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
On the Orbits of Infalling Satellite Halos
下降的卫星晕的轨道特性设置的初始条件，控制随后的演变subhalos和星系，他们的主机，与质量剥离，恒星形成淬火和合并的影响。使用高分辨率，宇宙学N体模拟，我研究卫星晕的轨道参数，因为它们合并与较大的主机晕，主要集中在轨道圆度和近心。我详细探讨这些轨道参数如何依赖于质量和红移。卫星轨道变得更加径向和陷入更深的主机晕在更高的主机晕质量，但他们不显着依赖于卫星晕质量。此外，卫星轨道变得更加径向和陷入更深的主机晕在更高的红移。我还研究卫星的速度，发现大多数卫星的具体角动量小于主机晕维里值，但卫星是“热”比主机维里速度。讨论了这些结果对星系形成和演化过程的意义，并给出了卫星轨道圆度和近心点对质量和红移依赖性的拟合公式。
2010-11-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Concurrent infall of satellites: Collective effects changing the overall picture
各种新的物理过程已被证明在嵌入暗物质晕内的卫星星系的轨道衰变中起重要作用，但这还没有完全理解。我们的目标是评估卫星的轨道历史是否在同时下沉期间保持不变。为此，我们分析的影响，卫星的内部结构和它们的空间分布内的主机晕可能对并发下沉过程中，由于质量损失和自摩擦的综合效应，这还没有研究过并发下沉。我们建立了一组N体模拟，其中包括多个卫星，同时在主机晕下沉，我们将它们与包括单个卫星的模型进行比较。我们的主要结果是，当我们考虑集体效应时，卫星的吸积历史不同于经典的孤立观点。每个卫星的吸积历史强烈地依赖于初始配置，卫星的数量在晕中的时间和每个卫星的内部属性。我们观察到，紧凑的卫星在一个平坦的配置下降速度比扩展的卫星已经失去了质量，显示了一个未报告的自摩擦行为。我们发现，这种影响是最大化时，卫星位于一个平坦的配置。我们表明，在一个平坦的配置类似的巨大的极地结构，在远心的偏差可以是约30%的孤立的情况下，和高达50%的偏心率。我们的结论是，忽略卫星星系的同时下沉所产生的集体效应可能会导致合并祖属性的确定大的错误，使其具有相当大的挑战性追溯吸积事件。主机密度分布上的时间约束可以通过这里讨论的效果来修改。
2022-10-09 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
Satellite quenching was not important for z$\sim$1 clusters: most quenching occurred during infall
我们量化的相对重要性，环境淬火与预处理$z\sim1$集群通过分析在$0.8<z<1.4$从GOGREEN和GCLASS调查得出的15个星系团的郊区的星系人口下降。我们发现显着的差异之间的下落星系和控制样本，特别是，大量的静止星系在下落区域。这些巨大的坠落星系可能比类似质量的控制星系存在于更大的暗物质晕中，因为它们的卫星星系数量是它们的两倍。此外，这些卫星星系分布在一个NFW的轮廓与更大的尺度半径相比，控制星系的卫星。基于这些研究结果，我们得出结论，它可能是不合适的使用“场”星系作为一个替代品，在计算高红移星系团的环境淬灭的效率和质量依赖性时，落入前星系团星系。通过比较静止分数的落星系在$1<R/R_{200}<3$的集群样本（$R/R_{200}<1$），我们发现，几乎所有的静止星系与质量$>10^{11}M_{\odot}$淬火之前的落，而高达一半的低质量星系环境淬火后，通过维里半径。这意味着大多数$z\sim1$星系团中的大质量静止星系在坠落之前都是自猝灭或预处理的。
2021-11-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Colour and infall time distributions of satellite galaxies in simulated Milky-Way analogs
我们使用御夫座模拟探测不同的卫星淬火机制在不同的质量尺度（$10^5 M_\odot \lesssim M_\star \lesssim 10^{11} M_\odot$）在银河系类主机。我们的目标是了解卫星颜色分布的起源和恒星形成的性质在观测和模拟。我们发现，卫星人口的御夫座模拟，这是最初设计的模拟银河系类宿主星系，类似于人口的探索本地卷土星（ELVES）调查和土星周围的银河系类似物（SAGA）调查在他们的光度函数的光度范围$-12 \lesssim M_V \lesssim -15$和类似ELVES在其淬火分数和颜色-星等分布的光度范围$-12 \lesssim M_g \lesssim -15$。我们发现，卫星过渡从蓝色到红色的亮度范围$-15 \lesssim M_g \lesssim -12$在模拟和观测，我们表明，这种转变是由环境影响的模拟。我们还证明，在模拟和观测的颜色分布可以分解成两个统计上不同的人口的基础上，他们的形态类型或恒星形成的状态，是统计上不同的。在模拟中，这两个群体也有统计上不同的下落时间分布。这里提出的比较似乎表明，淬火分数SAGA和模拟之间的紧张关系是解决了改进的ELVES的目标选择，但仍然存在的紧张关系，在了解暗星系的颜色，其中ELVES似乎有一个显着的人口暗淡的蓝色卫星没有恢复御夫座。
2023-01-30 astro-ph.GA
Galaxy Quenching with Mass Growth History of Galaxy Groups and Clusters: The Importance of Post-Processing
本文基于 TNG300 模拟发现卫星星系淬灭主要由落入宿主后的后处理主导，且淬灭比例随宿主质量增加而升高，并受卫星星系落入时间影响而产生弥散。
2023-07-11 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
The post-infall evolution of a satellite galaxy
随着星系模拟分辨率的提高，人们越来越关注矮星系的演化以及模拟与观测的比较。然而，尽管分辨率不断提高，我们还远远没有解决卫星矮星系和围绕宿主星系的热日冕的相互作用。我们描述了一种新的方法，只专注于局部区域周围的一个陷入的矮努力了解如何热重子晕将改变矮星系的化学动力学演化。使用这种方法，我们研究如何矮星，类似于六分仪矮椭球，在银河系一样的星系的日冕演变。我们发现，即使在高perigalacticon冲压压力和潮汐力之间的协同作用转化成一个流的矮星，这表明六分仪是更大规模的过去，以生存其perigalacticon通道。此外，热日冕的巨大围压使得原本在外围的气体开始形成恒星，与孤立演化的矮星相比，最初形成的恒星金属量较低。这种恒星形成的增加最终使矮星系能够形成比孤立星系更多的富含金属的恒星，但前提是矮星系在足够长的时间内保留气体。此外，在陨坑后形成大量恒星的矮星在高金属丰度（[Fe/H] -1.5）时会有轻微的[Mg/Fe]升高。
2015-07-28 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 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
Quenching timescales of dwarf satellites around Milky Way-mass hosts
对本星系群中低质量卫星的观测表明，相对于孤立的矮星系，低质量静止星系的比例很高，这意味着宿主晕环境在矮星系的淬灭中起着重要作用。在这项工作中，我们提出了测量的淬火分数和淬火时间尺度的矮卫星星系在DC正义联盟套件的4个高分辨率宇宙学放大模拟银河系质量晕。我们表明，这些模拟准确地再现卫星光度函数观测附近的星系，以及卫星淬火分数从$M_* \sim 10^5$太阳质量的变化，$10^{10}$太阳质量。然后，我们将卫星星系的历史追溯到$z \sim 15$，发现许多具有$M_* \sim 10^{6-8}$太阳质量的卫星在2 Gyr内进入宿主晕，而其他相同质量范围的卫星则保持恒星形成长达5 Gyr。我们表明，这种散射可以解释卫星的气体质量和冲压压力，它感觉在下降。最后，我们确定了一个特征恒星质量尺度的$10^8$太阳质量以上的卫星在很大程度上耐快速环境淬火。
2021-02-03 astro-ph.GA
Galaxy evolution in groups and clusters: satellite star formation histories and quenching timescales in a hierarchical Universe
星系团和星系团中的卫星星系比中心（场）星系更有可能具有低恒星形成率（SFR）和位于红序上。利用SDSS DR 7中的星系群/星系团星表，结合跟踪卫星轨道的宇宙学N体模拟，我们研究了M_star > 5 x 10^9 M_sun在z=0时卫星的恒星形成历史和猝灭时间尺度。我们首先探讨卫星坠落的历史：组预处理和弹射轨道是卫星演化的关键方面，并适当考虑这些，卫星坠落通常发生在z~0.5，或~5 Gyr前。为了获得准确的初始条件的卫星SFR在其首次落入的时间，我们构建了一个经验参数化的中央星系SFR和静止分数的演变。由此，我们将卫星猝灭的重要性和效率限制为卫星和宿主晕质量的函数，发现卫星猝灭是M_star < 10^10 M_sun的所有静止星系形成的主要过程。然后，我们约束卫星恒星形成的历史，发现一个“延迟然后快速”猝灭的场景：卫星SFR演变不受影响的2-4 Gyr后，恒星形成迅速猝灭，与e折叠时间< 0.8 Gyr。这些淬火时间尺度更短的大规模的卫星，但不依赖于主机晕质量：观察到的增加卫星静止分数与晕质量的出现仅仅是因为卫星淬火在一个较低的质量组之前的infall（组预处理），这是负责高达一半的淬火卫星在大规模集群。由于在猝灭开始之前有很长的时间延迟，卫星在坠落后经历了显着的恒星质量增长，几乎与中央星系相同。这一事实提供了关键的物理洞察下晕丰度匹配方法。
2013-04-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Satellite Dwarf Galaxies in a Hierarchical Universe: Infall Histories, Group Preprocessing, and Reionization
在本星系群（LG）中，几乎所有在银河系（MW）和仙女座星系（M31）维里半径内的卫星矮星系都表现出强烈的环境影响。这些卫星的轨道历史提供了理解MW/M31晕、低质量星系团和宇宙再电离对矮星系演化的作用的关键。我们使用ELVIS宇宙学放大无耗散模拟48 MW/M31类晕，研究了M_star = 10^{3-9} M_sun的卫星的维里下落历史。在z = 0时，土星在z = 0.5 - 1时通常在5 - 8 Gyr前落入MW/M31晕。然而，它们通常在7 - 10 Gyr之前在z = 0.7 - 1.5时首次落入任何宿主晕。这种差异的出现是因为许多卫星在落入MW/M31晕之前，在另一个主晕中经历了“群预处理”，通常是M_vir ~ 10^{10-12} M_sun。质量较低和/或接近MW/M31的卫星落在较早的位置，并且更有可能经历过成组预处理;所有M_star < 10^6 M_sun的卫星中有一半在一组中进行了预处理。内陷集团也推动了MW/M31晕内的大多数卫星-卫星合并。最后，在z = 0时，没有一个幸存的卫星在再电离过程中（z > 6）处于其MW/M31晕的维里半径内，只有< 4%的卫星在再电离过程中是任何其他宿主晕的卫星。因此，宇宙再电离与主晕环境对LG中幸存矮星系形成历史的影响发生在不同的时期，通常相隔2 - 4 Gyr，因此它们在理论上和原则上是可分离的。
2015-05-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Satellite group infall into the Milky Way: exploring the Crater-Leo case with new HST proper motions
本研究利用Gaia DR3和新HST自行运动数据，探究Crater-Leo群的相空间分布是否符合群体吸积假说，发现Leo II、Leo IV、Crater 1轨道特性与假说一致，Crater II并非同期吸积，若获证实将是首个典型群体吸积事件案例。
2024-04-24 astro-ph.GA
The Three Hundred project: shapes and radial alignment of satellite, infalling, and backsplash galaxies
利用324个数值模拟的星系团，我们调查径向和星系晕排列的暗物质subhaloes和卫星星系内和周围的轨道。我们发现，径向对齐取决于距离的中心的星系团，但出现独立的动力学状态的中央主机集群。此外，我们无法找到晕的径向排列或星系形状与其自身质量之间的关系。我们报告说，后溅星系，即已经通过集群半径，但现在位于郊区的对象，显示出更强的径向对齐比下落的对象。我们进一步发现，有一个人口以及径向对齐的对象通过非常接近中央集群的中心，被发现是在高度径向轨道。
2020-05-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
The history and mass content of cluster galaxies in the EAGLE simulation
本文利用EAGLE模拟和HBT+算法研究星系团中卫星星系的质量含量与演化历史，发现其SHSMR呈双幂律且受预处理和后处理共同影响，并给出了推断卫星星系质量损失的实用方法。
2024-03-28 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
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
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
Tidal features of classical Milky Way satellites in a $Λ$CDM universe
我们使用APOSTLE宇宙流体动力学模拟来研究潮汐剥离对冷暗物质（CDM）子晕的影响，这些子晕拥有三个最明亮的银河系（MW）矮卫星星系：天炉座，雕刻家和狮子座I。我们确定模拟卫星相匹配的观测到的空间和运动学分布的恒星在这些星系，并跟踪它们的演变后，落入。我们发现$\sim$ 30 $\%$的subhaloes托管卫星与现今的恒星质量$10^6$ - $10^8$ $M_{\odot}$经验$>20\%$恒星质量损失后，陷入。天炉座的类似物比雕匠座和狮子座I的类似物有更早的坠落时间。在天炉座类似物中，$\sim3$ - $6$ Gyr的恒星形成在坠落后继续进行，而玉夫座和狮子座I类似物在坠落后停止形成恒星$< 2$ - $3$ Gyr。天炉座类似物通常表现出更显着的恒星质量损失，并表现出恒星潮汐尾，而雕刻者和狮子座I类似物，这是更深地嵌入在他们的主机DM晕在下降，不显示大量的质量损失，由于潮汐。当另外比较宿主subaloes的轨道运动与测量的天炉座自行时，我们发现匹配更加困难;宿主subhaloes的近心点往往比天炉座本身测量的要小。从运动学和轨道数据，我们估计天炉座已经失去了它的恒星质量的$10-20\%$。我们对与天炉座有关的恒星潮汐流表面亮度的最佳估计是$Σ\sim$ 32.6 mag $ {\rm arcsec^{-2}}$，这可能是通过DES和LSST等深度成像测量检测到的…
2016-11-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
A low pre-infall mass for the Carina dwarf galaxy from disequilibrium modelling
只有暗物质的星系形成模拟预测，类似银河系的星系周围的暗晕数量要比观测到的卫星数量多得多。提出的解决方案要求卫星在落入银河系时居住在质量在10亿到100亿太阳质量之间的暗物质晕中。在这里，我们使用一种独立于宇宙学模拟的建模方法，获得银河系卫星之一：船底座的3.6亿（+3.8亿，-2.3亿）太阳质量的预质量。只有在质量低于100亿个太阳质量的晕中，星系形成变得随机时，船底座低晕质量的确定才能被纳入标准模型。否则，船底座，第八个最明亮的银河系矮星，预计将居住在一个显着更大的光环。这意味着银河系中应该有一群“暗矮星”：没有恒星的光环，但比许多可见的同类更大。
2015-07-08 astro-ph.GA
Are ancient dwarf satellites the building blocks of the Galactic halo?
根据目前的宇宙学冷暗物质范式，星系晕可能是较小结构组合的结果。在这里，我们探讨的假设，银河系的经典和超微弱的矮球状卫星已经星系晕的积木比较他们的[ $α$ /Fe]和[Ba/Fe]与[Fe/H]模式与观察到的星系晕恒星。$α$元素的[Fe/H]值大于-2 dex时，与观测到的星系晕星丰度有很大的偏差，而金属丰度较低时，它们会重叠。另一方面，对于[Ba/Fe]比值，在所有[Fe/H]值上的差异都扩大了，这表明晕中的大多数恒星可能是在原地形成的。因此，我们认为[Ba/Fe]比值比[ $α$ /Fe]比值更好地诊断。此外，我们第一次考虑了气体的富集的影响，具有相同的化学丰度的物质喷射和/或剥离从银河系的矮卫星上的化学演化的星系晕。我们发现，由此产生的晕星的化学丰度取决于假设的下降时间尺度，并在气体中存在一个阈值恒星形成。特别是，在模型中，晕的下降时间尺度约为0.8 Gyr，再加上恒星形成的表面气体密度阈值（4 $\mathrm{M}_{\odot}\,\mathrm{pc}^{-2}$），以及来自矮球状卫星的富集下降，形成的第一个晕星显示[Fe/H] $>$ -2.4 dex。在这种情况下，为了解释[Fe/H] $<$ -2.4 dex的恒星的[ $α$ /Fe]数据，我们需要在dSph系统中形成的恒星。
2016-03-01 astro-ph.GA
The transformation and quenching of simulated gas-rich dwarf satellites within a group environment
驱动矮质量卫星星系淬灭的基本机制仍然没有得到很好的约束，但最近的研究表明，对于那些恒星质量为10 $^{\rm 9}$ M $_{\odot}$的卫星星系来说，它们的效率特别低。我们调查这些系统的化学动力学模拟和理想化模型的潮汐/流体动力学相互作用内的10 $^{\rm 13-13.5}$ M $_{\odot}$群质量主机，他们优先淬火的特性演变。我们的基准模拟强调了长期恒星形成和恒星酒吧所发挥的作用，并证明了从气体丰富的过渡到被动的，HI缺乏状态（即$Δ$ SFR $\le$-1，def $_{\rm HI}$ $\ge$ 0.5）在6 Gyr的第一次坠落。此外，在8-10 Gyr中，这些系统通常驻留在群宿主中，最初无凸起的盘的凸起与总凸起的比率可以增加到0.3 $<$ B/T $<$ 0.4，其比角动量$λ_{\rm R}$减小到$\sim$ 0.5，并且形成强双对称性。最终，这种情况下产生的卫星类似于矮S 0，结果是各种各样的下降倾向/骚扰，尽管广泛的分散。这里的关键假设在于迅速消除卫星的气体晕维里下落后，和卫星的本地组内介质密度被定义的主机的球形平均配置文件。我们演示了如何淬火可以大大提高，如果卫星位于一个过密，符合最近的宇宙尺度模拟，但对比观测推断淬火机制/时间尺度;这些结果的评价相对于明显的优先形成的dS 0 s/S 0 s组也给出了。
2015-07-15 astro-ph.GA
The preferred direction of infalling satellite galaxies in the Local Group
使用高分辨率DM模拟的本地组（LG），进行的约束本地UniversE模拟（CLUES）项目的框架内，我们调查的MW和M31的卫星是如何吸积的性质。这些星系的恒星是各向异性地吸积的，从相对于大尺度结构的特定“点”进入它们的宿主的维里半径。此外，从这些卫星潮汐剥离的材料也在z=0时各向异性地分布，并且其特征在于嵌入晕中的椭圆形子体积。在由LG伴星和模拟的室女星系团的位置确定的坐标系内，研究了由卫星落点轨迹和投影剥离DM所产生的角斑图。值得注意的是，椭圆形子体积的主轴示出了从晕内的井延伸到几个r_vir的相干对准。应用于角分布的球谐变换证实了视觉印象：即，卫星入口点和剥离DM的角分布由l=2四极项主导，其长主轴跨所考虑的壳对齐。由此可见，主晕外部（r>0.5 r_vir）区域的结构与它所嵌入的宇宙网密切相关。假设银河系的恒星晕中有很大一部分是由卫星吸积而来的，本文的结果可以应用于MW和M31的恒星晕。我们预测潮汐剥离卫星的残余物应该嵌在由暗物质和恒星组成的物质流中。因此，目前的结果可以揭示嵌入较大物质流中的卫星的存在，例如Segue 2卫星。
2010-10-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
The GOGREEN Survey: Constraining the Satellite Quenching Timescale in Massive Clusters at $\boldsymbol{z} \gtrsim 1$
我们在$z \sim 1$卫星淬火模型相结合的$14$大规模（$10^{13.8} < M_{\mathrm{halo}}/\mathrm{M}_{\odot} < 10^{15}$）集群在$0.8 < z < 1.3$从GOGREEN和GCLASS调查与吸积历史的$56$红移匹配的类似物从IllustrisTNG模拟。我们的基准模型，这是参数化的卫星淬火时标（$τ_{\rm quench}$），占淬火在我们模拟的卫星人口都在使用所观察到的coeval场淬火分数和后的调整$τ_{\rm quench}$，以重现所观察到的卫星淬火分数与恒星质量的趋势，在降落时。该模型成功地再现了所观察到的卫星淬火分数作为恒星质量的函数（通过建设），预计集群中心半径，和红移，并与所观察到的领域和集群恒星质量函数在$z \sim 1$是一致的。我们发现，卫星猝灭时间尺度是质量依赖的，与以前的一些研究在低和中等红移。在探测的恒星质量范围（$M_{\star}> 10^{10}~\mathrm{M}_{\odot}$），我们发现，卫星淬火时间尺度随着卫星恒星质量的增加而减少，从$10^{10}~\mathrm{M}_{\odot}$的$\sim1.6~{\rm Gyr}$到$10^{11}~\mathrm{M}_{\odot}$的$\sim 0.6 - 1~{\rm Gyr}$，并且与中间$z$的总冷气（H…
2022-07-28 astro-ph.GA
Extinguishing the FIRE: environmental quenching of satellite galaxies around Milky Way-mass hosts in simulations
银河系（MW）和仙女座星系（M31）周围的卫星星系的恒星形成和气体含量相对于本星系群（LG）中更孤立的星系在固定的恒星质量下是耗尽的。利用FIRE-2模拟研究了$z=0$星系在$M*=10^{5-10}\rm{M}_{\odot}$周围14 MW质量恒星的气体含量和恒星形成猝灭的环境调节。低质量卫星（$M*\lesssim10^7\rm{M}_{\odot}$）大多是静止的，高质量卫星（$M*\gtrsim10^8\rm{M}_{\odot}$）大多是恒星形成的，中等质量卫星（$M*\approx10^{7-8}\rm{M}_{\odot}$）在静止和恒星形成之间大致相等。在环星系介质中有更多气体的星系有更高的大质量卫星静止分数（$M*=10^{8-9}\rm{M}_{\odot}$）。我们发现没有显着的依赖于孤立与配对（LG样）主机环境，和静止分数的卫星周围MW质量和LMC质量主机从FIRE-2模拟是非常相似的。导致淬灭的环境效应也可能发生在MW进入之前的低质量组中作为预处理。低质量的卫星通常在MW级星系进入中心星系之前熄灭，或者在进入低质量星系群或MW级星系期间迅速熄灭。大多数中等质量到高质量的静止卫星在MW质量的晕内经历了$\geq1-2$近心点通道（$\approx2.5-5$ Gyr）。大多数具有$M*\gtrsim10^{6.5}\rm{M}_{\odot}$的星系在落…
2022-06-17 astro-ph.GA
Bulgeless Evolution And the Rise of Discs (BEARD) III. A numerical simulation view of satellites around Milky-Way analogues
Universidad de La Laguna（拉各拉大学）；Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利天体物理研究所）；Donostia International Physics Centre (DIPC)（多诺斯蒂亚国际物理中心）；Universidad de Córdoba（科尔多瓦大学）
研究无核盘银河系的卫星系统特性，发现其卫星分布更集中、轨道对齐更显著，支持通过卫星属性追溯宿主银河系形成路径。
2026-05-18 astro-ph.GA
The lives and deaths of faint satellite galaxies around M31
本文通过匹配宇宙学N体模拟采样轨道，预测了M31卫星星系的运动与轨道历史，并结合恒星形成史揭示其熄灭机制，发现多数暗弱卫星在进入M31前即已熄灭，且M31近期吸积比银河系更活跃。
2025-11-03 astro-ph.GA
Contributions to the accreted stellar halo: an atlas of stellar deposition
恒星晕的吸积成分是由几个卫星的贡献组成的，它们以不同的质量，在不同的时间，在不同的轨道上落在它们的宿主上。这项工作使用了一套理想化的，无碰撞的N体模拟较小的合并和粒子标记技术，以了解这些不同的成分如何塑造每个贡献的吸积晕，在密度和运动学。我发现，更大质量的卫星将它们的恒星更深地沉积在宿主的引力势中，动力学摩擦使其产生明显的分离。早期的吸积事件对晕的内部区域贡献更大;更集中的次晕通过增加的动力学摩擦下沉更深。落星时母星的轨道圆度只对低质量卫星很重要：动力摩擦有效地辐射了最大质量的小合并，消除了卫星与宿主维里质量比$\gtrsim1/20$的落星轨道印记。每个卫星贡献的恒星的运动学也与卫星质量有关：低质量卫星贡献快速移动的种群，在有序的旋转和径向速度色散中。反过来，大质量卫星的贡献具有较低的速度色散，并因动力学摩擦而失去角动量，导致强烈的径向各向异性。
2016-09-02 astro-ph.GA
Kinematics of cluster galaxies and their relation to galaxy evolution
我们研究大质量星系团内星系的运动学，作为星系团内恒星形成猝灭物理的一个探针。使用N-体模拟，我们认为，卫星运动学提供的信息是补充（瞬时）卫星的空间分布的星系陷落。将模拟结果与真实星系团的测量结果进行比较，我们发现红色（静止）卫星星系的运动学与蓝色（恒星形成）卫星星系的运动学相一致。
2018-06-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
A tale of two populations: surviving and destroyed dwarf galaxies and the build up of the Milky Way's stellar halo
我们使用磁流体动力学模拟的银河系质量晕御夫座项目研究生存和破坏的矮星系，这些晕在宇宙时间内吸积的属性。我们发现，在各种御夫座晕中，幸存的和被摧毁的矮星在坠落时的组合光度函数是相似的，并且由被摧毁的矮星主导。然而，它对坠落时间有很强的依赖性：被摧毁的矮星通常有早期的坠落时间，$t_{infall}<6$ Gyr，而大多数在$t_{infall}>10$ Gyr吸积的矮星都存活到了今天。由于它们的坠落时间较晚，今天幸存的卫星在坠落时的金属岩含量高于其被摧毁的类似坠落质量的卫星;这种差异对于今天卫星的金属岩来说更加明显，其中许多卫星在坠落后继续形成恒星。与以前的工作一致，我们发现，少数相对大规模的破坏矮星系主导的恒星晕的质量。然而，有一个显着的径向依赖性：虽然90%的质量在内部区域（$<\,20\,$ kpc）的贡献，平均而言，只有3个大规模的祖细胞，外部区域（$>\,100\,$ kpc）通常有$\sim8$的主要祖细胞相对较低的质量。最后，我们表明，一些大规模的祖先占主导地位的吸积星的金属丰度分布，即使在金属穷人结束。与文献中常见的假设相反，质量为$M_{*}<10^7 \, M_{\odot}$的矮星系在$50\,$ kpc内的吸积贫金属恒星（[Fe/H] $<\,-3$）中所占比例不到10%。
2020-10-07 astro-ph.GA
Satellite Alignment: III. Satellite Galaxies Spatial Distribution and their Dependence on Redshift with A Novel Galaxy Finder
经过广泛的探索，观测和理论之间达成了广泛的一致，卫星优先与其主中心的主轴对齐。在这一问题上仍有一些问题没有解决。在本文中，我们提出了卫星空间分布的研究。为了与观测结果进行比较，本文提出了一种新的流体动力学模拟中的星系发现和重建算法。该算法基于投影模拟图像，充分考虑了点扩散函数、像素大小、表面亮度极限、分辨率和红移调光效应。用这种算法构造星系样本，通过与观测结果的比较，对卫星对准进行了检验。结果发现，观测对准可以再现的红星系，这在这项研究中占主导地位的样本，但不是蓝色的星系。还研究了卫星的径向分布。结果表明，主晕内的外围卫星比内部卫星显示出更强的对准信号，特别是红色卫星，这与以往的研究结果相反。这种分歧主要是由于我们的新星系发现者发现了额外的星系，这些星系主要位于宿主晕的内部区域。我们的研究表明，在较低的红移，排列强度变得更强，而径向分布曲线变得平坦。这表明位于内晕和外晕的卫星之间的角分布演变存在差异，并意味着坠落后的演变减少了原始对准信号，对于坠落时间较晚的卫星，影响也会减小。
2020-03-23 astro-ph.GA
Gaia DR2 Proper Motions of Dwarf Galaxies within 420 kpc: Orbits, Milky Way Mass, Tidal Influences, Planar Alignments, and Group Infall
正确理解银河系（MW）矮星系的宇宙学背景下，需要知道他们的三维速度和轨道。然而，自行（PM）测量的准确度通常有限，并且只能用于更大质量的矮星。因此，我们提出了一个新的研究MW矮星系的运动学。我们使用盖亚DR 2的那些矮星，已经在文献中观察到的光谱。我们得到系统的PM为39个星系和星系候选人到420千秒差距，并普遍发现良好的一致性，从其他研究的测量子集。我们推导出隐含的银心速度，并计算轨道在典型的MW晕势的“低”（$0.8 \times 10^{12} M_\odot$）和“高”质量（$1.6 \times 10^{12} M_\odot$）。轨道远心和三维速度的分布的晕维里半径和逃逸速度的比较，分别表明，卫星的运动学是最好的解释在高质量晕。图克三号、环形山二号和其他候选者的轨道近心点足够小，足以暗示有显著的潮汐影响。与卫星失踪问题相关的是，观测到的远心附近的星系比近心附近的星系少，这意味着一定有一群遥远的矮星系尚未被发现。在39个小矮人中：12颗卫星的轨道极点不与卫星的MW平面对齐（给出关于其固有厚度的合理假设）; 10颗卫星的PM精度不足以确定它们是否对齐; 17颗卫星对齐，其中11颗是共轨的，6颗是反轨的（从现有知识来看，有点令人惊讶）。群体撞击可能对此有贡献，但没有发现陨石坑-狮子座群成员的明确联系。
2018-08-29 astro-ph.GA
Timescales for Hi consumption and SFR depletion of satellite galaxies in groups
利用流体动力学模拟，结合星系风的标度关系和基于晕质量的猝灭公式，研究了星系的HI~-含量、SFR和环境之间的关系.我们运行两个放大模拟星系群与$M_{halo}>10^{13}M_\odot$在z=0，选择有安静的合并历史。我们跟踪星系，因为他们成为卫星，并计算延迟时间$τ_{d}$，在此期间，卫星是类似于中央星系在一个给定的恒星质量，和衰落时间$τ_{f}$，在此期间，卫星从富含气体和恒星形成的气体贫乏和静止。我们发现$0.7< τ_{d}< 3$ Gyr在$z=0$，并与卫星晕质量成反比。在z ~ 1处，我们发现~ $0.3< τ_{d} < 2$ Gyr，与哈勃时间的正相关大致一致。对于一个给定的晕质量，恒星质量较低的星系在落入时有较高的$τ_{d}$。我们通常会发现$τ_{f}\ll τ_{d}$，其范围在z~0时的~ 1.5亿r和z ~ 1时的~ 8亿r之间（基于线性插值），具有一定的不确定性，因为它们小于我们的模拟输出频率（$200-300$ Myr）。$τ_{f}$对晕圈质量无明显依赖性。这两个时间尺度显示HI耗尽和SF淬火之间的差异不大，这表明，使用了恒星形成的气体库没有再填充是主要的机制，以改变卫星星系在这些晕质量。在距离感兴趣的主晕中心一定的物理距离处，高红移星系平均有更高的冷气含量，但气体（HI或H $_2$）与恒星形成率的比率是相似的，这表明恒星的形成一直是…
2018-11-28 astro-ph.GA
Semi-Analytic Galaxies - II. Revealing the role of environmental and mass quenching in galaxy formation
我们利用半解析的星系形成SAG模型研究了伴星系质量猝灭与环境猝灭的关系。我们发现，环境过程占主导地位的恒星形成（SF）淬火的低质量的卫星（$M_{\star} \lesssim 10^{10.5}\, {\rm M}_{\odot}$），而高质量的星系通常淬火的中心。高质量星系在吸积的同时仍然活跃地形成恒星，发现它们在第一次坠落后主要受到质量淬灭的影响。对于一个给定的恒星质量，我们的模型预测SF淬火是低质量晕的效率较低之前和之后的投入，在矛盾的共同解释的观测数据。我们的模型支持一个两阶段的情况下，解释SF淬火。最初，卫星的SF类似于中心，直到气体冷却速率降低到大约一半的值在下降。然后，SF通过耗尽冷气体储层的长期过程而衰减。由于低质量卫星中热气的冲压压力剥离（RPS）或高质量卫星中活动星系核（AGN）的反馈作用，该储存库不能有效地补充。发现SF猝灭开始的延迟时间的范围从$\approx 3\,{\rm Gyr}$到$\approx 1\,{\rm Gyr}$的低质量（$M_{\star} \approx 10^{10}\, {\rm M}_{\odot}$）和高质量（$M_{\star} \approx 10^{11}\, {\rm M}_{\odot}$）的卫星，分别。SF在$\approx 1.5\,{\rm Gyr}$中衰减，很大程度上与恒星质量无关。我们发现，低质量卫星的S…
2018-10-19 astro-ph.GA
The impact of large-scale structure on the anisotropic quenching of satellites
本研究利用IllustrisTNG磁流体动力学模拟，探究大尺度纤维结构对近域宇宙各向异性卫星星系quenching（ASGQ）的影响，发现仅年轻卫星星系贡献ASGQ且沿中心星系长轴（与纤维方向一致）落入，年老卫星星系无ASGQ特征，证实大尺度结构对ASGQ的印记作用。
2024-12-09 astro-ph.GA
Disrupted dwarf binary merger as the possible origin of NGC 2419 and Sagittarius stream substructure
本研究通过$N$体模拟提出，卫星矮星系对经历坠落前合并后坠入宿主，可解释NGC 2149与Sagittarius残骸的巨大分离及Sagittarius流的复杂特征。
2023-08-03 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
$Λ$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
Circumgalactic medium depletion drives satellite quenching in IllustrisTNG
European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；Kavli Institute for Cosmology, University of Cambridge（剑桥大学卡弗里宇宙学研究所）；Cavendish Laboratory, University of Cambridge（剑桥大学卡文迪许实验室）；Astronomisches Rechen Institut, Zentrum für Astronomie der Universität Heidelberg（海德堡大学天体物理计算研究所）；Fakultät für Physik, Ludwig-Maximilians-Universität München（慕尼黑大学物理学院）；College of Natural and Mathematical Sciences, University of Dodoma（多多马大学自然与数理科学学院）；School of Physics and Astronomy, University of Birmingham（伯明翰大学物理与天文学院）
本研究利用IllustrisTNG模拟星系，发现热星系际介质（CGM）的逐渐耗竭是卫星星系恒星形成缓慢终止的关键，卫星星系并合后约4.2亿年损失90%热CGM，熄灭模式符合延迟后快速熄灭情景。
2026-08-05 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
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
The colors of satellite galaxies in the Illustris Simulation
观测结果表明，随着主晕质量的增加，蓝卫星星系的比例急剧下降，在大质量（M * >10e11M_sun）星系中，蓝卫星星系在中心星系周围的径向分布明显比类银河系中浅。主要基于半分析技术的理论模型在再现这些趋势方面存在长期问题，而不是预测一般的蓝色卫星太少，而且估计的径向分布太浅，无论主要质量如何。在这封信中，我们使用Illustris宇宙学模拟来研究孤立主星周围卫星星系的性质。这是第一次，我们发现理论和观察之间的良好协议。我们确定了这一成功的主要来源相对于早期的工作是一个后果的大气体含量的卫星在下降，一个因素~5-10倍大于半分析模型。由于其相对较大的气体储存，卫星可以在坠落后很长时间内继续形成恒星，典型的恒星形成时间尺度为约2 Gyr，但对于银河系周围的卫星，如主恒星，则超过约5 Gyr。我们推断的气体含量是一致的z=0观测HI气体在星系中，虽然我们发现文献中报道的值之间存在很大的差异。我们的模型的一个可检验的预测是，卫星祖先的气体与恒星的质量比只会随着宇宙时间的变化而变化。
2014-10-27 astro-ph.GA
The size function of massive satellites from the $R_e-R_h$ and $M_{star}-M_h$ relations: constraining the role of environment
在以前的工作中，我们表明，一个半经验模型中的主机暗物质晕星系分配恒星质量通过恒星质量晕质量（SMHM）的关系和大小（$R_e$）通过线性和紧密的$R_e-R_h$关系，可以忠实地再现本地SDSS中心星系的大小函数和强大的大质量星系（MG，$M_{\rm star}>10^{11.2}M_\odot$）的大小演化。在本系列的第三篇论文中，我们专注于卫星MG的人口。我们发现，没有任何额外的校准，无论确切的SMHM关系，淬火星系的分数或恒星剥离的水平，相同的模型是能够重现静止的卫星MG在SDSS的本地大小功能。此外，同一模型可以重现中心星系和卫星星系的平均尺寸对宿主晕质量的令人困惑的弱依赖性。该模型还匹配的恒星形成卫星MG的大小函数，假设其中一些转化成大规模的望远镜在几个陀螺后，落入组/集群环境。然而，绝大多数的卫星望远镜预计会在坠落前形成。$R_e-R_h$似乎是连接星系和它们的宿主晕的基础。
2021-05-27 astro-ph.GA
The connection between the Galactic halo and ancient Dwarf Satellites
我们通过比较银河系的经典和超暗矮球状卫星的[O/Fe]和[Ba/Fe]与[Fe/H]模式与在星系晕恒星中观察到的模式，探讨了银河系的经典和超暗矮球状卫星是星系晕的基石的假设。氧丰度偏离观测到的丰度在星系晕恒星[Fe/H]值大于-2 dex，而它们重叠的金属丰度较低。另一方面，对于[Ba/Fe]比值，在所有[Fe/H]值上的差异都扩大了，这表明晕中的大多数恒星可能是在原地形成的。因此，我们认为[Ba/Fe]比[O/Fe]比是更好的诊断。此外，我们显示了一个丰富的气体与相同的化学丰度的物质喷射和/或剥离从银河系的矮卫星上的化学演化的星系晕的影响。我们发现，由此产生的晕星的化学丰度取决于假设的下降时间尺度，并在气体中存在一个阈值恒星形成。
2017-05-18 astro-ph.GA
The global warming of group satellite galaxies
最近的研究采用$λ_{\rm Re}$，代理特定的角动量，突出了如何早期型星系（ETG）是由两个运动学类，不同的形成机制可以推断。随着即将到来的调查预计将获得$λ_{\rm Re}$从广泛的环境（如SAMI，MANGA），我们调查在这个数值研究如何快速旋转的矮卫星星系的$λ_{\rm Re}$ - $ε_{\rm e}$分布反映了它们的演化状态。通过结合N体/SPH模拟的祖先盘星系（恒星质量$\simeq$ 10 $^{\rm 9}$ M $_{\odot}$），他们的宇宙学动机的子晕落入历史和一个特征组轨道/潜力，我们证明了演化的卫星ETG人口驱动的潮汐相互作用（例如骚扰）。作为一般的结果，这些卫星仍然本质上是快速旋转的扁球形恒星系统，因为它们早在$z=2$就已经坠落;由于在它们的演化中起着不可或缺的作用的棒/螺旋生命周期，经常会出现误识别为慢旋转星的情况。尽管它的构造具有理想主义性质，但我们在$z<0.1$上模拟的$λ_{\rm Re}$ - $ε_{\rm e}$分布再现了ATLAS $^{\rm 3D}$ /SAURON项目中的观测对应物。因此，我们预测如何观察到的$λ_{\rm Re}$ - $ε_{\rm e}$分布的一组根据这些合奏潮汐相互作用的演变。
2016-04-20 astro-ph.GA
Evidence of pre-processing and a dependence on dynamical state for low-mass satellite galaxies
我们研究了SDSS组样本的卫星星形成率和形态对组动力学的依赖性。我们对星系群动力学状态进行了分类，并研究了小和大群心半径星系群的卫星性质。对于在大半径的星系，我们发现没有差异的恒星形成或光盘分数的高斯集团相比，那些在非高斯集团。通过比较落星系和场星系的恒星形成和盘分数，我们发现了恒星形成速率和形态的预处理证据。预处理的强度随晕质量的增加而增加，并且对于落入高质量晕的低质量星系是最高的。我们发现，在小半径的星系的恒星形成率与集团动力学状态，与非高斯集团中的星系相比，高斯集团中的星系显示出增强的恒星形成分数。类似的相关性在小半径的星系盘部分中没有看到。这似乎表明，无论是机制驱动恒星形成淬火在小晕中心半径是更有效的动态松弛组，或非高斯组已组装最近，因此卫星的群体将已暴露于这些转换机制的时间更短。
2017-02-06 astro-ph.GA
Is there substructure around M87?
本文提出了一种在具有位置和视线速度数据的离散数据集中识别下落子结构的通用方法。我们利用这样一个事实，即星系落入一个最明亮的星系团（BCG）在一个维里化的集群，或矮卫星落入一个中央星系，如银河系，遵循近径向轨道。如果轨道是完全径向的，我们展示了如何找到一个卫星的能量的概率分布，给定的示踪剂密度的卫星人口，通过求解阿贝尔积分方程。这是Eddington（1916）关于各向同性分布函数的经典公式的推广。当应用于星系系统时，能量空间中的聚集可以使用Kullback-Leibler发散来量化，并且可以识别出一组物体，尽管它们在天空中分开，但可能落在同一轨道上。使用模拟数据测试这种方法，并适用于M87周围的卫星星系人口，在室女座的BCG，和一些协会被发现，这可能代表落星系群。
2016-07-11 astro-ph.GA
Orbital dynamics and histories of satellite galaxies around Milky Way-mass galaxies in the FIRE simulations
卫星星系的轨道编码了关于它们历史的丰富信息。我们调查的轨道动力学和历史的卫星星系周围的银河系（MW）质量的宿主星系使用的FIRE-2宇宙学模拟，其中，如以前的工作所示，产生卫星质量函数和空间分布，广泛同意的意见。我们首先研究在z = 0的轨道动力学的趋势，包括总速度，特定的角动量，和特定的总能量：进入MW质量晕的时间主要决定这些轨道特性。然后，我们检查轨道的历史，重点是回看时间的第一次陷入主机晕和近心距离，时间和计数。大约37%的M星小于10^7 M日的星系在落入MW质量的晕之前被“预处理”为较低质量群中的卫星，通常约为2.7 Gyr。在z = 0的所有卫星中有一半经历了关于其MW质量主机的多个近心点。值得注意的是，对于这些卫星中的大多数（67%），它们最近的近心点不是它们的最小近心点：最小近心点通常小40%，并且发生在6 Gyr之前。这些具有不断增长的近心点的卫星似乎有多个起源：对于大约一半的卫星，它们的特定角动量随着时间的推移逐渐增加，而对于另一半的卫星，它们的第一远心点附近的角动量最迅速地增加，这表明与时间相关的MW-质量晕势和外晕中的动力学扰动的结合导致了这些卫星的近心点的增长。我们的研究结果突出了理想化的，静态的轨道建模的局限性，特别是近中心的历史。
2022-12-06 astro-ph.GA
The First Fall is the Hardest: The Importance of Peculiar Galaxy Dynamics at Infall Time for Tidal Stripping Acting at the Centers of Groups and Clusters
利用暗物质的N体宇宙学模拟，我们测量了暗物质晕在第一次落入群晕和团晕时的近心距。我们发现，pericentre距离（R $_{\rm{peri}}$）是一个重要的参数，因为它显着影响的强度潮汐质量损失在密集的环境，以及可能的其他环境机制。我们研究什么决定R $_{\rm{peri}}$值，并发现，对于大多数infallers，占主导地位的参数是V $_{\rm{\perp}}$，切向分量的轨道速度的晕进入组/集群晕的第一次。这意味着潮汐剥离的强度附近的核心组/集群的强烈影响的外部特有的速度场的大尺度结构周围，这是不同的集群之间，是敏感的质量比的infaller主机。我们发现，细丝馈电也部分有助于低V $_{\rm{\perp}}$晕馈电。动力摩擦也可以在减少R $_{\rm{peri}}$中起作用，但这仅对那些相对大质量的少数撞击物（$>$ 10\%的宿主质量）有意义。这些结果突出了星系对致密环境的反应如何敏感地依赖于从这些致密环境之外继承的动力学。
2022-07-15 astro-ph.GA
Satellite Dwarf Galaxies in a Hierarchical Universe: The Prevalence of Dwarf-Dwarf Major Mergers
合并是星系等级结构形成的常见现象，特别是对于大质量星系和星系团，但它们对本星系群中矮星系的重要性仍然知之甚少。我们调查的频率矮星系之间的主要合并使用ELVIS套件的宇宙放大无耗散模拟银河系和M31类主机晕的本地组。我们发现，在主维里半径范围内，约有10%的M_star > 10^6 M_sun的卫星矮星系经历了一次恒星质量比小于0.1的合并，因为z = 1，低质量矮星系的合并比例较低。最近的合并残余偏向于更大的径向距离和更近的维里下落时间，因为最近的合并发生在主机晕的维里半径内交叉之前不久。卫星-卫星合并也发生在维里陷落后的主晕内，由大部分矮星系作为一个群体的一部分而催化。对于在主维里半径之外的矮星系，合并比例加倍，因此本星系群中最遥远的矮星系最有可能经历最近的大合并。我们讨论了这些结果的影响，可观察到的矮合并残留物，他们的恒星形成的历史，合并的气体含量，和大规模的黑洞在矮星系。
2014-08-19 astro-ph.GA
Temporal Evolution of the Radial Distribution of Milky Way Satellite Galaxies
本研究利用已知MW卫星的6D相空间信息，在MW+LMC联合势场中计算轨道历史，发现考虑LMC引力及其卫星群坠落影响后，MW卫星星系的径向分布随时间变得更加集中。
2024-10-17 astro-ph.GA
Satellite quenching timescales in clusters from projected phase space measurements matched to simulated orbits
我们测量了星团环境中恒星形成的猝灭效率和时间尺度。我们的方法使用N-体模拟估计可能的轨道的概率分布的样本观测到的SDSS星系在集群和周围的位置和速度偏移的基础上，从他们的主机集群。我们通过一个简单的模型研究了它们的恒星形成率和它们可能的轨道历史之间的关系，在这个模型中，恒星形成在坠落后的一个延迟时间内被淬灭。我们的轨道库方法的目的是隔离环境对恒星形成率的影响，由于一个星系的当今主机集群的“预处理”在以前的组主机。我们发现，我们的样本（$10^{9}-10^{11.5}\,{\rm M}_\odot$）中的所有恒星质量的卫星星系的大规模（$> 10^{13}\,{\rm M}_\odot$）集群淬火基本上是$100$ %的效率。我们的拟合结果表明，所有的星系淬火在他们的第一个秋天，大约在或在其第一个近心通道的陀螺。从星系到星系的猝灭起始变化很小：在固定的$M_*$下，这段时间的传播最多是$\sim 2$ Gyr。质量较高的卫星淬火早，在我们的样本探测范围内，对主机集群质量的依赖性很小。
2016-07-27 astro-ph.GA
