近日，上海交通大学暗物质物理全国重点实验室、物理与天文学院韩家信课题组在卫星星系演化研究方面取得新进展。研究团队利用最新的COLIBRE宇宙学流体数值模拟，研究了卫星星系在强烈潮汐作用下会经历怎样的演化，并回答了一个看似简单、但长期没有完全解决的问题：当包裹着一个星系的暗物质子晕不断被潮汐剥离，甚至最终瓦解时，里面的星系还能继续存活吗？
在很多星系形成模型中，人们通常会采用一种比较简单的处理方式：一个星系一旦落入更大的暗物质晕、成为卫星星系之后，它已经形成的恒星质量基本保持不变。这样做有一定的物理依据，因为恒星通常集中在暗物质子晕最中心、引力束缚最强的区域。相比之下，分布在外围的暗物质更容易首先被潮汐作用剥离。因此，在相当长的一段演化时间里，一个卫星星系完全可能已经失去了大量暗物质，但自身的恒星质量仍然变化不大。
问题在于，这种“恒星基本不变”的状态究竟能够持续多久？如果潮汐作用足够强，使一个子晕失去99%、99.9%，甚至更多的质量，中心的星系是否仍然能够安然无恙？特别是当暗物质子晕已经低于数值模拟的分辨率、从模拟中“消失”以后，它里面的星系究竟是继续作为一个“孤儿星系（orphan galaxy）”存在，还是也会最终被潮汐瓦解？
最新研究表明，卫星星系的命运同其宿主暗物质子晕的演化往往唇齿相依，生死与共。对于只受到温和潮汐作用的子晕，其中的星系通常可以在很长时间里保持近乎不变；对另一大类被潮汐力剧烈撕扯而快速损失质量的暗物质子晕，其承载的星系同样难以幸免。
相关成果以“The tidal evolution of satellite galaxies in cosmological simulations: insights from COLIBRE”为题发表于天文学期刊《英国皇家天文学会月刊》（Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, MNRAS）【1】。
这项工作是课题组此前暗物质子晕系列研究的自然延续【2，3】，也是课题组的补天计划向应用层推进的一个重要进展。
图 1 卫星星系的瓦解想象图（AI生成）。区别于之前的认知，高阶卫星星系连同其暗物质子晕更容易经历剧烈潮汐剥离而瓦解。
由暗及明
从子晕的“双重命运”到卫星星系的最终命运
在前期发表于《天体物理学报》（ApJ）的工作中，研究团队利用高分辨率Aquarius纯暗物质模拟发现，进入更大暗物质晕之后的子晕并不会沿着完全相同的道路演化，而是逐渐分成两类截然不同的群体【4】。一类子晕受到的潮汐作用相对温和，质量缓慢下降，可以在宿主暗晕中存活很长时间；另一类（约50%）子晕则会进入非常强的潮汐环境，在较短时间内损失绝大部分质量，最终下降到数值模拟的分辨率以下。后者往往对应子晕中的子晕——即所谓高阶子晕。前一项工作因此揭示了暗物质子晕存在明显的“两类命运”。
但纯暗物质模拟只能告诉我们暗物质发生了什么。在真实宇宙中，大量子晕的中心还存在由恒星组成的卫星星系。恒星比暗物质更加集中，也更加难以被潮汐剥离。因此，一个关键问题随之而来：子晕的“两类命运”，会不会也成为卫星星系的“两类命运”？
为回答这一问题，研究团队在最新工作中进一步使用COLIBRE宇宙学流体模拟【5】，把恒星、气体以及星系形成过程加入进来，并利用HBT-HERONS算法连续追踪卫星从进入宿主暗晕到后期演化的完整历史【6】。
层层剥离
卫星星系遵循普适的“两阶段潮汐轨迹”
研究发现，卫星星系并不是从一开始就和暗物质一起同步失去质量。相反，恒星与暗物质的潮汐响应之间存在一个明显的先后顺序。
在第一阶段，潮汐作用主要剥离外围、束缚较弱的暗物质，而位于中心的恒星质量几乎保持不变。只有当子晕已经失去绝大部分质量，剩余总束缚质量下降到峰值质量的大约5.7%之后，恒星才开始发生显著剥离，并进入与子晕共同快速损失质量的第二阶段。
研究团队进一步用一个简洁的两参数模型描述了这一关系（图2）。其中，参数fd决定恒星剥离开始的转折位置，其中值约为0.057；另一个参数b描述进入强剥离阶段后恒星质量下降的速度，其中值约为0.9。这意味着，在最强烈的潮汐剥离阶段，恒星与整个卫星系统的质量损失速度已经十分接近。
换言之，恒星虽然比暗物质“更能扛”，但这种抵抗并不是无限的：暗物质外壳被一层层剥去之后，潮汐作用最终也会触及真正的星系本身。
图2. 卫星星系恒星质量与子晕总束缚质量之间的“两阶段潮汐轨迹”。演化方向由右向左。蓝色和红色分别表示最终存活和丢失的卫星，两类系统总体遵循同一条潮汐演化关系。图源：He et al. (2026), Fig. 2。
命运映射
子晕瓦解，星系也会瓦解
更关键的结果来自对卫星长期命运的统计分析（图3）。COLIBRE流体模拟中，子晕的质量损失速度仍然呈现出与前期纯暗物质工作相似的“双模”分布：一类系统缓慢失去质量，另一类则经历极端快速的潮汐剥离。典型存活子晕每十亿年只损失约15%的质量，而快速剥离系统最高可在每十亿年损失约90%的质量。
将这种“双模”的子晕演化与前面发现的两阶段潮汐轨迹结合后，卫星星系的最终命运就变得十分清楚。缓慢剥离的子晕往往长期停留在第一阶段，因此它们的恒星质量可以在数十亿年内近乎保持不变；而极端剥离的子晕则必然跨过恒星剥离的转折点，进入恒星和暗物质共同快速流失的阶段。
因此，前一篇工作中发现的“两类子晕命运”，在这项研究中被进一步映射成了“两类卫星星系命运”：温和剥离的系统可以长期存活，而极端剥离的系统最终会连同其中的恒星一起走向瓦解。
这一结果也为“孤儿星系”问题提供了新的物理解释。一个子晕在数值模拟中跌破分辨率极限，并不意味着其中的恒星可以在原有质量下无限期存活。对于真正处在极端潮汐剥离通道中的系统，星系只是比暗物质稍晚进入瓦解阶段，而不是与子晕的命运彻底脱钩。
图3. 两类卫星系统的质量演化。蓝色为最终存活的卫星，红色为快速丢失的卫星；上排为子晕总质量，下排为恒星质量。右侧面板进一步外推了丢失系统在分辨率极限以下的演化，显示极端质量损失最终会从子晕传递到恒星成分。图源：He et al. (2026), Fig. 4。
科学意义与前景
这项工作将前期发现的“暗物质子晕双重命运”进一步延伸到了可观测的卫星星系层面：前一项工作解释了为什么一部分子晕会在强潮汐作用下迅速“消失”，而最新工作进一步指出，这种命运并不会停留在暗物质层面，而会通过普适的潮汐轨迹传递给星系中的恒星。
这一结果为理解卫星星系的存活、瓦解和“孤儿星系”的物理寿命提供了统一框架，也为半解析星系形成模型提供了可以直接使用的恒星剥离规律。研究同时表明，数值分辨率对卫星恒星质量函数的影响可能比对子晕质量函数更加敏感，因此未来在利用大规模数值模拟解释卫星星系统计性质时，需要更加谨慎地处理强潮汐剥离和数值分辨率效应。
此外，研究建立的潮汐轨迹还能够自然描述暗物质贫乏星系的形成：暗物质通常先被剥离，使部分卫星在演化中进入恒星占主导的阶段。由此，卫星星系的存活、暗物质贫乏和最终瓦解，可以被理解为同一条潮汐演化道路上的不同阶段。
从暗物质子晕到真正可见的星系，这一系列工作逐步建立起“结构形成历史—潮汐质量损失—卫星最终命运”之间的物理联系，为精确理解宇宙中的小尺度结构和星系形成过程提供了新的理论基础。
论文第一作者为上海交通大学物理与天文学院20级博士何飞鸿，暗物质物理全国重点实验室、物理与天文学院副教授韩家信为共同通讯作者，合作者来自上海交通大学、北京大学、莱顿大学、南京大学、维也纳大学、米兰比可卡大学、赫尔大学、朴茨茅斯大学和杜伦大学等机构。该研究使用COLIBRE宇宙学流体模拟，并得到国家自然科学基金、国家重点研发计划、暗物质全国重点实验室等项目支持。
论文链接：
https://arxiv.org/abs/2604.03105v2
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参考文献
[1] He, F., Han, J., Schaye, J., et al. 2026, The tidal evolution of satellite galaxies in cosmological simulations: insights from COLIBRE, MNRAS, 551, 1-23. doi:10.1093/mnras/stag1395 https://academic.oup.com/mnras/article/551/1/stag1395/8741685
[2] 补天：破解暗物质子晕的消失谜题 https://mp.weixin.qq.com/s/bTrr7Gj-KvaKy4JCoZpzqQ
[3] 补天：暗物质晕并合树的自相似之美 https://mp.weixin.qq.com/s/N5DgHtlWPYQpl3kDu0PC8Q
[4] He, F., Han, J., & Li, Z. 2025, Why Artificial Disruption Is Not a Concern for Current Cosmological Simulations, ApJ, 981, 108. doi:10.3847/1538-4357/adb383
[5] Schaye, J., Chaikin, E., Schaller, M., et al. 2026, The COLIBRE project: cosmological hydrodynamical simulations of galaxy formation and evolution, MNRAS, 548, 1–36. doi:10.1093/mnras/stag375.
[6] Forouhar Moreno, V. J., Helly, J., McGibbon, R., et al. 2025, Assessing subhalo finders in cosmological hydrodynamical simulations, MNRAS, 543, 1339–1372. doi:10.1093/mnras/staf1478.
文章来源：上海交通大学物理与天文学院
