Mergers in Lambda-CDM: Uncertainties in Theoretical Predictions and Interpretations of the Merger Rate
不同的方法导致预测星系合并率的数量级变化。我们研究并量化了主要的不确定性。不同的晕合并率和subhalo的“破坏”率同意在一个因素~2给予适当的照顾的定义。然而，如果（子）晕质量没有被适当地定义或分辨率不足，主要的合并率可以显着抑制。星系合并率的主要差异是由于重子物理学。没有反馈的流体动力学模拟和与观测到的星系质量函数不一致的旧模型在合并率中传播了5倍的偏差。然而，如果模型匹配的星系质量函数，中央星系的属性是足够收敛，合并率的差异很小。但是卫星重子物理的变化也有戏剧性的影响。在大多数半解析模型（SAM）中，卫星“过度淬火”的已知问题，即SAM卫星过于有效地剥离气体，可能导致低质量，富含气体的星系合并率的数量级低估。将卫星属性固定到观测值往往会预测更高的合并率，但具有因子2的经验不确定性。质量比定义的选择很重要：在低质量时，大多数真正的主要合并（在重子/动力学星系质量中）在恒星或光度质量比中看起来都是次要的合并。使用这些标准的观察和模型可能会低估主要的合并率的因素~5。轨道参数和气体分数也引入因子3的合并形成的隆起量的差异，即使是固定的质量比遇到。
2010-09-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
The LMC impact on the kinematics of the Milky Way satellites: clues from the running solar apex
矮星系为研究银河系和本星系群的演化提供了一个独特的机会。分析运行的太阳能顶点的MW卫星的运动学的基础上，我们发现了一个意想不到的行为的径向速度分布的偶极项作为银河系的距离的函数。附近的卫星（<100 kpc）具有振幅为140-230 km/s的整体运动，而较远的卫星则显示径向速度的各向同性分布。如此强烈的太阳顶点变化无法用卫星的净旋转来解释，因为它需要极高的旋转速率（约970 km/s）。如果我们从我们的样本中排除LMC及其最密切相关的成员，这不会足够强烈地抑制附近卫星的整体运动。尽管如此，我们已经证明，所观察到的MW卫星的特殊运动学可以解释由LMC的第一次下降所造成的扰动。首先，我们“撤销”的摄动的影响，通过整合的MW卫星的轨道向后（向前）与（没有）大规模LMC。看来，在2 × 10 ^{11} Msun LMC的情况下，内晕中太阳顶点的现代特有增强减弱得最厉害。接下来，在MW-LMC相互作用的自洽高分辨率N体模拟中，我们发现太阳的顶点只显示了具有大量角动量的晕粒子的观测行为，与MW卫星的行为相当。
2023-03-10 astro-ph.GA
Encounters Between M33 and Present-Day M31 Satellites Hint at a Previous Group Accretion
Villanova University（维拉诺瓦大学）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；Kyung Hee University（庆熙大学）；Eureka Scientific（尤里卡科学）；The William H. Miller III Department of Physics & Astronomy, Johns Hopkins University（约翰斯·霍普金斯大学威廉·H·米勒三世物理与天文学系）
研究通过分析M33和M31卫星的轨道，发现其可能曾发生过团块吸积，提供了过去卫星交换的新证据。
2026-01-28 astro-ph.GA
Proper Motions, Orbits, and Tidal Influences of Milky Way Dwarf Spheroidal Galaxies
我们结合盖亚EDR3天体测量与精确的测光，并利用概率混合模型来测量银河系（MW）的52个矮球状（dSph）卫星星系的系统自行。对于46 dSphs与文献的视线速度，我们计算的轨道在MW和合并MW+大麦云（LMC）的潜力，并确定车II，车III，Hor I，Hyi I，Phx II和Ret II可能LMC卫星。我们的dSph样品的40%具有> 25%的近心点和/或远心点变化，具有MW + LMC势。对于这些轨道，我们Monte Carlo采样的观测不确定性为每个dSph和MW和LMC潜力的不确定性。我们预测，蚂蚁II，Boo III，Cra II，Gru II和Tuc III应该是潮汐干扰，通过比较每个dSph的平均密度相对于其近心处的MW密度。具有大椭圆率的dSphs（CVn I、Her、Tuc V、UMa I、UMa II、UMi、Wil 1）显示出它们的轨道方向与它们的主轴对齐的偏好，即使对于具有大近心点的dSphs也是如此。我们比较了dSph径向轨道相位，以在MW类N-体模拟subhalos，并推断，有没有多余的卫星附近的近心。随着未来盖亚数据发布的预测，我们发现dSph轨道精度将受到距离和/或MW潜力的不确定性的限制，而不是自行精度。最后，我们提供我们的会员目录，使社区跟进。
2022-10-09 astro-ph.GA
An observer's guide to the (Local Group) dwarf galaxies: predictions for their own dwarf satellite populations
最近在银河系新的超微弱矮卫星的发现激增，激发了在本星系群中质量较小的场星系周围寻找微弱卫星$10^3\, \mathrm{M_{\odot}} < M_* < 10^6\, \mathrm{M_{\odot}}$的想法。这样的卫星将比银河系卫星受到更弱的环境影响，并可能导致对低质量星系形成的新见解。在本文中，我们预测的发光卫星的数量预计场矮星系周围应用几个丰度匹配模型和再电离模型的暗物质只有\textit{Caterpillar}模拟套件。对于四个丰度匹配模型中的三个，我们发现至少有一个卫星的恒星质量$M_*> 10^5\, \mathrm{M_{\odot}}$周围存在的最大的恒星质量的五个本星系群场矮星系合并的$>99\%$机会。当考虑卫星与$M_*> 10^4\, \mathrm{M_{\odot}}$，我们预测一个组合的$5-25$卫星的五个最大的场矮星，和$10-50$的整个本地集团场矮星人口。由于预测的矮星数量相对较少，而且它们的空间分布范围很广，因此需要对每个本星系群矮星的维里体积进行测量，以确保发现。我们计算的卫星在特定的本星系群星系的一个给定的视野中的预测数量，作为最小卫星光度的函数，并明确获得这样的值为孤立的本地矮星调查。丰度匹配和再电离模型中的Understanding很大，这意味着全面的搜索可能会导致这两个模型的改进。
2017-09-04 astro-ph.GA
Probabilistic Inference of the Structure and Orbit of Milky Way Satellites with Semi-Analytic Modeling
Princeton University（普林斯顿大学）；New York University（纽约大学）；Stony Brook University（石溪大学）；Flatiron Institute（平顿研究所）；Peking University（北京大学）；University of California, Irvine（加州大学尔湾分校）
本研究利用SatGen半解析卫星生成器构建类银河系系统样本，通过匹配观测数据推断银河系经典矮星系的暗晕性质与轨道关联，验证了强重子反馈对解释Fornax矮星系的必要性，提供了灵活的卫星星系暗物质推断方法。
2025-10-02 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
The ISLAnds Project III: Variable Stars in Six Andromeda Dwarf Spheroidal Galaxies
本文介绍了哈勃空间望远镜观测到的六颗M31矮椭球卫星中的变星。我们在And I（296），II（251），III（111），XV（117），XVI（8），XXVIII（87）区域共观测到870颗天琴座RR星。我们还发现了总共15个异常造父变星，三个闪烁双星，和7个场RRL星兼容的M31晕或巨型恒星流的成员。我们得到了强大的和均匀的距离，使用不同的方法的基础上的RRL星的属性的六个星系。使用Marconi等人发表的最新的周期-韦森格林函数（$I$，$B$ - $I$）关系集，我们得到了$μ_0$的距离模= [24.49，24.16，24.36，24.42，23.70，24.43] mag（分别），系统不确定度为0.08 mag，统计不确定度为$<$ 0.11 mag。周期，振幅），与15个银河系卫星的类似数据。在两个卫星系统中的（严格旧的）RRL的属性没有显示出任何显着的差异。特别是，我们发现了一个惊人的相似的基本RRL的平均周期分布（RRab）和星系的平均金属丰度之间的相关性。这表明，旧的RRL祖先在两个环境中的早期阶段是相似的，这表明两个卫星系统的最早阶段的进化非常相似的特征。
2017-10-25 astro-ph.GA
Stellar disc streams as probes of the Galactic potential and satellite impacts
在我们银河系的Anticenter方向观测到了排列成细流状特征（羽毛状）的恒星，它们的宽度为$δ\sim1-10^{\circ}$，长度为$Δl\sim180^{\circ}$，它们的性质在丰度和相空间中得到了映射。我们研究了它们的起源，通过分析类似的功能所产生的N-体模拟的银河系盘与人马座矮球状星系（Sgr）的相互作用。通过跟踪被确定为有助于羽毛的粒子的轨道向后的时间，我们跟踪他们的激发Sgr的以前的近心通道之一。这些粒子最初跨越一个大范围的相位角，但半径范围很小，这表明它们提供了一个探测外银河系盘中不同环中的种群。该结构寿命长，并在$\sim4 \,\rm{Gyrs}$的时间尺度上多次传代后持续存在。在天空中，它们表现出振荡运动，可以用一个单一的轨道来追踪，该轨道映射了它们的大部分全长，其振幅和梯度与观测到的相似。我们演示了如何利用羽毛的这些特性来测量电势、其扁平化程度，以及推断最近潜在扰动的强度。
2018-03-29 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
A Magellanic Origin of the DES Dwarfs
我们建立了麦哲伦云（MC）和矮星系候选人之间的联系，发现在暗能量调查（DES）通过建立一个动力学模型的MC卫星人口，一套广泛的定制的数值模拟的基础上。我们的模型考虑到银河系的响应，MC的动力学摩擦所经历的MC和MC卫星的主机的中断。模拟套件的样本在MC的自行，MW和云本身的质量的不确定性，并允许在MC卫星的固有体积密度分布的灵活性。因此，我们可以准确地再现DES卫星的观测位置和运动学。假设银河系（MW）矮星遵循$Λ$ CDM中的亚晕分布，我们进一步证明，在14颗观测到的卫星中，MW晕贡献了不到4（8）颗，置信度为68%（95%），7（12）颗DES矮星属于LMC的概率大于0.7（0.5）。在整个套件的边缘化，我们限制麦哲伦卫星的总数在~70，周围的$10^{11}M_\odot$的大麦哲伦星云的质量，并表明，云可能只经历了一个银河系的近心通道到目前为止。最后，我们给出了预测的视线速度和自行的卫星发现在LMC附近。
2016-03-14 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 mass of our Milky Way
我们对用于确定银河系总质量的众多研究和方法进行了广泛的回顾。我们将各种方法分为七大类，包括：i）利用高速天体估算银河系逃逸速度; ii）通过终端速度和圆周速度测量自转曲线; iii）用球形Jeans方程和iv）相空间分布函数模拟晕星、球状星团和卫星星系; v）模拟恒星流及其祖先的动力学; vi）在本星系群时间参数的框架下模拟银河系、M31和其他遥远卫星的运动;以及vii）通过将最亮的银河系卫星与模拟中的对应卫星联系起来进行测量。对于每一类的方法，我们介绍了他们的理论和观测背景，方法本身，样本的可用示踪剂对象，模型假设，不确定性，限制和相应的测量，在过去已经实现。两个测量的总质量的径向范围内探测的示踪物体和外推维里质量进行了讨论和引用。我们还讨论了现代数值模拟在帮助验证模型假设，理解系统的不确定性和校准测量方面的作用。虽然在过去二十年的测量显示了两个散射因子，但最近使用\textit{Gaia} DR 2数据进行的测量接近更高的精度。最后，我们详细讨论了未来的发展，特别是随着当前和未来的调查，观测数据的规模和质量将大大增加。在这种情况下，系统不确定性将占主导地位，因此需要对各种质量测定方法进行更严格的测试和表征。
2020-05-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Quenched fractions in the IllustrisTNG simulations: comparison with observations and other theoretical models
我们做了深入的比较的IllustrisTNG模拟与观测数据的淬火分数的中央和卫星星系，$M_*=10^{9-12}M_{\odot}$在$0\leq z\leq3$。我们研究了分析方法和观察效应如何影响这种比较。这包括测量选择-孔径，淬火定义，恒星形成率（SFR）指标时标-以及观测的不确定性和样本选择问题：投影效应，卫星/中心误分类，和主机质量分布抽样。用来区分淬灭星系和恒星形成星系的定义产生了高达70（30）$\%$的中心（卫星）$>\sim 10^{10.5} M_{\odot}$的差异。增加测量SFR的孔径可以将淬灭分数抑制高达$\sim50\%$，特别是在$z\gtrsim2$下。适当考虑恒星和主机的质量分布是至关重要的：天真的体积有限的模拟样品的比较导致误解的淬火分数作为$z$的函数高达20 $\%$。包括观测不确定性的理论值的$M_*$和SFR的变化淬火分数值和它们的趋势和/或斜率与质量。采用卫星的投影距离而不是3D距离，由于场污染，使淬灭分数减少多达10 $\%$。与数据比较，TNG产生的淬灭馏分与观测结果基本一致。TNG预测淬灭分数高达$\sim80-90\%$的中心在$z\leq2-3$，符合最近的观察，并显着高于其他理论模型。TNG和SDSS的卫星淬灭分数在集团和集群的定量协议强烈依赖于星系和主机的质量范围。我们在TNG和SDSS之间的模拟比较突出了正确解释观测…
2021-07-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Multi-Element Abundance Measurements from Medium-Resolution Spectra. II. Catalog of Stars in Milky Way Dwarf Satellite Galaxies
我们提出了一个目录的铁，镁，硅，钙，钛丰度的2961红巨星，可能是成员的8个矮卫星星系的银河系（MW）：玉夫座，天炉座，狮子座I，六分仪座，狮子座II，猎犬座，小熊座，天龙座。为了验证我们的测量结果，我们还观察到445红巨星MW球状星团和21场红巨星MW晕。测量是基于Keck/DEIMOS中分辨率光谱与光谱合成相结合。我们估计[Fe/H]的不确定性，通过量化的[Fe/H]测量的分散在一个样本中的恒星在monopolitan球状星团。我们估计镁，硅，钙，钛丰度的不确定性，通过比较我们的中分辨率光谱测量高分辨率光谱丰度相同的恒星。为此，我们的DEIMOS样本包括132颗红巨星，这些红巨星在球状星团、MW晕场和矮星系中具有已发表的高分辨率光谱。两个样品之间的[Fe/H]和[α/Fe]（[Mg/Fe]、[Si/Fe]、[Ca/Fe]和[Ti/Fe]的平均值）之差的标准偏差分别为0.15和0.16。这个目录代表了迄今为止矮星系中最大的多元素丰度样本。本系列的下一篇论文将从这里介绍的目录中得出关于化学演化、气体动力学和恒星形成历史的结论。矮星系光度变化范围之广揭示了矮星系化学演化对星系恒星质量的依赖性。
2010-12-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the Co-Orbitation of Satellite Galaxies Along the Great Plane of Andromeda: NGC 147, NGC 185, and Expectations from Cosmological Simulations
仙女座星系的卫星星系有一半形成一个狭窄的平面，称为仙女座大平面（GPoA），它们的视线速度显示出旋转结构的相关性。最近报道的第一次自行测量的平面卫星NGC 147和NGC 185表明，他们确实共同轨道沿GPoA。这为将M31卫星系统与$Λ$ CDM预期进行比较提供了一个新的机会。我们执行的第一个详细的比较的轨道排列的两个卫星星系超越银河系的几个流体动力学和暗物质的宇宙学模拟（Illustris TNG-50，TNG-100，ELVIS，PhatELVIS），在卫星星系的平面问题的背景下。与以前的工作一致，我们发现，空间平坦化和视线速度的相关性单独已经在很大的张力与$Λ$ CDM，没有模拟的类似物同时再现这两个参数。几乎没有（3 ~ 4%）的模拟系统包含两颗轨道极与其卫星平面对齐的卫星，如NGC 147和NGC 185的最可能自行所示。然而，在当前的测量不确定性范围内，模拟系统的两颗最佳对准卫星通常（~70%）与轨道对准一致。然而，任何两个模拟的平面卫星与观测到的轨道极对齐的可能性很低（~4%）。我们的结论是，通过改进的测量确认这两个对象的紧密轨道对齐，或发现类似的对齐额外的GPoA成员，持有的潜力，以进一步提高与$Λ$ CDM的期望的紧张局势。
2021-09-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Scatter, bias, and chaos of satellite orbits in triaxial dark matter haloes
Yale University（耶鲁大学）
该研究量化了暗物质晕三轴度对卫星轨道的影响，发现三轴度会导致卫星轨道近心距散射、偏差，混沌轨道仅在强扁化宿主中出现，宿主形状和取向的不确定性会显著影响卫星轨道推断，需纳入未来研究。
2026-10-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Diversity of dark matter density profiles in the Galactic dwarf spheroidal satellites
核心尖点问题是$Λ$冷暗物质（$Λ$ CDM）理论标准范式中有争议的问题之一。然而，在传统的球对称性假设下，模型参数之间的强简并性使得矮球状（dSph）星系的中心是否真的有核心的暗物质密度分布还不清楚。在这项工作中，我们重新审视这个问题，使用非球形质量模型，它的优点是能够减轻简并。将我们的质量模型应用到目前可用的八个经典dSphs的运动学数据，我们发现，在有限的不确定性，这些dSphs中的大多数有利于尖形中心配置文件，而不是核心的。特别是，天龙座有一个尖形的暗物质晕，即使考虑到先前的偏见，概率也很高。我们还发现了内部斜坡的多样性在其暗物质晕。为了澄清这种多样性的起源，我们调查的内部暗物质密度斜率和恒星晕质量比的样本dSphs之间的关系，并发现这种关系是一般的协议与最近的$Λ$ CDM和流体动力学模拟的预测。我们还发现，模拟的暗晕在150 pc处的暗物质密度与近心距离之间存在反相关，这与观测结果一致。我们估计他们的天体物理因素的暗物质间接搜索和圆速度剖面，与巨大的不确定性。为了更精确地估计它们的暗物质轮廓，对dSphs进行宽场光谱调查至关重要。
2020-10-27 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
The mass of the Milky Way from satellite dynamics
我们提出并应用一种方法来推断银河系（MW）的质量，通过比较MW卫星的动态模型卫星在EAGLE宇宙流体动力学模拟。银河系卫星的分布函数（DF）构造从EAGLE使用特定的角动量和特定的能量，这是缩放，以便独立的主机晕质量。在这个2维空间中，卫星星系的轨道性质根据宿主晕质量而变化。通过计算观测到的卫星群来自该DF的可能性，可以推断出晕圈质量。我们的方法在模拟EAGLE系统上进行了鲁棒校准。我们通过将其应用于完全独立的30个AURIGA MW类星系高分辨率模拟套件来验证它：该方法准确地恢复了它们的真实质量和相关的不确定性。然后，我们将其应用到10个经典的卫星MW与6D相空间测量，包括更新的自行从GAIA卫星。MW的质量估计为$M_{200}^{\textnormal{MW}}=1.17_{-0.15}^{+0.21}\times10^{12}M_{\odot}$（68\%置信限）。我们结合我们的总质量估计与最近的质量估计在银河系的内部区域推断的内部暗物质（DM）的质量分数$M^\textnormal{DM}(<20~\rm{kpc})/M^\textnormal{DM}_{200}=0.12$这是典型的${\sim}10^{12}M_{\odot}$ $Λ$ CDM晕流体动力学星系形成模拟。假设NFW分布，这相当于$c_{200}^{\textnormal{MW}}=10.9^{+2.6}…
2019-01-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
