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/2011.09966 #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/2011.07077 #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/2011.04663 #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.