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高分解能の天の川質量銀河の形成シミュレーションを実行した．これは衛星銀河のダークマターハロー（サブハロー）の構造を十分に扱える高分解能シミュレーションである．そのさい，一般的に仮定されるコールドダークマター (CDM) だけでなく，ダークマター同士が弾性衝突をする self-interacting dark matter (SIDM) も考慮できるシミュレーションコードを開発した．また，サブハローの構造に大きな影響を与えると考えられている超新星爆発の影響を，超新星残骸の高分解能シミュレーションの結果を用いて物理的に正しい形で取り入れた．SIDM には観測的な制限の範囲内で矮小銀河スケールで CDM と大きく異なる振る舞いをするように，相対速度が小さいほど衝突断面積が大きくなるモデルを採用した．
その結果，CDM と SIDM の両者で局所銀河群の衛星銀河の観測的性質は再現できた．一方，両者の違いは V-band で -10 等より暗いところで顕著であり，特徴的な半径内のダークマターの面密度や光度関数をそのような暗い衛星銀河にについて求めることで区別可能であることを示した．
また，CDM と SIDM では衛星銀河の空間分布に大きな違いがあることが明らかになった．これは SIDM ではサブハローの中心密度が下がることにより，潮汐力によりホストダークマターハロー中心部の衛星銀河が破壊されてしまうためである．このため，天の川銀河近傍の衛星銀河の分布を調べることでもダークマターの性質に制限をつけられることがわかった．
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