Satellite Galaxy(위성 은하)란 무엇입니까?
Satellite Galaxy 위성 은하 - In the course of surveying spiral galaxies in the Local Volume, long exposures of NGC 3416 show two probable stellar streams with the possible remnant of a satellite galaxy. [1] We develop an analytic framework for how mixing is related to the acceleration of stripped gas from a satellite galaxy. [2] The models differ in terms of their orbital energy, orientation of the orbital spin vector, and morphology of the satellite galaxy (discy/spheroidal). [3] After assessing the suitability and sensitivity of the derived (for this purpose) algorithms on the Galactic MQs SS 433 and Cyg X-1, as a concrete extragalactic binary system, we examine the LMC X-1 located in the Large Magellanic Cloud, a satellite galaxy of our Milky Way Galaxy. [4] The direction and magnitude of the warp’s precession rate favour the scenario that the warp is the result of a recent or ongoing encounter with a satellite galaxy, rather than the relic of the ancient assembly history of the Galaxy. [5] Accretion from a satellite galaxy is a possible explanation for these “young metal-poor stars”, but they could also be field blue stragglers. [6] 4) Gyr, before a slow decline to a constant rate until the present day --- consistent with recent results suggesting a merging event with a satellite galaxy. [7]국부 부피에서 나선 은하를 조사하는 과정에서 NGC 3416의 긴 노출은 위성 은하의 잔해가 있을 수 있는 두 개의 항성 흐름을 보여줍니다. [1] 우리는 혼합이 위성 은하에서 방출된 가스의 가속과 어떻게 관련되어 있는지에 대한 분석 프레임워크를 개발합니다. [2] 모델은 궤도 에너지, 궤도 스핀 벡터의 방향, 위성 은하의 형태(원반형/구형) 면에서 다릅니다. [3] 은하 MQs SS 433 및 Cyg X-1에서 파생된(이 목적을 위해) 알고리즘의 적합성과 감도를 구체적인 은하 외 쌍성계로서 평가한 후, 우리는 위성인 대마젤란운에 위치한 LMC X-1을 조사합니다. 우리 은하계의 은하. [4] 워프의 세차 운동 속도의 방향과 크기는 워프가 은하의 고대 조립 역사의 유물이라기보다는 최근 또는 계속되는 위성 은하와의 조우의 결과라는 시나리오를 선호합니다. [5] 위성 은하로부터의 강착은 이러한 "금속이 부족한 젊은 별"에 대한 가능한 설명이지만 필드 블루 낙오자일 수도 있습니다. [6] 4) Gyr, 현재까지 일정한 비율로 천천히 감소하기 전 --- 위성 은하와의 병합 사건을 암시하는 최근 결과와 일치합니다. [7]
Massive Satellite Galaxy
By comparing to analogues from the cosmological galaxy simulation TNG50 (Pillepich 2019), we find that the formation of the inner stellar halo of NGC 1380 requires a merger with a massive satellite galaxy with stellar mass of ∼ 3 × 10^10 M⊙ that occurred roughly ∼ 10 Gyr ago. [1] The recent infall of the Milky Way's (MW) most massive satellite galaxy, the Large Magellanic Cloud (LMC), affords us the unique opportunity to study this process in action. [2] We find that, in the first case, the halo mass is larger and there are, on average, twice as many satellites in Milky Way analogs if there is a massive satellite galaxy in the system. [3]우주론적 은하 시뮬레이션 TNG50(Pillepich 2019)의 유사체와 비교하여, 우리는 NGC 1380의 내부 항성 헤일로가 형성되기 위해 발생한 항성 질량이 ~3 × 10^10 M⊙인 거대한 위성 은하와의 합병이 필요하다는 것을 발견했습니다. 대략 ~ 10 Gyr 전. [1] 우리은하(MW)의 가장 거대한 위성은하인 대마젤란운(LMC)의 최근 유입은 우리에게 이 과정을 실제로 연구할 수 있는 독특한 기회를 제공합니다. [2] 우리는 첫 번째 경우에 헤일로 질량이 더 크고 시스템에 거대한 위성 은하가 있는 경우 은하계 유사체에 평균적으로 두 배 많은 위성이 있다는 것을 발견했습니다. [3]
satellite galaxy population 위성 은하의 인구
We investigate the formation of the satellite galaxy population of a Milky Way-mass halo in a very highly resolved magnetohydrodynamic cosmological zoom-in simulation (baryonic mass resolution mb = 800 $\rm M_{\odot }$). [1] To improve our understanding of the evolution of satellite populations of low-mass hosts, we study satellite galaxy populations as a function of host stellar mass 9. [2] Here, we present a multidimensional analysis of dark matter substructure using strong gravitational lenses and the Milky Way (MW) satellite galaxy population, accounting for degeneracies in model predictions and using covariances in the constraining power of these individual probes for the first time. [3] 3\%$ shift in the line-of-sight acoustic scale for one variation in the satellite galaxy population, and we find an $0. [4] We use five ultra-high resolution simulations of MW-sized dark matter haloes from the AQUARIUS project, combined with GALFORM semi-analytical galaxy formation model, to investigate properties of the model satellite galaxy population inside 40 kpc of MW-sized haloes. [5]우리는 고도로 분해된 자기유체역학적 우주론적 확대 시뮬레이션(중압 질량 분해능 mb = 800 $\rm M_{\odot }$)에서 우리은하 질량 헤일로의 위성 은하 집단 형성을 조사했습니다. [1] 저질량 호스트의 위성 개체군 진화에 대한 이해를 향상시키기 위해 호스트 항성 질량 9의 함수로서 위성 은하 개체군을 연구합니다. [2] 여기에서 우리는 강력한 중력 렌즈와 은하수(MW) 위성 은하 인구를 사용하여 암흑 물질 하부 구조에 대한 다차원 분석을 제시하고, 모델 예측의 축퇴를 설명하고 이러한 개별 프로브의 구속력에서 공분산을 처음으로 사용합니다. [3] 위성 은하 인구의 한 변형에 대한 가시선 음향 규모의 3\%$ 이동, 우리는 $0을 찾습니다. [4] 우리는 AQUARIUS 프로젝트의 MW 크기 암흑 물질 헤일로의 5가지 초고해상도 시뮬레이션을 GALFORM 반분석 은하 형성 모델과 결합하여 40 kpc MW 크기 헤일로 내부의 모델 위성 은하 인구의 특성을 조사했습니다. [5]