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.

https://arxiv.org/abs/2011.12323 #kinematics #perturbations #MW #simulations #observations Анализируя кинематику галактики VV304a, обнаруживают у неё вертикальные возмущения —– «волны», наподобие тех что в Млечном Пути, например аналог кольца Единорога. Они являются результатом взаимодействия со спутником —– VV304b (не бар и не спирали), что подтверждают и космологические симуляции похожей системы (из Agora).

https://arxiv.org/abs/2011.12477 #LAMOST #ages #spiral #perturbation Авторы определили возраста для выборки из $30\, 000$ звёзд из LAMOST и использовали её для оценки возрастов структур на плоскости $R$—$Z$. Получается что спираль видно только для звёзд с возрастами меньше 1 млрд. лет! Значит, возможно, и возмущение диска случилось только совсем недавно..

https://arxiv.org/abs/2011.12292 #GC #MP #origin Исследуя компиляцию данных с Хаббла, Gaia и наземных обзоров, авторы исследуют зависимость доли звёзд второй популяции (не населения II, а наоборот обогащённых металлами из-за обогащения) от структурных параметров скопления. Получается, что доля таких звёзд коррелирует с увеличением скорости убегания скопления. Авторы полагают, что такие скопления испытывают более сильное приливное обдирание, которые уносит с краю часть звёзд первого поколения, которые в отличие от 2го, более однородно распределены по скоплению.

https://arxiv.org/abs/2011.12535 #UFD #GC #MW Каталог орбитальных параметров ультратусклых карликовых галактик и шаровых скоплений вокруг Млечного Пути, GC c разной металличностью отличаются по кинематике. Авторы утверждают что в пределах погрешности нет разницы между статическим потеницалом и эволюционирующим (в противовес более ранним статьям других авторов), а куда большее влияние оказывает особенности нынешней структуры потенциала.

https://arxiv.org/abs/2011.12868 #RedGiants #MW #AGN? Авторы предлагают считать, что пониженная плотность красных гигантов в центре Млечного Пути (по сравнению с более молодыми звездами) может быть свидетельством активности его ядра пару миллионов лет назад, которое например ещё может быть причиной наблюдающихся пузырей светящего в $\gamma$ газа.

https://arxiv.org/abs/2011.12437 #CNN #LSBG Распознавание галактик низкой поверхностной яркости с помощью свёртночных нейтросетей с точностью до 90%. Заодно пишут, что можно легко переобучить на другой обзор с сохранением точности.

https://arxiv.org/abs/2006.11111 #FDM #observations Четвёртая ревизия статьи Andreas Burkert'а о том что FDM не соответствует наблюдениям.

http://arxiv.org/abs/2011.09966 #bulge #formation #GC #MP По одной из версий, балджи в галактиках образуются в результате слияния первичных структур, либо соседних галактик или «комков», образовавшихся в результате фрагментации диска. Подтверждением этому служили бы «пережившие» такое слияние структуры, похожие на шаровые скопления. При этом, в них должны множественные популяции с разной металличностью. Одно какое подозрительное ШС — Terzan 5. В нём, судя по всему, было две вспышки звездообразования с интервалом 7.5 млрд. лет, а по химсоставу оно очень похоже на звёзды балджа. А в этой работе нашли вторую такую систему — Liller 1, где тоже есть две популяции с разницей возрастов 9–11 млрд. лет.

http://arxiv.org/abs/2011.09482 #TidalStripping #DM #core Тут предлагают поискать приливные хвосты у карликовой галактики в Печи (Fornax), поскольку в симуляциях авторов можно получились согласующиеся с наблюдаемой кинематикой этой галактики ободранные тёмные гало – спутники. Профиль у них при этом с «пиком», а не с «ядром», «ядро» лучше согласуется с наблюдениями, но ободранный пик тоже выкидывать нельзя, поскольку перицентр у этой галактики может быть небольшим, а история звездообразования — не очень хороший индикатор того, как давно она стала падать на Млечный Путь.

http://arxiv.org/abs/2011.09493 #models #LOS #anisotropy Здесь разбираются как 4 метода моделирования распределения масс восстанавливают параметр анизотропии для сферически-симметричных модельных звездных систем (отсюда):

$$ \beta(r) = 1- \frac{\sigma_\theta^2(r)}{\sigma_r^2(r)} $$

В качестве входных данных подаются скорости на луче зрения и [потом] собственные движения. Получается, что если не использовать данные о собственных движениях, то не все методы корректно восстанавливают потенциал для радиально анизотропных моделей — необходимо отделить профиль от параметра анизотропии скорости. А для этого как минимум нужно оставить предположение о том что гауссовости профиля скорости на луче зрения (как в JAM). В остальных случаях (в том числе при добавлении собственных движений) все методы восстанавливают реальное распределение в пределах 95% доверительного интервала.

http://arxiv.org/abs/2011.09476 #HMXB #metallicity #XLF Авторы исследуют зависимость рентгеновской функции светимости массивных рентгеновских двойных от металличности, получается что хорошо виден тред для наиболее ярких из них (чем меньше металличность, тем их больше и они ярче), а для тусклых LF всё примерно константа. Это может быть довольно важно в моделях популяционного синтеза.

http://arxiv.org/abs/2011.09483 #review #OB #cluster Обзор про O-B ассоциации.

https://arxiv.org/pdf/2011.09835.pdf #observations #PSF Новый метод оценки PSF для инструментов с несколькими матрицами в фокальной плоскости, который использует всю доступную за одну экспозицию информацию для реконструирования PSF, так вроде лучше какие-то общие особенности подмечаются чем когда по каждой из матриц считают по отдельности.

http://arxiv.org/abs/2011.08198 #Illustris #simulations #SF #quenching Используя данные IllustrisTNG100 авторы демонстрируют связь между временем затухания звездообразования и «звёздным» размером галактики. Получается, что к $z=1$ только 36% протяжённых массивных галактик затухнут, хотя среди обычных массивных галактик эта доля 69%. Авторы полагают, что так получается из-за бедной газом аккреции, в результате чего меньше центральная плотность и feedback от активного ядра слабее.

http://arxiv.org/abs/2011.08216 #SMBH #LossCone #simulation #orbits #triaxial Слияние сверхмассивных чёрных дыр в центрах галактик это довольно сложный процесс. Сначала их «топит» динамическое трение, затем взаимодействия с ближайшими звездами (hardening) и, наконец, излучение гравитационных волн. Тут моделируют вторую фазу и изучают какие там получаются орбиты. Оказывается, для того, чтобы не возникала проблема «последнего парсека» (второй этап неэффективен, т.к. звёзды близко от ЧД не проходят), нужно чтобы распределение звёзд было трёхосным. Тогда будут орбиты, проходящие близко от центра (аналог ящиков).

http://arxiv.org/abs/2011.08840 #halo #CosmicWeb Тут авторы анализируют космологические симуляции своим кодом NEXUS который выделяет в космической паутине филаменты, войды, стены и проч. Получают статистику параметров тёмных гал в зависимости от окружения. Например, самые массивные гало ($>10^{12} h^{-1}$ масс Солнца) живут в филаментах и «узлах», а вот маленькие с одинаковой вероятностью встречаются везде (и на них вообще окружение мало влияет).

http://arxiv.org/abs/2011.08684 #GC #M13 #MP Тут на любительском телескопе ($0.4$ м!) проверяют радиальные распределения более красной и более голубой ветви красных гигантов в M13, пишут что функция распределения одинаковая, а у тех у кого получалось по-другому при учёте фотометрических ошибок в SDSS звёзды в центре смещались в красную сторону.

http://arxiv.org/abs/2011.08208 #GC #MP Обзор содержания металлов ($\rm Ca$, $\rm Sc$) в 77 шаровых скоплениях, обсуждают возникновение множественных популяций с точки зрения звёздной эволюции (необычные условия для AGB-звёзд, например).

http://arxiv.org/abs/2011.08798 #HLIRG #observations Оценка плотность ультраярких ИК галактик на небе — $5-18 / \square^\circ$ по данным LOFAR и Herschel, уже с какими-то моделями не сходится.

http://arxiv.org/abs/2011.08189 #LOFAR #halo #cluster Радиогало в маломассивном ($M_{500} \lesssim 5\times 10 ^{14}$ масс Солнца) скоплении, в котором НЕ происходит слияние.

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