http://arxiv.org/abs/2111.12104 #fulltext #DMDG #GC #TidalStripping Go Ogiya, Frank C. van den Bosch, Andreas Burkert Разбираются как получаются галактика вроде NGC1052-DF2, где почти нет тёмной материи, в качестве сценария предлагается обдирание приливами относительно нормального спутника. В их моделях, если профиль темного гало имеет «ядро», то может потеряться до 90% полной массы и всего 30% звёздной. Однако, надо ещё как-то объяснить необычную систему ШС в DF-2: они в среднем довольно массивные, есть несколько штук типа нашей $\omega$ Cen. Авторы получают, что если изначально ШС были довольно сконцентрированы, то большая часть их них останется, а те, что улетят как раз будут иметь небольшую массу. С другой строны, этот результат довольно сильно зависит от эффективного радиуса популяции ШС.

http://arxiv.org/abs/2111.12414 #Gaia #PhaseSpace #simulation Begoña García-Conde, Santi Roca-Fàbrega, Teresa Antoja, Pau Ramos, Octavio Valenzuela Получают в моделях спиральную особенность в фазовом пространстве (на $Z$–$V_Z$ плоскости), характерную для Млечного Пути, НО! при этом нет массивного «возмутителя» ~$10^{10}$ масс Солнца, а только несколько небольших ~$10^8$ масс Солнца. Видимо, всё устроено чуть сложнее..

---

http://arxiv.org/abs/2111.12578 #TTT #spin Тут утверждают, что момент инерции галактики, измеренный по их морфологии коррелирует с начальным «приливным полем» (я не знаю как это перевести, там в самой статье написано как считается этот параметр),вроде как такое не должно работать в tidal torque theory. Тут наверное, самое интересное как они спин измеряли.

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.

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/2011.08198 #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/2011.06602 #PSB #cluster Галактики с прошедшей вспышкой звездообразования (post-starburst) — это такая короткоживущая фаза между звездообразующими галактиками и галактиками с потухшим звездообразованием. Тут исследуют такие галактики в Magneticum Pathfinder (там объём большой, например). Сравнивая как затухают такие галактики в поле и скоплениях, авторы получают что в одном случае причина — активность AGN, а в другом — скорее эффекты окружения.

http://arxiv.org/abs/2011.06950 #Coma #cluster #phylogenetic #шиза Проводят филогенетический анализ галактик в скоплении в Волосах Вероники. В качестве длины ветви используют манхэттенское расстояние между Ликскими индексами для галактик (из SDSS). Ветки оно отождествляют с популяциями, причём в поле эти популяции не обнаруживаются. Авторы показывают что такой подход «мощнее» PCA.

http://arxiv.org/abs/2011.06616 #ML #simulation #clumps С помощью сверточных нейтросетей (encoder-decoder, сначала свёртывают, потом развёртывают обратно) ищут гигантские clump’ы в VELA (у неё разрешение ~35 пк, а они бывают маленькие) и наблюдениях (CANDELS) в галактиках на $z \sim 1 – 3$. Полнота получается около 80%. Время жизни этих «комочков» неплохо накладывает ограничение на feedback, поэтому изучать их важно. Получается, что долгоживущие «комочки» охотнее встречаются в более массивных галактиках (что довольно логично, они сами при этом массивнее), а медианные возраста, измеренные другой нейронкой ~300 млрд. лет. для короткоживущих и ~900 млрд. лет. для долгоживущих, что вроде по словам авторов совпадает с оценкой по подгону интегрального спектра.

http://arxiv.org/abs/2010.14530 Авторы пишут, что данных о мере дисперсии (интеграл концентрации электронов на луче зрения) от 10000 быстрых радиовсплесков хватит, чтобы определить историю ионизации гелия с точностью $\sim 6\sigma$ (а если ещё и знать их красные смещения, то $\sim 10\sigma$).

http://arxiv.org/abs/2010.14906 #cluster #simulation Реконструкция столкновения, приведшего к образованию Abell 2034. Получается наблюдаемое несовпадение между пиками плотности тёмной материи, рентгеном и температурой, а наибольшее влияние на его величину оказывает центральная плотность газа, а не тёмной материи.

http://arxiv.org/abs/2010.14737 #M31 #infrared Первое? спектроскопическое исследование окрестностей чёрной дыры в M31 в инфракрасных линиях углерода и кислорода.

http://arxiv.org/abs/2010.14870 #OC #Gaia #ML С помощью нейтросеточек находят 74 новых рассеянных скопления в данных Gaia.

https://arxiv.org/abs/2010.11965 #SF #simulation #fulltext Опираясь на данные N-body + газодинамической симуляции (полученной с помощью RAMSES), авторы утверждают, что наблюдаемые FUV избытки в разреженном атомарном на периферии галактики на самом деле связаны не с звездообразованием, а с «убежавшими» туда O-B звёздами из более плотных областей.

http://arxiv.org/abs/2010.12374 #reionisation #DMstreaming Исследуют, как ненулевые скорости тёмной материи относительно барионов (streaming motions) влияют на реионизацию. Получается, что они могут «сгладить» небольшие неоднородности и тем самым понизить общее количество ионизующих фотонов; в итоге z реионизации изменяется на $~0.5$, но всё ещё очень сильно зависит от изначальной степени ионизации рентгеновскими источниками.

https://arxiv.org/pdf/2010.11950.pdf #шиза #pulsars #GW Здесь с помощью тайминга пульсаров собираются искать гравитационные волны, уже ест 12.5 лет наблюдений и где-то через 2-5 можно будет увидеть квадрупольные корреляции между пульсарами, которые считаются признаком GW.