Loggedbreeze

GC

http://arxiv.org/abs/2112.02105 #dSph #Sgr P. Ramos, T. Antoja, Z. Yuan, A. Arentsen, P. -A. Oria, B. Famaey, R. Ibata, C. Mateu et al. Тут собирают большую выборку звёзд, принадлежащих звёздным потокам, образовавшимся из карликовой галактике в Стрельце и находят «разветвление» в обоих полушариях. Объясняют его через наложение звёзд, выброшенных в последовательных прохождениях через перицентр.

http://arxiv.org/abs/2112.02649 #metallicity #NSC #MW Измеряют содержание альфа-элементов в ядерном скоплении в Млечном пути (кажется вообще первый раз), оказываются, что звёзды с металличостью ниже солнечной сильно не похожи на всё вокруг. Авторы предполагают, что скорее всего они либо из упавших карликовых галактик, либо из ШС (содержание альфа-элементов как раз что-то среднее между этими вариантами).

http://arxiv.org/abs/2112.02117 #GC #NRich Похоже, необычно богатые азотом звёзды берутся из шаровых скоплений (тут их как раз находят в приливном хвосте Palomar 5).

http://arxiv.org/abs/2112.02050 #GC #MassFunction Разбираются как устроен верхний предел массы ШС в зависимости от массы галактики в моделях и наблюдениях:

растёт до 10^9, потом плато до 10^10, потом снова растёт

Как видно из картинки выше, есть плато где-то в районе $10^9$ — $10^{10}$ масс Солнца, связанное с тем, что массивные ШС разрушаются, а более массивные галактики в результате слияний успевают переместить их туда, где они могут выжить.

http://arxiv.org/abs/2112.01540 #dSph очередная карликовая галактика не сходится с ΛCDM

http://arxiv.org/abs/2112.01550 #photometry #spirals Спирали в галактиках, в которых доминирует балдж, могут весьма портить оценку полного потока и эффективный радиус если всё приближать Сёрсиком.

http://arxiv.org/abs/2112.00765 #bar #resonances Tetsuro Asano, Michiko S. Fujii, Junichi Baba, Jeroen Bédorf, Elena Sellentin, Simon Portegies Zwart Посчитали KLD (это такой способ понять насколько разные получаются распределения) в Nbody модели с баром, обраружили что частицы в резонансе с баром сильно отличаются от солнечной окрестности. В целом, логично..

http://arxiv.org/abs/2112.01265 #GC #DM Смотрят, как устроена эволюция шаровых скоплений, не покинувших тёмное минигало в котором они образовались. Похоже, что всякие приливные эффекты будут выражены слабее, однако в конечном итоге тёмная материя обдерётся и с них и разница становится менее выраженной. Интересно, что всё равно в их внутренних областях доминируют звёзды, т.е. пиков темной материи там не образуется.

там была ещё пара динамических статей, но они мне как-то не понравились..

http://arxiv.org/abs/2112.00017 #DM #MOND #kinematics Наблюдения ультрадиффузной галактики AGC 114905 с хорошим разрешением и 3D анализ кинематики приводят к заключению что в ней вообще не нужна тёмная материя (а MOND так и вовсе на ней ломается).

http://arxiv.org/abs/2112.00081 #GC #metallicity Замеряют химсостав 45 ШС в Местной Группе и не находят большой разницы между разными окружениями (возможно, в ШС в карликах чуть меньше альфа-элементов): а для звёзд это не так.

http://arxiv.org/abs/2112.00241 #H0 #GW Один из способов измерить $H_0$ — по источникам гравитационных волн. Однако, не всегда можно найти поймать это событие в оптике: тогда пытаются отождествить с ближайшей галактикой. Однако! при этом оценка постоянной Хаббла будет смещенной, т.к. она не независима от красного смещения галактик, которые используются в этой процедуре.

http://arxiv.org/abs/2111.12104 #fulltext #DMDG #GC #TidalStripping Go Ogiya, Frank C. van den Bosch, Andreas Burkert Разбираются как получаются галактика вроде NGC1052-DF2, где почти нет тёмной материи, в качестве сценария предлагается обдирание приливами относительно нормального спутника. В их моделях, если профиль темного гало имеет «ядро», то может потеряться до 90% полной массы и всего 30% звёздной. Однако, надо ещё как-то объяснить необычную систему ШС в DF-2: они в среднем довольно массивные, есть несколько штук типа нашей $\omega$ Cen. Авторы получают, что если изначально ШС были довольно сконцентрированы, то большая часть их них останется, а те, что улетят как раз будут иметь небольшую массу. С другой строны, этот результат довольно сильно зависит от эффективного радиуса популяции ШС.

http://arxiv.org/abs/2111.12414 #Gaia #PhaseSpace #simulation Begoña García-Conde, Santi Roca-Fàbrega, Teresa Antoja, Pau Ramos, Octavio Valenzuela Получают в моделях спиральную особенность в фазовом пространстве (на $Z$–$V_Z$ плоскости), характерную для Млечного Пути, НО! при этом нет массивного «возмутителя» ~$10^{10}$ масс Солнца, а только несколько небольших ~$10^8$ масс Солнца. Видимо, всё устроено чуть сложнее..

http://arxiv.org/abs/2111.12578 #TTT #spin Тут утверждают, что момент инерции галактики, измеренный по их морфологии коррелирует с начальным «приливным полем» (я не знаю как это перевести, там в самой статье написано как считается этот параметр),вроде как такое не должно работать в tidal torque theory. Тут наверное, самое интересное как они спин измеряли.

После полугода молчания (там лето было, не до этого) мы снова врываемся в эфир с кривоватыми обзорами архива на [вне]галактическую и динамическую тематику..

http://arxiv.org/abs/2110.15571 #GMM #GaiaEnceladusSausage #fulltext Wenbo Wu, Gang Zhao, Xiang-Xiang Xue, Sarah A. Bird, Chengqun Yang С помощью GMM (параметры — скорости и металличность) в гало Млечного пути по данным LAMOST, SEGUE и SDSS выделяют две группы, одну из которых ассоциируют с Gaia-Enceladus-Sausage. После этого они убирают из этой группы подструктуры, выделяемые по интегралам движения и смотрят на то как устроено оставшееся рассеяное гало. Оставшая часть этой группы всё равно составляет большую часть внутренного гало (~60%, т.е. внутреннее гало всё ещё не особо отошло от последнего большого слияния), а на внешнее почти не влияет (правда в выводах они пишут largely uncertain in this study, там в одной выборке звёзд мало, а по другой получается так же как во внутреннем).

http://arxiv.org/abs/2110.15555 #GC #evolution #binaries Long Wang, Ataru Tanikawa, Michiko S. Fujii Утверждают, что на динамическую эволюцию скоплений в целом влияют только массивные изначальные двойные, т.к. из них получаются двойные чёрные дыры (??, но вроде похоже, им можно больше энергии передать). При этом, гравитационные волны для сливающихся двойных черных дыр зависят от окружения, а для БК (которые получаются из маломассивных двойных) —– нет. Предлают просто не учитывать маломассивные звёзды в моделях: они становятся важны только когда сбежали все чёрные дыры.

http://arxiv.org/abs/2110.15948 #radio21cm #popIII

По полуаналитическим моделям смотрят как пауза между первыми сверхновыми и формированием второго поколения отражается на 21см фоне, а это можно ловить в будущих наблюдениях и понимать как были устроены звёзды населения III

http://arxiv.org/abs/2110.15773 #M33 #halo На спектроскопическим данным (RGB звёзды) нашли компоненту c высокой дисперсией в M33, причём недалеко от центра (в пределах 7.5 kpc), похоже это звёздное гало.

[мем “это немного, но это честная работа”ъ]

http://arxiv.org/abs/2105.09761 #MW #M83 #SFR #nucleus Daniel Callanan, Steven N. Longmore, J. M. Diederik Kruijssen, Andreas Schruba, Adam Ginsburg, Mark R. Krumholz, Nate Bastian, Joao Alves, Jonathan D. Henshaw, Johan H. Knapen, Melanie Chevance Сравнение центральных областей (0.5 кпк) Млечного Пути и M83: хотя распределение газа похожее, SFR отличается на порядок. Утверждается, что всё дело во временной переменности, т.е. в Млечном Пути центральная область сейчас в спокойной фазе. Это важно, потому что видимо нельзя усреднять в моделях на временной шкале больше этой переменности. А чтобы разобраться в природе этой переменности, надо поймать побольше галактик в разных фазах

http://arxiv.org/abs/2105.09526 #GC #Gaia Holger Baumgardt, Eugene Vasiliev Расстояния до 162 шаровых скоплений с точностью лучше 1% с помощью данных Gaia. Здесь интересно, что по этим расстояниям калибровка по красным гигантам приведёт к значению постоянной Хаббла согласующейся с данными Планка. Хотя, конечно, на цефеиды это всё никак не влияет, и проблему не решает.

http://arxiv.org/abs/2105.09722 #galaxies #Illustris #formation Guangquan Zeng, Lan Wang, Liang Gao Образование массивных дисковых галактик в Illustris. Оказалось, что финальный продукт слияние куда больше зависит от конфигурации слияния, чем, например, от содержания газа, так при лобовом столкновении скорее получаются эллиптические галактики, а при медленном падении (spiral infall) —– скорее спирали.

http://arxiv.org/abs/2105.09321 #satellite #simulation #MW Расхождение количества «потухших» спутников у Млечного Пути (SAGA-II) и у галактик в космологических моделях (APOSTLE, Auriga): в симуляциях их на порядок больше. Интересно, что результат не зависит от разрешения модели или от индикаторов звездообразования, т.е. похоже и правда загадка.

http://arxiv.org/abs/2105.09510 #SFE #DensityProfile Исследования влияния «крутизны» профиля плотности звездного скопления на его выживание после выметания газа, видимо получается что чем он более пологий, тем лучше (сравниваю Пламмера и профиль Динни).

http://arxiv.org/abs/2105.09876 #SSP #M31 #bulge #UV По ультрафиолетовым данным (описывая в колечки SED моделью SSP) восстанавливают историю балджа M31. Получается, что было много слияний! (как в других работах)

http://arxiv.org/abs/2105.09338 #StellarAssociations #Gaia Обзор $3\cdot 10^4$ молодых звёзд в радиусе 300 пк вокруг Солнца, звёздных ассоциаций к которым они принадлежат и истории звездообразования (оказывается в Персее например уже были раньше вспышки, и что-то вроде бегущей волны звездообразования в «дуге» в Скорпионе-Стрельце со скоростью 4 км/c).

http://arxiv.org/abs/2105.09450 #NN #ML #DM #velocity Востановление поля скоростей (со всеми завихрениями) по плотности тёмной материи с помощью свёрточных нейросетей. Утверждается, что получается куда лучше чем с помощью теории возмущений.

http://arxiv.org/abs/2105.04698 #Nbody #bar #halo Изучают как взаимодействует тёмного гало с баром, бар тут считается с газодинамикой, а гало просто Nbody. Получается похожий механизм обмена моментом импульсом как и в чистом Nbody. Авторов в основном интересуют повышения плотности в гало (получают «темный бар» или увеличения концентрации $\perp$ бару), однако у них есть очень интересная картинка про эволюцию самого бара:

бары в моделях для разных направлений вращения гало

То есть, бар для проградного гало разрушается.

http://arxiv.org/abs/2105.04590 #MW #spiral A. Castro-Ginard, P. J. McMillan, X. Luri, C. Jordi, M. Romero-Gómez, T. Cantat-Gaudin, L. Casamiquela, Y. Tarricq, C. Soubiran, F. Anders По данным Gaia eDR3 для рассеяных скоплений получается, что в Млечном пути флоккулетные спирали: нет градиента возраста и скорость узора разная для разных рукавов.

http://arxiv.org/abs/2105.04560 #simulation #resolution #satellites Robert J. J. Grand, Federico Marinacci, Rüdiger Pakmor, Christine M. Simpson, Ashley J. Kelly, Facundo A. Gómez, Adrian Jenkins, Volker Springel, Carlos S. Frenk, Simon D. M. White Исследование галактик-спутников в гало похожем на гало Млечного Пути в магнетогидродинамической модели очень высокого разрешения. Интересно, что получается куда больше спутников (они разрушаются на стандартном разрешении) и успешно формируются галактики низкой поверхностной яркости. Утверждают, что звёздные величины, скорости etc сходятся с наблюдениями в диапазоне $10^3$—$10^{10}$ $L_\odot$.

http://arxiv.org/abs/2105.04866 #mixing #Li Чтобы объяснить содержание лития, нужно учитывать вращение звезд, иначе не сходится с наблюдениями на 2 dex

http://arxiv.org/abs/2105.04978 #MW #halo Параметры (~внешняя граница) гало Млечного Пути по движению спутников

http://arxiv.org/abs/2105.04569 #GC #halo #Virgo Сборка гало M49 по кинематике шаровых скоплений самой галактики и её спутников.

http://arxiv.org/abs/2105.04638 #EEP Оценка металличности Early Enrichment Population, которое нужно чтобы объяснить содержание металлов в богатых ими скоплениях и темпа сверхновых для него. Возможно их увидит JWST..

http://arxiv.org/abs/2105.03561 #Nbody #halo #NumericEffects Aaron D. Ludlow, S. Michael Fall, Joop Schaye, Danail Obreschkow Эффекты численной релаксации, возникающие при низком разрешении тёмного гало, могут оказаться сильнее чем влияние балджа или бара. Поэтому, похоже что именно его нужно увеличивать в первую очередь.

http://arxiv.org/abs/2105.04549 #FRB #NS #distribution A. A. Chrimes, A. J. Levan, P. J. Groot, J. D. Lyman, G. Nelemans Построили распределение быстрых радиовсплесков по Млечному Пути, похоже на распределение нейтронных звёзд, а на всё остальное не очень похоже. Похожи и расстояния до ближайшей области звездообразования (хотя они известны только для считанных FRB). Это можно рассматривать как ещё одно потверждение связи магнетаров и FRB, правда понять какие конкретно должны быть магнетары пока не получается.

http://arxiv.org/abs/2105.03435 #dwarf #galaxies #local Scott G. Carlsten, Jenny E. Greene, Johnny P. Greco, Rachael L. Beaton, Erin Kado-Fong Сравние свойств локальных карликовых галактик (в рамках обзора ELVES), например, наблюдается отличие между карликами в скоплениях и в поле: первые побольше при той же массе из-за приливного взаимодействия.

http://arxiv.org/abs/2105.03440 #dwarf #galaxies #local #GC Из того же проекта: исследуют как от окружения зависят системы шаровых скоплений (и NSC) в местных карликах.

http://arxiv.org/abs/2105.04116 #SF #filaments Три филамента на пересечении которых образовывается звезда (там сидит протозвёздное ядро с ~4 массами Солнца)

http://arxiv.org/abs/2105.04136 #code #error? Тут исследовали глобальную структуру магнитных полей в модели вроде Млечного пути и (как пишут) нашли ошибку в охлаждении газа в GIZMO.

http://arxiv.org/abs/2105.04000 #interstellar #plasma #Voyager1 Стоячие плазменные волны в межзвездной среде по данным Voyager 1.

http://arxiv.org/abs/2105.02612 #SN #PopIII #galaxies #formation Makito Abe, Hidenobu Yajima, Sadegh Khochfar, Claudio Dalla Vecchia, Kazuyuki Omukai Моделируют историю звёздообразование в зависимости от начальной функции масс. Интересно, что если начальная функция масс плоская, то из-за парной нестабильности получается много сверхновых из поколения III, в результате чего подавляется образование последующего поколения II. Утверждается, что телескоп Дж. Уэбба поможет заглянуть на $z > 10$ и понять какой показатель у степенного закона.

http://arxiv.org/abs/2105.02246 #GC #rotation E. Dalessandro, S. Raso, S. Kamann, M. Bellazzini, E. Vesperini, A. Bellini, G. Beccari Кинематика вблизи самого центра шарового скопления NGC 6362 ($< 30''$). В $20''$ от центра нашёлся пик на кривой скорости, что в принципе и должно случиться для долго эволюционировавшего скопления. При этом ещё и звезды, богатые натрием, вращаются в два раза быстрее чем бедные. Так что приближение одной популяции в шаровых скоплениях совсем не работает.

http://arxiv.org/abs/2105.02413 #HI #morphology Shigeru V. Namiki, Yusei Koyama, Shuhei Koyama, Takuji Yamashita, Masao Hayashi, Martha P. Haynes, Rhythm Shimakawa, Masato Onodera Утверждается, что при фиксированной звездной массе и скорости звездообразования содержание водорода не зависит от морфологии, если в качестве её критерия использовать индекс концентрации (отношение пары петросяновских радиусов). С индексом Серсика непонятно, а вот с «гладкостью» (определяемой на глаз) какая-то корреляция есть. То есть, судя по всему, количество HI зависит от наличия мелкомасштабных структур, поэтому и получается что в «негладких» галактиках его больше.

(дополнение) На Волге говорят что выборка нерепрезентативная и вообще в S0 галактиках нейтрального газа бывает довольно много.

http://arxiv.org/abs/2105.02557 #MW #halo Оценка массы газового гало в Млечном Пути.

http://arxiv.org/abs/2105.02339 #M31 #streams #ChemicalComposition Изучают градиенты металличности в потоке в М31 (GSS, оказывается, уже так можно) и делают выводы на что он похож.

http://arxiv.org/abs/2105.02676 #SNIa #cosmology Нашли несколько параметров, которые описывают отличие спектров сверхновых типа Ia, позволяет поднять точность определения расстояний.

http://arxiv.org/abs/2105.02240 #dust #MW Корреляции между параметрами межзвездного поглощения (и в том числе галактоцентрическими координатами) в Млечном Пути.

http://arxiv.org/abs/2105.02237 #decomposition Декомпозиция, но снова без разделения балджей и баров (даже не упоминают). Ну вот :(