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.

https://arxiv.org/abs/2011.12323 #kinematics #perturbations #MW #simulations #observations Анализируя кинематику галактики VV304a, обнаруживают у неё вертикальные возмущения —– «волны», наподобие тех что в Млечном Пути, например аналог кольца Единорога. Они являются результатом взаимодействия со спутником —– VV304b (не бар и не спирали), что подтверждают и космологические симуляции похожей системы (из Agora).

https://arxiv.org/abs/2011.12477 #LAMOST #ages #spiral #perturbation Авторы определили возраста для выборки из $30\, 000$ звёзд из LAMOST и использовали её для оценки возрастов структур на плоскости $R$—$Z$. Получается что спираль видно только для звёзд с возрастами меньше 1 млрд. лет! Значит, возможно, и возмущение диска случилось только совсем недавно..

https://arxiv.org/abs/2011.12292 #GC #MP #origin Исследуя компиляцию данных с Хаббла, Gaia и наземных обзоров, авторы исследуют зависимость доли звёзд второй популяции (не населения II, а наоборот обогащённых металлами из-за обогащения) от структурных параметров скопления. Получается, что доля таких звёзд коррелирует с увеличением скорости убегания скопления. Авторы полагают, что такие скопления испытывают более сильное приливное обдирание, которые уносит с краю часть звёзд первого поколения, которые в отличие от 2го, более однородно распределены по скоплению.

https://arxiv.org/abs/2011.12535 #UFD #GC #MW Каталог орбитальных параметров ультратусклых карликовых галактик и шаровых скоплений вокруг Млечного Пути, GC c разной металличностью отличаются по кинематике. Авторы утверждают что в пределах погрешности нет разницы между статическим потеницалом и эволюционирующим (в противовес более ранним статьям других авторов), а куда большее влияние оказывает особенности нынешней структуры потенциала.

https://arxiv.org/abs/2011.12868 #RedGiants #MW #AGN? Авторы предлагают считать, что пониженная плотность красных гигантов в центре Млечного Пути (по сравнению с более молодыми звездами) может быть свидетельством активности его ядра пару миллионов лет назад, которое например ещё может быть причиной наблюдающихся пузырей светящего в $\gamma$ газа.

https://arxiv.org/abs/2011.12437 #CNN #LSBG Распознавание галактик низкой поверхностной яркости с помощью свёртночных нейтросетей с точностью до 90%. Заодно пишут, что можно легко переобучить на другой обзор с сохранением точности.

https://arxiv.org/abs/2006.11111 #FDM #observations Четвёртая ревизия статьи Andreas Burkert'а о том что FDM не соответствует наблюдениям.

http://arxiv.org/abs/2011.10525 #GC #stars #distribution #TidalRadius Ищут звёзды, находящиеся за приливным радиусом шаровых скоплений NGC 6397, NGC 2808 и NGC 6266 используя фотометрию и собственные движения Gaia. Нашли 120, 126 и 107 таких звёзд соответственно, интересно что в одном из них их распределение имеет сферическую симметрию, а в двух других — нет. Авторы полагают, что в первом случае это протяжённая звёздная оболочка, а в остальных — результат приливных возмущений.

http://arxiv.org/abs/2011.10553 #Gaia #parallax #bias Строят карты ошибок параллакса в данных Gaia (по небу). На масштабах градуса на всём небе виден «вафельный» рисунок с амплитудой $\sim 15 \mu as$ ($G \sim 17^m$ (?)) связанный с процедурой сканирования, но кроме него ещё есть особенности около Магеллановых облаков, например. Авторы подмечают связь ошибок с собственных движений с ошибками параллакса, но так подробно их не исследуют.

http://arxiv.org/abs/2011.10206 #HVS #Gaia #halo #LAMOST Каталог высокоскоростных звёзд в гало по данным Gaia и LAMOST.

http://arxiv.org/abs/2011.10194 #QSO #HighZ #environment Продолжение статьи тех же авторов о том, что плотность окружения квазаров на $z \sim 4$ не отличается от обычных галактик и не зависит от их светимости. По мнению авторов, у такого эффекта могут быть три причины: 1) богатые газом слияния редки в протоскоплениях; 2) большая часть квазаров возникает в результате вековых процессов (эволюция самих галактик); 3) в протоскоплениях есть квазары, которых из-за пыли не видно.

http://arxiv.org/abs/2010.13789 #LMC #halo #MW По движению далеких звёзд в гало Млечного Пути ($r_{\rm GC} > 50$ кпк) делают вывод, что его внутренняя часть ускоряется куда-то вниз (от плоскости галактики). Полученные данные о радиальных скоростях подтверждают вывод что LMC массой $1.5\times 10^{11}$ масс Солнца падает на Млечный путь, т.е. он сильно не в равновесии. http://arxiv.org/abs/2010.13801 и тут же оценивают массу Млечного Пути.

http://arxiv.org/abs/2010.14381 #GC #TidalStreams Тут нашли приливной хвост NGC 3201, пролетевшего через диск Млечного пути, ближайшая его часть всего в 3.2 кпк от Солнца. Сделали для него модель и с помощью кинематики в Gaia отождествили с уже известным звёздным потоком Fjörm. Пишут, даже на диаграмме ГР похоже на скопление.

http://arxiv.org/abs/2010.14096 #MW #kinematics #LAMOST Используя данные о кинематике почти полмиллиона K-гигантов в LAMOST, авторы обнаруживают и там характерную спираль на плоскости $v_\phi(Z, vZ)$, причем вплоть до 15 кпк, а не только вблизи Солнца. А на плоскости $R-Z$ спираль соответствует крупномасштабным движениям групп звёзд, т.е. возможно это одно и то же. Проведя моделирование, они предполагают причиной этого недавнее взаимодействие с карликовой галактикой (но так вроде все предполагают?)

http://arxiv.org/abs/2010.14281 #RAVE #halo #fulltext Утверждают, что нашли две компоненты в звездном гало с помощью данных Gaia и RAVE, у одной маленький $L_z$, а другая богаче металлами и вообще ретроградная. Метод поиска немного странный, выделяют избытки плотности на двумерном распределении проекций углового момента по сравнению с плотностью 5000 рандомных реализаций в заданном потенциале, это же очень модельно-зависимо?

http://arxiv.org/abs/2010.14372 #GC #Xrays #DM Выбрав 45 галактик ранних типов для которых есть данных по плотности рентгеновского газа и шаровым скоплениям, авторы находят долю темной материи внутри $5 r_e$, получается похожие значения всеми методами — 0.8-0.9 для всех дисковых с разбросом 0.15, что как они пишут также похоже и на симуляции.

http://arxiv.org/abs/2010.14327 #Jaffe #AnaliticModels Решают уравнения Джинса для двухкомпонентных эллипсоидальных (осесимметричных) моделей Яффе, аналитически выводят поля скоростей. Можно будет глянуть если потребуется сравнить с нормальными моделями.

http://arxiv.org/abs/2010.13792 #MHD #optimisation Предлагают оптимизацию вычисления гравитации для MHD-кода GIZMO —– считать гравитацию честно не на каждом шаге, а через какое-то фиксированное количество «гравитационных шагов» (определяемых динамическим временем), а между ними считать предиктор через jerk.

http://arxiv.org/abs/2010.13790 #GalacticCenter #NTF Филаментарные структуры в центре Галактики, излучающие синхротронным излучением могут быть результатом приливного разрушения молекулярных облаков

http://arxiv.org/abs/2010.14092 #dust Трёхмерная карта поглощения для южного неба.

#dailyastroph