Implications of the correlation between bulge-to-total baryonic mass ratio and the number of satellites for SAGA galaxies
为了更好地了解它们不同的卫星群，我们寻找了类似银河系的宿主星系的卫星数量和基本星系属性之间的相关性。我们的具体目标是了解为什么在恒星质量含量，恒星形成率和局部环境方面非常相似的星系具有非常不同的卫星数量。银河系类似物卫星（SAGA）光谱巡天完成了36个类银河星系的光谱观测，观测范围从维里半径到狮子座I矮星系的光度。所有来自文献的SAGA星系的星系性质以及测量的恒星质量都与卫星的数量相关，没有发现显着的相关性。然而，当我们根据重子膨胀与总比率之间的相关性和几个邻近星系确认的卫星数量来考虑卫星的“预期”数量时，这个数量和（1）之间出现了很强的相关性。凸起的质量，和（2）总的比角动量。第一个相关性是正的，这意味着星系有更多的大质量凸起有更多的卫星，正如已经证实的那样。与角动量的第二个相关性是负的，这意味着，角动量越小，预期的卫星数量越多。这意味着，如果星系角动量太高，卫星就不能形成，或者卫星从内向外形成，这样角动量就被转移到星系的外部。然而，需要更深入的光谱观测来证实这些发现，因为它们依赖于预期而不是检测到的卫星数量。SAGA巡天有一个光度极限，相当于银河系狮子座I矮卫星的光度。
2022-03-22 astro-ph.GA
The SAGA Survey. VI. The Size-Mass Relation for Low-Mass Galaxies Across Environments
本文利用SAGA巡天并结合SAGAbg与SDSS NASA-Sloan Atlas对照样本，以pysersic统一测量结构参数，发现类银河系环境使低质量卫星星系尺寸更大、内禀弥散更低，并揭示淬灭伴随结构转变。
2025-09-29 astro-ph.GA
Satellites Around Milky Way Analogs: Tension in the Number and Fraction of Quiescent Satellites Seen in Observations Versus Simulations
比较了SAGA-II与APOSTLE和Auriga宇宙学放大模拟软件包中银河系卫星的成星特性。我们使用档案GALEX紫外成像作为SAGA-II样本的恒星形成指标，并推导出恒星形成率（SFR）与APOSTLE和御夫座的恒星形成率进行比较。我们比较我们的检测率从NUV和FUV波段的SAGA-II H $α$检测，发现它们是广泛一致的超过$85\%$的观测卫星检测到的所有三个示踪剂。我们应用相同的空间选择标准，围绕SAGA-II主机选择卫星周围的MW类主机在APOSTLE和御夫座。我们发现非常好的整体协议，在派生的SFR的恒星形成卫星，以及恒星形成卫星的数量，每个主机在观测和模拟样本。然而，在SAGA-II样本中淬灭卫星的数量和比例显着低于APOSTLE和御夫座低于恒星质量的$M_*\sim10^{8}\,M_{\odot}$，即使当SAGA-II的不完整性和闯入者的修正。这种差异是强大的模拟的分辨率和持续替代恒星形成示踪剂时，采用。我们认为，这种分歧是不容易解释的变幻莫测的观察或模拟样品考虑在这里，这表明一个真正的差异，可能会告知周围MW类似物的卫星种群的物理。
2021-07-19 astro-ph.GA
The Quenched Satellite Population Around Milky Way Analogs
本研究对比了SAGA和ELVES两个近邻类银河系样本，发现采用一致的sSFR和绝对星等极限后，两者的熄灭卫星比例及卫星累积数量总体一致，但与本地群和模拟结果仍存张力。
2023-07-25 astro-ph.GA
Extending the SAGA Survey (xSAGA) I: Satellite Radial Profiles as a Function of Host Galaxy Properties
本文介绍了一种基于光学成像识别低$z$星系的方法-“扩展星系周围星系类似物巡天”（xSAGA），并对xSAGA卫星在宿主星系周围的空间分布进行了研究。使用光谱红移目录从SAGA调查作为训练数据集，我们优化了卷积神经网络（CNN），以确定$z < 0.03$星系从更遥远的物体使用图像剪切从DESI遗产成像调查。从$> 100,000$ CNN选择的低$z$星系的样本，我们确定$>20,000$可能的卫星位于36-300投影kpc之间的美国宇航局斯隆阿特拉斯中心星系的恒星质量范围$9.5 < \log(M_\star/M_\odot) < 11$。我们描述了CNN选择的样本的不完整性和污染，并进行了校正，以估计卫星的真实数量作为其主机的投影径向距离的函数。卫星的丰富度强烈地依赖于宿主恒星的质量，这样更大质量的宿主星系有更多的卫星，以及宿主的形态，这样椭圆形的宿主比具有可比恒星质量的盘状宿主有更多的卫星。我们还发现了一个很强的卫星丰富度和主机和它的最亮的卫星之间的星等差距之间的负相关。在36-300千秒差距之间的标准化卫星径向分布并不强烈依赖于宿主恒星的质量，形态，或星等差距。我们测量的卫星丰度和径向分布与流体动力学模拟的预测是合理的。我们的研究结果为研究卫星星系群提供了前所未有的统计能力，并突出了使用机器学习扩展广域调查星系样本的前景。
2022-01-25 astro-ph.GA astro-ph.IM
The effect of Large Magellanic Cloud on the satellite galaxy population in Milky Way analogous Galaxies
观测工作表明，银河系中最亮的两个卫星星系，大麦云（LMC）和小麦哲伦云（SMC），在银河系类似物中是罕见的。然后，有趣的是，知道是否存在大规模的卫星有任何影响的整个卫星人口MW类似物。在这篇文章中，我们研究这个问题，使用半分析模型结合千年II模拟。类MW星系被定义为具有与MW相似的恒星质量或暗物质晕质量。我们发现，在第一种情况下，晕质量更大，有，平均而言，在银河系类似物的卫星，如果有一个巨大的卫星星系在系统中的两倍。这主要来自于晕形成的偏差。如果使用晕质量选择MW类似物，则差异较小。我们还发现，卫星星系的分布稍有不对称性，主要集中在中央星系与大质量卫星星系的连线上。大麦哲伦星系在吸积时平均带来了14.7个具有$M_{r}<0$的卫星星系，其中4.5个卫星星系距离大麦哲伦星系仍在50kpc以内。考虑到其他卫星，我们预测LMC有7.8颗卫星具有50 kpc。通过将我们的模型与SAGA的早期数据进行比较，我们发现SAGA比我们的模型预测有更多的明亮卫星和更少的昏暗卫星。未来需要与最终SAGA数据进行比较。
2019-05-19 astro-ph.GA
The Stellar Abundances for Galactic Archaeology (SAGA) Database III - Analysis of Enrichment Histories for Elements and Two Modes of Star Formation during the Early Evolution of Milky Way
我们研究了9个元素，C，4个α-元素的Mg，Si，Ca，Ti，Sc，和3个铁峰元素的Co，Ni和Zn的富集历史，通过使用大量的恒星数据，收集的恒星丰度银河系考古学（SAGA）数据库。我们发现在[Fe/H]-1.8、-2.2和-3.3三个金属丰度下，铁的平均丰度比发生了统计学上显著的变化或突变。在第一个阶段，对于所有数据充足的元素，平均丰度比随金属丰度的降低程度相似。在后两者中，也检测到金属丰度的下降趋势，但有限的元素，C，Co，Zn，可能Sc，以及Co和Zn中的两个，分别。断裂定义了四个恒星星族，它们具有不同的丰度模式，这些模式在每个金属丰度范围内占主导地位，并按金属丰度增加的顺序将断裂、Pop IIa、IIb、IIc和IId划分。我们还探讨了它们的空间分布与光谱距离，以证明，Pops IIa和IIb的星系晕，而持久性有机污染物IIc和IId的观察附近的银河系平面。特别是，Pop IIc星出现在[Fe/H] -2.6附近，并与Pop IIb星共存，通过空间分布分离。我们的结果揭示了在星系形成的早期阶段存在两种不同的恒星形成模式，这两种模式与IMF的变化和残余低质量恒星的空间分布有关。对于两个低金属丰度的人口，增强的Zn和Co表明一个高质量和头重脚轻的IMF与碳增强的恒星的统计数据。我们讨论的相关性的运动学解决结构的星系晕和可能的网站，这些人口的框架内的层次结构形成的情况。
2013-09-28 astro-ph.GA
Globular Clusters and Satellite Galaxies: Companions to the Milky Way
我们的银河系有许多同伴。这些伴星在引力作用下与银河系紧密相连，它们本身就是恒星系统。它们包括大约30个矮卫星星系（DSG）和大约150个球状星团（GC）。在这里，我们讨论的GC和DSG之间的关系，使用一个交互式的银河系的3D模型。
2009-06-29 astro-ph.CO 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
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
Can cosmological simulations capture the diverse satellite populations of observed Milky Way analogues?
最近出现的对当地银河系“类似物”及其卫星群的深入观测调查使我们能够将银河系置于更广泛的宇宙学背景下，并在小尺度上测试星系形成的模型。在本研究中，我们使用基于LCDM的ARTEMIS宇宙流体动力学模拟套件，其中包含45个银河系模拟宿主晕，以比较观测到的卫星光度函数，径向分布函数和丰度标度关系，从最近的本地体积和SAGA观测调查，除了银河系和M31。我们发现，与以前的一些说法相反，基于LCDM的模拟可以成功地同时捕获的平均趋势和多样性，在观测到的光度和径向分布函数的银河系类似物一旦重要的观测选择标准的因素。此外，我们表明，在固定的晕质量，模拟卫星径向分布的浓度部分地由底层的光滑暗物质晕，虽然随机性，由于有限数量的卫星是主要的驱动程序在固定的晕质量的卫星的径向分布的散射。
2021-05-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Milky Way's plane of satellites: consistent with $Λ$CDM
“卫星平面问题”描述了银河系中11个最亮的卫星星系在一个非常薄的平面上的排列，可能是由旋转支撑的。这显然与标准宇宙学模型相矛盾，在标准宇宙学模型中，银河系被弥散支持的暗物质晕所包围。在这里，我们表明，报告的异常各向异性的卫星系统是强烈的偶然的不平衡的径向分布，早期的模拟未能再现，结合密切，但短暂的连接的两个最遥远的卫星，狮子座I和狮子座II。使用盖亚自行，我们表明，轨道极点对齐是比以前报道的更常见，并揭示了卫星的平面是瞬态的，而不是旋转支持。与新的模拟相比，这种短命的飞机很常见，我们发现银河系卫星与标准模型的预期是兼容的。
2022-05-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
A profile in FIRE: resolving the radial distributions of satellite galaxies in the Local Group with simulations
虽然通过最近的宇宙学模拟，本星系群（LG）卫星星系和LCDM宇宙学之间的许多紧张关系已经得到缓解，但卫星的空间分布仍然是物理模型和模拟中物理与数值干扰的重要测试。利用FIRE-2宇宙学放大重子模拟，我们研究了8个孤立的银河系质量主星系和4个类LG主星系对周围Mstar > 10^5 Msun的卫星星系的径向分布。我们证明了这些模拟解决了Mstar >~ 10^5 Msun的卫星的生存和物理破坏。模拟结果与LG观测结果基本一致，涵盖了MW和M31周围的径向剖面。这种一致性并不强烈依赖于卫星质量，即使在距离<~ 100千秒差距。主机到主机的变化占主导地位的分散在300千秒差距内的主机的卫星计数，而时间变化占主导地位的分散在50千秒差距内。在我们的样本中，质量越大的宿主星系在小距离处的卫星越少，这可能是因为通过宿主星系的重子盘增强了对卫星的潮汐破坏。此外，我们量化并提供适合的潮汐耗尽的subhalos在重子相对于暗物质-只有模拟作为距离的函数。我们的模拟轮廓表明，即使在M星大于~ 10^5 Msun的情况下，LG的观测也是不完整的：我们预测在MW周围会发现2-10颗这样的卫星，在M31周围可能会发现6-9颗。为了提供宇宙学的背景下，我们比较我们的结果与卫星周围的MW类似物在SAGA调查的径向配置文件，发现我们的模拟与大多数SAGA系统是大致一致的。
2020-03-17 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
The quenched fraction of satellites around simulated Milky Way-mass galaxies
Pomona College（波莫纳学院）；University of California, San Diego（加州大学圣迭戈分校）；California State University, San Bernardino（加州州立大学圣贝纳迪诺分校）；Carnegie Observatories（卡内基观测站）；California Polytechnic State University Pomona（加州州立理工大学波莫纳分校）；Yale University（耶鲁大学）；University of California, Davis（加州大学戴维斯分校）；University of Zurich（苏黎世大学）；University of Cambridge（剑桥大学）；The University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校）
通过比较三个宇宙学模拟和观测数据，发现所有模型都再现了低质量卫星更易淬灭的强趋势，但径向趋势存在差异，表明卫星淬灭的质量依赖性稳健，而径向趋势对卫星种群细节更敏感。
2026-05-26 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
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
SAGAbg III: Environmental Stellar Mass Functions, Self-Quenching, and the Stellar-to-Halo Mass Relation in the Dwarf Galaxy Regime
本研究利用SAGA巡天数据，通过恒星质量函数、恒星-暗物质晕质量关系和熄灭比例三个指标，揭示了矮星系群体在低质量端的环境依赖性极小，并指出大盒子宇宙学模拟高估了孤立星系熄灭比例，强调需多维观测以厘清星系形成驱动因素。
2025-10-02 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
