Reverse engineering the Milky Way
银河系从破裂的卫星中吸积的球状星团（GC）的年龄、金属丰度、α元素和运动积分随时间基本保持不变。在这里，我们结合使用这些保守的性质，将76个GC分配给5个祖先卫星星系-其中一个我们称之为考拉矮星系。我们拟合漏盒化学富集模型的年龄金属丰度分布的GC，推导出有效产量和每个卫星的形成时代。基于GC计数的标度关系，我们估计了每个卫星的原始晕质量，恒星质量和平均金属丰度。这5颗吸积卫星的总质量对银河系的生长贡献了约10个$^{9}$ M $_{\odot}$，但超过银河系GC系统的50%。这5颗卫星形成的时间非常早，可能在8- 11 Gyr前吸积，表明银河系在其早期演化中的快速增长。我们认为至少有3颗卫星最初是成核的，残留的核心现在是银河系的GC。11个GC也被确定为已形成异位，但不能被分配到一个单一的祖卫星。
2020-02-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
The tangential velocity excess of the Milky Way satellites
我们估计了银河系经典卫星的系统轨道运动学，并将它们与来自半解析星系形成模型的Λ冷暗物质（ΛCDM）模型的预测进行了比较，该模型适用于高分辨率宇宙学N体模拟。我们发现银河系卫星系统是ΛCDM系统的非典型。有自行测量的10颗银河系卫星的子集具有速度各向异性，β=-2.2 $\pm$ 0.4，位于ΛCDM分布的2.9%尾部。单独来看，银河系卫星的径向速度低于预期的自行速度，10颗卫星中有9颗卫星的轨道动能最多有20%投入径向运动。这种极端值预计仅在1.5%的ΛCDM卫星系统中出现。这种切向运动过剩与银河系“卫星盘”的存在无关。我们提出的理论预测，更大的卫星样本，可能成为可用的自行测量获得。
2017-02-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Cosmic Abundance of Classical Milky Way Satellites
我们研究了斯隆数字巡天中与银河系和M31大小和孤立度相似的星系周围最明亮的经典矮椭球体卫星的丰度。从光度和光谱红移的组合，我们绑定的平均值和内在散射的卫星数量下降到10个星等比银河系暗。限制的幅度比人马座亮，我们表明，银河系是不是一个显着的统计离群值在其人口的经典矮椭球。在较暗的星等，我们发现一个上限为13的卫星比天炉座矮椭球亮的平均数。利用全光度红移分布来改善这些限制的方法是有希望的，但目前在最低红移处受到不完整性的限制。理论模型被用来解释为什么大多数环绕银河系的暗物质暗晕在制造最亮的矮椭球体的光度尺度上效率低下，或者为什么这些暗晕不存在。
2012-07-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
No globular cluster progenitors in Milky Way satellite galaxies
为了寻找银河系球状星团的可能祖先，我们对银河系中170个球状星团和11个典型的银河系卫星星系进行了轨道积分，并在银河系+卫星势中回溯了11 Gyr，包括MW对大麦云云的响应以及动力学摩擦对卫星星系的影响。为了评估可能的过去协会，我们设计了一个球状星团-卫星结合标准的基础上，卫星的潮汐半径和逃逸速度，我们测试球状星团与人马座矮星系和矮星系与大麦云云。对于这些，我们成功地恢复了以前的研究所强调的动力学协会，我们通过使用盖亚EDR 3数据推导出银河系的吸积时间。假设银河系球状星团是和一直免费的暗物质，因此由恒星单独组成，我们证明，没有任何球状星团显示任何明确的关联与8个经典矮球状星系，即使他们中的一大部分被认为是吸积。这意味着吸积的球状星团要么是作为现在被破坏的卫星星系的一部分进入的，要么是球状星团过去可能有暗物质晕--正如球状星团和矮星系之间类似的金属丰度所暗示的那样。
2022-09-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Milky Way Satellite Census. I. The Observational Selection Function for Milky Way Satellites in DES Y3 and Pan-STARRS DR1
我们报告的超暗银河系卫星星系的系统搜索结果使用的数据从暗能量调查（DES）和泛星1（PS1）。DES和PS1共同提供了超过80%天空的光学/近红外波长的多波段测光。我们对卫星星系的搜索目标是高银河纬度天空的~ 25，000度$^2$，在$g$和$r$波段达到$\gtrsim$ 22.5等的10 $σ$点源深度。虽然之前已经在DES和PS1上独立进行了卫星星系搜索，但这是第一次在两个数据集上进行自洽搜索。我们没有发现任何新的高重要性卫星星系候选者，同时恢复了以前在可比深度的调查中发现的大多数卫星。我们使用大量的模拟卫星注入到调查数据的敏感性，我们的搜索特征。我们使用这些模拟来推导分析和机器学习模型，这些模型可以准确地预测银河系卫星的可探测性，作为它们在天空中的距离，大小，亮度和位置的函数。为了证明这个观测选择函数的效用，我们计算了银河系卫星星系的光度函数，假设已知的卫星星系的人口是代表的基本分布。我们提供访问我们的观测选择功能，以方便比较与宇宙学模型的星系形成和演化。
2020-04-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Constraining local UV field geometry at reionization using Milky Way satellites
我们提出了一个新的银河系卫星星系人口的半解析模型，旨在估计在星系尺度上的卫星的属性的再电离的几何形状的效果。在这个模型中，再电离可以是：（A）外部驱动和均匀的，或者（B）内部驱动，由银河系最大的祖先。在后一种情况下，电离前沿的传播和光子稀释会导致外部卫星气体相对于内部卫星的光蒸发延迟。因此，外层卫星的恒星形成期比内层卫星要长。我们使用简单的模型来解释恒星的形成，电离前沿的传播，光蒸发和观测偏差。这两种情况产生一个模型卫星人口相匹配的观测光度函数和质量-光比。然而，情景（B）的预测人口在空间上比情景（A）要远得多，约为0.3 dex，因此与观测结果的匹配程度要好得多。在卫星的径向分布再电离过程中留下的本地紫外线场的签名的生存，使其成为一个很有前途的工具，在银河系和附近的星系在星系尺度上的再电离时代的恒星解决与即将到来的大型调查。
2011-11-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Satellite galaxies in hydrodynamical simulations of Milky Way sized galaxies
CDM宇宙学的无碰撞模拟预测，在银河系大小的星系的晕中有过多的暗物质子结构，但已知的发光卫星星系的数量要少得多，这种差异被称为“卫星失踪问题”。最大质量的子结构被证明是最明亮的卫星的宿主，但仍然不清楚是什么过程阻止了许多其他纯粹黑暗的子结构中的恒星形成。我们使用高分辨率的流体动力学模拟银河系大小的星系的形成，以测试如何以及这种自洽模型的结构形成相匹配的银河系的卫星人口的观测特性。这是第一次，我们在这样的计算中包括超新星注入恒星形成气体的宇宙射线的反馈，以及在银河系中心及其祖先系统生长的超大质量黑洞的能量输入。我们发现，非热粒子的人口相当强烈地抑制最小的星系的恒星形成效率。事实上，我们的宇宙线模型能够再现观测到的卫星光度函数的模糊端，而只包括宇宙再电离或银河风影响的模型则要差得多。我们模拟的卫星群近似匹配卫星上的可用运动学数据及其观测到的空间分布。我们的结论是，一个适当的解决失踪的卫星问题可能需要包括非标准物理调节恒星形成的最小的晕，宇宙再电离可能是不够的。
2010-04-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Impact of Inhomogeneous Reionization on the Satellite Galaxy Population of the Milky Way
我们使用公开可用的subhalo目录通过Lactea模拟与Gpc尺度的N体模拟一起，以了解非均匀再电离对银河系卫星星系群的影响。大体积的模拟相结合的再电离模型，使我们能够预测银河系质量晕的再电离时间的分布。受此分布的启发，我们确定候选卫星星系在模拟中，要求任何subhalo必须增长到指定的质量阈值以上，才能再电离;在此之后，光电离背景将抑制恒星的形成和气体的吸积。我们发现，在银河系质量晕预期的范围内改变再电离时间可以改变卫星星系的数量大约两个数量级。这一结论与文献中的一些研究相矛盾，我们得出结论，这是Gnedin（2000）结果应用不一致的结果。我们比较我们的卫星星系的观测使用丰度匹配和恒星星族合成方法来分配我们的subhalos的光度和帐户的观测完整性的影响。此外，如果我们假设质量阈值由维里温度Tvir = 8 e3 K设定，我们发现我们的模型精确地匹配了观测到的银河系卫星的vmax分布，径向分布和光度函数，再电离时间zreion = 9.6^{1.0}_{-2.1}，假设Via Lacteasubhalo分布代表银河系。这导致了119^{+202}_{-50}个卫星星系的存在。
2009-12-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Satellite galaxies as better tracers of the Milky Way halo mass
银河系晕质量的推断需要模拟动态示踪剂的相空间结构，不同的示踪剂遵循不同的模型，并具有不同程度的晕质量的敏感性。对于稳态模型，示踪粒子之间的相位相关性导致不可约的随机偏差。这种偏差对于卫星星系和暗物质粒子来说很小，但是对于晕星来说，偏差可以大到2倍。这与卫星星系紧密跟踪暗物质粒子的相空间分布的图像是一致的，而晕星的相混合较少。因此，仅使用$\sim 100$卫星星系可以获得比使用更大样本的晕星所能达到的精度高得多的精度。
2019-09-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Evolution of the Milky Way halo by accretion of dwarf satellite galaxies
在冷暗物质方案中，等级合并范例是通过次级晕的微小合并形成大质量星系晕的自然结果，并且由此形成它们固有的恒星晕。虽然这也必须调用的银河系，晕星和矮球状星系的化学和运动学相干的背景下，尚未解决的一个重点，目前的研究。为了研究这个问题，我们模拟的化学动力学演化系统的卫星从宇宙学通过Lactea II模拟银河系环境相似，但在早期。
2011-03-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
The velocity anisotropy of the Milky Way satellite system
我们分析了银河系（MW）卫星系统的轨道运动学，利用最新的系统自行38颗卫星的数据从盖亚数据发布2。结合这些数据与距离和视线速度测量的文献中，我们使用的似然方法来模拟的速度各向异性，$β$，作为银河系距离的函数，并比较MW卫星系统与模拟MW质量晕的APOSTLE和御夫座模拟套件。MW卫星系统的各向异性剖面从$r\sim20$ kpc处的$β\sim -2$增加到$r\sim200$ kpc处的$β\sim 0.5$，表明靠近银河系中心的卫星具有切向偏置运动，而那些更远的卫星具有径向偏置运动。卫星围绕APOSTLE主星系的运动在所有半径上几乎是各向同性的，而御夫座套件中卫星系统的$β(r)$轮廓，其主星系的重子质量比APOSTLE中的大得多，与MW卫星系统的轮廓更一致。这种$β(r)$轮廓的形状可能归因于中央恒星盘优先摧毁径向轨道上的卫星，或者来自银河系形成的内在过程。
2019-08-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dark Matter in the Milky Way's Dwarf Spheroidal Satellites
银河系的矮球状卫星包括已知的最近、最小和最不明亮的星系。它们也表现出动力学质量和发光质量之间的最大差异。本文回顾了发展的经验约束的结构和运动学的dSph恒星星族，并讨论了这种现象如何转化为限制的数量和分布的暗物质内dSph。对宇宙学和暗物质的粒子性质的一些含义进行了讨论，并确定了未来研究的一些主题/问题。
2012-05-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Radial mixing in the outer Milky Way disk caused by an orbiting satellite
使用测试粒子模拟，我们研究外银河系盘的结构，因为它是由一颗卫星在一个紧密的偏心轨道上的银河系扰动。一颗质量为10^9兆索尔数倍的卫星可以加热银河系外盘，激发螺旋结构和弯曲，并在速度分布中诱导出流。我们研究粒子偏心率与初始和当前轨道之间的平均半径的变化。这些数量之间的相关性减少后，一些卫星近心通道。出生于外星系的恒星可以从它们的出生位置沿半径移动，并被放置在它们出生半径内的低偏心率轨道上。我们建议，合并和卫星星系和subhalos的扰动可以诱导恒星金属丰度分布的径向混合。
2009-04-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
The satellites of the Milky Way - Insights from semi-analytic modelling in a LambdaCDM cosmology
我们结合六个高分辨率的宝瓶座星系暗物质模拟和半解析的星系形成模型来研究类银河系星系的卫星星系的性质。我们发现与观测到的光度函数，光度-金属丰度关系和银河系卫星的径向分布有很好的对应关系。在我们的模型中，矮星系的恒星形成历史变化很大，与观测结果一致。从卫星上剥离的热气在矮星系的特征上留下了明显的环境印记。我们发现，由老恒星人口占主导地位的卫星的比例与观测结果相匹配。然而，模型卫星的内部金属丰度分布似乎比观察到的要窄。这可能表明我们对化学浓缩的处理有局限性，这种处理是基于瞬时再循环近似。如果银河系的暗物质晕的质量约为8 × 10^11兆太阳，我们的模型就能得到最好的结果，这与观测中较低的估计值相一致。最像银河系的星系也有最好的卫星光度函数匹配，尽管它不包含像SMC或LMC那样明亮的物体。与其他半解析模型和丰度匹配关系相比，我们发现中央星系存在于质量较小的晕中，但我们模型中的晕质量-恒星质量关系与流体动力学模拟和最近的观测结果是一致的。
2013-01-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Modeling the Connection Between Subhalos and Satellites in Milky Way-like Systems
我们开发了一个全面的和灵活的模型卫星星系和暗物质之间的连接subhalos在暗物质-只放大模拟银河系（MW）-质量主机晕。我们系统地研究了星系晕中的物理和数值不确定性，并对我们的方法进行了模拟，包括：（i）主晕性质的影响，（ii）卫星光度与晕下性质的关系，包括再电离的影响，（iii）卫星与晕下位置的关系，（iv）卫星与晕下位置的关系，（iv）卫星与晕下位置的关系，（v）卫星与晕下位置的关系，（v）卫星与晕下位置的关系。（iv）卫星大小与晕下性质之间的关系，包括潮汐剥离的影响;（v）重子效应引起的卫星和晕下破裂;（vi）人工晕下破裂和孤儿卫星。为了说明我们的方法，我们将这个模型拟合到经典MW卫星的光度分布和斯隆数字巡天中发现的光度分布，通过执行逼真的模拟观测，这些观测取决于我们预测的卫星的光度，大小和距离，我们推断即将到来的调查将探测的总卫星数量。我们认为，星系的大小和表面亮度建模将在解释当前和未来的观测中发挥关键作用，因为可观测卫星的预期数量敏感地取决于它们的表面亮度分布。
2019-03-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
The origin of failed subhaloes and the common mass scale of the Milky Way satellite galaxies
我们研究了在高分辨率流体动力学模拟中形成的类银河星系的卫星星系的形成历史和现今结构。模拟的卫星在光度上跨越了近4个数量级，但在其内部600 pc范围内具有非常相似的质量，约为3 10^7 M_solar，几乎没有散射。这一结果与最近的测量矮球状星系（dSphs）在银河系中的Strigari等人。在我们的模拟中，一个首选的质量尺度自然产生的气体的早期再电离的影响。这对可以冷却气体和制造恒星的晕的圆速度施加了约12 km/s的急剧阈值。目前，拥有与经典银河系矮星一样明亮的卫星（L_V > 2.6 × 10^5 L_solar）的subhalo通常已经发展到具有$> 20 km/s的圆速度。然而，今天有类似的圆速度的subhaloes，然而，在再电离时低于阈值，因此保持黑暗。当晕被吸积到主要的星系祖先中时，在阈值以上的晕中的恒星形成被截断。因此，今天矮卫星的许多性质，如光度和恒星形成率，都是由它们的吸积时间决定的。
2009-09-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Spatial Distribution of Galactic Satellites in the LCDM Cosmology
我们调查的空间分布的银河系卫星在高分辨率模拟的结构形成的LCDM模型：宝瓶座暗物质模拟个人晕和千年II模拟一个大的宇宙学体积。为了将模拟与银河系的观测相关联，我们使用两种替代模型来填充具有“可见”星系的暗晕：星系形成的半解析模型和丰度匹配技术。我们发现，大质量卫星的径向密度分布大致遵循的暗物质晕（不像分布的暗物质subhalos）。此外，我们的两个星系形成模型给出的结果与观测到的银河系11个经典卫星的轮廓一致。我们的模拟预测，更大，更暗的卫星样本应该仍然保持这种配置文件至少高达100颗卫星的样本。银河系经典卫星的角分布是高度各向异性的。根据扁平化的精确测量，在我们的模拟中，5- 10%的卫星系统与银河系一样平坦，当我们校正银河系盘可能对卫星的遮蔽时，这一比例不会改变。卫星系统的适度扁平是LCDM的一般性质，最好理解为沿着宇宙网细丝的优先吸积的结果。由于这种各向异性的吸积作用，一个单一的丰富的卫星群的吸积可以增强扁率。我们验证了一个典型的银河系质量的CDM晕不收购其11个最大的卫星从少数富裕的群体。质量较小的卫星更可能发生单群吸积。我们的模型预测应该可以通过即将进行的其他星系卫星系统的研究和银河系中较暗卫星的调查来检验。
2012-06-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Orbital Ellipticity of Satellite Galaxies and the Mass of the Milky Way
我们使用模拟银河系大小的暗物质晕从宝瓶座项目调查的轨道可能的子结构晕，根据半解析星系形成模型，主机发光的卫星。这些倾向于填充最大质量的subhaloes和更多的径向轨道比大多数的subhaloes内的晕维里半径内发现。这种（温和的）运动学偏差的一个原因是，许多低质量的subhaloes的远心点超过了主宿主的维里半径;因此，它们被排除在维里边界内确定的subhaloes样本之外，减少了径向轨道上的subhaloes数量。另外两个因素之间的黑暗和明亮的subhaloes的轨道形状的差异是他们的动力学演化后，陷入，这影响更显着的低质量（黑暗）subhaloes，和一个弱的依赖性的椭圆率的红移的第一次陷入。发光卫星的椭圆率分布几乎没有晕-晕散射，因此可以与银河系卫星的椭圆率分布进行比较。由于后者敏感地依赖于银河系的总质量，我们可以使用卫星椭圆率的预测分布来限制这个重要参数。利用最新的位置和速度的估计，从文献汇编，我们发现，最有可能的银河系质量位于范围$6 \times 10^{11} M_{\odot} < M_{200} < 3.1 \times 10^{12} M_{\odot}$，与最佳拟合值$M_{200} = 1.1 \times 10^{12} M_{\odot}$。这个值与基于动力示踪剂或时间参数的银河系质量估计一致。
2013-11-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
The abundance of satellite galaxies in the inner region of $Λ$CDM Milky Way sized haloes
一致性$Λ$ CDM宇宙学预测了数十个分布在银河系（MW）内部区域（$<40\ \lkpc$）的卫星星系，但目前发现的最多的是$12$，其中包括最近由暗能量巡天（DES）发现的3个和其他巡天（如PanSTARRS，MagLiteS）发现的5个。利用$\aqua$项目中的$5$超高分辨率模拟MW级暗物质晕，结合$\galf$半解析星系形成模型，研究了MW级暗物质晕中$40\ \lkpc$模型卫星星系群的性质.平均而言，在每个晕中，该模型预测了大约$20$内卫星星系，其中$5$的光度与经典卫星星系相当，这与观测中相应的数字形成了鲜明的对比。我们进一步研究了这些模型内卫星的生存能力，在存在一个中央恒星盘与一组理想的模拟。这些都是通过重新演化整个$\aqua$内卫星星系（121）的四分之一（30）来完成的，除了MW晕之外，还包括静态盘势。我们的发现是，额外的磁盘完全破坏了这些卫星的40个子星系，并在每个$\aqua$的$40\ \lkpc$内的$14$卫星星系的结果，在合理的观测结果。
2018-12-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Determining the full satellite population of a Milky Way-mass halo in a highly resolved cosmological hydrodynamic simulation
我们在一个非常高分辨率的磁流体力学宇宙学放大模拟（重子质量分辨率$m_b =$ 800 $\rm M_{\odot}$）中研究了银河系质量晕的卫星星系群的形成。我们表明，中央恒星形成星系的性质，如径向恒星表面密度分布和恒星形成历史，是：i）强大的随机变化与所谓的“蝴蝶星云”;和ii）以及收敛超过3.5个数量级的质量分辨率。我们发现，有大约五倍的卫星星系在这个高分辨率相比，标准（$m_b\sim 10^{4-5}\, \rm M_{\odot}$）分辨率模拟相同的系统。这主要是因为2/3的高分辨率卫星不是以标准分辨率形成的。小部分（1/6）卫星以高分辨率形式出现，并以标准分辨率破裂;这些物体优先是中低偏心率轨道上的低质量卫星，碰撞参量$\lesssim 30$ kpc。因此，卫星的径向分布在更高的分辨率下变得更加集中，与最近对银河系质量晕周围卫星的观测结果更加一致。最后，我们表明，我们的星系形成模型成功地形成了超暗星系，并再现了恒星的速度色散，半光半径，和$V$带光度观测银河系和本群矮星系在6个数量级的亮度（$10^3$ - $10^{9}$ $\rm L_{\odot}$）。
2021-09-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Luminosity function and radial distribution of Milky Way Satellites in a LCDM Universe
利用数值N体技术和三种不同的半解析模型（SAMs）星系形成程序，研究了基于冷暗物质的星系形成模型中预测的银河系大小晕中卫星星系的光度函数和径向分布。我们从四个银河系大小的DM晕的非常高分辨率的无耗散模拟中提取合并树，并将其用作半解析模型的共同输入。我们提出了一个详细的比较，我们的预测与观测数据最近获得的银河系卫星光度函数（LF）。我们发现，具有相当标准天体物理成分的半解析模型能够再现观测到的亮度函数，其亮度可达6个数量级，低至M_V=-2。我们还进行了比较与实际观测到的卫星数量作为光度的函数，通过应用SDSS调查的选择标准，我们的模拟，而不是纠正观测的不完整性。使用这种方法，我们再次找到很好的协议的亮度和径向分布的MW卫星。我们调查的物理过程中，我们的模型是负责塑造预测的卫星LF，并发现潮汐破坏，抑制气体的光电离背景，和超新星反馈都作出了重要贡献。我们的结论是，银河系卫星的数量和光度可以自然占内（λ）冷暗物质范式，这应该不再被认为是一个问题。
2009-11-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Statistics of Satellite Galaxies Around Milky Way-Like Hosts
计算了标准宇宙学模型中类银河晕具有观测到的麦哲伦云数的概率。在LCDM模型中的MC的数量的统计是在一个大样本的SDSS星系的观测符合得很好。在星系r-波段光度和晕内速度v_max之间存在小散射关系的子晕丰度匹配假设下，我们与Liu等人（2010）使用SDSS DR 7数据进行的类似测量进行了详细比较。模型和观测数据给出了非常相似的概率，有零个，一个和两个MC样卫星。在这两种情况下，银河系光度宿主只有\sim 10%的机会拥有两颗类似于麦哲伦云的卫星。此外，我们提出了一个预测的概率为一个主机星系Nsats卫星星系作为一个函数的大小的主机和卫星。这种概率及其与宿主属性的比例与质量选择物体的概率有很大不同，因为质量-光度关系中的散射以及恒星形成效率随晕质量的变化。
2011-11-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Milky Way simulations: the Galaxy, its stellar halo and its satellites - insights from a hybrid cosmological approach
我们的“家星系”-银河系-是一个相当大的螺旋星系，是本地宇宙中最常见的形态类的原型。虽然它只是一个星系，但它是唯一一个可以被详细研究的星系：对于银河系和本星系群的一些成员，可以获得大量关于其恒星年龄和化学丰度的观测数据。在未来几年里，通过正在进行的和计划中的光谱和天体测量调查，预计将获得更多的信息，为星系形成的现代理论提供一个独特的基准。在这篇评论中，我将总结最近的结果，我们的银河系的形成，它的恒星晕，和它的卫星星系。我将特别关注在星系形成的混合模型框架中获得的结果，并参考本期中基于流体动力学模拟的研究的其他评论。
2012-04-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Probing the Epoch of Reionization with Milky Way Satellites
虽然高红移恒星形成和本地宇宙之间的联系最近已被用来了解在银河系（MW）晕中观测到的微弱矮星系的人口，我们探讨如何以及这些附近的物体可以探测第一光的时代。我们构建了一个详细的，物理动机的MW卫星模型的基础上，国家的最先进的通过Lactea II暗物质模拟。我们的模型考虑了低质量系统中的分子氢冷却和银河系内部再电离过程中的非均匀光热反馈。我们发现，比M_V ~ -5更暗的MW卫星的存在是低质量晕中H_2冷却的有力证据，而M_V ~-5> -9的卫星则受到氢冷却和光加热反馈的影响。非常低光度系统中恒星的年龄和这些卫星的最小光度是我们模型的关键预测。大多数居住在最明亮的MW卫星上的恒星可能是在再电离时期之后形成的。我们的模型还预测了M_300值的离散度要比观测到的大得多，并且预测了一些M_300质量低至10^6太阳质量的发光卫星。
2009-09-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the nature of the Milky Way satellites
我们结合了一系列的高分辨率模拟与半解析星系形成模型，遵循类似银河系及其卫星的系统的演变。半解析模型是基于千年模拟开发的，并成功地再现了大尺度星系的属性，以及银河系的属性。在这个模型中，我们能够通过防止Vvir < 16.7 km/s（即原子氢冷却极限）的晕冷却并包括宇宙再电离的影响来重现银河系周围卫星的光度函数。我们的模型卫星的物理特性（例如平均金属丰度、年龄、半光半径和质光比）与最新的观测测量结果非常一致。我们没有发现强烈的依赖于超新星反馈的具体实施，但一个计划，这是更有效的嵌入在较小的晕，即浅势阱的星系，给出了更好的协议与超微弱的卫星的属性。我们的模型预测，最明亮的卫星与最大质量的subhaloes，吸积后（z $\lta$ 1），并延长了恒星形成的历史，只有1%的恒星的再电离结束。另一方面，最暗的卫星在早期就被吸积，主要由年龄> 10 Gyr的恒星组成，其中一些在再电离完成之前形成了大部分恒星。与经典MW卫星的亮度相媲美的对象与暗物质subhaloes与峰值圆速度$\gta$ 10公里/秒，在协议的最新限制。
2010-01-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Does the existence of a plane of satellites constrain properties of the Milky Way?
根据星系形成的层次模型，我们目前对宇宙学的理解，银河系（MW）自形成以来一直在吸积较小的矮星系。这一过程的残留物以碎片流和卫星星系的形式围绕着MW，并提供了对银河系本身研究的补充信息。因此，卫星系统有可能告诉我们MW的形成和演变。一个狭窄的，同向旋转的卫星星系平面（巨大的极地结构，VPOS）的存在会限制我们银河系的性质吗？这样的卫星星系平面是否在质量较小的宿主周围更窄，在更集中的宿主周围更丰富，在更早期形成的晕周围更运动学上连贯？为了解决这些问题，我们已经寻找适合ELVIS套件中的宇宙学模拟的卫星星系平面的属性与其宿主暗物质晕的属性之间的相关性，同时考虑到现实的观测偏差，例如MW盘的遮蔽。我们没有发现强相关性的证据，可以从我们银河系周围VPOS的存在中得出关于宿主晕属性的结论。
2017-11-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Milky Way's total satellite population and constraining the mass of the warm dark matter particle
银河系（MW）卫星群是暖暗物质（WDM）模型的一个强有力的探测器，因为小的子结构的丰度对WDM粒子的性质非常敏感。然而，只有部分人口普查的MW的补充卫星星系存在，因为调查的MW的近距离环境是不完整的深度和天空覆盖。我们提出了一个新的贝叶斯分析，结合最近发现的暗能量调查（DES）与斯隆数字巡天（SDSS）中发现的卫星的样本估计卫星星系的总光度函数下降到$M_{\rm V}=0$。我们发现，应该有至少$124^{+40}_{-27}$（$68\%$ CL，统计误差）卫星的亮度或亮度比$M_{\rm V}=0$在300千秒差距的太阳，只有一个弱的依赖MW晕质量。当它上线时，大型综合巡天望远镜应该能探测到大约一半的人口。我们还表明，WDM模型推断相同数量的卫星在$Λ$ CDM，这将使我们能够排除那些模型，产生不充分的子结构是可行的。
2018-09-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
A signature of the internal reionisation of the Milky Way?
我们提出了一个新的半分析模型的人口银河系的卫星星系，旨在估计的空间结构的再电离在星系尺度上的卫星的属性的影响。在这个模型中，再电离可以是：（A）外部驱动和均匀的，或者（B）内部驱动，由银河系最大的祖先驱动。在后一种情况下，电离前沿的传播和光子稀释会导致外部卫星气体相对于内部卫星的光蒸发延迟。因此，外层卫星的恒星形成期比内层卫星要长。我们使用简单的模型来解释恒星的形成，电离前沿的传播，光蒸发和观测偏差。这两种情况都产生了一个z=0的模型卫星群，它与观测到的光度函数和质光比相匹配。然而，情景（B）的预测人口在空间上比情景（A）要远得多，约为0.3 dex，因此与观测结果的匹配程度要好得多。这种结构的签名印记在卫星的径向分布的再电离过程中的本地紫外线场的生存，使其成为一个有前途的工具，用于研究在银河系和附近的星系在星系尺度上的再电离时代解决恒星与即将到来的大型调查。然而，还需要更多的工作来确定如何将这里报道的影响与不同实现的银河系晕之间的宇宙差异分开。
2011-08-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the assembly of the Milky Way dwarf satellites and their common mass scale
我们使用粒子标记技术动态填充N体通过Lactea II高分辨率模拟与恒星。该方法使用观测到的银河系卫星的光度函数和它们的恒星星族的浓度进行校准，并且自洽地遵循祖矮星的吸积和破裂以及在宇宙学“活宿主”中恒星晕的建立。将恒星星族分配给无碰撞粒子的简单处方能够再现所观察到的银河系晕及其幸存的矮卫星的许多特性，如速度分散，大小，亮度轮廓，金属丰度和空间分布。我们的模型预测存在大约1，850个暗晕，其中包含超过斯隆数字巡天探测阈值的“极暗”卫星（质光比> 5，000）。其中，约有20个是“第一星系”，即在红移9之前形成恒星质量超过10 Msun的卫星星系。模拟中最亮的10颗卫星（L> 1 e6 Lsun）都是由暗晕所承载的，它们的峰值圆速度在V_max=10-40 km/s之间，在红移为1.7< z <4.6时被吸积后，它们的暗质量减少了80%到99%。卫星最大圆速度与恒星视线速度色散的关系为V_max=2.2 sigma_los。我们应用一个标准的质量估计算法的基础上的Jeans建模的视线速度色散分布的模拟矮椭球体，并测试这种技术的准确性。在我们的模型中，目前可探测卫星的内部（300 pc以内）质光关系几乎是平的，与银河系矮星中发现的“共同质量尺度”定性一致。然而，我们确实预测了这些天体的微弱但显著的正相关：M_300 ~L^{0.088 \pm 0.024}。
2011-11-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Infall Times for Milky Way Satellites From Their Present-Day Kinematics
我们分析subhalos在通过Lactea II（VL 2）宇宙学模拟寻找它们的下落时间和z = 0动力学性质之间的相关性。我们发现，今天的轨道能量是密切相关的时间，在最后一次穿越到维里半径的subhalos。这种能量-陷落相关性提供了一种推断银河系卫星星系陷落时间的方法。假设银河系的组装可以模拟VL 2，我们表明，一些卫星的坠落时间是很好的约束，只给他们的银河系的位置和视线速度。约束尖锐的卫星与自行测量。我们发现船底座、小熊座和雕刻者座都是早在8 Gyr前增生的。其他五颗矮星，包括六分仪和Segue 1，也可能是早期的吸积物，尽管不确定性更大。在另一个极端，狮子座T刚刚第一次落入银河系，而狮子座I在\sim 2 Gyr前落入银河系，现在正在爬出银河系的潜力后，它的第一个近银河系。其他几个矮星的能量，包括天炉座和武仙座，指向中间的坠落时间，2 - 8 Gyr前。我们比较我们的降落时间估计发表的恒星形成的历史，并发现超微弱和经典矮星之间的二分法的线索。经典矮星似乎在坍缩后熄灭了恒星的形成，但超暗矮星往往在坍缩前很久就熄灭了，至少在我们的不确定性使我们能够辨别出差异的情况下是这样。我们的分析表明，大麦云最近穿过银河系维里半径内，在过去的\sim 40亿年。
2011-10-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Quenching of satellite galaxies of Milky Way analogues: reconciling theory and observations
银河系和M31周围的绝大多数低质量卫星星系几乎没有冷气体，也没有最近或正在形成恒星的迹象。宇宙学模拟表明，这种猝灭是预料之中的，是由于卫星在加入本星系团（LG）时面临的恶劣环境条件。然而，最近在SAGA调查中对银河系类似物的观测呈现出一幅非常不同的画面，显示大多数观测到的卫星正在积极形成恒星，对当前模拟的现实性和LG的典型性提出了质疑。在这里，我们使用ARTEMIS高分辨率宇宙流体动力学模拟套件与LG，SAGA，本地容量（LV）调查。我们表明，SAGA和LG和LV调查之间的差异，以及SAGA和ARTEMIS模拟之间的差异，可以通过考虑主机质量分布的差异，（更重要的是）观测选择效应，特别是最近才吸积的低质量卫星更有可能形成恒星，具有更高的光学表面亮度，因此更有可能被纳入SAGA调查。这张照片证实了使用数据从更深的LV调查，这表明在低质量的显着淬火，根据基于LCDM的模拟预测。
2022-01-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
The shapes of Milky Way satellites: looking for signatures of tidal stirring
我们研究的背景下，潮汐搅拌的矮球状星系的形成方案的银河系卫星的形状。用于测量形状的标准程序涉及数据的平滑和分箱，因此可能不足以检测像条这样的结构属性，这些属性在低表面亮度系统中通常是微妙的。利用这一事实，即在附近的矮星测光的个别恒星是可用的，我们引入离散措施的形状的基础上的二维惯性张量和傅立叶酒吧模式。我们应用这些措施的形状第一个各种模拟矮星系通过潮汐搅拌盘嵌入在暗物质晕和轨道银河系形成。除了强烈的质量损失和恒星轨道的随机化，磁盘进行形态的转变，通常涉及形成一个三轴杆后的第一个近心通道。如果潮汐力足够强，这些潮汐诱导的酒吧持续几个Gyr之前被缩短到一个更球形的形状。我们通过以类似的方式测量附近的矮星系（银河系的卫星）的形状来测试这一预测。我们探测到小熊座、人马座、大麦哲伦星云和船底座的内杠。此外，11个被研究的矮星中有6个在外部显示出细长的恒星分布，这可能意味着过渡到潮汐尾。因此，我们发现银河系卫星的形状是一致的潮汐搅拌模型的预测。
2012-03-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
The rotationally stabilized VPOS and predicted proper motions of the Milky Way satellite galaxies
银河系（MW）的卫星星系定义了一个巨大的极结构（VPOS），一个垂直于MW盘的薄平面。现在可对所有11颗最亮的“经典”卫星进行自行测量，从而能够对其轨道极点与这一空间结构的对齐情况进行最新分析。11颗卫星中有7至9颗的相干轨道对准表明，VPOS是一个旋转稳定的结构，而不仅仅是一个压力支撑的扁平椭球体。这使我们能够通过假设MW卫星星系在VPOS内的轨道，以经验和模型独立地预测几乎所有卫星星系的PM。作为对我们方法的测试，正如预期的那样，PM已经受到很好约束的卫星最能满足预测，因为更不确定的测量往往会偏离真实值。改进的和新的PM测量将进一步测试这些预测。在基于暗物质的星系形成模拟中，卫星星系轨道极的强烈对齐是不可能的。然而，卫星星系的轨道方向一致是潮汐矮星系在星系碰撞的碎片中形成的自然结果。因此，MW卫星星系的轨道极点进一步支持了VPOS起源的潮汐情景，并且对标准LCDM宇宙学模型提出了非常重大的挑战。我们还注意到，MW卫星速度对银河系中心距离的依赖性似乎映射出一个恒定速度约为240 km/s至约250 kpc的有效势。单个卫星的速度只是轻微的径向。
2013-09-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Milky Way's Disk of Classical Satellite Galaxies in Light of Gaia DR2
我们研究了银河系11个经典卫星星系的轨道极的相关性，比较了以前的自行结果与盖亚DR2的独立数据。新的数据证实了以前的相关程度及其意义的结果。大多数卫星都沿着巨大的极地结构（Vast Polar Structure）共同运行，这是由它们的位置定义的卫星星系的平面（或圆盘）。八颗卫星的轨道平面与$<20^\circ$对齐，具有共同的方向，七颗卫星的轨道平面具有相同的方向。大多数也有类似的特定角动量，尽管它们在天空中的广泛分布并不支持最近的一组坠落或卫星的卫星起源。随着更精确的自行测量，轨道极点浓度不断增加，正如预期的那样，如果基础分布显示出被观测不确定性所淘汰的真实相关性。实际上，多达七颗相关性最强的卫星的轨道极点几乎与预期的一样集中，以便在给定卫星位置的情况下实现最佳可能的轨道对准。将现有的最佳自行结合起来，大大增加了与$Λ$ CDM宇宙学预期的紧张关系：在IllustrisTNG中，不到0.1%的模拟卫星系统包含七个轨道极点，与观测到的一样紧密对齐。同时再现轨道极点的集中和卫星分布的平坦化的模拟系统具有3<0.1 per cent for any number of k >个组合轨道极点的频率，这表明这些结果不受别处效应的影响。这就构成了卫星轨道平面问题。
2019-11-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Constraining the Milky Way Mass Profile with Phase-Space Distribution of Satellite Galaxies
我们估计银河系（MW）晕属性使用卫星运动学数据，包括最新的测量盖亚DR 2。利用基于仿真的卫星运动学的6D相空间分布函数（DF），我们可以有效地、无偏地推断出卫星的晕圈特性，并在贝叶斯框架下严格地处理选择函数和测量误差。应用我们的DF从EAGLE模拟到28颗卫星，我们得到了一个MW晕质量的$M=1.23_{-0.18}^{+0.21}\times 10^{12} M_\odot$和浓度的$c=9.4_{ -2.1}^{ +2.8}$与先验的基础上的$M$ - $c$关系。推断的质量分布与以前的测量结果一致，但由于改进的方法和数据，精度和可靠性更高。结合卫星数据和恒星自转曲线说明了潜在的改进。使用我们的EAGLE DF和最佳拟合MW潜力，我们为那些测量不确定的卫星提供了更精确的运动学估计。与与观测到的卫星运动学非常匹配的EAGLE DF相比，基于仅暗物质模拟Millennium II（SAM-MII）的半分析模型的DF过度代表了具有小半径和速度的卫星。我们将这种差异归因于SAM-MII模拟中近心点距离较小的卫星干扰较少。通过改变这种卫星在这个模拟中的中断率，我们估计一个$\sim 5\%$分散在推断的MW晕质量之间的流体动力学为基础的模拟。
2020-04-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Hints on the Nature of Dark Matter from the Properties of Milky Way Satellites
暗物质的本质仍然是未知的，也是最基本的科学谜团之一。虽然标准冷暗物质模型（CDM）成功地描述了大尺度，但在银河系和亚银河系尺度上可能存在缺陷。正是在这些高度非线性的尺度上，暗物质粒子的性质受到了强烈的天体物理学约束。虽然莱曼- $α$森林的观测探测了轻度非线性区域的物质功率谱，但银河系的卫星星系提供了一个很好的实验室，可以在更小的尺度上测试潜在的宇宙学。在这里，我们提出的结果从一组高分辨率模拟银河系大小的暗物质晕在八个不同的宇宙学：CDM，温暖的暗物质（WDM）的粒子质量为2千电子伏和六个不同的冷加暖暗物质（C+WDM）模型，不同的分数，$f_{\rm wdm}$，和质量，$m_{\rm wdm}$，温暖的组件。我们使用了三种不同的观测测试基于银河系卫星观测：总卫星丰度，它们的径向分布和它们的质量分布。我们表明，同时满足所有三个约束的要求设置非常强的限制暗物质的性质。这表明了多维小尺度方法在排除大尺度观测仍然允许的模型方面的力量。
2013-04-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Three-Dimensional Structure of the M31 Satellite System; Strong Evidence for an Inhomogeneous Distribution of Satellites
我们进行调查的M31卫星系统的空间结构，利用在以前的出版物中提出的距离分布。这些距离利用泛仙女座考古调查（PAndAS）的深度和空间覆盖范围的独特组合，提供了一个由M31的27颗卫星组成的大型均匀样本，以及M31本身。我们发现，卫星分布，作为一个整体来看，是没有更多的平面比一个人会期望从一个随机分布的大小相等。然而，一个由15个卫星组成的圆盘被发现是非常重要的，而且非常薄，均方根厚度只有$12.34^{+0.75}_{-0.43}$ kpc。这个圆盘的方向近似于银河系的边缘，几乎垂直于银河系圆盘。它也大致垂直于银河系卫星系统定期报告的盘状结构，并与M31的巨型星流紧密对齐。对M31卫星分布不对称性的类似分析发现，它也明显大于人们对随机分布的预期。特别值得注意的是，27颗卫星中有20颗最有可能位于银河系的一侧，其中形成上述圆盘的卫星子集中的不对称性最明显。考虑到银河系和M31的卫星盘结构之间明显的正交性，这种不平衡性就更加有趣了。
2013-01-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Sizing from the Smallest Scales: The Mass of the Milky Way
随着银河系及其卫星系统在近场宇宙学研究中的地位越来越稳固，对银河系暗物质晕的精确质量估计的需求越来越迫切。随着{ \it Gaia}的第二次和第三次早期恒星自行数据的发布，几个研究小组计算了银河系卫星星系人口的完整$6$ D相空间信息。利用这些数据相比，subhalo属性绘制的Phat ELVIS模拟，我们约束银河系暗物质晕质量为$\sim 1-1.2\times10^{12}~\msun$。我们发现，从更多或更少的质量主机（即$>1.2\times10^{12}~\msun$或$<10^{12}~\msun$）绘制的subhalos的运动学是不一致的，在$3σ$的置信水平，与银河系卫星的观测速度。银河系的首选宿主晕质量在很大程度上对排除与大麦云相关的系统、星系形成阈值的变化以及观测完整性的变化不敏感。随着更多的银河系卫星被发现，它们的速度（径向，切向和总）加上银心距离将提供对银河系暗物质晕质量的进一步了解。
2022-05-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Abundance matching with the mean star formation rate: there is no missing satellites problem in the Milky Way above $\mathbf{M_{200} \sim 10^9\,{\rm \bf M}_\odot}$
我们介绍了一种新的丰度匹配技术，产生一个更准确的估计的前落晕质量，$M_{200}$，卫星星系。为了实现这一点，我们丰度匹配的平均恒星形成率，平均在一个星系形成恒星的时间，$\langle {\rm SFR}\rangle$，而不是恒星质量，$M_*$。利用Sloan数字巡天、GAMA巡天和Bolshoi模拟的数据，我们得到了$Λ{\rm CDM}$中的统计$\langle {\rm SFR}\rangle-{\rm M}_{200}$关系。然后，我们比较了前落晕质量，$M^{\rm abund}_{200}$，从这个关系与前落动力学质量，$M^{\rm dyn}_{200}$，为21个附近的dSph和dIrr星系，发现两者之间有很好的协议。作为第一个应用程序，我们使用我们的新的$\langle {\rm SFR}\rangle-{\rm M}_{200}$关系经验测量的累积质量函数的体积完整的样本明亮的银河系卫星在280千秒差距的银河系中心。比较这与一套宇宙学的“变焦”模拟银河系质量晕，占银河系盘的subhalo耗尽，我们发现没有丢失的卫星问题以上$M_{200} \sim 10^9\,{\rm M}_\odot$在银河系。我们将讨论如何将这种经验方法应用于附近的螺旋星系的更大的样本。
2019-05-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Milky Way mass constraints from the Galactic satellite gap
我们使用银河系（MW）中卫星的最大圆速度$V_{max}$的分布来约束银河系晕的维里质量$M_{200}$，在假设的$Λ$ CDM宇宙的先验下。这是通过分析在千禧年II宇宙学模拟中发现的大量晕样本的晕下种群来完成的。观测到MW最多有三个带$V_{max}\ge30 km/s$的次晕，需要一个晕质量$M_{200}\le1.4\times10^{12} M_\odot$，而麦哲伦云的存在（假设有$V_{max}\ge60 km/s$）需要$M_{200}\ge1.0\times10^{12} M_\odot$。这些条件中的第一个是避免Boylan-Kolchin等人强调的“太大而不能倒”问题所必需的，而第二个原因是观察到像麦哲伦云这样的大质量卫星是罕见的。当结合这两个要求时，我们发现MW晕质量必须在$90\%$置信度下位于$0.25 \le M_{200}/(10^{12} M_\odot) \le 1.4$范围内。在$30 km/s\le V_{max} \le 60 km/s$之间银河系卫星丰度的差距使我们的银河系处于预期卫星分布的尾部。
2014-10-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
A New Milky Way Satellite Discovered In The Subaru/Hyper Suprime-Cam Survey
我们报告了一个新的超暗矮卫星的银河系的基础上，从超级Suprime-Cam斯巴鲁战略计划的早期调查数据的发现。这颗新卫星，室女座I，位于室女座星座，已被确定为一个统计上显着（5.5西格玛）的空间超密度的恒星状物体，具有明确的主序列和红巨星分支在他们的颜色-星等图。当采用相关的等时线滤波器进行搜索时，这种过密度的显著性增加到10.8 σ。根据可能的主序星在r ~ 24等附近的恒星分布，估计室女座I的距离为87 kpc，由Monte Carlo分析计算出的最可能的绝对星等为MV = -0.8 +/-0.9等。该恒星系统具有扩展的空间分布，半光半径为38 + 12/-11pc，这清楚地将它与亮度相当的球状星团区分开来。因此，室女座I是已知最暗的矮卫星之一，位于斯隆数字巡天的范围之外。这证明了这项调查计划的力量，以确定非常微弱的矮卫星。室女座I的这一发现仅基于约100平方度的数据，因此银河系外晕中很可能存在大量暗淡的矮卫星。
2016-09-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Milky Way system in LCDM cosmological simulations
我们应用半解析的星系形成模型对两个高分辨率的宇宙学N体模型进行了模拟，以研究银河系的类似物。我们选择这些根据观察到的银河系的性质，而不是晕质量在大多数以前的工作。对于恒星质量为（5--7）x 10 d10 Msun的盘状中央星系，主晕质量的中位数为1.4 x 10 d12 Msun，1 σ色散范围为[0.86，3.1] x 10 d12 Msun，与银河系晕质量的动力学测量结果一致。对于任何给定的晕质量，拥有银河系的可能性都很低，在质量约为10 d12 Msun的晕中，最大可能性约为20%。该模型再现了银河系亮卫星（MV < -9）的V波段光度函数和径向轮廓。星系形成在低质量的晕被发现是高度随机的，导致在一个非常大的分散之间的关系MV（或恒星质量）的卫星和深度的晕下的位井，他们住，作为测量的最大旋转曲线，Vmax。我们的结论是，“太大而不能倒”的问题是在N体模拟中根据晕下特性选择卫星的人为因素：在10%的情况下，我们发现三个或更少的最亮（或最大质量）卫星的Vmax > 30 km/s。我们的模型预测，大约有一半的暗物质subhaloes与Vmax > 20公里/秒的主机卫星比MV = -9昏暗，因此可能是从现有的调查失踪。
2015-03-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the Convergence of the Milky Way and M31 Kinematics from Cosmological Simulations
银河系（MW）和M31（本星系群中的主要星系）的运动学可以用来估计本星系群的总质量。关于M31自行的新结果最近被用来改进这一估计。这些结果是基于运动学先验，有时使用宇宙学N体模拟进行指导和评估。然而，模拟LG类似物的运动学特性可能会有偏差，由于有效的功率谱截断引起的小尺寸的父模拟。在这里，我们探讨的依赖LG运动学的模拟框的大小，认为宇宙学模拟需要一个框的大小为1 Gpc的顺序，以索赔收敛的LG运动学性质。使用足够大的模拟，我们发现M31相对于MW的切向和径向速度分别在$v_{\mathrm {tan}}=105^{+94}_{-59} $ km/s和$v_{\mathrm {rad}}=-108^{+68}_{-81}$ km/s的范围内。这项研究强调，LG运动学来自N体模拟必须仔细解释考虑到父模拟的大小。
2022-09-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
The gap of stellar mass in galaxy groups: another perspective of the Too-big-To-Fail problem in the Milky Way
银河系存在“太大而不能倒”（TBTF）的问题，即有两个观测到的卫星星系的最大圆周速度大于55 km/s，其他的速度小于25 km/s，但冷暗物质模型预测应该有超过10个速度大于25 km/s的亚晕。那些含有$25km/s<V_{max}<55km/s$的巨大次晕应该不会形成恒星。TBTF问题严重挑战了CDM模式。大多数的努力都是寻求重子反馈的影响，减少银河系的质量，改变暗物质的性质，以便将观测到的低速卫星分配到模拟中发现的大质量亚晕中。然而，如果MW没有以$25km/s<V_{max}<55km/s$之间的速度吸积亚晕，则可以避免TBTF问题，尽管这种间隙的概率低于$\sim 1\%$，并且不能根据观测进行检验。本文利用SDSS星表和半解析模型研究了卫星星系的质量间隙。我们发现，有1- 2%的星系群的卫星恒星质量存在较大的间隙。这些“大间隙”星系团在其形成历史中吸积了质量较小的次晕，自然会在它们的卫星星系之间显示出间隙。如果将我们的结果外推到银河系是合适的，我们得出的结论是，我们的银河系很可能没有吸积足够大质量的subhalo来容纳这些低速卫星，TBTF问题自然就被避免了。
2016-05-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
The SAGA Survey. II. Building a Statistical Sample of Satellite Systems around Milky Way-like Galaxies
我们目前的第二阶段的结果，从正在进行的土星周围的银河系类似物（SAGA）调查。完成后，SAGA调查将光谱识别卫星星系比$ M_{r,o} = -12.3 $明亮约100银河系（MW）类似物在$ z \sim 0.01 $。在第二阶段，我们的样本量是第一阶段的四倍多，提供了来自127颗卫星的36兆瓦模拟物的结果，并改进了目标选择策略和来自暗能量调查和遗产调查的深度光度成像目录。我们已经获得了25,372个星系的红移，峰值在$ z = 0.2 $附近。这些数据显着增加光谱覆盖率非常低的红移对象在$ 17 < r_o < 20.75 $周围SAGA主机，创建一个独特的数据集，将本地集团在更广泛的背景下。每个星系确认的卫星数量从0到9不等，与宿主星系和最亮的卫星光度相关。我们发现，MW卫星的数量和光度是一致的，从相同的基本分布作为SAGA系统。大多数确认的SAGA卫星是恒星形成的，并且随着卫星恒星质量和从宿主星系投射的半径的减小，淬灭分数增加。总的来说，SAGA系统中的卫星淬灭分数低于本地组。我们比较了SAGA卫星的光度函数和径向分布与基于冷暗物质模拟和经验星系晕连接模型的理论预测，发现结果大致一致。
2020-12-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Can filamentary accretion explain the orbital poles of the Milky Way satellites?
已经提出了几种方案来解释银河系（MW）卫星星系在卫星盘（DoS）中的相空间分布。为了定量比较这些不同的可能性，提出了一种新的方法分析角动量方向的模拟数据。它决定了找到像MW卫星轨道极那样集中和接近极取向的角动量集的可能性。该方法可以很容易地应用于不同模型的轨道极点数据。观测到的卫星轨道极的分布进行了比较，从六个宇宙学国家的最先进的模拟宝瓶座项目的subhalos公布的角动量方向。这测试的可能性，间接吸积可能能够自然地解释卫星轨道内的DoS。对于最有可能对齐的主晕和MW光盘旋转，再现MW卫星轨道极属性的概率原来是小于0.5%的水瓶座模型。即使角动量的各向同性分布也有更高的可能性产生所观察到的分布。这两个Via Lactea宇宙学模拟给出了类似于Aquarius模拟的结果。相反，与星系相互作用的数值模型相比，某些模型从潮汐碎片的角动量中得出观测到的轨道极分布的概率高达90%。这表明潮汐矮星系在一次相遇中的形成是一个可行的，如果不是唯一的，过程来解释MW卫星星系的相空间分布。
2012-04-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Addressing the too big to fail problem with baryon physics and sterile neutrino dark matter
在$Λ$ CDM模型中对结构形成的N体暗物质模拟预测了星系晕中的一群次晕，这些次晕的中心密度比银河系卫星的中心密度要高，这种紧张局势被称为“太大而不能倒”问题。提出的解决方案包括重子效应、银河系晕的较小质量和温暖的暗物质。我们测试这三种可能性，使用半解析模型的星系形成银河系晕模拟卫星人口，其结果耦合到江和范登博世模型的subhalo剥离预测subhalo $V_\mathrm{max}$功能的10个最亮的卫星的光度函数。我们发现，选择最明亮的卫星（而不是最大的）和模拟气体的超新星在早期的驱逐增加了可能性产生观察到的银河系卫星$V_\mathrm{max}$功能。首选的晕质量是$6\times10^{11}M_{\odot}$，它有14%的概率拥有像银河系卫星那样的$V_\mathrm{max}$功能。对于$1.0\times10^{12}M_{\odot}$光环，该概率降低到8%，对于$1.4\times10^{12}M_{\odot}$光环，该概率降低到3%。我们的结论是银河系卫星$V_\mathrm{max}$功能是兼容的CDM宇宙学，如以前发现的Sawala等人。使用流体动力学模拟。无菌中微子-暖暗物质模型与观测结果的一致性更高，最大有35%的机会产生观测到的银河系卫星$V_\mathrm{max}$函数。然而，还需要做更多的工作来检查半解析剥离模型在无菌中微子宇宙学中是否正…
2017-08-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
The edge of galaxy formation III: The effects of warm dark matter on Milky Way satellites and field dwarfs
在本系列的第三篇论文中，我们研究了粒子质量为$m_\mathrm{WDM}=3\,\mathrm{keV}$的暖暗物质对宇宙中最小星系的影响。我们提出了一个样本的21个流体动力学宇宙学模拟的矮星系和20个模拟的卫星-宿主星系的相互作用，我们都在冷暗物质（CDM）和暖暗物质（WDM）的情况下进行。在WDM模拟中，我们观察到一个更高的临界质量的恒星形成的开始。在WDM中，结构生长被延迟，因此WDM晕的恒星星族比CDM晕平均年轻两个陀螺。然而，尽管这种延迟的恒星形成，CDM和WDM星系都能够再现观测到的速度色散，恒星质量，大小和金属丰度的标度关系在$z=0$。WDM卫星晕在银河系质量主机更容易受到潮汐剥离，由于其浓度较低，但他们的星系甚至可以生存更长的时间比CDM同行，如果他们生活在一个暗物质晕与陡峭的中央斜坡。与我们以前的CDM卫星研究一致，我们观察到WDM卫星的中央暗物质密度斜率由于剥离而变陡。CDM和WDM之间卫星星系平均恒星年龄的差异，可以在未来用于解开这两个模型。
2019-02-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Metallicity-dependendent kinematics and morphology of the Milky Way bulge
我们使用N体化学动力学模拟研究我们的银河系的酒吧/隆起区域的形态，运动学和金属丰度之间的耦合。我们将我们的结果与现有的观测结果进行了定性比较，发现非常一致。我们的结论是，这个地区是复杂的，因为它包括几个恒星组件具有不同的属性-即一个boxy/花生球，薄和厚盘组件，并在较小的程度上，一个disky pseudoblug，恒星晕和一个小的经典凸起-所有同居在动力学平衡。我们的模型显示了运动学和金属丰度，或形态和金属丰度之间的密切联系，已经建议了一些最近的观察。我们讨论并解释这些联系。
2016-12-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
ATLAS lifts the Cup: Discovery of a New Milky Way satellite in Crater
我们宣布在ESO VST ATLAS调查的数据中发现了一个新的银河系伴侣，并在4米威廉赫歇尔望远镜上进行了深度成像。该卫星位于火山口星座（杯子），距离$\sim$ 170千秒差距。它的半光半径是$r_h=30$ pc，光度是$M_V=-5.5$。它的大部分恒星星族都很老，而且金属含量很低。如果不是因为有少数蓝圈星和一个稀疏的红团，我们可能会把新发现的卫星归类为一个扩展的球状星团。核心氦燃烧人口的存在意味着在陨石坑中可能在4亿年前就发生了恒星形成。没有一个球状星团能完成将恒星形成期延长几个旋的壮举。因此，如果我们关于环形山中的蓝色明亮恒星是蓝环巨星的假设是正确的，那么新卫星应该被归类为具有不寻常性质的矮星系。请注意，陨石坑以北仅10度，两个超暗星系狮子座IV和V以大约相同的距离绕银河系运行。这暗示着这三颗卫星在一起落入银河系晕之前可能曾经密切相关。
2014-03-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
How common is the Milky Way - satellite system alignment?
银河系中卫星星系的高度扁平分布带来了许多谜团。首先，它的极线排列与其他星系中常见的平面排列不同。其次，最近的自行测量显示，至少有3个，可能多达8个银河系卫星的轨道角动量指向（在30度内）沿着其扁平配置的轴，这表明某种形式的相干运动。在本文中，我们使用一个高分辨率的宇宙学模拟调查是否这种模式与结构形成的冷暗物质模型的预期冲突。我们发现，这种看似不太可能的设置经常发生：大约35%的时间，我们发现系统中的3个单独的卫星的角动量指向沿，或接近，卫星分布的短轴。此外，在30%的系统中，我们发现，6个最好的对准卫星的净角动量位于35度的卫星分布的短轴，观察银河系。
2009-05-11 astro-ph.CO
Satellite Survival in Highly Resolved Milky Way Class Halos
令人惊讶的是，人们对银河系卫星星系的起源和演化知之甚少。紫外光电离、超新星反馈以及与较大的宿主晕的相互作用都被认为在塑造我们今天观察到的卫星群方面发挥了作用，但对于这些效应中的哪一种（如果有的话）占主导地位仍然没有达成共识。在本文中，我们重新模拟银河系类暗物质（DM）晕前所未有的分辨率的问题。我们的一套宇宙流体动力学自适应网格细化（AMR）模拟，称为坚果套件，使我们能够调查超新星反馈和紫外光电离在高红移与亚秒差距分辨率的影响。随后，我们使用较低的空间分辨率（50pc）版本的模拟到z=0与银河系般的晕的相互作用的效果。后者产生了一组模拟卫星，我们将其与银河系和M31的观测卫星进行比较。我们发现，超新星反馈减少恒星形成的最小质量的卫星，但提高了它在更大的。光电离似乎在抑制恒星和星系形成的卫星晕的所有祖细胞中起着非常小的作用。到目前为止，对卫星人口的最大影响被认为是主机的质量和气体冷却是否包括在模拟中。事实上，包含气体冷却大大减少了在高红移时捕获的卫星的数量，这些卫星在z=0时幸存下来。
2012-11-06 astro-ph.CO
Testing a proposed "planarity" tool for studying satellite systems: On the alleged consistency of Milky Way satellite galaxy planes with $Λ$CDM
本文检验了一种用于研究卫星系统平面性的新度量，发现该度量会因与卫星平面无关的各向异性特征和对系统取向的敏感性而错误推断出更高的平面性，从而证明其不适用于衡量卫星系统整体平面性，也不能据此支持银河系卫星平面与ΛCDM一致。
2024-12-18 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
Massive Milky Way Satellites in Cold and Warm Dark Matter: Dependence on Cosmology
我们调查的索赔，最大的subhaloes在高分辨率无耗散冷暗物质（CDM）模拟银河系的动态不一致的观测最明亮的卫星。我们发现，这种不一致性主要是由于在产生过早形成的卫星的不一致模拟中采用了较大的σ_8和n_s值，因此过于密集。我们发现观测和模拟之间的紧张关系，采用与WMAP 9一致的参数，大大减少了卫星CDM的敏感测试。我们发现通过Lactea II晕是非典型的晕在WMAP 3宇宙学中，我们归因于其形成时代比其质量的平均值的差异。我们还探讨了温暖的暗物质（WDM）宇宙学的1- 4千电子伏的热遗迹。在1千电子伏的宇宙学subhaloes有圆速度在kpc尺度~ 60%低于他们的CDM同行，但减少了只有10%，在4千电子伏的宇宙学。由于银河系卫星和莱曼-α森林数量的限制，排除了< 2-3 keV的遗迹质量，因此WDM在降低大质量卫星的密度方面作用较小。由于银河系的质量和形成时代的不确定性，需要减少与重子效应或WDM的卫星密度减轻。
2013-10-01 astro-ph.CO
