The nature of disk of satellites around Milky Way-like galaxies
有人认为银河系的卫星星系位于一个高度扁平的、运动学相干的平面上，称为土星盘（DOS）。然而，DoS的起源一直在激烈的争论中，文献中报道了一些相互矛盾的说法，关于DoS是否与标准的拉姆达冷暗物质（$Λ$ CDM）宇宙学模型的预测一致。在这里，我们调查这个问题，通过比较高分辨率，流体动力学$Λ$ CDM模拟银河系大小的星系与它的暗物质只有对应。我们发现以下结果：（1）在水模拟中，主星系周围的卫星星系的丰度和分布与N体星系周围的卫星星系的丰度和分布有很大的不同：（2）在卫星星系中没有发现明显的相干旋转，因为共转和反共转卫星星系的比例在宇宙时间内是相当的;（3）随时间的推移，卫星分布发生了显著的变化，从高红移时的近各向同性到现在的各向异性;（4）卫星分布的特征强烈依赖于样本选择和平面识别方法。我们的研究结果表明，银河系和其他星系中报道的空间薄和相干旋转的DoS可能是一个小样本的选择效应。
2017-02-01 astro-ph.GA
The Role of Baryons in Creating Statistically Significant Planes of Satellites around Milky Way-Mass Galaxies
我们调查是否包含重子物理影响薄，相干旋转的卫星，如银河系和仙女座周围看到的飞机的形成。对于四个银河系质量的模拟，每个运行都作为暗物质，包括重子，我们能够确定一个平面配置，显着最大限度地增加平面卫星成员的数量。最大平面成员卫星在相同运行的仅含暗物质和重子版本之间始终不同，这是因为卫星在重子运行中更有可能被摧毁和坠落。因此，在仅模拟暗物质的情况下研究卫星平面是误导性的，因为它们将由不同的卫星成员组成，而不是包括重子的情况下存在的卫星成员。此外，重子轨道中卫星的破坏导致卫星分布的径向集中度降低，这一结果对于制造与随机分布相比具有统计学意义的平面至关重要。由于所有的平面都穿过星系的中心，如果卫星的径向集中度很低，那么从随机分布中创建一个平面就困难得多。我们确定仙女座的低径向卫星浓度的一个关键原因，为什么在仙女座的飞机是非常重要的。尽管如此，当考虑到共同旋转时，即使在重子运行中，模拟星系的卫星平面也没有银河系和仙女座星系周围观察到的卫星平面具有统计意义。
2016-10-10 astro-ph.GA
A Robust Determination of Milky Way Satellite Properties using Hierarchical Mass Modeling
我们介绍了一种新的方法来确定质量分布，以及整体分布，本群卫星星系。具体来说，我们采用了统计多级建模技术，贝叶斯分层建模，同时限制个别本地集团银河系卫星星系的属性和银河系卫星人口的特点。我们表明，这种方法减少了个别矮星系质量测量的不确定性最微弱的星系的几个因素。我们发现，银河系卫星的分布推断的分析，除了明显缺乏高质量的晕，是符合的拉姆达冷暗物质（拉姆达CDM）的范例。特别是，我们发现，无论是测量的最大圆速度和半径之间的关系，在这个速度，以及推断的质量之间的关系在300秒差距和光度，相匹配的最大圆速度低于20公里/秒的晕的Lambda-CDM模拟预测的值。也许更引人注目的是，这项分析似乎表明，这些星系共享一个更尖的“平均”晕形状。虽然这项研究调和了许多观测到的银河系卫星分布的特性与Lambda CDM模拟，我们发现，仍然有一个赤字的卫星的最大圆周速度为20-40公里/秒。
2015-06-19 astro-ph.GA
Is there a disk of satellites around the Milky Way?
银河系周围的“卫星盘”（DoS）是一个高度争论的话题，对观测结果及其理论模型的解释相互矛盾。我们进行了全面的分析，在银河系中检测到的所有矮星，发现DoS结构强烈依赖于平面识别方法和样本大小。特别是，我们证明了较小的样本量产生更高的空间分布的各向异性和更强的卫星角动量的集群。此外，我们计算了11个经典卫星的自行测量的演变，发现他们目前居住的薄DoS是短暂的。此外，我们还分析了两个初始条件相同的宇宙学模拟：一个是银河系大小的星系，一个是只含有暗物质的N体星系，一个是含有重子和暗物质的流体动力学星系.我们的研究结果表明，各向异性分布的卫星星系可以起源于重子过程的分级结构形成模型，但声称高度扁平，相干旋转的银河系的DoS可能是一个小的数字选择效应。这些发现可能有助于解决其他星系中DoS的相互矛盾的说法以及数值模拟之间的差异。
2017-07-05 astro-ph.GA
Spatial and orbital planes of the Milky Way satellites: unusual but consistent with $Λ$CDM
我们在Miky Way（MW）大小的光环的一系列放大高分辨率无耗散模拟中检查了卫星的空间分布和轨道极点相关性。我们使用测量的分布来估计的发病率的卫星配置作为扁平和相关的轨道极分布的卫星系统的银河系。我们确认，这种发病率是敏感的subhaloes的径向分布，从而影响它的过程，如人为中断由于数值效应和中断由于中央磁盘。控制的分辨率的影响和括号的磁盘的影响，我们发现，MW卫星系统是有点不寻常的（在$\approx 2-3σ$水平），但统计上是一致的$Λ$ CDM模型，在一般协议与其他最近的研究结果和结论。
2022-09-06 astro-ph.GA
Gas Loss by Ram Pressure Stripping and Internal Feedback From Low Mass Milky Way Satellites
银河系矮卫星的演化受到冲压压力和潮汐剥离的组合以及来自大质量恒星的内部反馈的影响。我们调查气体损失过程中最小的卫星银河系使用三维，高分辨率，理想化的风洞模拟，占气体损失通过冲压压力剥离和驱逐超新星反馈。使用适合于像狮子座T矮星系的初始条件，我们调查是否环境气体剥离和内部反馈可以淬火这些低质量星系的预期时间尺度，短于2 Gyr。我们发现，超新星反馈有助于这些低恒星形成率星系的剥离率可以忽略不计。然而，我们也发现，冲压压力汽提效率低于预期的剥离方案，我们认为。我们的工作表明，虽然冲压压力剥离最终可以完全剥离这些星系，其他物理学很可能在发挥协调我们计算的剥离时间与快速淬火时间尺度推导出的低质量银河系矮星系的观测。我们讨论了额外的物理可能在这种情况下发挥的作用，包括主机卫星潮汐相互作用，核心与尖暗物质配置文件，再电离和卫星预处理。我们的结论是，这些物理一起适当的会计是必要的，以了解低质量的银河系卫星淬火。
2016-05-09 astro-ph.GA
On the neutral gas content of nine new Milky Way satellite galaxy candidates
我们使用一个新的，改进的版本的HI帕克斯全天巡天搜索HI发射从九个新的，超微弱的银河系卫星星系候选人最近发现的数据从暗能量调查。没有一个候选者在HI中被探测到，这意味着它们的HI质量的上限通常是几百到几千个太阳质量。由此得到的M_HI / L_V和M_HI / M_star的上限表明，至少有一些新的候选星系是HI不足的。这一发现与位于银河系维里半径内的卫星星系的一般HI不足是一致的，并支持了气体在近星系通道期间被潮汐和冲压压力从卫星中移除的假设。此外，一些天体可能嵌入麦哲伦流的中性和电离气体细丝中，并与之相互作用。
2015-07-14 astro-ph.GA
Characterizing the Infall Times and Quenching Timescales of Milky Way Satellites with $Gaia$ Proper Motions
对附近宇宙中低质量卫星星系的观测表明，相对于在该领域具有类似质量的系统，它们的恒星形成特性存在强烈的二分法。具体来说，卫星星系优先是气体贫乏，不再形成恒星，而它们的场对应物主要是气体丰富，积极形成恒星。最近的许多研究都是从统计学的角度来理解这种二分法的，不仅确定了环境过程最有可能是导致这些低质量系统猝灭的原因，而且确定了它们在进入宿主系统后必须非常迅速地运行，猝灭时间尺度$\lesssim 2~ {\rm Gyr}$。这项工作利用了新的$Gaia$ DR 2自行测量以及Phat ELVIS套件的高分辨率，宇宙学，放大模拟研究低质量的卫星淬火银河系周围的对象对象的基础上。我们推导出银河系已知的低质量卫星星系的$37$的下落时间的约束，发现银河系的“经典”卫星星系的$\gtrsim~70\%$与从以前的作品中的总人口推断的非常短的淬火时间尺度是一致的。其余的经典银河系卫星的淬火时间尺度明显更长，$τ_{\rm quench} \sim 6 - 8~{\rm Gyr}$，突出了如何详细的轨道建模可能是必要的，以了解具体的环境淬火为个别卫星星系。此外，我们发现，$6$超暗矮星系与公开可用的$HST$为基础的恒星形成历史都是一致的，他们的恒星形成关闭之前，落入银河系-这与他们非常早的淬火时间相结合，强烈有利于再电离驱动的淬火。
2019-06-10 astro-ph.GA
The Elemental Abundance Distributions of Milky Way Satellite Galaxies
银河系卫星星系中恒星的化学成分揭示了星系气体流动和恒星形成强度的历史。这次演讲提出了一个凯克/DEIMOS光谱调查的铁，镁，硅，钙，钛丰度的近3000红巨星在8兆瓦的矮卫星。金属丰度和α-铁比分布遵循以下趋势：（1）亮度越高的星系金属含量越高，表明它们比亮度较低的星系更有效地保留气体。(2)更明亮的星系的金属丰度分布的形状需要在其SF寿命的气体下降。(3)当[Fe/H] <-1.5时，[α/Fe]随[Fe/H]的增加而单调下降。对这些趋势的一种解释是，任何MW卫星的SF时间尺度都足够长，以至于Ia型超新星几乎在整个SF生命周期内爆炸。
2010-11-06 astro-ph.GA
Addressing via N-body simulations the distribution of the satellite tidal debris in the Milky Way environment
我们研究了银河系卫星、恒星和暗物质碎片的分布。对于第一次，我们解决的问题，同时利用模拟卫星的潮汐中断a）一组现实的轨道从宇宙学模拟中提取，b）一个三个组成部分的主机星系与活晕，光盘和凸起组件，和c）卫星流体动力学模拟。我们分析的统计特性的卫星碎片的所有大规模星系到达内银河系的时间尺度为2 Gyr。多达80 $\%$的暗物质从卫星上剥离，而这发生在多达30 $\%$的恒星上。恒星碎片大多数终止于银河系内晕，而暗物质碎片在整个主晕上显示出平坦的质量分布。暗物质碎片遵循内幂律指数$α_{\rm DM}=-0.66$和外幂律指数$β_{\rm DM}=2.94$的密度分布，而恒星$α_{*}=-0.44$和$β_{*}=6.17$则遵循外幂律指数。在25 kpc内，恒星碎片的分布比暗物质碎片的分布更平坦，它们的短轴方向也有很大差异。将星盘的方向改变90 $^{\rm{o}}$，对卫星碎片的分布只有很小的影响。我们的结果表明，暗物质比银河系卫星上的恒星更容易剥离。碎片的结构受卫星轨道特性的支配。恒星和暗物质碎片的径向剖面、扁平度和方向都有很大的不同，这就妨碍了从观测到的恒星成分预测暗物质的分布。
2020-03-20 astro-ph.GA
Subhalo abundance and satellite spatial distribution in Milky Way-Andromeda-like paired haloes
本研究通过千禧系列模拟发现类银河系-仙女座配对晕的子晕丰度比同条件孤立晕高5%-15%，但配对构型与卫星星系平面分布无关，提示研究银河系卫星问题需考虑配对构型对子晕丰度的影响。
2023-06-12 astro-ph.GA
The Mass Dependance of Satellite Quenching in Milky Way-like Halos
使用斯隆数字巡天，我们研究淬火的卫星星系周围孤立的银河系般的主机在本地宇宙。我们发现，孤立星系周围的卫星淬火的效率是低的，大致恒定的两个数量级的卫星恒星质量（$M_{*}$ = $10^{8.5}-10^{10.5} \, M_{\odot}$），只有$\sim~20\%$的系统淬火作为环境过程的结果。虽然在很大程度上独立的卫星恒星质量，卫星淬火没有表现出明显的依赖于主机的属性。我们发现，被动主机的卫星更有可能被淬火比恒星形成的主机，我们提出的证据表明，更大规模的晕淬火他们的卫星更有效。这些结果扩展了以前在更大质量的宿主晕和更高的卫星质量中看到的趋势。总的来说，恒星质量大于$10^{8}~M_{\odot}$的星系似乎都能抵抗环境淬灭，相对恶劣的宿主环境可能是卫星淬灭的主要驱动力。在较低的恒星质量（$< 10^{8}~M_{\odot}$），然而，本星系群的观测表明，绝大多数的卫星星系是淬火的，可能指向一个特征的卫星质量尺度低于淬火效率显着增加。
2014-07-11 astro-ph.GA
Auriga Streams II: orbital properties of tidally disrupting satellites of Milky Way-mass galaxies
本研究基于Auriga模拟分析银河系质量星系卫星的轨道性质，发现卫星高度瓦解，并揭示轨道分布与宿主质量相关，暗示模拟或观测存在差异。
2024-10-11 astro-ph.GA
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
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
The Missing Satellite Problem Outside of the Local Group. II. Statistical Properties of Satellites of Milky Way-like Galaxies
我们提出了一个新的观测卫星星系周围的七个银河系（MW）的星系位于本星系群（LG）以外的斯巴鲁/超Suprime-Cam成像数据，以统计解决失踪的卫星问题。我们选择卫星星系候选人使用的星等，表面亮度，Sérsic指数，轴比，半高全宽，表面亮度波动削减，其次是视觉筛选的假阳性，如明亮的恒星的光学鬼。我们在9个宿主星系的维里半径范围内确定了51个安全的矮卫星星系，其中两个来自论文I中提出的试点观测。我们发现，卫星星系的平均光度函数是一致的MW卫星，虽然每个主星系的光度函数的变化显着。我们观察到一个迹象，即更大的主机往往有更多的卫星。卫星的物理性质，如大小-光度关系也与MW卫星一致。然而，空间分布是不同的，我们发现，卫星星系外的LG没有显示出浓度或对齐的迹象，而MW卫星更集中的主机周围，并表现出显着的对齐。由于我们关注的是具有$M_V<-10$的相对较大的卫星，因此我们并不认为观测的不完整性是造成这种情况的原因。这种趋势可能代表了MW卫星的一个特点，需要进一步的工作来了解其起源。
2022-07-25 astro-ph.GA
The tidal features of the classical Milky Way satellites: Expected in MOND but inconsistent with cold dark matter models
Helmholtz Institut für Strahlen und Kernphysik, Universität Bonn（波恩大学赫尔姆霍兹射线与核物理研究所）；Institute of Cosmology & Gravitation, University of Portsmouth（朴茨茅斯大学宇宙学与引力研究所）；Astronomical Institute of Charles University, Faculty of Mathematics and Physics（查理大学数学物理学院天文研究所）
研究银河系经典卫星潮汐特征，通过比较半质量半径与理论潮汐半径，发现其在MOND理论中符合预期，能解释观测到的潮汐特征及部分卫星高速度弥散，与冷暗物质模型不一致。
2026-07-08 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
The Hercules satellite: a stellar stream in the Milky Way halo?
我们调查的可能性，最近发现的武仙座银河系卫星实际上是一个恒星流的形成，从而解释其非常细长的形状与轴比为3比1。假设武仙座是一个恒星流，它的恒星沿着它的祖先的轨道流动，我们发现一个轨道，最近将使该系统足够接近银河系，以诱导它的分裂和转变，从一个束缚的矮星系到一个恒星流。应用简单的分析技术，对卫星上观测到的暂定径向速度梯度进行分析，得到了对系统切向速度的严格约束（静止银河系标准v_t =-16 ^{+6}_{-22} km/s）。结合它的大的后退速度，确定的切向速度产生一个具有小的近心距离（R_∞ = 6^{+9}_{-2} kpc）的轨道。因此，潮汐破裂是解释武仙座极端形状的有效方案。矮星系的平均扁平度增加，因为人们认为是暗淡的系统，因此可能是其中一些卫星的影响，这些卫星不是由暗物质主导的恒星系统，但事实上，恒星流正在形成，在银河系的恒星晕中脱落它们的恒星。
2010-07-30 astro-ph.GA
The early gaseous and stellar mass assembly of Milky Way-type galaxy halos
银河系如何在哈勃时间内积累质量，是否有大量的气体和恒星从卫星星系中吸积，或者银河系是否经历了最初的气体聚集，然后或多或少地孤立进化，这是现代天文学中的一个紧迫问题，因为它对我们在宇宙学背景下理解星系形成有影响。在这里，我们提出了一个银河系型卫星系统放大到宇宙学大尺度模拟的演化模型。嵌入到暗物质晕，并允许重子过程，这些化学动力学模拟的目的是研究气体和恒星从卫星的损失，以饲料银河系晕和恒星化学丰度的晕和卫星星系。
2016-04-24 astro-ph.GA
Predictably Missing Satellites: Subhalo Abundance in Milky Way-like Halos
在小尺度上，有许多人声称标准的冷暗物质（CDM）模型和观测结果之间存在差异。“失踪卫星问题”臭名昭著地描述了CDM模拟中与银河系中观测到的卫星数量相比过多的subhalo。对于这种差异已经提出了各种解决方案;然而，银河系晕相对于其质量的典型晕的特定属性的影响还有待探索。最近的研究表明，银河系是非典型的（例如，Licquia et al. 2015），我们研究了质量与我们银河系相当的暗物质晕的性质-包括浓度，自旋，形状和最后一次主要合并的比例因子-与晕下丰度相关。通过对类银河晕的放大模拟，我们建立了两个根据主晕性质的次晕丰度模型，并得出结论，银河系中最大旋转速度较低的次晕应减少22%-44（$V_{\rm max}^{\rm sat} \sim 10$ kms $^{-1}$），置信水平为95%，比具有高旋转速度的平均次晕少72%（$V_{\rm max}^{\rm sat} \gtrsim 30$ kms $^{-1}$，与麦哲伦云相当）比银河系质量的典型晕所预期的要大。浓度是预测次晕丰度的最具信息量的单一参数。我们的研究结果意味着，模型调整，以解释失踪的卫星问题，假设我们的银河系典型的subhalo丰度将过度校正。
2019-06-17 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
Survivors and Zombies: The Quenching and Disruption of Satellites around Milky Way Analogs
本文利用 DC Justice League 模拟对比了类银河系周围幸存与瓦解卫星星的动力学及恒星形成历史，发现熄灭与瓦解的时间尺度与落入质量、时间及轨迹密切相关，且大质量卫星星系瓦解快于熄灭，而超微弱矮星系多在吸积前熄灭并幸存。
2025-08-13 astro-ph.GA
Dark matter halo cores and the tidal survival of Milky Way satellites
冷暗物质（CDM）晕的尖形中心密度剖面使它们对潮汐的破坏具有高度的弹性。暗物质粒子之间的自相互作用，或者重子的循环，可能会导致形成一个恒定密度的核心，这将使晕更容易受到潮汐破坏。我们使用N体模拟研究NFW样的“核心”subhaloes在一个大规模的主机的潮汐场的演变，并确定的标准和时间尺度的完整的潮汐中断。我们的研究结果意味着银河系卫星的生存对暗物质核心的大小产生了限制。事实上，我们发现，在近心点小于10千秒差距的轨道上，核心大于其初始NFW尺度半径的1%的次晕都不能存活一个哈勃时间。像杜鹃3号这样的卫星，近心点约为3.5千秒差距，必须有一个小于2秒差距的核心大小，才能在目前的轨道上生存三个轨道周期。自相互作用暗物质（SIDM）模型中预期的核心尺寸（速度无关的截面为1 cm^2/g）似乎与近心半径小的超暗卫星（如Tuc 3、Seg 1、Seg 2、Ret 2、Tri 2和Wil 1）不相容，因为如果这些卫星在10 Gyr前吸积到银河系上，它们应该已经完全破裂。这些结果表明，许多卫星的核心尺寸非常小，与CDM尖点一致。在小近心半径轨道上发现更多的银河系卫星将加强这些结论，并允许对核心大小进行更严格的上限。
2022-12-26 astro-ph.GA
A MegaCam Survey of Outer Halo Satellites. VII. A Single Sérsic Index v/s Effective Radius Relation for Milky Way Outer Halo Satellites
在这项工作中，我们使用的银河系的外晕（$R_G > 25\,\mathrm{kpc}$）的卫星（矮球状星系，超暗矮星系和球状星团）的结构特性来自深，宽场和均匀的数据，提出的证据的相关性在Sérsic指数v/s有效半径平面其次是一个大部分的外晕球状星团和卫星矮星系。通过在中心表面亮度v/s绝对星等和Sérsic指数v/s绝对星等参数空间中拟合经验关系，并假设存在两种类型的外晕球状星团，我们发现这种相关性可以完全再现：一种是高表面亮度（HSB组），具有类似于内晕星系团的性质;另一个低表面亮度（LSB组），与矮球状和超微弱矮星系共享特征。由于LSB星系团与矮球状和超暗矮星系的相似性，我们讨论了外晕星系团也起源于暗物质晕内部的可能性，以及来自不同星系宿主势的潮汐力是HSB和LSB星系团之间不同性质的原因。
2019-02-23 astro-ph.GA
Dwarf spheroidal satellites of the Milky Way from dark matter free tidal dwarf galaxy progenitors: maps of orbits
利用牛顿N体模拟方法研究了两个不同初始密度的潮汐矮卫星星系围绕一个类似银河系的宿主星系的长期演化。根据模拟结果，绘制了两幅导致准平衡物体的轨道条件图。已经发现，卫星的几个轨道允许存在大约1 Gyr或更长时间的具有高表观质光比的不平衡体。在这个框架内，准稳定阶段的卫星再现了高密度祖先轨道的约16%的观测卫星特性，对初始质量为10^7 Msun，Plummer半径为0.15 kpc的单个卫星进行的额外模拟导致了准-平衡相，同时再现非常好的银河系的UFDG的观测量。这颗卫星在准稳定阶段再现了约42%的轨道上观测到的卫星特性。结果表明，一小部分观测到的卫星可能是没有暗物质的星系，它们的真实M/L比远低于测量值。膨胀的M/L比的出现是因为它们在正确的时间，沿着正确的轨道和在其演化的准平衡阶段被观察到。这是对所有卫星中观测到的高M/L比的一个可行的解释，只要这些卫星优先位于某些轨道上并在某些时间被观测到。如果所有的卫星都是沿着几个特别容易受到准平衡阶段影响的特定轨道同时产生的，那么在TDG方案中就可能出现这种情况。
2012-05-22 astro-ph.GA
The impact of Gaia on our understanding of the Vast Polar Structure of the Milky Way
银河系（MW）被卫星星系，星团和流的巨大极地结构（VPOS）所包围。对最亮的MW卫星的自行测量表明，它们主要沿着VPOS共轨。这与动态稳定结构一致。假设与VPOS对准的所有卫星也沿着该结构共轨，允许凭经验预测它们的系统自行。要测试远距离的卫星星系的预测，需要高精度的自行测量，例如使用哈勃太空望远镜。然而，对于附近的MW卫星，盖亚将允许测试这些预测，特别是对于卫星的统计样本，因为几乎所有卫星都存在自行预测。这将阐明如何旋转支持的VPOS。此外，盖亚将发现银河系的结构，特别是恒星流。它们与VPOS的一致程度可能进一步限制其稳定性和性质。
2017-10-26 astro-ph.GA
The satellite galaxies of the Milky Way and Andromeda
本文综述银河系和仙女座星系的卫星星系群体，涵盖其发现方式、观测特性，讨论其在暗物质等研究中的重要性，强调新设施带来的变革，指出未来研究能约束暗物质与星系演化。
2025-02-10 astro-ph.GA
Orbits of 47 Dwarf Satellite Galaxies of the Milky Way in Three Models of the Gravitational Potential with Different Masses
本文利用三种不同质量的银河系引力势模型，对银河系47个矮卫星星系的轨道进行了分析。银河系势能模型的选择是基于对大量文献中已知的银河系质量估计的分析。计算矮星系的初始位置和速度（6D相空间）所需的天体测量数据也取自文献，其中平均自行是根据盖亚DR2星表的数据确定的。本文给出了所有47个矮星系在三种银河系势模型中向后积分13.5 Gyr后的轨道及其性质，并对轨道参数进行了比较。对于每一种银河系势模型，我们都发现了与银河系没有引力联系的矮星系。
2020-12-04 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
Horologium II: a Second Ultra-faint Milky Way Satellite in the Horologium Constellation
我们报告发现了一个新的超暗银河系卫星候选人，时钟II，在暗能量调查Y1 A1公共数据中检测到。钟表座II的光半径为$r_{h}=47\pm10$ pc的一半，总光度为$M_{V}=-2.6^{+0.2}_{-0.3}$，在大小光度平面上属于超暗矮星系。在色星等图中，这颗新卫星的恒星数量与旧的（$\sim13.5$陀螺）和贫金属（[Fe/H] $\sim-2.1$）等时线一致，距离模数为$(m-M)=19.46\pm0.20$，或日心距离为$78\pm8$ kpc。时钟座II的距离与玉夫座矮球状星系（$\sim82$ kpc）和最近报道的超暗卫星波江座III（$87\pm8$ kpc）和时钟座I（$79\pm8$ kpc）相似。所有四颗卫星在天空中排列得很好，这表明可能有共同的起源。由于玉夫座在浩瀚极地结构内的逆行轨道上移动，与其他经典的MW卫星星系（包括麦哲伦云）相比，一旦自行测量可用，这个假设就可以得到验证。
2015-07-07 astro-ph.GA
Systematically Measuring Ultra-Diffuse Galaxies (SMUDGes). IV. Ultra-Diffuse Satellites of Milky Way Analogs
为了更好地理解大型低表面亮度星系的形成，我们测量了超漫射星系（UDG）候选者和银河系类似物（MWA）之间的相关函数。我们发现：（1）UDG卫星的投影径向分布（投影面密度$\propto r^{-0.84\pm0.06}$）与正常卫星星系的投影面密度一致;（2）每个MWA的UDG卫星数（$S_{\rm UDG}$）是在20至250 kpc的投影半径上的$\sim 0.5\pm0.1$和$-17< M_r < -13.5$，（3）$S_{\rm UDG}$与星系团和星系团尺度上每个晕的UDG数与晕质量之间关系的线性外推一致，（4）红色UDG卫星占UDG卫星总数的主导地位（$\sim80$ %），（5）在所研究的卫星星等范围内，UDG卫星占MWA卫星星系总数的$\sim$ 10%，（6）这些卫星星系中的很大一部分（$\sim$ 13%）具有估计的总质量$>$ 10 $^{10.9}$ M $_\odot$，或者等效地，至少是LMC晕质量的一半，并且填充了大部分（$\sim$ 18%）的预期晕下至这些质量。所有这些结果表明，整体低质量星系人口和UDG之间的密切联系，我们解释为有利于模型，其中UDG的形成主要发生在低质量星系形成的一般背景下，在模型调用更奇特的物理过程，特别是调用形成UDG。
2023-03-01 astro-ph.GA
Discs of Satellites: the new dwarf spheroidals
最近发现的超微弱的矮卫星围绕银河系和仙女座星系的空间分布进行了比较，以前报道的磁盘的卫星（DoS）的主机星系。在我们的调查中，我们特别注意的选择偏差引入由于有限的天空覆盖的SDSS。我们发现，新的银河系卫星星系密切遵循由更明亮的矮星定义的DoS，从而进一步强调这一功能的统计意义的星系晕。我们还注意到银河系中心距离大于100 kpc的卫星星系的赤字，这些星系远离银河系的卫星盘。在仙女座的情况下，我们得到了类似的结果，自然补充了我们以前的发现，并加强了这样的概念，即卫星盘是卫星星系相空间相关性的光学表现。
2009-01-12 astro-ph.GA
The SAGA Survey: I. Satellite Galaxy Populations Around Eight Milky Way Analogs
我们提出的调查战略和早期结果的“银河系周围的卫星类似物”（SAGA）调查。SAGA巡天的目标是测量100个类似于银河系的系统周围的卫星星系的分布，直到狮子座I矮星系（$ M_r < -12.3 $）的光度。我们根据$K$波段光度和局部环境定义了一个银河系模拟。在这里，我们提出了卫星光度函数的8个银河系的模拟星系之间的20至40兆秒差距。这些系统具有几乎完全的光谱覆盖的候选卫星在投影主机维里半径下降到$ r_o < 20.75 $使用低红移$gri$颜色标准。我们总共发现了25个新的卫星星系：14个新的卫星星系符合我们在完整的宿主系统周围的正式标准，另外还有11个卫星星系在未完全调查的宿主中或低于我们的正式星等限制。加上之前已知的13颗卫星，总共有27颗卫星围绕着8个完整的银河系模拟主机。我们发现一个广泛的分布在每个主机的卫星数量，从1到9，在光度范围内，有5个银河系卫星。从更高的光度外推的标准丰度匹配预测主机之间的散射和更陡的光度函数斜率比观察到的。我们发现大多数卫星（27个中的26个）都是恒星形成的。这些早期的结果表明，银河系的卫星群与我们样本中的典型卫星群不同，这可能会改变仅基于银河系卫星星系测量的物理解释。
2017-09-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Constraining SN feedback: a tug of war between reionization and the Milky Way satellites
基于冷暗物质宇宙演化的星系形成理论模型通常需要来自超新星（SN）爆炸的强反馈，以便再现银河系卫星星系光度函数和场星系光度函数的暗端。然而，太强的SN反馈也会导致宇宙再电离太晚，银河系卫星的金属丰度太低。因此，这四个观测结果的组合对SN反馈施加了严格的约束。我们使用半解析的星系形成模型galform来研究这些约束。我们发现，这些意见有利于SN反馈模型中的反馈强度随红移的演变。我们发现，对于我们的最佳拟合模型，一半的电离光子是由静止帧远紫外绝对星等$M_{\rm AB}(1500{\rm Å})<-17.5$的星系发射的，这意味着已经观察到的星系种群贡献了大约一半的光子负责再电离。这些星系的$z=0$后代主要是恒星质量为$M_*>10^{10}\,{\rm M}_{\odot}$的星系，并优先居住在质量为$M_{\rm halo}>10^{13}\,{\rm M}_{\odot}$的晕中。
2016-08-11 astro-ph.GA
Extending Ultra-Diffuse Galaxy Abundances to Milky Way Analogs
我们扩展的超扩散星系（UDG）的丰度关系，$N_{UDG}-M_{200}$，低晕质量主机$(M_{200}\sim10^{11.6-12.2}M_{\odot})$。我们选择UDG卫星从公布的目录中的矮卫星星系周围的银河系类似物，即探索本地体积卫星（ELVES）调查，卫星周围的银河系类似物（SAGA）调查，和调查的银河系一样的系统进行的超超级凸轮。在围绕75个类银河系宿主的516颗卫星中，我们发现围绕33个宿主的41颗卫星满足UDG标准。宿主晕质量的分布在$M_{200}\sim10^{12}M_{\odot}$附近达到峰值，与宿主是否有UDG卫星无关。我们使用文献UDG丰度和这里导出的$N_{UDG}-M_{200}$关系在三个数量级上追踪到$M_{200}=10^{11.6}M_{\odot}$，并找到$N_{UDG} = (38\pm5)\cdot(\frac{M_{200}}{10^{14}})^{0.89\pm0.04}$的最佳拟合线性关系。这种次线性斜率与早期对UDG丰度的研究以及较亮矮星系的丰度关系是一致的，不包括需要高密度环境的UDG形成机制。然而，我们强调需要在广泛的环境中对UDG进行进一步的同质表征，以正确理解$N_{UDG}-M_{200}$关系。
2022-12-07 astro-ph.GA
A Study of the Properties and Dynamics of the Disk of Satellites in a Milky-Way-like Galaxy System
本文通过加入高分辨率重子物理的 Aquarius 放大模拟，分析类银河系中的卫星星系盘，发现其呈各向异性分布，但并非旋转支撑系统，而可能由下落子晕构成。
2023-12-07 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
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
Proper motions of Milky Way Ultra-Faint satellites with ${\it Gaia}$ DR2 $\times$ DES DR1
我们提出了一种新的概率方法来确定银河系（MW）超暗卫星的系统自行的暗能量调查（DES）。我们利用DES的第一个公开数据发布（DR 1）的极好的测光来选择候选成员，并将它们与$Gaia$ DR 2的自行进行交叉匹配。我们在空间和自行空间中使用混合模型（卫星和MW）对候选成员进行建模。该方法不需要卫星隶属度的先验知识，可以成功地确定13颗DES卫星的切向运动。用我们的方法，我们提出了以下卫星的测量：天鸽~I，波江座~III，鹤~II，凤凰~II，绘架座~I，网状~III，杜鹃座~IV;这是第一个系统的自行测量的几个和大多数缺乏广泛的光谱后续研究。我们将这些与大麦云云卫星的预测和广阔的极地结构进行比较。通过高精度的DES测光，我们得出结论，大多数新发现的成员星与其他超暗矮星系类似，金属含量非常低（[Fe/H] $\lesssim -2$），而网壳III可能更富含金属。我们还在以下卫星中发现了可能指示其整体自行的潜在成员：Cetus~II，Kim~2和Horologium~II;然而，由于每个卫星中的成员数量很少，因此有必要进行光谱跟踪观测以确定这些卫星的系统自行。
2019-02-18 astro-ph.GA
Using Action Space Clustering to Constrain the Accretion History of Milky Way like Galaxies
在目前流行的宇宙学范式中，星系是通过大量卫星星系的吸积而分层形成的。由于卫星的质量比主晕小得多，它们只占主晕势能所定义的作用空间的一小部分。由于行动是保守的主机晕的潜力变化时，吸积卫星的恒星预计将保持集群在行动空间的主机晕的演变。在本文中，我们识别吸积卫星星系的三个银河系类盘星系的宇宙学重子FIRE-2模拟通过跟踪卫星星系通过模拟快照。然后，我们试图恢复这些卫星通过应用聚类分析算法Enlink的吸积恒星粒子的轨道行动，在当今的快照。我们定义了几个指标来量化聚类算法的成功，并使用这些指标来识别恢复良好和恢复不良的卫星。我们将这些卫星分布在落星时间-祖星质量（或恒星质量）空间中，并利用分类树方法确定了这两个空间中恢复良好和恢复不良卫星的边界。Enlink发现的组更有可能对应于一个真正的卫星，如果它们具有高的重要性，Enlink分配的数量。由于宇宙学模拟预测，大多数恒星晕有人口的原位恒星，我们测试的Enlink恢复卫星的能力时，样品被污染的10 - 50%的原位恒星粒子，并表明，大多数卫星恢复良好的Enlink在没有原位恒星，保持良好的恢复，即使有50%的污染。因此，我们预计，在未来，在行动空间的聚类分析将是有用的，在即将到来的数据集（如盖亚），以确定在银河系中的吸积卫星。
2021-05-03 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
The Keck/DEIMOS Stellar Archive: II. Dynamical Masses and Metallicities for a Uniform Sample of Milky Way Satellites
Yale University（耶鲁大学）
基于凯克/DEIMOS光谱分析，研究银河卫星星系和球状星团的动力学质量、金属度及质量-金属度关系，揭示恒星质量-金属度关系的转折点及不同质量范围内的趋势差异。
2026-02-10 astro-ph.GA
The impact of disc disruption on Milky Way satellite counts
Institute for Computational Cosmology, Durham University（达勒姆大学计算宇宙学研究所）；Department of Physics, Durham University（达勒姆大学物理系）；Lund Observatory, Division of Astrophysics, Department of Physics, Lund University（隆德大学天体物理学分部天文台）
研究通过N体模拟和玩具模型，探讨盘面破坏对银河系卫星计数的影响，发现高抗破坏性导致卫星分布集中于中央星系，而低抗破坏性则导致更多分散的卫星。
2026-03-24 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
Could the Hercules satellite be a stellar stream in the Milky Way halo?
我们调查的可能性，武仙座，最近发现的银河系（MW）卫星，是一个恒星流的形成过程中。这一假设的动机是武仙座高度细长的形状，以及沿其身体的初步径向速度梯度的测量。通过对成员星径向速度数据的简单分析，得到了系统切向速度的严格约束（相对于静止银河系标准v_t =-16 ^{+6}_{-22} km/s）。结合它的大后退速度（145 km/s）和距离（138 kpc），产生了一个轨道，大约在0.6 Gyr前，武仙座将在6^{+9}_{-2} kpc的银河系中心。这个非常小的近银河系可以自然地解释矮星系在MW的引力势中的猛烈潮汐破坏，诱导其转变为恒星流。
2010-10-12 astro-ph.GA
A Hero's Dark Horse: Discovery of an Ultra-Faint Milky Way Satellite in Pegasus
我们报告在飞马座发现了一个超微弱的银河系卫星星系。通过将我们的过密度检测算法应用于SDSS-DR 10来检测恒星的浓度，并通过4米布兰科望远镜的暗能量相机的更深测光来确认。拟合模型等时线表明，飞马座III这一天体的特征是在日心距离为$205\pm20$千秒差距处有一个古老而贫金属的恒星星族（[Fe/H] $\sim-2.1$）。这个新的恒星系统估计半光半径为$r_h=78^{+30}_{-24}$ pc，总光度为$M_{V}\sim-4.1\pm0.5$，在大小光度平面上属于矮星系。飞马座III在空间上接近MW卫星双鱼座II。这两个可能是物理关联，类似于狮子座IV和狮子座V对。飞马座III也与广阔的极地结构很好地对齐，这表明可能存在物理联系。
2015-04-15 astro-ph.GA
On the co-rotation of Milky Way satellites: LMC-mass satellites induce apparent motions in outer halo tracers
本文利用FIRE-2模拟揭示大质量卫星（如LMC）下落诱发的晕视运动会显著改变外部晕示踪体的轨道极点分布，强调银河系卫星平面研究须考虑LMC扰动。
2023-11-19 astro-ph.GA
EROSE: An algorithm searching for resolved Local Group satellites. The impact of combining different photometric bands on the detectability of Milky Way satellites in the LSST
Université de Strasbourg（斯特拉斯堡大学）；CNRS, Observatoire astronomique de Strasbourg, UMR 7550（法国国家科学研究中心，斯特拉斯堡天文台，UMR 7550）；Kapteyn Astronomical Institute, University of Groningen（格罗宁根大学卡普坦天文研究所）；Max-Planck-Institut für Astronomie（马克斯·普朗克天文学研究所）
本研究提出新型多波段搜寻算法EROSE，结合LSST的ugri测光波段搜寻银河系超暗矮卫星，发现u-g组合恢复率最高，可提升低质量端卫星的探测能力并约束暗物质模型。
2026-08-25 astro-ph.GA
Estimating the Mass of the Milky Way Using the Ensemble of Classical Satellite Galaxies
高精度的自行（PM）测量可用于大约20%的银河系（MW）所有已知的矮卫星星系。在这里，我们扩展了Patel等人（2017 b）的贝叶斯框架，以包括所有具有测量的6D相空间信息的MW卫星，并将其与Illustris-Dark模拟一起应用，以约束MW的质量。单独使用每个MW卫星的属性，我们发现，当采用特定轨道角动量（j）的大小而不是它们的组合瞬时位置和速度时，质量估计值之间的分散度降低。我们还发现，高j卫星（即狮子座II）约束的MW的质量和低j卫星，而不是最高速度的卫星（即狮子座I和LMC）的上限，设置较低的质量限制。当使用所有经典卫星的j来同时估计MW的质量时，我们得出的结论是晕质量是$0.85^{+0.23}_{-0.26}\times 10^{12} \rm \, M_{\odot}$（包括人马座dSph）和$0.96^{+0.29}_{-0.28} \times 10^{12} \rm \, M_{\odot}$（不包括人马座dSph），警告说，像人马座dSph这样的衰变轨道上的低j卫星可能会使分布产生偏差。这些估计显着减少了目前的因素，两个传播的质量范围内的MW。我们还发现了一个定义良好的主机晕质量和卫星j分布之间的关系，这产生的预测，即将到来的PM超微弱的矮星应揭示j在$ 5\times10^3 - 10^4$千秒/秒$^{-1}$。这是一种很有前途的方法，可以显著限制MW…
2018-03-05 astro-ph.GA
Environmental Dependence of Satellite Planarity and Orbital-Pole Coherence around Milky Way Analogues in a Hydrodynamical Cosmological Simulation
Shanghai Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院上海天文台）；Department of Physics, School of Physics and Electronics, Hunan Normal University（湖南师范大学物理科学与电子学院）；Purple Mountain Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院紫金山天文台）；Institute of Astronomy, School of physics, Zhejiang University（浙江大学物理学院天体物理研究所）；Institute of Astronomy and Physics, Inner Mongolia University（内蒙古大学天文与物理学院）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）
通过TNG300-1模拟对比类银河系卫星构型，发现宇宙网环境未显著增加类银河系卫星配置出现概率，其特殊组合源于各向异性吸积
2026-10-14 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 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
