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在(Λ)CDM宇宙学框架下，暗物质主导结构的等级形成。在引力作用下，其原初微小扰动增长为位力化团块，即暗物质晕，其后重子追随落入暗晕势井，开始形成星系。暗晕通过吸积和并合增长，无论是观测还是数值模拟中，较小的暗晕还会以子结构的形式存在相当长的一段时间，也就是所谓的子晕，其中所包含的星系就是卫星星系。暗晕及星系的并合对研究星系有重要意义，这些子结构在暗晕中运动，它们的轨道会影响并合中的各种物理过程，如潮汐剥离、动力学摩擦、星系形态演化等，还可能通过直接与观测比较来限制模型或推测星系性质。本文主要关注暗晕子结构运动学及其应用。 我们研究了子晕在初次进入其载晕位力半径时的轨道参数分布，主要着眼于落入速度与落入角（两晕中心连线和速度方向的夹角）的联合分布，及其对载晕质量、并合比和红移的依赖，巨大的样本允许我们精细讨论各因素的影响。我们发现不同红移与不同质量的并合中，速率分布有非常一致的形式，而落入角有所不同。载晕质量越大或并合比越大时，子晕的轨道更倾向于径向方向，在使用密度峰高表征载晕质量时，这一关系几乎不依赖红移或宇宙学。另外，落入角的分布与速度分布不是独立的，以载晕位力速度落入的子晕更倾向于径向方向。以上趋势与环境潮汐场影响的解释是相容的。我们还给出了拟合公式，首次精确完整地描述了各红移各种并合情况下的轨道分布，为研究并合驱动的暗晕形成与增长提供了动力学初始条件，可用于星系的半解析模型。 我们提出了一种使用子结构的运动学数据来估计暗晕质量的新方法。在束缚能和角动量的相空间中，将卫星星系的观测数据与宇宙学数值模拟中模板暗晕的子晕相比较，可以推断暗晕质量。我们使用模拟样本测试了该方法的有效性和准确性，发现在当前观测精度下，使用9个示踪体能够在～40％的精度内推断暗晕质量。如果具有同样精度自行测量的示踪体的数量将来增加到30个，则不确定性可以降低到～25％。然而，子晕相空间分布还取决于暗晕形成历史，缺乏这种信息会导致～20％的内禀不确定性，且不能通过增加示踪体的数量而消除。我们认为这一不确定性下限同样适用于其他基于动力学示踪体的方法，更精确的测定质量将需要深入研究暗晕的组装历史，以及这种历史如何影响其子结构的运动学。将该方法应用于银河系，根据当前可用的9个矮卫星星系的观测数据，推得银河系的暗晕质量为1.3+0.6-0.4×1012M☉。