一种利用毫秒暂现源测量银河系晕的数据驱动技术

我们引入一种新技术，通过分析脉冲星 $\text{DM}_\text{pulsar}$ 与快速射电暴 $\text{DM}_\text{FRB}$ 的观测色散量度分布，约束银河系晕的视线积分电子密度 $\text{DM}_\text{MW,halo}$。我们对这些分布进行建模，并针对银河系星际介质作修正，采用核密度估计——非常适用于小数据情形——求得修正后 $\text{DM}_\text{pulsar}$/$\text{DM}_\text{FRB}$ 分布的下/上界：$\max[\text{DM}_\text{pulsar}] \approx 7\pm2 \text{ (stat)} \pm 9 \text{ (sys) pc cm}^{-3}$ 与 $\min[\text{DM}_\text{FRB}] \approx 63^{+27}_{-21} \text{ (stat)} \pm 9 \text{ (sys) pc cm}^{-3}$。利用 bootstrap 重采样估计不确定性，我们对银河系晕色散量度给出保守限制 $-2 < \text{DM}_\text{MW,halo} < 123 \text{pc cm}^{-3}$（95% 置信水平）。该上限尤其保守，因其可能包含来自 FRB 宿主星系的不可忽略贡献以及宇宙网的非零贡献。它强烈反对银河系保留其大部分重子且密度轮廓追踪假想暗物质密度轮廓的模型。最后，我们对更大的 FRB 样本进行 Monte Carlo 模拟，以验证该技术并评估正在进行与未来的巡天之灵敏度。我们恢复出数十 $\text{pc cm}^{-3}$ 量级的界限，或足以检验银河系是否保留了其大部分重子质量。我们估计数千个 FRB 的样本将显著收紧对 $\text{DM}_\text{MW,halo}$ 的约束，并提供对其他分析的有价值补充。