Loggedbreeze

TidalInteraction

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.

https://arxiv.org/abs/2010.02259 #ProtoCluster #simulation #SFR Авторы обнаружили, что скорость звездообразования в протоскполениях на $z>2$ в современных космологических симуляциях (IllustrisTNG) на поряд меньше того, что в наблюдениях. Этот эффект возникает в результате зависимости скорости звездообразования от численного разрешения моделей (его не хватает для нужной скорости). Так что, видимо, изучение таких протоскоплений на больших $z$ поможет дальше улучшить симуляции, подогнанные под $z\approx 0 $.

https://arxiv.org/abs/2011.11684 #StellarStreams #DM Полностью аналитическая модель эволюции разрывов от пролёта тёмных гал в звёздных потоках в Штекелевском потенциале. Получается много всего интересного, например контраст плотности по сравнению с потоком где пролёта не было зависит только от параметров пролёта (правда есть вырождение — для маленьких разрывов всё в основном зависит от массы субгало, а для больших непонятно).

https://arxiv.org/abs/2011.11650 #YMC #formation Нашли новый способ формирования молодых массивных скоплений (из которых получаются шаровые скопления) — в результате столкновений атомарного водорода с скоростью $\sim 100$ км/c, что в целом характерно для взаимодействий галактик. В результате получаются «комки» с массой $>10^4 M_\odot$ и размером $\sim 4$ пк, которые уже могут сколлапсировать в YMC и не разлететься от звёздного ветра.

https://arxiv.org/abs/2011.11919 #StellarStreams #OrbitalFamilies Тут описывают довольно интересный сценарий «распыления» звездных потоков — попадение на сепаратриссу между двумя орбитальными семействами в трёхосном потенциале. Т.е. такой вот способ найти по звёздным потокам орбитальные семейства, а оттуда понять какой должен быть потенциал..

https://arxiv.org/abs/2011.11642 #TidalInteraction #MW #disk Красивые картинки с членами разложения в ряд Фурье возмущения диска Млечного пути из-за многократного взаимодействия со спутником.

https://arxiv.org/abs/2005.08995 #accretion #DM #SF Авторы показывают, что для изолированных галактик с массой подобной Млечному Пути, нет корреляции между падением тёмного гало и увеличением активности звездообразования. Аккрецию тёмной материи они определяют по профилю плотности спутников.

https://arxiv.org/abs/2011.12042 #BCG #SF По спектрам с VLT находят градиенты возрастов звёзд в центральных галактиках скоплений. Получается, что хоть вся галактика в основном старая, в пределах $\sim 2$ кпк ядра есть звёзды моложе 1 мрлд. лет. Авторы утверждают что газ для этих звезд возник просто в результате звездной эволюции внутри самой галактики, а потом упал в центр.

https://arxiv.org/abs/2011.11641 #computation #SPH Тут пишут, что когда в SPH используют усреднённое давление (через сумму по всем частицам, а не считают через плотность) и учитывают эффекты, меньшие разрешения (звёздообразование, например), то могут накапливаться большие ошибки в вычислении силы и возникать неустойчивости. При этом, в том варианте метода, где усредняется плотность, таких проблем нет.

https://arxiv.org/abs/2011.11648 #galaxies #MagneticField В симуляциях авторов (RAMSES) получается, что есть первичное МП $>10^{-12}$ Гс, то оно так и «отпечатывается» в итоговом поле галактики и поля которые в ней возникают его уже не загрязняют.

там были ещё, но кажется этого уже хватит…