What determines satellite galaxy disruption?
在等级结构的形成中，暗物质晕与较大的晕合并后可以作为亚晕存在。这些暗晕很可能是可见星系的宿主。虽然密集的晕环境迅速剥离了暗物质，但致密的发光物质可以在一段时间内保持完整，使得星系与严重剥离的暗物质的对应关系不清楚。许多星系演化模型假设卫星星系最终会与中央星系合并，但这忽略了卫星潮汐破裂的可能性。我们使用一个高分辨率的宇宙体积的$N$体模拟探索卫星星系合并/破裂的标准的基础上暗物质subhalo动力学。我们探讨的影响，卫星合并/中断的晕占领分布和径向轮廓的残余物。使用丰度匹配分配恒星质量/光度的subhalos，我们比较观察到的星系团，卫星分数，集群卫星光度函数，发现subhalos重现这些观测值在所有尺度上。我们的结果意味着，对应于>0.2L* 星系的卫星暗晕必须在落入时被很好地分辨到其质量的1-3%，才能有力地追踪星系人口。我们还探讨了一个简单的分析模型的基础上的动力学摩擦卫星星系的下落，发现我们的subhalo目录和观测结果很好的协议。
2010-01-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Formation History of Subhalos and the Evolution of Satellite Galaxies
土星构成了整个星系人口的一个重要部分，并被认为是在暗物质subhalos形成。在这里，我们使用宇宙学流体动力学模拟TNG 100调查如何形成的历史的subhalos影响其宿主星系的属性和演化。我们使用一个缩放的形成时间（$a_{\rm nf}$）来表征的质量组装的subhalos的历史之前，他们被大量的主机晕吸积。我们发现，卫星星系在年轻的subhalos（低$a_{\rm nf}$）是质量较低，更丰富的气体，并有更强的恒星形成和更高的分数的异地恒星质量比卫星在老subhalos（高$a_{\rm nf}$）。此外，这些低$a_{\rm nf}$卫星需要比高$a_{\rm nf}$对应物更长的时间尺度来作为群体猝灭。我们发现在快速吸积（FA，$a_{\rm nf}<1.3$）和缓慢吸积（SA，$a_{\rm nf}>1.3$）subhalos卫星之间的合并历史非常不同。对于FA卫星，星系合并的频率显着增加后吸积，这增强了恒星形成吸积。而对于SA卫星，在整个吸积过程中，合并过程是平滑而连续的。此外，与FA卫星的合并主要发生在吸积之后，而SA卫星则相反。我们的研究结果提供了深入了解卫星人口的演变和恒星形成淬火。
2020-03-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Born to be Starless: Revisiting the Missing Satellite Problem
Yonsei University（延世大学）；Institut d’ Astrophysique de Paris, Sorbonne Universités, et CNRS（巴黎天体物理学研究所，索邦大学及法国国家科学研究中心）；Observatoire astronomique de Strasbourg, Université de Strasbourg, CNRS（斯特拉斯堡天文台，斯特拉斯堡大学及法国国家科学研究中心）；CNRS – University of Tokyo International Research Laboratory（法国国家科学研究中心-东京大学国际研究实验室）；Kavli IPMU (WPI), UTIAS, The University of Tokyo（开普勒IPMU（世界顶尖研究中心），UTIAS，东京大学）；Kyung Hee University（庆熙大学）
该研究通过高分辨率宇宙学模拟探究卫星缺失问题，发现无星子晕并非由超新星反馈或环境效应导致，而是因形成于吸积低效区，无法屏蔽紫外加热以形成恒星，即天生无星。
2025-06-10 astro-ph.GA
The infall of dwarf satellite galaxies are influenced by their host's massive accretions
最近在限制银河系（MW）和仙女座星系（M31）所经历的大规模吸积（>1：10）方面的进展提供了一个了解本星系群矮星系人口的机会。使用放大的暗物质，只有模拟MW质量的晕和subhaloes，被认为是能够托管矮星系集中，我们证明了一个巨大的祖先是伴随着大量的subhaloes的吸积和破坏的。大规模的吸积祖细胞不增加下降subhaloes到MW质量主机的总数，而是把周围的subhaloes到主机上，造成集群的subhaloes的下降时间。这导致了一个暂时的海拔在数量的subhaloes，以及在其累积的径向配置文件的维里半径的主机的变化。幸存下来的有着巨大祖先的相关浅晕在它们的轨道上有很大的多样性。我们发现，本星系群矮球状星系（$10^{5} \mathrm{M_{\odot}} \lesssim \mathrm{M}_{*} \lesssim 10^{7} \mathrm{M_{\odot}}$）的恒星形成猝灭时间聚集在MW和M31遭受最大质量吸积的时间附近。我们的研究结果意味着：a）矮椭球体的淬灭时间是它们坠落时间的一个很好的代理; b）M31周围最近没有淬灭的卫星，这表明M33不是第一次坠落，而是在更早的时候被吸积。
2021-04-27 astro-ph.GA
Luminous Satellites versus Dark Subhaloes: Clustering in the Milky Way
观测到的银河系卫星星系群为小尺度上的星系形成理论提供了一个独特的试验场。我们的新方法是调查已知的银河系卫星星系的集群和量化的数量的子结构内的分布使用两点关联函数统计在三个空间：配置空间，视线速度空间，和四维相空间。这些结果进行了比较的三套subhaloes在通过Lactea II冷暗物质模拟定义为代表发光的矮星。我们没有发现任何证据在一个显着性水平以上的2西格玛的子结构内的银河系卫星星系的分布在任何三个空间。在四维相空间中，在所有三个空间和更广泛的尺度范围内，“发光”的次晕集合比银河系卫星更强烈地聚集在一起。每个“发光”的subhalo集聚类的结果，其视线内的速度空间分布的子结构在大于3西格玛的意义，而银河系的卫星星系是随机分布在视线的速度空间。虽然我们的比较是只有一个冷暗物质模拟，银河系卫星星系和所有聚类方法的Via Lactea II subhalo集之间的不一致性表明冷暗物质理论和观测到的银河系卫星之间存在潜在的新的“小尺度”紧张关系。未来的工作将通过研究额外的模拟来获得观测到的银河系卫星和冷暗物质理论之间更可靠的比较。
2013-06-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
The unabridged satellite luminosity function of Milky Way-like galaxies in $Λ$CDM: the contribution of "orphan" satellites
本文利用GALFORM模型和Aquarius模拟研究ΛCDM中类银河系暗晕的卫星星系，发现纳入被潮汐瓦解的“孤儿”卫星后卫星恒星质量函数收敛，且无需在低质量子暗晕中填充卫星即可解释银河系卫星径向分布，并预测孤儿星系主导超暗弱种群。
2025-05-05 astro-ph.GA
The potential role of NGC 205 in generating Andromeda's vast thin co-rotating plane of satellite galaxies
仙女座星系被观测到有两个大的矮椭圆星系和~13个较小的卫星星系，它们目前在一个薄平面内共同旋转，此外还有2个反向旋转的卫星星系。我们探讨了这些观测结果与一种情况的一致性，即大多数同向旋转的卫星星系来自一个次晕群，其中NGC 205是宿主，卫星星系占据了暗物质次晕。我们对NGC 205和M31之间的近距离相遇进行了N体模拟。在模拟中，NGC 205被无质量的粒子包围，以统计样本的分布，预计在一个子晕，具有类似于NGC 205的质量。我们进行了蒙特卡罗抽样，发现使用一组参考参数，产生比观测到的NGC 205 + 15小卫星（因此包括2个反向旋转体，但不包括M32）更薄的次晕分布的概率从初始分布的<1 e-8增加到近心点的~0.01。模拟的sub-subhalos占据观测到的同向旋转的卫星在视线速度与投影在天空距离平面上的位置的概率是最多0.002的13颗卫星中的11。增加M31的质量和初始的次晕分布范围，所有13颗同向旋转卫星的最大概率为0.004，但产生薄度的概率将下降到~ 0.001。
2016-08-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Tidal stripping as a test of satellite quenching in redMaPPer clusters
当暗物质晕被大质量的主星系团吸积时，强大的引力潮汐力开始从吸积的暗物质晕中剥离质量。这种剥离最终会移除所有超出子晕潮汐半径的质量，但未结合的质量至少会在动力学时间t_dyn内留在卫星附近。Chamberlain等人的N体次晕研究证实了这一观点，并指出了一个有用的观测结果：潮汐半径以外的次晕相关测量对次晕落入其宿主的时间t_infall敏感。我们使用SDSS redMapPer星团中的~ 160，000个红色卫星星系进行了这种互相关测量，并发现证据表明，次晕相关性确实存在于潮汐半径之外，这表明许多观测到的卫星在不到一个动态时间之前落入它们当前的宿主，t_infall < t_dyn。结合估计的动力学时间tdyn ~ 3-5 Gyr和卫星停止形成恒星的时间tquench ~ 6 Gyr的SED拟合结果，我们推断，对于相当一部分卫星，恒星形成在这些卫星进入它们当前的宿主之前就已经淬灭了。这一结果适用于在0.1 - 0.6 Mpc/h的大范围内以集群为中心的红色卫星。我们讨论了这一结果的影响模型的星系形成。
2016-05-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
The shape-velocity alignment of satellites forged by tidal locking and dynamical friction
Tsung-Dao Lee Institute & School of Physics and Astronomy, Shanghai Jiao Tong University（上海交大李政道研究所与物理与天文学院）；Key Laboratory for Particle Astrophysics and Cosmology (MOE)/Shanghai Key Laboratory for Particle Physics and Cosmology（粒子天体物理与宇宙学重点实验室（教育部）/上海粒子物理与宇宙学重点实验室）；University of Toronto（多伦多大学）；Institute for Astronomy, University of Edinburgh（爱丁堡大学天体物理研究所）；Institute of Astronomy, University of Cambridge（剑桥大学天体物理研究所）；Shanghai Jiao Tong University（上海交通大学）
研究通过TNG50模拟发现，潮汐锁定和动力摩擦影响下，卫星的形态-速度对齐主要表现为径向对齐强于轨道对齐，且质量更大的晕中轨道对齐更显著，观测到的对齐效应源于投影效应。
2026-02-09 astro-ph.GA
Matching the dark matter profiles of dSph galaxies with those of simulated satellites: a two parameter comparison
我们比较的暗物质晕的结构参数推导出的四个银河系矮球状星系的宇宙学$N$体模拟中发现的subhalos。我们确认，在一个单一的固定半径的质量估计是完全符合的意见。然而，当第二个结构参数，如对数斜率的暗晕密度分布测量接近半光半径包括在比较中，我们发现卫星和subhalos之间几乎没有重叠。通常，在这些半径处，右质量的半晕具有比dSph测量值所建议的更陡的剖面。使用能量参数，我们探讨是否有可能解决这个矛盾，通过调用重子效应。假设来自超新星的反馈可以导致晕的重塑，我们计算所需的效率，并找到完全合理的值的显着部分的subhalos，甚至低至0.1%。这意味着必须小心不要夸大超新星反馈的影响，因为这可能会使光环太浅。这些结果可用于校准和可能约束反馈配方在流体动力学模拟。
2015-07-27 astro-ph.GA
Structure and kinematics of tidally limited satellite galaxies in LCDM
我们使用N体模拟来模拟嵌入在尖状Navarro-Frenk-White subhalos中的以暗物质为主的矮球状星系的潮汐演化。潮汐会逐渐将恒星和暗物质从次晕中剥离出来，并根据它们的初始结合能对其进行修整。这个过程优先剥离轨道时间长的粒子，当剩余的结合粒子的穿越时间短于近心点轨道时间的一小部分时，这个过程就结束了。因此，最终恒星残骸的性质取决于恒星在原始子晕中的能量分布，而这又取决于初始恒星成分的初始密度分布和径向分离。如果恒星成分的能量分布没有一直延伸到晕下势能最小值，那么恒星成分实际上可能会完全分散，尽管可能会留下一个束缚的暗遗迹。这些结果意味着，“潮汐限制”星系，定义为系统的恒星组件经历了大量的潮汐质量损失，既不收敛到一个独特的结构，也不遵循一个单一的潮汐轨道，在早期的工作中声称。另一方面，潮汐限制矮星确实具有特征性的大小和速度色散，它们可以直接追踪次晕遗迹的特征半径（$r_{max}$）和圆周速度（$V_{max}$）。这一结果的卫星，其异常低的速度分散的大小上的强大的上限往往归因于潮汐效应。特别是，像环形山2号或Antlia 2号这样的运动学上冷的“虚弱的巨人”卫星的大尺寸不能被解释为仅仅是由于Lambda冷暗物质场景中的潮汐效应。
2022-03-17 astro-ph.GA
Connections between galaxy properties and halo formation time in the cosmic web
通过将Sloan数字巡天（SDSS）中的星系与ELUCID模拟中的暗晕联系起来，研究了暗晕形成时间与星系性质的关系，以及星系性质对宇宙网环境的依赖性。我们发现，中央和卫星subhalo有不同的形成时间，卫星subhalo比中央subhalo在固定的质量。在固定质量下，星系恒星与次晕的质量比是次晕形成时间的一个很好的代理，并且随着次晕形成红移的增加而增加，特别是对于大质量星系。次晕的形成时间取决于宇宙网的环境。对于中心的次晕，有一个特征性的次晕质量$\sim 10^{12} \msun$，低于该质量的次晕在结中比在丝、片或空隙中的相同质量的次晕更老，而高于该质量的次晕则相反。恒星-晕质量比的宇宙网环境依赖性与晕形成时间的宇宙网环境依赖性相似。对于中心，有一个特征性的次晕质量$\sim 10^{12} \msun$，低于这个质量，恒星与次晕的质量比在结中比在细丝、薄片和空洞中高，高于这个质量，它就反转了。结中的镓在低于$10^{12} \msun$时颜色较红，而高于$10^{12} \msun$时，环境依赖性消失。卫星分数强烈依赖于宇宙网环境，从结到丝到片到空，特别是对于低质量星系。
2021-09-06 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$> 20 km/s的圆速度。然而，今天有类似的圆速度的subhaloes，然而，在再电离时低于阈值，因此保持黑暗。当晕被吸积到主要的星系祖先中时，在阈值以上的晕中的恒星形成被截断。因此，今天矮卫星的许多性质，如光度和恒星形成率，都是由它们的吸积时间决定的。
2009-09-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
The galaxy-subhalo connection in low-redshift galaxy clusters from weak gravitational lensing
我们测量周围的卫星星系的引力透镜信号在$z<0.15$的星系团的样本相结合的高品质的成像数据从加拿大-法国-夏威夷望远镜与光谱确认的集群成员的大样本。我们使用广泛的图像模拟来评估在明亮的卫星星系附近的微弱的背景源的形状测量的准确性。我们发现了一个很小但很重要的偏差，因为来自透镜的光使背景星系的形状看起来与透镜径向对齐。我们通过应用取决于透镜大小和幅度的校正来解释这种偏差。我们还校正了集群成员对源样本的污染。我们使用一个物理动机的定义subhalo质量，即质量绑定到subhalo，$m_\mathrm{bg}$，类似于常见的subhalo finders在数值模拟中使用的定义。将卫星按恒星质量分组，我们提供了一个直接测量的次晕-恒星质量关系，$\log m_\mathrm{bg}/\mathrm{M}_\odot = (11.54\pm0.05) + (0.95\pm0.10)\log[m_\star/(2\times10^{10}\mathrm{M}_\odot)]$。这种最佳拟合关系意味着，在恒星质量为$m_\star\sim3\times10^{10}\,\mathrm{M}_\odot$时，次晕质量大约是中心星系质量的50%，而这一比例在恒星质量更大时会减小。我们发现了一些证据表明，在星系团的尺度半径周围，总质量与恒星质量之比发生了急剧变化，这可以解释为尺度半径内的星系遭受了…
2018-05-16 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 tidal evolution of satellite galaxies in cosmological simulations: insights from COLIBRE
Shanghai Jiao Tong University（上海交通大学）；Peking University（北京大学）；Leiden University（莱顿大学）；Nanjing University（南京大学）
研究利用COLIBRE模拟探讨卫星星系恒星与暗物质质量的共同演化，发现暗物质剥离与恒星剥离的双阶段模型，揭示了低质量卫星星系中恒星质量冻结及极端质量损失导致无'孤儿'星系的现象，同时预测了暗物质匮乏星系的形成条件。
2026-07-22 astro-ph.GA
Dwarf Galaxies at Cosmic Noon: New JWST Constraints on Satellite Models and Subhalo Tidal Evolution
本文利用JWST观测的$1<z<3.5$卫星星系丰度，与暗物质缩放模拟对比，发现子暗晕潮汐演化假设是理论预测的最大不确定性来源，并首次直接约束了高红移低质量卫星星系的潮汐演化与结构形成过程。
2025-07-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Subhalo accretion through filaments
在宇宙学模拟中，我们跟踪了星系和星系团大小的晕的亚晕轨道。我们确定周围的晕和我们用这些来定义一个样本的subhalos吸积从灯丝以及控制样本的subhalos吸积从其他方向。我们使用这些样本来研究由惯性吸积产生的卫星轨道的差异。我们的结果依赖于主机晕质量。我们发现，对于低质量，从灯丝吸积的subhalos显示$\sim10\%$较短的寿命相比，控制样品，他们表现出更径向轨道的趋势，到达晕中心区域更早，更有可能与主机合并。对于更高质量的晕，这种寿命差异消散，甚至逆转集群大小的晕。这种行为似乎与这样一个事实有关，即更多的质量主机连接到更强的细丝，具有更高的速度相干性和密度，具有稍微更多的径向次晕轨道。由于暗晕倾向于跟随暗丝的相干流，因此这种厚的暗丝可能足以保护暗晕至少在第一次下沉时不受动力摩擦的影响。我们还确定了subhalo对/团块的吸积后彼此合并。它们作为一个团只存在很短的时间，对于更高的次晕质量来说甚至更短，这表明麦哲伦云和其他本星系群卫星协会可能最近才进入MW维里半径，并且可能是第一次进入。花丝促进了附属组织的生长。
2016-05-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Matching the mass function of Milky Way satellites in competing dark matter models
任何成功的暗物质模型都必须解释观测到的银河系（MW）卫星密度分布的多样性，从非常密集的超暗物质到大型的低密度卫星，如Crater~II，它们似乎比预期的宿主暗物质晕更大。我们考虑冷暗物质（CDM），温暖的暗物质（WDM，3.3keV热遗迹功率谱），和一个自相互作用的暗物质模型（SIDM），导致重力热塌缩在低质量的subhaloes。这些密度分布的预测是复杂的模拟分辨率的限制，在剥离的subhaloes的MW系统，因此，我们在这三个模型中使用$N$体模拟结合半解析晕剥离算法的卫星属性进行预测。我们发现，大多数CDM和WDM subhaloes的质量$>10^{8}$ $M_{\odot}$剥离后足够大，以适应大多数卫星，然而，所需的剥离量往往需要一个更强的潮汐场比可在subhalo的轨道。较低浓度的WDM subhaloes使该模型能够解释所需的卫星质量与更少的剥离比CDM是必要的，因此是一致的轨道较大的近心点。SIDM核心提供了最适合的大规模，低密度卫星的预测许多$>10^{9}$ $M_{\odot}$ subhaloes主机低密度卫星没有观察到的类似物为代价。我们的结论是，SIDM模型必须有一个非常高的速度依赖的横截面，以匹配所有的卫星，WDM提供了一个稍微更好的适合比CDM MW卫星质量函数。
2023-02-08 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Cosmological simulations of the same spiral galaxy: satellite properties, the role of baryonic physics and star formation history in shaping dark matter cores/cusps
本研究通过Mochima宇宙学模拟，揭示重子反馈和恒星形成历史共同塑造子晕暗物质轮廓的多样性，表明“多样性问题”源于反馈与引力环境互动，而非冷暗物质模型失效。
2025-09-09 astro-ph.GA
On the stark difference in satellite distributions around the Milky Way and Andromeda
我们比较了距离银河系400千秒差距（MW）以内的明亮（> 10^5 Lsun）矮卫星星系和M31的球平均径向数，发现MW卫星星系更加集中。值得注意的是，这两个卫星系统在中心100 kpc范围内几乎是相同的，而M31卫星在100 - 400 kpc的非投影距离上的数量大约是MW卫星的四倍。我们使用一套44个高分辨率~10^12晕变焦模拟，其中22个是像MW和M31一样成对的，将观测到的分布与LCDM亚星系的预测分布进行比较。我们发现M31周围卫星的径向分布是相当典型的subhalos预测，而银河系的分布是更集中的，我们的任何模拟LCDM晕。一个可能的解释是，我们的普查是明亮的（> 10^5 Lsun）MW矮星系是显着不完整的超过太阳的~100 kpc。如果还有8 - 20颗亮矮星在100 - 400 kpc的轨道上未被发现，那么银河系的径向分布将落在从次晕分布预期的范围内，并且看起来非常像已知的M31系统。我们使用我们的模拟来证明，有足够的区域没有被斯隆数字巡天及其扩展所探索，考虑到天空中的暗晕的角各向异性的预期范围，发现~10个新的亮矮星并不是不可能的。
2013-05-02 astro-ph.GA
Determining orbits for the Milky Way's dwarfs
我们计算银河系矮星系的轨道与自行，并比较这些subhalo轨道在高分辨率的宇宙学模拟。我们使用的模拟数据来评估如何以及轨道可能会恢复在面对测量误差，随时间变化的三轴引力势，和卫星卫星之间的相互作用。对于目前的测量不确定度，我们将远心r_a和近心r_p恢复到~ 40%。利用盖亚卫星的改进数据，我们应该能够将r_a和r_p分别恢复到~ 14%。然而，在几个轨道上恢复卫星的3D位置和轨道相位更具挑战性。这主要是由于非球形的潜在的和卫星的相互作用，在集团的影响。动力摩擦、卫星质量损失和主晕质量演化对不确定性的影响较小。我们将我们的技术应用于9个银河系矮星观测自行。我们表明，它们的平均远心点低于我们的宇宙学模拟中最大质量的subhalos的平均值，但与z=10之前形成的最大质量的subhalos一致。这进一步支持了银河系的矮星在再电离之前形成的观点。
2010-01-11 astro-ph.GA
The tidal evolution of anisotropic subhaloes: A new pathway to creating isotropic and cored satellites
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
The connection between the host halo and the satellite galaxies of the Milky Way
银河系的暗物质晕的许多性质，包括其质量组装历史，浓度和晕下人口，仍然缺乏约束。我们探索这些属性的银河系和它的卫星星系人口之间的联系，特别是麦哲伦云的存在的银河系晕的属性的含义。利用一套高分辨率的$N$ -体模拟方法对最终Mvir ~ 10^{12.1}Msun的银河系质量晕进行了模拟，发现类麦哲伦云卫星的存在与宿主晕的组装历史、浓度和晕下的人口数密切相关，因此具有麦哲伦云的银河系质量晕系统具有较低的浓度，更快的近期吸积，比相同质量的典型光环质量更大。使用灵活的半解析星系形成模型，调整到重现银河系的经典矮星系与马尔可夫链蒙特卡罗的恒星质量函数，我们表明，采用主机晕不同的质量组装历史和浓度，可以导致不同的最佳拟合模型的星系形成物理，特别是反馈的强度。这些偏差的出现是因为麦哲伦云的存在增加了高质量暗晕的总体数量，因此需要不同的恒星质量与晕质量比来匹配数据。这些偏见也导致显着差异的质量-金属丰度关系，低质量卫星的运动学，与麦哲伦云相关的小卫星的数量计数，以及银河系本身的恒星质量。因此，对这些星系性质的观测可以对银河系晕的性质提供有用的约束。
2016-07-27 astro-ph.GA
Measuring satellite galaxy subhalo masses in redMaPPer clusters with UNIONS weak lensing data
University of Waterloo（滑铁卢大学）；McGill University（麦吉尔大学）；Waterloo Centre for Astrophysics, University of Waterloo（滑铁卢大学天体物理中心）；Perimeter Institute for Theoretical Physics（基础理论物理研究所）；Institute for Astronomy, University of Hawaii（夏威夷大学天文研究所）；NRC Herzberg Astronomy and Astrophysics（NRC赫茨伯格天文学与天体物理学研究所）；Université Paris Cité（巴黎西岱大学）；Université Paris-Saclay（巴黎萨克雷大学）；CEA（法国原子能和替代能源委员会）；CNRS（法国国家科学研究中心）；AIM（天体物理学、物质与宇宙研究所）；Carnegie Mellon University（卡内基梅隆大学）
该研究利用UNIONS弱引力透镜数据，通过统计卫星星系过剩表面质量密度来研究星系团子晕潮汐剥离，测量次晕与恒星质量比，发现其与星系团中心半径呈正相关，证实了潮汐剥离等环境过程对卫星星系质量关系的影响。
2026-07-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Survival of the most compact: the life and death of satellite halos in self-interacting dark matter
Goethe University（法兰克福歌德大学）；Donostia International Physics Center (DIPC)（圣塞巴斯蒂安国际物理中心）；Ludwig-Maximilians-Universität München（慕尼黑路德维希-马克西米利安大学）；Excellence Cluster ORIGINS（ORIGINS卓越集群）；The University of Texas at Austin（得克萨斯大学奥斯汀分校）；University of California - Irvine（加州大学尔湾分校）
本文研究自相互作用暗物质模型中卫星晕的演化，通过高效模拟框架探讨子晕的引力热塌缩，揭示其密度分布特征及对强引力透镜和卫星星系的影响。
2026-03-19 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-th
The missing ultra-faint satellites of the Milky Way
Durham University（杜伦大学）；University of Victoria（维多利亚大学）
通过高分辨率模拟研究银河系卫星 population，发现大量暗淡矮星系缺失，推测其因处于暗物质晕的密集区域而得以存活。
2026-10-22 astro-ph.GA
ELVES IV: The Satellite Stellar-to-Halo Mass Relation Beyond the Milky-Way
本文利用ELVES巡天中27个类银河系宿主周围的数百个卫星星系样本，结合SatGen模型和贝叶斯分析，约束了卫星星系恒星-晕质量关系，发现低质量端斜率适中且弥散较低，结果与仅用银河系卫星得到的结论一致。
2023-08-13 astro-ph.GA
The diverse dark matter density at sub-kiloparsec scales in Milky Way satellites:implications for the nature of dark matter
银河系（MW）卫星居住在暗物质（DM）的subhalos与广泛的分布的圆形速度剖面。这种多样性随着超微弱卫星的加入而增强，这些卫星似乎具有非常高的DM密度，尽管具有很大的系统不确定性。我们认为，如果得到证实，这种大的MW卫星人口的多样性构成了一个严重的考验，DM性质的结构形成理论与可能的影响。对于冷暗物质模型，多样性可能是由MW盘和强超新星反馈引起的晕下潮汐破坏的综合效应的特征。对于功率谱中具有矮尺度截止的模型，多样性是矮尺度晕丰度较低的结果。这种多样性是最具挑战性的自相互作用暗物质（SIDM）模型的横截面$σ/m_χ\gtrsim1~$ cm $^2$ g $^{-1}$的subhalos有太低的密度来解释超微弱的星系。我们提出了一个新的解决方案来解释MW卫星的多样性的基础上重力热塌陷的SIDM晕。这种解决方案需要一个速度依赖的截面，预测双峰分布的尖形密集（崩溃）subhaloes符合超微弱的卫星，和核心的低密度subhaloes符合较亮的卫星。
2019-08-30 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Dark Subhaloes and Disturbances in Extended HI Discs
我们发展了一种微扰的方法来研究星系的扩展原子氢（HI）盘中的扰动的激发通过暗物质subhaloes。暗物质次晕的引力势较浅（与主晕相比），这使我们能够使用周转近似，我们通过模态分析求解方程，即，假设盘由具有M个模式的N个径向环组成。我们发现，暗物质subhaloes的属性，可以推断出从光盘的模式能量的配置文件和振幅。也就是说，我们发现，响应的整体幅度给出了暗子晕的质量。出于这种模式分析，我们然后表明，密度响应显示出类似的功能。最后，我们表明，我们的结果同意从全流体动力学模拟。我们发现一个简单的比例关系的卫星质量和傅立叶振幅的合成表面密度的气体盘的有效傅立叶振幅（基本上是一个总和的低阶模式）的规模为$m_{s}^{1/2}$，其中$m_{s}$是卫星质量。这个关系的效用是，它可以很容易地应用到一个观察到的HI地图推断卫星的质量，而不求助于充分的数值模拟。这将极大地帮助我们分析大样本的螺旋星系，以限制人口的矮卫星在本地体积。
2011-02-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Motivations for a Large Self-Interacting Dark Matter Cross Section from Milky Way Satellites
我们探索银河系subhalos在自相互作用的暗物质模型中的性能为1至5厘米$^2$ g $^{-1}$使用高分辨率放大N体模拟的中等横截面。我们包括重子盘的引力势和与银河系相匹配的凸起，这对于获得准确的预测至关重要。1 cm和5 cm $^2$ g $^{-1}$模型预测的主晕内暗晕的数量和分布是相似的，并且只有在所有时间内峰值圆速度> 4.5 km/s的暗晕能够形成星系时，它们才与银河系卫星星系的观测结果一致。我们没有发现独特的签名在近中心分布的subhalos，可以帮助区分的模型。使用一个分析模型来扩展模拟结果，我们能够表明，在模型中的subhalos与1和5厘米$^2$ g $^{-1}$之间的横截面是不够密集，以匹配致密的超微弱和经典的矮球状星系在银河系。这促使速度依赖的横截面的值大于5厘米$^2$ g $^{-1}$在相关的卫星的速度，使核心崩溃会发生在一些超微弱和经典的矮椭球。
2022-11-07 astro-ph.GA hep-ph
The Missing Massive Satellites of the Milky Way
最近的研究表明，在银河系最亮的12颗卫星中，只有3颗存在最大圆速度V_max超过30 km/s的暗物质晕。这与Aquarius项目的LCDM模拟结果明显矛盾，后者认为MW级的晕应该至少有8个亚晕，且V_max> 30 km/s。因此，在如此巨大的subhalos中没有发光卫星是令人困惑的，可能会对LCDM范式提出挑战。然而，我们注意到，大质量的暗晕的数量敏感地依赖于银河系的维里质量（知之甚少），而且它们的稀缺性使得从水瓶座这样的小型模拟集估计它们的丰度不确定。我们使用千年模拟系列和缩放的晕下速度函数的不变性（即，作为ν的函数的次晕数量，次晕V_max与主晕维里速度之比，V_200），以确保改进对稀有大质量子系统丰度的估计。在0.1<v <0.5的范围内，N_sub（> v）近似于关于<N_sub>=10.2x（v/0.15）^（-3.11）给出的平均值的泊松分布。这略低于宝瓶座晕，但与凤凰项目的最新结果一致。LCDM晕圈具有3个或更少的子晕圈且V_max高于某个阈值V_th的概率则可以直接计算。它随V_th的减小和晕质量的增大而急剧减小。当V_th= 30 km/s时，约40%的M_halo=10^12 M_sun晕通过了测试;当M_halo>= 2 × 10^12 M_sun时，通过测试的概率不到5%;当M_halo>= 3 × 10^12 M_su…
2012-05-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
The spatial distribution of Milky Way satellites, gaps in streams and the nature of dark matter
银河系暗晕的空间分布为检验宇宙学模型提供了一组重要的观测量。这些包括发光卫星的径向分布，平面配置，以及大量的暗晕，其存在与否是区分暗物质模型的关键。我们利用COCO $N$ -体方法对冷暗物质（CDM）和3.3keV热遗迹暖暗物质（WDM）进行模拟，在重子物理影响最小的极限下，预测了卫星的空间分布。我们证明了当形成星系的最小前晕质量为$>10^{8.5}\mathrm{M}_{\odot}$时，CDM和3. 3 keV-WDM发光卫星的径向分布是相同的。暗subhaloes的分布是显着更集中在WDM由于没有低质量，最近吸积的子结构，通常居住在CDM的MW晕的外部。我们发现，质量$[10^{7},10^{8}]\mathrm{M}_{\odot}$和中心的30千秒差距内的subhalo是剥离的两个模型中较大的晕的残余。因此，它们在WDM中的丰度$3\times$高于从总体WDM晕下种群中预期的丰度。我们估计，CDM和WDM浓度质量关系之间的差异，可以探测到的subhalo流的碰撞参量$<2$ kpc。最后，我们发现WDM对卫星平面的影响可能可以忽略不计。与观测结果的全面比较将需要进一步开展高分辨率、自洽的流体动力学模拟工作。
2023-02-08 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
The Three Hundred Project: Ram pressure and gas content of haloes and subhaloes in the phase-space plane
我们使用ThreeHundred项目，一套324 reimulated大质量星系团嵌入在广泛的环境中，调查（i）周围晕的气体含量如何与相空间位置相关的$z=0$，和（ii）调查的作用，冲压压力在这种相关性。通过叠加包含169287个晕和亚晕的所有324个归一化相空间平面，我们表明晕气体含量与相空间位置密切相关。在$\sim\,1.5-2\,\text{R}_{\text{200}}$的集群暗物质晕，我们发现了一个非常陡峭的下降晕气体含量的下降下降晕和subhaloes集群质量无关，可能表明存在的吸积冲击。我们还发现，subhaloes特别是气体贫乏，即使在集群的郊区，这可能表明正在进行的预处理的活跃地区。通过模拟的瞬时冲压压力所经历的每个晕和subhalo在$z=0$，我们表明，冲压压力强度也很好地与相空间位置，这是再次集群质量无关。事实上，我们表明，在相空间平面的晕或subhalo和它的本地气体环境之间的高差分速度的区域，几乎是相互排斥的高晕气体含量的地区。这表明物体的气体含量和它们所经历的瞬时冲压压力之间存在因果关系，其中主导因素是速度差。
2019-01-17 astro-ph.GA
Universal dark halo scaling relation for the dwarf spheroidal satellites
最近发现的一个有趣的属性的黑暗晕的表面密度半径内，$r_{\rm max}$，给出最大的圆速度，$V_{\rm max}$的动机，我们调查它的暗晕的银河系和仙女座的矮卫星的宇宙学模拟的基础上。我们选择并分析了与银河系大小的暗晕相关联的模拟暗晕，发现它们的表面密度值$Σ_{V_{\rm max}}$与观测到的矮球状卫星的表面密度值即使没有采用任何拟合程序也是非常一致的。这意味着这个表面密度不会受到任何重子反馈的很大影响，因此具有普适性。此外，所有矮卫星的小尺度下的晕都应该服从关系$Σ_{V_{\rm max}}\propto V_{\rm max}$，而不管它们的轨道演化、主晕性质和观测到的红移有何不同。因此，我们发现暗晕在矮星系质量尺度上的普适标度关系确实存在，这为我们理解暗晕的基本性质提供了重要线索。我们还调查了轨道和动力学演变的subhalos了解这种普遍的暗晕关系的起源，并发现，大多数subhalos的演变一般沿$r_{\rm max}\propto V_{\rm max}$序列，即使这些subhalos经历了不同的历史的质量组装和潮汐剥离。因此，这个序列应该是理解$Σ_{V_{\rm max}}$普适性本质的关键特征。
2017-03-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Baryonic Solution to the Missing Satellites Problem
已经证明，包含重子物理可以改变低质量星系中心的暗物质密度，使中心暗物质的斜率比纯冷暗物质模拟中预测的更浅。这种暗物质轮廓的扁平化可以发生在银河系质量星系周围最明亮的暗晕中。Zolotov等人（2012）建议对只有暗物质的卫星的中心质量进行修正，以模拟（1）由于发光卫星中的超新星反馈而导致的暗物质尖点的平坦化，以及（2）由于重子盘的存在而增强的潮汐剥离。在本文中，我们应用这种校正的z=0 subhalo质量的高分辨率，暗物质-只有通过Lactea II（VL 2）模拟，并发现大量的subhalo的数量显着减少。在对VL 2晕采用恒星质量与晕质量的关系，并识别出（1）可能被剥离破坏的子晕和（2）可能被光加热抑制的恒星形成后，我们发现银河系质量星系周围的大质量发光卫星的数量与银河系或M31周围观测到的卫星数量一致。我们的结论是，重子过程有可能解决失踪的卫星问题。
2013-04-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Baryonic impact on the dark matter distribution in Milky Way-size galaxies and their satellites
我们通过比较一个高分辨率的移动网格宇宙学模拟和只考虑暗物质的模拟，研究了重子对银河系大小的晕中暗物质分布的影响。我们确定了与重子有关的三个主要过程--绝热收缩、潮汐破裂和再电离--它们共同塑造了主晕和次晕中的暗物质分布。每个重子过程的相对效应强烈地依赖于次晕质量。对于具有最大圆速度$v_{\rm max} > 35 km/s$的大质量次晕，绝热收缩增加了暗物质浓度，使这些晕不易受到潮汐破坏的影响。对于含有$v_{\rm max} < 20 km/s$的低质量次晕，再电离有效地使其质量平均减少$\approx$ 30%，$v_{\rm max}$减少$\approx$ 20%。对于具有$20 km/s < v_{\rm max} < 35 km/s$的中间暗晕，其质量范围与经典矮椭球体相似，由主星系引起的强潮汐截断降低了它们的$v_{\rm max}$。此外，主星系的恒星盘有效地耗尽了中心区域附近的暗晕。作为再电离和潮汐扰动增加的综合结果，与$\textit{N-}$体模拟相比，流体动力学模拟中的低质量次晕总数几乎减半。我们没有发现矮星系中的暗物质核心，不像以前的研究，采用突发反馈驱动的外流。重子对暗晕丰度和内部结构的重大影响表明，基于$\textit{N}$体模拟的星系形成和演化模型应该包括这些物理过程作为主要组成部分。
2017-01-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Dependence of Halo Clustering on Subhalo Anisotropy and Planarity
University of Pittsburgh（匹兹堡大学）
研究通过宇宙N体模拟揭示次晕的各向异性和平面性影响暗物质晕聚类，发现环境因素显著改变次晕分布特征，为理解卫星晕的各向异性提供新视角。
2026-04-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Flybys, orbits, splashback: subhalos and the importance of the halo boundary
将暗物质晕分为孤立的主晕和暗物质晕，对于我们理解暗物质晕的结构形成和星系晕之间的联系至关重要。最常见的是，底晕被定义为位于球形高密度边界内，如维里半径。由此产生的主机subhalo的关系依赖于敏感的有点任意的过密度阈值，但这种依赖的影响很少量化。最近提出的回溅半径往往更大，包括更多的subhalos甚至比最大的球形过密度边界。我们系统地调查的subhalo分数的半径定义上的依赖性，并表明，它可以通过不同的球形超密度定义之间的统一因素而变化。与维里定义相比，使用回溅半径可以使subhalos的丰度增加一倍。我们还量化了飞越（或后溅）晕的丰度，这些晕在过去曾经是subhalos。我们发现，这些对象中的大多数是错误标记的卫星，自然被归类为subhalos时，我们使用的回溅半径。我们表明，subhalo分数可以理解为一个通用的功能，只有峰高和斜率的线性功率谱。我们提供了一个简单的拟合函数，捕捉我们的模拟结果，在广泛的晕质量，红移和宇宙学的20%的准确度。最后，我们证明，溅回半径显着改变我们的理解卫星和飞越星系的本地组。
2021-03-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Too big to fail? The puzzling darkness of massive Milky Way subhaloes
我们表明，无耗散LCDM模拟预测，银河系中大多数最大质量的subhalo密度太大，无法容纳任何明亮的卫星（L_V > 10^5 L_sun）。这些暗的次晕在下沉时的圆速度为30-70 km/s，下沉质量为[0.2-4] x 10^10 M_sun。除非银河系是一个统计异常，这意味着星系形成成为有效的随机在这些质量。这与星系光度和晕圈速度（或晕圈质量）之间的单调关系形成鲜明对比。我们表明，至少有两个（通常是四个）这些大规模的黑暗subhaloes预计将产生一个更大的暗物质湮灭流量比天龙座。如果矮卫星中的重子反馈或不同的暗物质物理学能在0.3 - 1千秒差距的尺度上使大质量次晕的中心密度降低一个数量级，那么就有可能绕过这些结论。
2011-05-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Probing the nature of dark matter with accreted globular cluster streams
低质量星系晕（如矮星系）中暗物质（DM）中心密度剖面的陡度是对DM性质的一个强有力的探索。我们提出了一个新的计划，探测星系晕内的配置文件使用恒星流。我们发现，今天的形态和动力学性质的吸积球状星团（GC）流-那些产生的潮汐剥离的GC最初演变的卫星星系，后来合并的银河系（MW）-是敏感的中央DM密度分布和质量的母卫星。GCs在尖状CDM晕内的吸积产生的流比在核心晕内的吸积产生的流物理上更宽，动态上更热。MW流“GD-1”和“Jhelum”（可能是吸积GC起源）与我们的模拟的第一次比较表明，核心subhalos的偏好。如果这些结果在未来的数据中成立，这意味着要么DM尖点被重子反馈擦除，要么它们的subhalo自然具有核心密度分布，暗示DM模型超越CDM。此外，增生的GC流是高度结构化的并且表现出复杂的形态特征（例如，并行结构和“支线”）。这意味着，吸积的情况下，自然可以解释最近观察到的一些MW流的特点。我们还提出了一种新的机制，形成“间隙”流时，残留的父subhalo后来通过流。这种遭遇可能比先前考虑的DM subhalo的随机遭遇持续更长的时间（并产生更大的影响），因为GC流和它的母subhalo在相似的轨道上，相对速度很小。目前和未来的调查MW晕将发现许多微弱的恒星流，并提供所需的数据，以证实我们的初步测试与这个新的探头DM。
2020-12-16 astro-ph.GA
Orbital distribution of infalling satellite halos across cosmic time
下沉暗晕的初始轨道在很大程度上决定了暗晕和其中卫星星系的后续演化，并揭示了它们的宿主的组装。使用一个大的宇宙学模拟的各种分辨率，我们量化的轨道分布的subhalos在下降的时间和它的质量和红移的依赖在一个大的动态范围。我们进一步提供了一个统一的和准确的模型验证跨宇宙时间，这可以作为半解析模型的初始条件。我们发现，对于任何晕下质量或红移，下落速度$v$遵循几乎普遍的分布，峰值在宿主维里速度$V_{\mathrm{h}}$附近，而下落轨道在$v\sim V_{\mathrm{h}}$时最径向偏置。此外，具有较高主体质量或较高子主体比的subhalo倾向于沿着更径向的方向移动，其角动量比其低主体质量或低子主体比的对应物相对较小，尽管它们共享相同的归一化轨道能量。这些关系几乎是独立的红移时，使用的密度峰值高度作为代理主机晕质量。上述趋势与大质量结构的动力学环境相对较冷的情况相一致，因为它们自身的重力更有可能主导局部势。基于这一认识，质量越大或越孤立的晕，其速度各向异性越高。
2020-11-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Dark Census: Statistically Detecting the Satellite Populations of Distant Galaxies
在基于冷暗物质范式的标准结构形成方案中，星系晕被预测包含大量的暗物质晕下。虽然暗晕中最大的成员可以作为发光的卫星出现，并在光学测量中被发现，但确定低质量和大部分黑暗的暗晕的存在已被证明是一项艰巨的任务。星系尺度的强引力透镜已经成功地用于研究明亮背景源的透镜图像附近的质量子结构。然而，在典型的星系尺度透镜中，强透镜区只覆盖透镜暗物质晕的一小部分投影区域，这意味着绝大多数暗物质晕不能直接在透镜观测中被探测到。在本文中，我们指出，这一大人口的暗卫星可以集体影响引力透镜观测，因此可能允许他们的统计检测。聚焦于强透镜区以外的星系晕区域，我们从第一性原理计算了存在质量子结构人口的扰动对引力时间延迟和透镜图像位置的统计性质。我们发现，在标准宇宙学的情况下，这些透镜观测量的统计数据很好地近似高斯分布。作为该计算的一部分开发的形式主义是非常普遍的，可以应用于任何晕几何形状和选择subhalo质量函数。我们的研究结果显着降低了在透镜模型中包含大型子结构种群的计算成本，并使得能够使用贝叶斯推断技术来检测和表征遥远透镜星系的分布式卫星种群。
2016-07-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Not so dark, not so dense: an alternative explanation for the lensing subhalo in SDSSJ0946+1006
本研究重新分析强透镜系统 SDSSJ0946+1006，将疑似高密度暗物质子晕建模为发光卫星，发现其中心密度可显著降低并符合 CDM 预期。
2025-06-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Modelling self-interacting dark matter substructures I: Calibration with N-body simulations of a Milky-Way-sized halo and its satellite
我们研究了自相互作用暗物质（SIDM）模型中银河系大小的主晕中$\sim10^9 M_\odot$质量的单次晕的演化。我们执行暗物质的N-体模拟的动态演化的个体subhaloes轨道其主机通过改变自散射截面（包括速度依赖的情况下），subhalo轨道，和内部属性的subhalo。我们校准重力热流体模型预测孤立的SIDM晕的球形质量密度分布的时间演化与模拟。我们发现，潮汐效应的SIDM subhaloes可以描述的碰撞较少的冷暗物质（CDM）的情况下开发的框架，但由于潮汐剥离的质量损失需要一个较短的典型的时间尺度来解释我们的SIDM模拟结果。只要横截面小于$\sim10\, \mathrm{cm}^2/\mathrm{g}$，并且次晕的初始态被设置在由标准$Λ$ CDM宇宙学预测的红移为$\sim2$的$2σ$能级散射内，我们的模拟就不会表现出10 Gyr次晕中心密度的重力热塌缩的显著特征。我们开发了一个半解析模型的SIDM subhaloes在一个时间演变的密度核心的主机与潮汐剥离和自散射冲压压力的影响。我们的半解析方法提供了一个简单，高效和物理直观的预测SIDM subhaloes，但需要进一步改进，以考虑重子效应的主机和重力热不稳定性加速潮汐剥离效应。
2022-09-06 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Dark matter halo properties of the Galactic dwarf satellites: implication for chemo-dynamical evolution of the satellites and a challenge to $Λ$CDM
本研究利用非球形质量模型分析银河系矮卫星系运动学数据，发现部分星系暗物质晕呈尖峰分布，且部分卫星系暗物质密度显著低于模拟子晕，对 $Λ$CDM 模型提出挑战。
2023-06-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Milky Way's Halo and Subhalos in Self-Interacting Dark Matter
我们进行高分辨率的模拟MW类星系的自相互作用的冷暗物质模型的弹性截面超过质量的$1~\rm cm^2/g$（SIDM），并比较模型没有自相互作用（CDM）。我们运行我们的模拟与时间相关的嵌入势，捕捉重子盘和凸起的贡献的影响。嵌入重子势的CDM和SIDM模拟显示出非常相似的主晕轮廓，次晕丰度和径向分布的维里半径。SIDM主晕的中心密度比CDM主晕大，并且没有可辨别的核心，这与没有重子势的情况（核心大小$\sim 7 \, \rm kpc$）形成鲜明对比。在我们的SIDM模拟中，最大质量的subhalos（与$V_{\mathrm{peak}}> 20 \, \rm km/s$），预计将托管经典的卫星星系，具有密度分布，其密度小于半径小于500 pc的CDM类似物，但偏差减小为质量较小的subhalos。在CDM和SIDM模拟中包含重子势的情况下，最大质量的暗晕不会出现“太大而不能倒”的问题。然而，在这两个模拟中，大质量的暗晕中密度最小的暗晕往往具有最小的近心点值，这一趋势在明亮的MW卫星星系中并不明显。
2019-03-04 astro-ph.GA astro-ph.HE
Galactic Tides and the Shape and Orientation of Dwarf Galaxy Satellites
我们使用宇宙学的N体模拟的宝瓶座项目，研究潮汐效应的暗物质晕的形状和方向的子结构。虽然潮汐通常被认为是提高asphericity和拉伸subhaloes切向，这些影响是短暂的：在早期的工作中，我们发现，subhaloes受潮汐影响变得更加球形，并显示出强大的径向对准的主机晕的中心。这些结果，结合半解析模型的星系形成，可以用来评估银河系潮汐对观测到的人口的矮球状体（dSPH）卫星的银河系和仙女座星系。如果像模型所建议的那样，像天炉座和狮子座I这样的发光dSph中相对较低的暗物质含量是由于潮汐剥离造成的，那么它们的引力势必须比像天龙座或船底座这样的暗物质占主导地位的系统更接近球形。该模型还预测了潮汐引起的卫星的统计过剩，其主轴与中央星系的方向一致。我们在M31卫星群中找到了诱人的证据，这表明潮汐可能在其进化中发挥了重要作用。
2014-10-22 astro-ph.GA
Diversity in density profiles of self-interacting dark matter satellite halos
我们目前的结果从N体模拟的自相互作用的暗物质（SIDM）的subhalos，这可能主机超微弱的矮球状星系，内的牛奶路一样的主晕。我们发现，高浓度的subhalos被驱动重力热核心崩溃，而低浓度的subhalos开发大（千磅级大小）的低密度核心，这两种效果敏感地依赖于卫星的轨道和自相互作用截面超过质量$σ/m$。$σ/m \gtrsim 3 \ \rm cm^2/g$的总体效果是增加内部密度的范围，可能解释了银河系卫星的观测多样性，其中包括Draco和Segue 1等致密系统，这些系统在暗物质中密度很高，而Sextans和Crater II等密度较低的扩散系统。我们讨论了区分SIDM模型和无碰撞暗物质模型的可能途径，使用推断的矮球状星系的暗物质密度和恒星尺寸。
2019-04-23 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Too small to succeed? Lighting up massive dark matter subhaloes of the Milky Way
使用约束本地UniversE模拟（CLUES）的形成的本地组在宇宙学的背景下，我们调查最近突出的问题，大多数最大的黑暗subhaloes的银河系过于密集的主机的任何明亮的卫星。特别是，我们研究重子过程的影响，发现它们留下的旋转曲线的峰值和它的位置（Vmax和Rmax）之间的关系的双重效果。具有大重子分数的超新星经历绝热收缩，从而降低Rmax，而使Vmax或多或少不变。具有较小重子分数的子晕经历了Vmax的降低，这可能是由于物质的流出。此外，在模拟中发现暗晕的情况下，位于明亮MW矮椭球体的可能宿主的置信区间之外，在具有高σ 8归一化的宇宙学中似乎更为突出，并且取决于宿主的质量。我们的结论是，这个问题不能简单地解决包括重子过程，因此需要进一步的调查。
2011-07-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Satellites of LMC-Mass Dwarfs: Close Friendships Ruined by Milky Way Mass Halos
受最近在大麦云（LMC）附近发现的几颗矮星的启发，我们利用ELVIS的N体模拟研究了大质量卫星在类银河系（MW）/M31晕上的吸积.我们确定了25个幸存的LMC质量的subhalos，并调查了与这些subhalos的低质量的卫星之前，他们落入MW/M31晕。通常，MW/M31晕的总z=0卫星群的7%在落入MW/M31晕之前在存活的LMC组中。该分数可以在1%和25%之间变化，对于具有较高质量和/或较近的坠落时间的组更高。卫星群在坠落后在相空间中迅速分散，在4-8 Gyr后，它们相对于群中心的距离和速度在统计上与整个卫星群相似。我们量化的可能性，卫星与LMC质量组作为相对于LMC在z=0的距离和速度的函数。9个暗能量巡天候选矮星系与大麦哲伦星系的距离非常接近，这表明~2-4可能与大麦哲伦星系有关。此外，如果这些矮星中有几个是真正的成员，那么LMC群可能是最近才落入MW的，<2 Gyr前。如果与大麦哲伦星系的联系是通过后续的速度测量建立起来的，那么这些“卫星的卫星”就代表了研究星系群预处理对低质量矮星影响的主要候选者。
2015-08-19 astro-ph.GA
Ironing the folds: The phase space chevrons of a GSE-like merger as a dark matter subhalo detector
最近的工作揭示了银河系恒星晕相空间的特征，这可能归因于最后一次大合并。当来自卫星的恒星物质被吸积到它的宿主上时，它的相混合并在相空间中呈现出精细的亚结构。对于一个高偏心率的合并，这个子结构最清楚地表现为$(v_r, r)$空间中的许多包裹的人字形，对应于$(E, θ_r)$空间中的条纹。我们介绍的想法，使用这种子结构作为一种替代subhalo探测器冷恒星流。我们模拟N体合并类似于GSE和评估这些人字形的subhaloes的影响。我们研究它们的变形如何取决于质量，近心点，和subhaloes的数量。为了量化扰动的影响，我们利用在$(E, θ_r)$空间中出现的人字形来引入一个新的量-熨烫参数。我们证明：（1）一次巨大的飞越（$\sim 10^{10}$ M $_{\odot}$）近心点与壳的远心点相当或在壳的远心点之内的次晕使子结构平滑，（2）低质量的单次飞越（$\lesssim 10^8$ M $_{\odot}$）的影响可以忽略不计，（3）如果深在电势内，则从$10^7-10^{10}$ M $_{\odot}$之间的次晕质量函数导出的多次次晕飞越会造成显著的损害，（4）已知扰动（如人马座）的影响应是可探测的，并对其初始质量提供限制。对次晕人口的敏感性表明，我们应该能够对银河系的次晕质量函数设定一个上限。
2022-12-05 astro-ph.GA
The Dark Matter Annihilation Signal from Dwarf Galaxies and Subhalos
暗物质湮灭对于直接探测星系晕的块状性有着巨大的潜力，而星系晕是冷暗物质等级结构形成范式的关键预测之一。在这里，我们审查的伽马射线信号所产生的暗物质湮灭在银河系晕中心。我们认为这两个已知的银河系矮卫星星系和黑暗的团块没有恒星的组成部分作为潜在的来源。利用通过Lactea II数值模拟，我们估计通量18银河系矮椭球与公布的中心密度。最有希望的来源是Segue 1，其次是Ursa Major II，Ursa Minor，Draco和Carina。我们表明，如果任何已知的银河系卫星可以被检测到，那么至少有十倍以上的subhalos应该是可见的，其中很大一部分是黑暗的团块。
2009-06-11 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Cold Dark Matter Substructure and Galactic Disks II: Dynamical Effects of Hierarchical Satellite Accretion
（摘要）我们进行无耗散N体模拟，以阐明薄磁盘的动力学响应的冷暗物质（CDM）的子结构的轰击。我们的方法结合了（1）银河系（MW）大小的CDM晕形成的宇宙学模拟，以获得子结构的性质和（2）连续的subhalo碰撞到一个初始薄，完全形成的MW型盘星系的控制数值实验。目前的研究是第一个考虑到在这样的磁盘结构的调查在宇宙时间的卫星人口的演变。我们发现，大质量的subhalo到主机晕的中心区域，银河系盘居住的吸积，因为z~1应该是常见的。一个主机晕吸积的历史被用来初始化的卫星磁盘遇到的控制模拟。我们发现，这些吸积事件严重扰动薄星系盘，并产生了丰富的独特的动力学签名，其结构和运动学。这些现象包括：（1）在所有半径处都有相当大的增厚和加热，在太阳半径处，盘的厚度和速度椭球体几乎加倍;（2）在盘的外围，盘的厚度增加了4倍以上，并伴随着显著的耀斑;（3）在大半径处，超过5个盘尺度长度时，表面密度过大，类似于观测到的反截头盘;（4）与盘状星系观测样本中测量到的水平相似的不对称性;（5）显著的倾斜。与最大质量的次晕的相互作用驱动了磁盘的响应，而随后的轰击在干扰磁盘方面的效率要低得多。我们的结论是，子结构磁盘遇到的LCDM范式中预期的那种发挥了重要作用，在设置盘星系的结构和驱动星系的演化。
2009-06-04 astro-ph.GA
