[论文解读] Proper Motions, Orbits, and Tidal Influences of Milky Way Dwarf Spheroidal Galaxies

Andrew B. Pace, Denis Erkal+1 more|arXiv (Cornell University)|May 11, 2022

Stellar, planetary, and galactic studies被引用 6

一句话总结

本研究利用盖亚 EDR3 的天体测量和光度数据，测量了 52 个银河系矮球状星系的系统性自行运动，并在孤立银河系和银河系+大麦哲伦云（LMC）引力势场中建模其轨道。研究识别出 6 个矮球状星系可能为 LMC 的卫星，发现 40% 的星系轨道参数因 LMC 的引力影响而发生显著变化，并基于密度对比预测了 Ant II、Boo III、Cra II、Gru II 和 Tuc III 将发生潮汐撕裂。

ABSTRACT

We combine Gaia EDR3 astrometry with accurate photometry and utilize a probabilistic mixture model to measure the systemic proper motion of 52 dwarf spheroidal (dSph) satellite galaxies of the Milky Way (MW). For the 46 dSphs with literature line-of-sight velocities we compute orbits in both a MW and a combined MW + Large Magellanic Cloud (LMC) potential and identify Car II, Car III, Hor I, Hyi I, Phx II, and Ret II as likely LMC satellites. 40% of our dSph sample has a >25% change in pericenter and/or apocenter with the MW + LMC potential. For these orbits, we Monte Carlo sample over the observational uncertainties for each dSph and the uncertainties in the MW and LMC potentials. We predict that Ant II, Boo III, Cra II, Gru II, and Tuc III should be be tidally disrupting by comparing each dSph's average density relative to the MW density at its pericenter. dSphs with large ellipticity (CVn I, Her, Tuc V, UMa I, UMa II, UMi, Wil 1) show a preference for their orbital direction to align with their major axis even for dSphs with large pericenters. We compare the dSph radial orbital phase to subhalos in MW-like N-body simulations and infer that there is not an excess of satellites near their pericenter. With projections of future Gaia data releases, we find dSph orbital precision will be limited by uncertainties in the distance and/or MW potential rather than proper motion precision. Finally, we provide our membership catalogs to enable community follow-up.

研究动机与目标

• 利用盖亚 EDR3 的天体测量和光度数据，测量 52 个银河系矮球状星系的系统性自行运动。
• 在孤立银河系和银河系+大麦哲伦云（LMC）引力势场中，计算这些矮球状星系的轨道解。
• 评估 LMC 引力影响对矮球状星系轨道参数（特别是近星点和远星点）的影响。
• 通过比较星系平均密度与银河系在近星点处的潮汐密度，识别可能因潮汐力而被破坏的矮球状星系。
• 基于未来盖亚数据发布，预测轨道精度的限制，识别主要误差来源。

提出的方法

• 对盖亚 EDR3 的天体测量和光度数据应用概率混合模型，以确定 52 个矮球状星系的系统性自行运动和成员概率。
• 将文献中的视线速度与盖亚的自行运动结合，为 46 个矮球状星系计算六维相空间解。
• 使用蒙特卡洛采样方法，传播矮球状星系天体测量、径向速度和银河系/LMC 势场参数的不确定性。
• 在孤立银河系和银河系+LMC 势场模型中计算轨道，以量化 LMC 对矮球状星系动力学的影响。
• 通过比较每个矮球状星系的平均恒星密度与银河系在其近星点处的潮汐密度，评估潮汐撕裂的可能性。
• 通过模拟误差预算，预测未来轨道精度，识别距离和银河系势场不确定性为主要限制因素。

实验结果

研究问题

• RQ1 基于自行和视线速度的一致性，哪些银河系矮球状星系可能与大麦哲伦云（LMC）绑定？
• RQ2 在轨道建模中引入 LMC 引力势场后，矮球状星系的轨道会显著改变吗？
• RQ3 基于密度和潮汐场对比，哪些矮球状星系被预测将发生潮汐撕裂？
• RQ4 是否存在矮球状星系主轴与轨道方向的显著对齐现象，特别是对于近星点较大的星系？
• RQ5 在未来的盖亚数据发布中，什么因素将限制矮球状星系轨道测量的精度——自行误差还是距离与银河系势场的不确定性？

主要发现

• Car II、Car III、Hor I、Hyi I、Phx II 和 Ret II 因与 LMC 的运动学一致，被识别为可能的 LMC 卫星。
• 当在轨道建模中引入 LMC 势场时，40% 的矮球状星系样本的近星点和/或远星点变化超过 25%。
• Ant II、Boo III、Cra II、Gru II 和 Tuc III 被预测将发生潮汐撕裂，因为其平均恒星密度低于银河系在近星点处的潮汐密度。
• 具有较大偏心率的矮球状星系（如 CVn I、Her、Tuc V、UMa I、UMa II、Umi、Wil 1）表现出强烈趋势：其轨道方向倾向于与主轴对齐，即使在远星点处也是如此。
• 在与银河系类 N 体模拟比较时，未观测到近星点附近矮球状星系的显著过剩，与早期结论相矛盾。
• 根据未来盖亚数据发布预测，轨道精度的主要限制因素是距离和银河系势场的不确定性，而非自行测量误差。