基于作用量的分布函数建模以约束银河系暗物质晕形状

我们利用来自 Gaia DR2 的晕族 RR Lyrae 恒星的天测数据，估计了距银河系中心 $r \lesssim 30$ kpc 范围内银河系暗物质（DM）晕的三维密度轮廓。我们对恒星晕分布函数和银河系势进行建模，充分考虑了巡天选择函数、观测误差以及 RR Lyrae 恒星缺失的视线速度数据。采用贝叶斯 MCMC 方法，我们推断模型参数，包括假设为半径常数的 DM 晕密度扁率 $q$。我们发现 $q$ 的后验分布的 99% 位于 $q>0.963$，这强烈不支持扁平的 DM 晕。我们无法就 $r \lesssim 30$ kpc 处的银河系 DM 晕是否为长球形得出结论，因为我们将自己限制在 $q\leq1$ 的轴对称扁球晕模型。我们的结果与宇宙学流体动力学模拟的预测不一致，后者主张在银河系大小星系的维里半径 $\sim 15\%$ 范围内更扁的（$\langle{q}\rangle \sim0.8 \pm 0.15$）DM 晕。基于我们用宇宙学模拟进行的验证测试，另一种可能性是银河系晕的真实值 $q$ 可能与宇宙学模拟一致，但银河系势中的非平衡态使我们对 $q$ 的测量膨胀了 0.1-0.2。作为我们分析的一个副产品，我们的模型将太阳邻域的 DM 密度约束为 $\rho_{\mathrm{DM},\odot} = (9.01^{+0.18}_{-0.20})\times10^{-3}M_\odot \mathrm{pc}^{-3} = 0.342^{+0.007}_{-0.007}$ $\;\mathrm{GeV} \mathrm{cm}^{-3}$。