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.

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..

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/2010.08562 #DM #SIDM #MW Рассматривают модели с тёмной материей, неупруго взаимодействующей сама с собой, и получается что гало вроде того, в котором Млечный Путь имеет большее «ядро» и другое распределение скоростей в окрестностях Солнца (завал к высоким скоростям). Т.е. даже понятно как это проверить!

http://arxiv.org/abs/2010.09617 #cluster #BCG Центральные галактики в скоплениях (BCG) иногда оказывают не в центре, определённом по рентгену и имеют пекулярные скорости, возможно их сместили слияния вдоль одной оси или тёмное гало ещё не прорелаксировало.

http://arxiv.org/abs/2010.08571 #MW #satellites #FIRE Исследуют, можно ли получить спутники, лежащие в двух плоскостях, как у Млечного Пути в симуляциях (FIRE-2). Пишут, что вероятность маленькая (пара процентов), но если руками задать LMC-подобный спутник около перицентра, то возрастает до $7%-16%$. Но, как видно, ΛCDM такой расклад дел не противоречит.

http://arxiv.org/abs/2010.08624 #MW #M31 #satellites Говорят, в M31 тоже спутники укладываются в плоскость, но её видно плашмя и там могут быть проблемы с точностью определения расстояний.

http://arxiv.org/abs/2010.08754 #SMC #EclipsingBinaries Расстояние до центра Малого Магелланова облака по затменным двойным с точностью до килопарсека (оно $\approx 62$ кпк). Предполагают, что в его центре нашли ядерное скопление, размером в $1.5$ кпк, в котором содержится 40% «нестарых» звёзд.

http://arxiv.org/abs/2010.08555 #dynamics #semianalytic Здесь авторы придумывают относительно точно выражение для сил динамического трения действующих на частицу в экспоненциальном диске и сравнивают с N-body. В appendix есть вывод для потенциала толстого экспоненциального диска, можно будет глянуть если понадобится.

http://arxiv.org/abs/2007.14624 #simulations #reionization Описывают как с помощью методов Монте-Карло улучшить разрешение космологических N-body моделей, для аккуратного учета реионизации нужно и высокое разрешение и большой объём.

http://arxiv.org/abs/2010.08557 #GR #EHT Can the EHT M87 results be used to test general relativity? – No. Физика аккреции, пишут, недостаточно хорошо известна.

http://arxiv.org/abs/2010.09373 #шиза пульсации звёзд из тёмной энергии

http://arxiv.org/abs/2010.05160 #cluster #kinematics #fulltext Тут используют карты $\nabla \cdot v$ для выделения сверхскоплений галактик и считают их размер двумя способами:

1. считают масштаб автокорреляции (значение автокорелляционной функции падает в 10 раз),
2. разбивают всю карту на группы c помощью watershed-алгоритма для обработки изображений.

Получают линейную зависимость одного размера от другого с коэффициентом $\approx 1$. Правда, почему-то только говорят что можно, но сами не считают размер Ланиакеи, хотя вроде бы поля с дивергенцией скорости в CosmicFlows есть.

http://arxiv.org/abs/2010.05532 #GC #kinematics #IMBH Есть мнение, что в центрах шаровых скоплений могут быть чёрные дыры промежуточных масс (некоторые профили намекают что компактные тёмные штуки там должны быть). А тут авторы взяли кинематические данные Хаббла и Gaia для NGC 6397 и получили, что a) в центре есть тёмный компонент с массой 0.8%-2% от массы скопления b) скорее всего, это не IMBH, а скопление компактных объектов (чёрные дыры звёздных масс, БК, НЗ) с радиусом 1%-2% от эффективного радиуса скопления.

http://arxiv.org/abs/2010.05304 #cluster #dynamics Тут в 14 наблюдаемых скоплений галактик и симуляциях (YZiCS) ищут сегрегацию по массе. Эффект наблюдается только в маломассивных скоплениях, проследив эволюцию тёмных гал отдельных галактик авторы приходят к выводу, что в массивных скоплениях приливное взаимодействие сильнее обдирает галактики.

http://arxiv.org/abs/2010.05765 #cosmology #HubbleTension #fulltext Автор с помощью N-body моделирования проверяет насколько сильно неучёт пекулярных скоростей отдельных галактик влияет на определение космологических параметров по SNIa. Получается, что наибольшую роль вносит «монополь» — значение дивергенции поля скоростей в той точке, где сидит наблюдатель, а есть убрать все близкие сверхновые, то ошибки в определении параметров небольшие. А поскольку в реальных наблюдениях пекулярные скорости обычно учитывают, то эти ошибки ещё меньше.

#dailyastroph