天炉座矮椭球星系及其球状星团的潮汐演化

从运动学推断的天炉座（Fornax）矮椭球星系的暗物质（DM）含量显著低于 LCDM 宇宙学模拟的预期。我们使用 N 体模拟来检验这是否可能是银河系潮汐作用的结果。我们发现，尽管 Gaia 任务提供了改进的天体测量自行，天炉座的近心点距离仍然约束很差，主要是因为其最大速度分量大致与太阳运动反平行。因此，将天炉座的自行转化为银心速度对其假定距离非常敏感：观测的距离不确定性 $\pm 8\%$ 意味着近心点距离在 $r_{\rm peri}\sim 50$ 到 $r_{\rm peri}\sim 150$ kpc 之间变化。我们的模拟表明，对于该估计下限附近的 $r_{\rm peri}$，最大圆速度 $V_{\rm max}=40$ km s$^{-1}$（或维里质量 $M_{200}\approx 10^{10} M_\odot$，正如 LCDM 所预期）的 LCDM 子晕将在 $10$ Gyr 内被潮汐剥离至 $V_{\rm max} \sim 23$ km s$^{-1}$。这将使天炉座恒星半质量半径内的 DM 质量降至其初始值的大约一半，从而与观测一致。潮汐剥离主要影响天炉座的 DM 晕；其恒星成分受影响很小，在此过程中损失少于初始质量的 $5\%$。我们还探讨了银河系潮汐对天炉座球状星团（GC）动力学摩擦衰减时间的影响，发现与孤立模型相比几乎没有实质性变化。初始轨道半径在 $1$ 到 $2$ kpc 之间的 GC 族与天炉座 GC 的当前空间分布一致，尽管假设了尖核晕。无论是 DM 含量还是 GC 的空间分布，似乎都与天炉座居于一个被潮汐剥离的尖核冷 DM 晕中的简单模型不相矛盾。