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.

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/2011.08198 #Illustris #simulations #SF #quenching Используя данные IllustrisTNG100 авторы демонстрируют связь между временем затухания звездообразования и «звёздным» размером галактики. Получается, что к $z=1$ только 36% протяжённых массивных галактик затухнут, хотя среди обычных массивных галактик эта доля 69%. Авторы полагают, что так получается из-за бедной газом аккреции, в результате чего меньше центральная плотность и feedback от активного ядра слабее.

http://arxiv.org/abs/2011.08216 #SMBH #LossCone #simulation #orbits #triaxial Слияние сверхмассивных чёрных дыр в центрах галактик это довольно сложный процесс. Сначала их «топит» динамическое трение, затем взаимодействия с ближайшими звездами (hardening) и, наконец, излучение гравитационных волн. Тут моделируют вторую фазу и изучают какие там получаются орбиты. Оказывается, для того, чтобы не возникала проблема «последнего парсека» (второй этап неэффективен, т.к. звёзды близко от ЧД не проходят), нужно чтобы распределение звёзд было трёхосным. Тогда будут орбиты, проходящие близко от центра (аналог ящиков).

http://arxiv.org/abs/2011.08840 #halo #CosmicWeb Тут авторы анализируют космологические симуляции своим кодом NEXUS который выделяет в космической паутине филаменты, войды, стены и проч. Получают статистику параметров тёмных гал в зависимости от окружения. Например, самые массивные гало ($>10^{12} h^{-1}$ масс Солнца) живут в филаментах и «узлах», а вот маленькие с одинаковой вероятностью встречаются везде (и на них вообще окружение мало влияет).

http://arxiv.org/abs/2011.08684 #GC #M13 #MP Тут на любительском телескопе ($0.4$ м!) проверяют радиальные распределения более красной и более голубой ветви красных гигантов в M13, пишут что функция распределения одинаковая, а у тех у кого получалось по-другому при учёте фотометрических ошибок в SDSS звёзды в центре смещались в красную сторону.

http://arxiv.org/abs/2011.08208 #GC #MP Обзор содержания металлов ($\rm Ca$, $\rm Sc$) в 77 шаровых скоплениях, обсуждают возникновение множественных популяций с точки зрения звёздной эволюции (необычные условия для AGB-звёзд, например).

http://arxiv.org/abs/2011.08798 #HLIRG #observations Оценка плотность ультраярких ИК галактик на небе — $5-18 / \square^\circ$ по данным LOFAR и Herschel, уже с какими-то моделями не сходится.

http://arxiv.org/abs/2011.08189 #LOFAR #halo #cluster Радиогало в маломассивном ($M_{500} \lesssim 5\times 10 ^{14}$ масс Солнца) скоплении, в котором НЕ происходит слияние.

http://arxiv.org/abs/2011.07077 #DM #halo #stripping #simulations #fulltext Исследуют эволюцию темных субгало с пиком профиля в центре при аккреции на массивное гало. Авторы получили очередную кривую разрушения спутников — их траекторию в пространстве структурных параметров гало (максимальная круговая скорость и радиус на котором она достигается). Получается, что полностью разрушится они не могут (из-за пика), но потерять 99% – 99.9% своей оригинальной массы вполне. Интересно, что даже в самых хороших моделях заметны численные артефакты — при $N < 3000$ или $r_{\rm mx} < 8 \,\Delta x$ модели отклоняются от полученной зависимости. Так что эволюцию спутников Млечного Пути (например) нужно считать очень аккуратно..

http://arxiv.org/abs/2011.07216 #bulges #SBMH #profile #core Авторы предлагают строить для эллиптических галактик зависимость массы SMBH от массы «ядра» а не балджа, поскольку это более динамически и эволюционно обосновано (где балдж провести? А ядро все-таки сильно связано с чёрной дырой. И куда больше связано с прародителем галактики — red nugget). Получается похожая на аналогичное соотношение с массой балджа степенная зависимость, правда погрешности у самих точек выше. А соотношение масса-размер для получившихся ядер совпадает с подобным для галактик на $z\sim 2$. Авторы полагают, что это подтверждает гипотезу двухэтапного формирования эллиптических галактик.

https://arxiv.org/pdf/2011.07991.pdf #He3 #gaia #gap На CMD для M-карликов есть небольшой разрыв, связанный с неустойчивостью, возникающей для звёзд с массой на границе полностью конвективных звёзд и звёзд с радиативным ядром. Возникает эта неустойчивость из-за неравновесного горения ${}^3\rm He$. Авторы получили такую же особенность с помощью популяционного синтеза, правда в чуть более голубой и яркой области. Почему так — это какая-то довольно общая проблема современных моделей M-карликов, в которой нужно разбираться дальше.

http://arxiv.org/abs/2011.07070 #cluster #projection #correction Описывают как эффекты проекции (галактика случайно попала рядом) влияют на зависимость {масса скопления} – {число ассоциированных с ним галактик ($\lambda$; и тут речь про redMaPPer)}. Оказывается, если определять параметры для близких скоплений (где есть спектроскопия), влияние довольно сильное — до 16% для самых маленьких (оно сильно зависит от размера скопления), а из зависимости поправленной $\lambda$ – $\sigma_v$ следует что масса линейно зависит от исправленной за эффекты проекции $\lambda$.

http://arxiv.org/abs/2011.08006 #stars #MagellanicBridge Нашли 3 O-звезды в перемычке между Магеллановыми Облаками, причём все разные по химсоставу и двойные. Авторы предполагают, что они могли образоваться в один из эпизодов приливного взаимодействия между Облаками. Однако, их ионизующее излучение всё равно меньше чем от самих галактик.

Вспоминая одну из прошлых статей, закрадываются подозрения…

http://arxiv.org/abs/2011.06602 #PSB #cluster Галактики с прошедшей вспышкой звездообразования (post-starburst) — это такая короткоживущая фаза между звездообразующими галактиками и галактиками с потухшим звездообразованием. Тут исследуют такие галактики в Magneticum Pathfinder (там объём большой, например). Сравнивая как затухают такие галактики в поле и скоплениях, авторы получают что в одном случае причина — активность AGN, а в другом — скорее эффекты окружения.

http://arxiv.org/abs/2011.06950 #Coma #cluster #phylogenetic #шиза Проводят филогенетический анализ галактик в скоплении в Волосах Вероники. В качестве длины ветви используют манхэттенское расстояние между Ликскими индексами для галактик (из SDSS). Ветки оно отождествляют с популяциями, причём в поле эти популяции не обнаруживаются. Авторы показывают что такой подход «мощнее» PCA.

http://arxiv.org/abs/2011.06616 #ML #simulation #clumps С помощью сверточных нейтросетей (encoder-decoder, сначала свёртывают, потом развёртывают обратно) ищут гигантские clump’ы в VELA (у неё разрешение ~35 пк, а они бывают маленькие) и наблюдениях (CANDELS) в галактиках на $z \sim 1 – 3$. Полнота получается около 80%. Время жизни этих «комочков» неплохо накладывает ограничение на feedback, поэтому изучать их важно. Получается, что долгоживущие «комочки» охотнее встречаются в более массивных галактиках (что довольно логично, они сами при этом массивнее), а медианные возраста, измеренные другой нейронкой ~300 млрд. лет. для короткоживущих и ~900 млрд. лет. для долгоживущих, что вроде по словам авторов совпадает с оценкой по подгону интегрального спектра.

http://arxiv.org/abs/2011.06285 #HI #cluster #quenching Авторы исследуют, что сильнее влияет на эволюцию галактик (в результате потери газа) — подструктуры в скоплении или само поле скопления в целом. Используя критерий Dressler-Shectman они нашли 15 подструктур в скоплении галактик в Волосах Вероники. Вроде бы, получается что галактики в группах беднее газом, но тут исследуют сложенные вместе спектры, на которых и ловят следы линий HI.

http://arxiv.org/abs/2011.06051 #RedNugget #ALMA С помощью ALMA исследуют молекулярный газ (ну, [CI]) в окрестности массивной и очень компактной ($r_e \sim 0.5$ кпк) галактики GDS24569 на $z=1.91$. Удалось получить верхнюю оценку его содержания, < 1%​. Вокруг неё мало спутников, так что видимо эта галактика ещё не меняла размер в результате взаимодействия со спутниками. И пыли много, 0.1%. Так что видимо газа в ней нет из-за того, что она просто переработала его весь в звезды и стала «красным самородком».

http://arxiv.org/abs/2011.06453 #шиза #evolution #stars Тут строят филогенетическое дерево 78 звёзд в окрестности Солнца, а в качестве «наследуемых признаков» берут отношения содержания разных химических элементов. Самое удивительное что на этом дереве видно какое-то событие, отделяющее толстый диск от тонкого, вероятно Gaia-Enceladus/Sausage.

http://arxiv.org/abs/2011.06421 #RAR #cluster Очередная проверка RAR, это такое соотношение между ускорением барионов и полным ускорением, следующее из MOND, которое вроде бы наблюдается для скоплений галактик. Не нашли — внутренний разброс данных большой, либо слишком большие дисперсии параметров линейной зависимости.

http://arxiv.org/abs/2011.06357 #PN #binaries Из данных Gaia обнаружили 8 двойных в качестве центральных звезд в PN. Оказывается, уже и так можно..

#dailyastroph скучный какой-то вышел, но что поделать.

http://arxiv.org/abs/2011.05343 #filaments #Xrays По данным ROSAT обнаружили рентгеновское излучение космических филаментов из SDSS с достоверностью $4 \sigma$. А используя только СРГ/eROSITA для $\sim 2000$ филаментов, можно и $5\sigma$ получить.

http://arxiv.org/abs/2011.05340 #ETG #highz #rotation Массивные звездообразующие галактики в ранней Вселенной должны быстро (за ~100 Myr) преобразовать свой газ звёзды и, скорее всего, являются прародителями массивных галактик раннего типа (ETG). Тут авторы исследуют две таких галактик на $z\sim 4.5$ и с помощью 3D моделирования кинематики находят в них массивные ($10^{11} \, M_\odot$) и быстровращающиеся (500 км/c при дисперсии 20 км/c) газовые диски. Если весь этот газ превратится в звёзды, они окажутся примерно там же где массивные ETG на соотношении масса-скорость вращения (аналог TF для ETG). По мнению авторов, это динамическое свидетельство их связи с ETG (правда пока непонятно откуда большая дисперсия возьмётся).

http://arxiv.org/abs/2011.05347 #ETG #relics #formation Массивные эллиптические галактики (ETG) галактики, как сейчас считаются, образуются в два этапа. Сначала в галактике со вспышкой звездообразования весь газ превращается в звёзды и получается «red nugget», который потом в результате слияний и становится ETG. Вот такие «останки» и пытаются искать в этой работе. Для 3 галактик они получили спектры и содержание $\alpha$-элементов. В двух из них высокая дисперсия скоростей и свехсолнечная металличность, из чего они делают вывод что это кандидаты в «останки».

http://arxiv.org/abs/2011.05732 #SFH #Gaia По данным Gaia восстанавливают историю звездообразования в солнечной окрестности c помощью иерархических баесовых моделей, где в качестве приоров берётся начальная функция масс и $\rho(R, z)$. Получилось, что максимум звездообразования был 10 млрд. лет назад, образовав звёзды с металличностью чуть поменьше солнечной. 5 млрд. лет назад был второй максимум, тогда образовались звёзды с солнечной металличностью ($Z = 0.017$), а сейчас он постепенно затухает, дообразовывая звезды c $Z = 0.03$. Впрочем, это может быть эффектом неразрешённых двойных.

http://arxiv.org/abs/2011.05341 #galaxies #merging #model Авторы с помощью N-body моделей (без газа) и разработанного ими эмпирического кода Emerge, который по заданной истории слияния темных гал населяет их галактиками, получают правильные вероятности и темпы слияния галактик вплоть до $z \sim 4$.

http://arxiv.org/abs/2011.05336 #galaxies #evolution #model Вариация полуаналитической модели L-GALAXIES (недавно было: http://arxiv.org/abs/2011.04670) с новым методом учёта обдирания газа лобовым давлением, утверждается что лучше учитывает влияние окружения на подавление звездообразования.

http://arxiv.org/abs/2011.05580 #AGN #Xrays #cluster Тут по результатам гидродинамического моделирования с учётом физики плазмы (APEC) получают, что влияние AGN’ов на горячий рентгеновский газ хорошо заметно в профилях поверхностной яркости (всего скопления!).

http://arxiv.org/abs/2011.02042 #GC #NSC Скорее обзор, где разбирают какие из шаровых скоплений в Млечном Пути могут быть на самом деле ядерными скоплениями из других галактик. Для этого нужен разброс по содержанию «тяжелых металлов» (Fe, по какому-нибудь углероду и у обычных GC бывает) и кинематика, подходящая под «обломки» аккрецированного спутника. Разбирая много разных скоплений и статей, авторы соотносят – M19 — Kraken – $\omega$ Cen — Gaia-Enceladus/Sausage – M54 — Sagittarius – Ngc 6934 — Helmi streams [a Sequoia ничего не досталось]

А Terzan 5, как они считают, вообще продукт слияния двух скоплений.

http://arxiv.org/abs/2011.02125 #MW #Andromeda #bridge Авторы нашли протяжённую область (~20°) в направлении на Туманность Андромеды, по наблюдениями в рентгене и проявлению эффекта Сюняева-Зельдовича (обратный комптон CMB на горячем газе), получается что это «мост» между галактиками (ни в том ни в другом гало он содержится — не проходит по физическим условиям), содержащий 10 – 50 %% всех барионов из Местной Группы!

http://arxiv.org/abs/2011.01945 #cluster #shape Авторы обнаружили что эллиптичность форм скоплений из BAHAMAS не сходится с наблюдениями — в жизни они круглее, а их позиционные углы и эллиптичности на разных радиусах коррелируют. Они предполагают, что в симуляциях feedback переучтён.

http://arxiv.org/abs/2011.01935 #review #metals #baryons Обзор про эволюцию содержания HI и металлов в объектах на разных $z$: на $z>2.5$ почти все металлы, сделанные звёздами, находятся в холодном газе, а на $z<1$ большая часть в звёздах. И похоже, что «упущенных металлов» нет.

http://arxiv.org/abs/2011.01949 #Illustris #ConterrotatingComponents Ищут противовращающиеся диски в Illustris и наблюдениях, получается что динамически горячие диски, в которых часто бывают противовращающиеся компоненты, получается в результате слияний, а галактики из MaNGA с подобными кинематическими рассогласованиями похожи по морфологии, кинематике, и звёздному населению на то что нашлось в Illustris.

http://arxiv.org/abs/2011.02267 #SMBH #MW #шиза Текущие астрометрические данные по движению S-звезд в окрестности чёрной дыры в центре Млечного Пути не позволяют проверить теорему об отсутствии волос, но вот лет через 40.. (а вот если бы была звезда в 5 раз ближе S2 и с такой же орбитой, то и через 20)