流。我们发现，今天的形态和动力学性质的吸积球状星团（GC）流-那些产生的潮汐剥离的GC最初演变的卫星星系，后来合并的银河系（MW）-是敏感的中央DM密度分布和质量的母卫星。GCs在尖状CDM晕内的吸积产生的流比在核心晕内的吸积产生的流物理上更宽，动态上更热。MW流“GD-1”和“Jhelum”（可能是吸积GC起源）与我们的模拟的第一次比较表明，核心subhalos的偏好。如果这些结果在未来的数据中成立，这意味着要么DM尖点被重子反馈擦除，要么它们的subhalo自然具有核心密度分布，暗示DM模型超越CDM。此外，增生的GC流是高度结构化的并且表现出复杂的形态特征（例如，并行结构和“支线”）。这意味着，吸积的情况下，自然可以解释最近观察到的一些MW流的特点。我们还提出了一种新的机制，形成“间隙”流时，残留的父subhalo后来通过流。这种遭遇可能比先前考虑的DM subhalo的随机遭遇持续更长的时间（并产生更大的影响），因为GC流和它的母subhalo在相似的轨道上，相对速度很小。目前和未来的调查MW晕将发现许多微弱的恒星流，并提供所需的数据，以证实我们的初步测试与这个新的探头DM。
2020-12-16 astro-ph.GA
Dehnen halo effect on a black hole in an ultra-faint dwarf galaxy
最近在探测超微弱矮星系方面取得了进展，这可能是探测暗物质的有用实验室，因为其中一些含有近99 $\%$的纯暗物质。这些星系中的大多数都不包含居住在其中的黑洞。最近，有报道称，一些矮星系内部可能存在一个黑洞。在这项研究中，我们构建了一个黑洞解结合德南暗物质晕轮廓，这是通常用于矮星系。我们的目标是找出是否会有相对于标准的黑洞属性的偏差，这可能允许确定是否暗物质在一个超微弱的矮星系的轮廓是核心或尖。为了使模型更加真实，我们采用了修正的Newman-Janis公式来获得旋转度规。我们分析了黑洞的事件视界、遍历区域、类时和零粒子的测地线以及黑洞阴影等性质。使用这些观测值，结果表明区分暗物质是核心还是尖点是困难的。为了找到一个可以潜在地区分这两个轮廓的观测值，我们还计算了弱偏转角，以检查有限距离和远近似下的Dehnen轮廓的效果。我们的研究结果表明，使用弱偏转角更好，在许多数量级，在潜在的区分这些配置文件。我们的结论是，尽管矮星系是暗物质占主导地位的地方，但考虑到本文使用的方法，对德南轮廓的影响仍然取决于黑洞的质量。
2022-08-26 astro-ph.GA gr-qc
Dark Matter in the Central Region of NGC 3256
利用阿塔卡马大型毫米和亚毫米波天线阵（ALMA）的CO（1-0）观测数据和2微米巡天（2 MASS）的近红外观测数据，研究了距离为35 Mpc的亮红外星系NGC 3256的中心质量分布。我们发现在星系的中心区域存在着巨大的不可见动力学质量（$4.84 \times 10^{10} M_{\odot}$）。看不见的质量很可能是由一些暗物质造成的，这些物质可能具有尖状的暗物质轮廓。我们注意到这种暗物质很难用传统的修正牛顿动力学（MOND）模型来解释，MOND模型只适用于低加速度区域，而星系中心区域的加速度相对较强。因此，这一发现可能会对传统的MOND模型提出挑战。
2018-09-30 astro-ph.GA
Globular clusters as tracers of the host galaxy mass distribution: the Fornax dSph test case
天炉座矮球状星系是银河系中最大的卫星星系，被认为是嵌入在一个巨大的暗物质晕中，也是银河系中唯一拥有五个球状星团的卫星星系。有趣的是，它们的估计质量、年龄和位置似乎很难与$Λ$ CDM方案中预期的显著暗物质成分的存在相兼容。事实上，如果天炉座有一个具有标准密度分布的CDM晕，那么它的所有球状星团都应该在很多年前由于动力学摩擦而沉入银河系中心。因此，一些作者提出，最大质量的星团可能是在天炉座形成的，后来被潮汐捕获。在本文中，我们调查过去的天炉座GC系统的演化，使用最近开发的，半解析处理的动力学摩擦和直接$N$体模拟的轨道演化的球状星团内的天炉座和天炉座星系周围的银河系。我们的研究结果表明，一个“原位”的起源，所有的集群是可能的，如果他们的观察位置接近他们的空间和他们的轨道几乎是圆形的。此外，银河系似乎加速了GC衰变，减少了$15\%$的衰变时间。然而，我们的研究结果表明，GC的生存概率超过$50\%$，即使在尖形密度分布的情况下。我们的结论是，需要更详细的数据来阐明天炉座的暗物质的内容，区分尖状或核心的配置文件。
2016-07-28 astro-ph.GA
Mapping the dark matter halo of early-type galaxy NGC 2974 through orbit-based models with combined stellar and cold gas kinematics
我们提出了一个基于轨道的方法结合恒星和冷气体运动学约束的暗物质配置文件的早型星系。我们将这种方法应用于早型星系NGC 2974，使用泛星成像和SAURON恒星运动学来模拟恒星轨道，并引入VLA观测的HI运动学作为引力势的示踪剂。冷气体运动学的引入显示出显着的影响，特别是暗晕属性的置信限：我们排除超过$95\%$模型内的$1-σ$置信水平的史瓦西模型，只有恒星运动学，并减少相对不确定性的暗物质分数显着$10\%$内$5 R_\mathrm{e}$。采用广义NFW的暗物质配置文件，我们测量一个浅尖形的内斜率的$0.6^{+0.2}_{-0.3}$时，包括在我们的模型中的冷气体运动学。我们不能仅用恒星运动学来约束内斜率。
2019-11-25 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
Dark Matter in the Central Region of the Spiral Galaxy NGC 4321
利用阿塔卡玛大型毫米波和亚毫米波阵列（ALMA）观测了NGC 4321中心区的12 CO（1-0）跃迁。我们在这个星系的中心0.7千秒差距内发现了一个质量不明的$2.3 \times 10^9 M_{\odot}$。这个星系中的超大质量黑洞（SMBH）的预期质量比未计算的质量小得多。看不见的质量很可能是由星系中心区域的暗物质造成的，这表明了一个尖状的暗物质轮廓。我们还研究了修正的牛顿动力学（MOND）作为解释不可见质量的替代机制。我们注意到，在星系半径为0.7 kpc处，加速度约为$1.04 \times 10^-7~cm~s^-2$，远大于MOND理论中的临界加速度$a_{0} \sim 1.2 \times 10^-8 ~cm~s^-2$，这表明MOND理论可能无法解释该星系中心区域不可见的质量问题。
2018-12-13 astro-ph.GA
Outer and inner mass distributions of the irregular galaxies UGC 4284 and UGC 11861: Constraining the baryonic content through stellar population synthesis studies
本文利用已发表的HI和Hα高分辨率自转曲线，并在恒星星族合成研究中对不规则星系UGC 4284和UGC 11861的星盘进行约束，研究了这两个星系的内外质量分布。此外，我们考虑到两个星系的气体含量推导出HI+He旋转曲线。由于导出的重子转动曲线（恒星+气体）不足以解释UGC 4284和UGC 11861的总质量，因此我们研究了暗物质的可能性，以解释观测到的UGC 4284和UGC 11861的HI和Hα转动曲线与导出的重子转动曲线之间的不一致。我们考虑NFW，Burkert，DiCintio，Einasto和Stadel暗物质晕，分析UGC 4284和UGC 11861的暗物质含量。主要结果是，核暗物质模型较好地再现了UGC 11861的暗物质Hα和HI旋转曲线以及UGC 4284的暗物质HI旋转曲线，而尖点DiCintio DM模型较好地再现了UGC 4284的Hα旋转曲线。一般来说，核心指数双参数模型Einasto和Stadel比Burkert给出更好的拟合。这一趋势，以及确认过去的结果，提出了两个不同的指数暗物质模型，Einasto和Stadel之间的比较，在试图更好地限制可能的指数暗物质模型应用到真正的星系的范围。
2015-04-22 astro-ph.GA
Dynamical constraints on a dark matter spike at the Galactic Centre from stellar orbits
在这项工作中，我使用天文测量和光谱数据的S2星在银河系中心（GC）到2016年，以获得特定的限制周围的中央超大质量黑洞Sgr A* 的暗物质（DM）穗的大小。这些限制是最好的直接约束的DM尖峰在GC的非湮灭DM和排除尖峰半径大于几十秒差距的尖头外晕和几百秒差距的核心外晕。
2018-09-04 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
The Dark Matter Distributions in Low-Mass Disk Galaxies. II. The Inner Density Profiles
仅针对暗物质的模拟预测，暗物质晕具有陡峭、尖状的内部密度轮廓，而对矮星系的观测发现，内部斜坡的范围往往要浅得多。这种差异是否可以用重子反馈来解释，或者是否需要修改后的暗物质模型来解释，这是一个争论。在本系列的论文1中，我们用$M_*=10^{8.1}-10^{9.7}\textrm{M}_\odot$获得了26个矮星系的高分辨率积分场H $α$观测。我们从我们的观察中推导出旋转曲线，我们在这里使用它来构建质量模型。我们模型的总质量分布的总和广义Navarro-Frenk-White（NFW）的暗物质晕和恒星和气体成分。我们对暗物质密度曲线斜率的分析集中在内部300-800 pc，这是根据我们数据的分辨率和现代流体动力学模拟解决的区域选择的。使用离子化和分子气体示踪剂测量的内斜率是一致的，它是另外的强大的恒星质光比的选择。我们发现了一系列的暗物质配置文件，包括核心和尖坡，平均$ρ_{\rm DM}\sim r^{-0.74\pm 0.07}$，浅于NFW配置文件，但比通常观察到的低质量星系与$M_*\sim 10^{7.5}\textrm{M}_\odot$陡峭。模拟再现了在那些低质量星系中观察到的斜率，也产生了对于我们质量范围内的星系来说太浅的斜率。因此，我们的结论是，超新星反馈模型还没有提供一个完全令人满意的解释所观察到的趋势，暗物质的斜率。
2019-11-13 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
On the dark matter formation scenario of NGC 4147
本研究通过观测带强潮汐尾的银河系球状星团NGC 4147的外围速度弥散，反驳了无潮汐尾星团才会出现外围速度弥散上升的模拟结论，同时支持其形成于被银河系吸积的带核型暗物质剖面矮星系的图景。
2025-05-16 astro-ph.GA
On the Orbital Decay of Globular Clusters in NGC1052-DF2: Testing a Baryon-Only Mass Model
超漫射星系NGC 1052-DF 2的暗物质含量，从球状星团（GC）和恒星运动学推断，带有相当大的不确定性，与当前的限制也允许完全没有暗物质。我们测试这样一个场景的可行性，通过检查是否在一个“重子只有”的质量模型，观察到的GC人口经历快速的轨道衰变，由于动力学摩擦。使用一套50多GC N-体模拟，匹配观测约束的NGC 1052-DF 2和它的GC人口的恒星组成部分，但不同的初始视线的位置和切向速度的GC，我们表明，有大量的实现实现的GC的演变方差。然而，超过10 Gyr，一些GC经历了重大的轨道演变。另一些星系则演化得更慢，星系核心动力学摩擦力的减少和GC-GC散射的结合使GC漂浮在水面上，防止它们一路下沉到星系中心。虽然目前GC的相空间坐标对于只有重子的质量模型来说并非不可能，但GC系统确实会随着时间的推移而演变。因此，如果NGC 1052-DF 2没有暗物质，那么它的一些GC一定是在更远的地方形成的，并且GC系统在过去一定是更长的。低质量尖状晕的存在，虽然在运动学上是允许的，但似乎是不可能的，因为在中心区域明显较短的螺旋时间尺度将很快导致核星团的形成。
2019-04-23 astro-ph.GA
Wide binaries in ultra-faint galaxies: a window onto dark matter on the smallest scales
我们进行受控的$N$体模拟，遵循双星的动力学演化的暗物质（DM）晕的超微弱矮椭球（dSphs）。我们发现，宽双星的半长轴$a\gtrsim a_t$往往很快被破坏的潮汐场的晕。在光滑势中，截断尺度$a_t$主要由矮星系半光半径（$R_h$）内的质量和$R\approx R_h$处DM晕轮廓的斜率决定，而与双星系统的初始偏心率分布和恒星轨道关于星系势的各向异性无关。对于Segue I（最接近的超微弱天体）的速度色散和半光半径，我们的模型预测的$a_t$值在尖状晕中比在这里考虑的任何核心模型中小2- 3倍。使用模拟观测Segue I，我们表明，测量投影的两点关联函数的恒星对亚弧秒的分辨率可能提供一个有用的工具，以限制DM的数量和分布在最小和最DM为主的星系。
2016-05-30 astro-ph.GA
Energy-Space Analysis of Tidal Stripping in Stellar-Dark Matter Systems
University of California, Berkeley（加州大学伯克利分校）；University of Hawaii, Hilo（夏威夷大学希洛分校）；University of Waterloo（滑铁卢大学）
该研究通过N体模拟分析恒星-暗物质双组分系统的潮汐演化，发现恒星与暗物质粒子能量分布剥离规律一致，且潮汐剥离可形成暗物质缺失星系，为相关星系动力学研究提供新视角。
2026-08-24 astro-ph.GA
Self-Interacting Dark Matter and the Origin of Ultra-Diffuse Galaxies NGC1052-DF2 and -DF4
对超漫射星系NGC 1052-DF 2和-DF 4的观测表明，它们可能含有很少的暗物质，这对我们对星系形成的理解提出了挑战。使用受控N体模拟，我们探索的可能性，它们的属性可以通过潮汐剥离从椭圆星系NGC 1052，在冷暗物质（CDM）和自相互作用暗物质（SIDM）的情况下再现。为了解释暗物质的不足，我们发现CDM晕必须具有非常低的浓度，这样它才能在潮汐场中失去足够的内部质量。相比之下，SIDM有利于更高和更合理的浓度，因为核心形成增强潮汐质量损失。在我们的SIDM基准最终恒星分布更扩散比CDM之一，因此前者是在更好的协议与数据。我们进一步表明，强重子反馈修改的核心CDM晕模型是不可能重现的意见。我们的结果表明，SIDM更有利于暗物质缺乏星系的形成。
2020-08-27 astro-ph.GA hep-ph
Tidal stripping as a possible origin of the ultra diffuse galaxy lacking dark matter
最近的观测揭示了一个神秘的超弥漫星系NGC 1052-DF 2，在一个大椭圆星系NGC 1052的组中。与丰度匹配模型的预期相比，NGC 1052-DF 2中包含的暗物质质量要小$\sim 400$倍。我们利用控制$N$体模拟NGC 1052和一个较小的卫星星系之间的潮汐相互作用，我们假设为NGC 1052-DF 2的祖先，测试潮汐剥离是否可以解释暗物质缺乏在这样的水平。我们发现，当假设一个紧束缚和相当径向的轨道和核心的暗晕的卫星的密度结构，我们的模拟再现质量分布和有效半径推断从观测的NGC 1052-DF 2。轨道参数在尾部，但仍然与宇宙学模拟测量的分布一致。在我们的设想中，这种强烈缺乏暗物质的星系在星系群和星系团中相对罕见，并且在该领域中不存在。
2018-07-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
A discrete chemo-dynamical model of the giant elliptical galaxy NGC 5846: dark matter fraction, internal rotation and velocity anisotropy out to six effective radii
我们构建了一套巨椭圆星系NGC 5846的离散化学动力学模型。这些模型是一个强大的工具来约束多个示踪剂种群的质量分布和内部动态。我们使用Jeans模型同时拟合恒星运动学的有效半径$R_{\rm e}$，行星状星云（PN）径向速度到$3\, R_{\rm e}$，球状星团（GC）径向速度和颜色到$6\,R_{\rm e}$。最佳拟合模型是核心DM晕轮，其贡献$1\,R_{\rm e}$内总质量的$\sim 10\%$和$6\,R_{\rm e}$内的$67\% \pm 10\%$，但尖瓣DM晕轮也是可接受的。红色GC在$R > \,R_{\rm e}$区域与$v_{\rm max}/σ_0 \sim 0.3$有轻微的旋转，与内部的恒星对齐但反向旋转，而蓝色GC和PNe运动学与没有旋转一致。红色GC是切向各向异性的，蓝色GC是轻度径向各向异性的，并且PNe从内部区域到外部区域从径向到切向各向异性变化。这一点得到了一般定制模型的证实。内部区域的红色GC的切向各向异性可能源于红色GC在更多径向轨道上的优先破坏，而它们的外部切向各向异性-类似于该区域的PNE-没有很好的解释。蓝色GC的轻度径向各向异性与吸积情景一致。
2016-08-29 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
Comparison of Modeling SPARC spiral galaxies' rotation curves: halo models vs MOND
利用两种暗晕模型（NFW和Burkert）和改进的牛顿动力学（MOND）理论研究了从Spitzer测光和精确旋转曲线数据库中选取的45个HSB非膨胀旋涡星系的旋转曲线。在这三种模型中，以核为主导的Burkert晕模型（$χ_ν^2$ = 0.33）比Navarro，Frenk和White模型（$χ_ν^2$ = 0.45）和MOND模型（$χ_ν^2$ = 0.58）更好地描述了观测数据。结果表明，在暗晕模型中，所选的45个HSB非膨胀旋涡星系更倾向于核密度分布，而不是尖密度分布（NFW）;我们还发现，在Burkert模型中，$ρ_0$和$r_0$之间存在相关性。对于MOND拟合，当我们取$a_0$作为自由参数时，这些HSB旋涡星系的$a_0$与3.6 $μm$处的盘中心表面亮度没有明显的相关性，这符合MOND关于$a_0$应该是普适常数的基本假设。有趣的是，如果我们排除样本中的三个最高值，则我们的拟合给出$a_0$的平均值为$(0.74 \pm 0.45) \times 10^{- 8}\rm {cm\ s^{- 2}}$，该值小于标准值（$1.21 \times 10^{-8}\rm {cm\ s^{- 2}}$）。
2020-08-15 astro-ph.GA
Baryonic and dark matter distribution in cosmological simulations of spiral galaxies
我们研究了三个银河系（MW）大小的晕的宇宙学流体动力学模拟，包括与暗物质（DM）的比较。我们发现我们的模拟星系有趣的MW样功能之一。由于一致调整的恒星形成率和超新星的反馈，我们得到一个扩展的磁盘和一个平坦的旋转曲线与一个令人满意的圆速度和合理的DM密度在太阳附近。模拟观测方法，重新推导了恒星质量，得到了质量比降低50%以上的恒星-晕质量比.我们展示了重子和暗物质之间的相互作用，它首先通过恒星形成而收缩，然后通过反馈过程而核心化。事实上，我们报告了一个前所未有的观察到的DM密度分布的中央核心相结合的绝热收缩在较大的星系半径的影响。获得的岩心通常为$\sim$ 5 kpc大。此外，这也影响了太阳半径处的DM密度。在我们的模拟最相似的MW，密度从0.23 GeV/cm $^3$在暗物质只运行到0.36 GeV/cm $^3$（球壳）或0.54 GeV/cm $^3$（圆环）在流体动力学运行。在研究暗晕时，亮卫星中的暗物质也受到重子过程的影响，呈现出有核的轮廓，而暗卫星则是尖的。我们发现一个移动的质量相比，DM-只模拟和获得，在较低的MW质量范围内的晕，一个明亮的卫星分布可比的MW球状矮星系。
2014-12-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Exact Solution to Finite Temperature SFDM: Natural Cores without Feedback
最近对低表面亮度（LSB）星系的高质量观测表明，它们的暗物质（DM）晕倾向于平坦的中心密度分布。另一方面，标准的冷暗物质模型模拟预测了一个更尖的行为。使模拟与观测数据相一致的一个机制是来自恒星形成的反馈，这可能在孤立的矮星系中成功，但在LSB星系中的成功仍然不清楚。此外，在模拟中加入过多的反馈是一把双刃剑，为了从一个初始的尖点分布得到一个核心DM分布，反馈配方通常需要从星系中心去除大量的重子，然而，有些反馈配方产生的卫星星系比观测到的要多出两倍，而这些卫星星系的质量与光之比要小得多。因此，自然产生核并且不需要大量反馈的一个DM简档将是优选的。我们发现这两个要求都满足在标量场暗物质模型。在这里，我们认为，暗物质是一个自相互作用的实标量场在一个热浴中的温度为T的初始$Z_2$对称的潜力，随着宇宙膨胀，温度下降，使$Z_2$对称性自发破缺和字段滚下到一个新的最小值。我们给出了这个系统的牛顿极限的精确解析解，并表明它可以满足两个要求，旋转曲线的轮廓不再是普遍的。
2012-11-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
The formation of cores in galaxies across cosmic time -- the existence of cores is not in tension with the LCDM paradigm
该研究利用NewHorizon流体动力学模拟发现，中等质量星系通过超新星反馈形成核，且核的存在与LCDM范式并不矛盾。
2024-01-08 astro-ph.GA
RC100: Rotation Curves of 100 Massive Star-Forming Galaxies at z=0.6-2.5 Reveal Little Dark Matter on Galactic Scales
我们分析了在宇宙星系恒星形成的峰值（z~0.6 - 2.5）上100个大质量、大的恒星形成盘星系（SFG）的Ha或CO旋转曲线（RC），这些旋转曲线延伸到几个星系有效半径，是Genzel等人（2020）和Price等人（2021）提出的先前样本的两倍多。这些观测是用ESO-VLT的SINFONI和KMOS积分场摄谱仪、LBT的LUCI、IRAM的NOEMA和ALMA进行的。我们适合主轴运动学与光束卷积，前向模型的湍流旋转磁盘与凸起嵌入在暗物质（DM）晕，包括压力支持的影响。暗物质在盘有效半径（$R_e ~ 5 kpc$）内占总物质的比例，$f_DM (R_e)=V_{DM}^2 (R_e)/V_{circ}^2 (R_e)$，随着红移而减少：在z~1（z~2）处，中值暗物质比例为$0.38\pm 0.23$（$0.27\pm 0.18$），三分之一（一半）的星系是"最大"盘，具有$f_{DM} (R_e)<0.28$。暗物质分数与重子表面密度成反比，低DM分数需要平坦或核心的内部DM密度分布。在z~2处，与基于宇宙学恒星质量晕质量关系的预期值相比，$R_e$内的平均暗物质质量减少了~40%。DM赤字是更明显的高恒星形成率（SFR）的表面密度（$Σ_{SFR}>2.5 M_{\odot} yr^{-1} kpc^{-2}$）和星系与大质量的隆起（$M_{bulge}>10^{10} …
2022-09-25 astro-ph.GA
Beyond Best-Fits and Model Selection -- Introducing "Reliability" of cusp-core inference of dark matter halos
本文提出基于贝叶斯分析的“可靠性”概念，通过数十万条模拟SPARC旋转曲线确定星系参数空间，发现低恒星面密度和足够径向距离是可靠区分暗物质晕尖峰与核心及估计质量-浓度的关键条件。
2023-10-31 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Scalar Field Dark Matter mass model and evolution of rotation curves for Lsb galaxies
研究了标量场暗物质（SFDM）模型中气体旋转曲线的演化。在这个模型中，星系晕是标量场的天文玻色-爱因斯坦凝聚体滴。这些晕的特点是由一个恒定的密度的核心，并与观测到的旋转曲线的暗物质为主的星系，一个缺少的功能CDM晕从DM只模拟。我们添加重子分量的SFDM晕和模拟的演变的暗物质示踪剂在一组基于网格的流体动力学模拟，旨在分析的旋转曲线的演变和气体密度分布的情况下，暗物质占主导地位的星系。以前的工作已经发现，当考虑一个静态SF配置的精确解析解，模型的自由参数允许良好的拟合的旋转曲线，我们确认，在我们的模拟，但现在考虑到静态暗物质和恒星盘电位的重子分量的演变。包括活性气体是使用SFDM的先前工作的一个进步，例如，气体的旋转速度并不总是完全等于圆形轨道上测试粒子的圆速度。通过与实测数据的对比，本文提出的核心质量模型比尖点模型更可取。
2014-07-25 astro-ph.GA
A comprehensive catalog of dark matter halo models for SPARC galaxies
我们使用七个暗物质（DM）晕轮廓：伪等温（pISO），Burkert，Navarro-Frenk-White（NFW），Einasto，Di Cintio（2014，DC 14），coreNFW和一个新的半经验轮廓Lucky 13，对来自Spitzer Photometry & Accurate Rotation Curves（Spitzer）数据库的175个晚型星系进行旋转曲线拟合。我们边缘化的恒星质量比，星系距离，磁盘倾角，晕浓度和晕质量（和一个额外的形状参数Einasto）使用马尔可夫链蒙特卡罗方法。我们发现，核心晕模型，如DC 14和Burkert配置文件一般提供更好的拟合旋转曲线比尖NFW配置文件。从丰度匹配的恒星质量晕质量关系恢复的所有晕配置文件一旦作为一个贝叶斯先验，而晕质量浓度的关系是没有重现的任何晕模型的细节。我们提供了一套广泛的数字，以及最适合的参数在机器可读的表格，以方便模型比较和DM晕属性的探索。
2020-01-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Determination of the best dark matter profile for the Milky Way with Gaia DR3 using Bayesian Model Comparison
IIT Hyderabad（印度理工学院海德拉巴分校）
通过贝叶斯模型比较分析，利用Gaia DR3数据确定描述银河系旋转曲线的最佳暗物质模型，比较了三种不同的恒星模型和七种不同的暗物质模型，发现Einasto分布比NFW分布更受青睐，且核心暗物质分布优于NFW分布，同时发现MOND模型拟合效果不如暗物质模型。
2026-05-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Stellar Velocity Dispersion and Dynamical Mass of the Ultra-Diffuse Galaxy NGC 5846_UDG1 from the Keck Cosmic Web Imager
作为VEGAS巡天的一部分，NGC 5846星系群中的超弥散星系（NGC 5846_UDG 1）被证明有大量的球状星团（GC）候选者。最近，Muller等人发表了一个基于十几个GC的速度色散。在他们引用的不确定性范围内，由此产生的动力学质量允许一个暗物质自由或一个暗物质占主导地位的星系。在这里，我们提出的光谱从KCWI重新确认成员的NGC 5846组，并揭示了恒星速度色散的UDG 1的$σ_{GC}$ = 17 $\pm$ 2公里/秒。我们的动力学质量，减少了不确定性，表明一个非常高的贡献暗物质的有效半径。我们还得到一个封闭的质量从位置和运动的GC使用示踪剂质量估计，找到一个类似的质量推断从我们的恒星速度色散。我们没有发现星系旋转的证据，因此可能是压力支持的。确认的GC数量和推断的系统总数（$\sim$ 45）表明总晕质量为$\sim2 \times 10^{11}$ M $_{\odot}$。与我们的动力学质量相比，核心质量分布更受欢迎。由于它的恒星质量为1.1 $\times$ 10 $^{8}$ M $_{\odot}$，NGC 5846_UDG 1看起来是一个超弥散星系，具有类似矮星的恒星质量和超大质量的晕。
2020-10-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dark matter-deficient twins: FCC 224 and FCC 240 as possible analogues of NGC 1052-DF2 and DF4
Yale University（耶鲁大学）；Swinburne University of Technology（斯威本科技大学）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；San José State University（圣何塞州立大学）；University of California Santa Cruz（加州大学圣克鲁兹分校）
利用 VLT/MUSE 积分场光谱数据，研究 Fornax 星系团外围的超扩散星系 FCC 224 及其伴星系 FCC 240，发现它们具有低速度弥散、异常明亮的球状星团和约 10 Gyr 的星族年龄，与 NGC 1052-DF2/DF4 相似，支持“子弹矮星系”碰撞形成暗物质缺失星系的模型。
2026-05-22 astro-ph.GA
MUSE-DARK IV. Comparing Dark Matter Densities to Star Formation Histories in 375 intermediate-z galaxies
Université Lyon 1, ENS de Lyon, CNRS, CRAL（里昂第一大学，巴黎高等师范学院里昂分校，法国国家科学研究中心，里昂银河系与天体物理实验室）；Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam (AIP)（波茨坦莱布尼茨天体物理研究所）；Univ. de Strasbourg, CNRS, Observatoire astronomique de Strasbourg（斯特拉斯堡大学，法国国家科学研究中心，斯特拉斯堡天文台）；Institute of Cosmology & Gravitation, University of Portsmouth（朴茨茅斯大学宇宙学与引力研究所）
本研究分析375个中等红移星系，发现恒星质量是暗物质晕内密度斜率的主要驱动因素，恒星形成历史相关量无独立预测能力，结果符合恒星反馈诱导核心的理论预期。
2026-10-14 astro-ph.GA
Tides or dark matter sub-halos: Which ones are more attractive?
年轻的潮汐矮星系（TDGs）是在富气体相互作用星系的潮汐碎片中观测到的。与通常认为的孤立矮星系的情况相反，TDG并没有嵌入它们自己的暗物质（DM）子晕中。因此，它们对恒星反馈更敏感，并且可能在短时间内被破坏。详细的数值和观测研究表明，孤立的DM占主导地位的矮星系可以有超过10 Gyr的寿命。对于TDG的发展，在一个潮汐场与压缩加速度等于重力加速度内DM子晕典型的孤立的矮星系，类似的生存时间预计。潮汐加速度分布依赖于宿主星系的维里质量和TDG与宿主星系之间的距离。我们分析比较潮汐压缩的重力加速度，由于无论是尖形或核心DM子晕的各种维里质量。例如，距离主晕10^13 Msol的100 kpc处的潮汐场可以像10^9 Msol的DM次晕一样稳定。通过将潮汐场与DM次晕的等效引力场联系起来，我们可以使用现有的孤立矮星模型来估计TDG的生存能力。我们发现，从一些TDG的观测推断出的意外高动力学质量的一部分可以解释潮汐压缩，因此TDG需要包含较少的不可观测的物质来理解它们的旋转曲线。
2015-06-24 astro-ph.GA
The edge of galaxy formation II: evolution of Milky Way satellite analogues after infall
在第一篇论文中，我们对27个总质量介于$5 \times 10^8$和$10^{10}\,\mathrm{M}_\odot$之间的星系进行了流体动力学宇宙学模拟。在这第二篇论文中，我们使用这些宇宙学模拟的一个子集作为初始条件（IC）的卫星和宿主星系相互作用的40多个流体动力学模拟。我们的宇宙学IC似乎表明，在这些质量尺度上的星系几乎没有旋转支持，速度色散（$σ$）占主导地位。吸积和环境效应增加了星系尺度关系（如大小-速度色散）中的散射，与观测结果非常吻合。恒星的形成在吸积之后基本上是淬灭的。潮汐力造成的质量移除有几个影响：它创造了一个非常平坦的恒星速度色散剖面，并减少了所有尺度（即使在中心）的暗物质含量，这反过来又降低了恒星速度约0.5 kpc的尺度，即使星系没有失去恒星质量。以核心暗物质轮廓开始的超新星更容易被摧毁或最终进入一个非常暗物质贫乏的星系。最后，我们发现潮汐效应总是会增加暗物质轮廓的“尖度”，即使是与核心一起下沉的晕。
2017-09-18 astro-ph.GA
