http://arxiv.org/abs/2010.15213 #SF #MaNGA #morphology Для исследования эволюции галактик часто используют метод “ископаемых” (популяционный синтез) — с помощью моделей звёздной эволюции подгоняют историю звездообразования так, чтобы получился наблюдаемый спектр. Тут авторы по данным MaNGA смотрят, как изменяется положение галактик на главной последовательности — зависимости SFR от звёздной массы, получается что уже 2 Gyr назад дисковые галактики раннего и позднего типа не отличаются друг от друга. Отсюда они делают вывод, что и текущая морфология присуща галактикам только последние 2 млрд. лет, это $z < 0.156$ (т.е. сильно меньше 1).

P.S. на Волге говорили что StarLight, который тут используется, нужно использовать очень аккуратно, чего авторы не делают.

http://arxiv.org/abs/2010.15132 #SIDM #SMBH Тут предлагают объяснять существование сверхмассивных чёрных дыр на $z\sim 6-7$ с помощью самовзаимодействующей тёмной материи. В гало из такой материи может случится гравотермальная катастрофа! А ещё угловой момент теряется из-за вязкости, возникающей в результате самовзаимодействия.

http://arxiv.org/abs/2010.15645 #dwarf #CGM #metallicity Померили металличность вещества в окрестности карликовой галактики IC1613 с массой всего $10^8$ масс Солнца (там на фоне есть квазары). Например большая часть кремния находится уже не в звёздах, а в CGM (30-40% против 3%) и [видимо] оказалась там в результате прошлых и текущих выбросов.

http://arxiv.org/abs/2010.15235 #cluster #substucture С помощью теста Dressler-Schectman и DBSCAN нашли подструктуру в скоплении Гидра, которая падает на него. Ещё интересно, что индексы Серсика у них получились независящими от расстояния до центра скопления (и, соответственно, плотности).

http://arxiv.org/abs/2010.15477 #M31 #baryons #GammaRays Пытаются искать нехватающие барионы (которые скорее всего диффузный газ) в гало Андромеды с помощью наблюдений в гамма-диапазоне. Получается, что ещё 30% барионов непонятно куда приложить, но и сам результат неточный, масса тёмного гала не очень хорошо известна.

http://arxiv.org/abs/2010.15666 #celmech Вывод изохронных потенциалов Эно (период не зависит от момента импульса) через комплексный анализ.

http://arxiv.org/abs/2010.15447 #MP #GC Исследуют множественные популяции среди G-K карликов в относительно молодом шаровом скоплении NGC 1978 ($\sim 2$ Gyr) в Большом Магеллановом Облаке.

http://arxiv.org/abs/2010.10524 #MW #halo В работе подтверждается наличие статистически значимой химически аномальной структуры во внутреннем гало — Jurassic. Она выделяется по избыточному содержанию кремния — $[\mathrm{Si}/\mathrm{Fe}] \gtrsim 0.5$ и отделяется от остальных звёзд на $[\rm Si/Fe]-[Fe/H]$ плоскости. Авторы утверждают, что по их данным это ободранные клочки шаровых скоплений.

http://arxiv.org/abs/2010.10531 #PlanetarySystems #StellarDensity С помощью данных Gaia авторы получают, что если учесть возраст звёзды с экзопланетной системой, её массу, металличность и расстояние до Солнца, то оказывается что есть статистически значимое отличие между планетными системами звёзд, находящихся в «уплотнениях» фазовой плотности и звёздами поля. Например, горячие Юпитеры чаще оказываются в таких уплотнениях, отсюда делается вывод, что их причина их близкого положения к звезде не внутренняя миграция в планетной системе, а возмущениях от звёзд окружения.

http://arxiv.org/abs/2010.10511 #ML #kinematics С помощью нейтронных сетей получают внутреннюю кинематику галактик с такой же точностью как из спектров по изображениям в i-полосе. Видимо, говорят авторы, одно связано с другим и нейросеть эту связь нашла.

---

http://arxiv.org/abs/2010.11126 #GC #M87 С помощью нейтронных сетей, натренированных на резиновых скоплениях и их многополосных изображений, изучают шаровые скопления в M87. Нашли 3380 кандидатов, наблюдается градиент возраста поперек спирального рукава.

http://arxiv.org/abs/2010.11107 #metallicity #NGC922 Изучают NGC 922 с точки зрения металличности, в её кольце и балдже нашли молодые звёзды (по He I), а металличность регионов с одинаковым возрастом антикоррелирует со светимостью в рентгене.

http://arxiv.org/abs/2010.10533 #IMF Сравнение усреднённого по IMF feedback с честно посчитанным для разных популяций. Для сверхновых разницы нет, а вот фотоионизация получается эффективнее.

http://arxiv.org/abs/2010.10738 #TDE #GreenValley Авторы получают, что при похожей центральной концентрации (измеряли по индексу Серсика) в галактиках из «зелёной долины» наблюдается больше tidal disruption events (когда центральная ЧД кушает звезду) чем в «красных и мёртвых» галактиках, по их мнению это свидетельствует о недавних слияниях галактик из «зелёной долины». [странно. А с чем Млечный Путь недавно сливался?]

#dailyastroph

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/2010.07395 #GC #metallicity #Andromeda В Андромеде нашли очень низкометалличное массивное ШС ($\approx 3$), непонятно как такое вообще образуется.

http://arxiv.org/abs/2010.07851 #radio #AGN Светимость в радиодиапазоне у радиогромких AGN коррелирует с количеством пережитых слияний, но не с окружением.

http://arxiv.org/abs/2010.07309 #dust #simulations #observations Тут сравнивают функцию масс пыли в наблюдениях (COSMOS, 850мкм) и симуляциях (IllustrisTNG), и получается что в моделях она почти не изменяется со временем, а должна. Такое же несоответствие в доли массы пыли к звёздной массе. Если это проблема модели, тогда возможно она связана с более ранними заявлениями, что там и газ недостаточно эволюционирует.

http://arxiv.org/abs/2010.07308 #CosmicRays #MC Космические лучи (в симуляциях авторов) неплохо разгоняют холодные [молекулярные] облака, прежде чем они успевают развалиться.

http://arxiv.org/abs/2010.07302 #ALMA С помощью ALMA нашли семейство прото-шаровых скоплений и померили их светимость в [CII]. Она получается необычно низкая, возможно из-за низкой плотности газа и сильного излучения из-за звездного фидбека и низкой металличности. Заодно посчитали массу пыли по [не]излучению в континууме, сходится с близкими низкометалличными галактиками

#dailyastroph

http://arxiv.org/abs/2010.05956 #MagellanicClouds #metallicity #Gaia Тут собрали каталог красных гигантов в Магеллановых облаках и определили для них металличность. Нашлось много интересного, например приливной хвост от SMC к LMC.

http://arxiv.org/abs/2010.05930 #GC #galaxy #merger В ультрадиффузной галактике NGC1052-DF2 необычно яркая популяция шаровых скоплений, содержащая 5% всей массы галактики. Авторы предполагают, что производство шаровых скоплений запустилось из-за слияния, а продукт этого слияния наоборот сильно «размазало» из-за чего он и стал UDG.

http://arxiv.org/abs/2010.06128 #BH #accretion Из анализа наблюдений 14 квазаров на $z>6.5$ и моделирования их роста получают, что большой «спин» связан с одним (или несколькими небольшими) эпизодами аккреции, а если аккреция происходит хаотически — много раз и с небольшой массой аккрецированного вещества, то спин получается меньше, а темп роста ЧД выше. Для того, чтобы из зародышей с массой меньше $10^5\, M_\odot$ получилось то, что наблюдается, требуется много сверхэддингтоновской аккреции (если она протекает хаотически, то её доля поменьше).

http://arxiv.org/abs/2010.06073 #PanSTARRS кажется кому-то в голову пришла похожая идея классифицировать галактики в PanSTARRS нейронками..

http://arxiv.org/abs/2010.05918 #GW #WD как можно будет взвешивать галактики с помощью LISA, регистрирующей гравитационные волны от двойных белых карликов.

http://arxiv.org/abs/2010.06064 #survey #шиза Тут говорят, что если построить 280-метровый инфракрасный телескоп и запустить его в L2, то за 10 лет он увидит всё, что только можно.

#dailyastroph