http://arxiv.org/abs/2101.04157 #bars #kinematics #MaNGA Нашли кинематическую сигнатуру для баров, находящихся в стадии «выгибания» — квадрупольный рисунок в поле скоростей в галактиках, наблюдаемых плашмя. В данных MaNGA нашли кандидаты, подходящие по этому критерию.

http://arxiv.org/abs/2101.02711 #SFR #baryons #ScalingRelations Пишут, что поверхностная плотность звездообразования по данным MaNGA cильнее всего коррелирует с полиномом от плотности «барионов» — суммы молекулярного газа и звёзд, чем с ними же по отдельности.

http://arxiv.org/abs/2101.04021 #galaxies #HighZ #quenching Выброс молекулярного газа с $\dot M > 10\, 000 \ M_\odot$ в год из галактики со вспышкой звездообразования на $z=1.4$. Авторы полагают, что выброс возник в результате большого слияния, роль которых по сравнению с feedback недооценивают.

http://arxiv.org/abs/2101.03341 #WhiteDwarfs #LF #Gaia Построили функцию светимости белых карликов в гало Млечного Пути, интересно что есть завал в области низкой светимости, дающий оценку на время вспышки звездообразования. Получается, что вспышка длилась 12 – 10 мрлд. лет назад с хвостом вплоть до 8 млрд. лет назад, в принципе согласуется с Gaia-Enceladus 11 мрлд. лет назад. Высокоскоростные объекты моложе 7 млрд. лет авторы предположительно отождествляют с Sagittarius.

http://arxiv.org/abs/2101.03804 #environment #morphology Вклад балджа/диска и комковатость не зависят от окружения, а вот размер коррелирует с массой скопления.

http://arxiv.org/abs/2101.03179 #QSO #HighZ Яркий квазар всего лишь через 670 миллионов лет после Большого Взрыва!

http://arxiv.org/abs/2101.03178 #DM #HD #simulations Сравнение ~300 скоплений, смоделированных без газа и с газом, концентрация галактик в центрах сильно ниже в моделях, учитывающих только тёмную материю.

http://arxiv.org/abs/2101.03631 #simulations #OpenAccess Indra — большая база космологических N-body расчётов, лежащая в открытом доступе.

http://arxiv.org/abs/2101.04133 #Gaia #cluster C помощью eDR3 обнаружили, что $\chi$ и $h$ Персея являются частью большого комплекса, названного LISCA I, находящегося на промежуточной стадии «сборки», результатом которой будет относительно массивная ($10^5\, M_\odot$) звездная система.

http://arxiv.org/abs/2101.04478 #galaxies #ThickDisk Наблюдательный тест, позволяющий проверить один из сценариев формирования толстого диска с помощью самых молодых звезд в нём.

http://arxiv.org/abs/2101.04389 #gas #environment Бесконечная статья про газ в галактиках в разном окружении, основной вывод что молекулярный газ обдирается уже в скоплениях (должна быть выше плотность), а атомарный — ещё в филаментах задолго до затухание звёздообразования.

http://arxiv.org/abs/2101.04683 #SFR #CALIFA Нашли сильную корреляцию между SFR и гидростатическим давлением в плоскости диска, не зависящую от морфологии утверждают что это давление и определяет звёздообразование на kpc масштабах.

http://arxiv.org/abs/2101.04895 #BH #bulge #morphology В зависимости массы центральной чёрной дыры и структурных параметров балджа (индекс Серсика, эффективный радиус) нашли подструктуры — для галактик ранних типов без диска, с диском, и поздних типов показатели степени немного разные (но может тут дело и в процедуре выделения сферической компоненты).

https://arxiv.org/abs/2101.05000 #merger #AGN Доля AGN на $0.3 < z < 2.5$ в сливающихся галактиках и нет — одинаковая. А вот корреляция со вспышкой звездообразования есть. Хотя это и немного контринтуитивно…

http://arxiv.org/abs/2101.05321 #bulge #decomposition Детальная декомпозиция балджей двух галактик — NGC 4608 и NGC 4643 показывает, что в первой есть небольшой классический балдж, а во второй — ядерный диск с экспоненциальным профилем с «переломом». Если оценивать долю балджей как превышение над экспоненциальным диском, то для этих галактик совсем ерунда получается.

http://arxiv.org/abs/2101.05699 #morphology #environment Анализируют морфологические параметры и профили декомпозированных компонент галактик в скоплении в Печи и падающих туда, получается что морфология больше от массы, чем от окружения зависит.

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/2011.10581 #LMC #MW #merging #halo Очередное подтверждение влияния Большого Магелланова облака на Млечный путь — его диск движется относительно звёзд во внешнем гало ($40 < r < 120$ кпк) в сторону предыдущего положения LMC.

http://arxiv.org/abs/2011.11473 #disk #MW #chemistry Тут исследуют разницу в содержании кислорода в тонком и толстом диске Млечного Пути по спектрам из Gaia-ESO Survey. Как и ожидается, $\rm [O/H]$ и $\rm [O/Fe]$ от $\rm [C/O]$ хорошо разделяют оба диска. Интересно, что в обоих популяциях есть антикорреляция $\rm [O/Fe]$ с металличностью и корреляция $\rm [O/Mg]$ с возрастом, а в тонком диске у звезд с солнечной металличностью $\rm [C/O]$ ниже чем у Солнца, что авторы интерпретируют как следствие его миграции из внутренних областей Галактики.

http://arxiv.org/abs/2011.10788 #SF #density Авторы с помощью симуляций звездообразующих облаков уточняют как получать оценку объемной плотности из поверхностной (не считая облака сферическими), пишут что у них получается на 0.2-0.3 dex лучше. Конечная цель — уменьшить ошибки в определении эффективности звездообразования $\epsilon_{ff}$.

http://arxiv.org/abs/2011.11629 #bulge #disc #instability #heresy? Тут пытаются найти полуаналитическую формулу для $B/T$ для балджей, образующихся в результате нестабильностей тонких дисков. Только диски у них неустойчивые ($Q<1$) и псевдобалдж они в ту же кучу пихают, хотя понимают что эта другая структура…

http://arxiv.org/abs/2011.10582 #HighZ #QSO #background Смотрят на галактику на $\color{red}z = 6.84$, сквозь которую светит квазар на $z = 7.54.$ Линии $\rm C\ IV$ и $\rm Si\ IV$ не наблюдаются, как и должно быть в очень низкометалличном газе. Таким образом, за пределами областей звездообразования ещё нет обогащения тяжёлыми элементами, как, собственно, и ожидалось

http://arxiv.org/abs/2011.10577 #CNN #StructureFormation Здесь натренировали свёрточную нейросеть воспроизводить массы темных гало по начальным данным в космологических N-body симуляциях, а потом убрали всю анизотропию, т.е. усреднили куб данных по концентрическим сферам. Получилось почти тоже самое. Так что модель сферического коллапса не такая уж плохая, раз результаты почти не отличаются…

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/2011.04663 #SMBH #core #ellipticals В массивных эллиптических галактиках часто бывают «ядра» — плоский участок в центральной части профиля поверхностной яркости. Считается, что они получаются после «выметания» сливающимися чёрными дырами своих окрестностей. В этой работе исследуют как образовалост ~3 кпк ядро в A2261-BCG, оказывается, что помимо «выметания» необходимо чтобы получившаяся чёрная дыра оказалась не в центре и «довымела» 1 кпк ядро до нынешнего размера, так получается из-за импульса, переданного остатку анизотропным излучением гравитационных волн. Основная сигнатура подобного сценария — смещённая относительно центра SMBH, окружённая тесным нуклеарным скоплением.

http://arxiv.org/abs/2011.04990 #dSph #CenA Карликовые галактики в местной группе довольно хорошо изучены, а тут спектроскопически (на MUSE) исследуют 14 потенциальных dSph спутников CenA (2 из них оказались не спутниками, а просто рядом на небе попали), нашли шаровые скопления, планетарную туманность и необычное кольцо в $H_\alpha$. Скорее всего, связано с остатком взрыва сверхновой 40 млн. лет назад.

http://arxiv.org/abs/2011.04984 #dSph #M63 Нашли 5 новых карликов с низкой металличностью вблизи M 62 и измерили её массу, если они являются её спутниками. Это важно, потому что у этой галактики спадающая кривая вращения.

http://arxiv.org/abs/2011.04873 #SAMI #bulge #metallicity Статистика по металличности балджей галактик в скоплениях по сравнению с дисками из обзора SAMI. Например, оказывается в 34% они моложе, чем диски.

UPD. оказалось, что под балджем они понимают просто превышение потока над диском. Так неинтересно..

http://arxiv.org/abs/2011.04706 #CR #shock #DM #halo При аккреции газа на тёмное гало может возникнуть устройчивый фронт ударной волны на вириальном радиусе — если время высвечивания газа внутри больше чем характерное время его падения. Однако, если давление космических лучей преобладает над обычным давлением, то ударная волна не почти не образуется.

http://arxiv.org/abs/2011.04670 #galaxies #evolution #model Описывают L-GALAXIES 2020 — полуаналитическую модель эволюции галактик с обогащением межзвёздной среды сверхновыми, вроде вопроизводит наблюдаемые градиенты металличности и эволюцию соотношений масса-металличность, но не эволюцию самой металличности газа.

http://arxiv.org/abs/2011.04653 #SMBH #stars #dynamics #evolution #IMBH Вблизи чёрной дыры в центре нашей Галактики есть группа молодых звёзд, скорее всего образовавшихся вместе, однако слишком динамически горячяя для их возраста если бы была только парная релаксация, авторы моделируют её возмущение объектом промежуточной массы, например IMBH или компактное скопление.

http://arxiv.org/abs/2011.04656 #galaxies #size #evolution #SED С помощью попиксельного SED-подгона восстанавливают распеделение звёздной массы для 5500 галактик. Интересно, что у самых массивный индекс Серсика почти не меняется, а вот размер (радиус в котором заключено например 20% массы) — меняется, авторы думают что такая выраженная эволюция размеров связана с изменением внешних частей галактик.

http://arxiv.org/abs/2011.04673 #ML #potential Тут заявляют что нейтронками могут вопроизводить потенциал по снапшоту положений в фазовом пространстве.