Loggedbreeze

halo

https://arxiv.org/abs/2204.04097 #quenching #dwarfs Imad Pasha, Nir Mandelker, Frank C. van den Bosch, Volker Springel, and Freeke van de Voort Предлагают новый сценарий для затухания карликов на $z \in [2;5]$: ударные волны, которые образуются при коллапсе филаментов и “стенок”, в итоге получается что-то похожее на затухание в скоплениях.

https://arxiv.org/abs/2204.04233 #halo #MW #GES #streams Danny Horta, Ricardo P. Schiavon, J. Ted Mackereth, David H. Weinberg, Sten Hasselquist, Diane Feuillet, Robert W. O’Connell, Borja Anguiano, Carlos Allende-Prieto, Rachael L. Beaton, Dmitry Bizyaev, Katia Cunha, Doug Geisler, D. A. García-Hernández, Jon Holtzman, Henrik Jönsson, Richard R. Lane, Steve R. Majewski, Szabolcs Mészáros, Dante Minniti разбирают подсистемы в Млечном Пути по химсоставу

https://arxiv.org/abs/2204.05981 #UGD #NFW #DM Demao Kong, Manoj Kaplinghat, Hai-Bo Yu, Filippo Fraternali, Pavel E. Mancera Piña В богатых газам UDG получаются тёмные гало, которые не очень согласуются с моделями (e.g. в Illustis)

https://arxiv.org/abs/2204.04077 #reionization #binaries #RT Оказывается двойные звёзды ускоряют реионизацию вокруг себя (для HI и HeI), в итоге у такого газа больше времени чтобы остыть потом (и он в среднем будет холоднее на заданном z). Вроде можно даже засечь на cпектре “глобального” 21см сигнала.

https://arxiv.org/abs/2204.04565 #EAGLE #void Галактики в войдах в EAGLE: звёздная масса—масса гало, градиенты металличности.

http://arxiv.org/abs/2111.13707 #Gaia #PhaseSpace Axel Widmark, Chervin F. P. Laporte, Giacomo Monari Тут моделируют «улитку» в фазовом пространстве для Млечного Пути и по её форме определяют массу и толщину диска.

http://arxiv.org/abs/2111.14126 #disc #profile #BrokenExponential #spin #StarFormation Исследуют профили дисков в EAGLE, получается, что заваленная экспонента неплохо коррелирует со спином (это вроде неочевидно), при этом во внешних областях таких дисков больше старых звёзд, чем у сломанных «в другую сторону» экспонент (там с радиусом увеличивается вклад звёзд возрастом 2-6 Gyr и ещё видно «распушение» диска для старых звёзд).

http://arxiv.org/abs/2111.13716 #HD #RedSupergiants Обычно считается, что светимость красных сверхгигантов ограничена пределом Хемфриса-Дэвидсона —– дальше просто звёздный ветер сносит оболочку. Но по идее он зависит от металличности.. Авторы посчитали его в M31 (где металличность больше солнечной) и в Магеллановых Облаках (где металличность 0.25 солнечной), но разницы не нашли.

http://arxiv.org/abs/2111.14491 #HI #dwarfs Где-то 5% карликов в обзоре MATLAS содержат недостаточно тёмной материи, а масса газа для карликов-спутников коррелирует с растоянием до их «хозяина».

http://arxiv.org/abs/2111.14624 #quenching #clusters Сравнивают количество затухших галактик на разных расстояниях до центра скопления (в зависимости от их массы), получается, что самые массивные ($>10^{11}$ масс Солнца) уже были затухшими к моменту падения, в отличие от карликов.

http://arxiv.org/abs/2111.13712 #TNG #bulges Тут изучают балджи в TNG и обнаруживают (внезапно) что индекс Серсика балджа не зависит от окружения, но коррелирует с наличием бара: выраженные бары связана с балджами с низким индексом Серсика и низкой долей звёзд, образовавшихся снаружи, а там где баров нет всё наоборот.

http://arxiv.org/abs/2111.13831 #spin #disk #halo Направление момента импульса звездного диска часто отличается от оного для звёздного гало, и угол между ними коррелирует с параметрами галактики.

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.

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/2105.10508 #BH #halo #relation A. Marasco, G. Cresci, L. Posti, F. Fraternali, F. Mannucci, A. Marconi, F. Belfiore, S. M. Fall Соотношения между массой центральной чёрной дыры, массой гало и долей звезд для галактик с точно известной кинематикой (либо по газу, либо по ШС). Получается «последовательность» в трёхмерном пространстве (см. картинку ниже), в которой масса гало коррелирует с массой чёрной дыры, а при фиксированной массе чёрной дыры большая доля звёзд у более поздних морфологических типов (!) В это всё вписывают несложную равновесную модель с feedback, а «перелом» на $10^{12}$ масс Солнца связывают со сменой темпа аккреции.

последовательность в пространстве отношений масс

http://arxiv.org/abs/2105.10649 #ThickDisk #galaxies Nicholas Scott, Jesse van de Sande, Sanjib Sharma, Joss Bland-Hawthorn, Ken Freeman, Ortwin Gerhard, Michael R. Hayden, Richard McDermid С помощью моделей популяционного синтеза и наблюдений MUSE в UGC 10738 нашли две разных компоненты, отличающие содержанием $\alpha$-элементов. Это довольно важно, потому что по количеству таких галактик с бимодальными дисками можно разобраться как они образуются: либо в результате большого слияния, либо это естественная особенность производства $\alpha$-элементов.

http://arxiv.org/abs/2105.11445 #FRB Судя по всему, удалось ассоциировать один из повторяющихся быстрых радиовсплесков с ШС в M81. Утверждают, что в таком случае есть проблемы с теорией связывающей FRB с магнетарами, образовавшимися из-за SNII, т.к. население в ШС старое. Возможно, здесь нейтронная звезда получилась при слиянии двух компактных объектов. А может и что-то ещё. Непонятно.

http://arxiv.org/abs/2105.10628 #astrochemistry #galaxies Довольно общий обзор на стыке астрохимии и галактической астрономии.

http://arxiv.org/abs/2105.10683 #disk #thickness Измерение толщин газовых дисков галактик, нашли корреляцию между вертикальным масштабом HI диска и долей атомного газа к молекулярному.

http://arxiv.org/abs/2105.09957 #Gaia #streams Emma Dodd, Amina Helmi, Helmer H. Koppelman Обнаружили, что в потоках Helmi (которые вообще-то имеют одного прародителя) есть подструктуры в пространстве интегралов движений. Конкретнее, здесь они разделяются по $\Omega R$ к $\Omega z$. Это всё свидетельствует о том что потенциал Млечного Пути довольно сложный.

http://arxiv.org/abs/2105.10179 #SAMI #S0 S. M. Croom, D. S. Taranu, J. van de Sande, C. D. P. Lagos, K. E. Harborne, J. Bland-Hawthorn, S. Brough, J. J. Bryant, L. Cortese, C. Foster, M. Goodwin, B. Groves, A. Khalid, J. Lawrence, A. M. Medling, S. N. Richards, M. S. Owers, N. Scott, S. P. Vaughan Пытаются разобраться как образуются линзовидные галактики с помощью обзора SAMI и самосогласованных моделей. Получается что сценарий постепенно потухающего диска не годится: средняя мера вращения (спин) должна понижаться из-за увеличения вклада балджа, а в EAGLE, например, у пассивных дисковых галактик спин выше, чем у звездообразующих такой массы. Видимо, всё дело во внутренних процессах...

http://arxiv.org/abs/2105.10428 #HI #TidalInteraction Куча нейтрального водорода, выброшенного приливами, вокруг галактик в группе NGC 7232.

http://arxiv.org/abs/2105.09972 #binaries #reionization Оказывается, высокая доля двойных звёзды влияют на реионизацию: с одной стороны быстрее ионизуется нейтральный водород, с другой стороны в маломассивных галактиках понижается SFR и замедляется ионизация He II.

http://arxiv.org/abs/2105.09956 #PostStarburst #imaging Тут исследуют галактики в которых закончилась вспышка звездообразования (на HST) и пишут о важности изображений высокого разрешения: иначе будет не видно мелкомасштабных внутренних возмущений (или клочков пыли), которые совсем не являются приливными структурами, на разрешении SDSS их не видно.

http://arxiv.org/abs/2105.10474 #SMBH #DM #halo Самосогласованная эмпирическая модель связи параметров SMBH с параметрами галактик и их тёмных гало.

http://arxiv.org/abs/2105.08062 #simulations #bubbles #MW #Illustris Annalisa Pillepich, Dylan Nelson, Nhut Truong, Rainer Weinberger, Ignacio Martin-Navarro, Volker Springel, Sandy M. Faber, Lars Hernquist Исследование свойст горячих пузырей газа в галактиках, похожих на Млечный Путь из TNG 50. Интересно, что получается несколько пузырей (соотвествующих вбросам энергии от SMBH) с достаточно сложной конфигурацией, хотя сам механизм «обратной связи» одинаковый, и то, что для их образования не обязательная стадия квазара, достаточно невысокой активности ядра.

Ну и картинки здесь очень красивые, конечно.

давление и плотность газа для одной из смоделированных галактик

http://arxiv.org/abs/2105.08061 #quenching #dwarf Ava Polzin, Pieter van Dokkum, Shany Danieli, Johnny P. Greco, Aaron J. Romanowsky Нашли «потухшую» изолированную карликовую галактику вне Местной группы (в ней есть две подобные галактики), причём похоже что звездообразование остановилось совсем недавно; авторы предполагают что из-за внутренних причин.

http://arxiv.org/abs/2105.08360 #metallicity #Gaia #halo Исследование низкометалличного хвоста Gaia-Sausage-Enceladus, получается, что её прародитель беднее низкометалличными звёздами чем гало Млечного Пути.

http://arxiv.org/abs/2105.08166 #dust #LocalGalaxies Не нашли больших различий в кривых ослабления света (что-то вроде $R(\lambda)$) для небулярных линий в близких галактиках. Правда делают оговорки, что отсюда не следует, что пыль одинаковая.

http://arxiv.org/abs/2105.08299 #SBF #IR Уточнение определения расстояний по флуктуациям поверхностной яркости в ИК с помощью данных Хаббла (по сути, этот метод определяет среднюю светимость неразрешённых красных гигантов)

http://arxiv.org/abs/2105.08067 #Nbody #cluster Обновление способов учесть эволюцию звезд в столкновительных Nbody кодах.

http://arxiv.org/abs/2105.04698 #Nbody #bar #halo Изучают как взаимодействует тёмного гало с баром, бар тут считается с газодинамикой, а гало просто Nbody. Получается похожий механизм обмена моментом импульсом как и в чистом Nbody. Авторов в основном интересуют повышения плотности в гало (получают «темный бар» или увеличения концентрации $\perp$ бару), однако у них есть очень интересная картинка про эволюцию самого бара:

бары в моделях для разных направлений вращения гало

То есть, бар для проградного гало разрушается.

http://arxiv.org/abs/2105.04590 #MW #spiral A. Castro-Ginard, P. J. McMillan, X. Luri, C. Jordi, M. Romero-Gómez, T. Cantat-Gaudin, L. Casamiquela, Y. Tarricq, C. Soubiran, F. Anders По данным Gaia eDR3 для рассеяных скоплений получается, что в Млечном пути флоккулетные спирали: нет градиента возраста и скорость узора разная для разных рукавов.

http://arxiv.org/abs/2105.04560 #simulation #resolution #satellites Robert J. J. Grand, Federico Marinacci, Rüdiger Pakmor, Christine M. Simpson, Ashley J. Kelly, Facundo A. Gómez, Adrian Jenkins, Volker Springel, Carlos S. Frenk, Simon D. M. White Исследование галактик-спутников в гало похожем на гало Млечного Пути в магнетогидродинамической модели очень высокого разрешения. Интересно, что получается куда больше спутников (они разрушаются на стандартном разрешении) и успешно формируются галактики низкой поверхностной яркости. Утверждают, что звёздные величины, скорости etc сходятся с наблюдениями в диапазоне $10^3$—$10^{10}$ $L_\odot$.

http://arxiv.org/abs/2105.04866 #mixing #Li Чтобы объяснить содержание лития, нужно учитывать вращение звезд, иначе не сходится с наблюдениями на 2 dex

http://arxiv.org/abs/2105.04978 #MW #halo Параметры (~внешняя граница) гало Млечного Пути по движению спутников

http://arxiv.org/abs/2105.04569 #GC #halo #Virgo Сборка гало M49 по кинематике шаровых скоплений самой галактики и её спутников.

http://arxiv.org/abs/2105.04638 #EEP Оценка металличности Early Enrichment Population, которое нужно чтобы объяснить содержание металлов в богатых ими скоплениях и темпа сверхновых для него. Возможно их увидит JWST..

http://arxiv.org/abs/2105.03561 #Nbody #halo #NumericEffects Aaron D. Ludlow, S. Michael Fall, Joop Schaye, Danail Obreschkow Эффекты численной релаксации, возникающие при низком разрешении тёмного гало, могут оказаться сильнее чем влияние балджа или бара. Поэтому, похоже что именно его нужно увеличивать в первую очередь.

http://arxiv.org/abs/2105.04549 #FRB #NS #distribution A. A. Chrimes, A. J. Levan, P. J. Groot, J. D. Lyman, G. Nelemans Построили распределение быстрых радиовсплесков по Млечному Пути, похоже на распределение нейтронных звёзд, а на всё остальное не очень похоже. Похожи и расстояния до ближайшей области звездообразования (хотя они известны только для считанных FRB). Это можно рассматривать как ещё одно потверждение связи магнетаров и FRB, правда понять какие конкретно должны быть магнетары пока не получается.

http://arxiv.org/abs/2105.03435 #dwarf #galaxies #local Scott G. Carlsten, Jenny E. Greene, Johnny P. Greco, Rachael L. Beaton, Erin Kado-Fong Сравние свойств локальных карликовых галактик (в рамках обзора ELVES), например, наблюдается отличие между карликами в скоплениях и в поле: первые побольше при той же массе из-за приливного взаимодействия.

http://arxiv.org/abs/2105.03440 #dwarf #galaxies #local #GC Из того же проекта: исследуют как от окружения зависят системы шаровых скоплений (и NSC) в местных карликах.

http://arxiv.org/abs/2105.04116 #SF #filaments Три филамента на пересечении которых образовывается звезда (там сидит протозвёздное ядро с ~4 массами Солнца)

http://arxiv.org/abs/2105.04136 #code #error? Тут исследовали глобальную структуру магнитных полей в модели вроде Млечного пути и (как пишут) нашли ошибку в охлаждении газа в GIZMO.

http://arxiv.org/abs/2105.04000 #interstellar #plasma #Voyager1 Стоячие плазменные волны в межзвездной среде по данным Voyager 1.

http://arxiv.org/abs/2105.02612 #SN #PopIII #galaxies #formation Makito Abe, Hidenobu Yajima, Sadegh Khochfar, Claudio Dalla Vecchia, Kazuyuki Omukai Моделируют историю звёздообразование в зависимости от начальной функции масс. Интересно, что если начальная функция масс плоская, то из-за парной нестабильности получается много сверхновых из поколения III, в результате чего подавляется образование последующего поколения II. Утверждается, что телескоп Дж. Уэбба поможет заглянуть на $z > 10$ и понять какой показатель у степенного закона.

http://arxiv.org/abs/2105.02246 #GC #rotation E. Dalessandro, S. Raso, S. Kamann, M. Bellazzini, E. Vesperini, A. Bellini, G. Beccari Кинематика вблизи самого центра шарового скопления NGC 6362 ($< 30''$). В $20''$ от центра нашёлся пик на кривой скорости, что в принципе и должно случиться для долго эволюционировавшего скопления. При этом ещё и звезды, богатые натрием, вращаются в два раза быстрее чем бедные. Так что приближение одной популяции в шаровых скоплениях совсем не работает.

http://arxiv.org/abs/2105.02413 #HI #morphology Shigeru V. Namiki, Yusei Koyama, Shuhei Koyama, Takuji Yamashita, Masao Hayashi, Martha P. Haynes, Rhythm Shimakawa, Masato Onodera Утверждается, что при фиксированной звездной массе и скорости звездообразования содержание водорода не зависит от морфологии, если в качестве её критерия использовать индекс концентрации (отношение пары петросяновских радиусов). С индексом Серсика непонятно, а вот с «гладкостью» (определяемой на глаз) какая-то корреляция есть. То есть, судя по всему, количество HI зависит от наличия мелкомасштабных структур, поэтому и получается что в «негладких» галактиках его больше.

(дополнение) На Волге говорят что выборка нерепрезентативная и вообще в S0 галактиках нейтрального газа бывает довольно много.

http://arxiv.org/abs/2105.02557 #MW #halo Оценка массы газового гало в Млечном Пути.

http://arxiv.org/abs/2105.02339 #M31 #streams #ChemicalComposition Изучают градиенты металличности в потоке в М31 (GSS, оказывается, уже так можно) и делают выводы на что он похож.

http://arxiv.org/abs/2105.02676 #SNIa #cosmology Нашли несколько параметров, которые описывают отличие спектров сверхновых типа Ia, позволяет поднять точность определения расстояний.

http://arxiv.org/abs/2105.02240 #dust #MW Корреляции между параметрами межзвездного поглощения (и в том числе галактоцентрическими координатами) в Млечном Пути.

http://arxiv.org/abs/2105.02237 #decomposition Декомпозиция, но снова без разделения балджей и баров (даже не упоминают). Ну вот :(