Loggedbreeze

streams

https://arxiv.org/abs/2204.04097 #quenching #dwarfs Imad Pasha, Nir Mandelker, Frank C. van den Bosch, Volker Springel, and Freeke van de Voort Предлагают новый сценарий для затухания карликов на $z \in [2;5]$: ударные волны, которые образуются при коллапсе филаментов и “стенок”, в итоге получается что-то похожее на затухание в скоплениях.

https://arxiv.org/abs/2204.04233 #halo #MW #GES #streams Danny Horta, Ricardo P. Schiavon, J. Ted Mackereth, David H. Weinberg, Sten Hasselquist, Diane Feuillet, Robert W. O’Connell, Borja Anguiano, Carlos Allende-Prieto, Rachael L. Beaton, Dmitry Bizyaev, Katia Cunha, Doug Geisler, D. A. García-Hernández, Jon Holtzman, Henrik Jönsson, Richard R. Lane, Steve R. Majewski, Szabolcs Mészáros, Dante Minniti разбирают подсистемы в Млечном Пути по химсоставу

https://arxiv.org/abs/2204.05981 #UGD #NFW #DM Demao Kong, Manoj Kaplinghat, Hai-Bo Yu, Filippo Fraternali, Pavel E. Mancera Piña В богатых газам UDG получаются тёмные гало, которые не очень согласуются с моделями (e.g. в Illustis)

https://arxiv.org/abs/2204.04077 #reionization #binaries #RT Оказывается двойные звёзды ускоряют реионизацию вокруг себя (для HI и HeI), в итоге у такого газа больше времени чтобы остыть потом (и он в среднем будет холоднее на заданном z). Вроде можно даже засечь на cпектре “глобального” 21см сигнала.

https://arxiv.org/abs/2204.04565 #EAGLE #void Галактики в войдах в EAGLE: звёздная масса—масса гало, градиенты металличности.

http://arxiv.org/abs/2105.09957 #Gaia #streams Emma Dodd, Amina Helmi, Helmer H. Koppelman Обнаружили, что в потоках Helmi (которые вообще-то имеют одного прародителя) есть подструктуры в пространстве интегралов движений. Конкретнее, здесь они разделяются по $\Omega R$ к $\Omega z$. Это всё свидетельствует о том что потенциал Млечного Пути довольно сложный.

http://arxiv.org/abs/2105.10179 #SAMI #S0 S. M. Croom, D. S. Taranu, J. van de Sande, C. D. P. Lagos, K. E. Harborne, J. Bland-Hawthorn, S. Brough, J. J. Bryant, L. Cortese, C. Foster, M. Goodwin, B. Groves, A. Khalid, J. Lawrence, A. M. Medling, S. N. Richards, M. S. Owers, N. Scott, S. P. Vaughan Пытаются разобраться как образуются линзовидные галактики с помощью обзора SAMI и самосогласованных моделей. Получается что сценарий постепенно потухающего диска не годится: средняя мера вращения (спин) должна понижаться из-за увеличения вклада балджа, а в EAGLE, например, у пассивных дисковых галактик спин выше, чем у звездообразующих такой массы. Видимо, всё дело во внутренних процессах...

http://arxiv.org/abs/2105.10428 #HI #TidalInteraction Куча нейтрального водорода, выброшенного приливами, вокруг галактик в группе NGC 7232.

http://arxiv.org/abs/2105.09972 #binaries #reionization Оказывается, высокая доля двойных звёзды влияют на реионизацию: с одной стороны быстрее ионизуется нейтральный водород, с другой стороны в маломассивных галактиках понижается SFR и замедляется ионизация He II.

http://arxiv.org/abs/2105.09956 #PostStarburst #imaging Тут исследуют галактики в которых закончилась вспышка звездообразования (на HST) и пишут о важности изображений высокого разрешения: иначе будет не видно мелкомасштабных внутренних возмущений (или клочков пыли), которые совсем не являются приливными структурами, на разрешении SDSS их не видно.

http://arxiv.org/abs/2105.10474 #SMBH #DM #halo Самосогласованная эмпирическая модель связи параметров SMBH с параметрами галактик и их тёмных гало.

http://arxiv.org/abs/2105.06467 #MW #streams #simulations Alex Vera-Casanova, Facundo A. Gómez, Antonela Monachesi, Ignacio Gargiulo, Diego Pallero, Robert J. J. Grand, Federico Marinacci, Rüdiger Pakmor, Christine M. Simpson, Carlos S. Frenk, Gustavo Morales Исследуют соответствие между звёздными потоками в гало и историей слияния галактик. Для этого тут используются модели из проекта AURIGA. Получается, что самих потоков не видно вплоть до 27-28 mag/квадратной секунды, а в некоторых моделях и до 30. С другой стороны, наблюдаются самые яркие прародители потоков (BSP) в широком диапазоне времён падения. Однако, главный вклад в аккрецированное гало вносят все-таки не они, а более (видимо) более мелкие спутники.

http://arxiv.org/abs/2105.05958 #MW #streams Содержание $\alpha$ и r-элементов в потоках Хельми: как у обычных dSph.

http://arxiv.org/abs/2105.06301 #SagA #DM #шиза Предлагают вместо чёрной дыры в центре Млечного Пути комок из частиц тёмной материи.

http://arxiv.org/abs/2105.02612 #SN #PopIII #galaxies #formation Makito Abe, Hidenobu Yajima, Sadegh Khochfar, Claudio Dalla Vecchia, Kazuyuki Omukai Моделируют историю звёздообразование в зависимости от начальной функции масс. Интересно, что если начальная функция масс плоская, то из-за парной нестабильности получается много сверхновых из поколения III, в результате чего подавляется образование последующего поколения II. Утверждается, что телескоп Дж. Уэбба поможет заглянуть на $z > 10$ и понять какой показатель у степенного закона.

http://arxiv.org/abs/2105.02246 #GC #rotation E. Dalessandro, S. Raso, S. Kamann, M. Bellazzini, E. Vesperini, A. Bellini, G. Beccari Кинематика вблизи самого центра шарового скопления NGC 6362 ($< 30''$). В $20''$ от центра нашёлся пик на кривой скорости, что в принципе и должно случиться для долго эволюционировавшего скопления. При этом ещё и звезды, богатые натрием, вращаются в два раза быстрее чем бедные. Так что приближение одной популяции в шаровых скоплениях совсем не работает.

http://arxiv.org/abs/2105.02413 #HI #morphology Shigeru V. Namiki, Yusei Koyama, Shuhei Koyama, Takuji Yamashita, Masao Hayashi, Martha P. Haynes, Rhythm Shimakawa, Masato Onodera Утверждается, что при фиксированной звездной массе и скорости звездообразования содержание водорода не зависит от морфологии, если в качестве её критерия использовать индекс концентрации (отношение пары петросяновских радиусов). С индексом Серсика непонятно, а вот с «гладкостью» (определяемой на глаз) какая-то корреляция есть. То есть, судя по всему, количество HI зависит от наличия мелкомасштабных структур, поэтому и получается что в «негладких» галактиках его больше.

(дополнение) На Волге говорят что выборка нерепрезентативная и вообще в S0 галактиках нейтрального газа бывает довольно много.

http://arxiv.org/abs/2105.02557 #MW #halo Оценка массы газового гало в Млечном Пути.

http://arxiv.org/abs/2105.02339 #M31 #streams #ChemicalComposition Изучают градиенты металличности в потоке в М31 (GSS, оказывается, уже так можно) и делают выводы на что он похож.

http://arxiv.org/abs/2105.02676 #SNIa #cosmology Нашли несколько параметров, которые описывают отличие спектров сверхновых типа Ia, позволяет поднять точность определения расстояний.

http://arxiv.org/abs/2105.02240 #dust #MW Корреляции между параметрами межзвездного поглощения (и в том числе галактоцентрическими координатами) в Млечном Пути.

http://arxiv.org/abs/2105.02237 #decomposition Декомпозиция, но снова без разделения балджей и баров (даже не упоминают). Ну вот :(

http://arxiv.org/abs/2105.01371 #Nbody #analytic #oscillations Jean-Baptiste Fouvry, Simon Prunet Аналитические расчёты затухающих колебаний в шаровых скоплениях в линейном приближении для изохронного потенциала (оказываются, такие работы ещё бывают!), а потом сравнивают с движением центра плостности в прямых N-body расчётах. Очень интересная цитата из заключения:

[..] we focused here our interest on spherical stellar clusters. Without much work, the present method could also be applied to razor-thin axisymmetric stellar discs, since their action space is also 2D. In particular, it would surely be physically enlightening to reinterpret the strong swing amplification that inevitably occurs in sufficiently self-gravitating stellar discs (see, e.g., Binney 2020,and references therein) as the imprint of (weakly) damped modes.

Посмотрим..

http://arxiv.org/abs/2105.01073 #GMC #evolution #timescale Sarah M. R. Jeffreson, Benjamin W. Keller, Andrew J. Winter, Mélanie Chevance, J. M. Diederik Kruijssen, Mark R. Krumholz, Yusuke Fujimoto Исследуют эволюцию молекулярных облаков с моделях Млечного Пути построенных помощью AREPO. Довольно интересно выделяются сами облака (секция “construction of the cloud evolution network”). Внутри диска ($h < h_d$) время жизни облаков зависит от их размера ($\sim \ell^{-0.3}$), а выше — постоянно и соответствует времени пересечения диск (~ 14 Myr).

http://arxiv.org/abs/2105.01070 #galaxies #classification #ML F. Tarsitano, C. Bruderer, K. Schawinski, W. G. Hartley Очередной метод классификации галактик с помощью машинного обучения: рассматривают последовательности параметров вписанных эллиптических изофот разных радиусов и на них уже обучают нейронку. Утверждается, что достигается точность 80% – 90% в зависимости от типа галактики.

http://arxiv.org/abs/2105.01568 #Gaia #streams #abundances P. E. Nissen, J. S. Silva-Cabrera, W. J. Schuster Нашли звезду в окрестности Солнца, которая по кинематике принадлежит потокам Хельми, и рассуждают как могло получится наблюдаемое содержание элементов: что-то можно объяснить обогащением от SN Ia, а что-то нет.

http://arxiv.org/abs/2105.01173 #EHT #polarization http://arxiv.org/abs/2105.01169 #EHT #MagneticField Поляризация и магнитные поля для M87 от EHT Collaboration. Судя по выводам, предполагают что там в итоге полоидальное поле.