Loggedbreeze

http://arxiv.org/abs/2010.08537 #MW #M31 #statistics #fulltext С помощью DELFI — Density Estimation Likelihood-Free Inference и космологических N-body расчётов получают сумму масс Млечного Пути и M31. Симуляции тут нужны, чтобы получить функцию правдоподобия, а приоры берут какие-то стандартные. Наблюдательные данные ($D_{\rm obs}$) — это скорости и положения получены из литературы и наблюдений Хаббла и Gaia.

Получается примерно так же точно как и раньше: $4.6_{−1.8}^{+2.3} \times 10^{12}\, M_\odot$, но никаких предварительных предположений! (ну, кроме приоров :) Обычно считают как если Млечный путь с Андромедой падают друг на друга в расширяющейся Вселенной, а ничего другого нет)

Теорема Байеса, если что, тут выглядит так:

$$p(\theta|D_{\rm obs}, I) = \dfrac{P(D_{\rm obs}|\theta,I)\, P(\theta|I)} {P(D_{\rm obs}|I)}$$

первый множитель в числители это функция правдоподобия, а второй — приор. Знаменатель это просто нормировка, $I$ — “теоретическая модель” (которая на самом деле тут просто обобщение симуляций), а $\theta$ — параметр модели, то есть суммарная масса.

http://arxiv.org/abs/2010.08173 #SSFR #quenching #observations #simulations Авторы пишут, что Specific Star Formation Rate Function (функция распределения темпа звёздообразования на единицу звёздной массы) для немаломассивных галактик в наблюдениях (SDSS) бимодальна, а в симуляциях так не получается. Предлагается уточнять механизмы подавления звёздообразования в моделях.

http://arxiv.org/abs/2010.07948 #VSF #dwarf Часто говоря о звёздообразовании, используют поверхностную плотность газа (например, в законе Шмидта-Кенникатта), поскольку их легче определять из наблюдений. Однако, считается что более фундаментальные соотношения связывают плотность звёздообразования с объемной плотностью газа.

Авторы статьи в 2019 году придумали соотношение вида $\rho_{SFR} \propto \rho_{gas}^\alpha$, $\alpha\approx 2$, теперь проверили его для карликовых галактик и заявляют что раз у него и разброс меньше, оно точно более фундаментально чем аналогичные с поверхностной плотностью.

http://arxiv.org/abs/2010.08449 #StellarEvolution #metallicity Тут исследуют как очень низкометалличные звёзды (EMP, такие водятся в гало) промежуточных масс (3-7.5 $M_\odot$) с $Z=10^{-5}$ обогащают междзвёдную среду (yields). Например, помимо положительной «выдачи» ${}^{12} \rm C$, ${}^{15} \rm N$, ${}^{16} \rm O$ и ${}^{26} \rm Mg$, они выделяют ${}^{20} \rm Ne$, ${}^{21} \rm Ne$ и ${}^{24} \rm Mg$ (в отличие от звезд с $Z = 10^{-4}$). Говорят, если брать какую-то довольно распространённую модель звёздного ветра, то даже похоже на наблюдаемые отношения изотопов.

http://arxiv.org/abs/2010.08257 #шиза #relativity #DM #cosmology Здесь считают гравитомагнитный векторный потенциал (в ОТО оказывается и такое бывает?), приходят к выводу что на формирование крупномасштабной структуры он влияние не оказывает, такие силы на несколько порядков слабее обычной гравитации.

http://arxiv.org/abs/2010.07944 #rampressure #stripping #morphology По морфологии галактик-«медуз», с которых давлением набегающего газа сдувает вещество, определяют направления их движения.

#dailyastroph

http://arxiv.org/abs/2010.07395 #GC #metallicity #Andromeda В Андромеде нашли очень низкометалличное массивное ШС ($\approx 3$), непонятно как такое вообще образуется.

http://arxiv.org/abs/2010.07851 #radio #AGN Светимость в радиодиапазоне у радиогромких AGN коррелирует с количеством пережитых слияний, но не с окружением.

http://arxiv.org/abs/2010.07309 #dust #simulations #observations Тут сравнивают функцию масс пыли в наблюдениях (COSMOS, 850мкм) и симуляциях (IllustrisTNG), и получается что в моделях она почти не изменяется со временем, а должна. Такое же несоответствие в доли массы пыли к звёздной массе. Если это проблема модели, тогда возможно она связана с более ранними заявлениями, что там и газ недостаточно эволюционирует.

http://arxiv.org/abs/2010.07308 #CosmicRays #MC Космические лучи (в симуляциях авторов) неплохо разгоняют холодные [молекулярные] облака, прежде чем они успевают развалиться.

http://arxiv.org/abs/2010.07302 #ALMA С помощью ALMA нашли семейство прото-шаровых скоплений и померили их светимость в [CII]. Она получается необычно низкая, возможно из-за низкой плотности газа и сильного излучения из-за звездного фидбека и низкой металличности. Заодно посчитали массу пыли по [не]излучению в континууме, сходится с близкими низкометалличными галактиками

#dailyastroph

http://arxiv.org/abs/2010.06590 #GC #DM #dwarfs Авторы по данным Illustris разбираются, насколько аккуратно можно измерить параметры тёмного гала галактики по системе шаровых скоплений. Получается, что довольно точно, кроме случаев когда $N_{GC} < 10$, а точность измерения скорости хуже дисперсии скоростей. Они поискали примеры подобных галактик и получается что они похожи на UDG DF2, про которую недавно писали тут, и пришли к похожему выводу — большая часть массы потерялась из-за взаимодействия, из-за чего нормальная карликовая галактика стала UGC.

http://arxiv.org/abs/2010.06591 #OC Тут пишут, что применили умный метод отсеивания звёзд фона и нашли корону у рассеянных скоплений в окрестностях Солнца.

http://arxiv.org/abs/2010.06692 #Ellipticals #DM #шиза Это огромный обзор, поясняющий статью 2014 года с таким же названием, автор утверждает что есть корреляция между эллиптичностью эллиптической галактики и количеством тёмной материи в ней. Вроде как, он просто удачно составил выборку. Звучит интересно, но немного сомнительно, динамическая разница скорее между boxy ellipticals и discy ellipticals.

#dailyastroph

http://arxiv.org/abs/2010.05956 #MagellanicClouds #metallicity #Gaia Тут собрали каталог красных гигантов в Магеллановых облаках и определили для них металличность. Нашлось много интересного, например приливной хвост от SMC к LMC.

http://arxiv.org/abs/2010.05930 #GC #galaxy #merger В ультрадиффузной галактике NGC1052-DF2 необычно яркая популяция шаровых скоплений, содержащая 5% всей массы галактики. Авторы предполагают, что производство шаровых скоплений запустилось из-за слияния, а продукт этого слияния наоборот сильно «размазало» из-за чего он и стал UDG.

http://arxiv.org/abs/2010.06128 #BH #accretion Из анализа наблюдений 14 квазаров на $z>6.5$ и моделирования их роста получают, что большой «спин» связан с одним (или несколькими небольшими) эпизодами аккреции, а если аккреция происходит хаотически — много раз и с небольшой массой аккрецированного вещества, то спин получается меньше, а темп роста ЧД выше. Для того, чтобы из зародышей с массой меньше $10^5\, M_\odot$ получилось то, что наблюдается, требуется много сверхэддингтоновской аккреции (если она протекает хаотически, то её доля поменьше).

http://arxiv.org/abs/2010.06073 #PanSTARRS кажется кому-то в голову пришла похожая идея классифицировать галактики в PanSTARRS нейронками..

http://arxiv.org/abs/2010.05918 #GW #WD как можно будет взвешивать галактики с помощью LISA, регистрирующей гравитационные волны от двойных белых карликов.

http://arxiv.org/abs/2010.06064 #survey #шиза Тут говорят, что если построить 280-метровый инфракрасный телескоп и запустить его в L2, то за 10 лет он увидит всё, что только можно.

#dailyastroph

http://arxiv.org/abs/2010.05160 #cluster #kinematics #fulltext Тут используют карты $\nabla \cdot v$ для выделения сверхскоплений галактик и считают их размер двумя способами:

1. считают масштаб автокорреляции (значение автокорелляционной функции падает в 10 раз),
2. разбивают всю карту на группы c помощью watershed-алгоритма для обработки изображений.

Получают линейную зависимость одного размера от другого с коэффициентом $\approx 1$. Правда, почему-то только говорят что можно, но сами не считают размер Ланиакеи, хотя вроде бы поля с дивергенцией скорости в CosmicFlows есть.

http://arxiv.org/abs/2010.05532 #GC #kinematics #IMBH Есть мнение, что в центрах шаровых скоплений могут быть чёрные дыры промежуточных масс (некоторые профили намекают что компактные тёмные штуки там должны быть). А тут авторы взяли кинематические данные Хаббла и Gaia для NGC 6397 и получили, что a) в центре есть тёмный компонент с массой 0.8%-2% от массы скопления b) скорее всего, это не IMBH, а скопление компактных объектов (чёрные дыры звёздных масс, БК, НЗ) с радиусом 1%-2% от эффективного радиуса скопления.

http://arxiv.org/abs/2010.05304 #cluster #dynamics Тут в 14 наблюдаемых скоплений галактик и симуляциях (YZiCS) ищут сегрегацию по массе. Эффект наблюдается только в маломассивных скоплениях, проследив эволюцию тёмных гал отдельных галактик авторы приходят к выводу, что в массивных скоплениях приливное взаимодействие сильнее обдирает галактики.

http://arxiv.org/abs/2010.05765 #cosmology #HubbleTension #fulltext Автор с помощью N-body моделирования проверяет насколько сильно неучёт пекулярных скоростей отдельных галактик влияет на определение космологических параметров по SNIa. Получается, что наибольшую роль вносит «монополь» — значение дивергенции поля скоростей в той точке, где сидит наблюдатель, а есть убрать все близкие сверхновые, то ошибки в определении параметров небольшие. А поскольку в реальных наблюдениях пекулярные скорости обычно учитывают, то эти ошибки ещё меньше.

#dailyastroph

http://arxiv.org/abs/2010.04170 #bar Как бары на образование nuclear rings влияют.

https://arxiv.org/abs/2010.04169 #cosmology что-то интересное, какие должны быть массы темных гало, чтобы образовались первые звезды в зависимости от красного смещения.

http://arxiv.org/abs/2010.04498 #cluster #AGN «Молодые» AGN (с кинематической точки зрения) в тех скоплениях галактик, которые недавно пережили слияния. Логично..

http://arxiv.org/abs/2010.04165 #GA #gaia статья где абстракт можно сократить до “No”.

http://arxiv.org/abs/2010.04184 #шиза #stellarEvolution #DM Тут исследуют как хитрый тип тёмной материи влияет на эволюцию звёзд, говорят что время нахождения на ГП на 20% увеличивается.

#dailyastroph