Спутниковая галактика

Галактика, вращающаяся вокруг более крупной галактики из-за гравитационного притяжения.

Галактики-спутники Млечного Пути

Галактика -спутник — это меньшая галактика-компаньон, которая движется по связанным орбитам в пределах гравитационного потенциала более массивной и яркой родительской галактики (также известной как первичная галактика). ^[1] Галактики-спутники и их составные части связаны с родительской галактикой точно так же, как планеты нашей солнечной системы гравитационно связаны с Солнцем . ^[2] Хотя большинство галактик-спутников являются карликовыми галактиками , галактики-спутники крупных скоплений галактик могут быть гораздо более массивными. ^[3] Вокруг Млечного Пути вращается около пятидесяти галактик-спутников, крупнейшей из которых является Большое Магелланово Облако .

Более того, галактики-спутники — не единственные астрономические объекты, гравитационно связанные с более крупными родительскими галактиками (см. шаровые скопления ). По этой причине астрономы определили галактики как гравитационно связанные совокупности звезд , которые проявляют свойства, которые не могут быть объяснены комбинацией барионной материи (т.е. обычной материи ) и законов гравитации Ньютона . ^[4] Например, измерения орбитальной скорости звезд и газа внутри спиральных галактик приводят к получению кривой скорости , которая значительно отклоняется от теоретического предсказания. Это наблюдение послужило основой для различных объяснений, таких как теория темной материи и модификации ньютоновской динамики . ^{[1] Поэтому, несмотря на то, что} шаровые скопления также являются спутниками родительских галактик, их не следует путать с галактиками-спутниками. Галактики-спутники не только более протяженные и разбросанные по сравнению с шаровыми скоплениями, но также окутаны массивными гало темной материи , которая, как полагают, была им предоставлена ​​в процессе формирования. ^[5]

Галактики-спутники обычно ведут бурную жизнь из-за хаотичного взаимодействия как с более крупной родительской галактикой, так и с другими спутниками. Например, родительская галактика способна вывести из строя орбитальные спутники посредством приливного и таранного давления . Эти воздействия на окружающую среду могут привести к удалению большого количества холодного газа со спутников (т.е. топлива для звездообразования ), и это может привести к тому, что спутники перейдут в состояние покоя в том смысле, что они перестанут образовывать звезды. ^[6] Более того, спутники также могут столкнуться со своей родительской галактикой, что приведет к незначительному слиянию (т.е. слиянию галактик с существенно разными массами). С другой стороны, спутники также могут сливаться друг с другом, что приводит к крупному слиянию (т.е. слиянию галактик сопоставимых масс). Галактики в основном состоят из пустого пространства, межзвездного газа и пыли , и поэтому слияния галактик не обязательно предполагают столкновения между объектами из одной галактики и объектами из другой, однако эти события обычно приводят к образованию гораздо более массивных галактик. Следовательно, астрономы стремятся ограничить скорость, с которой происходят как мелкие, так и крупные слияния, чтобы лучше понять формирование гигантских структур гравитационно связанных конгломератов галактик, таких как галактические группы и скопления . ^{[7] [8]}

История

Начало 20 века

До 20-го века представление о существовании галактик за пределами нашего Млечного Пути не было общепринятым. Фактически, в то время эта идея была настолько противоречивой, что она привела к тому, что сейчас провозглашается как « Великие дебаты Шепли-Кёртиса », метко названные в честь астрономов Харлоу Шепли и Хибера Дауста Кертиса , которые обсуждали природу «туманностей» и их размер. Млечного Пути в Национальной академии наук 26 апреля 1920 года. Шепли утверждал, что Млечный Путь представляет собой всю Вселенную (охватывающую более 100 000 световых лет или 30 килопарсек в поперечнике) и что все наблюдаемые «туманности» (в настоящее время известные как галактики) ) проживал в этом регионе. С другой стороны, Кертис утверждал, что Млечный Путь был намного меньше и что наблюдаемые туманности на самом деле были галактиками, похожими на наш Млечный Путь. ^[9] Этот спор не был разрешен до конца 1923 года, когда астроном Эдвин Хаббл измерил расстояние до М31 (ныне известной как галактика Андромеды) с помощью переменных звезд цефеид . Измерив период этих звезд, Хаббл смог оценить их собственную светимость и, объединив это значение с измеренной видимой звездной величиной , он оценил расстояние в 300 кпк, что на порядок величины превышало предполагаемый размер Вселенной, сделанный от Шепли. Это измерение подтвердило, что Вселенная не только была намного больше, чем ожидалось ранее, но также продемонстрировало, что наблюдаемые туманности на самом деле были далекими галактиками с широким диапазоном морфологии (см. последовательность Хаббла ). ^[9]

Современное время

Несмотря на открытие Хаббла о том, что Вселенная изобилует галактиками, большинство галактик-спутников Млечного Пути и Местной группы оставались незамеченными до появления современных астрономических исследований, таких как Слоановский цифровой обзор неба ( SDSS ) и Обзор темной энергии (Dark Energy Survey). ДЕЗ ). ^{[10] [11]} В частности, в настоящее время известно, что Млечный Путь содержит 59 галактик-спутников (см. Галактики-спутники Млечного Пути ), однако два из этих спутников, известные как Большое Магелланово Облако и Малое Магелланово Облако, можно было наблюдать в Южное полушарие невооруженным глазом с древних времен. Тем не менее, современные космологические теории формирования и эволюции галактик предсказывают гораздо большее количество галактик-спутников, чем наблюдается (см. проблему недостающих спутников ). ^{[12] [13]} Однако более поздние симуляции с высоким разрешением показали, что нынешнее количество наблюдаемых спутников не представляет угрозы для распространенной теории формирования галактик. ^{[14] [15]}

Анимация, иллюстрирующая историю открытия галактик-спутников Млечного Пути за последние 100 лет. Классические галактики-спутники отмечены синим цветом (помечены их названиями), открытия SDSS — красным, а более поздние открытия (в основном с помощью DES ) — зеленым.

Мотивы для изучения галактик-спутников

Спектроскопические , фотометрические и кинематические наблюдения галактик-спутников дали богатую информацию, которая была использована, среди прочего, для изучения формирования и эволюции галактик , эффектов окружающей среды, которые увеличивают или уменьшают скорость звездообразования внутри галактик, а также распределения звезд. темной материи внутри гало темной материи. В результате галактики-спутники служат испытательным полигоном для предсказаний, сделанных космологическими моделями . ^{[14] [16] [17]}

Классификация галактик-спутников

Как упоминалось выше, галактики-спутники обычно относят к категории карликовых галактик и, следовательно, следуют той же схеме классификации Хаббла, что и их хозяин, с небольшим добавлением строчной буквы «d» перед различными стандартными типами для обозначения статуса карликовой галактики. К этим типам относятся карликовые неправильные (dI), карликовые сфероидальные (dSph), карликовые эллиптические (dE) и карликовые спиральные (dS). Однако из всех этих типов считается, что карликовые спирали — это не спутники, а скорее карликовые галактики, которые встречаются только в полевых условиях. ^[18]

Карликовые неправильные галактики-спутники

Карликовые неправильные галактики-спутники характеризуются хаотичным и асимметричным внешним видом, низким содержанием газа, высокой скоростью звездообразования и низкой металличностью . ^[19] Три ближайших карликовых неправильных спутника Млечного Пути включают Малое Магелланово Облако, Карлик Большого Пса и недавно обнаруженную Антлию-2 .

Большое Магелланово Облако , крупнейшая галактика-спутник Млечного Пути и четвертая по величине в Местной группе . Этот спутник также классифицируется как переходный тип между спиральным карликом и неправильным карликом.

Карликовые эллиптические галактики-спутники

Карликовые эллиптические галактики-спутники характеризуются овальной формой на небе, неупорядоченным движением составляющих звезд, металличностью от умеренной до низкой, низким содержанием газа и старым звездным населением. Карликовые эллиптические галактики-спутники Местной группы включают NGC 147 , NGC 185 и NGC 205 , которые являются спутниками нашей соседней галактики Андромеды. ^{[19] [20]}

Карликовые сфероидальные галактики-спутники

Карликовые сфероидальные галактики-спутники характеризуются своим размытым внешним видом, низкой поверхностной яркостью , высоким отношением массы к свету (т.е. с преобладанием темной материи), низкой металличностью, низким содержанием газа и старым звездным населением. ^[1] Более того, карликовые сфероиды составляют самую большую популяцию известных галактик-спутников Млечного Пути. Некоторые из этих спутников включают Геркулеса , Рыб II и Льва IV , названных в честь созвездия , в котором они находятся. ^[19]

Переходные типы

В результате незначительных слияний и воздействия окружающей среды некоторые карликовые галактики классифицируются как галактики-спутники промежуточного или переходного типа. Например, Phoenix и LGS3 классифицируются как промежуточные типы, которые, по-видимому, переходят от карликовых неправильных форм к карликовым сфероидальным. Кроме того, считается, что Большое Магелланово Облако находится в процессе перехода от карликовой спирали к карликовой неправильной форме. ^[19]

Формирование галактик-спутников

Согласно стандартной модели космологии (известной как модель ΛCDM ), образование галактик-спутников неразрывно связано с наблюдаемой крупномасштабной структурой Вселенной. В частности, модель ΛCDM основана на предположении, что наблюдаемая крупномасштабная структура является результатом восходящего иерархического процесса, который начался после эпохи рекомбинации , в которой электрически нейтральные атомы водорода образовывались в результате связывания свободных электронов и протонов. вместе. По мере роста соотношения нейтрального водорода к свободным протонам и электронам росли и флуктуации плотности барионной материи. Эти флуктуации быстро выросли до такой степени, что стали сравнимы с флуктуациями плотности темной материи . Более того, меньшие флуктуации массы выросли до нелинейности , стали вириализованными (т.е. достигли гравитационного равновесия), а затем иерархически сгруппировались в последовательно более крупных связанных системах. ^[21]

Газ внутри этих связанных систем конденсировался и быстро охлаждался, образуя холодные гало темной материи, которые постепенно увеличивались в размерах за счет слияния и накопления дополнительного газа посредством процесса, известного как аккреция . Крупнейшие связанные объекты, образовавшиеся в результате этого процесса, известны как сверхскопления , такие как сверхскопление Девы , которое содержит меньшие скопления галактик, которые сами окружены еще меньшими карликовыми галактиками . Более того, в этой модели карликовые галактики считаются фундаментальными строительными блоками, из которых рождаются более массивные галактики, а спутники, которые наблюдаются вокруг этих галактик, — это карлики, которые еще не поглощены своим хозяином. ^[22]

Накопление массы в гало темной материи

Грубый, но полезный метод определения того, как гало темной материи постепенно набирают массу за счет слияний менее массивных гало, можно объяснить с помощью формализма набора экскурсий, также известного как расширенный формализм Пресса-Шехтера (EPS). ^[23] Помимо прочего, формализм EPS можно использовать для вывода доли массы , возникшей из коллапсирующих объектов определенной массы в более раннее время, путем применения статистики марковских случайных блужданий к траекториям массовых элементов в -пространстве, где и представляют собой дисперсию массы и сверхплотность соответственно. ${\displaystyle M_{2}}$ ${\textstyle t_{1}<t_{2}}$ ${\displaystyle (S,\delta )}$ ${\textstyle S=\sigma ^{2}(M)}$ ${\displaystyle \delta ={\rho (x)-{\bar {\rho }} \over {\bar {\rho }}}}$

В частности, формализм EPS основан на анзаце , который гласит, что «доля траекторий с первым пересечением барьера в момент времени равна массовой доле в момент времени , которая включена в ореолы с массами ». ^[24] Следовательно, этот анзац гарантирует, что каждая траектория пересечет барьер при некотором сколь угодно большом , и в результате он гарантирует, что каждый элемент массы в конечном итоге станет частью ореола. ^[24] ${\textstyle \delta _{S}=\delta _{critical}(t)}$ ${\textstyle S>S_{1}=\sigma ^{2}(M_{1})}$ ${\displaystyle t}$ ${\textstyle M<M_{1}}$ ${\displaystyle \delta _{S}=\delta _{critical}(t)}$ ${\displaystyle S}$

Более того, доля массы , возникшая из коллапсирующих объектов определенной массы в более раннее время, может быть использована для определения среднего количества предшественников в определенный момент времени в пределах интервала масс , которые слились, чтобы создать ореол в момент времени . Это достигается путем рассмотрения сферической области массы с соответствующей дисперсией массы и линейной сверхплотностью , где - линейная скорость роста, нормализованная к единице во времени, и - критическая сверхплотность, при которой исходная сферическая область схлопнулась с образованием вириализованного объекта. . ^[24] Математически функция массы предшественника выражается как: ${\displaystyle M_{2}}$ ${\textstyle t_{1}<t_{2}}$ ${\displaystyle t_{1}}$ ${\textstyle (M_{1},M_{1}+dM_{1})}$ ${\displaystyle M_{2}}$ ${\displaystyle t_{2}}$ ${\displaystyle M_{2}}$ ${\textstyle S_{2}=\sigma ^{2}(M_{2})}$ ${\textstyle \delta _{2}=\delta _{c}(t_{2})={\delta _{c} \over D(t_{2})}}$ ${\textstyle D(t_{2})}$ ${\textstyle t_{2}}$ ${\textstyle \delta _{c}}$

$${\displaystyle N(M_{1},t_{1}|M_{2},t_{2})\operatorname {dM_{1}} ={\frac {M_{2}}{M_{1}}}f_{PS}(\nu _{12}){\Bigg |}{\operatorname {d} \ln(\nu _{12}) \over \operatorname {d} \ln(M_{1})}{\Bigg |}\operatorname {dM_{1}} }$$

^[24] ${\textstyle \nu _{12}={\delta _{1}-\delta _{2} \over {\sqrt {S_{1}-S_{2}}}}}$ ${\textstyle f_{PS}(\nu _{12})={\sqrt {2 \over \pi }}\nu _{12}\exp({-\nu _{12}^{2} \over 2})}$ ${\textstyle \ln(\nu _{12})}$

Различные сравнения функции массы предшественника с численным моделированием пришли к выводу, что хорошее согласие между теорией и моделированием достигается только тогда, когда она мала, в противном случае массовая доля в предшественниках с большой массой значительно недооценивается, что можно объяснить грубыми предположениями, такими как предположение о идеально сферическую модель коллапса и использование поля линейной плотности в отличие от нелинейного поля плотности для характеристики коллапсирующих структур. ^{[25] [26]} Тем не менее, полезность формализма EPS заключается в том, что он обеспечивает удобный в вычислительном отношении подход к определению свойств гало темной материи. ${\displaystyle \Delta t=t_{2}-t_{1}}$

Скорость слияния Halo

Другая полезность формализма EPS состоит в том, что его можно использовать для определения скорости, с которой гало начальной массы M сливается с гало с массой между M и M + ΔM. ^[24] Эта скорость определяется выражением

$${\displaystyle {\mathcal {P}}(\Delta M|M,t)\operatorname {d} \ln \Delta M\operatorname {d} \ln t={\frac {1}{\sqrt {2\pi }}}{\Bigg [}{\frac {S_{1}}{(S_{1}-S_{2})}}{\Bigg ]}^{3/2}\exp {\Bigg [}-{\frac {\delta _{c}^{2}(S_{1}-S_{2})}{2S_{1}S_{2}}}{\Bigg ]}{\Bigg |}{\frac {\operatorname {d} \ln \delta _{c}}{\operatorname {d} \ln t}}{\Bigg |}{\Bigg |}{\frac {\operatorname {d} \ln S_{2}}{\operatorname {d} \ln \Delta M}}{\Bigg |}{\frac {\delta _{c}}{\sqrt {S_{2}}}}\mathrm {d} \ln t\,\mathrm {d} \ln \Delta M}$$

где , . В общем, изменение массы представляет собой сумму множества мелких слияний. Тем не менее, учитывая бесконечно малый интервал времени, разумно считать, что изменение массы происходит за счет единичных событий слияния, при которых происходит переход к . ^[24] ${\textstyle S_{1}=\sigma ^{2}(M)}$ ${\textstyle S_{2}=\sigma ^{2}(M+\Delta M)}$ ${\displaystyle \Delta M}$ ${\displaystyle \operatorname {dt} }$ ${\displaystyle M_{1}}$ ${\displaystyle M_{2}}$

Галактический каннибализм (незначительные слияния)

Остатки незначительного слияния можно наблюдать в виде звездного потока, падающего на галактику NGC 5907 .

На протяжении всей своей жизни галактики-спутники, вращающиеся в гало темной материи, испытывают динамическое трение и, следовательно, погружаются глубже в гравитационный потенциал своего хозяина в результате орбитального распада . В ходе этого спуска звезды во внешней области спутника постепенно удаляются из-за приливных сил родительской галактики. Этот процесс, являющийся примером незначительного слияния, продолжается до тех пор, пока спутник не будет полностью разрушен и не поглощен родительскими галактиками. ^[27] Доказательства этого разрушительного процесса можно наблюдать в потоках звездного мусора вокруг далеких галактик.

Скорость орбитального распада

По мере того как спутники вращаются вокруг своего хозяина и взаимодействуют друг с другом, они постепенно теряют небольшое количество кинетической энергии и углового момента из-за динамического трения. Следовательно, расстояние между хостом и спутником постепенно уменьшается, чтобы сохранить угловой момент. Этот процесс продолжается до тех пор, пока спутник окончательно не сольется с материнской галактикой. Кроме того, если мы предположим, что хост представляет собой сингулярную изотермическую сферу (SIS), а спутник представляет собой SIS, который резко обрезан на радиусе, при котором он начинает ускоряться по направлению к хосту (известный как радиус Якоби ), то время, которое необходимое для того, чтобы динамическое трение привело к незначительному слиянию, можно аппроксимировать следующим образом: ${\displaystyle t_{\mathrm {f} ric}}$

$${\displaystyle t_{\mathrm {fric} }={\frac {2.34}{\ln \Lambda }}{\frac {\sigma _{\mathcal {M}}^{2}}{\sigma _{\mathrm {s} }^{3}}}r_{\mathrm {i} }={\frac {2.7\ \mathrm {Gyr} }{\ln \Lambda }}{\frac {r_{\mathrm {i} }}{30\ \mathrm {kpc} }}{\bigg (}{\frac {\sigma _{\mathcal {M}}}{200\ \mathrm {km} \ \mathrm {s^{-1}} }}{\bigg )}^{2}{\bigg (}{\frac {100\mathrm {\ km\ s^{-1}} }{\sigma _{\mathrm {s} }}}{\bigg )}^{3}}$$

дисперсия скоростейкулоновский логарифм,прицельный параметррадиус полумассысоотношение Фабера-Джексона^[27] ${\textstyle r_{i}}$ ${\textstyle t=0}$ ${\textstyle \sigma _{\mathcal {M}}}$ ${\displaystyle \sigma _{\mathrm {s} }}$ ${\displaystyle \ln \Lambda }$ ${\textstyle \ln \Lambda =\ln {\Big (}{\frac {b_{\mathrm {max} }}{\mathrm {max} (r_{\mathrm {h} },GM/v_{\mathrm {typ} }^{2})}}{\Big )}}$ ${\textstyle b_{\max }}$ ${\textstyle r_{\mathrm {h} }}$ ${\textstyle v_{\mathrm {typ} }^{2}}$ ${\textstyle r_{\mathrm {h} }={\frac {\sigma _{\mathrm {s} }}{2^{3/2}\sigma _{\mathcal {M}}}}r}$ ${\displaystyle {\frac {GM}{v_{\mathrm {typ} }^{2}}}={\frac {{\sqrt {2}}\sigma _{\mathrm {s} }^{2}}{\sigma _{\mathcal {M}}^{3}}}r}$

Фотография галактики Игла (NGC 4565) с ребра, демонстрирующая наблюдаемые компоненты толстого и тонкого диска галактик-спутников.

Образование звезд, вызванное незначительным слиянием

В 1978 году новаторская работа астрономов Беатрис Тинсли и Ричарда Ларсона по измерению цвета остатков слияния привела к предположению, что слияния усиливают звездообразование. Их наблюдения показали, что аномальный синий цвет был связан с остатками слияния. До этого открытия астрономы уже классифицировали звезды (см. звездные классификации ), и было известно, что молодые массивные звезды имеют более синий цвет из-за их света, излучаемого на более коротких длинах волн . Кроме того, было также известно, что эти звезды живут недолго из-за быстрого потребления топлива, чтобы оставаться в гидростатическом равновесии . Таким образом, наблюдение того, что остатки слияния были связаны с большими популяциями молодых массивных звезд, позволило предположить, что слияния вызывают быстрое звездообразование (см. галактику со звездообразованием ). ^[28] С тех пор, как было сделано это открытие, различные наблюдения подтвердили, что слияния действительно вызывают энергичное звездообразование. ^[27] Несмотря на то, что крупные слияния гораздо более эффективны для формирования звезд, чем мелкие слияния, известно, что мелкие слияния встречаются значительно чаще, чем крупные слияния, поэтому постулируется, что кумулятивный эффект мелких слияний в течение космического времени также в значительной степени способствует взрыву звезд. звездообразование. ^[29]

Незначительные слияния и происхождение компонентов толстых дисков

Наблюдения галактик с ребра предполагают повсеместное наличие тонкого диска , толстого диска и компонента гало галактик. Несмотря на очевидную повсеместность этих компонентов, все еще продолжаются исследования, чтобы определить, являются ли толстый диск и тонкий диск действительно разными компонентами. ^[30] Тем не менее, было предложено множество теорий, объясняющих происхождение компонента толстого диска, и среди этих теорий есть теория, которая предполагает незначительные слияния. В частности, предполагается, что ранее существовавший тонкий диск родительской галактики нагревается во время незначительного слияния и, следовательно, тонкий диск расширяется, образуя более толстый компонент диска. ^[31]

Смотрите также

• Карликовая галактика
• Карликовая сфероидальная галактика
• Карликовая эллиптическая галактика
• Слияние галактик
• Орбитальный распад
• Приливная зачистка
• Последовательность Хаббла
• Звездообразная галактика
• Галактический прилив
• Взаимодействующая галактика
• Галактики-спутники Млечного Пути
• Галактики-спутники Андромеды
• Давление поршня

Рекомендации

1. Бинни, Джеймс (2008). Галактическая динамика . Тремейн, Скотт, 1950- (2-е изд.). Принстон: Издательство Принстонского университета. ISBN 9781400828722. ОСЛК  759807562.
2. «Что такое галактика-спутник?». Космическая площадка НАСА . Проверено 10 апреля 2016 г.
3. "Карликовые галактики". www.cfa.harvard.edu . Проверено 10 июня 2018 г.
4. Уиллман, Бет; Стрейдер, Джей (1 сентября 2012 г.). "«Галактика, определение». Астрономический журнал . 144 (3): 76. arXiv : 1203.2608 . Бибкод : 2012AJ....144...76W. doi : 10.1088/0004-6256/144/3/76. ISSN  0004-6256. S2CID  250756695.
5. Форбс, Дункан А.; Крупа, Павел; Мец, Мануэль; Спитлер, Ли (29 июня 2009 г.). «Шаровые скопления и галактики-спутники: спутники Млечного Пути» (PDF) . Меркурий . 38 (2): 24–27. arXiv : 0906.5370 . Бибкод : 2009arXiv0906.5370F.
6. Ветцель, Эндрю Р.; Толлеруд, Эрик Дж.; Вайс, Дэниел Р. (22 июля 2015 г.). «Быстрое экологическое тушение карликовых галактик-спутников в Местной группе». Астрофизический журнал . 808 (1): Л27. arXiv : 1503.06799 . Бибкод : 2015ApJ...808L..27W. дои : 10.1088/2041-8205/808/1/L27. ISSN  2041-8213. S2CID  33556186.
7. «Ссылка на нашу Галактику и ее спутники, чтобы поделиться этой страницей на Facebook» . Челигман . Проверено 8 апреля 2016 г.
8. «HubbleSite: Новости - Астрономы определили частоту столкновений галактик» . сайт хабблсайт.org . Проверено 14 июня 2018 г.
9. Бинни, Джеймс (1998). Галактическая астрономия . Меррифилд, Майкл, 1964-. Принстон, Нью-Джерси: Издательство Принстонского университета. ISBN 978-0691004020. ОСЛК  39108765.
10. Сотрудничество DES; Дрлица-Вагнер, А.; Бечтол, К.; Рыкофф, Е.С.; Люке, Э.; Кейруш, А.; Мао, Ю.-Ю.; Векслер, Р.Х.; Саймон, JD (4 ноября 2015 г.). «Восемь сверхтусклых галактик-кандидатов обнаружены во второй год исследования темной энергии». Астрофизический журнал . 813 (2): 109. arXiv : 1508.03622 . Бибкод : 2015ApJ...813..109D. дои : 10.1088/0004-637X/813/2/109. ISSN  1538-4357. S2CID  55909299.
11. Ван, Пэн; Го, Цюань; Либескинд, Ноам И.; Темпель, Эльмо; Вэй, Чэнлян; Кан, Си (15 мая 2018 г.). «Выравнивание формы галактик-спутников в парах галактик в SDSS». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 484 (3): 4325–4336. arXiv : 1805.06096 . doi : 10.1093/mnras/stz285.
12. Клыпин, Анатолий; Кравцов Андрей В.; Валенсуэла, Октавио; Прада, Франциско (сентябрь 1999 г.). «Где пропавшие галактические спутники?». Астрофизический журнал . 522 (1): 82–92. arXiv : astro-ph/9901240 . Бибкод : 1999ApJ...522...82K. дои : 10.1086/307643. ISSN  0004-637X. S2CID  12983798.
13. Баллок, Джеймс С. (22 сентября 2010 г.). «Заметки о проблеме пропавших спутников». arXiv : 1009.4505 [astro-ph.CO].
14. Ветцель, Эндрю Р.; Хопкинс, Филип Ф.; Ким, Джи Хун; Фауше-Жигер, Клод-Андре; Керес, Душан; Куатаерт, Элиот (11 августа 2016 г.). «Согласование карликовых галактик с космологией LCDM: моделирование реалистичной популяции спутников вокруг галактики массы Млечного Пути». Астрофизический журнал . 827 (2): Л23. arXiv : 1602.05957 . Бибкод : 2016ApJ...827L..23W. дои : 10.3847/2041-8205/827/2/L23 . ISSN  2041-8213. S2CID  16245449.
15. Ким, Стейси Ю.; Питер, Анника Х.Г.; Харгис, Джонатан Р. (2018). «Проблемы пропавших спутников не существует». Письма о физических отзывах . 121 (21): 211302. arXiv : 1711.06267 . doi : 10.1103/PhysRevLett.121.211302. PMID  30517791. S2CID  54484838.
16. Ли, Чжао-Чжоу; Цзин, Ю.П.; Цянь, Юн-Чжун; Юань, Чжэнь; Чжао, Донг-Хай (22 ноября 2017 г.). «Определение массы гало темной материи по динамике галактик-спутников». Астрофизический журнал . 850 (2): 116. arXiv : 1710.08003 . Бибкод : 2017ApJ...850..116L. дои : 10.3847/1538-4357/aa94c0 . ISSN  1538-4357. S2CID  59388535.
17. Войтак, Радослав; Мамон, Гэри А. (21 января 2013 г.). «Физические свойства, лежащие в основе наблюдаемой кинематики галактик-спутников». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 428 (3): 2407–2417. arXiv : 1207.1647 . Бибкод : 2013MNRAS.428.2407W. дои : 10.1093/mnras/sts203. ISSN  1365-2966.
18. Шомберт, Джеймс М.; Пилдис, Рэйчел А.; Эдер, Джо Энн; Оемлер, Август младший (ноябрь 1995 г.). «Гномьи спирали». Астрономический журнал . 110 : 2067. Бибкод : 1995AJ....110.2067S. дои : 10.1086/117669 . ISSN  0004-6256.
19. Sparke, Линда Шивон ; Галлахер, Джон С. (2007). Галактики во Вселенной: введение (2-е изд.). Кембридж: Издательство Кембриджского университета. ISBN 978-0521855938. ОСЛК  74967110.
20. Хенслер, Герхард (2011). «Морфологическое происхождение карликовых галактик». Серия публикаций EAS . 48 : 383–395. arXiv : 1103.1116 . Бибкод : 2011EAS....48..383H. дои : 10.1051/eas/1148086. ISSN  1633-4760. S2CID  118353978.
21. Блюменталь, Джордж Р.; Фабер, С.М.; Примак, Джоэл Р.; Рис, Мартин Дж. (октябрь 1984 г.). «Формирование галактик и крупномасштабной структуры с холодной темной материей». Природа . 311 (5986): 517–525. Бибкод : 1984Natur.311..517B. дои : 10.1038/311517a0. ISSN  0028-0836. ОСТИ  1447148. S2CID  4324282.
22. Кравцов, Андрей В. (2010). «Подструктура темной материи и карликовые галактические спутники». Достижения астрономии . 2010 : 281913. arXiv : 0906.3295 . Бибкод : 2010AdAst2010E...8K. дои : 10.1155/2010/281913 . ISSN  1687-7969. S2CID  14595577.
23. Бонд, младший; Коул, С.; Эфстатиу, Г.; Кайзер, Н. (октябрь 1991 г.). «Массовые функции экскурсионного набора для иерархических гауссовских флуктуаций». Астрофизический журнал . 379 : 440. Бибкод : 1991ApJ...379..440B. дои : 10.1086/170520 . ISSN  0004-637X.
24. Houjun., Мо (2010). Образование и эволюция галактик . Ван ден Бош, Франк, 1969-, Уайт, С. (Саймон Д.М.). Кембридж: Издательство Кембриджского университета. ISBN 9780521857932. ОСЛК  460059772.
25. Сомервилл, Рэйчел С.; Примак, Джоэл Р. (декабрь 1999 г.). «Полуаналитическое моделирование формирования галактик: локальная вселенная». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 310 (4): 1087–1110. arXiv : astro-ph/9802268 . Бибкод : 1999MNRAS.310.1087S. дои : 10.1046/j.1365-8711.1999.03032.x. ISSN  0035-8711. S2CID  15513184.
26. Чжан, Цзюнь; Фахури, Онси; Ма, Чунг-Пей (1 октября 2008 г.). «Как вырастить здоровое дерево слияния». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 389 (4): 1521–1538. arXiv : 0805.1230 . Бибкод : 2008MNRAS.389.1521Z. дои : 10.1111/j.1365-2966.2008.13671.x. S2CID  6057645.
27. Бинни, Джеймс (2008). Галактическая динамика . Тремейн, Скотт, 1950- (2-е изд.). Принстон: Издательство Принстонского университета. п. 705. ИСБН 9781400828722. ОСЛК  759807562.
28. Ларсон, РБ; Тинсли, Б.М. (январь 1978 г.). «Темпы звездообразования в нормальных и пекулярных галактиках». Астрофизический журнал . 219 : 46. Бибкод : 1978ApJ...219...46L. дои : 10.1086/155753 . ISSN  0004-637X.
29. Кавирадж, Сугата (1 июня 2014 г.). «Важность звездообразования, вызванного малыми слияниями, и роста черных дыр в дисковых галактиках». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 440 (4): 2944–2952. arXiv : 1402.1166 . Бибкод : 2014MNRAS.440.2944K. doi : 10.1093/mnras/stu338. ISSN  1365-2966.
30. Бови, Джо; Рикс, Ханс-Вальтер; Хогг, Дэвид В. (2012). «У Млечного Пути нет отдельного толстого диска». Астрофизический журнал . 751 (2): 131. arXiv : 1111.6585 . Бибкод : 2012ApJ...751..131B. дои : 10.1088/0004-637X/751/2/131. ISSN  0004-637X. S2CID  119299930.
31. Ди Маттео, П.; Ленерт, доктор медицины; Цюй, Ю.; ван Дрил, В. (январь 2011 г.). «Формирование толстого диска за счет нагрева тонкого диска: согласие с эксцентриситетом орбит звезд в окрестностях Солнца». Астрономия и астрофизика . 525 : Л3. arXiv : 1011.3825 . Бибкод : 2011A&A...525L...3D. дои : 10.1051/0004-6361/201015822. ISSN  0004-6361. S2CID  118581594.