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.

новогодние деды лайны на подходе и ваша любимая ежедневная газета временно выходит в необычном формате.

#Gaia #EDR3

https://arxiv.org/abs/2012.03380 https://arxiv.org/abs/2012.01742 Астрометрия, оценка систематических ошибок

https://arxiv.org/abs/2012.06242 #Validation Сравнение с DR2 в области точности и полноты (всё лучше), рекомендации по учёту разных проблем (ноль параллакса и т.д.)

https://arxiv.org/abs/2012.01771 #SMC #LMC #MagellanicBridge Магелланов мост (перемычка) разрешается в новых данных, видно «течение» звезд разных популяций от Малого облако к Большому. Для LMC получили карты радиальной и тангенциальной скорости.

https://arxiv.org/abs/2012.09171 #StellarStreams 23 звездных потока близко расположены в фазовом пространстве ⇒ ассоциируются с одной разрушенной карликовой галактикой, для 8 нашли шаровое скопление-прародитель. Большой шаг в сторону карты тёмной материи в Млечном Пути.

https://arxiv.org/abs/2012.05245 #StellarStreams Ещё потоки в DR2 и EDR3

https://arxiv.org/abs/2012.05271 #SolarMotion Звезды в инерциальной системе отсчёта должны течь вдоль потока $\Rightarrow$ можно определить скорость Солнца!

https://arxiv.org/abs/2012.08534 #HubbleTension Проблемы с постоянной Хаббла не исчезли с новым релизом Gaia.

https://arxiv.org/abs/2012.03904 #ProperMotions Ошибки собственных движений для спутников Млечного Пути в ~2 раза меньше.

https://arxiv.org/abs/2012.05890 #bar #resonance Утверждают что индуцированные баром резонансы наблюдаются в EDR3 и согласуются с $\Omega \approx34$ и $42$ км/c/кпк, но кажется к этим данным были определённые вопросы….

https://arxiv.org/abs/2012.05220 #distances Каталог «фотогеометрических» расстояний (цвет накладывает ограничения на блеск), получается поточнее чем обычные расстояния из параллаксов.

---

https://arxiv.org/abs/2012.05840 #Xray #MW #halo Пузыри горячего газа в гало Млечного пути — следы активности ЧД в его центре.

---

https://arxiv.org/abs/2012.04661 #InnerBar #metallicity #TIMER Металличность у внутренних баров повыше чем у основным, а $[\alpha/{\rm Fe}]$ пониже, а так они очень похожи на их уменьшенную копию.

https://arxiv.org/abs/2012.09172 #GC #halo Эмпирическая модель воспроизводит линейную зависимость числа шаровых скоплений от вириальной массы, работающую вплоть до $z\sim 6$, а на разброс зависимости наибольшее влияние оказывает доля аккреции, проходящей в «холодном» режиме — без ударных волн.

https://arxiv.org/abs/2012.09628 #GC #GA Связь «динамических часов» в шаровых скоплениях с потенциалом Галактики.

https://arxiv.org/abs/2006.06695 #DM #halo #disruption Разрушение тёмных субгало при добавлении барионов (диск, балдж). Симуляции должны иметь высокое разрешение у тёмной материи, чтобы не было «численного» разрушения.

https://arxiv.org/abs/2005.12919 #DM #GC Зависимость формы звездных потоков, образующихся из шаровых скоплений от формы профиля субгало карликовой галактики, где они образовались, сравнение с наблюдениями подсказывает «ядро» в профилях — либо из-за feedback, либо CDM не работает.

https://arxiv.org/abs/2012.08593 #quenching #clusters #EAGLE Галактики-спутники из C-EAGLE прекращают звездообразовывать упав в первое гало — в маломассивных скоплениях большая часть «потухли» в нём, а в массивных — в каком-то другом гало.

https://arxiv.org/abs/2005.03025 #EAGLE #MW #Halo В EAGLE анализируют аналог Млечного Пути (ко-планарные спутники), а у него малая ось внешней части трёхосного гало в плоскости диска (а у внутренней части — перпендикулярно диску)

https://arxiv.org/abs/2012.07858 #morphology #DES Автоматическая морфологическая классификация 27 млн. галактик в DES

https://arxiv.org/pdf/2012.06600.pdf #Nbody Способ получения многокомпонентных N-body, присваивая частицы к той или иной компоненте уже a posteriori (например, барионы и DM)

https://arxiv.org/abs/2012.06258 #feedback #BM #ScalingRelation Похоже, что повторные слияния не являются причиной зависимости $M_{\bullet} \propto \sigma^k$ — для карликовых галактик $k$ должно быть порядка $1-2$, а реально $4$, как и для массивных галактик и как предсказывает теория с feedback’ом от BH.

https://arxiv.org/abs/2012.05820 #ML #model #baryons Гибрид аналитического и численного методов для «добавления» к N-body моделям с только тёмной материи физики барионов (чтоб гидродинамику не считать).

https://arxiv.org/abs/2012.05700 #SMBH #collisions #mergers При лобовом столкновении может ободраться пылевой тор вокруг чёрной дыры и галактика станет неактивной.

https://arxiv.org/abs/2012.04783 #GC #ETG У «реликтовых» эллиптических галактик «меньше» шаровых скоплений — поскольку и слияний было меньше.

https://arxiv.org/abs/2012.04668 #AGN #Xrays #obscuration Моделируют поглощение в рентгене квазаров, которых в рентгене не видно, похоже, что у большого количества АЯГ из-за поглощения в рентгене ничего не видно.

https://arxiv.org/abs/2012.03974 #SPH Новый SPH-код с прицелом на хороший учёт «подсеточной» физики (звездообразование, feedback etc).

https://arxiv.org/abs/2002.11119 #Illustris #DM #halo #satellites Массы темных гало у спутников в IllustrisTNG (при фиксированной звёздной массе) меньше чем у центральных галактик, видимо темную материю приливные силы обдирают.

https://arxiv.org/abs/2012.03954 #MW #bulge Есть разница в химсоставе между яркой и тусклой частями Red clump балджа, возможно, туда нападали шаровые скопления с множественными популяциями.

https://arxiv.org/abs/2012.02649 #MagellanicBridge #simulation Хемодинамическая модель Магеллановых облаков, естественным образом образуется «мост» с несколькими звёздными популяциями.

https://arxiv.org/abs/2012.02766 #MQG #bulge В массивных спокойные галактики на $z\approx 3$ балдж уже доминирует.

https://arxiv.org/abs/2012.03908 #MW #halo На основе анализа движений шаровых скоплений в гало Млечного пути, получается что оно не может быть сплющенным (как в космологических симуляциях), возможно результаты искажает отсутствие равновесия в MW.

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/2010.08537 #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