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/2011.01235 #SF #Dinamics Вместо того, чтобы считать сложные модели со всей физикой звездообразования, можно просто включать в газодинамические симуляции члены, учитывающие эти эффекты с помощью простых уравнений (gas-regulator model или bathtub). Тут авторы с помощью AREPO изучают как будет присутствие балджа влиять на подавление звездообразования. Для этого они вводят простую зависимость эффективность звездообразования от вириального параметра (который получается из относительного градиента плотности газа и дисперсии его скоростей).

Получается, что при небольшой доле газа (0.01) даже самого маленького балджа хватает чтобы увеличить дисперсию скорости, а когда газа много (0.2) то от потенциала почти ничего не зависит. Эти эффекты оказываются важными для массивных галактик на малых z:

http://arxiv.org/abs/2011.01673 #SMBH #dynamics #code Описывают как с помощью усреднения гамильтониана по быстроменяющимся переменным (orbit-averaged) и разложения по сферическим гармоникам сильно ускорить расчёт секулярной эволюции вблизи чёрной дыры в центре Галактики. Это решает проблему с выбором временного шага (который получается очень маленький из-за быстрого вращения звёзд) и позволяет посчитать что-то на больших временах (там где существенную роль играет парная релаксация).

http://arxiv.org/abs/2011.01241 #Gaia #ProperMotions После применения вейвлет-анализа к собственным движениям в данных Gaia, у авторов получается надёжно выделить выделить Monoceros stream и Anticenter Stream (и заодно Магеллановы облака, но это не так интересно), а их цвет-светимости и скорости согласуются с положением где-то на 10 кпк от центра (и кривой вращения там). Причём фильтры накладываются только на параллакс ($< 0.1 \rm mas$) и цвет ($B-R > 0.2^m$). Т.е. искали в некотором смысле вслепую..

http://arxiv.org/abs/2011.01233 #Gaia #bar #resonances С помощью данных Gaia ищут OLR, считая фазовые углы (ну, по сути тот же анализ частот) и ищут с какими структурами его можно ассоциировать. Потенциал предполагают фиксированным (MWPotential2014), интересно что для разных значений получаются разные объекты (т.е. скорость бара всё ещё не однозначно определяется).

http://arxiv.org/abs/2011.01229 #fossil #MZR Снова популяционный синтез, только на данных CALIFA и другим кодом (Pipe3D), получают что скорость обогащения галактики в первую очередь зависит от морфологии, а от массы зависит её его степень.

http://arxiv.org/abs/2011.01238 #LSB Исследование возможных сценариев образования гигантских галактик с низкой поверхностной яркостью (по выборке из 6 галактик).

http://arxiv.org/abs/2011.01236 #PlanetFormation О, продолжение истории (http://arxiv.org/abs/2010.10531) про возникновение горячих Юпитеров от близких пролётов.

http://arxiv.org/abs/2011.01227 #MHD #code #optimization Оптимизация гидродинамических расчётов — кеширование пар, чтобы не считать два раза.

http://arxiv.org/abs/2010.11581 #Illustris #ConterrotatingComponents В данных космологической симуляции IllustrisTNG100 нашли 25 галактик с противовращающимися звёздными компонентами, являющиеся результатом падения газа 2-8 млрд. лет назад. Интересно, что 90% звезд образовались in situ в падающем газе. Авторы проводят связь между падением газа и увеличением активности AGN и динамическим нагревом диска.

http://arxiv.org/abs/2010.11815 #kinematics #populations С помощью данных MUSE определяют кинематические параметры двух разных популяций в центрах 4 галактик из обзора TIMER, интересно что у более молодого населения, расположенного в ядерных кольцах, дисперсия скоростей выше.

http://arxiv.org/abs/2010.11324 #HubbleTension #cluster #velocities Авторы пробуют измерять размеры скопления галактик с помощью кривой дисперсии скорости — на ней заметен характерный излом, который можно ассоциировать с границей скопления. Предполагая, что из моделей можно получить связь $R_{\rm edge} = A \sigma^a$, они предлагают получить отсюда расстояние по угловому размеру и добыть прямое измерение постоянной Хаббла.

http://arxiv.org/abs/2010.11254 #code #MHD а интересное применение ниже: http://arxiv.org/abs/2010.11249 #SF #IMF #jets Прослеживая формирование звёзд в гигантских молекулярных облаках с помощью GIZMO, авторы делают вывод, что неучёт выбросов в протозвёздах приводит к на порядок большим звёздным массам. Они «разбивают» аккреционный поток на протозвезду, позволяя образоваться дополнительным звёздам поменьше (что уже похоже на наблюдения). Причём, эффект наблюдается в основном в маломассивных ГМО. Точно воспроизвести наблюдаемую IMF пока не получается, не хватает данных про импульсы джетов.

http://arxiv.org/abs/2010.11730 #BH #StellarEvolution Тут авторы утверждают, что из звезд с $M=90-100\ M_\odot$ с небольшим содержанием тяжёлых металлов может получиться чёрные дыры с массой больше $50$ масс Солнца, выше предела парной нестабильности — нужно чтобы ядро сверхгиганта имело небольшую массу..

http://arxiv.org/abs/2010.11847 #code #GPU #Nbody PM-N-body код для TensorFlow: https://github.com/modichirag/flowpm