Спутниковая галактика

Галактика, которая вращается вокруг более крупной галактики из-за гравитационного притяжения

Галактики-спутники Млечного Пути

Спутниковая галактика — 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] Спутниковые галактики и их составляющие связаны со своей родительской галактикой таким же образом, как планеты в Солнечной системе гравитационно связаны с Солнцем . ^[2] В то время как большинство спутниковых галактик являются карликовыми галактиками , спутниковые галактики больших скоплений галактик могут быть гораздо более массивными. ^[3] Вокруг Млечного Пути вращаются около пятидесяти спутниковых галактик, крупнейшей из которых является Большое Магелланово Облако .

Более того, галактики-спутники — не единственные астрономические объекты, которые гравитационно связаны с более крупными родительскими галактиками (см. шаровые скопления ). По этой причине астрономы определили галактики как гравитационно связанные скопления звезд , которые проявляют свойства, которые не могут быть объяснены комбинацией барионной материи (т. е. обычной материи ) и законов тяготения Ньютона . ^[4] Например, измерения орбитальной скорости звезд и газа внутри спиральных галактик приводят к кривой скорости , которая значительно отклоняется от теоретического предсказания. Это наблюдение мотивировало различные объяснения, такие 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 диффузные по сравнению с шаровыми скоплениями, но также окутаны массивными гало темной материи , которые, как считается, были наделены ими в процессе формирования. ^[5]

Спутниковые галактики обычно ведут бурную жизнь из-за их хаотических взаимодействий как с более крупной родительской галактикой, так и с другими спутниками. Например, родительская галактика способна разрушать орбитальные спутники посредством приливного и лобового давления . Эти экологические эффекты могут удалять большие количества холодного газа из спутников (т. е. топливо для звездообразования ), и это может привести к тому, что спутники станут неподвижными в том смысле, что они перестанут образовывать звезды. ^[6] Более того, спутники также могут сталкиваться со своей родительской галактикой, что приводит к небольшому слиянию (т. е. слиянию галактик со значительно различающимися массами). С другой стороны, спутники также могут сливаться друг с другом, что приводит к крупному слиянию (т. е. слиянию галактик со сравнимыми массами). Галактики в основном состоят из пустого пространства, межзвездного газа и пыли , и поэтому слияния галактик не обязательно подразумевают столкновения между объектами из одной галактики и объектами из другой, однако эти события обычно приводят к гораздо более массивным галактикам. Следовательно, астрономы стремятся ограничить скорость, с которой происходят как малые, так и большие 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 том, что галактики существуют за пределами Млечного Пути, не было устоявшимся. Фактически, эта идея была настолько спорной в то время, что она привела к тому, что сейчас провозглашается как « Великий спор Шепли-Кертиса », метко названный в честь астрономов Харлоу Шепли и Хебера Дуста Кертиса , которые обсуждали природу «туманностей» и размер Млечного Пути в Национальной академии наук 26 апреля 1920 года. Шепли утверждал, что Млечный Путь — это вся вселенная (охватывающая более 100 000 световых лет или 30 килопарсек в поперечнике) и что все наблюдаемые «туманности» (в настоящее время известные как галактики) находятся в этой области. С другой стороны, Кертис утверждал, что Млечный Путь намного меньше и что наблюдаемые туманности на самом деле являются галактиками, похожими на Млечный Путь. ^[9] Этот спор не был урегулирован до конца 1923 года, когда астроном Эдвин Хаббл измерил расстояние до M31 (в настоящее время известной как галактика Андромеды) с помощью переменных звезд цефеид. Измерив период этих звезд, Хаббл смог оценить их внутреннюю светимость, и после объединения этого с их измеренной видимой величиной он оценил расстояние в 300 кпк, что было на порядок больше, чем предполагаемый размер Вселенной, сделанный Шепли. Это измерение подтвердило, что не только Вселенная была намного больше, чем предполагалось ранее, но и продемонстрировало, что наблюдаемые туманности на самом деле были далекими галактиками с широким диапазоном морфологий (см. последовательность Хаббла ). ^[9]

Современность

Несмотря на открытие Хаббла, что Вселенная кишит галактиками, большинство спутниковых галактик Млечного Пути и Местной группы оставались незамеченными до появления современных астрономических обзоров, таких как Слоановский цифровой обзор неба ( SDSS ) и Обзор темной энергии ( DES ). ^{[10] [11]} В частности, в настоящее время известно, что у Млечного Пути имеется 59 спутниковых галактик (см. спутниковые галактики Млечного Пути ), однако два из этих спутников, известные как Большое Магелланово Облако и Малое Магелланово Облако, можно было наблюдать в Южном полушарии невооруженным глазом с древних времен. Тем не менее, современные космологические теории формирования и эволюции галактик предсказывают гораздо большее количество спутниковых галактик, чем наблюдается (см. проблему отсутствующих спутников ). ^{[12] [13]} Однако более поздние моделирования с высоким разрешением продемонстрировали, что текущее количество наблюдаемых спутников не представляет угрозы для общепринятой теории формирования галактик. ^{[14] [15]}

Анимация, иллюстрирующая историю открытия спутниковых галактик Млечного Пути за последние 100 лет. Классические спутниковые галактики обозначены синим цветом (с указанием их названий), SDSS -открытия — красным, а более поздние открытия (в основном с DES ) — зеленым.

Мотивы изучения спутниковых галактик

Спектроскопические , фотометрические и кинематические наблюдения спутниковых галактик дали богатый объем информации, которая была использована для изучения, среди прочего, формирования и эволюции галактик , эффектов окружающей среды, которые увеличивают и уменьшают скорость звездообразования внутри галактик и распределения темной материи в гало темной материи. В результате спутниковые галактики служат испытательным полигоном для прогнозов, сделанных космологическими моделями . ^{[14] [16] [17]}

Классификация галактик-спутников

Как упоминалось выше, галактики-спутники обычно классифицируются как карликовые галактики и поэтому следуют аналогичной схеме классификации Хаббла , как и их хозяева, с небольшим добавлением строчной буквы «d» перед различными стандартными типами для обозначения статуса карликовой галактики. Эти типы включают карликовую нерегулярную (dI), карликовую сфероидальную (dSph), карликовую эллиптическю (dE) и карликовую спиральную (dS). Однако из всех этих типов считается, что карликовые спирали не являются спутниками, а скорее карликовыми галактиками, которые встречаются только в поле. ^[18]

Карликовые нерегулярные галактики-спутники

Карликовые нерегулярные спутниковые галактики характеризуются хаотичным и асимметричным внешним видом, низкой долей газа, высокой скоростью звездообразования и низкой металличностью . ^[19] Три ближайших карликовых нерегулярных 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 карликовой спиральной и карликовой неправильной галактикой.

Карликовые эллиптические галактики-спутники

Карликовые эллиптические галактики-спутники характеризуются овальным видом на небе, беспорядочным движением составляющих их звезд, умеренной или низкой металличностью, низким содержанием газа и старым звездным населением. Карликовые эллиптические галактики-спутники в Местной группе включают NGC 147 , NGC 185 и NGC 205 , которые являются спутниками нашей соседней галактики Андромеда. ^{[19] [20]}

Карликовые сфероидальные галактики-спутники

Карликовые сфероидальные галактики-спутники характеризуются диффузным внешним видом, низкой поверхностной яркостью , высоким отношением массы к светимости (т.е. преобладанием темной материи), низкой металличностью, низкой долей газа и старым звездным населением. ^[1] Более того, карликовые сфероидальные галактики составляют самую большую популяцию известных спутниковых галактик Млечного Пути. Некоторые из этих спутников включают Геркулес , Рыбы II и Лев IV , которые названы в честь созвездия , в котором они находятся. ^[19]

Переходные типы

В результате незначительных слияний и воздействия окружающей среды некоторые карликовые галактики классифицируются как промежуточные или переходные типы спутниковых галактик. Например, Phoenix и LGS3 классифицируются как промежуточные типы, которые, по-видимому, переходят от карликовых нерегулярных к карликовым сфероидальным. Кроме того, Большое Магелланово Облако считается находящимся в процессе перехода от карликовой спирали к карликовой нерегулярной. ^[19]

Формирование галактик-спутников

Согласно стандартной модели космологии (известной как модель ΛCDM ), формирование спутниковых галактик неразрывно связано с наблюдаемой крупномасштабной структурой Вселенной. В частности, модель ΛCDM основана на предпосылке, что наблюдаемая крупномасштабная структура является результатом иерархического процесса снизу вверх, который начался после эпохи рекомбинации , в которой электрически нейтральные атомы водорода образовались в результате связывания свободных электронов и протонов . По мере того, как соотношение нейтрального водорода к свободным протонам и электронам росло, росли и флуктуации плотности барионной материи. Эти флуктуации быстро росли до такой степени, что становились сопоставимыми с флуктуациями плотности темной материи . Более того, меньшие флуктуации массы росли до нелинейности , становились вириализованными (т. е. достигали гравитационного равновесия), а затем иерархически группировались в последовательно более крупных связанных системах. ^[21]

Газ внутри этих связанных систем конденсировался и быстро охлаждался в холодные гало темной материи , которые постоянно увеличивались в размерах, сливаясь вместе и накапливая дополнительный газ посредством процесса, известного как аккреция . Самые большие связанные объекты, образованные в результате этого процесса, известны как сверхскопления , такие как сверхскопление Девы , которые содержат меньшие скопления галактик, которые сами окружены еще меньшими карликовыми галактиками . Кроме того, в этой модели карликовые галактики считаются основными строительными блоками, которые дают начало более массивным галактикам, а спутники, которые наблюдаются вокруг этих галактик, являются карликами, которые еще не были поглощены их хозяином. ^[22]

Накопление массы в гало темной материи

Грубый, но полезный метод определения того, как гало темной материи постепенно набирают массу посредством слияния менее массивных гало, можно объяснить с помощью формализма экскурсионного множества, также известного как расширенный формализм Пресса-Шехтера (EPS). ^{[23] Помимо прочего, формализм} EPS можно использовать для определения доли массы , которая возникла из коллапсировавших объектов определенной массы в более раннее время , применяя статистику марковских случайных блужданий к траекториям массовых элементов в -пространстве, где и представляют дисперсию массы и избыточную плотность 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 вверх в момент времени равна массовой доле в момент времени, которая включена в гало с массами ». ^[24] Следовательно, этот анзац гарантирует, что каждая траектория пересечет барьер вверх при некотором произвольно большом , и в результате он гарантирует, что каждый элемент массы в конечном итоге станет частью гало. ^[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 , которая возникла из коллапсировавших объектов определенной массы в более раннее время, может быть использована для определения среднего числа прародителей в момент времени в интервале масс , которые слились, чтобы создать гало в момент времени . Это достигается путем рассмотрения сферической области массы с соответствующей дисперсией массы и линейной избыточной плотностью , где — линейная скорость роста, которая нормализована до единицы в момент времени , а — критическая избыточная плотность , при которой исходная сферическая область коллапсировала, чтобы сформировать вириализованный объект. ^[24] Математически функция массы прародителя выражается как: где и — функция множественности Пресса-Шехтера, которая описывает долю массы, связанную с гало в диапазоне . ^[24] ${\displaystyle M_{2}}$ ${\textstyle t_{1}<t_{2}}$ ${\displaystyle t_{1}}$ ${\textstyle (M_{1},M_{1}+dM_{1})}$ ${\displaystyle M_{2}}$ ${\displaystyle t_{2}}$ ${\displaystyle M_{2}}$ ${\textstyle S_{2}=\sigma ^{2}(M_{2})}$ ${\textstyle \delta _{2}=\delta _{c}(t_{2})={\delta _{c} \over D(t_{2})}}$ ${\textstyle D(t_{2})}$ ${\textstyle t_{2}}$ ${\textstyle \delta _{c}}$ $${\displaystyle N(M_{1},t_{1}|M_{2},t_{2})\operatorname {dM_{1}} ={\frac {M_{2}}{M_{1}}}f_{PS}(\nu _{12}){\Bigg |}{\operatorname {d} \ln(\nu _{12}) \over \operatorname {d} \ln(M_{1})}{\Bigg |}\operatorname {dM_{1}} }$$ ${\textstyle \nu _{12}={\delta _{1}-\delta _{2} \over {\sqrt {S_{1}-S_{2}}}}}$ ${\textstyle f_{PS}(\nu _{12})={\sqrt {2 \over \pi }}\nu _{12}\exp({-\nu _{12}^{2} \over 2})}$ ${\textstyle \ln(\nu _{12})}$

Различные сравнения функции массы прародителя с численным моделированием пришли к выводу, что хорошее согласие между теорией и моделированием достигается только тогда, когда мало, в противном случае массовая доля прародителей с большой массой значительно занижается, что можно объяснить грубыми предположениями, такими как предположение о идеально сферической модели коллапса и использование линейного поля плотности вместо нелинейного поля плотности для характеристики коллапсировавших структур. ^{[25] [26]} Тем не менее, полезность формализма EPS заключается в том, что он обеспечивает вычислительно удобный подход для определения свойств гало темной материи. ${\displaystyle \Delta t=t_{2}-t_{1}}$

Скорость слияния Halo

Еще одна полезность формализма EPS заключается 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 как

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

где , . В общем случае изменение массы, , является суммой множества мелких слияний. Тем не менее, учитывая бесконечно малый интервал времени, разумно считать, что изменение массы вызвано единичным событием слияния, в котором происходит переход в . ^[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 небольшого 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 . На протяжении всего этого спуска звезды во внешней области спутника неуклонно отрываются из-за приливных сил от галактики-хозяина. Этот процесс, являющийся примером небольшого слияния, продолжается до тех пор, пока спутник полностью не разрушится и не будет поглощен галактиками-хозяевами. ^[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 хозяином и спутником постепенно уменьшается, чтобы сохранить угловой момент. Этот процесс продолжается до тех пор, пока спутник в конечном итоге не сольется с галактикой-хозяином. Кроме того, если предположить, что хозяин представляет собой сингулярную изотермическую сферу (SIS), а спутник — SIS, резко усеченную на радиусе, на котором она начинает ускоряться по направлению к хозяину (известном как радиус Якоби ), то время , необходимое для того, чтобы динамическое трение привело к небольшому слиянию, можно аппроксимировать следующим образом: где — начальный радиус при , — дисперсия скоростей галактики-хозяина, — дисперсия скоростей спутника и — кулоновский логарифм, определяемый как с , и соответственно представляющий максимальный параметр удара , радиус полумассы и типичную относительную скорость. Более того, как радиус полумассы, так и типичная относительная скорость могут быть переписаны в терминах радиуса и дисперсии скоростей таким образом, что и . Используя соотношение Фабера-Джексона , дисперсию скоростей спутников и их хозяина можно оценить индивидуально по их наблюдаемой светимости. Поэтому, используя уравнение выше, можно оценить время, которое требуется галактике-спутнику, чтобы быть поглощенной галактикой-хозяином. ^[27] ${\displaystyle t_{\mathrm {f} ric}}$ $${\displaystyle t_{\mathrm {fric} }={\frac {2.34}{\ln \Lambda }}{\frac {\sigma _{\mathcal {M}}^{2}}{\sigma _{\mathrm {s} }^{3}}}r_{\mathrm {i} }={\frac {2.7\ \mathrm {Gyr} }{\ln \Lambda }}{\frac {r_{\mathrm {i} }}{30\ \mathrm {kpc} }}{\bigg (}{\frac {\sigma _{\mathcal {M}}}{200\ \mathrm {km} \ \mathrm {s^{-1}} }}{\bigg )}^{2}{\bigg (}{\frac {100\mathrm {\ km\ s^{-1}} }{\sigma _{\mathrm {s} }}}{\bigg )}^{3}}$$ ${\textstyle r_{i}}$ ${\textstyle t=0}$ ${\textstyle \sigma _{\mathcal {M}}}$ ${\displaystyle \sigma _{\mathrm {s} }}$ ${\displaystyle \ln \Lambda }$ ${\textstyle \ln \Lambda =\ln {\Big (}{\frac {b_{\mathrm {max} }}{\mathrm {max} (r_{\mathrm {h} },GM/v_{\mathrm {typ} }^{2})}}{\Big )}}$ ${\textstyle b_{\max }}$ ${\textstyle r_{\mathrm {h} }}$ ${\textstyle v_{\mathrm {typ} }^{2}}$ ${\textstyle r_{\mathrm {h} }={\frac {\sigma _{\mathrm {s} }}{2^{3/2}\sigma _{\mathcal {M}}}}r}$ ${\displaystyle {\frac {GM}{v_{\mathrm {typ} }^{2}}}={\frac {{\sqrt {2}}\sigma _{\mathrm {s} }^{2}}{\sigma _{\mathcal {M}}^{3}}}r}$

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

Звездообразование, вызванное незначительным слиянием

В 1978 году пионерская работа по измерению цветов остатков слияния астрономами Беатрис Тинсли и Ричардом Ларсоном дала начало представлению о том, 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 были более синими 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 для поддержания гидростатического равновесия . Поэтому наблюдение, что остатки слияния были связаны с большими популяциями молодых, массивных звезд, предполагало, что слияния вызывали быстрое звездообразование (см. звездообразование в галактиках ). ^[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 в управлении звездообразованием, чем мелкие слияния, известно, что мелкие слияния встречаются значительно чаще крупных слияний, поэтому предполагается, что кумулятивный эффект мелких слияний в течение космического времени также вносит значительный вклад в бурное звездообразование. ^[29]

Незначительные слияния и происхождение компонентов толстого диска

Наблюдения за галактиками, видимыми с ребра, предполагают повсеместное присутствие тонкого диска , толстого диска и гало -компонента галактик. Несмотря на кажущуюся повсеместность этих компонентов, все еще продолжаются исследования, чтобы определить, являются ли толстый диск и тонкий диск действительно отдельными компонентами. ^[30] Тем не менее, было предложено много теорий для объяснения происхождения компонента толстого диска, и среди этих теорий есть одна, которая включает в себя незначительные слияния. В частности, предполагается, что ранее существовавший тонкий дисковый компонент родительской галактики нагревается во время незначительного слияния, и, следовательно, тонкий диск расширяется, образуя более толстый дисковый компонент. ^[31]

Смотрите также

• Карликовая галактика
• Карликовая сфероидальная галактика
• Карликовая эллиптическая галактика
• Слияние галактик
• Орбитальный распад
• Приливно-отливная зачистка
• последовательность Хаббла
• Галактика со вспышкой звездообразования
• Галактический прилив
• Взаимодействующая галактика
• Галактики-спутники Млечного Пути
• Галактики-спутники Андромеды
• Давление плунжера

Ссылки

1. Binney, James (2008). Галактическая динамика . Tremaine, Scott, 1950- (2-е изд.). Princeton: Princeton University Press. ISBN 9781400828722. OCLC  759807562.
2. "Что такое галактика-спутник?". NASA Spaceplace . Получено 10 апреля 2016 г.
3. "Карликовые галактики". www.cfa.harvard.edu . Получено 10 июня 2018 г. .
4. Уиллман, Бет; Стрейдер, Джей (1 сентября 2012 г.).«Галактика», Определено». Астрономический журнал . 144 (3): 76. arXiv : 1203.2608 . Bibcode : 2012AJ....144...76W. doi : 10.1088/0004-6256/144/3/76. ISSN  0004-6256. S2CID  250756695.
5. Форбс, Дункан А.; Крупа, Павел; Метц, Мануэль; Спитлер, Ли (29 июня 2009 г.). «Шаровые скопления и галактики-спутники: спутники Млечного Пути» (PDF) . Меркурий . 38 (2): 24–27. arXiv : 0906.5370 . Bibcode : 2009arXiv0906.5370F.
6. Wetzel, Andrew R.; Tollerud, Erik J.; Weisz, Daniel R. (22 июля 2015 г.). "Быстрое гашение окружающей среды карликовых галактик-спутников в местной группе". The Astrophysical Journal . 808 (1): L27. arXiv : 1503.06799 . Bibcode :2015ApJ...808L..27W. doi :10.1088/2041-8205/808/1/L27. ISSN  2041-8213. S2CID  33556186.
7. "Наша Галактика и ее спутники Ссылка для публикации этой страницы на Facebook". Cseligman . Получено 8 апреля 2016 г. .
8. "HubbleSite: Новости - Астрономы определили скорость столкновения галактик". hubblesite.org . Получено 14 июня 2018 г. .
9. Binney, James (1998). Галактическая астрономия . Merrifield, Michael, 1964-. Princeton, NJ: Princeton University Press. ISBN 978-0691004020. OCLC  39108765.
10. Сотрудничество DES; Drlica-Wagner, A.; Bechtol, K.; Rykoff, ES; Luque, E.; Queiroz, A.; Mao, Y.-Y.; Wechsler, RH; Simon, JD (4 ноября 2015 г.). "Восемь кандидатов в сверхслабые галактики, обнаруженные за второй год исследования темной энергии". The Astrophysical Journal . 813 (2): 109. arXiv : 1508.03622 . Bibcode :2015ApJ...813..109D. doi :10.1088/0004-637X/813/2/109. ISSN  1538-4357. S2CID  55909299.
11. Ван, Пэн; Го, Цюань; Либескинд, Ноам И.; Темпель, Элмо; Вэй, Чэнлян; Кан, Си (15 мая 2018 г.). «Выравнивание формы спутниковых галактик в парах галактик в SDSS». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 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?». The Astrophysical Journal . 522 (1): 82–92. arXiv : astro-ph/9901240 . Bibcode : 1999ApJ...522...82K. doi : 10.1086/307643. ISSN  0004-637X. S2CID  12983798.
13. Буллок, Джеймс С. (22 сентября 2010 г.). «Заметки о проблеме пропавших спутников». arXiv : 1009.4505 [astro-ph.CO].
14. Wetzel, Andrew R.; Hopkins, Philip F.; Kim, Ji-hoon; Faucher-Giguere, Claude-Andre; Keres, Dusan; Quataert, Eliot (11 августа 2016 г.). "Примирение карликовых галактик с космологией LCDM: моделирование реалистичной популяции спутников вокруг галактики массой Млечный Путь". The Astrophysical Journal . 827 (2): L23. arXiv : 1602.05957 . Bibcode :2016ApJ...827L..23W. doi : 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 недостающих спутников нет». Physical Review Letters . 121 (21): 211302. arXiv : 1711.06267 . doi : 10.1103/PhysRevLett.121.211302. PMID  30517791. S2CID  54484838.
16. Ли, Чжао-Чжоу; Цзин, YP; Цянь, Юн-Чжун; Юань, Чжэнь; Чжао, Дун-Хай (22 ноября 2017 г.). «Определение массы гало темной материи по динамике галактик-спутников». The Astrophysical Journal . 850 (2): 116. arXiv : 1710.08003 . Bibcode :2017ApJ...850..116L. doi : 10.3847/1538-4357/aa94c0 . ISSN  1538-4357. S2CID  59388535.
17. Wojtak, Radoslaw; Mamon, Gary A. (21 января 2013 г.). «Физические свойства, лежащие в основе наблюдаемой кинематики спутниковых галактик». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 428 (3): 2407–2417. arXiv : 1207.1647 . Bibcode : 2013MNRAS.428.2407W. doi : 10.1093/mnras/sts203 . ISSN  1365-2966.
18. Шомберт, Джеймс М.; Пилдис, Рэйчел А.; Эдер, Джо Энн; Оемлер, Август младший (ноябрь 1995 г.). «Карликовые спирали». The Astronomical Journal . 110 : 2067. Bibcode : 1995AJ....110.2067S. doi : 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. OCLC  74967110.
20. Хенслер, Герхард (2011). «Морфологическое происхождение карликовых галактик». Серия публикаций EAS . 48 : 383–395. arXiv : 1103.1116 . Bibcode : 2011EAS....48..383H. doi : 10.1051/eas/1148086. ISSN  1633-4760. S2CID  118353978.
21. Блюменталь, Джордж Р.; Фабер, СМ; Примак, Джоэл Р.; Риз, Мартин Дж. (октябрь 1984 г.). «Формирование галактик и крупномасштабная структура с холодной темной материей». Nature . 311 (5986): 517–525. Bibcode :1984Natur.311..517B. doi :10.1038/311517a0. ISSN  0028-0836. OSTI  1447148. S2CID  4324282.
22. Кравцов, Андрей В. (2010). "Субструктура темной материи и карликовые галактические спутники". Advances in Astronomy . 2010 : 281913. arXiv : 0906.3295 . Bibcode : 2010AdAst2010E...8K. doi : 10.1155/2010/281913 . ISSN  1687-7969. S2CID  14595577.
23. Бонд, Дж. Р.; Коул, С.; Эфстатиу, Г.; Кайзер, Н. (октябрь 1991 г.). "Функции масс экскурсионного набора для иерархических гауссовых флуктуаций". The Astrophysical Journal . 379 : 440. Bibcode :1991ApJ...379..440B. doi : 10.1086/170520 . ISSN  0004-637X.
24. Houjun., Mo (2010). Формирование и эволюция галактики . Van den Bosch, Frank, 1969-, White, S. (Simon DM). Кембридж: Cambridge University Press. ISBN 9780521857932. OCLC  460059772.
25. Somerville, Rachel S.; Primack, Joel R. (декабрь 1999 г.). «Полуаналитическое моделирование формирования галактик: локальная вселенная». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 310 (4): 1087–1110. arXiv : astro-ph/9802268 . Bibcode : 1999MNRAS.310.1087S. doi : 10.1046/j.1365-8711.1999.03032.x . ISSN  0035-8711. S2CID  15513184.
26. Чжан, Цзюнь; Факхури, Онси; Ма, Чунг-Пей (1 октября 2008 г.). «Как вырастить здоровое дерево слияния». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 389 (4): 1521–1538. arXiv : 0805.1230 . Bibcode : 2008MNRAS.389.1521Z. doi : 10.1111/j.1365-2966.2008.13671.x . S2CID  6057645.
27. Binney, James (2008). Галактическая динамика . Tremaine, Scott, 1950- (2-е изд.). Princeton: Princeton University Press. стр. 705. ISBN 9781400828722. OCLC  759807562.
28. Larson, RB; Tinsley, BM (январь 1978). "Скорости звездообразования в нормальных и пекулярных галактиках". The Astrophysical Journal . 219 : 46. Bibcode : 1978ApJ...219...46L. doi : 10.1086/155753 . ISSN  0004-637X.
29. Кавирадж, Сугата (1 июня 2014 г.). «Важность образования звезд, вызванного малыми слияниями, и роста черных дыр в дисковых галактиках». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 440 (4): 2944–2952. arXiv : 1402.1166 . Bibcode : 2014MNRAS.440.2944K. doi : 10.1093/mnras/stu338 . ISSN  1365-2966.
30. Бови, Джо; Рикс, Ханс-Вальтер; Хогг, Дэвид В. (2012). «Млечный Путь не имеет отчетливого толстого диска». The Astrophysical Journal . 751 (2): 131. arXiv : 1111.6585 . Bibcode :2012ApJ...751..131B. doi :10.1088/0004-637X/751/2/131. ISSN  0004-637X. S2CID  119299930.
31. Ди Маттео, П.; Ленерт, МД; Ку, И.; ван Дриель, В. (январь 2011 г.). «Формирование толстого диска посредством нагрева тонкого диска: соответствие орбитальным эксцентриситетам звезд в окрестностях Солнца». Астрономия и астрофизика . 525 : L3. arXiv : 1011.3825 . Bibcode : 2011A&A...525L...3D. doi : 10.1051/0004-6361/201015822. ISSN  0004-6361. S2CID  118581594.