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.

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