Wandering intermediate-mass black holes in Milky Way-mass galaxies in cosmological simulations: myth or reality?
本研究通过对比不同宇宙学模拟及高分辨率GigaEris模拟，评估了利用模拟识别和量化银河系大小星系中游荡中等质量黑洞的可靠性，发现不同方法得出的数量虽一致但成因与演化存疑，质疑了现有模拟指导观测的能力。
2025-03-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Evolution of the grain size distribution in Milky Way-like galaxies in post-processed IllustrisTNG simulations
我们通过对IllustrisTNG宇宙学流体动力学模拟进行后处理，模拟了类银河系星系中的尘埃演化，以预测尘埃与气体的比例和粒度分布。我们对待颗粒大小依赖的尘埃生长和破坏过程中使用64箱离散粒度演化模型，没有空间解决每个星系。我们的模型广泛地再现了观测到的尘埃-金属丰度标度关系在附近的星系。在$z\gtrsim 3$，粒度分布以大颗粒为主，而在$z\lesssim 2$，小颗粒的丰度因破碎和堆积（尘埃生长）而迅速增加。在$z\sim 1$处，粒度分布接近所谓的MRN分布，但在$z<1$处出现大颗粒丰度的抑制。根据计算的颗粒大小分布和颗粒组成，我们还计算了每个银河系类似物的消光曲线的演变。在$z>2$的消光曲线最初是平坦的，并在$1/λ< 6~\rm μm^{-1}$的$z\lesssim 1$与银河系消光曲线一致。然而，我们的模型预测的典型消光曲线在短波长处的斜率比在银河系中观察到的要陡。这是由于我们的TNG银河系类似物中气相金属含量的低红移下降和致密气体部分抑制了通过凝聚形成大颗粒。
2020-11-27 astro-ph.GA
Stellar Halos in Illustris- Probing the Histories of Milky Way-Mass Galaxies
星系周围恒星晕的存在是对Lambda CDM模型等级性质的自然预测。最近对类银河系星系的观测揭示了大范围的恒星晕质量，包括没有统计学意义的恒星晕检测的情况，如M101，NGC 3351和NGC 1042。我们使用的Illustris模拟调查的恒星晕内容的分散，特别是，研究形成的星系与最小的分数，这种扩散组件。恒星晕远不是球形的，这降低了正面圆盘的恒星晕表面亮度。考虑投影效应后，我们发现恒星晕分数f_SH与星系形态和恒星形成速率密切相关，但与环境无关，与观测结果一致。具有最低恒星晕分数的星系是盘状主导的，恒星形成和组装其暗物质晕平均早于具有类似恒星质量的星系。吸积卫星的恒星质量也较低，并且比具有高fSH的中心星具有更早的落入时间。在原位，而不是吸积恒星主导的恒星晕的星系与最低的恒星晕分数，与过渡半径从原位吸积为主r~45千秒差距。我们的结果外推到真正的星系，如M101可能表明，这些星系居住的老晕，经受合并只有在较高的红移和发展相对不受扰动的最后~10 Gyrs。
2018-01-22 astro-ph.GA
The morphology and kinematics of neutral hydrogen in the vicinity of z=0 galaxies with Milky Way masses -- a study with the Illustris simulation
我们分析了120个星系周围的环星系气体（CGM）的性质与恒星和暗物质晕质量类似的银河系。我们着重讨论了中性氢的形态和运动学，以及它如何依赖于光学半径内气体与恒星质量之比f_g。在f_g> 0.1的富气体星系中，气体温度从晕中心向外缓慢上升到维里半径，平均中性气柱密度保持在10^19原子cm ^-2以上，半径为50-70 kpc。在f_g <0.1的贫气体星系中，气体温度在盘边缘外迅速上升到10^6 K，然后保持在100 kpc的半径。在半径为10 kpc的情况下，中性气体的柱密度迅速下降到10^19原子cm ^-2以下。中性气体的分布在贫气体星系中也更不对称。在Illustris模拟中，贫气体星系和富气体星系之间的大部分差异可以归因于“射电模式”AGN反馈的影响。在Illustris的模拟中，环星系气体被发现围绕星系中心相干旋转，最大旋转速度约为200 km/s。在富含气体的星系中，旋转气体的平均相干长度为40 kpc，而在缺乏气体的星系中为10 kpc。在大多数富含气体的系统中，CGM可以在70 - 100 kpc的尺度上相干旋转。我们讨论了我们的研究结果的背景下，最近的观测CGM在低质量星系通过紫外吸收线光谱和深21厘米的观测边缘上的螺旋星系。
2016-08-15 astro-ph.GA
Dust SEDs in Milky Way-like galaxies in the IllustrisTNG simulations based on the evolution of grain size distribution
要了解如何在星系中的晶粒尺寸分布的演变影响观测到的尘埃属性，我们应用后处理尘埃演化模型星系合并树从IllustrisTNG宇宙流体动力学模拟。我们的尘埃模型包括恒星尘埃的产生，溅射在热气体中，尘埃增长的吸积和凝聚在致密的星际介质（ISM），并粉碎在弥漫的ISM。我们分解成不同的尘埃物种的粒度分布取决于元素丰度和密集的ISM分数的模拟。在我们以前的工作中，我们专注于银河系（MW）的类似物，并再现了所观察到的MW消光曲线。在这项研究中，我们计算尘埃光谱能量分布（SED）的MW类似物。我们的模拟SED广泛地再现其分散内观察到的MW SED，附近星系的观测数据也是如此，虽然他们往往低估MW SED在短波长的发射主要是多环芳烃（PAHs）。我们发现，金属丰度和致密气体分数是最关键的因素SED的形状，通过他们的影响凝聚和shaking.The整体成功，我们的模型在再现MW SED进一步证明了灰尘的演变过程包括在模型中，并预测分散在SED所造成的各种组装历史。我们还表明，最显着的增加，在尘埃SED之间发生的红移$z\sim 3$和2模拟MW类星系的祖先。
2022-04-07 astro-ph.GA
Distribution functions for the modelling of accretion remnants in Milky Way-like galaxies: insights from IllustrisTNG
该研究利用IllustrisTNG模拟分析银河系类似星系的吸积残余物，评估常用分布函数对其相空间分布的描述效果，发现双幂剖面等模型可合理拟合，为约束银河系恒星晕并合残余物性质提供参考。
2025-02-12 astro-ph.GA
Mainly on the Plane: Observing the Extended, Ionized Disks of Milky Way Analogs in IllustrisTNG
Columbia University（哥伦比亚大学）；University of Washington（华盛顿大学）；Rensselaer Polytechnic Institute（伦斯勒理工学院）
本文研究银河系类星系的CGM是否存在于扩展的电离盘状结构中，通过分析不同离子的分布，发现其动力学特征与银河角动量轴一致，支持CGM主要位于平面内。
2026-03-23 astro-ph.GA
The Mass Profile of the Milky Way to the Virial Radius from the Illustris Simulation
我们使用粒子数据从Illustris模拟，结合个人的运动学约束的质量银河系（MW）在特定距离的银河系中心，推断MW的暗物质晕质量的径向分布。我们的方法使我们能够转换任何限制在一个固定的距离内的MW的质量，以一个完整的圆形速度分布MW的维里半径。作为主要的例子，我们采取两个最近（和差异）的总质量测量50千秒差距内的银河系，发现它们意味着非常不同的质量配置文件和恒星质量的银河系。Illustris模拟的仅暗物质版本使我们能够逐个光环地计算星系形成对此类约束的影响;在小尺度上，相对于仅暗物质的运行，星系形成增强了密度，而总质量密度在较大的银河系中心距离下降低了约20%。我们还能够量化特定半径内MW质量的当前和未来约束将如何反映在其维里质量的不确定性中：即使以基本上完美的精度测量M（<50 kpc），仍会导致银河系维里质量的20%不确定性，而未来的M（<100 kpc）测量误差为10%将导致相同水平的不确定性。我们希望我们的技术将变得更加有用，因为（1）在更大的距离上可以获得更好的运动学约束，（2）宇宙学模拟提供了对可观测宇宙的更忠实的表示。
2016-07-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Subhalo Demographics in the Illustris Simulation: Effects of Baryons and Halo-to-Halo Variation
我们研究了流体动力学宇宙学模拟的子晕的丰度，其中包括重子和暗物质的$Λ$ CDM体积106.5 Mpc的一侧。我们比较的插图，其暗物质（DMO）的类似物，插图黑暗，并量化的影响重子过程的人口统计学subhaloes在主机质量范围$10^{11}$到$3 \times 10^{14} \msun$。我们重点讨论了演化的（$z=0$）次晕累积质量函数（SHMF）和曾经吸积过的次晕的统计，即落入次晕质量函数。我们量化的变化在subhalo丰度在固定的主机质量和调查的物理原因负责这种分散。我们发现，在Illustris，重子物理的影响，既落和$z=0$ subhalo丰度倾斜的DMO功能和抑制低质量subhaloes的丰度。在$z=0$的次晕丰度中的自相似性的破缺被重子物理学的加入所增强。演化的subhalo丰度的非单调变化可以解释为修改的浓度-质量关系的Illustrris主机相比，Illustris-Dark有趣的是，在Illustrris重子的实施并没有导致增加的晕到晕的变化相比，Illustris-Dark。在这两种情况下，标准化的固有散射今天是更大的银河系一样的光环比集群大小的对象。对于类似银河系的晕，它从大约8%的下降增加到目前的25%。在这两个运行中，固定质量的晕形成后主机更多的subhaloes比早期的前辈。
2019-03-12 astro-ph.GA
Hunting for wandering massive black holes
我们研究了低密度吸积流到大质量黑洞（BH）与质量的$\gtrsim 10^5~M_\odot$周围的周围在其宿主星系的外围轨道，进行三维流体动力学模拟。这些游荡的黑洞是通过星系核的多体黑洞相互作用和星系与黑洞合并产生的引力波反冲而形成的。我们发现，当一个游荡的黑洞被注入具有密度涨落的热扩散等离子体时，由于流入的角动量分布较宽，质量吸积速率被限制在正则Bondi-Hoyle-Littleton速率的$\sim 10-20\%$。我们进一步计算辐射光谱从辐射效率低的吸积流到流浪BH使用半解析双温盘模型，并发现预测的光谱在毫米波段，其中阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）具有最高的灵敏度和空间分辨率的峰值。使用ALMA和下一代甚大阵列（ngVLA）等未来设施进行毫米级观测将使我们能够寻找游荡的BH种群，并将可检测的质量限制降低到$M_\bullet \simeq 2\times10^7~M_\odot$，用于大质量附近的椭圆星系，例如，M87和银河系的$M_\bullet \simeq 10^5~M_\odot$。这个辐射光谱模型，结合数值模拟，将被应用到矮星系中检测到的核外BH的物理解释，这可能会限制BH种子形成的情况。
2020-08-23 astro-ph.GA astro-ph.HE
Wandering intermediate-mass black holes and off-nuclear tidal disruption events from early star clusters
Carnegie Mellon University（卡内基梅隆大学）；Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）；Philipps Universität Marburg（马尔堡菲利普斯大学）；Rutgers, The State University of New Jersey（罗格斯大学）；Flatiron Institute（平顿研究所）；The University of Tokyo（东京大学）；Kavli Institute for the Physics and Mathematics of the Universe (WPI)（宇宙物理与数学研究 Kavli 研究所）
本研究通过半解析模型结合IllustrisTNG TNG50模拟，探究高红移星团形成的漫游中等质量黑洞的核外潮汐瓦解事件特征，为约束形成中等质量黑洞的早期星团群体提供了框架。
2026-10-16 astro-ph.GA astro-ph.HE
Wandering Black Holes in Bright Disk Galaxy Halos
我们进行SPH+ N体宇宙学模拟的大质量盘星系，包括黑洞种子的形成和增长的形式主义，并发现，卫星星系含有超大质量黑洞种子往往被剥离，因为它们与主星系合并。这些事件自然地产生了一群“游荡”的黑洞，它们是被剥离的卫星核心的残余物;像银河系这样的星系可能在它们的光环中拥有5 - 15个这样的物体。拥有黑洞种子的卫星可以与本星系群矮星系相媲美，例如小麦哲伦云和大麦云云;这些星系是附近中等质量黑洞的有希望的候选者。假设这些游荡的黑洞保留了来自其宿主矮星系的气态吸积盘，它们对最近发现的一些离核超亮X射线源（如HLX-1）的起源和观测特性给出了物理解释。
2010-12-10 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
First results from the IllustrisTNG simulations: A tale of two elements -- chemical evolution of magnesium and europium
元素在星系中的分布提供了大量关于它们的产生地点和它们随后混合到星际介质中的信息。在这里，我们调查的元素分布在恒星的IllustrisTNG模拟。特别是，我们分析了镁和铕在银河系类星系的TNG 100模拟（恒星质量${\log} (M_\star / {\rm M}_\odot) \sim 9.7 - 11.2$）的丰度比。由于镁和铕的丰度为个别恒星在银河系中观察到各种空间位置和金属丰度，与恒星丰度在我们的$850$多个银河系类星系提供了严格的限制，我们的化学演化方法。为此，我们使用镁铁比作为我们的SNII和SNIa金属返回处方的影响的代理，并将我们的模拟丰度与各种各样的银河系观测进行比较。铕与铁的比率跟踪罕见的喷出物从中子星-中子星合并，在我们的模型中假设的铕生产的主要网站，这反过来又是一个敏感的探针的金属扩散的影响，在我们的模拟气体。我们发现类银河系中铕的丰度与星系的聚集历史、现今星系的性质以及星系平均恒星星族年龄没有相关性。在一般情况下，我们重现铕铁传播在银河系中观察到的低金属，增强的水平是敏感的气体性质在红移$z \approx 2-4$。我们表明，虽然[Eu/Fe]的整体标准化容易受到分辨率和后处理假设的影响，但与高[Fe/H]相比，低[Fe/H]下[Eu/Fe]的相对较大的分布非常稳健。
2018-03-14 astro-ph.GA
Analysis of the plane of satellites around Milky Way- mass galaxies in the IllustrisTNG simulation
Iona University（伊奥纳大学）；University of Notre Dame（圣母大学）；Dalton State College（道尔顿州立学院）
本研究分析IllustrisTNG模拟中银河系质量星系的卫星系统，发现仅约1%的类银河系存在类似银河系的卫星平面，该现象属ΛCDM宇宙学自然结果，其形成涉及多种过程，且为近期短暂现象。
2026-08-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Mergers and Recoil in Triple Massive Black Hole Systems from Illustris
本文利用Illustris模拟研究三体相互作用和引力波反冲对大质量黑洞并合的影响，发现强三体作用将三体系统并合比例从40%提升至69%，并使总体并合数因弹射减少6%。
2025-06-04 astro-ph.GA
The PARADIGM project I: How early merger histories shape the present-day sizes of Milky-Way-mass galaxies
该研究通过PARADIGM项目，用基因修改初始条件结合VINTERGATAN和IllustrisTNG模拟，发现银河系质量星系早期并合质量比越小现今越大，两模型虽大小归一化有差异但均符合观测关系，揭示并合历史与反馈的相互作用及不同演化路径的趋同趋势。
2025-02-11 astro-ph.GA
The masses and metallicities of stellar haloes reflect galactic merger histories
有越来越多的观测和理论证据表明，对于具有银河系恒星质量的星系，金属丰度和恒星晕质量之间存在相关性。使用的插图宇宙流体动力学模拟，我们发现，这种关系的出现，因为一个单一的大规模的大规模祖贡献的大部分质量的吸积恒星组件，以及设置其金属丰度。此外，在Illustris模拟中，这种关系在中央星系的吸积恒星质量中延伸了3个数量级。我们发现，对于银河系般的质量星系，吸积金属丰度在一个固定的吸积恒星质量的分散编码的信息占主导地位的吸积祖恒星质量，而径向密度和金属丰度梯度的吸积恒星组件编码的信息占主导地位的祖吸积的时间。我们证明，对于银河系般的质量星系，Illustris模拟预测，总吸积恒星成分的金属丰度和恒星质量可以重建从沿短轴边缘盘星系的恒星晕的孔径测量。这些相关性突出了恒星晕观测研究的潜力，以量化我们对星系生长历史中最主要事件的理解。我们探索我们的模型的影响，我们的银河系，M31和NGC 5128的吸积历史的理解。特别是，一个相对较晚的大规模吸积有利于M31，此外，我们提供了第一个估计的吸积恒星质量的NGC 5128。
2017-11-27 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
Comparing galaxy morphology in hydrodynamical simulation and in semi-analytic model
我们比较星系形态预测的Illustris流体动力学模拟和半解析模型（SAM）嫁接在晕合并树从Illustris-暗物质模拟。根据光度轮廓和运动学膨胀率对Illustris星系进行了形态分类，SAM星系根据膨胀率对恒星总质量的比率进行了形态分类。对于Illustris星表中的晚型星系，SAM模型中的大部分对应星系具有相同的类型，并且对于较低质量的星系，两个模型之间的一致性较高。对于早型（ET）星系在插图，除了大多数大质量星系的一致性是相当低的同行。通过详细比较Illustris和SAM模型中一些银河系质量匹配的星系对的生长历史，我们注意到两种星系形成实现在确定星系形态方面的差异。首先，在SAM中，大合并和频繁的小合并导致凸起的增长，并把星系变成ET，而凸起的形成并不像在SAM中的Illustris星系那样与合并紧密相关。此外，卫星恒星的质量在与中央星系合并之前会因潮汐剥离而显著减少，而在SAM模型中则不会减少。这导致在插图模拟中，大（恒星）质量比的合并较少，合并对塑造星系形态的影响较小。
2019-03-14 astro-ph.GA
Shape of Dark Matter Haloes in the Illustris Simulation: Effects of Baryons
我们研究了重子过程对暗物质晕形状的影响。这是一套使用移动网格程序{ \sc arepo}进行的流体动力学（Illustris）和仅含暗物质（Illustris-Dark）的宇宙学模拟。DM晕圈形状是使用迭代方法确定的，该方法基于$z=0$质量（$M_{200} = 1 \times 10^{11} - 3 \times 10^{14} M_\odot$）的惯性张量。收敛性检验表明，局部DM形状剖面仅对$r > 9ε$收敛，$ε$为Plummer等效软化长度，大于预期。来自非辐射模拟（即忽略辐射过程，恒星形成和反馈）的光晕与其DM对应物的形状没有变化：因此单独的移动网格流体动力学不足以导致DM形状的差异。随着星系物理学的全面实施，重子的凝聚导致了明显更圆和更扁的晕，中位短轴与长轴比$\left< s\equiv c/a \right> \approx 0.7$在整个晕和跨晕质量几乎不变。这在一定程度上提高了模拟预测和银河系晕形状的观测估计之间的一致性。一致地，DM的速度各向异性也减少了在Illustris，跨晕质量和半径。在内晕（$r=0.15 R_{200}$）中，$s$和$q$（中长轴比）都表现出与星系质量的非单调性，峰值在$m_* \approx 10^{10.5-11} M_\odot$，我们发现这是由于内晕形状与星系形成效率的强烈相关性。在插图中的重子影响晕的形状与晕的性质…
2018-09-19 astro-ph.GA
The PARADIGM project II: The lifetimes and quenching of satellites in Milky Way-mass haloes
Durham University（杜伦大学）；Lund University（隆德大学）；University of Surrey（萨里大学）；University of Bath（巴斯大学）
PARADIGM项目II研究银河质量暗物质晕中卫星的寿命和淬灭，发现VINTERGATAN和IllustrisTNG模型在卫星破坏和淬灭方面有相似趋势，但VINTERGATAN在低质量卫星淬灭方面表现更显著。
2025-10-29 astro-ph.GA
SF-R You Sure? The Conflicting Role of Star Formation Rates in Constraining the Evolution of Milky Way Analogues in Cosmological Simulations
本研究利用EAGLE和IllustrisTNG模拟探讨银河系类似星系（MWAs）的演化，发现现今恒星质量可作为独立选择参数，而恒星形成率的严格约束会导致高红移选择效率低及冒名顶替污染。
2025-08-13 astro-ph.GA
The DREAMS Project: Disentangling the Impact of Halo-to-Halo Variance and Baryonic Feedback on Milky Way Dark Matter Density Profiles
University of Virginia（弗吉尼亚大学）；Princeton University（普林斯顿大学）；Flatiron Institute（平顿研究所）；CERN（欧洲核子研究组织）；Weizmann Institute of Science（魏茨曼科学研究所）
研究通过DREAMS项目模拟的1024个银河系质量暗物质晕，探讨恒星反馈和星系间方差对暗物质密度剖面的影响，发现大部分变化源于超新星反馈参数的变化，且暗物质剖面与恒星反馈模式相关。
2026-04-07 astro-ph.GA
Unravelling the role of merger histories in the population of In situ stars: linking IllustrisTNG cosmological simulation to H3 survey
本研究利用TNG50模拟与H3巡天数据对比，发现类银河系星系原位恒星分布的偏差与维里半径、恒星形成率及星系并合参数显著相关，并通过随机森林回归验证，揭示了星系演化历史。
2025-04-18 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Halo Mass and Assembly History Exposed in the Faint Outskirts: the Stellar and Dark Matter Haloes of Illustris Galaxies
我们使用Illustris模拟来深入了解围绕星系的外部低表面亮度区域的建立。我们的特点是恒星晕的对数斜率的球形平均恒星密度分布，alphaSTARS在z=0，我们与这些斜率的基本暗物质（DM）晕，他们的中央星系，和他们的组装历史的属性。我们分析了大约5,000个星系的样本，每个星系的粒子数超过5x10^4，并且跨越了各种形态和晕质量（3x10^11 < Mvir < 10^14 Msun）。我们发现恒星晕斜率和总晕质量之间有一个很强的趋势，质量较大的天体比质量较小的天体具有较浅的恒星晕（在所研究的质量范围内，-5.5 \pm 0.5 < alphaSTARS <-3.5 \pm 0.2）。在固定的晕质量，我们表明，盘状，蓝色，年轻，更大的星系所包围的显着陡峭的恒星晕比椭圆形，红色，老年人，质量较低的星系。总的来说，恒星密度剖面下降更陡峭的基础DM，并没有明确的趋势之间的恒星斜率和DM晕浓度。然而，最近形成的DM晕，或从坠落的卫星吸积较大比例的恒星质量，表现出较浅的恒星晕比他们的老类似物具有类似的质量，由达Delta（alphaSTARS）~ 0.5-0.7。我们的研究结果，结合最近对M31和银河系截然不同的恒星幂律指数的测量，似乎有利于一个大质量的M31，以及一个在过去10个Gyrs中比它的同伴更安静的吸积历史的银河系。
2014-09-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Disc-Based Estimation of the Local Dark Matter Density and Velocity Distribution in IllustrisTNG50
Okayama University of Science（冈山科学大学）；Chukyo University（中京大学）；Nagoya University（名古屋大学）；SOKENDAI（日本综合研究大学院大学）
研究利用IllustrisTNG50模拟，通过盘提取法确定类银河系星系太阳邻域的局部暗物质密度与速度分布，其结果与观测及标准模型吻合，且对直接探测实验影响不大。
2026-09-03 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ex
The hot gas mass fraction in halos. From Milky Way-like groups to massive clusters
European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；Excellence Cluster ORIGINS（ORIGINS卓越集群）；INAF – Osservatorio Astronomico di Trieste（意大利国家天体物理研究所的里雅斯特天文台）；IFPU – Institute for Fundamental Physics of the Universe（宇宙基础物理研究所）；Universitäts-Sternwarte, Fakultät für Physik, Ludwig-Maximilians-Universität München（慕尼黑大学物理学院大学天文台）；Max-Planck-Institut für Astrophysik（马克斯·普朗克天体物理学研究所）；Universität Innsbruck（因斯布鲁克大学）；Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam (AIP)（波茨坦莱布尼茨天体物理研究所）；International Centre for Radio Astronomy Research（国际射电天文研究中心）
利用eROSITA数据研究银河系类群到大质量团块的热气体分数与晕质量关系，发现该关系符合幂律，但模拟结果表明需改进气体排除机制。
2024-12-02 astro-ph.GA astro-ph.HE
The Impact of Galactic Winds on the Angular Momentum of Disk Galaxies in the Illustris Simulation
观测到的星系盘具有特定的角动量，类似于$Λ$ CDM中典型暗物质晕的预期。宇宙流体动力学模拟最近通过纳入强银河风在大型星系样本中再现了这种相似性，但实现这一点的确切机制尚不清楚。在这里，我们提出了一个分析的关键方面，有助于这种关系：角动量的选择和拉格朗日质量元素的演变，因为它们吸积到暗物质晕，凝聚成银河系尺度的星系，并加入$z=0$恒星阶段。我们对比这种演变的Illustris模拟与模拟中没有银河风，其中的$z=0$角动量是$\approx0.6$德克斯低。我们发现，风诱导这些模拟之间的差异，在几个方面：增加角动量，防止角动量损失，并导致$z=0$明星采样的吸积时间重子的角动量分布在一个有偏见的方式。在这两个模拟中，气体在吸积到晕和第一次吸积到中央星系之间平均损失$\approx0.4$ dex。在Illustris中，这之后是$\approx0.2$ dex在“银河风喷泉”中的增益，并且没有进一步的净演化超过最终的星系吸积。没有反馈，$\approx0.2$ dex的进一步损失发生在星系内的气相中。另一个$\approx0.15$ dex差异来自于反馈，在吸积时通过排出排列不良的气体而优先选择较高角动量的气体。这些和其他类似的大小的影响进行了讨论，提出了一个复杂的起源之间的相似性的特定角动量的星系盘和典型的晕。
2017-04-18 astro-ph.GA
The fraction of dark matter within galaxies from the IllustrisTNG simulations
我们使用IllustrisTNG（TNG）的宇宙学模拟提供的暗物质质量分数（DMF）和星系的圆周速度剖面的理论预期。TNG预测$z = 0$银河系（MW）类星系的平坦圆速度曲线超过几个kpc的星系中心，在更好的协议与观测约束比它的前身，插图。TNG还预测，与仅含暗物质和对应的Illustris相比，在3D恒星半质量半径（$r_\mathrm{half}$ ; $M_\mathrm{200c} = 10^{10}-10^{13}\mathrm{M}_{\odot}$，$z \le2$）内的暗物质质量会增强。这种增强导致TNG现今星系的内部区域由暗物质主导，所有质量的$f_\mathrm{DM}(<r_\mathrm{half})\gtrsim0.5$和MW质量星系的最小值。1 $σ$散射在所有孔径处为$\lesssim$ 10%，这小于一些观测数据集推断的值，例如SLUGGS调查的40%。一旦采用一致的IMF（Chabrier）和DMF在相同的孔径内测量，TNG同意大多数椭圆星系的观测推断值。在$r_\mathrm{half}$内测量的DMF向较低的红移方向增加：这种演化是由星系大小随时间的增加所主导的。在$z\sim2$，DMF在盘状的TNG星系随着星系质量的增加而减少，$f_\mathrm{DM}(<r_\mathrm{half}) \sim 0.10-0.65$为$10^{10…
2019-01-15 astro-ph.GA
Hunting A Wandering Supermassive Black Hole in M31 Halo -- Hermitage of Black Hole
在等级结构的形成方案中，星系通过与质量较小的星系的多次合并事件而扩大。此外，Magorrian关系表明，几乎所有的星系都被一个中心的超大质量黑洞（SMBH）占据，其质量为球体分量的$10^{-3}$。因此，SMBH预计会在星系碰撞后在其宿主星系的晕中徘徊，尽管目前缺乏这种活动的证据。我们调查了一个在仙女座星系（M31）晕中游荡的SMBH的当前合理位置。根据对$N$ -天体模拟的理论研究，M31晕中的许多子结构中的一些是大约1 Gyr前发生的一次小合并的残余。首先，要评估可能的参数空间的落轨道的祖，我们使用图形处理单元（GPU）集群进行大量的参数研究。为了减少在预期SMBH的预测位置的不确定性，然后，我们计算的SMBH的时间演化的祖先矮星系从$N$体模拟使用合理的参数集。我们的结果表明，SMBH位于晕内（距离M31中心$\sim$ 20- 50 kpc），比M31盘更靠近银河系。此外，预测的SMBH当前位置仅限于M31晕东北区域的$0\degr.6 \times 0\degr.7$观测场。我们还讨论了卫星星系下降轨道的起源及其与最近在M31周围发现的巨大薄盘状卫星星系的关系。
2014-01-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Azimuthal Misalignments in Stellar Warp Structure as Dynamical Tracers of Mergers in Milky Way-like Galaxies
本研究利用IllustrisTNG50模拟发现，经历主并合的类银河系中不同年龄恒星族的翘曲存在方位角失准，可作为并合的动力学印记，为检验银河系翘曲与并合事件的关联及约束并合时间提供新方法。
2025-10-28 astro-ph.GA
Milky Way and Andromeda analogs from the TNG50 simulation
我们提出了银河系和仙女座星系（MW/M31类）内模拟TNG 50，最高分辨率运行的$Λ$ CDM磁流体动力学模拟的IllustrisTNG套件的属性。我们介绍了我们的基准选择MW/M31类似物，我们建议直接使用，以及在未来的分析参考。TNG 50包含198 MW/M31类似物，即具有恒星盘状形态的星系，恒星质量在$M_* = 10^{10.5 - 11.2}$ Msun范围内，并且在z=0时处于类似MW的Mpc尺度环境中。这些都解决了重子（暗物质）质量分辨率为$8.5\times10^4$ Msun（$4.5\times10^5$ Msun）和$\sim150$ PC的平均空间分辨率在恒星形成区域：因此，我们扩大了许多因素（2个数量级）的宇宙学模拟类似物的样本大小相似（$\times 10$更好）的数值分辨率。在$z=0$上的大多数TNG 50 MW/M31类似物都显示出一个条形，60%是恒星形成的，样本包括3个本星系群（LG）样系统，一些星系拥有一个或多个与麦哲伦云一样大的卫星。即使在这样一个相对狭窄的选择范围内，TNG 50也揭示了星系和晕属性以及过去历史的巨大多样性。在TNG 50样本中，有可能识别出几个模拟星系，它们的整体和结构特性与银河系和仙女座星系的测量结果一致，一次一个或多个。在本文中，我们记录并发布了一系列广泛适用的数据产品，这些产品建立在IllustrisTNG公…
2023-03-28 astro-ph.GA
Three Models of the Gravitational Potential of the Milky Way
Pulkovo Astronomical Observatory（普尔科沃天文台）
本文通过多种观测数据构建了银河系引力势的三种模型，用于研究银河系中心区域恒星和星团的长期轨道演化。
2026-01-13 astro-ph.GA
The stellar mass assembly of galaxies in the Illustris simulation: growth by mergers and the spatial distribution of accreted stars
我们使用的Illustris模拟研究的相对贡献，在原位恒星形成和恒星吸积的星系建立在一个前所未有的广泛的质量（$M_{\ast} = 10^9-10^{12} \, {\rm M_{\odot}}$），星系类型，环境和组装的历史。我们发现，一些模型预测的星系形成的“两相”图片是一个很好的近似，只有在我们的模拟最大的星系-即，恒星质量增长的星系低于几倍$10^{11} \, {\rm M_{\odot}}$是占主导地位的原位恒星形成在所有的红移。吸积星在$z=0$星系的恒星总质量中所占的比例显示出对星系恒星质量的强烈依赖，从银河系大小的星系的10%到$M_{\ast} \approx 10^{12} \, {\rm M_{\odot}}$天体的80%以上，但星系与星系之间的差异很大。在一个固定的恒星质量，椭圆星系和那些在年轻的晕中心形成的表现出更大的分数比盘状星系和那些在老晕形成的异位星。平均而言，离地恒星质量的50%来自主要合并（恒星质量比$μ> 1/4$），20%来自次要合并（$1/10 < μ< 1/4$），20%来自非常次要的合并（$μ< 1/10$），$\sim$ 10%来自从幸存星系剥离的恒星（例如飞越或正在进行的合并）。这些成分在空间上是分离的，原位恒星占主导地位的星系的最里面的区域，和异位恒星被沉积在较大的银河系中心的距离，以减少合并质量比。
2017-01-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Spatial and velocity anisotropies of stellar halos across cosmic web environments: Insights from IllustrisTNG simulation
Visva-Bharati University（维斯瓦-巴拉蒂大学）
研究宇宙网环境对恒星晕空间和速度各向异性的影响，发现其作用较弱，主要由小尺度过程驱动。
2025-12-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Over-massive Central Black Holes in the Cosmological Simulations ASTRID and Illustris TNG50
本文利用 ASTRID 和 Illustris TNG50 模拟研究矮星系 Leo I 中超大质量中心黑洞的成因，发现低红移下这类系统源于密集环境中大质量卫星落入与潮汐剥离等复杂环境相互作用，而非重黑洞种子。
2023-05-03 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Average X-ray properties of galaxy groups. From Milky Way-like halos to massive clusters
European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；Excellence Cluster ORIGINS（ORIGINS卓越集群）；Ludwig-Maximilians-Universität München（慕尼黑大学）；Max-Planck-Institut für Astrophysik（马克斯·普朗克天体物理学研究所）；Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam (AIP)（波茨坦天体物理学研究所）；Universität Innsbruck（因斯布鲁克大学）；INAF – Osservatorio Astronomico di Trieste（的里雅斯特天文台）；International Centre for Radio Astronomy Research, University of Western Australia（西澳大学国际射电天文研究中心）；McMaster University（麦克马斯特大学）；IFPU – Institute for Fundamental Physics of the Universe（宇宙基础物理研究所）；INAF– Osservatorio Astronomico di Brera（布雷拉天文台）；INAF– Osservatorio Astronomico di Bologna（博洛尼亚天文台）；Max-Planck-Institut für Extraterrestrische Physik (MPE)（马克斯·普朗克地外物理学研究所）
研究通过堆叠分析揭示了银河系类晕到大质量团的X射线特性，发现气体浓度影响X射线亮度-质量关系，同时指出Magneticum在暗物质浓度预测上的不一致。
2024-12-02 astro-ph.GA astro-ph.HE
Formation of Parallel Stellar Streams through Encounters with Dark Matter Subhalos and Intermediate-Mass Black Holes
The University of Tokyo（东京大学）；University of Tsukuba（筑波大学）；Kitami Institute of Technology（北见工业大学）；University Observatory Munich（慕尼黑大学天文台）；Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik（马克斯·普朗克地外物理研究所）
研究提出暗物质子晕和中等质量黑洞与恒星流相遇可使其分裂为平行结构，通过解析模型和N体模拟支持，并讨论观测区分方法。
2026-06-09 astro-ph.GA
Rising from the Ashes II: The Bar-driven Abundance Bimodality of the Milky Way
本文通过Illustris TNG50模拟发现，银河系α元素丰度双峰性可由棒形成及AGN淬灭导致的短暂宁静期产生，而非并合事件，并预测双峰性在棒旋星系中更常见。
2025-07-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
The outermost edges of the Milky Way halo from galaxy kinematics
我们测量的第一次银河系（MW）晕的耗尽和周转半径的最外层边缘。内耗尽半径，$r_\mathrm{id}$，确定在最大的下落速度的位置，从排水环境中分离的增长晕，而转向半径，$r_\mathrm{ta}$，标志着最外边缘的下落物质朝向晕，这两个都位于维里半径之外。利用附近矮星系在$3\mathrm{Mpc}$内的运动，我们获得了MW周围最大速度为$v_\mathrm{inf, max}=-46_{-39}^{+24}\mathrm{km s^{-1}}$的坠落区的边缘探测。这使我们能够测量$r_\mathrm{id}=559\pm 107 \mathrm{kpc}$和$r_\mathrm{ta}=839\pm 121 \mathrm{kpc}$。测得的耗尽半径约为从内部动力学测量的MW维里半径（$R_\mathrm{200m}$）的1.5倍。与宇宙学模拟Illustris TNG 100中的晕相比，因子1.5与具有与MW相似的质量和动力学环境的晕一致，但略小于本星系群类似物的典型值，可能表明MW的独特演化历史。这些测量的晕边缘直接量化的MW外晕正在进行的演变，并提供独立于内部动态的MW的当前动态状态的约束。
2021-07-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cosmological insights into the assembly of the radial and compact stellar halo of the Milky Way
最近使用盖亚DR 2的研究已经确定了银河系（MW）历史上的一次大规模合并，其碎片明显是径向和反向旋转的。这一事件被称为盖亚-土卫二/盖亚-香肠（GE/GS），也被假设为建造了大部分的内恒星晕。我们使用宇宙学流体动力学模拟Illustris的背景下，星系组装$Λ$ CDM中的合并。从$\sim$ 150 MW类似物中，$\sim 80 \%$经历了至少一次与GE/GS相似质量和下落时间的合并。在这个样本中，有37个碎片与GE/GS一样呈放射状，我们称之为古代放射状合并（ARM）。反向旋转在ARM中并不罕见，$43 \%$在反向旋转轨道上有$>40 \%$碎片。然而，GE/GS碎片的紧凑性推断，鉴于其大$β$和其实质性的贡献，恒星晕，更难以重现。ARM碎片的中位半径为r $_{*,deb}\simeq 45$ kpc，而GE/GS被认为大部分包含在$r\sim 30$ kpc内。对于大多数MW类似物，需要一些合并来建立内部恒星晕，ARM碎片只占内部吸积恒星的$\sim 12 \%$。令人鼓舞的是，我们发现一个ARM，既紧凑，占主导地位的内部光环的中央，使我们最好的GE/GS模拟。有趣的是，这次合并在外晕中沉积了大量的恒星（M $_*\simeq1.5 \times 10^9 M_\odot$），这表明GE/GS中可能有一个未被发现的部分等待被发现。
2020-03-06 astro-ph.GA
The Age-Thickness Relation of the Milky Way Disk: A Tracer of Galactic Merging History
本研究通过分析银河系恒星盘的垂直厚度与年龄关系，利用LAMOST和SDSS数据及IllustrisTNG50模拟，揭示了约111.3亿年前的GSE主并合事件及多次人马座矮星系穿越，提出了一种示踪星系并合历史的新方法。
2024-12-16 astro-ph.GA
Dynamical evolution of Milky Way globular clusters on the cosmological timescale I. Mass loss and interaction with the nuclear star cluster
基于Gaia DR3重构银河系球状星团轨道，利用phi-GPU代码在类银河系时变势场中模拟六个与核星团相互作用的星团，发现它们在八十亿年间损失80%初始质量，仅NGC 6642曾为核星团提供恒星来源。
2024-06-27 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}$。这是一种很有前途的方法，可以显著限制MW…
2018-03-05 astro-ph.GA
Sampling the Faraday rotation sky of TNG50: Imprint of the magnetised circumgalactic medium around Milky Way-like galaxies
本文利用TNG50模拟采样类银河系的法拉第旋转天空，预测未来偏振巡天可探测低质量磁化云，并发现小于1度尺度的RM波动可能主要来自银河系CGM而非星系际磁场。
2023-09-16 astro-ph.GA
The Milky Way and M31 Orbital History: Did the Local Group evolve in isolation?
利用M31自行运动新数据，结合Illustris模拟，研究银河系-M31轨道及角动量，发现约10%类本星系群系统可由孤立两体模型描述，且孤立演化系统近期无重大并合。
2025-04-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Population of Relic Intermediate-Mass Black Holes in the Halo of the Milky Way
如果“种子”中心黑洞在合并形成今天大质量星系的亚星系积木中很常见，那么残余的中等质量黑洞（IMBH）应该存在于银河系的凸起和晕中。我们使用粒子标记技术动态填充N体通过Lactea II高分辨率模拟与黑洞，并评估剩余人口的大小，属性和可检测性。该方法根据M_BH-σ_* 关系的外推，将一个黑洞分配给每个次晕中最紧密束缚的中心粒子，自洽地跟踪了从高红移到今天的宇宙学“活”宿主中银河系祖先矮星及其黑洞的吸积和破裂过程。我们表明，根据最小的恒星速度色散，sigma_m，低于该中心的黑洞被认为是越来越罕见的，多达~2000（sigma_m=3公里/秒）或少至~70（sigma_m=12公里/秒）IMBH可能会留在今天的银河系晕徘徊。IMBH通过引力反冲被踢出其宿主的分数<20%。我们确定了两个主要的银河亚群，“裸露的”IMBHs，其主机subhalos被完全摧毁后，下跌，和“穿着”IMBHs居住在暗物质卫星，幸存下来的潮汐剥离。裸露的IMBH通常占总量的40-50%，并且更加集中。我们表明，在sigma_m=12 km/s的情况下，与裸IMBH相伴的紧密结合的星团将比m_V=16等暗，空间可分辨，自行为0.1-10毫角秒/年。它们的发现可能提供一种观测工具来约束早期宇宙中大质量黑洞的形成历史。
2013-12-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
The galaxy size to halo spin relation of disk galaxies in cosmological hydrodynamical simulations
在标准盘星系形成模型中，星系盘的大小与其暗物质晕的自旋参数$λ$密切相关。该模型已被广泛采用的各种半解析星系形成模型，已非常成功地解释了大量的观测数据。然而，在大多数星系形成的现代流体动力学模拟中，很少看到尺寸- $λ$相关性。在这篇短文中，我们利用4组大型流体动力学模拟来探索大样本模拟盘状星系的尺寸-自旋参数关系，并将其与Mo等（1998）的一个流行的盘状星系形成模型进行比较。有趣的是，星系的大小与暗物质晕的自旋参数密切相关，尽管在我们研究的所有恒星质量范围内，这种关系并不总是与MMW 98模型的预测一致。在EAGLE模拟中，银河系类比也存在大小-自旋相关性，但它比IllustrisTNG的对应物相对较弱。对于EAGLE合作模拟中的矮星，存在空相关性。我们的结论是，无论是详细的亚网格物理或流体力学求解占的大小自旋关系，这将在我们未来的工作中进行探讨。
2023-03-10 astro-ph.GA
From starlight to dark matter: a stochastic interpolation approach to map dark matter from stellar density
University of Virginia（弗吉尼亚大学）；Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）；New York University（纽约大学）；Flatiron Institute（平顿研究所）
本文提出一种条件生成模型框架，通过随机插值方法从恒星密度映射银河系质量星系的暗物质轮廓，精度约0.1 dex，并具备不确定性估计，为利用成像巡天数据重建暗物质分布提供了新途径。
2026-09-24 astro-ph.GA astro-ph.IM
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
Milky Way globular clusters on cosmological timescales. II. Interaction with the Galactic centre
本研究利用phi-GPU和IllustrisTNG-100势模拟147个球状星团10 Gyr轨道，量化其与银心近距交会频率，并指出仅靠周期性恒星捕获难以解释核星团质量，需考虑早期星团完全潮汐瓦解。
2023-04-05 astro-ph.GA
The Circumgalactic Medium of Milky Way-like Galaxies in the TNG50 Simulation -- II: Cold, Dense Gas Clouds and High-Velocity Cloud Analogs
我们使用TNG 50模拟的IllustrisTNG项目研究冷，致密的气体云在环星系介质（CGM）的银河系类星系。我们发现，他们的CGM通常充满了一百（千）的顺序合理（边际）解决云，可能的类似物的高速云（HVC）。星系之间的云丰度有很大的差异，我们探索的云的物理性质-质量，大小，金属丰度，压力和运动学-也是不同的。我们量化的云属性和云背景对比度的分布，提供理想化的模拟宇宙学输入。云的特征是具有亚太阳的金属丰度，不同的形状，小的超密度（$χ= n_{\rm cold} / n_{\rm hot} \lesssim 10$），大部分是流入的，并具有亚维里旋转。在TNG 50分辨率下，解析云的中值质量为$\sim 10^6\,\rm{M_\odot}$，大小为$\sim 10$ kpc。较大的云在数值上收敛得很好，而最小的云的丰度随着分辨率的增加而增加，正如预期的那样。在TNG 50 MW类晕中，云相对于其周围环境的总（热）压力略微（严重）欠压，这意味着磁场可能很重要。云并不是均匀地分布在整个CGM中，而是聚集在其他云周围，通常靠近富含重子的卫星星系。这表明，至少有一些云来自卫星，通过直接冲压压力剥离或其他方式。最后，我们比较了从真正的银河系晕的中高速云的观测。TNG 50显示了与观测结果相似的云速度分布，并预测了目前难以检测的低速云的重要人口。
2023-03-28 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
The abundance of satellites around Milky Way- and M31-like galaxies with the TNG50 simulation: a matter of diversity
我们研究了TNG 50中198个银河系（MW）和M31类宿主周围卫星星系的丰度，这是IllustrisTNG宇宙磁流体动力学模拟套件中的最后一批。类MW/M31类似星系被定义为恒星质量为Mstar = 10^10.5-11.2 Msun的盘状星系，在z = 0处相对孤立。通过将卫星星系定义为Mstar > 5*10^6 Msun且距离宿主星系300 kpc（3D）以内的星系，我们发现在单个宿主星系之间存在着显著的多样性和宿主与宿主之间的分散性。中位（第16 - 84次）TNG 50 MW/M31类星系共有5（2-11）颗M星大于5*10^6 Msun的卫星，M星最高可达10^8.5 Msun（10^7.4-9.4 Msun）。Mdyn > 5*10^7 Msun的次晕丰度比Mdyn大10倍以上。曾经吸积的所有卫星（subhaloes）的数量比那些存活到z = 0的卫星大4-5（3-5）倍。具有较大星系恒星质量、较亮K波段光度、较大总晕质量和较新晕组合的星系通常有较多幸存卫星。TNG 50 MW/M31类星系周围的卫星丰度与观测调查（例如SAGA）和以前的模拟（例如Latte）的类似主机一致。虽然观测到的MW卫星系统在所有恒星质量上都在TNG 50散射范围内，但M31的卫星数量略多于我们的1 sigma散射，这可能是由于体积和质量的限制。我们发现少数系统既有一个大麦哲伦云，也有一个小…
2021-09-23 astro-ph.GA
