http://arxiv.org/abs/2111.12104 #fulltext #DMDG #GC #TidalStripping Go Ogiya, Frank C. van den Bosch, Andreas Burkert Разбираются как получаются галактика вроде NGC1052-DF2, где почти нет тёмной материи, в качестве сценария предлагается обдирание приливами относительно нормального спутника. В их моделях, если профиль темного гало имеет «ядро», то может потеряться до 90% полной массы и всего 30% звёздной. Однако, надо ещё как-то объяснить необычную систему ШС в DF-2: они в среднем довольно массивные, есть несколько штук типа нашей $\omega$ Cen. Авторы получают, что если изначально ШС были довольно сконцентрированы, то большая часть их них останется, а те, что улетят как раз будут иметь небольшую массу. С другой строны, этот результат довольно сильно зависит от эффективного радиуса популяции ШС.

http://arxiv.org/abs/2111.12414 #Gaia #PhaseSpace #simulation Begoña García-Conde, Santi Roca-Fàbrega, Teresa Antoja, Pau Ramos, Octavio Valenzuela Получают в моделях спиральную особенность в фазовом пространстве (на $Z$–$V_Z$ плоскости), характерную для Млечного Пути, НО! при этом нет массивного «возмутителя» ~$10^{10}$ масс Солнца, а только несколько небольших ~$10^8$ масс Солнца. Видимо, всё устроено чуть сложнее..

---

http://arxiv.org/abs/2111.12578 #TTT #spin Тут утверждают, что момент инерции галактики, измеренный по их морфологии коррелирует с начальным «приливным полем» (я не знаю как это перевести, там в самой статье написано как считается этот параметр),вроде как такое не должно работать в tidal torque theory. Тут наверное, самое интересное как они спин измеряли.

http://arxiv.org/abs/2011.09966 #bulge #formation #GC #MP По одной из версий, балджи в галактиках образуются в результате слияния первичных структур, либо соседних галактик или «комков», образовавшихся в результате фрагментации диска. Подтверждением этому служили бы «пережившие» такое слияние структуры, похожие на шаровые скопления. При этом, в них должны множественные популяции с разной металличностью. Одно какое подозрительное ШС — Terzan 5. В нём, судя по всему, было две вспышки звездообразования с интервалом 7.5 млрд. лет, а по химсоставу оно очень похоже на звёзды балджа. А в этой работе нашли вторую такую систему — Liller 1, где тоже есть две популяции с разницей возрастов 9–11 млрд. лет.

http://arxiv.org/abs/2011.09482 #TidalStripping #DM #core Тут предлагают поискать приливные хвосты у карликовой галактики в Печи (Fornax), поскольку в симуляциях авторов можно получились согласующиеся с наблюдаемой кинематикой этой галактики ободранные тёмные гало – спутники. Профиль у них при этом с «пиком», а не с «ядром», «ядро» лучше согласуется с наблюдениями, но ободранный пик тоже выкидывать нельзя, поскольку перицентр у этой галактики может быть небольшим, а история звездообразования — не очень хороший индикатор того, как давно она стала падать на Млечный Путь.

http://arxiv.org/abs/2011.09493 #models #LOS #anisotropy Здесь разбираются как 4 метода моделирования распределения масс восстанавливают параметр анизотропии для сферически-симметричных модельных звездных систем (отсюда):

$$ \beta(r) = 1- \frac{\sigma_\theta^2(r)}{\sigma_r^2(r)} $$

В качестве входных данных подаются скорости на луче зрения и [потом] собственные движения. Получается, что если не использовать данные о собственных движениях, то не все методы корректно восстанавливают потенциал для радиально анизотропных моделей — необходимо отделить профиль от параметра анизотропии скорости. А для этого как минимум нужно оставить предположение о том что гауссовости профиля скорости на луче зрения (как в JAM). В остальных случаях (в том числе при добавлении собственных движений) все методы восстанавливают реальное распределение в пределах 95% доверительного интервала.

http://arxiv.org/abs/2011.09476 #HMXB #metallicity #XLF Авторы исследуют зависимость рентгеновской функции светимости массивных рентгеновских двойных от металличности, получается что хорошо виден тред для наиболее ярких из них (чем меньше металличность, тем их больше и они ярче), а для тусклых LF всё примерно константа. Это может быть довольно важно в моделях популяционного синтеза.

http://arxiv.org/abs/2011.09483 #review #OB #cluster Обзор про O-B ассоциации.

https://arxiv.org/pdf/2011.09835.pdf #observations #PSF Новый метод оценки PSF для инструментов с несколькими матрицами в фокальной плоскости, который использует всю доступную за одну экспозицию информацию для реконструирования PSF, так вроде лучше какие-то общие особенности подмечаются чем когда по каждой из матриц считают по отдельности.

http://arxiv.org/abs/2010.09798 #Gaia #PS1 Сопоставили каталог Gaia DR2 с PanSTARRS1 DR2, в итоге удалось на 30% уточнить точность астрометрии 1.7 миллиардов объектов и получить для них собственные движения. Огонь!

http://arxiv.org/abs/2010.10171 #SF #cosmology #review Обзор про звездообразование в окрестности «полдня» ($z \sim 2 $).

http://arxiv.org/abs/2010.09729 #cosmology #MagneticFields #simulations Обсуждают разные механизмы получения начальных магнитных полей в космологических симуляциях: Biermann battery, сверхновые, или руками заданное поле. Получается что на $z<1.5$ разницы не видно, значит можно не использовать последний способ, у него мутное физическое обоснование.

http://arxiv.org/abs/2010.09738 #IMF #CosmicNoon Получили, что у 4 массивных галактик с погасшим звездообразованием на $z \sim 3.5$ функция масс не Солпитера, а Чабриера, т.е. «легче», а это странно, потому что [как пишут авторы] у потомков этих галактик на $z\sim 2$ — ядер современных элиптических функция масс скорее солпитеровская.

Примечание: так выглядят разные функции масс:

http://arxiv.org/abs/2010.09727 #FundamentalRelations В галактиках часто наблюдаются полезные соотношения, например Талли-Фишера. Однако, они обычно однопараметрические, в основном всё зависит от массы (т.е. остатки между собой не коррелируют), а с теоретической точки зрения должны ещё и от спина. Здесь авторы предполагают, что может быть спин тёмного гала антикоррелирует с его центральной концентрацией, и из-за этого убирается корреляция у остатков.

http://arxiv.org/abs/2010.10212 #FDM Вывод кинетического уравнения для fuzzy dark matter.

http://arxiv.org/abs/2010.10337 #FDM #dwarf А тут пишут что FDM лучше объясняет профили плотности для карликовых галактик (с учётом приливного обдирания), есть особенность на размере ядра, задаваемого $\lambda_B$..

http://arxiv.org/abs/2010.09733 #spirals #RamPressure Давление газа при движении газа в среде «раскручивает» спиральные рукава.

http://arxiv.org/abs/2010.09719 #TidalStripping #DM На глубоких изображениях NGC1052-DF4, в которой почему-то мало тёмной материи, нашли приливные хвосты, вызванные взаимодействием с NGC1035. Авторы утверждают, что приливное взаимодействие и ободрало с галактики 99% её темного гало.