Scaling Relations of Halo Cores for Self-Interacting Dark Matter
使用一个简单的分析形式主义，我们证明了显着的暗物质自相互作用产生的晕核，遵守标度关系几乎独立的基本粒子物理参数，如湮灭截面和质量的暗物质粒子。对于矮星系，我们预言其核心密度$ρ_c$和核心半径$r_c$应服从$ρ_c r_c \approx 41 \,\text{M}_\odot \text{pc}^{-2}$，但质量依赖性较弱$\sim M^{0.2}$ .值得注意的是，这种比例关系最近已经被经验推断出来。预测了涉及核心质量、核心半径和核心速度频散的标度关系，并与观测数据吻合良好。通过对数值模拟校准，我们预测这些关系的分散，并发现它们与现有数据非常吻合。未来的观测可以测试我们对不同晕质量和红移的预测。
2016-02-15 astro-ph.GA
The central densities of Milky Way-mass galaxies in cold and self-interacting dark matter models
我们提出了一套重子宇宙放大模拟的自相互作用暗物质（SIDM）晕内的“反馈在现实环境”（FIRE）项目。这三个模拟的晕有$\sim 10^{12}\, \text{M}_\odot$在$z=0$维里质量，我们研究速度无关的自相互作用截面1和10 ${\rm cm^2 \, g^{-1}}$。我们研究了冷暗物质（CDM）和SIDM模型中的恒星形成率和母晕的暗物质密度剖面的形状。在SIDM晕中形成的星系在$z\leq1$有更高的恒星形成率，与CDM模拟相比，导致更多的大质量星系。虽然CDM和SIDM模拟都显示了不同形状的暗物质密度分布，但与CDM晕相比，SIDM晕可以在几个kpcs内达到更高和更陡峭的中心密度。我们确定了星系的半质量半径内的恒星的积累和中心暗物质密度的增长之间的相关性。在SIDM晕的热化过程中的一个致密的恒星组件的存在下，增强。因此，具有高度集中的重子轮廓的SIDM晕被预测为具有比CDM晕更高的中心暗物质密度。总的来说，SIDM晕比CDM晕更容易受到大量重子分布的影响。
2021-09-08 astro-ph.GA
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
Living with Neighbors. IV. Dissecting the Spin$-$Orbit Alignment of Dark Matter Halos: Interacting Neighbors and the Local Large-scale Structure
自旋$-$轨道对准（SOA;即，晕自旋和相邻晕的轨道角动量之间的矢量对齐）为星系角动量如何发展提供了重要线索。在这项研究中，我们提取维里半径明智的接触晕对之间的质量比1/10和10从一组宇宙学$N$体模拟。在自旋-轨道角分布中，我们发现一个显著的SOA，其中52.7%的$\pm$ 0.2%的邻居在轨道上。我们的样本的SOA主要是由低质量的目标晕（$<10^{11.5}h^{-1}M_{\odot}$）与密切的合并邻居，证实了潮汐相互作用是SOA的物理起源之一的概念。我们还研究了SOA与相邻灯丝的相关性，发现更接近灯丝的晕显示更强的SOA。最有趣的是，我们第一次发现，自旋平行于灯丝的晕最频繁地经历双极相互作用（即，相当垂直但仍相互作用;自旋-轨道角$\sim$ 70 $^{\circ}$）。这立即引发了自旋翻转事件，并且极-极相互作用将很快翻转晕的自旋，使其与邻居的轨道角动量对齐。我们认为SOA起源于沿各向异性大尺度结构，特别是沿暗条的局部宇宙流，并通过与邻近结构的相互作用进一步增长。
2021-05-26 astro-ph.GA
Dynamics in the Cores of Self-Interacting Dark Matter Halos: Reduced Stalling and Accelerated Core Collapse
Yale University（耶鲁大学）
本文研究了自相互作用暗物质晕中核心停滞和动态浮力的动力学行为，发现强自相互作用会加速核心坍缩并消除传统CDM中的核心停滞现象。
2026-02-13 astro-ph.GA
A Non-parametric Method for the Inference of Halo Occupation Distributions
Rutgers, The State University of New Jersey（新泽西州立罗格斯大学）；Institute for Advanced Study, Princeton（普林斯顿高等研究院）；Columbia University（哥伦比亚大学）；Flatiron Institute（平研究所）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）
提出一种基于模拟器学习的非参数HOD拟合方法，通过模拟光锥数据训练仿真器，在似然分析框架中从星系两点相关函数推断HOD，在TNG100-1模拟测试中精度达0.2 dex，优于或媲美参数化方法。
2026-05-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
A parametric study of possible solutions to the high-redshift overproduction of stars in modeled dwarf galaxies
数值流体动力学和半解析宇宙学模型的星系形成的斗争，以配合观察到的恒星形成历史的星系在低质量的晕（M $_{\rm{H}} \lesssim 10^{11} M_\odot$），预测更多的恒星形成在高红移和恒星形成在低红移比观察。最根本的问题是，星系的气体吸积和恒星形成速率在模型中过于紧密地联系在一起：吸积速率在很大程度上驱动了恒星形成速率。观测结果指出，在高红移时，气体的吸积速度超过了恒星的形成速度，导致气体的积累和恒星形成的延迟，直到较低的红移。我们在一个半分析模型中提出了三种标准配方的经验调整，其动机是三种可能导致这种脱钩的物理场景：1）由恒星反馈驱动的外流的质量加载因子在早期可能对晕质量有更陡峭的依赖性，2）在高红移的低质量晕中，恒星形成的效率可能较低，3）在高红移时，气体可能不能有效地吸积到盘上的低质量晕中。这些新的配方，一旦调整，更好地再现$f_\star \equiv M_\star/M_{\rm{H}}$的演化作为晕质量的函数，从丰度匹配的红移$z=0$到$3$，虽然他们有不同的影响冷气体分数，恒星形成率和金属丰度。气体吸积和恒星驱动风的变化是有希望的，而直接修改恒星形成时间尺度需要采取激烈的措施，而这些措施在物理上并没有很好的动机。
2014-12-31 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
The "Little Dark Dot": Evidence for Self-interacting Dark Matter in the Strong Lens SDSS J0946+1006?
针对强透镜系统SDSS J0946+1006中挑战冷暗物质范式的致密暗扰动体，本文验证其为自相互作用暗物质核坍缩晕的可能性，发现约$10^{11}~{\rm M_{\odot}}$的对应晕可拟合观测，需后续深度观测确认。
2025-11-18 astro-ph.GA
Testing the isothermal Jeans model for self-interacting dark matter halos in the collapse phase
School of Physics and Astronomy, Beijing Normal University（北京师范大学物理与天文学院）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；School of Astronomy and Space Science, University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学天文与空间科学学院）；Donostia International Physics Center (DIPC)（圣塞巴斯蒂安国际物理中心）；Department of Astronomy, Peking University（北京大学天文学系）；Kavli Institute for Astronomy and Astrophysics, Peking University（北京大学科维理天文与天体物理研究所）；Department of Physics and Astronomy, University of California, Riverside（加州大学河滨分校物理与天文学系）
本文检验了等温 Jeans 模型在自相互作用暗物质晕深坍缩阶段的适用性，发现其在描述密度演变和引力透镜观测指标方面具有较高的可靠性与计算效率。
2026-10-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Evaporating the Milky Way halo and its satellites with inelastic self-interacting dark matter
自相互作用的暗物质为冷暗物质范式提供了一个有希望的替代方案，以解决潜在的小尺度星系形成问题。到目前为止，几乎所有的自相互作用暗物质模拟都只考虑了弹性碰撞。在这里，我们提出了一个通用的非弹性模型内的星系晕的模拟，使用一种新的数值实现的阿雷波代码研究任意多状态的非弹性暗物质的情况。对于这个模型，我们发现，非弹性自相互作用可以：（i）创建更大的subhalo密度核心相比，弹性模型相同的截面归一化;（ii）降低丰度的卫星，而不需要一个功率谱截止;（iii）减少约10%的总晕质量;（iv）通过能级去激发将相当于一亿O（100）百万II型超新星的能量注入星系晕;（v）避免由于从晕中心移除粒子而引起的重力热灾难。我们的结论是，一个约5倍大的弹性截面，以实现相同的中心密度减少的非弹性模型。这意味着，如果非弹性碰撞是主导模式，则对自相互作用截面的既定约束必须进行修改。在这种情况下，显著更小的截面可以实现相同的芯密度减小，从而显著增加允许模型的参数空间。
2019-03-16 astro-ph.GA hep-ph
Galaxy stability within a self-interacting dark matter halo
本文研究了包含自相互作用暗物质晕（SIDM）和de Vaucouleurs恒星分布的球状星系。它们只通过它们共享的引力场耦合，而引力场是根据密度分布计算的。假设质量、动量和角动量守恒，微扰分析揭示了星系对径向扰动的反应。这些模式取决于暗物质的基本性质、恒星质量、晕的质量和半径。恒星和暗物质的耦合稳定了一些在单流体模型中不稳定的晕。然而，中心的密集晕是不稳定的，导致SIDM和恒星的径向流动（有时是相反的方向）。根据暗微物理学，一些高度扩散的晕也是不稳定的。不稳定的星系可能会脱离它们的外围或崩溃。观测到的椭圆星系似乎存在于安全域中。光环脉动是可能的。SIDM波的最内侧节点可能出现在10个半光半径内。如果激发出更高的泛音，在可探测的半径范围内也可能出现诱导的恒星波纹。如果存在任何SIDM，星系的观测skotoseismology可以探测DM物理，测量特定系统的大小，也许有助于解释特殊的物体（例如一些壳星系和红块的生长）。
2012-12-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Revealing the Nature of a Lyman-$α$ Halo in a Strongly Lensed Interacting System at $z=2.92$
H I Ly $α$发射的空间扩展晕现在普遍存在于高红移恒星形成星系周围。但是我们对这些晕的性质和动力机制的理解仍然受到Ly $α$线复杂的辐射转移效应和有限的角分辨率的阻碍。本文介绍了SGAS J122651.3+215220的多单元光谱探测器（MUSE）分辨观测结果。SGAS J122651.3+215220是一对强透镜的$L^{*}$星系，位于$z=2.92$，嵌在$L_{Lyα}=(6.2\pm1.3)\times10^{42}$ erg s $^{-1}$的Ly $α$晕中。在全球范围内，该系统显示出显着的不对称和红移的线轮廓，但其宽度和峰移在整个晕显着变化。通过拟合的空间分仓的LY $α$光谱与辐射转移银河风模型的集合，我们推断出平均流出膨胀速度为$\approx 211$公里的$^{-1}$，与较高的值优先发现在系统的主轴两侧。外流的速度与中心星系光谱中低电离金属吸收线的蓝移进行了验证。我们还确定了一个微弱的（$M_{1500} \approx -16.7$）的同伴检测到的LY $α$和连续，其属性是在协议的预测人口的卫星星系，有助于扩展的LY $α$发射。最后，我们简要地讨论了中央星系之间的相互作用对晕的性质的影响和原位荧光Ly $α$生产的可能性。
2022-08-16 astro-ph.GA
A Universal Analytic Model for Gravitational Lensing by Self-Interacting Dark Matter Halos
该研究提出自相互作用暗物质（SIDM）晕引力透镜的通用解析模型，基于引力热演化普适性校准透镜势，推导偏转角度和表面密度方程，改进深核坍缩区域参数化方法，支持更全面的透镜研究并公开实现代码。
2025-08-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Is Sextans dwarf galaxy in a scalar field dark matter halo?
玻色-爱因斯坦凝聚体/标量场暗物质模型认为暗物质是由无自旋的超轻粒子组成的，这些粒子可以用一个标量场来描述。这个模型是$Λ$ -冷暗物质范式的替代模型，因此应该在星系和宇宙学尺度上进行研究。矮球状星系在研究任何暗物质理论时都非常有用，因为暗物质主导着它们的动力学。在本文中，我们研究六分仪矮球状星系，嵌入在一个标量场暗物质晕。我们探讨了六分仪中恒星子结构的溶解时间尺度如何约束质量，以及标量场暗物质玻色子的自相互作用参数。我们发现，在$(0.12< m_ϕ<8) \times10^{-22}$ ~eV的范围内，没有自相互作用的标量场暗晕的质量将有足够大的核心来解释六分仪中恒星子结构的寿命，以及足够小的质量与动力学极限兼容。如果自相互作用参数不为零，那么玻色子的质量可能高达$m_ϕ\approx2\times10^{-21}$ ~eV，但这将对应于六分仪暗物质晕不切实际的低质量。因此，六分仪矮星系可以嵌入在一个标量场/BEC暗物质晕与首选的自相互作用参数等于零。
2014-06-26 astro-ph.GA
On the Late-Time Evolution of Velocity-Dependent Self-Interacting Dark Matter Halos
本研究针对速度依赖型自相互作用暗物质晕的晚期引力热坍缩演化展开，发现深核坍缩区存在近似普适性，可关联不同平均自由程区域的演化并给出半解析演化公式，为估算暗物质晕核内的黑洞质量提供关键依据。
2023-12-14 astro-ph.GA hep-ph
Universal gravothermal evolution of isolated self-interacting dark matter halos for velocity-dependent cross sections
本研究针对速度相关散射截面的孤立自相互作用暗物质晕，通过球对称引力热方程发现其演化具有近似普适性，可通过最小中心密度时的散射时标映射到速度无关模型，坍缩时标由该时标主导，并推导出自相似解提供解析解释。
2023-12-13 astro-ph.GA hep-ph
The impact of baryonic potentials on the gravothermal evolution of self-interacting dark matter haloes
本文通过扩展半解析流体模型并结合N体模拟，研究了中心重子势对自相互作用暗物质晕引力热演化的影响，发现重子势会改变晕的中心密度、核尺寸和速度弥散并加速演化，且经适当重标度后不同基准案例的演化呈现准普适性，为利用星系观测检验SIDM预测提供了框架。
2023-09-16 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
The first all-sky view of the Milky Way stellar halo with Gaia+2MASS RR Lyrae
我们利用第一个\gaia数据发布研究银河系恒星晕的性质跟踪RR天琴座。我们证明，它是可以选择一个纯样品的RR天琴座仅使用光度信息在盖亚+2MASS目录。最后一个样本包含约21600 RR天琴座，覆盖了银河系内晕体积（$\text{R}<28$ kpc）的一个前所未有的分数（$\sim60\%$）。我们用参数和非参数方法分析了天球RR分布，研究了星晕的形态。利用均匀的全天空覆盖，我们测试晕模型比通常认为在文献中，如那些不同的扁平化，倾斜和/或偏移的晕相对于银河系盘更复杂。一个一致的画面出现了：内晕是由三轴椭球上恒星的平滑分布很好地再现的。短轴垂直于银河系圆盘，而长轴与银河系Y轴偏离$\sim20^{\circ}$。沿长轴的伸长是温和的（$\text{p}=1.27$），和垂直扁平化的演变从一个压扁状态与$\text{q}\approx0.57$在中心的一个更球形的$\text{q}\approx0.75$在我们的数据集的外缘。密度斜率很好地近似为指数为$α=-2.96$的单一幂律。在探测的范围内，我们没有看到明显的证据表明径向密度斜率的变化，平面倾斜或晕相对于银河系中心的偏移。
2017-11-02 astro-ph.GA
A Hyper Suprime-Cam View of the Interacting Galaxies of the M81 Group
我们提出的第一个结果的M81组进行了广泛的领域映射调查与超Suprime-Cam的斯巴鲁望远镜。我们的深测光达到$\sim2$星等低于红巨星分支（RGB）的尖端，并揭示了在M81的距离$\sim 100\times115$千秒差距的区域内，年老和年轻恒星的空间分布。年轻的恒星（$\sim30-160$ Myr old）紧密地遵循中性氢的分布，可以在M81和NGC 3077之间的恒星流中找到，也可以在许多外围的恒星协会中找到，包括已知的Arp's Loop，Holmberg 3077，IX，M82晕中的弧，BK 3 N和Garland。这些分组中的许多在RGB地图中没有对应物，这表明它们可能是真正年轻的系统。我们的巡天观测还首次揭示了M81、M82和NGC 3077周围RGB恒星的非常扩展的（$\geq 2\times \rm{R_{25}}$）晕，以及连接这些系统的微弱潮汐流。M82和NGC 1，3077的晕呈现出高度扰动的形态，推测是最近引力相遇和它们持续破坏的结果。虽然M81、NGC 1、3077的晕和M82的内晕具有相似的$(g-i)_{0}$颜色，但M82的外晕明显更蓝，表明它更贫金属。值得注意的是，我们对M81星系群的深度全景图表明，长期以来已知的HI中存在的复杂性在低表面亮度恒星成分中同样匹配。
2015-07-17 astro-ph.GA
Probing Signals of Self-Interacting Dark Matter Core Collapse in HI-Rich Galaxies
本研究通过分析五个富HI星系的旋转曲线，发现其暗物质晕高内部密度与核心坍缩的SIDM模型相符，暗示这些星系可能形成于具有显著自相互作用的暗物质宇宙节点中。
2025-04-23 astro-ph.GA hep-ph
Introducing the Descriptive Parametric Model: Gaseous Profiles for Galaxies, Groups, and Clusters
本文提出描述性参数模型（DPM）用于生成星系、星系群和星系团的气体晕轮廓，并通过多波段观测验证了在低质量晕中更有效移除重子且轮廓更浅的模型，同时发布了DPMhalo代码。
2025-11-05 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
Accuracy and precision of triaxial orbit models I: SMBH mass, stellar mass and dark-matter halo
我们调查的准确性和精度的三轴动力学轨道模型拟合二维模拟观测的一个现实的N体合并模拟类似于一个巨大的早期型星系与超大质量黑洞（SMBH）。我们表明，我们可以重现三轴N体合并残留物的正确的黑洞质量，恒星质量-光比和总封闭质量（内半光半径）为几个不同的测试方向与前所未有的精度为5- 10%。我们的动力学模型使用整个非参数视线速度分布（LOSVD），而不是参数LOSVD或速度矩作为约束。我们的研究结果强烈表明，国家的最先进的积分场投影运动学数据只包含轻微的退化相对于质量和各向异性恢复。然而，这也证明了史瓦西方法的一般强度。我们实现了证明高恢复精度和精度与我们新开发的建模机器相结合的几个进步：（i）我们新的半参数解投影代码探测简并，并允许限制视角的一个三轴星系;（ii）我们新的轨道建模代码SMART使用一个5-dim的轨道起始空间，以代表采样，特别是在近开普勒轨道的星系中心;（iii）我们使用广义信息准则AICP来优化平滑并比较不同的质量模型，以避免在具有不同模型灵活性的基于$χ^2$的模型中发生的偏差。
2022-12-12 astro-ph.GA
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
The local dark matter distribution in self-interacting dark matter halos
在EAGLE流体动力学模拟中，我们研究了类银河系中暗物质自相互作用对局域暗物质分布的影响。这些模拟是用两种不同的自相互作用暗物质模型进行的，一种是恒定的，另一种是速度依赖的自相互作用截面。我们发现，在有暗物质自相互作用和重子的模拟中，类银河晕的局部暗物质速度分布与在有重子的无碰撞暗物质模拟中得到的结果基本相似.在这两种情况下，当地的暗物质的速度分布符合最佳拟合麦克斯韦分布。在有或没有暗物质自相互作用的模拟中包括重子增加了局部暗物质密度，并将暗物质速度分布向更高的速度移动。为了研究直接检测的影响，我们计算直接从模拟得到的暗物质晕积分，并将其与最佳拟合麦克斯韦速度分布得到的积分进行比较。我们发现，麦克斯韦分布提供了一个很好的适合大多数晕的晕积分，没有任何显着的差异，不同的暗物质自相互作用模型的结果。
2022-10-12 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
A Self-interacting Dark Matter Solution to the Extreme Diversity of Low-mass Halo Properties
本文提出自相互作用暗物质（SIDM）可同时解释致密强透镜子结构和孤立超弥散星系两种极端晕性质，并通过首次星系群环境宇宙学缩放模拟验证了核心坍缩子晕和千秒差距尺度核心的形成机制。
2023-11-30 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
TangoSIDM: Tantalizing models of Self-Interacting Dark Matter
我们介绍了TangoSIDM项目，一套宇宙学模拟的结构形成的$Λ$-自相互作用暗物质（SIDM）宇宙。TangoSIDM探索了矮星系尺度上大暗物质（DM）散射截面的影响。受DM相互作用的启发，遵循汤川势，每单位质量的横截面，$σ/m_χ$，假设一个速度依赖的形式，避免违反当前的限制在大尺度上。我们证明，我们的实现准确地模型不仅核心形成晕，但重力热核心崩溃。对于宇宙学体积中的中心晕，频繁的DM粒子碰撞使粒子轨道各向同性，使它们基本上是球形的。我们发现，速度依赖的$σ/m_χ$模型产生了很大的多样性，在卫星晕的圆周速度，随着横截面达到20，60和100厘米$^2$/g的$10^9~\rm{M}_{\odot}$晕的速度增加的蔓延。晕内部结构的大变化是由DM粒子相互作用驱动的，在一些晕中导致扩展核的形成，而在另一些晕中导致重力热核的坍塌。我们的结论是SIDM模型从探戈项目提供了一个很有前途的解释的多样性的密度和速度分布的观测矮星系。
2022-06-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Gravothermal Catastrophe in Resonant Self-interacting Dark Matter Models
本文通过 N 体模拟研究具有速度依赖共振截面的自相互作用暗物质模型，发现共振截面使暗物质晕在核形成阶段达到更低中心密度，并在坍缩阶段多耗时约20%，偏离了速度无关截面下的普适演化规律。
2024-08-30 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Living with Neighbors. III. Scrutinizing the Spin$-$Orbit Alignment of Interacting Dark Matter Halo Pairs
我们提出了自旋$-$轨道对准（SOA;即，晕的自旋矢量和它的邻居的轨道角动量矢量之间的角度对准）提供了银河系角动量如何发展的重要线索。特别是，我们确定维里半径明智的接触晕对质量比从1/3到3的宇宙学$N$体模拟，并将它们分为合并和飞越子样本根据其总（动能+势能）的能量。在自旋$-$轨道角分布中，我们发现了一个显著的SOA，其中$75.0\pm0.6$ %的合并邻居和$58.7\pm0.6$ %的飞越邻居在轨道上。我们的样本的整体SOA主要是由快速旋转的晕驱动的，证实了良好对齐的相互作用使晕旋转得更快。更有趣的是，我们第一次发现了一个强大的数量过剩的近垂直，但仍然相互作用（$\sim75^{\circ}$）的自旋$-$轨道角分布的合并和飞越的情况下。这种非极性相互作用在缓慢旋转的晕中占主导地位，证明了错位的相互作用会降低晕的旋转。双极相互作用的频率与晕质量有关，而双极相互作用的频率与大尺度密度有关。这立即引发了自旋翻转现象，这是有条件的质量和环境。极间的相互作用很快就会翻转一个慢旋转体的自旋，使之与它邻居的轨道角动量一致。最后，我们提出了一个场景，连接SOA的周围大尺度结构的基础上自旋翻转参数。
2020-06-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Accelerated core collapse in tidally stripped self-interacting dark matter halos
我们使用一个半解析的方法，校准到N体模拟研究星系中自相互作用的暗物质核心的演化。我们划定制度的核心密度的时间演变遵循一个明确的轨道设置的初始晕参数和截面。沿着该轨迹，中心密度达到由初始晕圈密度设置的最小值。进一步的演化导致向外的热传递，诱导重力热核心塌陷，使得核心随着其密度的增加而收缩。我们表明，核心崩溃的时间尺度是高度敏感的外部径向密度分布。与孤立的晕相比，由于潮汐剥离而具有显著质量损失的卫星星系应该具有更大的中心密度和更快的核心崩溃。这种情况可以解释本星系群中矮星系的致密和紧凑的核心，如Tucana（与银河系隔离），经典的银河系卫星Draco和一些超暗卫星。如果核心坍缩的最终命运是黑洞的形成，那么加速的时间尺度就为创造中等质量的黑洞提供了一种新的机制。
2020-03-09 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Mergers Matter: Gravothermal Collapse in Dwarf Halos with Self-Interacting Dark Matter
University of California, Irvine（加州大学尔湾分校）；DARK, Niels Bohr Institute, University of Copenhagen（哥本哈根大学尼尔斯·玻尔研究所DARK）；Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）；University of Washington（华盛顿大学）；Flatiron Institute（平顿研究所）；Princeton University（普林斯顿大学）；Northeastern University（东北大学）
通过模拟六个矮星晕，发现合并事件注入轨道动能改变热输运，导致具有宁静合并历史的星晕发生核心坍缩，而持续合并的星晕则不会坍缩，并可能产生暗物质缺失星系。
2026-06-01 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Core collapse in resonant self-interacting dark matter across two decades in halo mass
本研究通过N体模拟探究共振自相互作用暗物质的核坍缩现象，发现束缚粒子速度分布与共振截面的相互作用会偏离自相似演化，不同质量晕的演化阶段和结构存在差异。
2025-10-02 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
Diversity in density profiles of self-interacting dark matter satellite halos
我们目前的结果从N体模拟的自相互作用的暗物质（SIDM）的subhalos，这可能主机超微弱的矮球状星系，内的牛奶路一样的主晕。我们发现，高浓度的subhalos被驱动重力热核心崩溃，而低浓度的subhalos开发大（千磅级大小）的低密度核心，这两种效果敏感地依赖于卫星的轨道和自相互作用截面超过质量$σ/m$。$σ/m \gtrsim 3 \ \rm cm^2/g$的总体效果是增加内部密度的范围，可能解释了银河系卫星的观测多样性，其中包括Draco和Segue 1等致密系统，这些系统在暗物质中密度很高，而Sextans和Crater II等密度较低的扩散系统。我们讨论了区分SIDM模型和无碰撞暗物质模型的可能途径，使用推断的矮球状星系的暗物质密度和恒星尺寸。
2019-04-23 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Gravothermal collapse of self-interacting dark-matter halos with anisotropic velocity distributions
本文研究自相互作用暗物质晕的引力热坍缩时间尺度如何依赖速度分布，发现各向异性分布可使坍缩时间相差超两倍，且差异源于速度弥散剖面的全局变化。
2025-10-27 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
Modeling dark matter halos with self-interacting fermions: A polytropic approach
Universidad de Guanajuato（瓜纳华托大学）
本文提出用自相互作用费米子建模暗物质晕，通过χ²分析确定费米子质量和相互作用强度，以拟合低表面亮度星系的旋转曲线。
2026-07-30 astro-ph.GA hep-ph
Core Formation in Dwarf Halos with Self Interacting Dark Matter: No Fine-Tuning Necessary
我们调查的影响，自相互作用的暗物质（SIDM）的密度分布的$V_{\rm max} \simeq 40~km~s^{-1}$孤立的矮暗物质晕-规模的相关性太大而不能失败的问题（TBTF）-使用非常高分辨率的宇宙学变焦模拟。每个光环在其维里半径内有数百万个粒子。我们发现，SIDM模型的每单位质量的横截面跨越范围σ/m = $0.5 - 50$ $cm^2~g^{-1}$减轻TBTF和产生恒定密度的核心大小为300-1000 pc，相当于半光半径的$M_\star$ ~ $10^{5-7}$ $M_\odot$矮星。在这个范围σ/m ~ $5-10~cm^2~g^{-1}$的中间，形成最大、密度最低的岩心。我们的最大SIDM横截面试验（σ/m = $50~cm^2~g^{-1}$）由于轻微的堆芯塌陷行为，形成了密度稍高的堆芯，但密度仍低于CDM情况，并保持了恒定密度的堆芯剖面。我们的工作表明，在矮星系（$v_{\rm rms}$ ~ $40~km~s^{-1}$）的速度尺度上，SIDM截面大于或等于$50~cm^2~g^{-1}$仍然是可行的.减轻TBTF和尖点/核心问题的SIDM横截面的范围跨越至少两个数量级，因此不需要特别微调。
2014-12-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Numerical evolution of self-gravitating halos of self-interacting dark matter
本文提出一种高效的球对称自引力系统数值方案，用于模拟自相互作用暗物质晕从内部平坦化到引力热坍缩的演化过程，并可扩展至球状星团动力学研究。
2025-06-04 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Dynamical reconstruction of SPARC galactic halos within self-interacting fuzzy dark matter
Newcastle University（纽卡斯尔大学）
本文提出利用自相互作用模糊暗物质模型，通过动态重建方法拟合SPARC数据库中17个星系的暗物质晕结构，解决非相互作用模糊暗物质模型中约束不一致的问题。
2026-03-09 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
Central densities of dark matter halos in FIRE-2 simulations of low-mass galaxies with cold dark matter and self-interacting dark matter
本研究利用FIRE-2模拟比较冷暗物质与自相互作用暗物质模型，发现SIDM诱导的核从中心恒密度区到外缘下降的过渡更快，密度轮廓斜率变化可区分两种核形成机制。
2025-10-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
High-redshift supermassive black hole population from core-collapse in self-interacting dark matter halos
Indian Institute of Science Education and Research Berhampur（印度科学教育研究学院贝尔汉普尔分校）
本研究提出自相互作用暗物质晕核心坍缩可产生高红移超大质量黑洞种子，通过半解析模型预测并与观测对比，给出速度依赖的暗物质参数空间。
2026-09-14 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Survival of the most compact: the life and death of satellite halos in self-interacting dark matter
Goethe University（法兰克福歌德大学）；Donostia International Physics Center (DIPC)（圣塞巴斯蒂安国际物理中心）；Ludwig-Maximilians-Universität München（慕尼黑路德维希-马克西米利安大学）；Excellence Cluster ORIGINS（ORIGINS卓越集群）；The University of Texas at Austin（得克萨斯大学奥斯汀分校）；University of California - Irvine（加州大学尔湾分校）
本文研究自相互作用暗物质模型中卫星晕的演化，通过高效模拟框架探讨子晕的引力热塌缩，揭示其密度分布特征及对强引力透镜和卫星星系的影响。
2026-03-19 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-th
Accurately simulating core-collapse self-interacting dark matter halos
Ludwig-Maximilians-Universität München（慕尼黑大学）；Excellence Cluster ORIGINS（ORIGINS卓越集群）；University of California, Riverside（加州大学河滨分校）；Max-Planck-Institut für Astrophysik（马克斯·普朗克天体物理学研究所）
研究通过SIDMN体模拟探讨暗物质晕坍缩过程，发现能量守恒误差和核尺寸对模拟结果敏感，提出高分辨率模拟数据可作为基准，指导参数选择以解释GD-1类恒星流观测。
2026-03-20 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Core-halo scaling relations in self-interacting scalar field dark matter
CEICO—FZU, Institute of Physics of the Czech Academy of Sciences（捷克科学院物理研究所）；University of Vienna（维也纳大学）
研究自相互作用对标量场暗物质晕结构和演化的冲击，发现自相互作用影响核心质量和能量缩放关系，依赖相互作用强度和晕演化阶段。
2026-05-12 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Numerical Challenges in Modeling Gravothermal Collapse in Self-Interacting Dark Matter Halos
本文通过模拟理想化矮晕，比较三种SIDM数值实现，发现数值方法选择、力软化及时间步长显著影响核心塌缩，即使最高分辨率下塌缩时间仍有约10%变化。
2025-07-09 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Evolution of Resonant Self-interacting Dark Matter Halos
本文利用重力热流体方法模拟宽质量范围的 rSIDM 晕演化，发现其结构通常近似 cSIDM，但特定质量范围会出现可观测的密度轮廓转折。
2023-04-25 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
The overconcentrated dark halo in the strong lens SDSS J0946+1006 is a subhalo: evidence for self interacting dark matter?
本文通过正向建模方法拟合强透镜系统 J0946+1006 中暗物质晕的红移，发现该过度集中的暗物质晕是子晕而非视线方向结构，其陡峭的密度轮廓偏离 $Λ$CDM 预期，可能表明暗物质自相互作用导致的引力热坍缩。
2024-11-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
To collapse or not to collapse: Halo evolution with self-interacting dark matter mass segregation
本文提出一种由两种不等质量粒子组成的自相互作用暗物质（SIDM）模型，通过N体模拟证明其能产生密度核并避免引力热灾变，从而同时解释致密暗物质晕和高中心密度系统。
2025-06-30 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
The Onset of Gravothermal Core Collapse in Velocity Dependent Self-Interacting Dark Matter Subhaloes
有学者认为，由暗物质自相互作用（self-interacting暗物质，SIDM）引起的重力热坍缩可以解释观测到的银河系卫星中心动力学质量的多样性。我们调查这一假设背后的过程中使用的$N$ -体模拟的MW模拟晕与速度相关的自相互作用的暗物质（VDSIDM），其中低速自散射截面，$σ_{T}/m_{x}$，达到100厘米$^{2}$ g $^{-1}$，我们把这个模型的VD 100模型。我们比较模拟的结果相同的晕，采用不同的暗模型，包括冷暗物质（CDM）和其他，不太极端的SIDM模型。vd 100晕的质量与CDM非常相似，但它们的最大圆周速度值$V_{max}$明显更高。我们确定这些高$V_{max}$亚晕是质量范围[ $5\times10^{6}$，$1\times10^{8}$ ] $M_\odot$在$z=1$经历重力热核心崩溃的对象。这些塌陷晕的密度分布由单次幂定律描述，直到模拟的分辨率极限，并且该密度分布的内斜率约为$-3$。解决不断减少的崩溃区是具有挑战性的，定制的模拟将需要在规模$<1$ kpc的失控不稳定性准确建模。
2021-08-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cooling, conduction, compact objects: Gravothermal evolution of dissipative self-interacting dark matter halos
Technische Universität München（慕尼黑工业大学）；Donostia International Physics Center (DIPC)（圣塞巴斯蒂安国际物理中心）；Ludwig-Maximilians-Universität München（慕尼黑大学）
通过独立改变耗散和热传导，系统研究耗散如何改变孤立自相互作用暗物质晕的引力热演化，发现中心冷却可逆转热传导作用，抑制等温核形成，并解释JVAS B1938+666强透镜扰动体性质。
2026-06-19 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Three Birds with One Stone: Core-Collapsed SIDM Halos as the Common Origin of Dense Perturbers in Lenses, Streams, and Satellites
Center for Experimental Cosmology & Instrumentation, Department of Physics and Astronomy, University of California, Riverside（加州大学河滨分校物理与天文学系实验宇宙学与仪器中心）
研究显示，质量约为10^6 M_sun的核心坍缩SIDM晕能解释GD-1星流和JVAS B1938+666强透镜系统的致密扰动，同时能解释银河系卫星中的恒星团Fornax 6的形成，证明了SIDM晕在不同宇宙环境下的观测价值。
2026-03-20 astro-ph.GA hep-ph
