http://arxiv.org/abs/2012.10130 #MW #review Обзор того, а как собственно выглядит Млечный Путь по современным представлениям. Авторы утверждают что он скорее всего чисто дисковая галактика с малой долей классического балджа, возникшей в результате слияний.

https://arxiv.org/abs/2012.10182 #ETG #formation #AGN Исследуют влияние активности ядра на свойства галактик ранних типов в симуляции (Horizon), в модели где AGN нету не выполняются шкалирующие соотношения (фундаментальная плоскость и т.д.)

https://arxiv.org/abs/2008.07537 #MF #CGM #halo #galaxies Добавление МП меняет окологалактическую среду, уменьшая разброс в радиальной скорости, но увеличивая разброс в металличности на фиксированном азимутальном угле. В результате, гало получается беднее металлами! Надо их учитывать…

https://arxiv.org/abs/2007.13752 #GC #MW #dwarf #satellite Нельзя просто по кинематике определять, аккрецированное шаровое скопление или образовалось in situ, так как на них спутники Млечного Пути влияют.

https://arxiv.org/abs/2012.11477 #DM #MW #density Обзор про методы определения локальной плотности тёмной материи и влияния «неравновесия» Млечного Пути на эту величину.

https://arxiv.org/abs/2012.10640 #AGN #formation Вокруг галактик с AGN больше спутников, чем вокруг спокойных, авторы полагают что AGN и вспышка звездообразования «зажигается» в результате слияний, а потом поддерживается (несколько циклов) асимметрией структуры вокруг центральной ЧД. В результате feedback всё сходится к типичной для галактик с AGN массой $10^{12} h^{-1}\, M_\odot$.

https://arxiv.org/abs/2012.12284 #Illustris #TNG Исследование звёздных и тёмных гало в TNG50, звёздные гало «кручёные» и «растянутые», а их радиальные профили согласуются с тёмными при приближении к звёздному диску, т.е. видимо видно как тёмное гало «чувствует» потенциал барионов.

https://arxiv.org/abs/2006.10195 #SF #MW #disk Объяснение бимодальность содержания $\alpha$-элементов без необходимости слияний, толстый диск — продукт изначальной вспышки звездообразования, а тонких — его постепенного угасания.

https://arxiv.org/abs/2012.02169 #pulsar #Gaia #SolarSystem #acceleration Определение кривой вращения в окрестности Солнечной Системы по ускорениям пульсаров без использования заданной модели потенциала Галактики (хотя $Z_\odot$ таки используется).

https://arxiv.org/abs/2012.11617 #FRB #environment Исследуют на Хаббле в IR окружения где наблюдались FRB, ни на какую-то другую известную популяцию их распределение не похоже. Видимо, ни с массивными звездами с ободранными оболочками, ни с слияниями нейтронных звёзд они не связаны.

http://arxiv.org/abs/2012.11612 #halo #quasar #IMBH #GenIII Похоже (в моделях), что коллапс «девственных» гало длится достаточное время чтобы образовались сверхмассивные звёзды и схлопнулись прямым коллапсом в чёрные дыры, а значит это потенциальный источник IMBH.

http://arxiv.org/abs/2012.11709 #halo #DM #шиза Исследование (с помощью принципа максимизации энтропии) устойчивости тёмных гал из фермионов (с «ядром»).

http://arxiv.org/abs/2012.12378 #starburst #review Обзор о галактиках со вспышкой звездообразования.

http://arxiv.org/abs/2012.13273 #statistics Модель коробки конечной массы с газом в применении к SMBH и окружающим их ядерным скоплениям.

https://arxiv.org/abs/2012.14628 #LAMOST #kinematics #MW Исследуют подструктуры в кинематике в Млечном пути и миграцию звёзд в толстом диске. Получается, что звёзды толстого диска мигрировали с $R \sim 4 – 6$ кпк из-за эксцентричности их орбит, а миграции внутрь с 12 кпк скорее всего возникали волнами из-за слияний (есть разделение по возрасту)

https://arxiv.org/abs/2012.14703 #GC #IMBH Обнаружение IMBH по микролинзированию шаровыми скоплениями, кажется хорошая задачка для каких-нибудь школьников.

http://arxiv.org/abs/2012.14782 #galaxies #satellites #SF По данным SDSS утверждают, что с галактиках со спутниками спутники работают как доноры газа для звездообразования (но есть ещё и зависимость от массы системы).

http://arxiv.org/abs/2101.00158 #MW #spirals Исследование спиральных рукавов по O-B звёздам из eDR3, они отслеживают рукава, но «кучкуются» и есть в межрукавном пространстве, авторы тут сомневаются что Млечный Путь grand design галактика.

http://arxiv.org/abs/2101.00253 #DM #profile Для UFD галактики Eridanus 2 сравнивают профили разных типов тёмной материи, fuzzy dark matter подходит для неё лучше всего, но параметры частицы не сходятся с теми что получаются для галактик побольше, авторы думаю что их «ядра» FDM не формирует.

http://arxiv.org/abs/2101.00891 #DM #dwarf #polytrope Вписывают политропы в тёмные гало карликовых галактик и делают вывод что раз есть семейства с разными индексами, то и частицы DM разные (а может это и просто звёздообразование в ядре).

http://arxiv.org/abs/2101.00372 #M31 #DM #annihilation #шиза Пишут, что сравнивая радиопрофиль M31 с тем что должен бы был получаться в результате аннигиляции частиц темной материи, получается правдоподобная оценка их массы…

http://arxiv.org/abs/2101.01282 #UDG #DM #profile Галактика, профиль которой лучше всего описывается NFW (как утверждают авторы), а на теплую или мохнатую тёмную материю накладываются неудобные ограничения.

http://arxiv.org/abs/2101.01729 #AGN #merger #models В сетке из 30 моделей не нашли связи между AGN и слияниями.

http://arxiv.org/abs/2101.01828 #FDM #CDM #review Обзорная статья чем структуры, которые получаются в FDM, отличаются от CDM.

http://arxiv.org/abs/2101.02688 #dwarfs #core Как пишут авторы, «ядра» в профилях карликов получаются в результате флуктуаций потенциала, вызванных либо течениями газа, либо малыми слияниями (а вот большие наоборот могут сделать cusp, если там звездообразования нет).

http://arxiv.org/abs/2101.02348 #GC #generations #environment Моделируют второе поколение звёзд в шаровых скоплениях вместе с родительской галактикой, учитывая «загрязнение» и внешним газом (окружение), и AGB звёздами. Получается много интересных зависимостей, например между массой скопления и долей 2G звёзд в нём.

http://arxiv.org/abs/2101.02525 #velocity #uncertainty #code Определяют ошибки для карт скоростей! (и не только, код ещё (видимо) умеет считать карты дисперсий и $h_i$)

http://arxiv.org/abs/2101.02217 #IMF #GC #IMBH Влияние начальной функции масс с «тяжёлой верхушкой» на эволюцию шаровых скоплений, получается что живут они короче (ветра и приливное обдирание), а ЧД (в том числе IMBH!) в них должны детектироваться на LIGO/Virgo, так что можно и так ограничивать IMF.

http://arxiv.org/abs/2101.02623 #Hubble #ML Автоматическое обнаружение необычных объектов на снимках Хаббла.

https://arxiv.org/abs/2010.02259 #ProtoCluster #simulation #SFR Авторы обнаружили, что скорость звездообразования в протоскполениях на $z>2$ в современных космологических симуляциях (IllustrisTNG) на поряд меньше того, что в наблюдениях. Этот эффект возникает в результате зависимости скорости звездообразования от численного разрешения моделей (его не хватает для нужной скорости). Так что, видимо, изучение таких протоскоплений на больших $z$ поможет дальше улучшить симуляции, подогнанные под $z\approx 0 $.

https://arxiv.org/abs/2011.11684 #StellarStreams #DM Полностью аналитическая модель эволюции разрывов от пролёта тёмных гал в звёздных потоках в Штекелевском потенциале. Получается много всего интересного, например контраст плотности по сравнению с потоком где пролёта не было зависит только от параметров пролёта (правда есть вырождение — для маленьких разрывов всё в основном зависит от массы субгало, а для больших непонятно).

https://arxiv.org/abs/2011.11650 #YMC #formation Нашли новый способ формирования молодых массивных скоплений (из которых получаются шаровые скопления) — в результате столкновений атомарного водорода с скоростью $\sim 100$ км/c, что в целом характерно для взаимодействий галактик. В результате получаются «комки» с массой $>10^4 M_\odot$ и размером $\sim 4$ пк, которые уже могут сколлапсировать в YMC и не разлететься от звёздного ветра.

https://arxiv.org/abs/2011.11919 #StellarStreams #OrbitalFamilies Тут описывают довольно интересный сценарий «распыления» звездных потоков — попадение на сепаратриссу между двумя орбитальными семействами в трёхосном потенциале. Т.е. такой вот способ найти по звёздным потокам орбитальные семейства, а оттуда понять какой должен быть потенциал..

https://arxiv.org/abs/2011.11642 #TidalInteraction #MW #disk Красивые картинки с членами разложения в ряд Фурье возмущения диска Млечного пути из-за многократного взаимодействия со спутником.

https://arxiv.org/abs/2005.08995 #accretion #DM #SF Авторы показывают, что для изолированных галактик с массой подобной Млечному Пути, нет корреляции между падением тёмного гало и увеличением активности звездообразования. Аккрецию тёмной материи они определяют по профилю плотности спутников.

https://arxiv.org/abs/2011.12042 #BCG #SF По спектрам с VLT находят градиенты возрастов звёзд в центральных галактиках скоплений. Получается, что хоть вся галактика в основном старая, в пределах $\sim 2$ кпк ядра есть звёзды моложе 1 мрлд. лет. Авторы утверждают что газ для этих звезд возник просто в результате звездной эволюции внутри самой галактики, а потом упал в центр.

https://arxiv.org/abs/2011.11641 #computation #SPH Тут пишут, что когда в SPH используют усреднённое давление (через сумму по всем частицам, а не считают через плотность) и учитывают эффекты, меньшие разрешения (звёздообразование, например), то могут накапливаться большие ошибки в вычислении силы и возникать неустойчивости. При этом, в том варианте метода, где усредняется плотность, таких проблем нет.

https://arxiv.org/abs/2011.11648 #galaxies #MagneticField В симуляциях авторов (RAMSES) получается, что есть первичное МП $>10^{-12}$ Гс, то оно так и «отпечатывается» в итоговом поле галактики и поля которые в ней возникают его уже не загрязняют.

---

там были ещё, но кажется этого уже хватит…

http://arxiv.org/abs/2011.10581 #LMC #MW #merging #halo Очередное подтверждение влияния Большого Магелланова облака на Млечный путь — его диск движется относительно звёзд во внешнем гало ($40 < r < 120$ кпк) в сторону предыдущего положения LMC.

http://arxiv.org/abs/2011.11473 #disk #MW #chemistry Тут исследуют разницу в содержании кислорода в тонком и толстом диске Млечного Пути по спектрам из Gaia-ESO Survey. Как и ожидается, $\rm [O/H]$ и $\rm [O/Fe]$ от $\rm [C/O]$ хорошо разделяют оба диска. Интересно, что в обоих популяциях есть антикорреляция $\rm [O/Fe]$ с металличностью и корреляция $\rm [O/Mg]$ с возрастом, а в тонком диске у звезд с солнечной металличностью $\rm [C/O]$ ниже чем у Солнца, что авторы интерпретируют как следствие его миграции из внутренних областей Галактики.

http://arxiv.org/abs/2011.10788 #SF #density Авторы с помощью симуляций звездообразующих облаков уточняют как получать оценку объемной плотности из поверхностной (не считая облака сферическими), пишут что у них получается на 0.2-0.3 dex лучше. Конечная цель — уменьшить ошибки в определении эффективности звездообразования $\epsilon_{ff}$.

http://arxiv.org/abs/2011.11629 #bulge #disc #instability #heresy? Тут пытаются найти полуаналитическую формулу для $B/T$ для балджей, образующихся в результате нестабильностей тонких дисков. Только диски у них неустойчивые ($Q<1$) и псевдобалдж они в ту же кучу пихают, хотя понимают что эта другая структура…

http://arxiv.org/abs/2011.10582 #HighZ #QSO #background Смотрят на галактику на $\color{red}z = 6.84$, сквозь которую светит квазар на $z = 7.54.$ Линии $\rm C\ IV$ и $\rm Si\ IV$ не наблюдаются, как и должно быть в очень низкометалличном газе. Таким образом, за пределами областей звездообразования ещё нет обогащения тяжёлыми элементами, как, собственно, и ожидалось

http://arxiv.org/abs/2011.10577 #CNN #StructureFormation Здесь натренировали свёрточную нейросеть воспроизводить массы темных гало по начальным данным в космологических N-body симуляциях, а потом убрали всю анизотропию, т.е. усреднили куб данных по концентрическим сферам. Получилось почти тоже самое. Так что модель сферического коллапса не такая уж плохая, раз результаты почти не отличаются…

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/2011.03594 #M82 #SSC Тут исследуют «звёздные сверхскопления» (это скорее всего то, из чего образуются шаровые скопления) в M82. Для них оказывается характерной степенная зависимость масса-радиус, но моделирование показывает, что ¾ из них разлетаются и большая часть рассыпется через 2 млрд. лет.

http://arxiv.org/abs/2011.03566 #ouflows #SF Авторы исследуют галактики с масштабными выбросами ионизованного газ на ALMA, дополненной IRAM. Особенных отличий по содержанию газа от галактик поля они не нашли, но вот разница в распределении есть — молекулярный газ и звездообразование почти полностью состредоточены в пределах эффективного радиуса.

http://arxiv.org/abs/2011.03736 #spirals #environment Сравнивают содержание элементов в спокойных спиральных галактиках в скоплениях и в поле/группах. В поле/группах не наблюдается корреляции содержания альфа-элементов с массой, и она маленькая даже в самых массивных галактиках. Cпирали в скоплениях имеют более молодое звёздное население и низкое содержание альфа-элементов, чем S0 галактики, а вот для поля тренды похожие на S0 (надо смотреть на картинки в статье, иначе вообще ничего не понятно). Дело в разном окружении — спирали в поле могут «омолаживаться» газом со спутников, а в скоплениях галактика вполне со звёздообразованием может обдираться до пассивной спирали, а может слиться ещё до падения, тогда альфа-элементов там будет много.

http://arxiv.org/abs/2011.03591 #ML #classify Пишут, что если использовать MMD и DANN — это такие методы обучить нейтронку выбирать для классификации особенности не связанные с «доменом» и исключать изменяющиеся между «доменами», то их можно обучать на данных симуляций, а потом использовать для обработки наблюдений. Тут, например, брали в качестве «доменов» слияния в Illustris с наблюдательным шумом и без.

http://arxiv.org/abs/2011.04500 #HI # Исследуют корреляции между звездообразованием и содержанием HI, корреляции особой не нашли, зато получилось что основная часть нейтрального атомарного водорода на $z\sim 1$ не в массивных галактиках. Собственно, у них и получилось что по сравнению с $z=0$ на $10^{10}$ масс солнца разница в 4-12 раз, а на $10^{11}$ — 3-4, т.е. галактики поменьше его больше потеряли.

http://arxiv.org/abs/2011.03851 #AGN #torus Пишут что модель пылевого тора около AGN должна быть с комочками, чтобы лучше сходилось с данными в рентгене.

http://arxiv.org/abs/2011.01235 #SF #Dinamics Вместо того, чтобы считать сложные модели со всей физикой звездообразования, можно просто включать в газодинамические симуляции члены, учитывающие эти эффекты с помощью простых уравнений (gas-regulator model или bathtub). Тут авторы с помощью AREPO изучают как будет присутствие балджа влиять на подавление звездообразования. Для этого они вводят простую зависимость эффективность звездообразования от вириального параметра (который получается из относительного градиента плотности газа и дисперсии его скоростей).

Получается, что при небольшой доле газа (0.01) даже самого маленького балджа хватает чтобы увеличить дисперсию скорости, а когда газа много (0.2) то от потенциала почти ничего не зависит. Эти эффекты оказываются важными для массивных галактик на малых z:

http://arxiv.org/abs/2011.01673 #SMBH #dynamics #code Описывают как с помощью усреднения гамильтониана по быстроменяющимся переменным (orbit-averaged) и разложения по сферическим гармоникам сильно ускорить расчёт секулярной эволюции вблизи чёрной дыры в центре Галактики. Это решает проблему с выбором временного шага (который получается очень маленький из-за быстрого вращения звёзд) и позволяет посчитать что-то на больших временах (там где существенную роль играет парная релаксация).

http://arxiv.org/abs/2011.01241 #Gaia #ProperMotions После применения вейвлет-анализа к собственным движениям в данных Gaia, у авторов получается надёжно выделить выделить Monoceros stream и Anticenter Stream (и заодно Магеллановы облака, но это не так интересно), а их цвет-светимости и скорости согласуются с положением где-то на 10 кпк от центра (и кривой вращения там). Причём фильтры накладываются только на параллакс ($< 0.1 \rm mas$) и цвет ($B-R > 0.2^m$). Т.е. искали в некотором смысле вслепую..

http://arxiv.org/abs/2011.01233 #Gaia #bar #resonances С помощью данных Gaia ищут OLR, считая фазовые углы (ну, по сути тот же анализ частот) и ищут с какими структурами его можно ассоциировать. Потенциал предполагают фиксированным (MWPotential2014), интересно что для разных значений получаются разные объекты (т.е. скорость бара всё ещё не однозначно определяется).

http://arxiv.org/abs/2011.01229 #fossil #MZR Снова популяционный синтез, только на данных CALIFA и другим кодом (Pipe3D), получают что скорость обогащения галактики в первую очередь зависит от морфологии, а от массы зависит её его степень.

http://arxiv.org/abs/2011.01238 #LSB Исследование возможных сценариев образования гигантских галактик с низкой поверхностной яркостью (по выборке из 6 галактик).

http://arxiv.org/abs/2011.01236 #PlanetFormation О, продолжение истории (http://arxiv.org/abs/2010.10531) про возникновение горячих Юпитеров от близких пролётов.

http://arxiv.org/abs/2011.01227 #MHD #code #optimization Оптимизация гидродинамических расчётов — кеширование пар, чтобы не считать два раза.

http://arxiv.org/abs/2011.00347 #NuclearBar #inflow #starburst В галактике с центральным баром ESO 320-G030 авторы отнаблюдали молекулярный поток, вызванный нуклеарным баром и питающий вспышку звездообразования в центре. Причём скорость падения массы согласуется со скоростью звездообразования: $\sim 20 M_\odot$, т.е. именно этот поток и поддерживает вспышку. Фактически, поймали протопсевдобалдж в процессе образования.

http://arxiv.org/abs/2011.00014 #halos #satellite #central #galaxies Авторы по данным SDSS показывают, что соотношения масса-размер для центральной галактики в скоплении и спутников могут быть разные: для звёздной массы всё совпадает, а вот для темной материи все сильно отличается —– размеры спутников почти не зависит вириальной массы. То же самое наблюдается и в IllustrisTNG300.

https://arxiv.org/abs/2011.01189 #Gaia #metals С помощью данных обзора SkyMapper исследуют 475 очень низкометалличных звёзд в Млечном Пути. С помощью координат действие-угол в них выделают члены Gaia-Enceladus/Sausage и Sequoia. Получается, что есть несколько субпопуляций звезд в зависимости от их эксцентриситета и направления движения, например prograde с $e \approx 0.5$ это скорее всего кусок толстого диска, а с $e \approx 0.8$ (и prograde и retrograde) это часть Sausage. Однако, по отношению альфа-элементов эти популяции не выделяются (ну кроме тех, которые кусок толстого диска).

Интересно, что наклон интерполяционной прямой для спутников в 3 раза меньше, т.е. размер получается равен кубическому корню от аналогичного для центральных галактик.

http://arxiv.org/abs/2011.00688 #SFR #LSBG Анализируя УФ и ИК наблюдения галактик, авторы приходят к выводу что, хоть профили звездной плотности галактик с низкой поверхностной яркостью и похожи на те, что в нормальных галактиках, звёздообразование у них в среднем протекает на больших радиусах.

http://arxiv.org/abs/2011.00274 #GA #rotation Свеженькое определение параметров вращения Галактики по звездам до главной последовательности из данных Gaia.

http://arxiv.org/abs/2011.00042 #SF #dust Тут автор утверждает, что на $\lambda \approx \lambda_J$ нужно учитывать коллективные движения пыли, они тоже вносят вклад в неустойчивость.

http://arxiv.org/abs/2011.00937 #SN #dust #destruction Пишут, что невозможно адекватно посчитать разрушение пыли сверхновыми, если не разделять межзвёздную среду на две фазы — горячую, которая светит в рентгене и где вся пыль разрушается и холодную, где пыль выживает. Иначе инфракрасный поток не сходится.

http://arxiv.org/abs/1909.11103 #dSphSagittarius #RRLyr С помощью данных Gaia по переменным RR Lyr определяют расстояние и форму распределения звёздной плотности в карликовой галактике в Стрельце. Получается трёхосные эллипсоид, наверное всё это полезно сравнить с тем что получается в космологических симуляциях.

http://arxiv.org/abs/2011.00010 #celmech Авторы по сути статистически решили задачу трёх тел и описывают довольно общий метод получения конечной плотности вероятности направления рассеяния (и сечений рассеяния) в зависимости от интегралов движения с помощью метода случайных блужданий. По их мнению, такая штука может сильно ускорить астрофизические симуляции, так как не нужно честно высчитывать сближения и можно запихать в вероятности рассеяния на одном шаге любую физику. Но в самой статье, на мой взгляд, мало подтверждений что это корректно.

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.