Satellite galaxies in nearby groups of galaxies
我们分析了三个不同样本的卫星星系的分布，运动学和恒星形成（SF）的性质。我们发现，所研究的星系群一般都能很好地近似于低浓度NFW模型，在矮卫星星系外围显示出多种LOS速度色散轮廓和SF淬灭的迹象。
2015-12-15 astro-ph.GA
Star-formation quenching of cluster galaxies as traced by metallicity, presence of active galactic nuclei, and galactic conformity
我们在z~0.2处探索了来自LoCuSS的18个团簇，其中在质量完全样品中具有R<R200处的~1800个团簇成员的ACReS光谱。发现R<R200的SF星系团的金属丰度相对于同时代场SF星系的MZR有所增强。这种金属丰度增强仅限于9个星团中具有被动BCG的低质量卫星。许多具有增强金属丰度的SF星系被发现在相空间图的核心区域，预计为维里化人口。我们发现一个更高的分数更高的质量SF星系在R<R500的集群与积极的BCGs相比，集群与被动的BCGs，一个信号的星系整合。相比之下，在具有被动BCGs的星系团中，活动星系核，特别是R<R500的最近淬灭星系（RQGs）的比例要高得多。我们推断，扼杀开始在集群与被动BCGS SF卫星星系通过R200时，通过停止原始气体流入，否则会稀释ISM，并将其金属丰度保持在类似的值，在类似的红移场星系。对于具有较高质量的星系，当它们在具有被动BCGs的星系团中旅行到R<R500时幸存下来成为SF，我们假设它们遭受恒星形成的快速淬灭，可能是由于向星系团中心增加的RPS触发的AGN，它可以压缩气体和燃料AGN;这些AGN可以快速淬灭并维持淬灭的卫星星系。另一方面，我们发现，当它们进入R<R500时，活动BCG周围幸存的SF大质量卫星星系受环境的影响较小，因为我们观察到R<R500的SF星系具有更高的质量和典型的同时代场星系的金属丰度。这个观测到的银河系一致性…
2021-11-18 astro-ph.CO 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
Dark matter inner slope and concentration in galaxies: from the Fornax dwarf to M87
我们应用两个新的国家的最先进的方法，模型的分布所观察到的示踪剂在投影相空间解除质量/速度各向异性（VA）的简并和推导的星系的质量分布的约束，以及他们的VA。我们首先展示了如何分布函数为基础的方法应用到卫星运动学，否则孤立的SDSS星系显示令人信服的观测证据的年龄匹配：红色星系有更多的集中暗物质（DM）晕比蓝色星系相同的恒星或晕质量。然后，将MAMPOSSt技术应用于M87（由其红色和蓝色球状星团追踪），我们发现非常尖的DM是有利的，除非我们释放DM浓度或恒星质量的先验（导致不受约束的斜率）。对于天炉座矮椭球（由其富金属和贫金属恒星追踪），内部DM斜率是不受约束的，如果恒星质量固定，则核心的证据很弱。这突出了先验知识对于DM建模的重要性。最后，我们发现M87周围的蓝色GC和天炉座富金属星都有切向的外VA。
2014-10-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Satellite Galaxy Number Density Profiles in the Sloan Digital Sky Survey
利用Sloan数字巡天（SDSS）的分光光度星系星表，研究了孤立主星周围卫星星系的空间分布。我们从光谱样本中选择孤立的原色，并在更深的光度样本中寻找潜在的卫星。对于特定的光度原色，我们通过堆叠多达50000个星系系统获得了可靠的统计结果。我们没有发现卫星星系分布相对于主星主轴有任何各向异性的证据。我们得到准确的预测数密度分布的卫星下降到4级比他们的初选微弱。我们发现归一化卫星剖面一般具有普遍的形式，可以很好地拟合投影NFW剖面。NFW浓度参数随卫星光度的降低而增加，而与主星的光度无关，除了非常明亮的主星。最微弱的卫星的配置文件显示从NFW形式的偏差与过量的小银河系投影距离。此外，我们量化了卫星的径向分布如何取决于卫星的颜色及其原色的颜色和浓度。
2012-09-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Distribution of Satellite Galaxies in the TNG100 Simulation
在TNG 100模拟中，我们研究了孤立宿主星系卫星星系的空间分布。与先前对Illustris-1模拟的类似分析一致，卫星通常是平均宿主质量密度的不良示踪剂。与Illustris-1号卫星不同，此处完整卫星样本的空间分布与NFW剖面非常吻合;然而，浓度比平均宿主质量密度低约2倍。最亮的50%和最暗的50%的卫星的空间分布也很好地拟合NFW配置文件，但浓度相差约2倍。当样品被细分的主机颜色和亮度，蓝色卫星的数量密度分布一般低于平均主机质量密度分布，而红色卫星的数量密度分布一般高于平均主机质量密度分布。这些相反的，系统的偏移相结合，产生一个适度良好的协议之间的平均质量密度分布的最亮的蓝色主机和相应的数量密度分布的卫星。最后，我们根据它们加入宿主时的红移对卫星进行细分。由此，我们发现无论是最老的三分之一的卫星还是最年轻的三分之一的卫星都不能忠实地跟踪平均宿主质量密度。
2022-07-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Solo dwarfs IV: Comparing and contrasting satellite and isolated dwarf galaxies in the Local Group
我们比较和对比孤立的本星系群矮星系的恒星结构，跟踪其最古老的恒星星族，与银河系和M31的卫星矮星系。所有本星系群矮星，Mv < -6，表面亮度< 26.5 mags。每平方角秒。考虑，利用从调查，使用类似的观察和分析技术的测量。对于孤立的矮星系，我们使用孤立的本地（独奏）矮星系巡天的结果。首先，我们确认这两个卫星群的结构和动力学性质在统计上没有明显的差异，但我们注意到，在同等的星等和表面亮度极限下，M31周围的卫星比银河系周围的卫星多得多。我们发现，在接近一个大质量星系的矮星一般表现出更多的分散在他们的Kormendy关系比那些孤立的。具体来说，孤立的本星系群矮星系显示出比卫星种群更紧密的半光半径与星等的趋势，相关参数也有类似的影响。在距离银河系和M31约400 kpc的矮星系群的结构和动力学性质似乎有一个转变，因此发现最小、最暗、最圆的矮星系比这个距离更近。我们讨论了选择效应对我们的分析的影响，我们认为，我们的研究结果指出，潮汐相互作用的人口系统在约400千秒差距的MW和M31的意义。
2021-06-23 astro-ph.GA
Dark influences II: gas and star formation in minor mergers of dwarf galaxies with dark satellites
有人提出，合并引起恒星爆发，并导致重要的星系形态变化。到目前为止，大多数研究都集中在大型星系上，但矮星也可能经历这样的事件，因为在和谐宇宙学模型中，晕质量函数是无标度的。值得注意的是，由于它们的质量较低，它们的大部分相互作用将与暗卫星发生。在本文中，我们遵循丰富的气体盘状矮星系的演化，因为它们经历了一个小合并与暗卫星。我们的目标是描述这种相互作用对矮星的恒星形成，形态和运动学性质的影响。我们对矮星系进行了一套精心设置的流体动力学模拟，其中包括暗物质、气体和恒星与仅由暗物质组成的卫星合并。对于主机系统，我们不同的气体分数，磁盘的大小和厚度，晕质量和浓度，而我们探索不同的质量，浓度和轨道的卫星。我们发现，相互作用导致强烈的恒星爆发的短和长的持续时间在矮星。它们的恒星形成率增加了几倍到10倍或更多。他们是最强的系统与扩展的气体盘和高气体分数合并与高浓度的卫星在一个平面，径向轨道。与银河系质量星系的类似模拟相反，许多系统经历了强烈的形态变化，即使在存在大量气体的情况下也会变成球状。模拟的系统与大量不规则矮星系和蓝色致密矮星的观测特性相比非常好。这意味着与暗卫星的合并可能正在发生，但并不完全明显，因此可能在矮星系人口的多样性中发挥作用。
2015-11-02 astro-ph.CO 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
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
Effects of Coupled Dark Energy on the Milky Way and its Satellites
我们提出了第一个数值模拟耦合暗能量宇宙学与足够高的分辨率，以调查银河系和亚银河系尺度上的耦合的影响。我们选择了两个常数耦合和一个随时间变化的耦合函数，我们运行三个银河大小的晕（$\sim$ 10 $^{12}$ M $_{\odot}$），一个较低质量的晕（6 $\times$ 10 $^{11}$ M $_{\odot}$）和一个矮星系晕（5 $\times$ 10 $^{9}$ M $_{\odot}$）的模拟。我们用数百万个暗物质粒子来分辨每个晕。在所有尺度上的耦合导致较低的晕浓度和相对于LCDM的子结构的数量减少。我们发现，减少的浓度是由于不同的形成时间，但它们与额外的条款，出现在方程描述的引力动力学。在银河系卫星的尺度上，我们表明，较低的浓度可以帮助调和观测和模拟的旋转曲线，但耦合值必须有一个显着的差异，从LCDM是目前的观测限制之外。另一方面，如果考虑对标准模型的其他修改，允许更高的耦合（例如大质量中微子），耦合的暗能量可以成为一个有趣的场景，以减轻LCDM模型的小尺度问题。
2015-04-27 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 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
Diversity in density profiles of self-interacting dark matter satellite halos
我们目前的结果从N体模拟的自相互作用的暗物质（SIDM）的subhalos，这可能主机超微弱的矮球状星系，内的牛奶路一样的主晕。我们发现，高浓度的subhalos被驱动重力热核心崩溃，而低浓度的subhalos开发大（千磅级大小）的低密度核心，这两种效果敏感地依赖于卫星的轨道和自相互作用截面超过质量$σ/m$。$σ/m \gtrsim 3 \ \rm cm^2/g$的总体效果是增加内部密度的范围，可能解释了银河系卫星的观测多样性，其中包括Draco和Segue 1等致密系统，这些系统在暗物质中密度很高，而Sextans和Crater II等密度较低的扩散系统。我们讨论了区分SIDM模型和无碰撞暗物质模型的可能途径，使用推断的矮球状星系的暗物质密度和恒星尺寸。
2019-04-23 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Galaxy and Mass Assembly (GAMA): Probing the merger histories of massive galaxies via stellar populations
星系的合并历史可以通过对动力学的密偶的研究来追踪。这些星系由一个大质量的主星系和一个质量较小的次级星系（或卫星星系）组成。对次级（低质量）星系中紧密成对的恒星星族的研究提供了一种理解星系合并生长的方法。在这里，我们专注于涉及至少一个大质量星系的系统-在高度完整的伽马巡天中，恒星质量超过$10^{11}M_\odot$。我们的工作样本包括2，692个卫星星系光谱（0.1<z<0.3）。这些光谱组合成高S/N堆栈，并根据“内部”参数，卫星星系（即次级）的恒星质量和“外部”参数，选择主星系对中的质量，或相应的暗物质晕的质量。我们发现，人口的年龄相对于环境的显着变化。在固定质量的情况下，大部分质量星系周围的卫星都比较老，而且可能更富含金属，在低质量卫星的子集（$\sim 10^{10}M_\odot$）中，年龄相差约1- 2 Gyr。这些变化是类似的堆叠时，相对于晕质量的组，其中对嵌入。低质量卫星的人口趋势与大质量星系外部区域发现的旧恒星年龄一致。
2017-03-01 astro-ph.GA
Chemical Cartography. II. The Assembly History of the Galactic Stellar Halo Traced by Carbon-Enhanced Metal-Poor Stars
我们提出了一个恒星星族在星系晕的运动学特性的分析，利用超过100,000个主要序列的关闭（MSTO）在斯隆数字巡天观测到的恒星。将星系晕划分为内晕区和外晕区后，根据样品中碳铁比的空间变化，我们发现外晕区的恒星具有明显的$-$ 49 $\pm$ 4 km s $^{-1}$的逆行运动和更接近球形的恒星轨道分布，而IHR中的恒星净自转为零（$-$ 3 $\pm$ 1 km s $^{-1}$），恒星轨道的径向分布更加偏向。此外，我们将MSTO样本中的碳增强贫金属（CEMP）星在每个晕组分中分为CEMP-no和$s$子类，基于它们的绝对碳丰度，$A$（C），并检查与每个子类相关的空间分布和运动学。CEMP-no星是OHR中CEMP星的主要子类（$\sim$ 65%），而IHR中CEMP星的少数子类（$\sim$ 44%），类似于之前几次分析的结果。每个晕区的CEMP-无星比CEMP- $s$星表现出稍高的反旋，但在统计误差范围内。在每个晕区中，CEMP-no星的轨道分布也比CEMP- $s$星更接近球形。这些独特的特征提供了强有力的证据，证明许多低质量的卫星星系（类似于超暗矮星系）为OHR提供了恒星，而质量更大的矮星系则为IHR提供了主要贡献。
2019-09-25 astro-ph.GA
The spatial distribution of neutral hydrogen as traced by low HI mass galaxies
低中性氢原子质量星系M $_{\rm HI}$ $<$ 10 $^{8}h^{-2}$ M $_{\odot}$的形成和演化受到宿主暗物质晕质量和再电离结束后来自紫外背景的光电离反馈的影响。我们研究如何管理低HI质量的星系形成的物理过程中，在宇宙中的中性氢的分布，使用层次星系形成模型，GALFORM的印记。计算了在红移$0 \le z \le 0.5$处改变HI质量探测阈值对相关函数的影响。我们parameterized集群为$ξ(r)=(r/r_{0})^{-γ}$，我们发现，包括星系与M $_{\rm HI}$ $<$ 10 $^{8}h^{-2}$ M $_{\odot}$增加的集群幅度$r_{0}$和斜率$γ$相比，样品的HI质量更高。这是由于这些低HI质量的星系通常由质量大于10 $^{12}{h}^{-1}$ M $_{\odot}$的晕所承载，并且与光学选择的调查相反，其中包含暗淡的蓝色星系降低了集群幅度。我们给出了不同宿主暗物质晕质量和星系类型（中心或卫星）的HI质量函数，以解释HI选择星系成团的$r_{0}$和$γ$值。我们还预测了低HI质量星系对21cm强度映射信号的贡献。我们计算了暗物质晕的质量分辨率优于$\sim$ 10 $^{10}{h}^{-1}$ M $_{\odot}$在红移高于0.5，以预测收敛的21厘米亮度温度波动。
2016-11-08 astro-ph.GA
Selecting ultra-faint dwarf candidate progenitors in cosmological N-body simulations at high redshifts
银河系最小的卫星在再电离时期停止形成恒星，因此为$z>6$的星系形成提供了考古学途径。对这些超暗矮星系（UFD）的数值研究需要昂贵的宇宙学模拟，这些模拟需要高质量分辨率，并且要进行到$z=0$。然而，如果我们能够在高红移\emph{with relatively high probabilities}下统计地识别UFD宿主祖细胞，我们可以避免这种高计算成本。为了找到这样的候选人，我们分析合并树的银河系型晕从高分辨率${\it Caterpillar}$套件的暗物质只模拟。基于四种不同的丰度匹配（AM）技术来识别$z=0 $处的卫星UFD宿主。所有高红移的晕都被向前追踪，以计算今天作为卫星UFD幸存的概率。我们的研究结果表明，在我们采用的三种AM技术中，仅基于它们在z=12（8）处的质量选择潜在的UFD祖细胞导致在$z=0$处获得存活UFD的机会为10%（20%）。我们发现，幸存的卫星UFD的祖细胞具有较低的维里比（$η$），并优先位于远离主MW祖细胞，而他们没有表现出与浓度参数的相关性。在$z=0.$中，具有有利位置和维里比的晕作为卫星UFD候选者存活的可能性是$\approx 3$倍
2018-03-01 astro-ph.GA
Lopsided and Bulging Distribution of Satellites around Paired Halos. I. Observational Measurements and Comparison with Halo-based Models
本文通过SDSS观测与模拟星表对比，发现成对暗晕周围卫星呈偏侧和隆起分布，并证明该现象可由ΛCDM框架下暗晕叠加及取向对齐自然解释，无需引入额外物理机制。
2025-08-29 astro-ph.GA
Cosmic Environment as the Primary Driver of Dwarf Satellite Statistics
Kharazmi University（卡拉兹米大学）；Shahid Beheshti University（沙希德·贝赫什提大学）
本文研究了宇宙环境对矮卫星数量和分布的影响，通过分析不同环境下的卫星统计特性，揭示了宿主星系质量、形态和恒星形成活动在不同宇宙时间尺度上的演化规律。
2026-05-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
The connection between surface brightness and satellite systems for central galaxies through Illustris TNG
Observatorio Astronómico de Córdoba, Universidad Nacional de Córdoba（科尔多瓦天文台，科尔多瓦国立大学）；Instituto de Astronomía Teórica y Experimental, UNC-CONICET（理论与实验天体物理研究所，科尔多瓦国立大学-阿根廷国家科学研究委员会）；Department of Physics and Astronomy, University of California, Riverside（物理学与天文学系，加州大学河滨分校）；Instituto de Astronomía y Física del Espacio, CONICET-UBA（空间天体物理与物理学研究所，阿根廷国家科学研究委员会-布宜诺斯艾利斯大学）；Instituto de Astrofísica, Pontificia Universidad Católica de Chile（天体物理研究所，智利天主教 Pontificia 大学）
研究通过Illustris TNG模拟揭示LSBGs卫星系统与表面亮度的关系，发现LSBGs卫星数量多且速度弥散大，且与主盘反向旋转，表明其低合并率。
2026-02-11 astro-ph.GA
Simulated ΛCDM analogues of the thin Plane of Satellites around the Andromeda galaxy are not kinematically coherent structures
令人惊讶的是，围绕仙女座星系运行的大部分矮卫星都排列在一个薄的、延伸的、运动学上明显连贯的平面结构中。这样的结构在基于冷暗物质模型（ΛCDM）的模拟中不容易找到。使用21高分辨率的宇宙学模拟，我们分析了类似于仙女座周围的卫星平面的运动学。我们发现很好的协议时，共同旋转的特点是视线速度。同时，当由卫星的角动量推断出共旋时，这些平面与我们银河系周围的平面一致。我们发现这样的飞机在我们的高浓度晕中很常见。从视线速度的符号获得的同向旋转卫星的数量显示出很大的变化，这取决于视角，并与从随机速度的样本中获得的一致。我们发现，卫星的角动量矢量在平面上的聚类是一个更好的措施的运动学相干性。因此，我们得出结论，视线速度是不是很适合作为代理的运动学相干的飞机。对我们飞机的运动学分析表明，只有$\sim$ 30%的机会对准卫星。追踪飞机上的卫星可以发现，这些飞机是一个短暂的特征，并不像乍一看那样在运动学上是连贯的。因此，我们预计仙女座周围的一些卫星在垂直于平面的方向上具有很高的速度。
2016-05-20 astro-ph.GA
Interaction-induced HI gas concentration with centrally-enhanced star formation in ALFALFA-SDSS galaxies
Tsinghua University（清华大学）
研究通过分析ALFALFA和SDSS调查中的10^4个星系，发现交互作用导致的HI气体集中与中心恒星形成增强存在统计同步，低质量星系表现更显著。
2026-03-19 astro-ph.GA
Comparing the Quenching Times of Faint M31 and Milky Way Satellite Galaxies
我们给出了20颗微弱的M31卫星（$-12 \lesssim M_V \lesssim -6$）的恒星形成历史（SFHS），这些卫星是通过模拟哈勃太空望远镜（HST）成像构建的近水平分支（HB）深度颜色-星等图测量的。加强以前的结果，我们发现，几乎所有的星系淬火3和9 Gyr前，独立的光度，具有显着的浓度$3-6$ Gyr前。这与银河系（MW）卫星形成对比，后者通常要么在古代熄灭时间暗淡，要么在最近（$<3$ Gyr）熄灭时间发光。我们认为，M31和MW卫星的淬灭时间的系统差异可能是M31和MW的不同吸积历史的反映。这一结果意味着低质量卫星的形成历史可能并不能广泛地代表一般的低质量星系。在M31卫星种群中，我们根据它们的SFH确定了两个不同的组：一个具有指数下降的SFH（$τ\sim 2$ Gyr），另一个具有突然淬灭的上升SFH。我们推测这两个群体如何与最近涉及M31的重大合并有关。第27周期HST财政部对M31卫星的调查将提供约束良好的古代SFH，以配合我们在这里测量的淬火时间。发现和表征带有$M_V \gtrsim -6$的M31卫星将有助于量化再电离和环境对最低质量卫星猝灭的相对贡献。
2019-09-24 astro-ph.GA
Dependence of halo properties on central-satellite magnitude gaps through weak lensing measurements
本研究首次通过弱引力透镜测量，探究暗晕质量、集中度与中心-卫星星等差的关联，发现不同中心光度区间依赖程度不同，并与Illustris TNG300、Millennium模拟结果对比验证。
2025-08-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Star formation concentration as a tracer of environmental quenching in action: a study of the Eagle and C-Eagle simulations
本研究利用Eagle/C-Eagle模拟和SAMI观测，定义恒星形成集中度指数C，发现低红移下密集环境中低C指数星系比例高，且C指数可示踪卫星星系“由外向内”环境淬灭，并揭示淬灭时标随红移变化。
2023-06-18 astro-ph.GA
The Extreme Small Scales: Do Satellite Galaxies Trace Dark Matter?
我们调查的径向分布的星系内的主机暗物质晕建模的小规模集群，测量斯隆数字巡天。具体来说，我们对Jiang等人（2011）测量的星系两点关联函数进行了建模，在很宽的亮度阈值样本范围内（绝对r波段星等为-18到-23），投影分离非常小（10 < r < 400 kpc/h）。我们使用晕占据分布（HOD）框架与自由参数，指定的数量和空间分布的星系内的主机暗物质晕。我们假设，在每个晕的第一个星系生活在晕中心和额外的卫星星系遵循径向密度分布类似的暗物质Navarro-Frenk-White（NFW）的配置文件，除了浓度和内斜率允许变化。我们发现，在低光度的样本，卫星星系的径向配置文件是一致的NFW。M_r < -20和较亮的卫星星系的径向轮廓具有比NFW明显更陡的内斜率（我们发现内对数斜率范围为-1.6到-2.1，而NFW为-1）。我们定义了一个有用的浓度度量M_（1/10），它是包围在晕维里半径十分之一以内的卫星星系（或质量）的分数。我们发现低光度卫星星系的M_（1/10）与NFW一致，而亮星系的M_（1/10）则高出2.5-4倍，这表明这些星系的暗物质晕比暗物质本身更集中。因此，我们的研究结果表明，一旦星系合并成更大的晕，控制星系空间分布的过程必须依赖于光度，这样发光的星系就成为底层暗物质的不良示踪剂。
2012-02-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Newcomers and suburbanites can drive the evolution of the size-stellar mass relation of early type galaxies in galaxy clusters
在固定恒星质量$M_*$的情况下，平均而言，星系团中的大质量卫星早型星系（ETG）的有效半径$R_{\rm e}$在较低的红移处较大。我们使用最先进的宇宙学模拟IllustrisTNG 100从理论上研究了这种尺寸演化：我们在红移$z=0$处对$75$模拟的卫星ETG进行了采样，其中$M_* \ge 10^{10.4} M_{\odot}$属于模拟的两个最大质量（$\approx 10^{14.6} M_{\odot} $）晕。我们追溯了这两个星系团的主要祖先，并在$z>0$上选择了它们的卫星ETG，所采用的标准与$z=0$相同。模拟的星团卫星ETGs的$R_{\rm e}-M_*$关系，这是稳健的测量出$z=0.85$，演变类似的观测关系在红移范围$0\lesssim z \lesssim 0.85$。在模拟中，这种演化的主要驱动力是星系团获得新星系（“新成员”），以及位于$z=0.85$的大星系团中心距离（“郊区”）的成员星系的转变，最终成为$z=0$的大质量卫星ETG。虽然几个物理过程有助于改变人口的卫星ETG在考虑的红移间隔，模拟集群ETG的恒星质量函数的形状是没有显着不同的$z=0.85$和$z=0$，与观测一致。
2022-03-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
The halo of M105 and its group environment as traced by planetary nebula populations: II. Using kinematics of single stars to unveil the presence of intragroup light around the Leo I galaxies NGC 3384 and M105
M105是附近狮子座I星系群中的一个早期型星系，狮子座I星系群是包含所有星系类型的最近星系群，因此是探索低质量组内光（IGL）组装的绝佳环境。利用行星状星云摄谱仪对M105及其周围30'x30'的狮子座I群行星状星云进行了一次新的扩展运动学观测。我们使用PNe作为晕和IGL中漫射恒星光的运动学示踪剂，并采用高斯混合模型来分离伴星星系NGC 3384的贡献，并将PNe与M105周围的晕和IGL分量联系起来。我们给出了314个PNe的星表，其中93个与NGC 3384紧密相联，169个与M105紧密相联。M105的PNe还与它的晕和周围的指数包络有关。我们构造光滑的速度和速度色散场，并计算投影旋转，速度色散，和$λ_R$配置文件的每个组件。Halo PNe的速度色散和旋转分布呈下降趋势，而指数包络的速度色散和旋转在大半径处显著增加。我们确定了三个具有不同运动学的区域，这些区域与不同的恒星星族属性有关：（一）旋转核心（ii）从1到$1~R_\mathrm{eff}$的晕由中等金属丰度的恒星组成（iii）指数包络线超过了我们最远的数据点16颗$R_\mathrm{eff}$，主要由贫金属（[M/H]<-1）恒星组成。后者的高速色散和适度的旋转是一致的测量矮卫星星系的狮子座I组，表明指数包络线的痕迹过渡到IGL。
2022-01-21 astro-ph.GA
Variable stars and stellar populations in Andromeda XXI: II. Another merged galaxy satellite of M31?
使用大双筒望远镜的大双筒相机获得了M31矮球状卫星仙女座XXI（和XXI）的B和V时间序列测光。我们已经确定了50个变量和XXI，其中41个是RR天琴座星（37个基本模式RRab，和4个第一泛音RRc，emulator）和9个异常造父变星（AC）。RRab星的平均周期（<Pab>= 0.64天）和周期-振幅图将And~XXI归入奥斯特霍夫II -奥斯特霍夫-中间天体。从天琴座RR型星的平均光度出发，我们得到了星系距离模数为（m-M）$_0$ = $24.40\pm0.17$ mag，比以前的文献估计值小，但在1 $σ$以内仍与文献估计值一致。星系色星等图显示了And~XXI中存在三个不同恒星世代的证据：1）一个古老的星系，（$\sim$ 12 Gyr）和金属不良（[Fe/H]= $-$ 1.7 dex）分量;（2）稍年轻（10-6 Gyr）和更多的金属丰富（[Fe/H]= $-$ 1.5 dex）组分，3）具有相同金属丰度的年轻组分（$\sim$ 1 Gyr），产生AC。最后，我们提供的线索，和~XXI可能是两个矮星系之间的一个小合并事件的结果。
2015-05-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Satellite Galaxies in the Illustris-1 Simulation: Poor Tracers of the Mass Distribution
在Illustris-1模拟中，计算了相对孤立的宿主星系卫星星系的数密度分布。主机的平均总质量密度是很好的拟合的NFW配置文件。完整的卫星样本的数量密度分布与NFW不一致，并且在< 0.5 r_200的尺度上，卫星不跟踪主机的质量。这与以前的半解析星系形成模型的结果有很大的不同。卫星数密度分布的形状取决于宿主和卫星的光度以及宿主维里质量。最微弱的卫星的数量密度分布是很好的拟合的NFW配置文件，但浓度远低于平均主机质量密度。最亮卫星的数量密度分布图显示，当主卫星距离< 0.1 r_200时，斜率急剧增加，这与最近的观测研究定性一致，这些研究发现，当主卫星距离较小时，卫星数量密度急剧增加。在> 0.1 r_200的尺度上，最暗宿主的卫星相当好地跟踪宿主质量。在> 0.4 r_200的尺度上，最亮宿主的卫星不跟踪宿主质量，并且当宿主-卫星距离< 0.1 r_200时，卫星数密度急剧增加。卫星数密度分布和宿主质量密度之间的差异对于最大质量的系统来说是最明显的，在< 0.5 r_200的尺度上，卫星数密度远低于质量密度。
2018-10-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
The stellar mass function and evolution of the density profile of galaxy clusters from the Hydrangea simulations at $0<z<1.5$
星系团是研究环境对星系形成和演化影响的极好探针。除了高质量的观测数据外，还需要精确的宇宙学模拟来提高我们对这些系统中星系演化的理解。在这项工作中，我们比较国家的最先进的观测数据的大规模星系团（$>10^{14} \textrm{M}_{\odot}$）在不同的红移（$0<z<1.5$）的预测从绣球花套件的宇宙流体动力学模拟的24个大规模星系团（$>10^{14} \textrm{M}_{\odot}$在$z=0$）。我们比较了星系团的三个基本观测量：总恒星质量晕质量比，恒星质量函数（SMF），星系团星系的径向质量密度分布。在前两个中，模拟结果与观测结果吻合得很好，尽管在$z \gtrsim 1$中$M_\star \lesssim 10^{10} \textrm{M}_{\odot}$星系的丰度略高。团星系的NFW浓度随红移的增加而增加，而暗物质晕浓度则随红移的增加而减少。因此，这种先前观察到的行为是由于与卫星群相比，光滑DM晕的质量不同的组装。然而，定量地，我们发现一个差异，模拟预测更高的恒星浓度比观察到的低红移（$z<0.3$），由$\approx$ 2的一个因素。这可能是由于模拟中的选择偏差，或源于其内部卫星晕的积累和剥离的缺点。
2021-04-12 astro-ph.GA
Revealing the galaxy-halo connection in IllustrisTNG
我们使用IllustrisTNG（TNG）模拟探索星系晕连接推断从国家的最先进的宇宙学，磁流体动力学模拟。通过结合100 Mpc（TNG 100）和300 Mpc（TNG 300）的体积实现了高质量分辨率和大体积，我们建立了中央和卫星星系的平均占有率和它们对托管它们的暗物质晕的性质的依赖。我们从TNG 100和TNG 300中获得最佳拟合HOD参数，分别对应于最小星系恒星质量的$M_\star\sim1.9\times10^9\,{\rm M}_\odot$和$M_\star\sim3.5\times10^9\,{\rm M}_\odot$，分别为$\bar{n}_g = 0.032\,h^3$ Mpc $^{-3}$和$\bar{n}_g = 0.016\,h^3$ Mpc $^{-3}$的目标星系数密度，在主机质量大于$10^{11}\,{\rm M}_\odot$。与以前的工作一致，我们发现，位于密集的环境中，低浓度，较晚的形成时间，高角动量的晕是最丰富的卫星人口。在低质量，高度集中的晕和那些位于过密区域更有可能包含一个中央星系。环境依赖的程度是敏感的定义所采用的物理边界的主机晕。我们研究星系占用率和晕属性之间的相关性是独立的程度，并表明HOD预测的晕质量和现今的浓度捕获的定性依赖于剩余的晕属性。在固定的晕质量，浓度是一个强有力的预测恒星质量的中央星系，这可能会发挥决定性的作…
2019-05-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Observation of HI around three satellite galaxies of the M31 with the FAST: Andromeda II, NGC 205, and NGC 185
利用FAST对M31的三颗卫星星系进行高灵敏度HI观测，发现仙女座II周围的C形HI弧、NGC 205东北方向的潮汐流候选体，并确认NGC 185无额外HI，为理解卫星星系演化及其与M31的相互作用提供了新证据。
2024-09-03 astro-ph.GA
A galactic outflow traced by its extended Mg II emission out to a $\sim30$ kpc radius in the Hubble Ultra Deep Field with MUSE
本研究利用MUSE深场数据在哈勃超深场中发现一个恒星形成星系周围延伸至30 kpc的Mg II发射晕，通过基于Sobolev近似的辐射转移模型和贝叶斯MCMC拟合约束了双锥外流的运动学与几何特征，揭示了外区额外机制对周星系介质的塑造作用。
2024-09-11 astro-ph.GA
The Concentration Dependence of the Galaxy-Halo Connection: Modeling Assembly Bias with Abundance Matching
将星系与它们的暗物质晕联系起来的经验方法对于解释星系空间统计的测量已经变得至关重要。在这项工作中，我们提出了一种新的方法参数化的丰度匹配方法中的浓度依赖程度。这种新的参数化提供了一个平滑的插值之间的两个常用的匹配代理：峰值晕质量和峰值晕最大圆周速度。这种参数化控制量的依赖星系光度晕浓度在一个固定的晕质量。有效地，这种插值方案使丰度匹配模型在产生的星系目录中具有可调节的装配偏差。随着新的400 Mpc/h暗空模拟，其较大的体积提供较低的样本方差，我们进一步表明，低红移两点聚类和卫星分数测量SDSS已经可以提供一个联合约束的浓度依赖性和分散的丰度匹配框架内。
2016-12-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Fate of stellar bars in minor merger of galaxies
在星系的演化阶段，星系的小合并是很常见的。在这里，我们调查的动力学影响的一个较小的合并（质量比1：10）事件的最终命运的恒星酒吧合并残余。为了实现这一目标，我们选择了一组次要的合并模型，从公开可用的GalMer图书馆星系合并模拟。这些模型在轨道能量、轨道自旋矢量的方向和卫星星系的形态（盘状/球状）方面有所不同。我们表明，中央恒星酒吧，最初存在于宿主星系，经历了一个短暂的酒吧放大阶段后，每个近心点通道的卫星，在一致的酒吧激发由于潮汐遇到过去的研究。然而，一旦合并发生，中央恒星棒在合并后的残余物中大大减弱。卫星恒星在合并残余物中心区域的聚集在棒弱化过程中起着关键作用，导致中心质量浓度和特定角动量含量的净增加。我们发现，质量积累的效率从卫星的合并残留物的中心部分取决于轨道参数，以及卫星的形态。因此，不同的小合并模式显示不同程度的酒吧弱化事件。这表明，星系的小合并是一个合理的途径酒吧削弱盘星系。
2021-02-02 astro-ph.GA
Modeling the Kinematics of Central and Satellite Galaxies Using Normalizing Flows
本文利用CAMELS中2000个流体模拟和归一化流神经密度估计，系统研究了中央与卫星星系运动学对暗晕内禀性质、宇宙学参数及重子反馈的依赖，发现仅暗晕质量、聚集度和自旋对中央星系有显著影响，卫星星系仅对自旋有弱依赖，为改进HOD模型提供依据。
2024-01-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Evidence for Early Filamentary Accretion from the Andromeda Galaxy's Thin Plane of Satellites
最近的研究表明，围绕仙女座星系运行的矮卫星星系中有很大一部分惊人地排列在一个薄的、延伸的、运动学上连贯的平面结构中。这种结构的存在似乎挑战了当前冷暗物质结构形成的范式，该范式预测卫星在中心物体周围的分布更加均匀。我们表明，在基于冷暗物质模型的宇宙学无碰撞模拟中，有可能获得一个薄的、延伸的、旋转的卫星平面，类似于仙女座的卫星平面。我们新的高分辨率模拟显示了暗物质晕的形成时间和卫星平面厚度之间的相关性。我们的模拟有一个高发病率的卫星飞机薄，扩展，丰富的仙女座和一个非常连贯的运动学结构，当我们选择高浓度/早期形成的晕。通过跟踪卫星在平面上的形成，我们发现它们主要是沿着高红移的薄暗物质细丝吸积到主天体上的。我们的研究结果表明，存在一个薄的，扩展的，旋转平面的卫星是不是冷暗物质范式的挑战，但实际上支持这种范式的预测之一有关的存在细丝的暗物质周围的星系在高红移。
2015-07-09 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
A search for stellar tidal streams around Milky Way analogues from the SAGA sample
上下文恒星潮汐流是中心星系和低质量系统（如卫星星系或球状星团）之间潮汐相互作用的结果。对于本星系群，许多弥散的子结构已经被确定，它们与星系演化的联系也被追踪。然而，不能假设银河系或M31是它们星系类别的代表，需要更大的本星系群以外的类似星系样本才能概括基本理论。目标。我们希望通过对银河系周围恒星流的光度测量来加深我们对主星系和卫星星系之间相互作用的理解，并最终了解星系形成和演化过程。方法.在目前的工作中，我们确定和分析银河系类似星系的SAGA样本的恒星潮汐流，使用DESI遗产成像巡天（对于这个样本，我们获得的r-波段表面亮度限制范围在27.8和29 mag /arcsec 2之间）的深度图像。我们使用GNU Astronomy Utilities软件测量检测到的流的表面亮度和颜色。结果我们确定了16个新的恒星潮汐流围绕银河系类似星系之间的距离25和40百万秒差距。对SAGA II星系样本的研究结果进行统计分析，我们获得了12.2% +/- 2.4%的恒星流频率。我们测量了所探测到的星流的表面亮度和颜色，并与属于同一SAGA样本的星系周围的矮卫星星系群进行了比较，结果表明，星流的平均颜色比SAGA卫星的红0.20等;此外，对于那些可能的祖先可以被识别的情况，这些流平均比它们的祖先红0.057 +/-0.021等。
2022-09-18 astro-ph.GA
Radial Distributions of Dwarf Satellite Systems in the Local Volume
围绕银河系（MW）类主机的低质量卫星的径向空间分布是模拟小尺度结构的重要基准。该分布对中心盘引起的subhalo的破坏敏感，并且可以指示在MW类似物的模拟中观察到的破坏是否是人为的（即，数字的）或物理的。我们认为一个样本的12个调查良好的卫星系统MW样主机在本地卷是完整的$M_V<-9$和150预计千秒差距。我们研究了卫星的径向分布，并与$Λ$ CDM宇宙学模拟进行了比较，包括大盒子宇宙学模拟和MW级晕的高分辨率放大模拟。我们发现，所观察到的卫星是显着更集中比模拟系统。几个观察到的主机，包括MW，是相对于模拟主机过于集中的$\sim2σ$离群值，而没有观察到的主机集中程度低于模拟。该结果对于测量径向浓度的不同方式是稳健的。我们发现这种差异对于明亮的$M_V<-12$卫星更为显著，这表明这不是观测不完整的结果。我们认为，这种差异可能是由于人工干扰的模拟，但是，如果是这样的话，这有重要的影响恒星晕质量关系是允许在低质量制度所观察到的丰富的卫星。
2020-06-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dwarf galaxies with the highest concentration are not thicker than ordinary dwarf galaxies
本研究通过对比分析发现，高浓度矮星系的内禀厚度并不比普通矮星系更厚，反而往往略薄，这与经典并合场景预期相矛盾，暗示晕自转等其他机制可能在其形成中起重要作用。
2023-09-10 astro-ph.GA
Dark influences: imprints of dark satellites on dwarf galaxies
在当前的$Λ$ CDM宇宙学模型的背景下，小的暗物质晕是丰富的，矮星系的卫星预计将主要是黑暗的。由于低质量星系具有较小的重子分数，与这些卫星的相互作用可能会留下特别引人注目的印记。我们揭示了这些暗卫星中最大的影响盘状矮星系和可能的动力学和形态的转变，从这些相互作用的结果。我们使用一套精心设置的，受控的孤立矮星系模拟。主矮星系在暗物质晕中只有一个恒星盘，而次矮星系则完全没有重子。我们改变盘质量，晕浓度，初始盘厚度和卫星轨道倾角。盘状矮星系被加热和破坏，由于轻微的合并事件，更极端的卫星盘质量比高，形态和运动学显着改变。此外，对于不太集中的晕，轻微的合并可以完全摧毁盘，留下一个低光度的类球状星系。我们的结论是，矮星系是非常容易受到干扰的暗星系，即使是一个轻微的合并事件可以显着破坏和改变的结构和运动学的矮星系。这一过程可能被看作是矮球状星系形成的一个新通道。
2014-11-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Dependence of Subhalo Abundance on Halo Concentration
等级结构的形成意味着在一个暗物质晕中暗晕的数量不仅取决于晕的质量，而且还取决于晕的形成历史。这种依赖于形成的历史，这是高度相关的晕浓度，可以占super-Poissonian分散在subhalo占领在一个固定的晕质量，以前已经在模拟中测量。在这里，我们提出了一个模型来预测的subhalo丰度函数为个别主机晕，结合晕质量和浓度。我们将宇宙学模拟的结果与一套新的银河系质量晕的放大模拟相结合，以校准我们的模型。我们表明，该模型可以成功地再现在这些模拟的平均值和分散的subhalo占领。进一步研究了次晕丰度和晕浓度之间的相关性。我们还讨论的情况下，在这种情况下，晕属性的推断可能会受到影响，如果subhalo丰度和晕浓度之间的相关性被忽略，在这些情况下，我们的模型会给出一个更准确的推断。我们建议，与未来的深调查，卫星占领在低质量的制度，可以用来验证存在的晕组装偏差。
2015-08-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
The edge of galaxy formation III: The effects of warm dark matter on Milky Way satellites and field dwarfs
在本系列的第三篇论文中，我们研究了粒子质量为$m_\mathrm{WDM}=3\,\mathrm{keV}$的暖暗物质对宇宙中最小星系的影响。我们提出了一个样本的21个流体动力学宇宙学模拟的矮星系和20个模拟的卫星-宿主星系的相互作用，我们都在冷暗物质（CDM）和暖暗物质（WDM）的情况下进行。在WDM模拟中，我们观察到一个更高的临界质量的恒星形成的开始。在WDM中，结构生长被延迟，因此WDM晕的恒星星族比CDM晕平均年轻两个陀螺。然而，尽管这种延迟的恒星形成，CDM和WDM星系都能够再现观测到的速度色散，恒星质量，大小和金属丰度的标度关系在$z=0$。WDM卫星晕在银河系质量主机更容易受到潮汐剥离，由于其浓度较低，但他们的星系甚至可以生存更长的时间比CDM同行，如果他们生活在一个暗物质晕与陡峭的中央斜坡。与我们以前的CDM卫星研究一致，我们观察到WDM卫星的中央暗物质密度斜率由于剥离而变陡。CDM和WDM之间卫星星系平均恒星年龄的差异，可以在未来用于解开这两个模型。
2019-02-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
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$c_{200}^{\textnormal{MW}}=10.9^{+2.6}…
2019-01-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Matching the mass function of Milky Way satellites in competing dark matter models
任何成功的暗物质模型都必须解释观测到的银河系（MW）卫星密度分布的多样性，从非常密集的超暗物质到大型的低密度卫星，如Crater~II，它们似乎比预期的宿主暗物质晕更大。我们考虑冷暗物质（CDM），温暖的暗物质（WDM，3.3keV热遗迹功率谱），和一个自相互作用的暗物质模型（SIDM），导致重力热塌缩在低质量的subhaloes。这些密度分布的预测是复杂的模拟分辨率的限制，在剥离的subhaloes的MW系统，因此，我们在这三个模型中使用$N$体模拟结合半解析晕剥离算法的卫星属性进行预测。我们发现，大多数CDM和WDM subhaloes的质量$>10^{8}$ $M_{\odot}$剥离后足够大，以适应大多数卫星，然而，所需的剥离量往往需要一个更强的潮汐场比可在subhalo的轨道。较低浓度的WDM subhaloes使该模型能够解释所需的卫星质量与更少的剥离比CDM是必要的，因此是一致的轨道较大的近心点。SIDM核心提供了最适合的大规模，低密度卫星的预测许多$>10^{9}$ $M_{\odot}$ subhaloes主机低密度卫星没有观察到的类似物为代价。我们的结论是，SIDM模型必须有一个非常高的速度依赖的横截面，以匹配所有的卫星，WDM提供了一个稍微更好的适合比CDM MW卫星质量函数。
2023-02-08 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
An improved prescription for merger time-scales from controlled simulations
我们比较三个分析处方合并时间从文献中孤立的合并模拟。我们探测了这颗卫星的三种不同的红移，以及几种晕浓度、质量比、轨道圆度和轨道能量。我们发现，在文献中提供的处方显着低于预测的长期尺度合并在高红移。我们认为，这些结果并没有突出显示以前要么是因为卫星星系的晕浓度的演变被忽视（在以前的孤立合并模拟），或者因为合并时间长，合并与高初始轨道圆度是代表不足（处方的基础上宇宙学模拟）。受固定质量下晕浓度演化的影响，在红移0<z<2的范围内，将对红移的显式依赖性添加为t_merger，修正（z）=（1+z）^0.44 t_merger到基于孤立合并的处方中，使预测的合并时间显著改善，最高可达~20 t_dyn。当这个修改后的处方被用来计算星系恒星质量函数，我们发现，它导致了25%的低质量星系的数量增加，在z=0时，更大的星系增加了10%。这使得星系形成的分级模型对低质量星系数量的过度预测更加恶化。
2013-05-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Size distribution of galaxies in SDSS DR7: weak dependence on halo environment
使用从斯隆数字巡天数据发布7中选择的星系样本（SDSS DR 7）和膨胀盘分解目录，我们研究了星系的大小分布如何依赖于星系的内在性质，如浓度，形态，比恒星形成率（sSFR），和膨胀分数，以及在中心/卫星分解，晕环境，宇宙网络：\cluster，\filament，\sheet ~和\void，以及星系数密度。我们发现，有一个很强的依赖性的光度或质量大小的关系上的星系浓度，形态，sSFR，和凸出分数。与晚型（螺旋）星系相比，早型（椭圆）星系有明显的尺寸变小和斜率变陡的趋势。同样，具有高凸起分数的星系比具有低凸起分数的星系具有更小的尺寸和更陡的斜率。给出了这些不同内禀性质星系的平均光度和质量-尺寸关系的拟合公式。检查星系的大尺度环境，我们发现，质量-尺寸关系有一些弱的依赖于晕质量和中央/卫星分离的星系质量范围内$9.0\le \log M_{\ast} \le 10.5$，卫星或星系在更大质量的晕比他们的同行有略小的尺寸。而宇宙网和局域数密度对质量-尺寸关系的依赖几乎可以忽略不计。
2018-07-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
A scenario for ultra-diffuse satellite galaxies with low velocity dispersions: the case of [KKS 2000]04
给出了星系[KKS 2000]04（又名NGC 1052-DF 2）和类似星系实现低速色散的一种方案。与质量为$\sim 5\times 10^{10}\; \textrm{M}_\odot$的$z=0$晕相对应的祖先晕和低浓度参数（但与宇宙学模拟一致）在早期落入银河系大小的宿主。超新星反馈和冲压压力从内部区域{大量移除冷气体}，再加上外部区域暗物质的潮汐剥离，导致一个有效半径内恒星速度色散的大幅减少。在这个框架中，观测到的恒星含量[KKS 2000]04与一个接近于从全球恒星-晕质量比推断的祖先质量有关。就运动学的意义而言，即使在$\sim 20 $ Mpc的距离上，也有人认为[KKS 2000]04并不比许多看起来总暗物质含量很少的早期类型星系更奇特。
2020-03-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Baryons in the Milky Way Satellites
我们研究卫星星系的形成和演化，使用平滑粒子流体动力学（SPH）模拟的银河系（MW）类系统，专注于最好的解决的例子，类似于经典的MW卫星。与纯暗物质模拟相比，我们发现重子凝聚对卫星暗物质晕结构的影响相对较小。每个卫星中形成的恒星质量在三个分辨率水平上相对较好地一致（粒子质量的因子为~64），并且在一个独立的半分析模型中以类似的方式与（子）晕质量成比例。我们的模型提供了一个相对较好的匹配MW和M31的平均光度函数。为了确定我们的卫星的势阱是否是现实的，我们在观测确定的半光半径内测量它们的质量，发现最大质量的例子具有比从恒星运动学数据中导出的MW dSphs更高的质光比。一个统计检验得出的概率约为9%，模拟和观测得出的质量分布是一致的。我们的研究结果可能表明，MW晕的质量比我们的模拟中假设的要小（~1.4e12 M_sun），或者在固定的宿主晕质量下，卫星光度函数或质光比分布中存在大量的散射。或者，我们的模拟没有正确捕捉到的反馈过程可能降低了（子）晕的中心密度，或者子晕可能最初形成时的浓度较低，例如，如果暗物质是由温暖的粒子而不是冷粒子组成的话。
2011-06-22 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
A common surface-density scale for the Milky Way and Andromeda dwarf satellites as a constraint on dark matter models
在试图放置一个明确的约束暗物质模型，我们定义和估计的平均表面密度的最大圆速度的半径内的暗晕，这是派生的各种星系与任何暗物质密度分布。我们发现，这种表面密度一般是恒定的，在很宽的范围内的最大圆速度$\sim$ 10至400公里s $^{-1}$，在每个星系的不同密度分布无关。这种常见的表面密度在高晕质量尺度被发现自然复制的冷和暖暗物质（CDM和WDM）模型，即使没有采用任何拟合程序。然而，在矮星系尺度上，我们已经从银河系和仙女座矮卫星，共同的表面密度，只有在一个大规模的WDM粒子质量的范围内，而CDM提供了一个合理的协议，所观察到的恒定性。这是由于在低晕质量尺度下CDM和WDM晕的质量浓度关系存在显著差异。为了解释WDM模型中矮星系尺度的普遍表面密度，我们建议WDM粒子需要重于3 keV。
2015-04-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
