Recent progress in constraining the massive accretions (>1:10) experienced by the Milky Way (MW) and the Andromeda galaxy (M31) offers an opportunity to understand the dwarf galaxy population of the Local Group. Using zoom-in dark matter-only simulations of MW-mass haloes and concentrating on subhaloes that are thought to be capable of hosting dwarf galaxies, we demonstrate that the infall of a massive progenitor is accompanied with the accretion and destruction of a large number of subhaloes. Massive accreted progenitors do not increase the total number of infalling subhaloes on to a MW-mass host, but instead focus surrounding subhaloes on to the host causing a clustering in the infall time of subhaloes. This leads to a temporary elevation in the number of subhaloes as well as changes in their cumulative radial profile within the virial radius of the host. Surviving subhaloes associated with a massive progenitor have a large diversity in their orbits. We find that the star formation quenching times of Local Group dwarf spheroidal galaxies ($10^{5} \mathrm{\, M_{\odot }} \lesssim \mathrm{\mathit{ M}}_{*} \lesssim 10^{7} \mathrm{\, M_{\odot }}$) are clustered around the times of the most massive accretions suffered by the MW and M31. Our results imply that (a) the quenching time of dwarf spheroidals is a good proxy of their infall time and b) the absence of recently quenched satellites around M31 suggests that M33 is not on its first infall and was accreted much earlier.

中文翻译：

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矮卫星星系的坠落受到其宿主大量吸积物的影响

最近在限制银河系 (MW) 和仙女座星系 (M31) 经历的大规模吸积 (>1:10) 方面取得的进展为了解本星系群的矮星系群提供了机会。使用放大的仅暗物质模拟 MW 质量晕圈，并专注于被认为能够容纳矮星系的亚晕圈，我们证明了一个巨大的祖先的陨落伴随着大量的吸积和毁灭。亚晕。大量吸积的祖细胞不会增加下落到 MW 质量宿主上的亚晕的总数，而是将周围的亚晕集中在宿主上，从而导致亚晕的下落时间聚集。这导致亚晕数量的暂时升高以及它们在宿主维里半径内的累积径向剖面的变化。与大型祖先相关的幸存亚晕在其轨道上具有很大的多样性。我们发现本星系群的恒星形成淬火时间 ($10^{5} \mathrm{\, M_{\odot }} \lesssim \mathrm{\mathit{ M}}_{*} \lesssim 10^ {7} \mathrm{\, M_{\odot }}$) 聚集在 MW 和 M31 遭受的最大规模吸积时期。我们的结果表明（a）矮球体的淬火时间是它们下落时间的一个很好的代表，b）M31 周围没有最近淬火的卫星表明 M33 不是第一次下落，而是更早地吸积。与大型祖先相关的幸存亚晕在其轨道上具有很大的多样性。我们发现本星系群的恒星形成淬火时间 ($10^{5} \mathrm{\, M_{\odot }} \lesssim \mathrm{\mathit{ M}}_{*} \lesssim 10^ {7} \mathrm{\, M_{\odot }}$) 聚集在 MW 和 M31 遭受的最大规模吸积时期。我们的结果表明（a）矮球体的淬火时间是它们下落时间的一个很好的代表，b）M31 周围没有最近淬火的卫星表明 M33 不是第一次下落，而是更早地吸积。与大型祖先相关的幸存亚晕在其轨道上具有很大的多样性。我们发现本星系群的恒星形成淬火时间 ($10^{5} \mathrm{\, M_{\odot }} \lesssim \mathrm{\mathit{ M}}_{*} \lesssim 10^ {7} \mathrm{\, M_{\odot }}$) 聚集在 MW 和 M31 遭受的最大规模吸积时期。我们的结果表明（a）矮球体的淬火时间是它们下落时间的一个很好的代表，b）M31 周围没有最近淬火的卫星表明 M33 不是第一次下落，而是更早地吸积。M_{\odot }}$) 聚集在 MW 和 M31 遭受的最大规模吸积期间。我们的结果表明（a）矮球体的淬火时间是它们下落时间的一个很好的代表，b）M31 周围没有最近淬火的卫星表明 M33 不是第一次下落，而是更早地吸积。M_{\odot }}$) 聚集在 MW 和 M31 遭受的最大规模吸积期间。我们的结果表明（a）矮球体的淬火时间是它们下落时间的一个很好的代表，b）M31 周围没有最近淬火的卫星表明 M33 不是第一次下落，而是更早地吸积。