星系团中的子暗晕：相干吸积与内部轨道

星系团主暗晕中的子暗晕动力学决定了观测到的团成员星系的分布与性质。我们利用 IllustrisTNG 模拟研究了星系团大小暗晕中发现的子暗晕的吸积与轨道。我们发现，星系团大小主暗晕的长轴方向在 $a\sim0.1$ 与当前之间变化的中位数约为 $80$ 度。我们在子暗晕吸积的角分布中识别出相干区域，约 $\sim68\%$ 的被吸积子暗晕通过 $\sim38\%$ 的维里半径球面面积进入其主暗晕。样本中的大多数星系团具有 $\sim2$ 个这样的相干区域。我们进一步测量了子暗晕相对于主暗晕长轴的角向轨道，并使用聚类算法识别出具有不同振荡时标的独特轨道模式。这些轨道模式与子暗晕的吸积条件相关。处于振荡周期较短轨道模式中的子暗晕，往往具有较低的峰值质量，且其吸积方向与长轴的对齐程度略高。一种表现出最小振荡行为的轨道模式，主要由在垂直于主暗晕长轴的平面附近吸积的子暗晕组成。我们的发现与来自主要纤维状结构的内流和内部动力学摩擦的预期一致：大多数子暗晕通过相干区域吸积，且质量较大的子暗晕在吸积后经历的轨道周期更少。我们的工作为子暗晕动力学提供了一种独特的量化方法，该方法可与星系团内介质如何剥离和猝灭星系团星系的过程联系起来。