http://arxiv.org/abs/2111.12104 #fulltext #DMDG #GC #TidalStripping Go Ogiya, Frank C. van den Bosch, Andreas Burkert Разбираются как получаются галактика вроде NGC1052-DF2, где почти нет тёмной материи, в качестве сценария предлагается обдирание приливами относительно нормального спутника. В их моделях, если профиль темного гало имеет «ядро», то может потеряться до 90% полной массы и всего 30% звёздной. Однако, надо ещё как-то объяснить необычную систему ШС в DF-2: они в среднем довольно массивные, есть несколько штук типа нашей $\omega$ Cen. Авторы получают, что если изначально ШС были довольно сконцентрированы, то большая часть их них останется, а те, что улетят как раз будут иметь небольшую массу. С другой строны, этот результат довольно сильно зависит от эффективного радиуса популяции ШС.

http://arxiv.org/abs/2111.12414 #Gaia #PhaseSpace #simulation Begoña García-Conde, Santi Roca-Fàbrega, Teresa Antoja, Pau Ramos, Octavio Valenzuela Получают в моделях спиральную особенность в фазовом пространстве (на $Z$–$V_Z$ плоскости), характерную для Млечного Пути, НО! при этом нет массивного «возмутителя» ~$10^{10}$ масс Солнца, а только несколько небольших ~$10^8$ масс Солнца. Видимо, всё устроено чуть сложнее..

---

http://arxiv.org/abs/2111.12578 #TTT #spin Тут утверждают, что момент инерции галактики, измеренный по их морфологии коррелирует с начальным «приливным полем» (я не знаю как это перевести, там в самой статье написано как считается этот параметр),вроде как такое не должно работать в tidal torque theory. Тут наверное, самое интересное как они спин измеряли.

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.

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/2011.07077 #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/2010.13789 #LMC #halo #MW По движению далеких звёзд в гало Млечного Пути ($r_{\rm GC} > 50$ кпк) делают вывод, что его внутренняя часть ускоряется куда-то вниз (от плоскости галактики). Полученные данные о радиальных скоростях подтверждают вывод что LMC массой $1.5\times 10^{11}$ масс Солнца падает на Млечный путь, т.е. он сильно не в равновесии. http://arxiv.org/abs/2010.13801 и тут же оценивают массу Млечного Пути.

http://arxiv.org/abs/2010.14381 #GC #TidalStreams Тут нашли приливной хвост NGC 3201, пролетевшего через диск Млечного пути, ближайшая его часть всего в 3.2 кпк от Солнца. Сделали для него модель и с помощью кинематики в Gaia отождествили с уже известным звёздным потоком Fjörm. Пишут, даже на диаграмме ГР похоже на скопление.

http://arxiv.org/abs/2010.14096 #MW #kinematics #LAMOST Используя данные о кинематике почти полмиллиона K-гигантов в LAMOST, авторы обнаруживают и там характерную спираль на плоскости $v_\phi(Z, vZ)$, причем вплоть до 15 кпк, а не только вблизи Солнца. А на плоскости $R-Z$ спираль соответствует крупномасштабным движениям групп звёзд, т.е. возможно это одно и то же. Проведя моделирование, они предполагают причиной этого недавнее взаимодействие с карликовой галактикой (но так вроде все предполагают?)

http://arxiv.org/abs/2010.14281 #RAVE #halo #fulltext Утверждают, что нашли две компоненты в звездном гало с помощью данных Gaia и RAVE, у одной маленький $L_z$, а другая богаче металлами и вообще ретроградная. Метод поиска немного странный, выделяют избытки плотности на двумерном распределении проекций углового момента по сравнению с плотностью 5000 рандомных реализаций в заданном потенциале, это же очень модельно-зависимо?

http://arxiv.org/abs/2010.14372 #GC #Xrays #DM Выбрав 45 галактик ранних типов для которых есть данных по плотности рентгеновского газа и шаровым скоплениям, авторы находят долю темной материи внутри $5 r_e$, получается похожие значения всеми методами — 0.8-0.9 для всех дисковых с разбросом 0.15, что как они пишут также похоже и на симуляции.

http://arxiv.org/abs/2010.14327 #Jaffe #AnaliticModels Решают уравнения Джинса для двухкомпонентных эллипсоидальных (осесимметричных) моделей Яффе, аналитически выводят поля скоростей. Можно будет глянуть если потребуется сравнить с нормальными моделями.

http://arxiv.org/abs/2010.13792 #MHD #optimisation Предлагают оптимизацию вычисления гравитации для MHD-кода GIZMO —– считать гравитацию честно не на каждом шаге, а через какое-то фиксированное количество «гравитационных шагов» (определяемых динамическим временем), а между ними считать предиктор через jerk.

http://arxiv.org/abs/2010.13790 #GalacticCenter #NTF Филаментарные структуры в центре Галактики, излучающие синхротронным излучением могут быть результатом приливного разрушения молекулярных облаков

http://arxiv.org/abs/2010.14092 #dust Трёхмерная карта поглощения для южного неба.

#dailyastroph

https://arxiv.org/abs/2010.11965 #SF #simulation #fulltext Опираясь на данные N-body + газодинамической симуляции (полученной с помощью RAMSES), авторы утверждают, что наблюдаемые FUV избытки в разреженном атомарном на периферии галактики на самом деле связаны не с звездообразованием, а с «убежавшими» туда O-B звёздами из более плотных областей.

http://arxiv.org/abs/2010.12374 #reionisation #DMstreaming Исследуют, как ненулевые скорости тёмной материи относительно барионов (streaming motions) влияют на реионизацию. Получается, что они могут «сгладить» небольшие неоднородности и тем самым понизить общее количество ионизующих фотонов; в итоге z реионизации изменяется на $~0.5$, но всё ещё очень сильно зависит от изначальной степени ионизации рентгеновскими источниками.

https://arxiv.org/pdf/2010.11950.pdf #шиза #pulsars #GW Здесь с помощью тайминга пульсаров собираются искать гравитационные волны, уже ест 12.5 лет наблюдений и где-то через 2-5 можно будет увидеть квадрупольные корреляции между пульсарами, которые считаются признаком GW.

http://arxiv.org/abs/2010.08537 #MW #M31 #statistics #fulltext С помощью DELFI — Density Estimation Likelihood-Free Inference и космологических N-body расчётов получают сумму масс Млечного Пути и M31. Симуляции тут нужны, чтобы получить функцию правдоподобия, а приоры берут какие-то стандартные. Наблюдательные данные ($D_{\rm obs}$) — это скорости и положения получены из литературы и наблюдений Хаббла и Gaia.

Получается примерно так же точно как и раньше: $4.6_{−1.8}^{+2.3} \times 10^{12}\, M_\odot$, но никаких предварительных предположений! (ну, кроме приоров :) Обычно считают как если Млечный путь с Андромедой падают друг на друга в расширяющейся Вселенной, а ничего другого нет)

Теорема Байеса, если что, тут выглядит так:

$$p(\theta|D_{\rm obs}, I) = \dfrac{P(D_{\rm obs}|\theta,I)\, P(\theta|I)} {P(D_{\rm obs}|I)}$$

первый множитель в числители это функция правдоподобия, а второй — приор. Знаменатель это просто нормировка, $I$ — “теоретическая модель” (которая на самом деле тут просто обобщение симуляций), а $\theta$ — параметр модели, то есть суммарная масса.

http://arxiv.org/abs/2010.08173 #SSFR #quenching #observations #simulations Авторы пишут, что Specific Star Formation Rate Function (функция распределения темпа звёздообразования на единицу звёздной массы) для немаломассивных галактик в наблюдениях (SDSS) бимодальна, а в симуляциях так не получается. Предлагается уточнять механизмы подавления звёздообразования в моделях.

http://arxiv.org/abs/2010.07948 #VSF #dwarf Часто говоря о звёздообразовании, используют поверхностную плотность газа (например, в законе Шмидта-Кенникатта), поскольку их легче определять из наблюдений. Однако, считается что более фундаментальные соотношения связывают плотность звёздообразования с объемной плотностью газа.

Авторы статьи в 2019 году придумали соотношение вида $\rho_{SFR} \propto \rho_{gas}^\alpha$, $\alpha\approx 2$, теперь проверили его для карликовых галактик и заявляют что раз у него и разброс меньше, оно точно более фундаментально чем аналогичные с поверхностной плотностью.

http://arxiv.org/abs/2010.08449 #StellarEvolution #metallicity Тут исследуют как очень низкометалличные звёзды (EMP, такие водятся в гало) промежуточных масс (3-7.5 $M_\odot$) с $Z=10^{-5}$ обогащают междзвёдную среду (yields). Например, помимо положительной «выдачи» ${}^{12} \rm C$, ${}^{15} \rm N$, ${}^{16} \rm O$ и ${}^{26} \rm Mg$, они выделяют ${}^{20} \rm Ne$, ${}^{21} \rm Ne$ и ${}^{24} \rm Mg$ (в отличие от звезд с $Z = 10^{-4}$). Говорят, если брать какую-то довольно распространённую модель звёздного ветра, то даже похоже на наблюдаемые отношения изотопов.

http://arxiv.org/abs/2010.08257 #шиза #relativity #DM #cosmology Здесь считают гравитомагнитный векторный потенциал (в ОТО оказывается и такое бывает?), приходят к выводу что на формирование крупномасштабной структуры он влияние не оказывает, такие силы на несколько порядков слабее обычной гравитации.

http://arxiv.org/abs/2010.07944 #rampressure #stripping #morphology По морфологии галактик-«медуз», с которых давлением набегающего газа сдувает вещество, определяют направления их движения.

#dailyastroph

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