测量本地暗物质密度的困难

盘星垂直速度弥散的分析是估算本地暗物质密度$\rho_{DM}$最直接的天文手段。当前基于中面动力学密度的估算使用了一种本地重子修正，该修正忽略了螺旋结构的非局部效应，并显著低估了动力学相关气体的数量；额外的气体加上剩余的不确定性使得仅从中面运动学测量$\rho_{DM}$实际上不可能。具有不同标高和尺度的非均匀示踪种群的采样导致观测到的弥散梯度系统性增大，并改变标称密度分布，若未恰当考虑，可能被误解为更多暗物质的迹象。若使用无限盘模型化盘引力，则由全局指数盘分量引起的垂直引力的局部变化导致重子贡献被低估多达约40%。仅给定稳态、轴向和垂直对称盘、双指数示踪和质量分量密度剖面、基于现象学证明的跨弥散分量$\sigma_{Rz}$模型以及现实的$g_z$模型等假设，才可能解析求解完整的垂直Jeans方程得到垂直弥散$\sigma_{z}(z)$，从而检验先前测量$\rho_{DM}$尝试的稳健性。当从SEGUE G矮星数据估计模型参数时，仍无法解释Buedenbender等人报道的简单厚盘和薄盘数据集的行为差异。这种效应似乎不是运动学模型的根本问题，而是定义和处理运动学均匀示踪种群困难的进一步迹象。