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/2111.04770 #orbits #BH #dwarf #fulltext Maria Jose Bustamante-Rosell, Eva Noyola, Karl Gebhardt, Maximilian H. Fabricius, Ximena Mazzalay, Jens Thomas, Greg Zeimann Используя кинематические данные (профиль и дисперсию скорости) для карликовой галактики Leo I пытаются определить массу центральной чёрной дыры используя шварцшильдовское моделирование (накидать кучу орбит в потенциал и подогнать параметры). Большая часть статьи про учёт разных наблюдательных эффектов (поправки за «скучивание»), а BH они моделируют как $M\,\delta(r)$. В такой модели отсутствие чёрной дыры исключается с вероятностью 95%, а масса получается где-то 3 миллиона масс Солнца. Вообще, выглядит странновато.

http://arxiv.org/abs/2111.04864 #TNG #S0 #formation Simon Deeley, Michael J. Drinkwater, Sarah M. Sweet, Kenji Bekki, Warrick J. Couch, Duncan A. Forbes, Arianna Dolfi Отслеживают пути формирования S0 галактик в TNG, для этого сначала их классифицируют так же как в наблюдениях (там и кинематические карты и положение на диаграмме масса-цвет по сравнению с данными SAMI), а потом строят истории слияний. Выводы — на картинке ниже: большая часть галактик становится линзовидными испытав слияние с относительно массивной галактикой, меньшая — пролетев через скопления, а сами по себе в результате исчерпания газа линзовидными становятся около 5%.

---

http://arxiv.org/abs/2111.05200 #decomposition #bulgeBHrelation Утверждают, что неправильно при декомпозиции моделировать диск одной экспонентой — в центре звездообразования уже не идёт [а всегда ли так?], из-за этого недооценивается масса балджа и едет зависимость {масса черной дыры} – {масса балджа}, возможно из-за этого активность ЧД наблюдается ниже ожидаемой.

http://arxiv.org/abs/2111.04795 #HI #VLA #dwarfs Куча взаимодействующий карликов, отснятых в атомарном водороде на VLA.

http://arxiv.org/abs/2111.04755 #jellyfish #IGM #ISM Смешивание ISM и IGM по металличности газа в «щупальцах» галактик-«медуз»: она убывает с расстоянием от родительской галактики.

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/2011.09966 #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/2011.05343 #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!).