Loggedbreeze

Gaia

http://arxiv.org/abs/2111.15211 #MW #SpiralArms #Nbody #PhaseSpace Sergey Khoperskov, Ortwin Gerhard Находят связь между увеличениемиям плотности в координатах, связанных с моментом импульса и спиральными рукамим Млечного Пути. Помимо этого, анализируется связь этих рукавов с резонансами Линдблада и металличностью звёзд. В общем, куча всего интересного.

http://arxiv.org/abs/2111.15048 #AngularMomentum #mass #xGASS Иccледуют зависимость «звёздная масса»-«удельный момент импульса» на довольно большой выборке (564 галактики). Наклон зависимости меняется, если сваливать галактики всех морфологических типов вместе, а дисперсия видимо связана с долей нейтрального газа (в маломассивных) и B/T в более массивных.

http://arxiv.org/abs/2111.14886 #shells #merger Разбираются как получить NGC 474 слияниями (правда в MOND), им хватило одного, но в 1/6 массы галактики (почти $10^{10}$ масс Солнца).

так выглядит NGC 474, APOD

http://arxiv.org/abs/2111.15423 #Gaia #Sequoia Разбираются с химсоставом ретроградной подсистемы Sequoia в Млечном Пути. Таки отличается от всего остального (если измерять достаточно точно).

http://arxiv.org/abs/2111.14851 #UDG #DC Ультра-диффузная галакткика, в которой похоже большая часть звёзд образовались в ШС(!)

в этот день на astroph.GA + astroph.CO было 58 статей. Видимо, праздники прошли не зря...:)

http://arxiv.org/abs/2111.13707 #Gaia #PhaseSpace Axel Widmark, Chervin F. P. Laporte, Giacomo Monari Тут моделируют «улитку» в фазовом пространстве для Млечного Пути и по её форме определяют массу и толщину диска.

http://arxiv.org/abs/2111.14126 #disc #profile #BrokenExponential #spin #StarFormation Исследуют профили дисков в EAGLE, получается, что заваленная экспонента неплохо коррелирует со спином (это вроде неочевидно), при этом во внешних областях таких дисков больше старых звёзд, чем у сломанных «в другую сторону» экспонент (там с радиусом увеличивается вклад звёзд возрастом 2-6 Gyr и ещё видно «распушение» диска для старых звёзд).

http://arxiv.org/abs/2111.13716 #HD #RedSupergiants Обычно считается, что светимость красных сверхгигантов ограничена пределом Хемфриса-Дэвидсона —– дальше просто звёздный ветер сносит оболочку. Но по идее он зависит от металличности.. Авторы посчитали его в M31 (где металличность больше солнечной) и в Магеллановых Облаках (где металличность 0.25 солнечной), но разницы не нашли.

http://arxiv.org/abs/2111.14491 #HI #dwarfs Где-то 5% карликов в обзоре MATLAS содержат недостаточно тёмной материи, а масса газа для карликов-спутников коррелирует с растоянием до их «хозяина».

http://arxiv.org/abs/2111.14624 #quenching #clusters Сравнивают количество затухших галактик на разных расстояниях до центра скопления (в зависимости от их массы), получается, что самые массивные ($>10^{11}$ масс Солнца) уже были затухшими к моменту падения, в отличие от карликов.

http://arxiv.org/abs/2111.13712 #TNG #bulges Тут изучают балджи в TNG и обнаруживают (внезапно) что индекс Серсика балджа не зависит от окружения, но коррелирует с наличием бара: выраженные бары связана с балджами с низким индексом Серсика и низкой долей звёзд, образовавшихся снаружи, а там где баров нет всё наоборот.

http://arxiv.org/abs/2111.13831 #spin #disk #halo Направление момента импульса звездного диска часто отличается от оного для звёздного гало, и угол между ними коррелирует с параметрами галактики.

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.

http://arxiv.org/abs/2111.08846 #bars #noevolution? Yun Hee Lee, Myeong-Gu Park, Ho Seong Hwang, Hong Bae Ann, Haeun Chung, Taehyun Kim Тут измеряют длину баров разными способами и приходят к выводу что разницы в длине между быстрыми и медленными барами нет, а всё определяется размером галактики. Отсюда авторы делают вывод, что нет и динамической эволюции баров..

http://arxiv.org/abs/2111.06904 #triaxial #orbits #BH Matthew E. Quenneville, Christopher M. Liepold, Chung-Pei Ma Шварцшильдовское моделирование орбит, но в триаксиальном случае, авторы прогнали свой код (TriOS) на NGC 1453, но вроде как масса ЧД (которая собственно их интересовала) сильно не поменялась по сравнению с полученной из осесимметричных моделей.

https://arxiv.org/pdf/2111.08683.pdf #GNN #halo Pablo Villanueva-Domingo, Francisco Villaescusa-Navarro, Daniel Anglés-Alcázar, Shy Genel, Federico Marinacci, David N. Spergel, Lars Hernquist, Mark Vogelsberger et al. тут параметры тёмных гал в моделях определяют с помощью графовых NN: масса запихивается в параметры узла (“feature”), а соседи в графе выбираются чисто по расстоянию. интересно, а раз они всё равно обучают их на синтетических данных, почему б не использовать историю слияний (merger trees) для построения ребёр?

http://arxiv.org/abs/2111.09011 #VRR #SMBH Nathan Magnan, Jean-Baptiste Fouvry, Christophe Pichon, Pierre-Henri Chavanis Исследуют резонансную релаксацию объектов вокруг SMBH, они упорядочиваются в диск, толщина которого зависит от IMF и геометрии ядерного скопления (тут меня в основном интересует список авторов)

http://arxiv.org/abs/2111.08714 #ETG #kinematics #TNG Тут исследуют кинематику внешних областей эллиптических галактик в IllustisTNG, чтобы проверить предположение о неизотермичности профилей плотности, но вообще надо глянуть как они резиновые кинематические карты для определения $h_4$ генерировали.

http://arxiv.org/abs/2111.08042 http://arxiv.org/abs/2111.08043 #Gaia #MW Аккуратно определённые параметры вертикальной структуры Млечного Пути (масштаб тонкого/толстого дисков, плотность звёзд и т.д.) по свежим данным Gaia (eDR3)

http://arxiv.org/abs/2111.06499 #TNG #observations #comparison Выглядит как ещё одно свидетельство что затухание галактик в моделях быстрее чем в реальности.

http://arxiv.org/abs/2111.06844 #voids #SFR #gas Cравнение разных свойств (SRE, sSFR ...) галактик в войдах и в стенках и филаметах по выборке в 20 галактик.

http://arxiv.org/abs/2111.08737 #Gaia #dSphs По данным Gaia eDR3 отождествляют звёзды в карликовых-галактиках спутниках Млечного Пути, находящиеся за их приливным радиусом.

http://arxiv.org/abs/2111.07872 #uncertainties «Жалуются», что погрешности в измерении расстояний до объектов меньше чем разброс между разными методами, причём давно уже —– может быть их недооценивают ?:)

http://arxiv.org/abs/2111.08821 #star #шиза В Млечном Пути есть странная звезда: J01020100-7122208, есть разные версии её происхождения, тут вот посчитали орбиту и химсостав и предполагают что это голубой бродяга из гало..

http://arxiv.org/abs/2111.09168 #HubbleTension #G #шиза Оценивают допустимые значения G в ранние эпохи и предлагают этим починить Hubble tension.

http://arxiv.org/abs/2111.09324 #MW #mass Оценка полной массы Млечного Пути по динамике шаровых сколений (из Gaia eDR3) и кривой вращения (из Gaia DR2), а потом проверяют эту оценку с помощью моделей (FIRE), куда закладывают разные априорные профили и массу LMC. В итоге, от $5.36 + 0.81 – 0.68$ до $7.84 + 3.08 – 1.97$ $\times 10^{11}$ масс Солнца.

http://arxiv.org/abs/2111.09327 #MW #mass Другая оценка массы Млечного Пути, на этот раз из обзора H3.

http://arxiv.org/abs/2105.09957 #Gaia #streams Emma Dodd, Amina Helmi, Helmer H. Koppelman Обнаружили, что в потоках Helmi (которые вообще-то имеют одного прародителя) есть подструктуры в пространстве интегралов движений. Конкретнее, здесь они разделяются по $\Omega R$ к $\Omega z$. Это всё свидетельствует о том что потенциал Млечного Пути довольно сложный.

http://arxiv.org/abs/2105.10179 #SAMI #S0 S. M. Croom, D. S. Taranu, J. van de Sande, C. D. P. Lagos, K. E. Harborne, J. Bland-Hawthorn, S. Brough, J. J. Bryant, L. Cortese, C. Foster, M. Goodwin, B. Groves, A. Khalid, J. Lawrence, A. M. Medling, S. N. Richards, M. S. Owers, N. Scott, S. P. Vaughan Пытаются разобраться как образуются линзовидные галактики с помощью обзора SAMI и самосогласованных моделей. Получается что сценарий постепенно потухающего диска не годится: средняя мера вращения (спин) должна понижаться из-за увеличения вклада балджа, а в EAGLE, например, у пассивных дисковых галактик спин выше, чем у звездообразующих такой массы. Видимо, всё дело во внутренних процессах...

http://arxiv.org/abs/2105.10428 #HI #TidalInteraction Куча нейтрального водорода, выброшенного приливами, вокруг галактик в группе NGC 7232.

http://arxiv.org/abs/2105.09972 #binaries #reionization Оказывается, высокая доля двойных звёзды влияют на реионизацию: с одной стороны быстрее ионизуется нейтральный водород, с другой стороны в маломассивных галактиках понижается SFR и замедляется ионизация He II.

http://arxiv.org/abs/2105.09956 #PostStarburst #imaging Тут исследуют галактики в которых закончилась вспышка звездообразования (на HST) и пишут о важности изображений высокого разрешения: иначе будет не видно мелкомасштабных внутренних возмущений (или клочков пыли), которые совсем не являются приливными структурами, на разрешении SDSS их не видно.

http://arxiv.org/abs/2105.10474 #SMBH #DM #halo Самосогласованная эмпирическая модель связи параметров SMBH с параметрами галактик и их тёмных гало.

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/2105.08062 #simulations #bubbles #MW #Illustris Annalisa Pillepich, Dylan Nelson, Nhut Truong, Rainer Weinberger, Ignacio Martin-Navarro, Volker Springel, Sandy M. Faber, Lars Hernquist Исследование свойст горячих пузырей газа в галактиках, похожих на Млечный Путь из TNG 50. Интересно, что получается несколько пузырей (соотвествующих вбросам энергии от SMBH) с достаточно сложной конфигурацией, хотя сам механизм «обратной связи» одинаковый, и то, что для их образования не обязательная стадия квазара, достаточно невысокой активности ядра.

Ну и картинки здесь очень красивые, конечно.

давление и плотность газа для одной из смоделированных галактик

http://arxiv.org/abs/2105.08061 #quenching #dwarf Ava Polzin, Pieter van Dokkum, Shany Danieli, Johnny P. Greco, Aaron J. Romanowsky Нашли «потухшую» изолированную карликовую галактику вне Местной группы (в ней есть две подобные галактики), причём похоже что звездообразование остановилось совсем недавно; авторы предполагают что из-за внутренних причин.

http://arxiv.org/abs/2105.08360 #metallicity #Gaia #halo Исследование низкометалличного хвоста Gaia-Sausage-Enceladus, получается, что её прародитель беднее низкометалличными звёздами чем гало Млечного Пути.

http://arxiv.org/abs/2105.08166 #dust #LocalGalaxies Не нашли больших различий в кривых ослабления света (что-то вроде $R(\lambda)$) для небулярных линий в близких галактиках. Правда делают оговорки, что отсюда не следует, что пыль одинаковая.

http://arxiv.org/abs/2105.08299 #SBF #IR Уточнение определения расстояний по флуктуациям поверхностной яркости в ИК с помощью данных Хаббла (по сути, этот метод определяет среднюю светимость неразрешённых красных гигантов)

http://arxiv.org/abs/2105.08067 #Nbody #cluster Обновление способов учесть эволюцию звезд в столкновительных Nbody кодах.

http://arxiv.org/abs/2105.01371 #Nbody #analytic #oscillations Jean-Baptiste Fouvry, Simon Prunet Аналитические расчёты затухающих колебаний в шаровых скоплениях в линейном приближении для изохронного потенциала (оказываются, такие работы ещё бывают!), а потом сравнивают с движением центра плостности в прямых N-body расчётах. Очень интересная цитата из заключения:

[..] we focused here our interest on spherical stellar clusters. Without much work, the present method could also be applied to razor-thin axisymmetric stellar discs, since their action space is also 2D. In particular, it would surely be physically enlightening to reinterpret the strong swing amplification that inevitably occurs in sufficiently self-gravitating stellar discs (see, e.g., Binney 2020,and references therein) as the imprint of (weakly) damped modes.

Посмотрим..

http://arxiv.org/abs/2105.01073 #GMC #evolution #timescale Sarah M. R. Jeffreson, Benjamin W. Keller, Andrew J. Winter, Mélanie Chevance, J. M. Diederik Kruijssen, Mark R. Krumholz, Yusuke Fujimoto Исследуют эволюцию молекулярных облаков с моделях Млечного Пути построенных помощью AREPO. Довольно интересно выделяются сами облака (секция “construction of the cloud evolution network”). Внутри диска ($h < h_d$) время жизни облаков зависит от их размера ($\sim \ell^{-0.3}$), а выше — постоянно и соответствует времени пересечения диск (~ 14 Myr).

http://arxiv.org/abs/2105.01070 #galaxies #classification #ML F. Tarsitano, C. Bruderer, K. Schawinski, W. G. Hartley Очередной метод классификации галактик с помощью машинного обучения: рассматривают последовательности параметров вписанных эллиптических изофот разных радиусов и на них уже обучают нейронку. Утверждается, что достигается точность 80% – 90% в зависимости от типа галактики.

http://arxiv.org/abs/2105.01568 #Gaia #streams #abundances P. E. Nissen, J. S. Silva-Cabrera, W. J. Schuster Нашли звезду в окрестности Солнца, которая по кинематике принадлежит потокам Хельми, и рассуждают как могло получится наблюдаемое содержание элементов: что-то можно объяснить обогащением от SN Ia, а что-то нет.

http://arxiv.org/abs/2105.01173 #EHT #polarization http://arxiv.org/abs/2105.01169 #EHT #MagneticField Поляризация и магнитные поля для M87 от EHT Collaboration. Судя по выводам, предполагают что там в итоге полоидальное поле.

Попробуем снова. В этой итерации есть две секции: интересно почитать и полезные ссылки. Первая — это несколько статей, которые мне показались интересными, то есть как правило звёздная/галактическая динамика, всякие коды и космология. Вторых будет больше, а попадать туда будет то, что внимательно прочитать и понять не получилось, но обратить внимание хочется.

Перед тем как вы продолжите, приведу стандартный отказ от всяких претезий на качество изложения: [🦀].

В первой секции ещё полезно писать авторов, потом похожие статьи искать проще. Отныне будет так!

http://arxiv.org/abs/2104.14570 #BHB #AngularMomentum Ludovica Varisco, Elisa Bortolas, Massimo Dotti, Alberto Sesana Эволюция двойных черных дыр в центрах галактик оказывается зависит от вращения их звездного окружения: проградные пары вылетают из центра и теряют момент быстрее, чем ретроградные (хотя, впрочем, это важно только на начальных этапах пока они далеко друг от друга).

http://arxiv.org/abs/2104.14807 #metallicity #galaxies Zefeng Li, Mark R. Krumholz, Emily Wisnioski, J. Trevor Mendel, Lisa J. Kewley, Sebastian F. Sánchez, Lluís Galbany Нашли корреляции металличности в галактиках на масштабах 1 кпк, зависят от звёздной массы и SFR (но не от всего остального) и нет теоретической связи дисперсии скорости и этого масштаба.

http://arxiv.org/abs/2104.14577 #Nbody #BFE Michael S. Petersen, Martin D. Weinberg, Neal Katz Описывают свой N-body код, который использует разложение по базисным функциям, причём в отличие от мультиполей, они могут иметь более сложную форму (экспоненциальный диск). Быстрый, но видимо не очень адаптивный, и по картинкам сильно сглаживает $\rho(r)$.

(это началась вторая секция, её будет отделять черта)

http://arxiv.org/abs/2104.14972 #Gaia Обзор всего радиусе 10 пк от Солнца.

http://arxiv.org/abs/2101.04157 #bars #kinematics #MaNGA Нашли кинематическую сигнатуру для баров, находящихся в стадии «выгибания» — квадрупольный рисунок в поле скоростей в галактиках, наблюдаемых плашмя. В данных MaNGA нашли кандидаты, подходящие по этому критерию.

http://arxiv.org/abs/2101.02711 #SFR #baryons #ScalingRelations Пишут, что поверхностная плотность звездообразования по данным MaNGA cильнее всего коррелирует с полиномом от плотности «барионов» — суммы молекулярного газа и звёзд, чем с ними же по отдельности.

http://arxiv.org/abs/2101.04021 #galaxies #HighZ #quenching Выброс молекулярного газа с $\dot M > 10\, 000 \ M_\odot$ в год из галактики со вспышкой звездообразования на $z=1.4$. Авторы полагают, что выброс возник в результате большого слияния, роль которых по сравнению с feedback недооценивают.

http://arxiv.org/abs/2101.03341 #WhiteDwarfs #LF #Gaia Построили функцию светимости белых карликов в гало Млечного Пути, интересно что есть завал в области низкой светимости, дающий оценку на время вспышки звездообразования. Получается, что вспышка длилась 12 – 10 мрлд. лет назад с хвостом вплоть до 8 млрд. лет назад, в принципе согласуется с Gaia-Enceladus 11 мрлд. лет назад. Высокоскоростные объекты моложе 7 млрд. лет авторы предположительно отождествляют с Sagittarius.

http://arxiv.org/abs/2101.03804 #environment #morphology Вклад балджа/диска и комковатость не зависят от окружения, а вот размер коррелирует с массой скопления.

http://arxiv.org/abs/2101.03179 #QSO #HighZ Яркий квазар всего лишь через 670 миллионов лет после Большого Взрыва!

http://arxiv.org/abs/2101.03178 #DM #HD #simulations Сравнение ~300 скоплений, смоделированных без газа и с газом, концентрация галактик в центрах сильно ниже в моделях, учитывающих только тёмную материю.

http://arxiv.org/abs/2101.03631 #simulations #OpenAccess Indra — большая база космологических N-body расчётов, лежащая в открытом доступе.

http://arxiv.org/abs/2101.04133 #Gaia #cluster C помощью eDR3 обнаружили, что $\chi$ и $h$ Персея являются частью большого комплекса, названного LISCA I, находящегося на промежуточной стадии «сборки», результатом которой будет относительно массивная ($10^5\, M_\odot$) звездная система.

http://arxiv.org/abs/2101.04478 #galaxies #ThickDisk Наблюдательный тест, позволяющий проверить один из сценариев формирования толстого диска с помощью самых молодых звезд в нём.

http://arxiv.org/abs/2101.04389 #gas #environment Бесконечная статья про газ в галактиках в разном окружении, основной вывод что молекулярный газ обдирается уже в скоплениях (должна быть выше плотность), а атомарный — ещё в филаментах задолго до затухание звёздообразования.

http://arxiv.org/abs/2101.04683 #SFR #CALIFA Нашли сильную корреляцию между SFR и гидростатическим давлением в плоскости диска, не зависящую от морфологии утверждают что это давление и определяет звёздообразование на kpc масштабах.

http://arxiv.org/abs/2101.04895 #BH #bulge #morphology В зависимости массы центральной чёрной дыры и структурных параметров балджа (индекс Серсика, эффективный радиус) нашли подструктуры — для галактик ранних типов без диска, с диском, и поздних типов показатели степени немного разные (но может тут дело и в процедуре выделения сферической компоненты).

https://arxiv.org/abs/2101.05000 #merger #AGN Доля AGN на $0.3 < z < 2.5$ в сливающихся галактиках и нет — одинаковая. А вот корреляция со вспышкой звездообразования есть. Хотя это и немного контринтуитивно…

http://arxiv.org/abs/2101.05321 #bulge #decomposition Детальная декомпозиция балджей двух галактик — NGC 4608 и NGC 4643 показывает, что в первой есть небольшой классический балдж, а во второй — ядерный диск с экспоненциальным профилем с «переломом». Если оценивать долю балджей как превышение над экспоненциальным диском, то для этих галактик совсем ерунда получается.

http://arxiv.org/abs/2101.05699 #morphology #environment Анализируют морфологические параметры и профили декомпозированных компонент галактик в скоплении в Печи и падающих туда, получается что морфология больше от массы, чем от окружения зависит.