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.

http://arxiv.org/abs/2010.15957 #M31 #SMBGH #NuclearDisk В центре нашего большого соседа, Туманности Андромеды, есть эксцентрический ядерный диск — диск звезд с эксцентрическими орбитами и похожими направлениями линии апсид. Авторы рассуждают, как вторая чёрная дыра будет влиять на такой диск. Получается, что она обеспечит «выравнивание» орбит, в таком диске не должно быть градиента эксцентриситета (а он есть!). Учитывая то, что (как сейчас считается) в M31 был major merging и SMBH слились 1.7-3.1 Gyr назад, авторы полагают что диск моложе момента слияния чёрных дыр.

http://arxiv.org/abs/2010.16195 #SMF #profile #simulations Сравнивают наблюдения скоплений с симуляциями (Hydrangea (EAGLE)), звёздная масса к массе гало и звёздная функция масс [спутников] совпадают, а вот профили разные, причём только на небольших $z < 0.3$, в симуляциях концентрация получается выше. Возможно, думают авторы, дело тут в не очень правильном учёте обдирании гал у отдельных спутников...

http://arxiv.org/abs/2010.15847 #metallicity #gradient #evolution Анализируют градиенты металличности газа в 644 галактиках с активным звёздообразованием на $z\approx 0.6 – 1.8$ с помощью отношения [NII]/Hα. Получается, что металличность коррелирует со звездной массой, немного антикоррелирует со SFR, а градиенты сильно коррелируют со звездной массой и почти не эволюционируют на рассматриваемых временах. Пишут, звёздный feedback виноват.

http://arxiv.org/abs/2010.15213 #SF #MaNGA #morphology Для исследования эволюции галактик часто используют метод “ископаемых” (популяционный синтез) — с помощью моделей звёздной эволюции подгоняют историю звездообразования так, чтобы получился наблюдаемый спектр. Тут авторы по данным MaNGA смотрят, как изменяется положение галактик на главной последовательности — зависимости SFR от звёздной массы, получается что уже 2 Gyr назад дисковые галактики раннего и позднего типа не отличаются друг от друга. Отсюда они делают вывод, что и текущая морфология присуща галактикам только последние 2 млрд. лет, это $z < 0.156$ (т.е. сильно меньше 1).

P.S. на Волге говорили что StarLight, который тут используется, нужно использовать очень аккуратно, чего авторы не делают.

http://arxiv.org/abs/2010.15132 #SIDM #SMBH Тут предлагают объяснять существование сверхмассивных чёрных дыр на $z\sim 6-7$ с помощью самовзаимодействующей тёмной материи. В гало из такой материи может случится гравотермальная катастрофа! А ещё угловой момент теряется из-за вязкости, возникающей в результате самовзаимодействия.

http://arxiv.org/abs/2010.15645 #dwarf #CGM #metallicity Померили металличность вещества в окрестности карликовой галактики IC1613 с массой всего $10^8$ масс Солнца (там на фоне есть квазары). Например большая часть кремния находится уже не в звёздах, а в CGM (30-40% против 3%) и [видимо] оказалась там в результате прошлых и текущих выбросов.

http://arxiv.org/abs/2010.15235 #cluster #substucture С помощью теста Dressler-Schectman и DBSCAN нашли подструктуру в скоплении Гидра, которая падает на него. Ещё интересно, что индексы Серсика у них получились независящими от расстояния до центра скопления (и, соответственно, плотности).

http://arxiv.org/abs/2010.15477 #M31 #baryons #GammaRays Пытаются искать нехватающие барионы (которые скорее всего диффузный газ) в гало Андромеды с помощью наблюдений в гамма-диапазоне. Получается, что ещё 30% барионов непонятно куда приложить, но и сам результат неточный, масса тёмного гала не очень хорошо известна.

http://arxiv.org/abs/2010.15666 #celmech Вывод изохронных потенциалов Эно (период не зависит от момента импульса) через комплексный анализ.

http://arxiv.org/abs/2010.15447 #MP #GC Исследуют множественные популяции среди G-K карликов в относительно молодом шаровом скоплении NGC 1978 ($\sim 2$ Gyr) в Большом Магеллановом Облаке.

http://arxiv.org/abs/2010.14530 Авторы пишут, что данных о мере дисперсии (интеграл концентрации электронов на луче зрения) от 10000 быстрых радиовсплесков хватит, чтобы определить историю ионизации гелия с точностью $\sim 6\sigma$ (а если ещё и знать их красные смещения, то $\sim 10\sigma$).

http://arxiv.org/abs/2010.14906 #cluster #simulation Реконструкция столкновения, приведшего к образованию Abell 2034. Получается наблюдаемое несовпадение между пиками плотности тёмной материи, рентгеном и температурой, а наибольшее влияние на его величину оказывает центральная плотность газа, а не тёмной материи.

http://arxiv.org/abs/2010.14737 #M31 #infrared Первое? спектроскопическое исследование окрестностей чёрной дыры в M31 в инфракрасных линиях углерода и кислорода.

http://arxiv.org/abs/2010.14870 #OC #Gaia #ML С помощью нейтросеточек находят 74 новых рассеянных скопления в данных Gaia.

http://arxiv.org/abs/2010.08562 #DM #SIDM #MW Рассматривают модели с тёмной материей, неупруго взаимодействующей сама с собой, и получается что гало вроде того, в котором Млечный Путь имеет большее «ядро» и другое распределение скоростей в окрестностях Солнца (завал к высоким скоростям). Т.е. даже понятно как это проверить!

http://arxiv.org/abs/2010.09617 #cluster #BCG Центральные галактики в скоплениях (BCG) иногда оказывают не в центре, определённом по рентгену и имеют пекулярные скорости, возможно их сместили слияния вдоль одной оси или тёмное гало ещё не прорелаксировало.

http://arxiv.org/abs/2010.08571 #MW #satellites #FIRE Исследуют, можно ли получить спутники, лежащие в двух плоскостях, как у Млечного Пути в симуляциях (FIRE-2). Пишут, что вероятность маленькая (пара процентов), но если руками задать LMC-подобный спутник около перицентра, то возрастает до $7%-16%$. Но, как видно, ΛCDM такой расклад дел не противоречит.

http://arxiv.org/abs/2010.08624 #MW #M31 #satellites Говорят, в M31 тоже спутники укладываются в плоскость, но её видно плашмя и там могут быть проблемы с точностью определения расстояний.

http://arxiv.org/abs/2010.08754 #SMC #EclipsingBinaries Расстояние до центра Малого Магелланова облака по затменным двойным с точностью до килопарсека (оно $\approx 62$ кпк). Предполагают, что в его центре нашли ядерное скопление, размером в $1.5$ кпк, в котором содержится 40% «нестарых» звёзд.

http://arxiv.org/abs/2010.08555 #dynamics #semianalytic Здесь авторы придумывают относительно точно выражение для сил динамического трения действующих на частицу в экспоненциальном диске и сравнивают с N-body. В appendix есть вывод для потенциала толстого экспоненциального диска, можно будет глянуть если понадобится.

http://arxiv.org/abs/2007.14624 #simulations #reionization Описывают как с помощью методов Монте-Карло улучшить разрешение космологических N-body моделей, для аккуратного учета реионизации нужно и высокое разрешение и большой объём.

http://arxiv.org/abs/2010.08557 #GR #EHT Can the EHT M87 results be used to test general relativity? – No. Физика аккреции, пишут, недостаточно хорошо известна.

http://arxiv.org/abs/2010.09373 #шиза пульсации звёзд из тёмной энергии

http://arxiv.org/abs/2010.08537 #MW #M31 #statistics #fulltext С помощью DELFI — Density Estimation Likelihood-Free Inference и космологических N-body расчётов получают сумму масс Млечного Пути и M31. Симуляции тут нужны, чтобы получить функцию правдоподобия, а приоры берут какие-то стандартные. Наблюдательные данные ($D_{\rm obs}$) — это скорости и положения получены из литературы и наблюдений Хаббла и Gaia.

Получается примерно так же точно как и раньше: $4.6_{−1.8}^{+2.3} \times 10^{12}\, M_\odot$, но никаких предварительных предположений! (ну, кроме приоров :) Обычно считают как если Млечный путь с Андромедой падают друг на друга в расширяющейся Вселенной, а ничего другого нет)

Теорема Байеса, если что, тут выглядит так:

$$p(\theta|D_{\rm obs}, I) = \dfrac{P(D_{\rm obs}|\theta,I)\, P(\theta|I)} {P(D_{\rm obs}|I)}$$

первый множитель в числители это функция правдоподобия, а второй — приор. Знаменатель это просто нормировка, $I$ — “теоретическая модель” (которая на самом деле тут просто обобщение симуляций), а $\theta$ — параметр модели, то есть суммарная масса.

http://arxiv.org/abs/2010.08173 #SSFR #quenching #observations #simulations Авторы пишут, что Specific Star Formation Rate Function (функция распределения темпа звёздообразования на единицу звёздной массы) для немаломассивных галактик в наблюдениях (SDSS) бимодальна, а в симуляциях так не получается. Предлагается уточнять механизмы подавления звёздообразования в моделях.

http://arxiv.org/abs/2010.07948 #VSF #dwarf Часто говоря о звёздообразовании, используют поверхностную плотность газа (например, в законе Шмидта-Кенникатта), поскольку их легче определять из наблюдений. Однако, считается что более фундаментальные соотношения связывают плотность звёздообразования с объемной плотностью газа.

Авторы статьи в 2019 году придумали соотношение вида $\rho_{SFR} \propto \rho_{gas}^\alpha$, $\alpha\approx 2$, теперь проверили его для карликовых галактик и заявляют что раз у него и разброс меньше, оно точно более фундаментально чем аналогичные с поверхностной плотностью.

http://arxiv.org/abs/2010.08449 #StellarEvolution #metallicity Тут исследуют как очень низкометалличные звёзды (EMP, такие водятся в гало) промежуточных масс (3-7.5 $M_\odot$) с $Z=10^{-5}$ обогащают междзвёдную среду (yields). Например, помимо положительной «выдачи» ${}^{12} \rm C$, ${}^{15} \rm N$, ${}^{16} \rm O$ и ${}^{26} \rm Mg$, они выделяют ${}^{20} \rm Ne$, ${}^{21} \rm Ne$ и ${}^{24} \rm Mg$ (в отличие от звезд с $Z = 10^{-4}$). Говорят, если брать какую-то довольно распространённую модель звёздного ветра, то даже похоже на наблюдаемые отношения изотопов.

http://arxiv.org/abs/2010.08257 #шиза #relativity #DM #cosmology Здесь считают гравитомагнитный векторный потенциал (в ОТО оказывается и такое бывает?), приходят к выводу что на формирование крупномасштабной структуры он влияние не оказывает, такие силы на несколько порядков слабее обычной гравитации.

http://arxiv.org/abs/2010.07944 #rampressure #stripping #morphology По морфологии галактик-«медуз», с которых давлением набегающего газа сдувает вещество, определяют направления их движения.

#dailyastroph