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/2111.04770 #orbits #BH #dwarf #fulltext Maria Jose Bustamante-Rosell, Eva Noyola, Karl Gebhardt, Maximilian H. Fabricius, Ximena Mazzalay, Jens Thomas, Greg Zeimann Используя кинематические данные (профиль и дисперсию скорости) для карликовой галактики Leo I пытаются определить массу центральной чёрной дыры используя шварцшильдовское моделирование (накидать кучу орбит в потенциал и подогнать параметры). Большая часть статьи про учёт разных наблюдательных эффектов (поправки за «скучивание»), а BH они моделируют как $M\,\delta(r)$. В такой модели отсутствие чёрной дыры исключается с вероятностью 95%, а масса получается где-то 3 миллиона масс Солнца. Вообще, выглядит странновато.

http://arxiv.org/abs/2111.04864 #TNG #S0 #formation Simon Deeley, Michael J. Drinkwater, Sarah M. Sweet, Kenji Bekki, Warrick J. Couch, Duncan A. Forbes, Arianna Dolfi Отслеживают пути формирования S0 галактик в TNG, для этого сначала их классифицируют так же как в наблюдениях (там и кинематические карты и положение на диаграмме масса-цвет по сравнению с данными SAMI), а потом строят истории слияний. Выводы — на картинке ниже: большая часть галактик становится линзовидными испытав слияние с относительно массивной галактикой, меньшая — пролетев через скопления, а сами по себе в результате исчерпания газа линзовидными становятся около 5%.

http://arxiv.org/abs/2111.05200 #decomposition #bulgeBHrelation Утверждают, что неправильно при декомпозиции моделировать диск одной экспонентой — в центре звездообразования уже не идёт [а всегда ли так?], из-за этого недооценивается масса балджа и едет зависимость {масса черной дыры} – {масса балджа}, возможно из-за этого активность ЧД наблюдается ниже ожидаемой.

http://arxiv.org/abs/2111.04795 #HI #VLA #dwarfs Куча взаимодействующий карликов, отснятых в атомарном водороде на VLA.

http://arxiv.org/abs/2111.04755 #jellyfish #IGM #ISM Смешивание ISM и IGM по металличности газа в «щупальцах» галактик-«медуз»: она убывает с расстоянием от родительской галактики.

http://arxiv.org/abs/2011.06285 #HI #cluster #quenching Авторы исследуют, что сильнее влияет на эволюцию галактик (в результате потери газа) — подструктуры в скоплении или само поле скопления в целом. Используя критерий Dressler-Shectman они нашли 15 подструктур в скоплении галактик в Волосах Вероники. Вроде бы, получается что галактики в группах беднее газом, но тут исследуют сложенные вместе спектры, на которых и ловят следы линий HI.

http://arxiv.org/abs/2011.06051 #RedNugget #ALMA С помощью ALMA исследуют молекулярный газ (ну, [CI]) в окрестности массивной и очень компактной ($r_e \sim 0.5$ кпк) галактики GDS24569 на $z=1.91$. Удалось получить верхнюю оценку его содержания, < 1%​. Вокруг неё мало спутников, так что видимо эта галактика ещё не меняла размер в результате взаимодействия со спутниками. И пыли много, 0.1%. Так что видимо газа в ней нет из-за того, что она просто переработала его весь в звезды и стала «красным самородком».

http://arxiv.org/abs/2011.06453 #шиза #evolution #stars Тут строят филогенетическое дерево 78 звёзд в окрестности Солнца, а в качестве «наследуемых признаков» берут отношения содержания разных химических элементов. Самое удивительное что на этом дереве видно какое-то событие, отделяющее толстый диск от тонкого, вероятно Gaia-Enceladus/Sausage.

http://arxiv.org/abs/2011.06421 #RAR #cluster Очередная проверка RAR, это такое соотношение между ускорением барионов и полным ускорением, следующее из MOND, которое вроде бы наблюдается для скоплений галактик. Не нашли — внутренний разброс данных большой, либо слишком большие дисперсии параметров линейной зависимости.

http://arxiv.org/abs/2011.06357 #PN #binaries Из данных Gaia обнаружили 8 двойных в качестве центральных звезд в PN. Оказывается, уже и так можно..

#dailyastroph скучный какой-то вышел, но что поделать.

http://arxiv.org/abs/2011.03594 #M82 #SSC Тут исследуют «звёздные сверхскопления» (это скорее всего то, из чего образуются шаровые скопления) в M82. Для них оказывается характерной степенная зависимость масса-радиус, но моделирование показывает, что ¾ из них разлетаются и большая часть рассыпется через 2 млрд. лет.

http://arxiv.org/abs/2011.03566 #ouflows #SF Авторы исследуют галактики с масштабными выбросами ионизованного газ на ALMA, дополненной IRAM. Особенных отличий по содержанию газа от галактик поля они не нашли, но вот разница в распределении есть — молекулярный газ и звездообразование почти полностью состредоточены в пределах эффективного радиуса.

http://arxiv.org/abs/2011.03736 #spirals #environment Сравнивают содержание элементов в спокойных спиральных галактиках в скоплениях и в поле/группах. В поле/группах не наблюдается корреляции содержания альфа-элементов с массой, и она маленькая даже в самых массивных галактиках. Cпирали в скоплениях имеют более молодое звёздное население и низкое содержание альфа-элементов, чем S0 галактики, а вот для поля тренды похожие на S0 (надо смотреть на картинки в статье, иначе вообще ничего не понятно). Дело в разном окружении — спирали в поле могут «омолаживаться» газом со спутников, а в скоплениях галактика вполне со звёздообразованием может обдираться до пассивной спирали, а может слиться ещё до падения, тогда альфа-элементов там будет много.

http://arxiv.org/abs/2011.03591 #ML #classify Пишут, что если использовать MMD и DANN — это такие методы обучить нейтронку выбирать для классификации особенности не связанные с «доменом» и исключать изменяющиеся между «доменами», то их можно обучать на данных симуляций, а потом использовать для обработки наблюдений. Тут, например, брали в качестве «доменов» слияния в Illustris с наблюдательным шумом и без.

http://arxiv.org/abs/2011.04500 #HI # Исследуют корреляции между звездообразованием и содержанием HI, корреляции особой не нашли, зато получилось что основная часть нейтрального атомарного водорода на $z\sim 1$ не в массивных галактиках. Собственно, у них и получилось что по сравнению с $z=0$ на $10^{10}$ масс солнца разница в 4-12 раз, а на $10^{11}$ — 3-4, т.е. галактики поменьше его больше потеряли.

http://arxiv.org/abs/2011.03851 #AGN #torus Пишут что модель пылевого тора около AGN должна быть с комочками, чтобы лучше сходилось с данными в рентгене.