由 Gaia DR2 推断的银河系总质量轮廓

我们通过将物理动机模型拟合到 Gaia DR2 银河系旋转曲线及其他数据，确定了由此推断的银河系（MW）质量轮廓。利用多个 MW 质量晕的天体流体动力学模拟，我们表明重子物质的存在导致内区（r<20 kpc）暗物质（DM）分布的收缩。我们提供了一个将重子分布与 DM 晕轮廓变化联系起来的解析表达式。对于我们的星系，与不收缩晕相比，收缩在径向距离 20、8 和 1 kpc 处使所含 DM 晕质量分别增加约 1.3、2 和 4 倍。忽略此收缩会导致推断的晕质量与集中度出现系统偏差。我们提供了一个与 MW 旋转曲线高度吻合的最佳拟合收缩 NFW 晕模型。其最佳拟合的 DM 晕质量（重子收缩前）为 $M_{200}^{\rm DM}=0.97_{-0.19}^{+0.24}\times10^{12} M_\odot$，集中度为 $9.4_{-2.6}^{+1.9}$，接近于 $\Lambda$CDM 中预测的中位晕质量-集中度关系。推断的总质量为 $M_{200}^{\rm total}=1.08_{-0.14}^{+0.20} \times 10^{12} M_\odot$，与近期测量值吻合良好。该模型给出 MW 恒星质量为 $5.04_{-0.52}^{+0.43}\times10^{10} M_\odot$，并推断太阳位置处的 DM 密度为 $\rho_{\odot}^{\rm DM}=8.8_{-0.5}^{+0.5}\times10^{-3} M_\odot \rm{pc}^{-3}\equiv0.33_{-0.02}^{+0.02}~\rm{GeV}~\rm{cm}^{-3}$。旋转曲线数据也可由不收缩 NFW 晕模型拟合，但对应的 DM 与恒星参数截然不同。观测更偏好物理动机的收缩 NFW 晕，但测量不确定性过大，尚无法排除不收缩 NFW 晕。