После полугода молчания (там лето было, не до этого) мы снова врываемся в эфир с кривоватыми обзорами архива на [вне]галактическую и динамическую тематику..

http://arxiv.org/abs/2110.15571 #GMM #GaiaEnceladusSausage #fulltext Wenbo Wu, Gang Zhao, Xiang-Xiang Xue, Sarah A. Bird, Chengqun Yang С помощью GMM (параметры — скорости и металличность) в гало Млечного пути по данным LAMOST, SEGUE и SDSS выделяют две группы, одну из которых ассоциируют с Gaia-Enceladus-Sausage. После этого они убирают из этой группы подструктуры, выделяемые по интегралам движения и смотрят на то как устроено оставшееся рассеяное гало. Оставшая часть этой группы всё равно составляет большую часть внутренного гало (~60%, т.е. внутреннее гало всё ещё не особо отошло от последнего большого слияния), а на внешнее почти не влияет (правда в выводах они пишут largely uncertain in this study, там в одной выборке звёзд мало, а по другой получается так же как во внутреннем).

http://arxiv.org/abs/2110.15555 #GC #evolution #binaries Long Wang, Ataru Tanikawa, Michiko S. Fujii Утверждают, что на динамическую эволюцию скоплений в целом влияют только массивные изначальные двойные, т.к. из них получаются двойные чёрные дыры (??, но вроде похоже, им можно больше энергии передать). При этом, гравитационные волны для сливающихся двойных черных дыр зависят от окружения, а для БК (которые получаются из маломассивных двойных) —– нет. Предлают просто не учитывать маломассивные звёзды в моделях: они становятся важны только когда сбежали все чёрные дыры.

---

http://arxiv.org/abs/2110.15948 #radio21cm #popIII

По полуаналитическим моделям смотрят как пауза между первыми сверхновыми и формированием второго поколения отражается на 21см фоне, а это можно ловить в будущих наблюдениях и понимать как были устроены звёзды населения III

http://arxiv.org/abs/2110.15773 #M33 #halo На спектроскопическим данным (RGB звёзды) нашли компоненту c высокой дисперсией в M33, причём недалеко от центра (в пределах 7.5 kpc), похоже это звёздное гало.

[мем “это немного, но это честная работа”ъ]

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/2011.04663 #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/2010.15957 #M31 #SMBGH #NuclearDisk В центре нашего большого соседа, Туманности Андромеды, есть эксцентрический ядерный диск — диск звезд с эксцентрическими орбитами и похожими направлениями линии апсид. Авторы рассуждают, как вторая чёрная дыра будет влиять на такой диск. Получается, что она обеспечит «выравнивание» орбит, в таком диске не должно быть градиента эксцентриситета (а он есть!). Учитывая то, что (как сейчас считается) в M31 был major merging и SMBH слились 1.7-3.1 Gyr назад, авторы полагают что диск моложе момента слияния чёрных дыр.

http://arxiv.org/abs/2010.16195 #SMF #profile #simulations Сравнивают наблюдения скоплений с симуляциями (Hydrangea (EAGLE)), звёздная масса к массе гало и звёздная функция масс [спутников] совпадают, а вот профили разные, причём только на небольших $z < 0.3$, в симуляциях концентрация получается выше. Возможно, думают авторы, дело тут в не очень правильном учёте обдирании гал у отдельных спутников...

http://arxiv.org/abs/2010.15847 #metallicity #gradient #evolution Анализируют градиенты металличности газа в 644 галактиках с активным звёздообразованием на $z\approx 0.6 – 1.8$ с помощью отношения [NII]/Hα. Получается, что металличность коррелирует со звездной массой, немного антикоррелирует со SFR, а градиенты сильно коррелируют со звездной массой и почти не эволюционируют на рассматриваемых временах. Пишут, звёздный feedback виноват.