http://arxiv.org/abs/2111.13707 #Gaia #PhaseSpace Axel Widmark, Chervin F. P. Laporte, Giacomo Monari Тут моделируют «улитку» в фазовом пространстве для Млечного Пути и по её форме определяют массу и толщину диска.

---

http://arxiv.org/abs/2111.14126 #disc #profile #BrokenExponential #spin #StarFormation Исследуют профили дисков в EAGLE, получается, что заваленная экспонента неплохо коррелирует со спином (это вроде неочевидно), при этом во внешних областях таких дисков больше старых звёзд, чем у сломанных «в другую сторону» экспонент (там с радиусом увеличивается вклад звёзд возрастом 2-6 Gyr и ещё видно «распушение» диска для старых звёзд).

http://arxiv.org/abs/2111.13716 #HD #RedSupergiants Обычно считается, что светимость красных сверхгигантов ограничена пределом Хемфриса-Дэвидсона —– дальше просто звёздный ветер сносит оболочку. Но по идее он зависит от металличности.. Авторы посчитали его в M31 (где металличность больше солнечной) и в Магеллановых Облаках (где металличность 0.25 солнечной), но разницы не нашли.

http://arxiv.org/abs/2111.14491 #HI #dwarfs Где-то 5% карликов в обзоре MATLAS содержат недостаточно тёмной материи, а масса газа для карликов-спутников коррелирует с растоянием до их «хозяина».

http://arxiv.org/abs/2111.14624 #quenching #clusters Сравнивают количество затухших галактик на разных расстояниях до центра скопления (в зависимости от их массы), получается, что самые массивные ($>10^{11}$ масс Солнца) уже были затухшими к моменту падения, в отличие от карликов.

http://arxiv.org/abs/2111.13712 #TNG #bulges Тут изучают балджи в TNG и обнаруживают (внезапно) что индекс Серсика балджа не зависит от окружения, но коррелирует с наличием бара: выраженные бары связана с балджами с низким индексом Серсика и низкой долей звёзд, образовавшихся снаружи, а там где баров нет всё наоборот.

http://arxiv.org/abs/2111.13831 #spin #disk #halo Направление момента импульса звездного диска часто отличается от оного для звёздного гало, и угол между ними коррелирует с параметрами галактики.

http://arxiv.org/abs/2111.13634 #accretion #MW #disk #formation Owain Snaith, Misha Haywood, Paola Di Matteo, Matthew Lehnert, David Katz, Sergey Khoperskov По наблюдаемой металличности (и содержанию $\alpha$-элементов) в звездах вокруг Солнца (и на кольце 4-6 пк) находят наиболее подходящую модель истории аккреции газа, которая привела к формированию диска МП. Интересно, что почти половина внутреннего диска (внутри 6 пк) формируется буквально в течение первых 5 млрд. лет за ~2 млрд. лет.

http://arxiv.org/abs/2111.12859 #ThickDisk #metallicity T. -S. Yan, J. -R. Shi, H. Tian, W. Zhang, B. Zhang и тут же статья, где утверждают что более низкометалличная часть толстого диска внутри, а не снаружи, что в целом подтверждает сценарий выше.

---

http://arxiv.org/abs/2111.12713 #NSD #MW Модель ядерного диска Млечного Пути (фазовая плотность) c учётом «загрязнения» звзёдами бара: нашли массу (~$10^9$ масс Солнца) и радиальный/вертикальный масштаб ($89$ / $28$ парсек, оладушек).

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.

https://arxiv.org/abs/2010.02259 #ProtoCluster #simulation #SFR Авторы обнаружили, что скорость звездообразования в протоскполениях на $z>2$ в современных космологических симуляциях (IllustrisTNG) на поряд меньше того, что в наблюдениях. Этот эффект возникает в результате зависимости скорости звездообразования от численного разрешения моделей (его не хватает для нужной скорости). Так что, видимо, изучение таких протоскоплений на больших $z$ поможет дальше улучшить симуляции, подогнанные под $z\approx 0 $.

https://arxiv.org/abs/2011.11684 #StellarStreams #DM Полностью аналитическая модель эволюции разрывов от пролёта тёмных гал в звёздных потоках в Штекелевском потенциале. Получается много всего интересного, например контраст плотности по сравнению с потоком где пролёта не было зависит только от параметров пролёта (правда есть вырождение — для маленьких разрывов всё в основном зависит от массы субгало, а для больших непонятно).

https://arxiv.org/abs/2011.11650 #YMC #formation Нашли новый способ формирования молодых массивных скоплений (из которых получаются шаровые скопления) — в результате столкновений атомарного водорода с скоростью $\sim 100$ км/c, что в целом характерно для взаимодействий галактик. В результате получаются «комки» с массой $>10^4 M_\odot$ и размером $\sim 4$ пк, которые уже могут сколлапсировать в YMC и не разлететься от звёздного ветра.

https://arxiv.org/abs/2011.11919 #StellarStreams #OrbitalFamilies Тут описывают довольно интересный сценарий «распыления» звездных потоков — попадение на сепаратриссу между двумя орбитальными семействами в трёхосном потенциале. Т.е. такой вот способ найти по звёздным потокам орбитальные семейства, а оттуда понять какой должен быть потенциал..

https://arxiv.org/abs/2011.11642 #TidalInteraction #MW #disk Красивые картинки с членами разложения в ряд Фурье возмущения диска Млечного пути из-за многократного взаимодействия со спутником.

https://arxiv.org/abs/2005.08995 #accretion #DM #SF Авторы показывают, что для изолированных галактик с массой подобной Млечному Пути, нет корреляции между падением тёмного гало и увеличением активности звездообразования. Аккрецию тёмной материи они определяют по профилю плотности спутников.

https://arxiv.org/abs/2011.12042 #BCG #SF По спектрам с VLT находят градиенты возрастов звёзд в центральных галактиках скоплений. Получается, что хоть вся галактика в основном старая, в пределах $\sim 2$ кпк ядра есть звёзды моложе 1 мрлд. лет. Авторы утверждают что газ для этих звезд возник просто в результате звездной эволюции внутри самой галактики, а потом упал в центр.

https://arxiv.org/abs/2011.11641 #computation #SPH Тут пишут, что когда в SPH используют усреднённое давление (через сумму по всем частицам, а не считают через плотность) и учитывают эффекты, меньшие разрешения (звёздообразование, например), то могут накапливаться большие ошибки в вычислении силы и возникать неустойчивости. При этом, в том варианте метода, где усредняется плотность, таких проблем нет.

https://arxiv.org/abs/2011.11648 #galaxies #MagneticField В симуляциях авторов (RAMSES) получается, что есть первичное МП $>10^{-12}$ Гс, то оно так и «отпечатывается» в итоговом поле галактики и поля которые в ней возникают его уже не загрязняют.

---

там были ещё, но кажется этого уже хватит…

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/2011.02627 #SagittariusDwarf #gaia #ML С помощью данных о 3300 звезд типа RR Lyr, 2000 звезд с известными спектрами и данных Gaia определили положение 120 000 звёзд в ядре карликовой галактики в Стрельце. Оказывается, там есть бар $\sim 2.5$ кпк, от концов которого отходят приливные звосты. Момент импульса самой галактики ~ на 18° отклонён от её орбитального момента импульса, и только модель дисковой галактики (в качестве изначальной формы dSg) согласуется с наблюдениями.

http://arxiv.org/abs/2011.02490 #Gaia #disk #density #profile Потенциал диска по данным Gaia в вертикальном направлении получается круче, чем было бы для равновесного диска с той же массой барионов и тёмной материи, авторы предполагают что в диске есть «биения» которые и смещают все популяции звезд.

http://arxiv.org/abs/2011.03041 #dynamics #spiral Исследование спиральных нестабильностей в диске при возмущающих объектах, движущихся по кольцам, получается что транзиентные спирали — это результат наложения нескольких таких колец объектов. (но надо почитать поподробнее)

http://arxiv.org/abs/2011.02659 #lithium #GaiaEnceladus В бедных металлах карликами наблюдается похожее содержание лития в широком диапазоне металличностей. При этом в других галактиках оно может быть не таким, как в Млечном Пути — например в небольших галактиках литий просто быстрее заканчивается в межзвёздном веществе. А тут получается что в звёздах из Gaia-Enceladus и звёздах из Млечного Пути (как аккрецированных, так сформировавшихся на месте) оно совпадает. Видимо, думают авторы, проблему с содержанием лития (несовпадение его количества в карликах бедных металлов с тем, сколько лития образовалось в Большом Взрыве) нельзя объяснить разным окружением, а дело в процессах внутри звёзд.

http://arxiv.org/abs/2011.02589 #CGM #GreenValley #SSFR В галактике G1547, находящейся в «зелёной долине» наблюдается небольшой темп звездообразования ($\log {\rm SSFR} \approx -10$ > -11, который авторы считают порогом, ниже которого лежат «спокойные» галактики), а вот в окологалактическом газе нет линий поглощения HI (что как раз характерно для «спокойных» галактик). Так что, видимо, её поймали в момент затухания.

http://arxiv.org/abs/2011.02533 #GALAH #OpenClusters Тут по данным GALAH и астрометрии Gaia считают распределения химических элементов в рассеянных скоплениях в Млечном Пути. Получается, что они отличаются от аналогичных для звёзд поля, авторы пишут что всему виной естественная селекция — рассеянные скопления выживают только далеко от бара, спиралей, ГМО etc.

http://arxiv.org/abs/2011.02783 #GALAH #APOGEE Склеили два дополняющих друг друга спектоскопических обзора: GALAH и APOGEE, вроде бы получаются правдоподобные градиенты металличности.

http://arxiv.org/abs/2011.02485 #GALAH #Orion #SN По спектральным данным из GALAH обнаружили что звездообразующий комплекс в Орионе очень однородный и ни одна сверхновая не взрывалась там к моменту образования самой молодой наблюдаемой популяции (21-8 млн. лет назад)..

http://arxiv.org/abs/2011.02488 #IMBH #predictions Авторы оценивают частоту событий, связанных с чёрными дырами промежуточных масс в массивных звездообразующих сгустках на $z = 1..3$. Если проинтегрировать по такому диапазону красных смещений, получается что LISA сможет регистрировать ~2 слияния в год, а SKA до 1000 событий приливного разрушения. Ждём..