Recovering the infall mass for Milky Way satellite galaxy Sextans
Institute of Astronomy, School of Physics, Zhejiang University（浙江大学物理学院天体物理研究所）；Purple Mountain Observatory（紫金山天文台）；Center for Cosmology and Computational Astrophysics, Zhejiang University（浙江大学宇宙学与计算天体物理中心）
通过N体模拟研究塞塔恩星系的自由落体质量，揭示其暗物质与恒星动力学关系及形成历史。
2026-03-09 astro-ph.GA
The Metallicity Gradient of Sagittarius Dwarf Spheroidal Galaxy Prior to Infall Constrained by S-PLUS Observations of its Tidal Stream
Instituto Nacional de Pesquisas Espaciais（国家空间研究所）；Observatorio do Valongo, Universidade Federal do Rio de Janeiro（瓦隆戈天文台，里约热内卢联邦大学）；Kavli Institute for Cosmological Physics, University of Chicago（芝加哥大学卡弗里宇宙物理学研究所）；Department of Astronomy & Astrophysics, University of Chicago（芝加哥大学天文学与天体物理系）；Observatório Nacional（国立天文台）；Department of Astronomy, School of Physics and Astronomy, Shanghai Jiao Tong University（上海交通大学物理与天文学院天文学系）；State Key Laboratory of Dark Matter Physics, School of Physics and Astronomy, Shanghai Jiao Tong University（上海交通大学物理与天文学院暗物质物理全国重点实验室）；Universidade de São Paulo, Instituto de Astronomia, Geofísica e Ciências Atmosféricas, Departamento de Astronomia（圣保罗大学天文、地球和大气科学研究所天文学系）
通过S-PLUS DR4光度学金属量、Gaia DR3动力学和APOGEE DR17光谱数据，研究Sgr流中金属丰度分布，发现前臂比后臂更贫金属，且前臂有明显负梯度，结果与N体模拟一致，揭示了Sgr前身星的金属丰度梯度。
2026-04-17 astro-ph.GA
Preprocessing in small groups: Three simulated galaxies interacting prior to cluster infall
本研究利用IllustrisTNG100模拟展示了一个三盘状星系小组在红移z=1.3时早期坠入星系团前的强相互作用，产生潮汐棒并触发恒星形成，坠入后经历质量损失但棒结构保留，为星系团形成和潮汐棒起源提供新情景。
2023-09-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the Tidal Formation of Dark Matter Deficient Galaxies
以前的研究表明，暗物质缺乏星系（DMDG），如NGC 1052-DF 2（以下简称DF 2），可以从潮汐剥离。然而，一个重要的问题是，这样的剥离情景是否可以解释DF 2的球状星团（GC）的大比频率。毕竟，潮汐剥离和冲击优先从外围移除物质。我们使用理想化的，高分辨率的模拟规则的暗物质占主导地位的星系，是吸积到一个巨大的晕。只要卫星的初始（入轨前）暗物质晕被取芯，这与宇宙学和流体动力学模拟的预测一致，潮汐残留物就可以在其所有属性上类似于DF 2，包括其GC人口。所需轨道的近中心位于落入时的半晕分布的8.3个百分点处，因此并不是特别极端。在这个轨道上，卫星失去了其原始暗物质（恒星）质量的98.5%（30%），从而演变成DMDG。被剥离的GC的分数取决于初始径向分布。如果，在坠落时，GC星群的中值投影半径大约是恒星的两倍，与孤立星系的观测结果一致，那么只有$\sim 20$ %的GC被剥离。这是由于动力学摩擦抵消了潮汐搅拌。我们预测，如果DF 2确实是由强潮汐形成的，它的恒星外围应该有一个非常浅的金属丰度梯度。
2021-12-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
The edge of galaxy formation II: evolution of Milky Way satellite analogues after infall
在第一篇论文中，我们对27个总质量介于$5 \times 10^8$和$10^{10}\,\mathrm{M}_\odot$之间的星系进行了流体动力学宇宙学模拟。在这第二篇论文中，我们使用这些宇宙学模拟的一个子集作为初始条件（IC）的卫星和宿主星系相互作用的40多个流体动力学模拟。我们的宇宙学IC似乎表明，在这些质量尺度上的星系几乎没有旋转支持，速度色散（$σ$）占主导地位。吸积和环境效应增加了星系尺度关系（如大小-速度色散）中的散射，与观测结果非常吻合。恒星的形成在吸积之后基本上是淬灭的。潮汐力造成的质量移除有几个影响：它创造了一个非常平坦的恒星速度色散剖面，并减少了所有尺度（即使在中心）的暗物质含量，这反过来又降低了恒星速度约0.5 kpc的尺度，即使星系没有失去恒星质量。以核心暗物质轮廓开始的超新星更容易被摧毁或最终进入一个非常暗物质贫乏的星系。最后，我们发现潮汐效应总是会增加暗物质轮廓的“尖度”，即使是与核心一起下沉的晕。
2017-09-18 astro-ph.GA
The evolution of dwarf galaxy satellites with different dark matter density profiles in the ErisMod simulations. I. The early infalls
我们提出的第一个模拟潮汐搅拌的矮星系在本集团进行的宇宙学背景下。我们使用ErisDARK模拟一个MW大小的星系，以确定一些最大的subhalos（$M_{vir} > 10^8 M_{\odot}$），落入主主机之前，$z=2$。暗晕在下沉之前被矮星系的高分辨率模型所取代，这些模型包括一个嵌入在暗物质晕中的暗淡恒星盘。这套模型包含尖状晕以及具有“核心”剖面的晕（具有渐近内斜率$γ= 0.6$）。然后使用N-Body代码ChaNGa对$z=0$进行模拟，其中粒子多达5400万个，分辨率小至$\sim 4$ pc。所有卫星的恒星成分都受到潮汐搅动的显著影响，失去恒星质量，并经历向压力支持的球状系统的形态转变。然而，虽然一些具有尖状晕的残留物保持显著的旋转扁平和盘状特征，但所有浅晕模型都实现了MW和M31的dSph卫星的典型$v/σ< 0.5$和圆形形状。后者的质量损失也会增强，残留物的光度和速度色散可以达到与超暗矮星（UFD）一样低的水平。我们认为，尖形的祖先必须是例外，而不是规则的MW的卫星之间，因为所有的MW和M31卫星的光度范围内，我们的残余物是dSphs，结果匹配的模拟与“核心”模型。
2015-06-06 astro-ph.GA
MUSE sneaks a peek at extreme ram-pressure stripping events - IV. Hydrodynamic and gravitational interactions in the Blue Infalling Group
我们报告了新的宽视场（~ 4 × 4平方角分）MUSE观测的蓝色Infalling集团（BIG），一个紧凑的星系群，位于距离A1367星系团X射线中心z = 0.021的投影距离为~ 150 kpc。我们的MUSE观测详细绘制了扩展的电离气体，主要由H $α$发射跟踪，在该组成员之间。气体的形态和运动学出现一致的潮汐起源，由于星系的遭遇，也支持的扰动运动学中可见的一个组成员和潮汐矮系统的存在。一个弥漫的尾巴在相反的方向上延伸的集群中心也被检测到，暗示在一个全球性的冲压压力剥离组内的材料，因为大落在A1367。基于对空间分辨发射谱线图的分析，我们确定了扩散气体细丝的多种电离机制，包括嵌入式HII区域和冲击的原位光电离。结合空间分辨的运动学和线比，我们排除了最大质量的星系，CGCG 097 -120，与该集团的关联，因为这个系统似乎是从组内介质解耦，并受到强大的冲压压力，因为它落入A1367。通过我们的新分析，我们得出结论，BIG是由本地集群环境中的引力相互作用结合全球集群晕的冲压压力剥离产生的预处理形成的。
2019-01-14 astro-ph.GA
The Three Hundred project: Galaxy groups do not survive cluster infall
星系团是通过星系作为独立的物体或星系群的成员而增长的。这些星系团可以强烈影响星系的演化，从星系中剥离气体，并提高星系合并的速度。然而，目前尚不清楚群体的动态和结构在与大型集群互动时如何受到影响，也不清楚所有群体成员是否都必须经历相同的进化过程。利用ThreeHundred项目的数据，一套324个大型星系团的流体动力学模拟，我们研究了1340个集团通过一个集群的属性。我们发现，一半的星系群成为引力未绑定的第一个近心点，通常只有0.5-1 Gyr后进入集群。大多数星系团很快就与星系团的卫星群混合在一起;只有8%的星系团晕会离开星系团，尽管其中近一半的星系团在这个阶段已经脱离了星系团，被潮汐破坏或合并到星系团的中心。星系在星系群中心相空间中的位置也很重要--一旦星系群位于星系团内部，只有靠近星系群中心的星系（$r\lesssim0.7R_{200}$）才保持束缚，而星系群中心的缓慢移动星系很可能被潮汐破坏，或与另一个星系合并。这项工作将有助于未来的观测研究，以限制星系群的环境历史。例如，在星系团内部或附近观察到的星系团很可能是最近才接近的，这意味着它们的星系以前从未经历过星系团环境。
2022-10-13 astro-ph.GA
YZiCS: Preprocessing of dark halos in the hydrodynamic zoom-in simulation of clusters
为了理解今天星系团中的星系数量，我们还应该考虑星系团坠落之前的环境的影响，即预处理。我们使用YZiCS，一个流体动力学的高分辨率放大模拟的15个集群，并专注于潮汐剥离所遭受的暗物质晕的集群成员，由于预处理。我们发现今天的集群成员中有48%曾经是其他主机的卫星。这比以前的估计略高，部分原因是我们不仅考虑了群质量主机，而且还考虑了所有质量的主机。因此，我们发现预处理的分数与集群质量相关性很差，而是与每个集群的最近质量增长率相关。质量小于群的粒子是重要的贡献者，提供了超过三分之一的预处理部分。我们发现，晕质量损失是一个明确的函数的时间花费在主机。然而，有两个因素可以大大增加质量损失率：卫星与其宿主的质量比，以及卫星宿主的宇宙学时代。后者意味着我们以前可能低估了高红移群的作用。从今天集群中严重潮汐剥离成员的样本来看，近四分之三以前在宿主中。因此，明显受到干扰的集群成员更有可能经历过预处理。在集群崩溃之前被托管，使集群成员能够在更长的时间内经历潮汐剥离，而不是直接集群崩溃，并且在主机更具破坏性的早期。
2018-09-08 astro-ph.GA
Does IRS13 require an intermediate-mass black hole?
Czech Academy of Sciences（捷克科学院）；Indiana University（印第安纳大学）；Universität zu Köln（科隆大学）；Max Planck Institut für Radioastronomie（马克斯·普朗克射电天文研究所）
该研究通过N体计算和模拟发现，IRS13大小的星团即使存在4×10⁴M⊙的中等质量黑洞也会快速瓦解，其观测速度弥散可由Sgr A*潮汐场及下落事件自然产生，无需假设存在中心中等质量黑洞。
2026-08-12 astro-ph.GA
Evolution of Low Mass Galactic Subhalos and Dependence on Concentration
我们进行了详细的轨道动力学和结构演变的6000 subhalos在通过Lactea II模拟，从降落到现在的研究。通过分析subhalos的质量下降到m = 4 e5 Msun，我们发现，较低的质量subhalos，这是不强烈的动力摩擦的影响，表现出的行为与以前发现的质量更大的不同。此外，有一个明显的趋势，即较早落入宿主体内的subhalo浓度较低。我们表明，浓度在降落的特点各方面的subhalo演变。特别是，潮汐效应截短的增长较低的浓度subhalos在较大的距离从主机; subhalos与较小的浓度有较大的下沉半径。浓度在下降进一步被证明是一个决定性因素，为随后的质量损失的subhalos内的主机，也为他们的内部结构的演变在v_max-r_max平面。我们的发现提高了利用浓度来预测潮下晕演化的前景，这将有助于获得星系形成的分析模型，以及近场宇宙学。
2015-10-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the occurrence of galaxy harassment
星系团中星系的潮汐相互作用被认为是低质量下星系形态-密度关系的一种可能解释。潮汐转换的效率预计将强烈依赖于星系团晕内星系的轨道。轨道决定了星团整体潮汐场的强度以及与其他星团成员相遇的概率。此外，我们调查的影响之间的磁盘的下落星系和它的轨道平面的倾斜。我们还将我们的结果与观测数据进行了比较。我们发现从外围进入星系团的星系不太可能发生显著的变化。在靠近星系团中心的地方，潮汐相互作用是产生骚扰星系的更有效机制。但是盘的倾斜可以显著减少质量损失，但它放大了增厚。
2015-03-06 astro-ph.GA
Orbital evidences for dark-matter-free Milky Way dwarf spheroidal galaxies
银河系矮椭球体（MW dSphs）的性质一直受到质疑，特别是它们是否由暗物质（DM）主导。在这里，我们研究了另一种情况下，潮汐冲击施加的MW DM-免费dSphs后，第一次落入他们的富含气体的祖先，并为理论计算已被验证纯N体模拟。dSphs是否是第一次坠落不能仅仅根据它们的恒星形成历史来解决。事实上，气体的去除可能会导致复杂的重力不稳定性和近心通道可以引起潮汐破坏过程。然而，盖亚卫星在确定其过去的轨道运动和兆瓦速度曲线方面的高精度提供了至关重要的结果。首先，潮汐冲击解释了为什么无DM的dSph优先出现在它们的近心附近，在那里它们处于破坏过程中，而它们成为长寿命卫星的机会与非常低的概率P~ 2 10^-7相关，这与目前DM主导的dSph情景不一致。第二，大多数dSph结合能与第一次下降一致。第三，预测所观察到的dSph速度分散的MW潮汐冲击本身的振幅预测最准确的MW速度曲线。第四，潮汐冲击准确地预测了在dSphs的半光半径处施加的力或加速度，包括MW和麦哲伦系统的引力吸引。以上所述暗示了dSphs是无DM的，并且在它们的近心附近发生了潮汐冲击，这可能会在我们对近场宇宙学的理解中引发重大地震。
2020-03-06 astro-ph.GA gr-qc hep-ph
The Outer Stellar Halos of Galaxies: how Radial Merger Mass Deposition, Shells and Streams depend on Infall-Orbit Configurations
星系合并是星系演化的基本组成部分。为了研究不同类型的星系合并产生的质量分布，我们提出了一个模拟套件的36个高分辨率的孤立合并模拟，探索了广泛的参数空间的质量比（μ = 1：5，1：10，1：50，1：100）和轨道参数。我们发现，迷你合并存款更高的分数，其质量的外晕相比，未成年人合并，而他们的贡献，中央质量分布是高度依赖于轨道碰撞参量：对于较大的近心距离，我们发现，主机星系的中心几乎没有被合并粒子污染。我们还发现，由此产生的径向质量分布的迷你合并的中位数显着不同的简单的理论潮汐力模型的预测。此外，我们发现，迷你合并可以增加主机盘的大小显着而不改变星系的整体形状，如果影响发生在盘平面，从而提供了一个可能的解释扩展的低表面亮度磁盘的观测报告。最后，我们发现明确的证据表明，流是一个强有力的指示，近圆形的卫星（具有较大的角动量），而外壳的外观清楚地指向（近）径向卫星的下落。
2019-06-22 astro-ph.GA
Tidal evolution of galaxies in the most massive cluster of IllustrisTNG-100
我们研究星系的潮汐演化在最大质量的星系团的IllustrisTNG-100模拟。为了这项工作的目的，我们选择了112个目前恒星质量最大的星系，并及时跟踪它们的性质。利用它们的轨道历史，我们将样本分为未进化（下降），弱进化（一个近心点通道）和强进化（多个近心点）。这些样本被星系团在其整个演化过程中所经历的综合潮汐力的值清楚地分开，它们的性质强烈地依赖于这个量。由于潮汐剥离，弱演化样本的星系损失了10%至80%的暗物质和不到10%的恒星，而那些在强烈演化的样本中的星系超过70%的暗物质和10%至55%的恒星质量，并且显着较少甚至不占主导地位的暗物质。虽然33%的下落星系不含任何气体，但这一比例在弱演化的样本中增加到67%，在强演化的样本中增加到100%。强烈演化的星系更早更快地失去它们的气体（在2-6 Gyr内），但这个过程从第一个近心通道开始可能需要4 Gyr。这些星系更红，更富含金属，当红移z=0.5时，星系团中的星系群主要是红色的。由于潮汐搅动，星系的形态从扁球形演化为长球形，自转减弱，模拟星系团再现了星系的形态-密度关系。强烈演化的样本包含至少六个令人信服的潮汐诱导酒吧和六个星系，他们的酒吧与集群的相互作用增强的例子。
2020-06-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Relativistic accretion disc in tidal disruption events
建立了一个含时的相对论吸积模型，描述了具有$α-$粘性和气压主导的潮汐破裂事件。我们还包括完全破坏和部分破坏TDEs的质量回落率$\dot{M}_f$，并假设下落碎片在时间上形成种子盘$t_c$，该种子盘由于下落碎片的质量增加和通过吸积到黑洞上的质量损失而演变。此外，我们推导出了一个明确的形式，光盘的高度依赖于在光盘的角动量参数。我们发现，盘的表面密度在初始时间增加，由于质量增加，然后随着质量回落率降低而降低，这导致盘质量$M_{\rm d}$的降低，其中$t$是时间参数，分别为完全和部分中断TDE的$M_{\rm d} \propto t^{-1.05}$和$M_{\rm d} \propto t^{-1.38}$的后期演化。测热光度$L$在后期表现出遵循幂律的上升和下降，分别由$L \propto t^{-1.8}$和$L \propto t^{-2.3}$给出。我们得到的光度下降速度比使用$L \propto \dot{M}_f$推断的光度。我们还计算了不同光谱波段的光变曲线。
2020-06-04 astro-ph.GA astro-ph.HE
A Catalog of Molecular Clumps and Cores with Infall Signatures
对坍缩运动的研究是研究分子云动力学和恒星形成早期过程的常用手段。许多著作对降落进行了深入的研究。检索了1994年以来有关分子云入流研究的文献，对作者所确定的入流源进行了总结。共记录了456个入轨源。我们将它们分为高质量源和低质量源，其中高质量源又分为星前、原恒星和HII区三个演化阶段。我们根据源的大小将其分为块和核。H $_2$柱密度值范围为1.21 $\times$ 10 $^{21}$至9.75 $\times$ 10 $^{24}$ cm $^{-2}$，中位数为4.17 $\times$ 10 $^{22}$ cm $^{-2}$。高质量源和低质量源的H $_2$柱密度显著分离。高质量团块的下沉速度中值为1.12 km s $^{-1}$，低质量核的下沉速度几乎都小于0.5 km s $^{-1}$。进化的不同阶段之间没有明显的区别。低质量核心的质量下降率在10 $^{-7}$和10 $^{-4}$ M $_{\odot} \text{yr}^{-1}$之间，高质量团块的质量下降率在10 $^{-4}$和10 $^{-1}$ M $_{\odot} \text{yr}^{-1}$之间，只有一个例外。我们没有发现质量下降率随进化阶段而变化。
2022-06-29 astro-ph.GA
The Role of Pre-Processing in Tidal Feature Formation within Galaxy Clusters
Korea Astronomy and Space Science Institute (KASI)（韩国天文学与空间科学研究所）；University of Science and Technology (UST)（科学技术大学）；Millenium Nucleus for Galaxies (MINGAL)（星系千年核心）
本研究利用多分辨率宇宙学 N体模拟和星系替换技术，揭示星系落入星系团前的并合预处理是团内潮汐尾、星流和壳状结构形成的主要渠道。
2025-09-26 astro-ph.GA
The mass-metallicity relation of tidal dwarf galaxies
矮星系通常遵循质量-金属丰度（MZ）关系，质量越大的天体保留的重元素比例越大。年轻的潮汐矮星系（TDGs），诞生于富气体星系相互作用产生的潮汐尾，被认为不遵循MZ关系，因为它们继承了更大质量的母星系的金属丰度。我们提出的化学演化模型，以调查如果TDGs，形成在非常高的红移，那里的母星系的金属丰度是非常低的，可以产生所观察到的MZ关系。假设在密度较高的高红移宇宙中，星系间的相互作用更为频繁，TDG可能对矮星系的数量有重要贡献。调查的化学演化模型的TDG在这里提出捕获的第一次初始质量函数（IMF）的恒星，这是依赖于恒星的形成率和气体金属丰度通过集成星系IMF（IGIMF）理论。由于TDGs的形成在相互作用星系的潮汐碎片，预富集的气体，一个潜在的预先存在的恒星星族，下降，和质量依赖的外流被认为是。年轻的TDG产生于强预富集的潮汐臂中，同时具有预先存在的恒星星族，这些TDG模型可以解释观测到的TDG丰度比。TDG的相同化学演化模型，形成了最初金属丰度非常低的气体，自然建立了观察到的MZ关系。因此，模拟的古代TDGs的化学成分与观测到的卫星星系的MZ关系是一致的。
2015-04-09 astro-ph.GA
The tidal evolution of anisotropic subhaloes: A new pathway to creating isotropic and cored satellites
Yale University（耶鲁大学）；National Taiwan University（台湾大学）；National Center for Theoretical Sciences（国家理论科学中心）
本文利用理想化N体模拟研究了落入时具有各向异性的子晕的潮汐演化，发现径向各向异性会导致更快质量损失和尖点-核化转变，而轨道剥离与重新位力化最终使子晕速度分布趋于各向同性，有助于缓解银河系卫星动力学建模中的简并问题。
2025-11-03 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Faster than SAM: An empirical model for the tidal evolution of dark matter substructure around strong gravitational lenses
本文提出一种快速经验模型以预测强透镜周围子晕的潮汐剥离、束缚质量函数与密度轮廓，结果与 GALACTICUS 一致且速度从数小时缩短至数秒。
2025-07-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Case for Strangulation in Low-Mass Hosts: DDO 113
我们调查的情况下，环境淬火的天炉座质量的卫星DDO 113，这是只有9千秒差距的投影，从它的主机，大麦哲伦云质量星系NGC 4214。DDO 113在大约1 Gyr前被淬灭，几乎没有气体，而该领域的类似物主要是恒星形成和富含气体。我们使用大双筒望远镜获得的深成像显示，DDO 113没有表现出潮汐破坏的$μ_V\sim29$等$\text{arcsec}^{-2}$的表面亮度的证据，基于未解决的发射和解决的恒星。在2- 6 Gyr前，具有类似宿主、小的预计分离和没有显著潮汐剥离的Illustris-1中DDO 113的质量类似物首次落入其宿主晕，表明潮汐特征（或缺乏潮汐特征）可用于限制卫星轨道上几乎没有其他限制的系统中的落入时间。随着降落时间设置时钟的环境猝灭机制，我们调查了几个这样的机制的兼容性。我们发现，扼杀，停止冷气体流入，可能是占主导地位的淬火机制DDO 113，需要一个时间平均的质量加载因子$η=6-11$的恒星形成驱动的流出，是符合理论和观测的限制。受最近数值计算工作的启发，我们将DDO 113的扼杀与NGC 4214周围存在的冷环星系介质（CGM）联系起来。这一发现表明，低质量星系的CGM可以显着影响其卫星，并激发进一步了解低质量星系中的重子循环的工作。
2019-08-29 astro-ph.GA
Calibrating Galaxy Infall Times in Groups and Clusters with IllustrisTNG Simulations
McMaster University（麦克马斯特大学）；ENS-PSL（巴黎高等师范学院-巴黎文理研究大学）
通过TNG300和TNG-Cluster模拟，基于投影相空间位置和恒星质量，利用符号回归方法建立红移依赖的入团时间校准，为观测提供连续估计。
2026-03-13 astro-ph.GA
Simulating the Spatial Distribution and Kinematics of Globular Clusters within Galaxy Clusters in Illustris
利用宇宙学模拟程序Illustris研究了球状星团在9个星系团中的组装。GC被标记为单个星系在其落入时间。潮汐的GC从他们的星系和集群内的GC的分布去除后，自洽的模拟。该方法依赖于一个简单的假设之间的晕质量（M_vir）和GC质量（M_GC）的观测发现一个单一的幂律关系。我们发现GC的比频$S_N$作为V波段幅度的函数自然地再现了所观察到的“U”形，这是由于幂律M_GC-M_vir关系和非线性M_*-M_vir关系的组合。由于M_*-M_vir关系随红移的演化，$S_N$值中的附加散射被追溯到具有早期坍缩时间的星系。已经从它们的星系潮汐移除的GC形成了今天的星系团内成分，其中约60%是由今天在星系团势内轨道运行的星系带来的。剩下的“孤儿”GC是由卫星星系贡献的，这些星系具有广泛的恒星质量，在z=0时完全被潮汐破坏。这种团内成分是暗物质势的一个很好的动力学示踪剂。由于大多数星系团内GC的吸积性质，它们的轨道是相当径向的，预测的轨道各向异性β>= 0.5。然而，局部切向运动可能是局部子结构的结果，这为M87观测中β<0的值提供了一种可能的解释。
2020-02-21 astro-ph.GA
Cold Gas Infall onto A Brightest Group Galaxy via A Gas-Rich Minor Merger
University of Illinois Urbana-Champaign（伊利诺伊大学厄巴纳-香槟分校）；Peking University（北京大学）；Xiamen University（厦门大学）；Shanghai Jiao Tong University（上海交通大学）
研究通过富含气体的次等并合向最亮群星系注入冷气体，揭示其在补充冷气体储备和影响星系演化中的关键作用。
2025-12-15 astro-ph.GA
The Three Hundred Project: The gas disruption of infalling objects in cluster environments
我们分析的气体含量的演变落晕在集群环境中的三百项目，收集了324个数值模拟的星系团。我们样本中的晕是在$z=0$的主星系团晕的$5R_{200}$内选择的，总晕质量为$M_{200}\geq10^{11} h^{-1} M_{\odot}$。我们追踪了它们的主要祖先，并研究了它们进入陷落区后的气体演化，我们将其定义为$1-4R_{200}$。使用完整的相空间信息和视线投影来研究我们种群的径向趋势，我们证实了Arthur等人（2019）的结果，并确定了3D中$1.7R_{200}$周围和投影中$R_{200}$的特征半径，在该半径处，下落晕在下落之前几乎失去了所有的气体。分裂的subhalo状态的趋势，我们表明，subhaloes居住在集团质量和低质量的主机晕在下降区域遵循类似的径向气体损失的趋势，作为他们的主机，而subhaloes的集群质量主机晕被剥夺了他们的气体更远。我们的研究结果表明，下落的对象遭受显着的气体中断，相关的时间，因为-infall，集群为中心的距离和主机质量，气体中断，他们的经验是一个组合的subhalo预处理和对象气体耗尽在一个半径的行为像吸积冲击。
2021-01-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Predicting Infall Time of Milky-Way Satellites via Machine Learning
School of Space Research, Kyung Hee University（庆熙大学宇宙研究学院）；Department of Astronomy & Space Science, Kyung Hee University（庆熙大学天文学与宇宙科学系）
本文利用LightGBM算法通过机器学习预测银河系卫星的并入时间，采用τ₉₀、[Fe/H]和M*作为输入特征，实现了较高的预测精度并验证了早期并入对卫星熄灭过程的重要性。
2025-12-09 astro-ph.GA
Mapping the Distorted Dark Matter Distribution of the LMC-SMC System Prior to Milky Way Infall with Basis Function Expansions
University of Arizona（亚利桑那大学）；University of Maryland（马里兰大学）；Villanova University（维拉诺瓦大学）；University of Edinburgh（爱丁堡大学）
研究通过基函数展开分析LMC-SMC系统在银河系吞噬前的暗物质分布扰动，揭示了卫星-宿主相互作用对暗物质晕的变形影响。
2026-04-02 astro-ph.GA
Mass Evaporation Rate of Globular Clusters in a Strong Tidal Field
通过对大质量多质量$N$体模拟的分析，导出了在强银河潮汐场中演化的球状星团的质量蒸发率。为了比较，我们也用MOCCA蒙特卡罗模型研究了球状星团演化的相同蒸发速率。我们的研究结果表明，质量蒸发率是一个动态值，也就是说，远离一个常数的单一数字发现在早期的分析工作和文献中常用的。此外，这些模拟得出的蒸发率高于以前公布的值。这些模型还表明，质量蒸发率的值取决于潮汐场的强度。我们给出了质量蒸发率作为时间和银河距离xi（R_{GC}，t）的函数的分析估计。在将该公式外推到较小的R_{GC}值时，我们的结果为小R_{GC}时的非常高的xi值提供了初步证据。我们的研究结果表明，内银河势中相应的质量损失可能很高，当星团通过内银河势时，质量损失应该被考虑在内，这与球状星团通过动力学摩擦而进入团簇形成/增长有直接关系。作为一个说明性的例子，我们估计了一个~10^5太阳质量的球状星团通过动力学摩擦衰变到银河系中心时蒸发率是如何增加的。我们讨论的结果，这项工作的关系，形成核星团的螺旋球状星团。
2017-06-20 astro-ph.GA
Long-term orbital evolution of Galactic satellites and the effects on their star formation histories
我们调查的轨道运动的矮球状星系（dSphs）的晕的银河系（MW），以了解他们可能的影响，在这些MW卫星的恒星形成历史的多样性。在这项工作中，我们明确地考虑了随时间变化的引力势由于MW的暗晕质量的增长，以计算长期的轨道演化的dSphs，指导{ \it盖亚} DR 2自行车，在过去的135亿年。我们发现，卫星的下落时间，定义在该星系第一次交叉内的MW的晕的维里半径的增长，正好与恒星形成率（SFR）的经典dSphs的样本达到峰值时的时间。另一方面，超微弱的dSphs已经完成了他们的SF活动之前，他们的下落时间已经在以前的作品中提出，但有一个签名，他们的早期SF的历史受到影响的相互作用与不断增长的MW的晕在一定程度上。我们还发现，对于经典的dSphs，恒星形成后的SFR的峰值到当前的恒星质量的相对分数是较小的星系在其第一次陷落的近心半径。这些结果表明，dSphs到MW和由此产生的环境效应，如冲压压力剥离和/或潮汐扰动MW的暗晕包含热气体的下落属性在其恒星形成的历史中发挥重要作用。
2020-10-23 astro-ph.GA
Measurable Relationship Between Bright Galaxies and Their Faint Companions in WHL J085910.0+294957, a Galaxy Cluster at z = 0.30: Vestiges of Infallen Groups?
星系群中卫星星系的性质与其宿主星系密切相关。另一方面，在集群环境中，近邻之间的交互是有限的。我们的目标是在星系团的恶劣环境中研究主星系和卫星星系之间的关系。为了实现这一目标，我们研究了一个星系团WHL J085910.0+294957在z = 0.30使用深的图像与CQUEAN CCD相机安装在2.1米奥托Struve望远镜。在根据光度和结构参数的标度关系进行成员选择后，我们研究了亮星系（M_i < -18）和它们的暗星系（-18 < M_i < -15）之间的关系。暗伴星系的加权平均颜色与星系团中心距离和局部光度密度以及邻近亮星系的光度和浓度没有显著的相关性（< 1 sigma到Bootstrap不确定性）。然而，加权平均颜色显示边缘依赖（~ 2.2西格玛）的颜色相邻的明亮星系，当样本仅限于明亮的星系与至少2个暗淡的同伴。通过使用排列检验，我们证实，在这个集群中的明亮的星系和它们的暗淡的同伴之间的颜色的相关性是统计上显着的置信水平为98.7%。如果我们使用SDSS光度红移信息（~ 2.6 sigma和99.3%）额外去除非成员，统计显著性会增加。我们的结果提出了三种可能的情况：（1）infallen群的遗迹，（2）矮捕获，（3）明亮星系的潮汐撕裂。
2014-06-25 astro-ph.GA
The effects of environment on galaxies' dynamical structures: From simulations to observations
本文利用 TNG50 模拟和天炉座星系团观测，研究星系团环境如何通过气体移除和潮汐瓦解影响星系冷盘结构，发现冷盘光度比例和恒星年龄与星系落入时间密切相关，且模拟与观测定量一致。
2024-04-02 astro-ph.GA
Environmental effects on galaxy evolution. II: quantifying the tidal features in NIR-images of the cluster Abell 85
这项工作是一系列论文的一部分，致力于研究星系团星系在其坠落过程中的演化。在这篇文章中，我们用近红外光谱对大质量星系团Abell 85（z = 0.055）中的一个选定的星系样本进行了成像。我们对68个天体进行了测光（JHK），测光深度达到1 mag/arcsec^2，比2 MASS深。我们使用这些图像来揭示明亮星系样本外围的不对称性，并开发了一个新的不对称指数alpha_An，它可以量化天空平面上潮汐特征所占的相对面积的破坏程度。我们测量的子样本的41个大面积的对象在10个星系中发现明确的不对称性，其中大多数是在不同的集群中心的距离，其中一些位于R500以上的群体和对投影的不对称性。结合信息的高气体含量的蓝色星系和子结构的分布在Abell 85，与目前的近红外不对称性分析，我们得到一个非常强大的工具，以确认潮汐机制确实存在，目前正在影响一小部分的星系在Abell 85。然而，当将我们的深近红外图像与该星系团中两个非常混乱的（水母）星系的紫外-蓝色图像进行比较时，我们将潮汐1相互作用的存在丢弃到我们的检测极限。我们的研究结果表明，冲压压力剥离是这种壮观的破坏的起源。我们的结论是，在像Abell 85这样的复杂星系团中，环境机制，包括引力和流体动力学，在驱动星系演化中发挥着积极的作用。
2017-09-19 astro-ph.GA
The grouping, merging and survival of subhaloes in the simulated Local Group
我们使用的约束本地UniversE模拟（CLUES）项目内进行的模拟来研究一个现实的本地组类对象。我们聘请这个小组作为一个数值实验室，从它可能对不同类型的矮星系的起源的影响的角度来研究其subhaloes的人口的演变。重点讨论了卫星在入轨前的潮汐剥离、相互作用、合并和组合过程。潮汐剥离表现在质量吸积和质量损失阶段之间的过渡，在大多数次晕中看到，这发生在落入宿主晕的时刻，以及它们的质量函数的形状随红移的变化。虽然卫星经常形成群体，但它们松散地结合在一起，彼此之间不相互作用。然而，一个大星系群的陷落可以解释观测到的本星系群卫星的特殊分布，但只有在最近才发生的情况下。预期的次晕之间的合并只有在进化的早期阶段才有意义，即7亿年前，那时它们还在宿主晕之外。因此，这些事件可能有助于形成更遥远的早期类型的银河系同伴。一旦次晕进入主晕，合并就变得非常罕见。
2010-03-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the stability of tidal streams in action space
在盖亚时代，越来越明显的是，传统的静态参数化模型不足以描述我们复杂的，动态演变的银河系（MW）的质量分布。在这项工作中，我们比较了不同的时间演化和时间无关的陈述模拟MW质量星系的引力势的宇宙学重子模拟的FIRE-2套件。使用这些潜力，我们计算的行动，在每个快照从7 Gyr前到现在的一天，在不同的合并历史的三个星系周围的潮汐流中的恒星粒子。我们使用Kullback-Leibler散度来衡量动作中的聚类程度和集群随时间的相对稳定性，从而确定每个模型所保留的动作空间相干性。我们发现，所有的模型产生一个集群的动作空间模拟没有重大的合并。然而，一个大质量的（质量比在坠入之前更接近1：8）相互作用的星系不存在于模型中，将导致错误的轨道的恒星最受影响的相互作用。作用空间星团的位置（即流星的轨道）只被时间演化模型保留下来，而与时间无关的模型在0.5- 1 Gyr之前就可能丢失大量的信息，即使系统没有发生重大的合并。我们的研究结果意味着，反向整合流轨道在MW使用一个固定的潜在的可能会得到不正确的结果，如果集成超过0.5 Gyr到过去。
2022-10-26 astro-ph.GA
$Λ$CDM Predictions for the Satellite Population of M33
三角座（M33）是仙女座（M31）最大的卫星星系，质量约为$3\times10^9\; M_{\odot}$。根据丰度匹配技术，M33的总质量估计为$10^{11}\; M_{\odot}$量级。$Λ$ CDM模拟预测，M33质量晕拥有几个自己的低质量卫星同伴，但只有一个候选M33卫星已被发现在深测光调查日期。这种“卫星中的卫星”的等级最近在暗能量巡天中银河系麦哲伦云周围发现的矮星系的背景下进行了探索。在这里，我们讨论的卫星星系的数量预测居住在维里半径（$\sim$ 160千秒差距）的M33的基础上$Λ$ CDM模拟。我们还计算了使用各种地面成像仪在N个数据字段中的卫星探测的预期数量。最后，我们讨论了这些卫星人口的预测如何改变M33的过去的轨道历史的函数。如果M33是第一次落入M31的光环，那么它提出的卫星预计今天仍将与M33绑定。然而，如果M33最近与M31发生了潮汐相互作用，那么幸存的卫星的数量在很大程度上取决于由于潮汐剥离效应而在近心处达到的距离。我们的结论是，调查延伸到M33周围的$\sim$ 100千秒差距将足以限制它的轨道历史和它的大部分卫星人口。在WFIRST时代，这种规模的调查将被认为是小型观测计划。
2018-07-17 astro-ph.GA
The Fornax3D project: Environmental effects on the assembly of dynamically cold disks in Fornax cluster galaxies
本文利用族群轨道叠加方法分析Fornax星系团16个星系，发现星系落入星系团的时间与冷盘年龄强相关，落入过程通过剥离气体或加热盘面强烈影响冷盘组装，导致内部盘比外部盘恒星形成更久并产生正年龄梯度。
2023-02-15 astro-ph.GA
Disentangling the assembly of the central and diffuse stellar components in galaxy clusters through dynamical friction and tidal stripping
University of Nottingham（诺丁汉大学）；École Polytechnique Fédérale de Lausanne (EPFL)（洛桑联邦理工学院）；Universidad de La Laguna（拉帕尔马大学）；Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利天体物理研究所）；Universidad Autónoma de Madrid（马德里自治大学）
本研究通过动力学摩擦和潮汐剥离，提出基于物理的星系团中央星系与弥散光定义，并用模拟验证其与观测选择高度一致。
2026-10-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Preprocessing Among the Infalling Galaxy Population of EDisCS Clusters
我们目前的结果，从低分辨率光谱调查的21个星系团在$0.4 < z < 0.8$从ESO遥远的星系团调查选择。我们在麦哲伦巴德望远镜上用IMACS中的低色散棱镜测量了光谱，并计算了红移，其精度为$σ_z = 0.007$。在大尺度星系团周围，我们发现了1763个比$R = 22.9$亮的星系。我们确定的星系预计将被吸积的星系团，因为它们演变为$z = 0$使用球形的下落模型，并发现$z = 0$集群人口的$\sim30\%$ $\sim70\%$位于维里半径以外的$z \sim 0.6$。对于$z = 0$上的类似星系团，我们计算出自$z \sim 0.6$以来落入星系团的星系与在该红移时已经处于核心的星系的比率通常在$\sim0.3$和$1.5$之间。这一广泛的比例是由于内在的散射，是不是一个功能的速度色散，所以各种各样的下落的历史是预期的集群与当前的速度色散$300 \lesssimσ\lesssim 1200$公里的$^{-1}$。在$z \sim 0.6$星系团的落区，我们发现一个更大的红色部分的星系比在外地和更大的集群之间的红色星系比蓝色。我们将这些发现解释为“预处理”的证据，即在密集的局部环境中的星系在聚集成大质量星系团之前，其恒星形成率受到影响，尽管后溅星系的可能性使解释复杂化。
2019-10-29 astro-ph.GA
Determining Satellite Infall Times Using Machine Learning
银河系（MW）卫星的一个关键未知数是它们的轨道历史，特别是它们被吸积到MW系统上的时间，因为它标志着它们经历了许多环境过程。我们提出了一种新的方法来确定下落时间，即使用神经网络（NN）算法。NN在EAGLE流体动力学模拟中的MW类似物上进行训练，以预测矮星系是否是第一次坠落或后溅星系，并推断其坠落时间。由此产生的神经网络预测与85%的准确性，如果一个星系目前的维里半径以外是一个后溅卫星，并确定了一个典型的68%的置信区间为4.4 Gyrs的落入时间。将神经网络应用于具有盖亚EDR3自行的MW矮星，我们发现所有300 kpc以内的矮星都在星系晕内。总体MW卫星吸积速率与理论预测一致，除了晚些时候，当MW显示出第二个峰值时，在1.5 Gyrs的回望时间对应于LMC及其卫星的坠落。我们还发现，超微弱矮星的淬火时间没有显着的相关性与下落时间，从而支持的假设，他们在再电离过程中淬火。相比之下，恒星质量高于$10^5~M_\odot$的矮星被发现与星系晕内的环境淬灭一致，恒星形成在坠入后平均在$0.5^{+0.9}_{-1.2}$ Gyrs停止。
2023-02-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Tidal effects on small bodies by massive black holes
位于银河系中心的紧凑射电源人马座A（Sgr A）拥有一个超大质量黑洞，其质量已通过恒星轨道运动测量。因此，Sgr A是最近的实验室，可以在那里测试超大质量黑洞天体物理学，并可以调查黑洞的环境。由于它不是一个活动星系核，它也提供了观测捕获可能绕中心黑洞运行的小物体的可能性。我们研究了黑洞的强引力场对小天体，如彗星或小行星的影响。我们还探讨了这样一种观点，即在Sgr A中检测到的耀斑可能是由质量为10 ^20 g的单个致密天体的最终吸积产生的，它们的时间不是源的特征，而是它们在其中运动的中央星系黑洞的时空特征。我们发现，潮汐效应是强大到足以融化的固体对象，目前的计算的时间演化的光变曲线的下落物体作为各种参数的函数。我们的潮汐破裂模型表明，在潮汐挤压，同步辐射的条件可以满足。我们证明了耀斑的光变曲线可以从黑洞周围测地线轨道的动力学性质推导出来，并且它仅微弱地依赖于源的物理性质。
2009-01-22 astro-ph.GA astro-ph.HE
Potential Black Hole Seeding of the Spiral Galaxy NGC 4424 via an Infalling Star Cluster
星系可以通过它们之间的相互引力和随后的结合而成长。当围绕一个规则的高表面亮度星系运行时，一个低质量星系的主体可以被剥离。然而，坠落星系的恒星中心，如果由一个紧密结合的核星团代表，则更具弹性。从哈勃太空望远镜的存档图像中，我们发现了一个红色的，潮汐拉伸的星团，距离合并后的螺旋星系NGC 4424约5角秒（投影约400 pc），并指向其中心。我们称之为“Nikhuli”的星团，其近红外光度为（6.88+/-1.85 L_{solar,F160W} x10^6），很可能是一个被捕获/结合的星系的核心。此外，从钱德拉X射线天文台的图像来看，尼胡利包含一个高能X射线点源，其L_{0.5-8 keV} = 6.31^{+7.50}_{-3.77 x10 ^{38} erg/s（90%置信度）。我们认为，这更可能是一个活跃的大质量黑洞比X射线双星。尼库利星没有彗星般向外指向的外观，其恒星结构更倾向于下沉，而不是从引力波反冲事件中射出。与低质量早期类型星系的微小合并可能已经播下了一个巨大的黑洞，帮助形成了X形的伪凸起，并缝合了一个小凸起。NGC 4424的恒星质量和速度色散预测中心黑洞的质量为（0.6-1.0）× 10^5 M_solar，与预期的Nikhuli中等质量黑洞相似，并暗示了无球晚型星系的黑洞供应机制。我们可能会看到黑洞通过捕获和下沉而播种，核星团是运载工具。
2021-12-10 astro-ph.GA astro-ph.HE
Universal numerical convergence criteria for subhalo tidal evolution
Yale University（耶鲁大学）；National Taiwan University（台湾大学）；National Center for Theoretical Sciences（国家理论科学中心）
本文提出子晕潮汐演化的通用数值收敛准则，通过模拟发现子晕的瞬时潮汐半径需被至少20个单元格或软化长度解析，以避免过早破坏和虚假存活。
2026-01-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Tidal disruption events in the first billion years of a galaxy
恒星在大质量黑洞（MBH）上的吸积可以供养MBH并产生潮汐破裂事件（TDE）。我们引入了一个新的物理激励模型，自洽地处理TDE在宇宙学模拟，并将其应用到最终质量$3\times 10^{10}\mathrm{\, M}_\odot$在$z=6$星系的组装。这个星系的TDE率为$\sim 10^{-5}\mathrm{\, yr}^{-1}$，与当地的观测结果一致，但在宇宙10亿岁时就已经存在了。一小部分被破坏的恒星参与了MBH的生长，直到MBH达到质量$\sim 5 \times 10^5 \mathrm{\, M}_\odot$，但与气体相比，它们的贡献变得微不足道。TDEs可能是一种可行的机制来生长轻的MBH种子，但当MBH变得足够大，达到活动星系核的光度并被检测到时，预计TDEs会减少。星系合并在星系中带来多个MBH，导致在合并前后的$100\mathrm{\, Myr}$期间，星系中的全球TDE率增加了$\sim 1$数量级。这种增强不是在中央MBH上，而是由下落星系中MBH的存在引起的。这是首次在宇宙学环境中对TDEs的自洽研究，并强调了恒星吸积和TDEs是在早期宇宙时期发生在银河系质量星系中的自然过程。
2020-06-11 astro-ph.GA astro-ph.HE
Ultra diffuse galaxies in the Hydra I cluster from the LEWIS Project: Phase-Space distribution and globular cluster richness
本研究基于LEWIS项目的VLT/MUSE数据，分析长蛇I星系团中超弥散星系的相空间分布与球状星团丰度，发现其符合极早期下落特征但未观测到富GC UDG与早下落时间的关联，提示需探究其他淬灭机制。
2023-08-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
The chosen few: the low mass halos that host faint galaxies
由于再电离阻止了大多数低于3 × 10^9太阳质量的晕形成恒星，矮星系只占据了现有暗物质晕的一小部分。我们使用流体动力学宇宙学模拟的本地集团研究的判别因素星系形成在早期宇宙和连接到现在的属性的星系和晕。与再电离相关的选择效应，以及随后在不同环境中晕的演变相结合，引入了宿主矮星系的晕人口与总晕人口之间的强烈偏差。星系周围的晕形成得更早，更集中。此外，更容易受到潮汐剥离影响的晕更有可能容纳一个给定质量或最大圆速度vmax的星系。因此，卫星晕比场晕更频繁地出现，与本星系群矮椭球体类似，质量为10^8 - 10^9太阳质量或vmax为12 - 20 km/s的卫星晕在进入后经历了比平均值更大的质量和vmax减少。它们在更近、更径向的轨道上，具有更高的坠落速度和更早的坠落时间。总之，这些效应使矮星系成为潜在暗物质分布的高度偏差的示踪剂。
2014-06-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
LoCuSS: The infall of X-ray groups onto massive clusters
在LCDM宇宙中，星系团的形成是有等级的，主要是通过与低质量星系团的合并和群质量晕的持续吸积来实现的。星系团聚集的时间较晚，从z~0.5开始，星系团的质量增加了一倍，因此星系团的外围区域应该充满了不断下降的群质量系统。我们提出了一个XMM-牛顿巡天，以寻找X射线集团在23个大质量星系团的落区在z~0.2，确定了39个X射线集团已被光谱证实位于集群红移。这些星系团的质量估计在2 × 10^13 - 7 × 10^14 Msun之间，星系团与星系团的质量比低至0.02。下落区域中X射线组的共动数密度比XXL调查中孤立X射线组的共动数密度高约25倍。这些X射线群中每个星团的平均质量为2.2 × 10^14 Msun，或者是主星团本身质量的19%。我们估计，由于M200>10^13.2Msun的星系团的吸积，~10^15Msun星系团的质量从z=0.223到现在增加了16%。这代表了在这些后期时期集群预期质量增长率的一半左右。另一半可能来自于不受晕束缚的物质的平稳吸积。下落的X射线组的质量函数相对于场X射线系统的质量函数出现明显的头重脚轻，这与数值模拟的预期一致，并且塌陷的大质量暗物质晕的基本后果是潜在的大尺度密度分布的偏置示踪剂。
2017-09-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
New insights on low-mass dark matter subhalo tidal tracks via numerical simulations
Durham University（杜伦大学）；Instituto de Física Teórica UAM-CSIC, Universidad Autónoma de Madrid（马德里自治大学-西班牙国家科学研究委员会理论物理研究所）；Universidad Autónoma de Madrid（马德里自治大学）；Zhejiang University（浙江大学）
通过高精度数值模拟研究低质量暗物质子晕在潮汐剥离下的结构参数演化，发现子晕浓度持续上升且速度浓度在近日点比远日点高约两个数量级，揭示了潮汐效应在重塑子晕中的主导作用。
2026-06-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Did the Milky Way dwarf satellites enter the halo as a group?
本星系群中的矮卫星星系通常被认为是在暗物质下晕中的宿主，这些暗物质在落入宿主晕的过程中幸存下来。最近有人认为，如果大多数卫星是集体而不是单独进入银河系晕的，这可以解释其卫星分布的空间和动力学特性。这样的星系群被认为是在附近宇宙中发现的矮星系团。在本文中，我们解决的问题是否在这样的协会星系可以是银河系卫星星系的祖先。我们发现矮星系协比解释银河系和仙女座卫星星系盘状分布所需的要扩展得多。我们进一步确定了一个可能的小行星结构，垂直于超星系平面，矮协会位于其中，这可能与银河系卫星的祖先星系的下落方向有关，如果它们是潮汐起源的。
2009-03-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Intracluster light as a dark matter tracer: how their spatial and kinematic relationship is shaped by satellite demographics
University of Nottingham（诺丁汉大学）；École Polytechnique Fédérale de Lausanne (EPFL)（洛桑联邦理工学院）；Universidad Autónoma de Madrid（马德里自治大学）；Royal Observatory, Edinburgh（爱丁堡皇家天文台）
研究通过模拟探讨卫星银河系轨道演化和质量分布如何影响团簇内光（ICL）在相空间和径向分布中的关系，发现ICL比暗物质更集中，且受卫星人口学影响显著。
2026-09-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
