http://arxiv.org/abs/2012.10130 #MW #review Обзор того, а как собственно выглядит Млечный Путь по современным представлениям. Авторы утверждают что он скорее всего чисто дисковая галактика с малой долей классического балджа, возникшей в результате слияний.

https://arxiv.org/abs/2012.10182 #ETG #formation #AGN Исследуют влияние активности ядра на свойства галактик ранних типов в симуляции (Horizon), в модели где AGN нету не выполняются шкалирующие соотношения (фундаментальная плоскость и т.д.)

https://arxiv.org/abs/2008.07537 #MF #CGM #halo #galaxies Добавление МП меняет окологалактическую среду, уменьшая разброс в радиальной скорости, но увеличивая разброс в металличности на фиксированном азимутальном угле. В результате, гало получается беднее металлами! Надо их учитывать…

https://arxiv.org/abs/2007.13752 #GC #MW #dwarf #satellite Нельзя просто по кинематике определять, аккрецированное шаровое скопление или образовалось in situ, так как на них спутники Млечного Пути влияют.

https://arxiv.org/abs/2012.11477 #DM #MW #density Обзор про методы определения локальной плотности тёмной материи и влияния «неравновесия» Млечного Пути на эту величину.

https://arxiv.org/abs/2012.10640 #AGN #formation Вокруг галактик с AGN больше спутников, чем вокруг спокойных, авторы полагают что AGN и вспышка звездообразования «зажигается» в результате слияний, а потом поддерживается (несколько циклов) асимметрией структуры вокруг центральной ЧД. В результате feedback всё сходится к типичной для галактик с AGN массой $10^{12} h^{-1}\, M_\odot$.

https://arxiv.org/abs/2012.12284 #Illustris #TNG Исследование звёздных и тёмных гало в TNG50, звёздные гало «кручёные» и «растянутые», а их радиальные профили согласуются с тёмными при приближении к звёздному диску, т.е. видимо видно как тёмное гало «чувствует» потенциал барионов.

https://arxiv.org/abs/2006.10195 #SF #MW #disk Объяснение бимодальность содержания $\alpha$-элементов без необходимости слияний, толстый диск — продукт изначальной вспышки звездообразования, а тонких — его постепенного угасания.

https://arxiv.org/abs/2012.02169 #pulsar #Gaia #SolarSystem #acceleration Определение кривой вращения в окрестности Солнечной Системы по ускорениям пульсаров без использования заданной модели потенциала Галактики (хотя $Z_\odot$ таки используется).

https://arxiv.org/abs/2012.11617 #FRB #environment Исследуют на Хаббле в IR окружения где наблюдались FRB, ни на какую-то другую известную популяцию их распределение не похоже. Видимо, ни с массивными звездами с ободранными оболочками, ни с слияниями нейтронных звёзд они не связаны.

http://arxiv.org/abs/2012.11612 #halo #quasar #IMBH #GenIII Похоже (в моделях), что коллапс «девственных» гало длится достаточное время чтобы образовались сверхмассивные звёзды и схлопнулись прямым коллапсом в чёрные дыры, а значит это потенциальный источник IMBH.

http://arxiv.org/abs/2012.11709 #halo #DM #шиза Исследование (с помощью принципа максимизации энтропии) устойчивости тёмных гал из фермионов (с «ядром»).

http://arxiv.org/abs/2012.12378 #starburst #review Обзор о галактиках со вспышкой звездообразования.

http://arxiv.org/abs/2012.13273 #statistics Модель коробки конечной массы с газом в применении к SMBH и окружающим их ядерным скоплениям.

https://arxiv.org/abs/2012.14628 #LAMOST #kinematics #MW Исследуют подструктуры в кинематике в Млечном пути и миграцию звёзд в толстом диске. Получается, что звёзды толстого диска мигрировали с $R \sim 4 – 6$ кпк из-за эксцентричности их орбит, а миграции внутрь с 12 кпк скорее всего возникали волнами из-за слияний (есть разделение по возрасту)

https://arxiv.org/abs/2012.14703 #GC #IMBH Обнаружение IMBH по микролинзированию шаровыми скоплениями, кажется хорошая задачка для каких-нибудь школьников.

http://arxiv.org/abs/2012.14782 #galaxies #satellites #SF По данным SDSS утверждают, что с галактиках со спутниками спутники работают как доноры газа для звездообразования (но есть ещё и зависимость от массы системы).

http://arxiv.org/abs/2101.00158 #MW #spirals Исследование спиральных рукавов по O-B звёздам из eDR3, они отслеживают рукава, но «кучкуются» и есть в межрукавном пространстве, авторы тут сомневаются что Млечный Путь grand design галактика.

http://arxiv.org/abs/2101.00253 #DM #profile Для UFD галактики Eridanus 2 сравнивают профили разных типов тёмной материи, fuzzy dark matter подходит для неё лучше всего, но параметры частицы не сходятся с теми что получаются для галактик побольше, авторы думаю что их «ядра» FDM не формирует.

http://arxiv.org/abs/2101.00891 #DM #dwarf #polytrope Вписывают политропы в тёмные гало карликовых галактик и делают вывод что раз есть семейства с разными индексами, то и частицы DM разные (а может это и просто звёздообразование в ядре).

http://arxiv.org/abs/2101.00372 #M31 #DM #annihilation #шиза Пишут, что сравнивая радиопрофиль M31 с тем что должен бы был получаться в результате аннигиляции частиц темной материи, получается правдоподобная оценка их массы…

http://arxiv.org/abs/2101.01282 #UDG #DM #profile Галактика, профиль которой лучше всего описывается NFW (как утверждают авторы), а на теплую или мохнатую тёмную материю накладываются неудобные ограничения.

http://arxiv.org/abs/2101.01729 #AGN #merger #models В сетке из 30 моделей не нашли связи между AGN и слияниями.

http://arxiv.org/abs/2101.01828 #FDM #CDM #review Обзорная статья чем структуры, которые получаются в FDM, отличаются от CDM.

http://arxiv.org/abs/2101.02688 #dwarfs #core Как пишут авторы, «ядра» в профилях карликов получаются в результате флуктуаций потенциала, вызванных либо течениями газа, либо малыми слияниями (а вот большие наоборот могут сделать cusp, если там звездообразования нет).

http://arxiv.org/abs/2101.02348 #GC #generations #environment Моделируют второе поколение звёзд в шаровых скоплениях вместе с родительской галактикой, учитывая «загрязнение» и внешним газом (окружение), и AGB звёздами. Получается много интересных зависимостей, например между массой скопления и долей 2G звёзд в нём.

http://arxiv.org/abs/2101.02525 #velocity #uncertainty #code Определяют ошибки для карт скоростей! (и не только, код ещё (видимо) умеет считать карты дисперсий и $h_i$)

http://arxiv.org/abs/2101.02217 #IMF #GC #IMBH Влияние начальной функции масс с «тяжёлой верхушкой» на эволюцию шаровых скоплений, получается что живут они короче (ветра и приливное обдирание), а ЧД (в том числе IMBH!) в них должны детектироваться на LIGO/Virgo, так что можно и так ограничивать IMF.

http://arxiv.org/abs/2101.02623 #Hubble #ML Автоматическое обнаружение необычных объектов на снимках Хаббла.

новогодние деды лайны на подходе и ваша любимая ежедневная газета временно выходит в необычном формате.

#Gaia #EDR3

https://arxiv.org/abs/2012.03380 https://arxiv.org/abs/2012.01742 Астрометрия, оценка систематических ошибок

https://arxiv.org/abs/2012.06242 #Validation Сравнение с DR2 в области точности и полноты (всё лучше), рекомендации по учёту разных проблем (ноль параллакса и т.д.)

https://arxiv.org/abs/2012.01771 #SMC #LMC #MagellanicBridge Магелланов мост (перемычка) разрешается в новых данных, видно «течение» звезд разных популяций от Малого облако к Большому. Для LMC получили карты радиальной и тангенциальной скорости.

https://arxiv.org/abs/2012.09171 #StellarStreams 23 звездных потока близко расположены в фазовом пространстве ⇒ ассоциируются с одной разрушенной карликовой галактикой, для 8 нашли шаровое скопление-прародитель. Большой шаг в сторону карты тёмной материи в Млечном Пути.

https://arxiv.org/abs/2012.05245 #StellarStreams Ещё потоки в DR2 и EDR3

https://arxiv.org/abs/2012.05271 #SolarMotion Звезды в инерциальной системе отсчёта должны течь вдоль потока $\Rightarrow$ можно определить скорость Солнца!

https://arxiv.org/abs/2012.08534 #HubbleTension Проблемы с постоянной Хаббла не исчезли с новым релизом Gaia.

https://arxiv.org/abs/2012.03904 #ProperMotions Ошибки собственных движений для спутников Млечного Пути в ~2 раза меньше.

https://arxiv.org/abs/2012.05890 #bar #resonance Утверждают что индуцированные баром резонансы наблюдаются в EDR3 и согласуются с $\Omega \approx34$ и $42$ км/c/кпк, но кажется к этим данным были определённые вопросы….

https://arxiv.org/abs/2012.05220 #distances Каталог «фотогеометрических» расстояний (цвет накладывает ограничения на блеск), получается поточнее чем обычные расстояния из параллаксов.

---

https://arxiv.org/abs/2012.05840 #Xray #MW #halo Пузыри горячего газа в гало Млечного пути — следы активности ЧД в его центре.

---

https://arxiv.org/abs/2012.04661 #InnerBar #metallicity #TIMER Металличность у внутренних баров повыше чем у основным, а $[\alpha/{\rm Fe}]$ пониже, а так они очень похожи на их уменьшенную копию.

https://arxiv.org/abs/2012.09172 #GC #halo Эмпирическая модель воспроизводит линейную зависимость числа шаровых скоплений от вириальной массы, работающую вплоть до $z\sim 6$, а на разброс зависимости наибольшее влияние оказывает доля аккреции, проходящей в «холодном» режиме — без ударных волн.

https://arxiv.org/abs/2012.09628 #GC #GA Связь «динамических часов» в шаровых скоплениях с потенциалом Галактики.

https://arxiv.org/abs/2006.06695 #DM #halo #disruption Разрушение тёмных субгало при добавлении барионов (диск, балдж). Симуляции должны иметь высокое разрешение у тёмной материи, чтобы не было «численного» разрушения.

https://arxiv.org/abs/2005.12919 #DM #GC Зависимость формы звездных потоков, образующихся из шаровых скоплений от формы профиля субгало карликовой галактики, где они образовались, сравнение с наблюдениями подсказывает «ядро» в профилях — либо из-за feedback, либо CDM не работает.

https://arxiv.org/abs/2012.08593 #quenching #clusters #EAGLE Галактики-спутники из C-EAGLE прекращают звездообразовывать упав в первое гало — в маломассивных скоплениях большая часть «потухли» в нём, а в массивных — в каком-то другом гало.

https://arxiv.org/abs/2005.03025 #EAGLE #MW #Halo В EAGLE анализируют аналог Млечного Пути (ко-планарные спутники), а у него малая ось внешней части трёхосного гало в плоскости диска (а у внутренней части — перпендикулярно диску)

https://arxiv.org/abs/2012.07858 #morphology #DES Автоматическая морфологическая классификация 27 млн. галактик в DES

https://arxiv.org/pdf/2012.06600.pdf #Nbody Способ получения многокомпонентных N-body, присваивая частицы к той или иной компоненте уже a posteriori (например, барионы и DM)

https://arxiv.org/abs/2012.06258 #feedback #BM #ScalingRelation Похоже, что повторные слияния не являются причиной зависимости $M_{\bullet} \propto \sigma^k$ — для карликовых галактик $k$ должно быть порядка $1-2$, а реально $4$, как и для массивных галактик и как предсказывает теория с feedback’ом от BH.

https://arxiv.org/abs/2012.05820 #ML #model #baryons Гибрид аналитического и численного методов для «добавления» к N-body моделям с только тёмной материи физики барионов (чтоб гидродинамику не считать).

https://arxiv.org/abs/2012.05700 #SMBH #collisions #mergers При лобовом столкновении может ободраться пылевой тор вокруг чёрной дыры и галактика станет неактивной.

https://arxiv.org/abs/2012.04783 #GC #ETG У «реликтовых» эллиптических галактик «меньше» шаровых скоплений — поскольку и слияний было меньше.

https://arxiv.org/abs/2012.04668 #AGN #Xrays #obscuration Моделируют поглощение в рентгене квазаров, которых в рентгене не видно, похоже, что у большого количества АЯГ из-за поглощения в рентгене ничего не видно.

https://arxiv.org/abs/2012.03974 #SPH Новый SPH-код с прицелом на хороший учёт «подсеточной» физики (звездообразование, feedback etc).

https://arxiv.org/abs/2002.11119 #Illustris #DM #halo #satellites Массы темных гало у спутников в IllustrisTNG (при фиксированной звёздной массе) меньше чем у центральных галактик, видимо темную материю приливные силы обдирают.

https://arxiv.org/abs/2012.03954 #MW #bulge Есть разница в химсоставе между яркой и тусклой частями Red clump балджа, возможно, туда нападали шаровые скопления с множественными популяциями.

https://arxiv.org/abs/2012.02649 #MagellanicBridge #simulation Хемодинамическая модель Магеллановых облаков, естественным образом образуется «мост» с несколькими звёздными популяциями.

https://arxiv.org/abs/2012.02766 #MQG #bulge В массивных спокойные галактики на $z\approx 3$ балдж уже доминирует.

https://arxiv.org/abs/2012.03908 #MW #halo На основе анализа движений шаровых скоплений в гало Млечного пути, получается что оно не может быть сплющенным (как в космологических симуляциях), возможно результаты искажает отсутствие равновесия в MW.

https://arxiv.org/abs/2010.02259 #ProtoCluster #simulation #SFR Авторы обнаружили, что скорость звездообразования в протоскполениях на $z>2$ в современных космологических симуляциях (IllustrisTNG) на поряд меньше того, что в наблюдениях. Этот эффект возникает в результате зависимости скорости звездообразования от численного разрешения моделей (его не хватает для нужной скорости). Так что, видимо, изучение таких протоскоплений на больших $z$ поможет дальше улучшить симуляции, подогнанные под $z\approx 0 $.

https://arxiv.org/abs/2011.11684 #StellarStreams #DM Полностью аналитическая модель эволюции разрывов от пролёта тёмных гал в звёздных потоках в Штекелевском потенциале. Получается много всего интересного, например контраст плотности по сравнению с потоком где пролёта не было зависит только от параметров пролёта (правда есть вырождение — для маленьких разрывов всё в основном зависит от массы субгало, а для больших непонятно).

https://arxiv.org/abs/2011.11650 #YMC #formation Нашли новый способ формирования молодых массивных скоплений (из которых получаются шаровые скопления) — в результате столкновений атомарного водорода с скоростью $\sim 100$ км/c, что в целом характерно для взаимодействий галактик. В результате получаются «комки» с массой $>10^4 M_\odot$ и размером $\sim 4$ пк, которые уже могут сколлапсировать в YMC и не разлететься от звёздного ветра.

https://arxiv.org/abs/2011.11919 #StellarStreams #OrbitalFamilies Тут описывают довольно интересный сценарий «распыления» звездных потоков — попадение на сепаратриссу между двумя орбитальными семействами в трёхосном потенциале. Т.е. такой вот способ найти по звёздным потокам орбитальные семейства, а оттуда понять какой должен быть потенциал..

https://arxiv.org/abs/2011.11642 #TidalInteraction #MW #disk Красивые картинки с членами разложения в ряд Фурье возмущения диска Млечного пути из-за многократного взаимодействия со спутником.

https://arxiv.org/abs/2005.08995 #accretion #DM #SF Авторы показывают, что для изолированных галактик с массой подобной Млечному Пути, нет корреляции между падением тёмного гало и увеличением активности звездообразования. Аккрецию тёмной материи они определяют по профилю плотности спутников.

https://arxiv.org/abs/2011.12042 #BCG #SF По спектрам с VLT находят градиенты возрастов звёзд в центральных галактиках скоплений. Получается, что хоть вся галактика в основном старая, в пределах $\sim 2$ кпк ядра есть звёзды моложе 1 мрлд. лет. Авторы утверждают что газ для этих звезд возник просто в результате звездной эволюции внутри самой галактики, а потом упал в центр.

https://arxiv.org/abs/2011.11641 #computation #SPH Тут пишут, что когда в SPH используют усреднённое давление (через сумму по всем частицам, а не считают через плотность) и учитывают эффекты, меньшие разрешения (звёздообразование, например), то могут накапливаться большие ошибки в вычислении силы и возникать неустойчивости. При этом, в том варианте метода, где усредняется плотность, таких проблем нет.

https://arxiv.org/abs/2011.11648 #galaxies #MagneticField В симуляциях авторов (RAMSES) получается, что есть первичное МП $>10^{-12}$ Гс, то оно так и «отпечатывается» в итоговом поле галактики и поля которые в ней возникают его уже не загрязняют.

---

там были ещё, но кажется этого уже хватит…

http://arxiv.org/abs/2011.09966 #bulge #formation #GC #MP По одной из версий, балджи в галактиках образуются в результате слияния первичных структур, либо соседних галактик или «комков», образовавшихся в результате фрагментации диска. Подтверждением этому служили бы «пережившие» такое слияние структуры, похожие на шаровые скопления. При этом, в них должны множественные популяции с разной металличностью. Одно какое подозрительное ШС — Terzan 5. В нём, судя по всему, было две вспышки звездообразования с интервалом 7.5 млрд. лет, а по химсоставу оно очень похоже на звёзды балджа. А в этой работе нашли вторую такую систему — Liller 1, где тоже есть две популяции с разницей возрастов 9–11 млрд. лет.

http://arxiv.org/abs/2011.09482 #TidalStripping #DM #core Тут предлагают поискать приливные хвосты у карликовой галактики в Печи (Fornax), поскольку в симуляциях авторов можно получились согласующиеся с наблюдаемой кинематикой этой галактики ободранные тёмные гало – спутники. Профиль у них при этом с «пиком», а не с «ядром», «ядро» лучше согласуется с наблюдениями, но ободранный пик тоже выкидывать нельзя, поскольку перицентр у этой галактики может быть небольшим, а история звездообразования — не очень хороший индикатор того, как давно она стала падать на Млечный Путь.

http://arxiv.org/abs/2011.09493 #models #LOS #anisotropy Здесь разбираются как 4 метода моделирования распределения масс восстанавливают параметр анизотропии для сферически-симметричных модельных звездных систем (отсюда):

$$ \beta(r) = 1- \frac{\sigma_\theta^2(r)}{\sigma_r^2(r)} $$

В качестве входных данных подаются скорости на луче зрения и [потом] собственные движения. Получается, что если не использовать данные о собственных движениях, то не все методы корректно восстанавливают потенциал для радиально анизотропных моделей — необходимо отделить профиль от параметра анизотропии скорости. А для этого как минимум нужно оставить предположение о том что гауссовости профиля скорости на луче зрения (как в JAM). В остальных случаях (в том числе при добавлении собственных движений) все методы восстанавливают реальное распределение в пределах 95% доверительного интервала.

http://arxiv.org/abs/2011.09476 #HMXB #metallicity #XLF Авторы исследуют зависимость рентгеновской функции светимости массивных рентгеновских двойных от металличности, получается что хорошо виден тред для наиболее ярких из них (чем меньше металличность, тем их больше и они ярче), а для тусклых LF всё примерно константа. Это может быть довольно важно в моделях популяционного синтеза.

http://arxiv.org/abs/2011.09483 #review #OB #cluster Обзор про O-B ассоциации.

https://arxiv.org/pdf/2011.09835.pdf #observations #PSF Новый метод оценки PSF для инструментов с несколькими матрицами в фокальной плоскости, который использует всю доступную за одну экспозицию информацию для реконструирования PSF, так вроде лучше какие-то общие особенности подмечаются чем когда по каждой из матриц считают по отдельности.

http://arxiv.org/abs/2011.07077 #DM #halo #stripping #simulations #fulltext Исследуют эволюцию темных субгало с пиком профиля в центре при аккреции на массивное гало. Авторы получили очередную кривую разрушения спутников — их траекторию в пространстве структурных параметров гало (максимальная круговая скорость и радиус на котором она достигается). Получается, что полностью разрушится они не могут (из-за пика), но потерять 99% – 99.9% своей оригинальной массы вполне. Интересно, что даже в самых хороших моделях заметны численные артефакты — при $N < 3000$ или $r_{\rm mx} < 8 \,\Delta x$ модели отклоняются от полученной зависимости. Так что эволюцию спутников Млечного Пути (например) нужно считать очень аккуратно..

http://arxiv.org/abs/2011.07216 #bulges #SBMH #profile #core Авторы предлагают строить для эллиптических галактик зависимость массы SMBH от массы «ядра» а не балджа, поскольку это более динамически и эволюционно обосновано (где балдж провести? А ядро все-таки сильно связано с чёрной дырой. И куда больше связано с прародителем галактики — red nugget). Получается похожая на аналогичное соотношение с массой балджа степенная зависимость, правда погрешности у самих точек выше. А соотношение масса-размер для получившихся ядер совпадает с подобным для галактик на $z\sim 2$. Авторы полагают, что это подтверждает гипотезу двухэтапного формирования эллиптических галактик.

https://arxiv.org/pdf/2011.07991.pdf #He3 #gaia #gap На CMD для M-карликов есть небольшой разрыв, связанный с неустойчивостью, возникающей для звёзд с массой на границе полностью конвективных звёзд и звёзд с радиативным ядром. Возникает эта неустойчивость из-за неравновесного горения ${}^3\rm He$. Авторы получили такую же особенность с помощью популяционного синтеза, правда в чуть более голубой и яркой области. Почему так — это какая-то довольно общая проблема современных моделей M-карликов, в которой нужно разбираться дальше.

http://arxiv.org/abs/2011.07070 #cluster #projection #correction Описывают как эффекты проекции (галактика случайно попала рядом) влияют на зависимость {масса скопления} – {число ассоциированных с ним галактик ($\lambda$; и тут речь про redMaPPer)}. Оказывается, если определять параметры для близких скоплений (где есть спектроскопия), влияние довольно сильное — до 16% для самых маленьких (оно сильно зависит от размера скопления), а из зависимости поправленной $\lambda$ – $\sigma_v$ следует что масса линейно зависит от исправленной за эффекты проекции $\lambda$.

http://arxiv.org/abs/2011.08006 #stars #MagellanicBridge Нашли 3 O-звезды в перемычке между Магеллановыми Облаками, причём все разные по химсоставу и двойные. Авторы предполагают, что они могли образоваться в один из эпизодов приливного взаимодействия между Облаками. Однако, их ионизующее излучение всё равно меньше чем от самих галактик.

Вспоминая одну из прошлых статей, закрадываются подозрения…

http://arxiv.org/abs/2011.04663 #SMBH #core #ellipticals В массивных эллиптических галактиках часто бывают «ядра» — плоский участок в центральной части профиля поверхностной яркости. Считается, что они получаются после «выметания» сливающимися чёрными дырами своих окрестностей. В этой работе исследуют как образовалост ~3 кпк ядро в A2261-BCG, оказывается, что помимо «выметания» необходимо чтобы получившаяся чёрная дыра оказалась не в центре и «довымела» 1 кпк ядро до нынешнего размера, так получается из-за импульса, переданного остатку анизотропным излучением гравитационных волн. Основная сигнатура подобного сценария — смещённая относительно центра SMBH, окружённая тесным нуклеарным скоплением.

http://arxiv.org/abs/2011.04990 #dSph #CenA Карликовые галактики в местной группе довольно хорошо изучены, а тут спектроскопически (на MUSE) исследуют 14 потенциальных dSph спутников CenA (2 из них оказались не спутниками, а просто рядом на небе попали), нашли шаровые скопления, планетарную туманность и необычное кольцо в $H_\alpha$. Скорее всего, связано с остатком взрыва сверхновой 40 млн. лет назад.

http://arxiv.org/abs/2011.04984 #dSph #M63 Нашли 5 новых карликов с низкой металличностью вблизи M 62 и измерили её массу, если они являются её спутниками. Это важно, потому что у этой галактики спадающая кривая вращения.

http://arxiv.org/abs/2011.04873 #SAMI #bulge #metallicity Статистика по металличности балджей галактик в скоплениях по сравнению с дисками из обзора SAMI. Например, оказывается в 34% они моложе, чем диски.

UPD. оказалось, что под балджем они понимают просто превышение потока над диском. Так неинтересно..

http://arxiv.org/abs/2011.04706 #CR #shock #DM #halo При аккреции газа на тёмное гало может возникнуть устройчивый фронт ударной волны на вириальном радиусе — если время высвечивания газа внутри больше чем характерное время его падения. Однако, если давление космических лучей преобладает над обычным давлением, то ударная волна не почти не образуется.

http://arxiv.org/abs/2011.04670 #galaxies #evolution #model Описывают L-GALAXIES 2020 — полуаналитическую модель эволюции галактик с обогащением межзвёздной среды сверхновыми, вроде вопроизводит наблюдаемые градиенты металличности и эволюцию соотношений масса-металличность, но не эволюцию самой металличности газа.

http://arxiv.org/abs/2011.04653 #SMBH #stars #dynamics #evolution #IMBH Вблизи чёрной дыры в центре нашей Галактики есть группа молодых звёзд, скорее всего образовавшихся вместе, однако слишком динамически горячяя для их возраста если бы была только парная релаксация, авторы моделируют её возмущение объектом промежуточной массы, например IMBH или компактное скопление.

http://arxiv.org/abs/2011.04656 #galaxies #size #evolution #SED С помощью попиксельного SED-подгона восстанавливают распеделение звёздной массы для 5500 галактик. Интересно, что у самых массивный индекс Серсика почти не меняется, а вот размер (радиус в котором заключено например 20% массы) — меняется, авторы думают что такая выраженная эволюция размеров связана с изменением внешних частей галактик.

http://arxiv.org/abs/2011.04673 #ML #potential Тут заявляют что нейтронками могут вопроизводить потенциал по снапшоту положений в фазовом пространстве.

http://arxiv.org/abs/2010.13789 #LMC #halo #MW По движению далеких звёзд в гало Млечного Пути ($r_{\rm GC} > 50$ кпк) делают вывод, что его внутренняя часть ускоряется куда-то вниз (от плоскости галактики). Полученные данные о радиальных скоростях подтверждают вывод что LMC массой $1.5\times 10^{11}$ масс Солнца падает на Млечный путь, т.е. он сильно не в равновесии. http://arxiv.org/abs/2010.13801 и тут же оценивают массу Млечного Пути.

http://arxiv.org/abs/2010.14381 #GC #TidalStreams Тут нашли приливной хвост NGC 3201, пролетевшего через диск Млечного пути, ближайшая его часть всего в 3.2 кпк от Солнца. Сделали для него модель и с помощью кинематики в Gaia отождествили с уже известным звёздным потоком Fjörm. Пишут, даже на диаграмме ГР похоже на скопление.

http://arxiv.org/abs/2010.14096 #MW #kinematics #LAMOST Используя данные о кинематике почти полмиллиона K-гигантов в LAMOST, авторы обнаруживают и там характерную спираль на плоскости $v_\phi(Z, vZ)$, причем вплоть до 15 кпк, а не только вблизи Солнца. А на плоскости $R-Z$ спираль соответствует крупномасштабным движениям групп звёзд, т.е. возможно это одно и то же. Проведя моделирование, они предполагают причиной этого недавнее взаимодействие с карликовой галактикой (но так вроде все предполагают?)

http://arxiv.org/abs/2010.14281 #RAVE #halo #fulltext Утверждают, что нашли две компоненты в звездном гало с помощью данных Gaia и RAVE, у одной маленький $L_z$, а другая богаче металлами и вообще ретроградная. Метод поиска немного странный, выделяют избытки плотности на двумерном распределении проекций углового момента по сравнению с плотностью 5000 рандомных реализаций в заданном потенциале, это же очень модельно-зависимо?

http://arxiv.org/abs/2010.14372 #GC #Xrays #DM Выбрав 45 галактик ранних типов для которых есть данных по плотности рентгеновского газа и шаровым скоплениям, авторы находят долю темной материи внутри $5 r_e$, получается похожие значения всеми методами — 0.8-0.9 для всех дисковых с разбросом 0.15, что как они пишут также похоже и на симуляции.

http://arxiv.org/abs/2010.14327 #Jaffe #AnaliticModels Решают уравнения Джинса для двухкомпонентных эллипсоидальных (осесимметричных) моделей Яффе, аналитически выводят поля скоростей. Можно будет глянуть если потребуется сравнить с нормальными моделями.

http://arxiv.org/abs/2010.13792 #MHD #optimisation Предлагают оптимизацию вычисления гравитации для MHD-кода GIZMO —– считать гравитацию честно не на каждом шаге, а через какое-то фиксированное количество «гравитационных шагов» (определяемых динамическим временем), а между ними считать предиктор через jerk.

http://arxiv.org/abs/2010.13790 #GalacticCenter #NTF Филаментарные структуры в центре Галактики, излучающие синхротронным излучением могут быть результатом приливного разрушения молекулярных облаков

http://arxiv.org/abs/2010.14092 #dust Трёхмерная карта поглощения для южного неба.

#dailyastroph

http://arxiv.org/abs/2010.12586 #FundamentalPlane Авторы используют фундаментальные плоскости для изучения галактик (причём не только эллиптических) на $z < 1$, получается что отношение динамической массы к светимости эволюционирует, а к звёздной — нет (для этого нужна массовая ФП, там поверхностная плотность вместо интенсивности). Отсюда они делают вывод, что либо почти нет структурной эволюции есть сильная связь между эволюцией морфологических и динамических параметров галактик.

http://arxiv.org/abs/2010.13037 #BPT #tSNE Тут с помощью t-SNE (это такой хитрый метод понижения размерности данных с сохранением попарной меры сходства) пытаются разделить области звездообразования и активные ядра галактик (II типа, с узкими линиями). Вполне получается, они потом рисуют это на BPT-диаграммах с сравнивают с известными в литературе разделительными линиями

http://arxiv.org/abs/2010.12960 #subhalo #CDM #ML Предлагают искать маленькие ΛCDM гало с помощью обработки нейронками сильно линзированных (strong lensing) изображений.

http://arxiv.org/abs/2010.13221 #DM #StrongLensing Вывод массы темной частицы материи из наблюдений сильного линзирования

http://arxiv.org/abs/2010.09798 #Gaia #PS1 Сопоставили каталог Gaia DR2 с PanSTARRS1 DR2, в итоге удалось на 30% уточнить точность астрометрии 1.7 миллиардов объектов и получить для них собственные движения. Огонь!

http://arxiv.org/abs/2010.10171 #SF #cosmology #review Обзор про звездообразование в окрестности «полдня» ($z \sim 2 $).

http://arxiv.org/abs/2010.09729 #cosmology #MagneticFields #simulations Обсуждают разные механизмы получения начальных магнитных полей в космологических симуляциях: Biermann battery, сверхновые, или руками заданное поле. Получается что на $z<1.5$ разницы не видно, значит можно не использовать последний способ, у него мутное физическое обоснование.

http://arxiv.org/abs/2010.09738 #IMF #CosmicNoon Получили, что у 4 массивных галактик с погасшим звездообразованием на $z \sim 3.5$ функция масс не Солпитера, а Чабриера, т.е. «легче», а это странно, потому что [как пишут авторы] у потомков этих галактик на $z\sim 2$ — ядер современных элиптических функция масс скорее солпитеровская.

Примечание: так выглядят разные функции масс:

http://arxiv.org/abs/2010.09727 #FundamentalRelations В галактиках часто наблюдаются полезные соотношения, например Талли-Фишера. Однако, они обычно однопараметрические, в основном всё зависит от массы (т.е. остатки между собой не коррелируют), а с теоретической точки зрения должны ещё и от спина. Здесь авторы предполагают, что может быть спин тёмного гала антикоррелирует с его центральной концентрацией, и из-за этого убирается корреляция у остатков.

http://arxiv.org/abs/2010.10212 #FDM Вывод кинетического уравнения для fuzzy dark matter.

http://arxiv.org/abs/2010.10337 #FDM #dwarf А тут пишут что FDM лучше объясняет профили плотности для карликовых галактик (с учётом приливного обдирания), есть особенность на размере ядра, задаваемого $\lambda_B$..

http://arxiv.org/abs/2010.09733 #spirals #RamPressure Давление газа при движении газа в среде «раскручивает» спиральные рукава.

http://arxiv.org/abs/2010.09719 #TidalStripping #DM На глубоких изображениях NGC1052-DF4, в которой почему-то мало тёмной материи, нашли приливные хвосты, вызванные взаимодействием с NGC1035. Авторы утверждают, что приливное взаимодействие и ободрало с галактики 99% её темного гало.

http://arxiv.org/abs/2010.08562 #DM #SIDM #MW Рассматривают модели с тёмной материей, неупруго взаимодействующей сама с собой, и получается что гало вроде того, в котором Млечный Путь имеет большее «ядро» и другое распределение скоростей в окрестностях Солнца (завал к высоким скоростям). Т.е. даже понятно как это проверить!

http://arxiv.org/abs/2010.09617 #cluster #BCG Центральные галактики в скоплениях (BCG) иногда оказывают не в центре, определённом по рентгену и имеют пекулярные скорости, возможно их сместили слияния вдоль одной оси или тёмное гало ещё не прорелаксировало.

http://arxiv.org/abs/2010.08571 #MW #satellites #FIRE Исследуют, можно ли получить спутники, лежащие в двух плоскостях, как у Млечного Пути в симуляциях (FIRE-2). Пишут, что вероятность маленькая (пара процентов), но если руками задать LMC-подобный спутник около перицентра, то возрастает до $7%-16%$. Но, как видно, ΛCDM такой расклад дел не противоречит.

http://arxiv.org/abs/2010.08624 #MW #M31 #satellites Говорят, в M31 тоже спутники укладываются в плоскость, но её видно плашмя и там могут быть проблемы с точностью определения расстояний.

http://arxiv.org/abs/2010.08754 #SMC #EclipsingBinaries Расстояние до центра Малого Магелланова облака по затменным двойным с точностью до килопарсека (оно $\approx 62$ кпк). Предполагают, что в его центре нашли ядерное скопление, размером в $1.5$ кпк, в котором содержится 40% «нестарых» звёзд.

http://arxiv.org/abs/2010.08555 #dynamics #semianalytic Здесь авторы придумывают относительно точно выражение для сил динамического трения действующих на частицу в экспоненциальном диске и сравнивают с N-body. В appendix есть вывод для потенциала толстого экспоненциального диска, можно будет глянуть если понадобится.

http://arxiv.org/abs/2007.14624 #simulations #reionization Описывают как с помощью методов Монте-Карло улучшить разрешение космологических N-body моделей, для аккуратного учета реионизации нужно и высокое разрешение и большой объём.

http://arxiv.org/abs/2010.08557 #GR #EHT Can the EHT M87 results be used to test general relativity? – No. Физика аккреции, пишут, недостаточно хорошо известна.

http://arxiv.org/abs/2010.09373 #шиза пульсации звёзд из тёмной энергии