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.

http://arxiv.org/abs/2011.08198 #Illustris #simulations #SF #quenching Используя данные IllustrisTNG100 авторы демонстрируют связь между временем затухания звездообразования и «звёздным» размером галактики. Получается, что к $z=1$ только 36% протяжённых массивных галактик затухнут, хотя среди обычных массивных галактик эта доля 69%. Авторы полагают, что так получается из-за бедной газом аккреции, в результате чего меньше центральная плотность и feedback от активного ядра слабее.

http://arxiv.org/abs/2011.08216 #SMBH #LossCone #simulation #orbits #triaxial Слияние сверхмассивных чёрных дыр в центрах галактик это довольно сложный процесс. Сначала их «топит» динамическое трение, затем взаимодействия с ближайшими звездами (hardening) и, наконец, излучение гравитационных волн. Тут моделируют вторую фазу и изучают какие там получаются орбиты. Оказывается, для того, чтобы не возникала проблема «последнего парсека» (второй этап неэффективен, т.к. звёзды близко от ЧД не проходят), нужно чтобы распределение звёзд было трёхосным. Тогда будут орбиты, проходящие близко от центра (аналог ящиков).

http://arxiv.org/abs/2011.08840 #halo #CosmicWeb Тут авторы анализируют космологические симуляции своим кодом NEXUS который выделяет в космической паутине филаменты, войды, стены и проч. Получают статистику параметров тёмных гал в зависимости от окружения. Например, самые массивные гало ($>10^{12} h^{-1}$ масс Солнца) живут в филаментах и «узлах», а вот маленькие с одинаковой вероятностью встречаются везде (и на них вообще окружение мало влияет).

http://arxiv.org/abs/2011.08684 #GC #M13 #MP Тут на любительском телескопе ($0.4$ м!) проверяют радиальные распределения более красной и более голубой ветви красных гигантов в M13, пишут что функция распределения одинаковая, а у тех у кого получалось по-другому при учёте фотометрических ошибок в SDSS звёзды в центре смещались в красную сторону.

http://arxiv.org/abs/2011.08208 #GC #MP Обзор содержания металлов ($\rm Ca$, $\rm Sc$) в 77 шаровых скоплениях, обсуждают возникновение множественных популяций с точки зрения звёздной эволюции (необычные условия для AGB-звёзд, например).

http://arxiv.org/abs/2011.08798 #HLIRG #observations Оценка плотность ультраярких ИК галактик на небе — $5-18 / \square^\circ$ по данным LOFAR и Herschel, уже с какими-то моделями не сходится.

http://arxiv.org/abs/2011.08189 #LOFAR #halo #cluster Радиогало в маломассивном ($M_{500} \lesssim 5\times 10 ^{14}$ масс Солнца) скоплении, в котором НЕ происходит слияние.

http://arxiv.org/abs/2011.03288 #HST #astrometry #SMC Тут получают собственные движения для звёзд из NGC 419 в SMC по данным Хаббла (там > 10 лет наблюдений, а привязка с звёздам из Gaia), в итоге по кинематике кусок этого скопления это скорее всего часть «Магелланова моста».

http://arxiv.org/abs/2011.03226 #Illustris #SDSS #H2 Сравнивают долю молекулярного водорода в IllustrisTNG100 и xxCOLD GASS, в итоге медианное значение нехватки H₂ в спутниках по сравнению с центральными галактиками в симуляциях $\sim 0.2$, что похоже на наблюдения. Интересно, что и там и там H₂/HI в спутниках выше — атомарный водород убывает быстрее.

http://arxiv.org/abs/2011.03283 #GC #HST #generations С помощью хаббловской фотометрии исследуют множественные популяции вдоль горизонтальной ветви в 14 шаровых скоплениях в Млечном Пути и Магеллановых Облаках. Получается, что доля звёзд I поколения коррелирует с массой, а в Магеллоновых облаках для той же массы она больше, то есть есть эффект окружения. Распределения популяций «плоские», кроме некоторых скоплений где II (!) поколение более центрально-концентрированное.

http://arxiv.org/abs/2011.02042 #GC #NSC Скорее обзор, где разбирают какие из шаровых скоплений в Млечном Пути могут быть на самом деле ядерными скоплениями из других галактик. Для этого нужен разброс по содержанию «тяжелых металлов» (Fe, по какому-нибудь углероду и у обычных GC бывает) и кинематика, подходящая под «обломки» аккрецированного спутника. Разбирая много разных скоплений и статей, авторы соотносят – M19 — Kraken – $\omega$ Cen — Gaia-Enceladus/Sausage – M54 — Sagittarius – Ngc 6934 — Helmi streams [a Sequoia ничего не досталось]

А Terzan 5, как они считают, вообще продукт слияния двух скоплений.

http://arxiv.org/abs/2011.02125 #MW #Andromeda #bridge Авторы нашли протяжённую область (~20°) в направлении на Туманность Андромеды, по наблюдениями в рентгене и проявлению эффекта Сюняева-Зельдовича (обратный комптон CMB на горячем газе), получается что это «мост» между галактиками (ни в том ни в другом гало он содержится — не проходит по физическим условиям), содержащий 10 – 50 %% всех барионов из Местной Группы!

http://arxiv.org/abs/2011.01945 #cluster #shape Авторы обнаружили что эллиптичность форм скоплений из BAHAMAS не сходится с наблюдениями — в жизни они круглее, а их позиционные углы и эллиптичности на разных радиусах коррелируют. Они предполагают, что в симуляциях feedback переучтён.

http://arxiv.org/abs/2011.01935 #review #metals #baryons Обзор про эволюцию содержания HI и металлов в объектах на разных $z$: на $z>2.5$ почти все металлы, сделанные звёздами, находятся в холодном газе, а на $z<1$ большая часть в звёздах. И похоже, что «упущенных металлов» нет.

http://arxiv.org/abs/2011.01949 #Illustris #ConterrotatingComponents Ищут противовращающиеся диски в Illustris и наблюдениях, получается что динамически горячие диски, в которых часто бывают противовращающиеся компоненты, получается в результате слияний, а галактики из MaNGA с подобными кинематическими рассогласованиями похожи по морфологии, кинематике, и звёздному населению на то что нашлось в Illustris.

http://arxiv.org/abs/2011.02267 #SMBH #MW #шиза Текущие астрометрические данные по движению S-звезд в окрестности чёрной дыры в центре Млечного Пути не позволяют проверить теорему об отсутствии волос, но вот лет через 40.. (а вот если бы была звезда в 5 раз ближе S2 и с такой же орбитой, то и через 20)

http://arxiv.org/abs/2010.11581 #Illustris #ConterrotatingComponents В данных космологической симуляции IllustrisTNG100 нашли 25 галактик с противовращающимися звёздными компонентами, являющиеся результатом падения газа 2-8 млрд. лет назад. Интересно, что 90% звезд образовались in situ в падающем газе. Авторы проводят связь между падением газа и увеличением активности AGN и динамическим нагревом диска.

http://arxiv.org/abs/2010.11815 #kinematics #populations С помощью данных MUSE определяют кинематические параметры двух разных популяций в центрах 4 галактик из обзора TIMER, интересно что у более молодого населения, расположенного в ядерных кольцах, дисперсия скоростей выше.

http://arxiv.org/abs/2010.11324 #HubbleTension #cluster #velocities Авторы пробуют измерять размеры скопления галактик с помощью кривой дисперсии скорости — на ней заметен характерный излом, который можно ассоциировать с границей скопления. Предполагая, что из моделей можно получить связь $R_{\rm edge} = A \sigma^a$, они предлагают получить отсюда расстояние по угловому размеру и добыть прямое измерение постоянной Хаббла.

http://arxiv.org/abs/2010.11254 #code #MHD а интересное применение ниже: http://arxiv.org/abs/2010.11249 #SF #IMF #jets Прослеживая формирование звёзд в гигантских молекулярных облаках с помощью GIZMO, авторы делают вывод, что неучёт выбросов в протозвёздах приводит к на порядок большим звёздным массам. Они «разбивают» аккреционный поток на протозвезду, позволяя образоваться дополнительным звёздам поменьше (что уже похоже на наблюдения). Причём, эффект наблюдается в основном в маломассивных ГМО. Точно воспроизвести наблюдаемую IMF пока не получается, не хватает данных про импульсы джетов.

http://arxiv.org/abs/2010.11730 #BH #StellarEvolution Тут авторы утверждают, что из звезд с $M=90-100\ M_\odot$ с небольшим содержанием тяжёлых металлов может получиться чёрные дыры с массой больше $50$ масс Солнца, выше предела парной нестабильности — нужно чтобы ядро сверхгиганта имело небольшую массу..

http://arxiv.org/abs/2010.11847 #code #GPU #Nbody PM-N-body код для TensorFlow: https://github.com/modichirag/flowpm