http://arxiv.org/abs/2011.01235 #SF #Dinamics Вместо того, чтобы считать сложные модели со всей физикой звездообразования, можно просто включать в газодинамические симуляции члены, учитывающие эти эффекты с помощью простых уравнений (gas-regulator model или bathtub). Тут авторы с помощью AREPO изучают как будет присутствие балджа влиять на подавление звездообразования. Для этого они вводят простую зависимость эффективность звездообразования от вириального параметра (который получается из относительного градиента плотности газа и дисперсии его скоростей).

Получается, что при небольшой доле газа (0.01) даже самого маленького балджа хватает чтобы увеличить дисперсию скорости, а когда газа много (0.2) то от потенциала почти ничего не зависит. Эти эффекты оказываются важными для массивных галактик на малых z:

http://arxiv.org/abs/2011.01673 #SMBH #dynamics #code Описывают как с помощью усреднения гамильтониана по быстроменяющимся переменным (orbit-averaged) и разложения по сферическим гармоникам сильно ускорить расчёт секулярной эволюции вблизи чёрной дыры в центре Галактики. Это решает проблему с выбором временного шага (который получается очень маленький из-за быстрого вращения звёзд) и позволяет посчитать что-то на больших временах (там где существенную роль играет парная релаксация).

http://arxiv.org/abs/2011.01241 #Gaia #ProperMotions После применения вейвлет-анализа к собственным движениям в данных Gaia, у авторов получается надёжно выделить выделить Monoceros stream и Anticenter Stream (и заодно Магеллановы облака, но это не так интересно), а их цвет-светимости и скорости согласуются с положением где-то на 10 кпк от центра (и кривой вращения там). Причём фильтры накладываются только на параллакс ($< 0.1 \rm mas$) и цвет ($B-R > 0.2^m$). Т.е. искали в некотором смысле вслепую..

http://arxiv.org/abs/2011.01233 #Gaia #bar #resonances С помощью данных Gaia ищут OLR, считая фазовые углы (ну, по сути тот же анализ частот) и ищут с какими структурами его можно ассоциировать. Потенциал предполагают фиксированным (MWPotential2014), интересно что для разных значений получаются разные объекты (т.е. скорость бара всё ещё не однозначно определяется).

http://arxiv.org/abs/2011.01229 #fossil #MZR Снова популяционный синтез, только на данных CALIFA и другим кодом (Pipe3D), получают что скорость обогащения галактики в первую очередь зависит от морфологии, а от массы зависит её его степень.

http://arxiv.org/abs/2011.01238 #LSB Исследование возможных сценариев образования гигантских галактик с низкой поверхностной яркостью (по выборке из 6 галактик).

http://arxiv.org/abs/2011.01236 #PlanetFormation О, продолжение истории (http://arxiv.org/abs/2010.10531) про возникновение горячих Юпитеров от близких пролётов.

http://arxiv.org/abs/2011.01227 #MHD #code #optimization Оптимизация гидродинамических расчётов — кеширование пар, чтобы не считать два раза.