http://arxiv.org/abs/2111.08846 #bars #noevolution? Yun Hee Lee, Myeong-Gu Park, Ho Seong Hwang, Hong Bae Ann, Haeun Chung, Taehyun Kim Тут измеряют длину баров разными способами и приходят к выводу что разницы в длине между быстрыми и медленными барами нет, а всё определяется размером галактики. Отсюда авторы делают вывод, что нет и динамической эволюции баров..

http://arxiv.org/abs/2111.06904 #triaxial #orbits #BH Matthew E. Quenneville, Christopher M. Liepold, Chung-Pei Ma Шварцшильдовское моделирование орбит, но в триаксиальном случае, авторы прогнали свой код (TriOS) на NGC 1453, но вроде как масса ЧД (которая собственно их интересовала) сильно не поменялась по сравнению с полученной из осесимметричных моделей.

https://arxiv.org/pdf/2111.08683.pdf #GNN #halo Pablo Villanueva-Domingo, Francisco Villaescusa-Navarro, Daniel Anglés-Alcázar, Shy Genel, Federico Marinacci, David N. Spergel, Lars Hernquist, Mark Vogelsberger et al. тут параметры тёмных гал в моделях определяют с помощью графовых NN: масса запихивается в параметры узла (“feature”), а соседи в графе выбираются чисто по расстоянию. интересно, а раз они всё равно обучают их на синтетических данных, почему б не использовать историю слияний (merger trees) для построения ребёр?

http://arxiv.org/abs/2111.09011 #VRR #SMBH Nathan Magnan, Jean-Baptiste Fouvry, Christophe Pichon, Pierre-Henri Chavanis Исследуют резонансную релаксацию объектов вокруг SMBH, они упорядочиваются в диск, толщина которого зависит от IMF и геометрии ядерного скопления (тут меня в основном интересует список авторов)

---

http://arxiv.org/abs/2111.08714 #ETG #kinematics #TNG Тут исследуют кинематику внешних областей эллиптических галактик в IllustisTNG, чтобы проверить предположение о неизотермичности профилей плотности, но вообще надо глянуть как они резиновые кинематические карты для определения $h_4$ генерировали.

http://arxiv.org/abs/2111.08042 http://arxiv.org/abs/2111.08043 #Gaia #MW Аккуратно определённые параметры вертикальной структуры Млечного Пути (масштаб тонкого/толстого дисков, плотность звёзд и т.д.) по свежим данным Gaia (eDR3)

http://arxiv.org/abs/2111.06499 #TNG #observations #comparison Выглядит как ещё одно свидетельство что затухание галактик в моделях быстрее чем в реальности.

http://arxiv.org/abs/2111.06844 #voids #SFR #gas Cравнение разных свойств (SRE, sSFR ...) галактик в войдах и в стенках и филаметах по выборке в 20 галактик.

http://arxiv.org/abs/2111.08737 #Gaia #dSphs По данным Gaia eDR3 отождествляют звёзды в карликовых-галактиках спутниках Млечного Пути, находящиеся за их приливным радиусом.

http://arxiv.org/abs/2111.07872 #uncertainties «Жалуются», что погрешности в измерении расстояний до объектов меньше чем разброс между разными методами, причём давно уже —– может быть их недооценивают ?:)

http://arxiv.org/abs/2111.08821 #star #шиза В Млечном Пути есть странная звезда: J01020100-7122208, есть разные версии её происхождения, тут вот посчитали орбиту и химсостав и предполагают что это голубой бродяга из гало..

http://arxiv.org/abs/2111.09168 #HubbleTension #G #шиза Оценивают допустимые значения G в ранние эпохи и предлагают этим починить Hubble tension.

http://arxiv.org/abs/2111.09324 #MW #mass Оценка полной массы Млечного Пути по динамике шаровых сколений (из Gaia eDR3) и кривой вращения (из Gaia DR2), а потом проверяют эту оценку с помощью моделей (FIRE), куда закладывают разные априорные профили и массу LMC. В итоге, от $5.36 + 0.81 – 0.68$ до $7.84 + 3.08 – 1.97$ $\times 10^{11}$ масс Солнца.

http://arxiv.org/abs/2111.09327 #MW #mass Другая оценка массы Млечного Пути, на этот раз из обзора H3.

http://arxiv.org/abs/2101.04157 #bars #kinematics #MaNGA Нашли кинематическую сигнатуру для баров, находящихся в стадии «выгибания» — квадрупольный рисунок в поле скоростей в галактиках, наблюдаемых плашмя. В данных MaNGA нашли кандидаты, подходящие по этому критерию.

http://arxiv.org/abs/2101.02711 #SFR #baryons #ScalingRelations Пишут, что поверхностная плотность звездообразования по данным MaNGA cильнее всего коррелирует с полиномом от плотности «барионов» — суммы молекулярного газа и звёзд, чем с ними же по отдельности.

http://arxiv.org/abs/2101.04021 #galaxies #HighZ #quenching Выброс молекулярного газа с $\dot M > 10\, 000 \ M_\odot$ в год из галактики со вспышкой звездообразования на $z=1.4$. Авторы полагают, что выброс возник в результате большого слияния, роль которых по сравнению с feedback недооценивают.

http://arxiv.org/abs/2101.03341 #WhiteDwarfs #LF #Gaia Построили функцию светимости белых карликов в гало Млечного Пути, интересно что есть завал в области низкой светимости, дающий оценку на время вспышки звездообразования. Получается, что вспышка длилась 12 – 10 мрлд. лет назад с хвостом вплоть до 8 млрд. лет назад, в принципе согласуется с Gaia-Enceladus 11 мрлд. лет назад. Высокоскоростные объекты моложе 7 млрд. лет авторы предположительно отождествляют с Sagittarius.

http://arxiv.org/abs/2101.03804 #environment #morphology Вклад балджа/диска и комковатость не зависят от окружения, а вот размер коррелирует с массой скопления.

http://arxiv.org/abs/2101.03179 #QSO #HighZ Яркий квазар всего лишь через 670 миллионов лет после Большого Взрыва!

http://arxiv.org/abs/2101.03178 #DM #HD #simulations Сравнение ~300 скоплений, смоделированных без газа и с газом, концентрация галактик в центрах сильно ниже в моделях, учитывающих только тёмную материю.

http://arxiv.org/abs/2101.03631 #simulations #OpenAccess Indra — большая база космологических N-body расчётов, лежащая в открытом доступе.

http://arxiv.org/abs/2101.04133 #Gaia #cluster C помощью eDR3 обнаружили, что $\chi$ и $h$ Персея являются частью большого комплекса, названного LISCA I, находящегося на промежуточной стадии «сборки», результатом которой будет относительно массивная ($10^5\, M_\odot$) звездная система.

http://arxiv.org/abs/2101.04478 #galaxies #ThickDisk Наблюдательный тест, позволяющий проверить один из сценариев формирования толстого диска с помощью самых молодых звезд в нём.

http://arxiv.org/abs/2101.04389 #gas #environment Бесконечная статья про газ в галактиках в разном окружении, основной вывод что молекулярный газ обдирается уже в скоплениях (должна быть выше плотность), а атомарный — ещё в филаментах задолго до затухание звёздообразования.

http://arxiv.org/abs/2101.04683 #SFR #CALIFA Нашли сильную корреляцию между SFR и гидростатическим давлением в плоскости диска, не зависящую от морфологии утверждают что это давление и определяет звёздообразование на kpc масштабах.

http://arxiv.org/abs/2101.04895 #BH #bulge #morphology В зависимости массы центральной чёрной дыры и структурных параметров балджа (индекс Серсика, эффективный радиус) нашли подструктуры — для галактик ранних типов без диска, с диском, и поздних типов показатели степени немного разные (но может тут дело и в процедуре выделения сферической компоненты).

https://arxiv.org/abs/2101.05000 #merger #AGN Доля AGN на $0.3 < z < 2.5$ в сливающихся галактиках и нет — одинаковая. А вот корреляция со вспышкой звездообразования есть. Хотя это и немного контринтуитивно…

http://arxiv.org/abs/2101.05321 #bulge #decomposition Детальная декомпозиция балджей двух галактик — NGC 4608 и NGC 4643 показывает, что в первой есть небольшой классический балдж, а во второй — ядерный диск с экспоненциальным профилем с «переломом». Если оценивать долю балджей как превышение над экспоненциальным диском, то для этих галактик совсем ерунда получается.

http://arxiv.org/abs/2101.05699 #morphology #environment Анализируют морфологические параметры и профили декомпозированных компонент галактик в скоплении в Печи и падающих туда, получается что морфология больше от массы, чем от окружения зависит.