Using the filaments in the LCRS to test the LambdaCDM model
最近已经确定，在拉斯坎帕纳斯红移巡天（LCRS）中看到的细丝在$-3^{\circ}$切片中的尺度高达70至80 Mpc/h，在其他五个LCRS切片中的尺度为50至70 Mpc/h，具有统计学意义。产生这种特征的能力是对任何构造形成模型的重要检验。我们已经测试了LCDM模型与一个无特征的，尺度不变的原始功率谱，定量比较模拟LCRS切片与实际数据的同向性。在无偏LCDM模型中，我们发现，其一致性小于LCRS。引入偏差b=1.15，该模型与数据大致一致，尽管在两个切片中，相似性低于数据，具有较低的统计显著性。的平行性是非常敏感的偏置参数和高值b=1.5，这增强了平行性在小尺度和抑制它在大尺度，被排除。功率谱在k~0.05 Mpc/h处出现一个凸起，对双折射率没有明显影响。
2004-07-15 astro-ph
Properties of Dark Matter Haloes in Clusters, Filaments, Sheets and Voids
使用一系列高分辨率的N体模拟的和谐宇宙学，我们调查的形成历史，形状和角动量的暗物质晕依赖于环境。我们首先提出了一个分类方案，允许区分晕在集群，长丝，片和大规模分布的物质的空隙。该方法基于测试粒子轨道的局部稳定性准则，并与Zel'dovich近似密切相关。将此方案应用于我们的模拟，我们发现：i）对于质量M<M* 的晕，质量组装历史和形成红移强烈依赖于环境（给定质量的晕往往在星团中较老，在空洞中较年轻），对于较大的质量，则与之无关; ii）星团中的低质量晕一般不像其他区域那样呈球形，而是扁圆形; iii）集群中的低质量晕具有比细丝更高的中值自旋，并且在快速旋转的物体中呈现出更突出的部分;我们确定最近的主要合并是这种效应的可能来源。对于所有这些关系，我们提供了准确的功能适合作为晕质量和环境的函数。我们还寻找晕自旋方向和大尺度结构之间的相关性：最强的效果是看到在片晕自旋往往位于平面内的质量分布的对称性。最后，我们测量了自旋方向的空间自相关和相邻晕的内禀角动量和轨道角动量方向之间的互相关。虽然第一个量总是很小，我们发现，自旋轨道相关性是相当强的，特别是对低质量的晕在集群和高质量的晕在细丝。
2006-11-23 astro-ph
Alignments of Voids in the Cosmic Web
我们调查的形状和相互对齐的LCDM宇宙学模拟的大尺度物质分布的空洞。使用新颖的WVF空洞探测器技术识别空洞。确定的空洞是相当非球形和轻微的扁长，轴比在c：b：a的顺序约。0.5：0.7：1。它们的取向与跨越>30 Mpc/h的尺度的重要对齐密切相关。我们还发现宇宙潮汐场和空洞方向之间有着密切的联系。在很宽的尺度范围内，我们发现一个连贯的和强大的对齐的空隙与潮汐场计算的平滑密度分布。这种取向潮汐对齐仍然显着的规模超过两倍的典型的空隙尺寸，这表明，远程外部场是负责对齐的空隙。这证实了大尺度潮汐力场是宇宙网大尺度空间组织的主要代理人的观点。
2007-11-15 astro-ph
A Dynamical Classification of the Cosmic Web
提出了宇宙网的动力学分类。大尺度环境被分为四种网络类型：空洞，片，丝和结。分类的基础上的变形张量，即Hessian的引力势，在一个网格上的评价。该分类基于对每个网格点处高于某个阈值lambda_th的本征值的数量进行计数，其中零个、一个、两个或三个这样的本征值的情况对应于空隙、片、细丝或结网格点。具有相同网属性的相邻网格点的集合（朋友的朋友）构成作为网对象的空隙、片、丝和结。一个简单的动力学考虑表明，λ_th应该近似为1，在适当的缩放变形张量。该算法已被应用和测试对一套（暗物质只）宇宙学N体模拟。特别是，体积和质量填充分数的依赖关系的lambda_th和分辨率已计算的四个网络类型。此外，还研究了孔隙和纤维的渗流特性。我们的主要发现是：（a）在lambda_th = 0.1时，所产生的网络分类再现了宇宙网络的视觉印象。(b)在0.2 < lambda_th < 0.4之间，一个由相互连接的细丝组成的网络与一个由相互连接的空隙组成的系统共存。这表明选择lambda_th作为定义宇宙网络的参数是合理的。(c)建议的分类的动力学性质提供了一个强大的框架，将环境信息纳入星系形成模型，特别是半分析的。
2008-09-24 astro-ph
Properties of voids in the Local Volume
目前对本星系群（LG）中过量暗物质晕的解释表明，可能存在一个能够容纳星系的晕的质量限制。这个想法可以用星系分布中的空洞来检验：在某种程度上，小空洞不应该包含任何（甚至是矮）星系。我们用距离小于8 Mpc的M_B=-12的观测样本构造空函数（VF）：空星系的空星系的大小分布。大约有30个空洞，大小从1到5 Mpc不等。我们还研究了暗物质晕在LCDM模型的高分辨率模拟中的分布。只有当我们使用圆速度大于45 +/- 10 km/s的晕时，理论VF才能与观测结果非常好地匹配。这与当地团体的预测一致。小空洞看起来与巨大的表兄弟非常相似：密度在空洞的中心有一个最小值，随着我们靠近边界而增加。因此，本星系群的数据和附近的空洞都表明，速度低于45 +/- 10 km/s的孤立晕不可能是星系的宿主，而小的空洞（很少有Mpc）是真正的黑暗。
2007-08-17 astro-ph
On the importance of high redshift intergalactic voids
我们调查的一维通量“空洞”（连通区域的平均通量水平以上的通量分布）的性质，通过比较流体动力学模拟的大宇宙体积与一组观察到的高分辨率光谱z ~ 2。在解决了盒子大小和分辨率的影响后，我们研究了当最重要的宇宙学和天体物理学参数变化时，空洞分布的变化。我们发现，在通量的空隙分布是非常符合标准的LCDM宇宙学的预测，这也符合其他流量统计非常好。然后，我们模拟磁通空洞和相应的一维气体密度场之间的关系沿视线，并作出初步的尝试，连接气体密度场的一维性质的三维暗物质分布在相同的红移。这提供了一个框架，允许使用观测到的类星体光谱在高红移的空隙人口的统计解释，并最终将使连接的空隙性质的高红移宇宙与那些在较低的红移，这是更好地了解。
2008-02-20 astro-ph
Confronting Lemaitre-Tolman-Bondi models with Observational Cosmology
我们可能生活在宇宙中的一个特殊地方，靠近一个大空洞的中心，这似乎是一个有吸引力的替代解释宇宙加速的LCDM模型与占主导地位的暗能量成分。在本文中，我们面对渐近平坦的Lemaitre-Tolman-Bondi（LTB）模型与一系列的观察，从Ia型超新星宇宙微波背景和重子声学振荡的数据。我们提出了两个描述局部空洞的具体LTB模型，其中唯一的任意函数是物质密度Omega_M和哈勃膨胀率H的径向依赖性。我们发现，所有的观察可以容纳在1西格玛，我们的模型与4或5个独立的参数。最佳拟合模型的卡方非常接近LCDM模型的卡方。我们进行了一个简单的贝叶斯分析，并表明，不能排除的假设，我们生活在一个大的局部空白，否则爱因斯坦-德西特模型。
2008-08-27 astro-ph
The structure of voids
使用高分辨率的N体模拟，我们解决了巨大的20兆秒差距/小时的直径空洞的明亮的星系分布中发现的空洞的问题。这些空洞是否被矮星系填满？宇宙学模型是否预测了空洞内有太多的小暗物质晕？小尺度宇宙学模型的问题能否通过研究空洞中矮星系的丰度来解决？我们发现，10^12 Msun/h晕（预期星系星等~ M_*）中的空洞分布与10^11 Msun/h晕中的空洞几乎相同。然而，质量为10^9 Msun/h、圆周速度v_circ约为20 km/s的小得多的晕很容易填满空洞：在20 Mpc/h的空洞中应该有近1000个这样的晕。直径为20 Mpc/h的典型空洞包含约50个v_circ > 50 km/s的晕。晕是以一种模式排列的，看起来像一个微型宇宙：它具有与宇宙银河系分布的大尺度结构相同的结构元素。有细丝和空洞;较大的晕在细丝的交叉处。唯一的区别是所有的质量都小了四个数量级。有严重的（反）偏见的分布晕，这取决于晕质量和距离中心的空隙。大的晕圈更具有反偏性，并且倾向于在靠近空洞边界的地方形成。空洞中晕的质量函数不同于"正常“质量函数。对于大质量的星系来说，它会更陡，导致很少有M33型星系（v_circ约为100 km/s）。我们提出了一个解析近似的质量函数的晕在空隙。
2003-05-21 astro-ph
Six Puzzles for LCDM Cosmology
LCDM宇宙学模型是一个定义明确、简单和具有预测性的模型，它与当前大多数宇宙学观测结果是一致的。尽管取得了这些成功，但仍有一些具体的宇宙学观测结果与LCDM的预测存在2σ或更高的差异。这些观察包括以下内容：1.大规模速度流（LCDM预测的流动幅度和规模明显小于观测结果），2。Ia型超新星（SnIa）在高红移z时的亮度（LCDM预测SnIa在高z时较暗），3。空洞的空洞（LCDM预测空洞中的矮星系或不规则星系比观测到的要多），4。星系团晕轮廓（LCDM预测的是较浅的低浓度和密度轮廓，而观测结果显示的是较密集的高浓度星系团晕）星系晕的轮廓（LCDM预测晕质量轮廓具有尖形核心和低外部密度，而透镜和动力学观测表明中心核心的密度恒定，并且具有平坦的高暗质量密度外部轮廓），6。盘星系的相当大的人口（LCDM预测由于最近的合并预计会破坏冷旋转支撑的盘星系的一小部分）。尽管上述一些挑战的起源可能是天体物理的或与暗物质性质有关，但应该强调的是，即使在星系和星系团尺度上，暗能量对天体物理系统平衡和稳定性的影响也是不可忽视的，它们可能在解决上述难题中发挥关键作用。在这里，我简要地回顾了这六个挑战的LCDM和讨论可能的暗能量属性所需的解决方案。
2008-12-22 astro-ph gr-qc hep-ph
Void Scaling and Void Profiles in CDM Models
利用冷暗物质模型的宇宙学N体模拟分析空洞。它采用了一个强大的统计空隙，这是最近应用于区别从拉斯坎帕纳斯红移巡天和不同的宇宙学模型的数据。在这里，我们扩展到3D的分析，并表明，典型的空洞大小D在模拟的星系样本服从的线性标度关系的平均星系间距λ：D=D_0+nu* λ。它具有与2D中相同的斜率nu，但具有较低的绝对空隙尺寸。标度关系能够区分不同的宇宙学。对于最好的标准LCDM模型，与LCRS相比，暗物质晕中空隙的比例关系的斜率太陡，对于良好采样的数据集空隙尺寸太小。随着质量阈值的增加，暗物质晕的空隙的比例关系甚至比我们稀疏采样数据的星系质量晕的样本更陡峭。这显示了更大质量的晕的更强的聚集。此外，我们发现了一个相关的空隙大小，其中心和环境的平均密度。虽然在v_{circ} ~ 90 km/s的小DM晕样品中几乎没有演化的迹象，但由于晕数密度较小，圆速度超过200 km/s的晕中的空洞在红移z = 3时较大。在早期建立的大尺度结构网络中，暗物质从欠密区域流向过密区域，这一点也在密度分布的演化中留下了印记，在z=3和z=0之间，空洞中心的相对密度每红移单位减少0.18。
2001-11-30 astro-ph
Voids in the 2dF Galaxy Redshift Survey
本文对2dF星系红移巡天（2dFGRS）中的空洞进行了分析。该分析包括空隙区域的识别和空隙统计的测量。2dFGRS是迄今为止完成的最大的红移巡天，包括总共245，591个星系，覆盖1500 deg $^2$，中值深度为z~0.11。我们使用voidfinder算法在2dFGRS中识别出半径大于10 h ^{-1}Mpc的总共289个空洞。这些空洞的平均有效半径在北银河系极区（NGP）为14.89+- 2.65 h^{-1}Mpc，在南银河系极区（SGP）为15.61+-2.84 h ^{-1}Mpc。这些空隙密度极低，平均密度对比度为Δ rho/rho= -0.94+-0.02。空洞的中心甚至更空，因为空洞内的少数星系通常靠近边缘。宇宙的总体积大约有40%是由这些空洞区域填充的。我们测量了2dFGRS的空隙概率函数（VPF）的体积有限的样品与限制的绝对幅度从-16到-21在b_J。我们测量的欠密度概率函数的样品与限制的绝对幅度从-18到-21。我们发现，SGP是更undersense比NGP的所有，但最亮的样本正在考虑中。天体物理巡天中心的VPF和2dFGRS的VPF有很好的一致性。VPF的测量的2dFGRS与模拟的暗物质晕的分布类似的数密度的比较表明，在LCDM模拟的物质分布中的空隙不够空。然而，半解析模型的星系形成，包括反馈效应产生的VPF的，表现出良好的协议与数据。
2003-12-19 astro-ph
Statistics of Voids in the 2dF Galaxy Redshift Survey
本文对2dF星系红移巡天（2dFGRS）中的空洞进行了统计分析。为了检测空洞，我们已经开发了两个强大的算法。我们定义为非重叠的最大领域空晕或星系的质量或光度高于给定的一个空洞。我们在宇宙学$N$ -体模拟中寻找空洞，以测试我们的空洞发现器的性能。我们获得并分析了几个体积有限的样品为北银河带（NGP）和南银河带（SGP）从2dFGRS完整的数据发布构建的空隙统计。我们发现，从NGP和SGP得到的结果是统计相容的。从几个统计测试的结果，我们得出结论，空隙基本上是不相关的，最多一个温和的ESTA关系，并有依赖的红移至少在99.5%的置信水平上的空隙数密度。我们开发了一种技术来校正由于使用红移作为径向坐标而引起的失真。我们校准这种技术与模拟目录，并发现校正可能是一些相关的进行准确的推断，从无效的统计。我们研究了附近九个空洞内星系的统计数据。我们发现，空洞中的星系并不是随机分布的：它们形成像细丝一样的结构。我们还得到了空洞中的星系数密度分布。该剖面与空洞中的晕具有相似但更陡的趋势。
2006-10-27 astro-ph
Voids in the SDSS Galaxy Survey
使用的方法，寻找任意形状的空洞分布的体积有限的样本的星系从DR 5 SDSS调查，我们已经确定了空洞，并研究了它们的特性和这些特性的变化与减少Mlim -的上限的绝对大小的星系参与建设的空洞。50个最大空洞的总体积随着Mlim的减小而增加，SDSS星系在Mr* = -20.44附近出现破裂。空隙中的平均密度对比度随着Mlim的减小而增加，并且在M* 附近具有弱的断裂。空泡的体积对它的秩的依赖性的指数从Mlim ~ -20.4开始在特征体积范围内随着Mlim的减小而显著增加，这反映了更亮星系的聚集趋势。星系大多倾向于向空洞边界集中，并避开中央空洞区域。椭圆体的轴比相当于空隙，平均而言，保留与改变Mlim和对应于细长和nonoblate空隙形状，但一些空隙可以改变它们的形状显着。空洞中心的相关性反映了星系分布在（35-70）/h Mpc尺度上的相关性。星系在空洞中的分布是非随机的--可以识别出星系团和星系丝。我们比较了用最小生成树识别的空洞星系和结构星系的性质。在致密区域（结构）的星系的平均颜色指数和每单位恒星质量的恒星形成率中观察到了一个明显的差异-正如预期的那样，空洞中的星系平均更蓝，并且具有更高的log（SFR/M_star）。这些趋势在朝向中央空洞区域的方向上变得更强。
2007-07-29 astro-ph
Optical and X-ray clusters as tracers of the supercluster-void network. I Superclusters of Abell and X-ray clusters
研究了星系团的X射线选择星系团相对于Abell星系团确定的超星系团的分布，表明星系团的X射线选择星系团的分布遵循Abell星系团确定的超星系团-空洞网络。我们发现，在这个网络中的X射线集群更强烈的集群比其他集群。贫穷的、非阿贝尔X射线团簇也遵循超团簇-空洞网络：这些团簇嵌入由富团簇决定的超团簇中，并在它们之间填充细丝。我们给出了一个新的红移为z_{lim} = 0.13的Abell超星系团的星表，一个位于Abell超星系团中的X射线星系团的星表，以及一个额外的X射线超星系团的列表。
2000-12-29 astro-ph
The luminosity bias relation from filaments in the Sloan Digital Sky Survey Data Release Four
我们比较定量估计的星系分布在7个近二维部分的调查对LCDM N体模拟的预测。已知实际星系分布的一致性是与光度有关的。我们还知道，模拟的星系分布的一致性对偏差高度敏感，并且模拟仅在很窄的偏差范围内与数据一致。我们将此功能应用到几个体积有限的子样本不同的光度，以确定光度偏差关系。相对偏差$b/b^*$与光度比$L/L^*$的关系可用$b/b^*=A + B (L/L^*)$与$A=0.833 \pm 0.009$和$B=0.171 \pm 0.009$的直线来描述。与以往的两点比统计量比较，我们发现我们的结果与Norberg等人的结果是一致的。（2001）和Tegmark et al.（2004），而Benoist等人发现的更陡峭的光度依赖性。（1996）不一致。
2007-03-20 astro-ph
The Search for Intergalactic Hydrogen Clouds in Voids
我提出的结果，搜索星系间的氢云的空隙。在低红移活动星系核的HST谱中，云的HI LyA吸收线被探测到。云环境的特征参数是潮汐场，它对云的质量密度有一个下限，云的质量密度在动态上是稳定的，不会受到破坏。星系红移星表被用来计算沿视线方向的潮汐场，并根据潮汐场的上限或下限对云进行分类。所采用的分析方法的目的是检测气体云的膨胀后再电离的暗物质扰动的限制。最终产品是云的云等效宽度分布函数（EWDF），这些云是根据不同的潮汐场上限或下限对云进行分类而形成的目录。累积EWDF在空隙中陡峭（S ~ -1.5 \pm 0.2），但在高潮场区平坦（S ~ -0.5 \pm 0.1）。最可能的云多普勒参数在空洞中约为30 km/s，在星系附近约为60 km/s。在空洞中，低EW（~ 15 mA）时的累积线密度为每单位红移~ 500。发现空隙填充因子为0.87 <= f_v <= 0.94。空洞的EWDF在这个体积上是非常均匀的，可能有更大质量的云在空洞中心的趋势。这项研究所提出的空洞云人口的大小和性质是完全没有预料到的结果公布的三维模拟，预测大多数云是在星系浓度周围的对流结构，很少有可观察到的吸收体将位于空洞。对这一群体建模的策略进行了简要讨论。
2002-04-22 astro-ph
The Size of the Longest Filaments in the Universe
我们分析了在Las Campanas红移巡天（LCRS）中的相干性，并确定了灯丝具有统计学意义的长度尺度。对于LCRS $-3^o$切片，细丝具有统计学显著性的最大长度尺度（真实对象）在70至$80 h^{-1}$ Mpc之间。虽然发现了长于$80 h^{-1}$ Mpc的丝状特征，但在统计学上并不显著;它们来自偶然的排列。对于其他5个LCRS切片，长度为$50 h^{-1}$ Mpc至$70 h^{-1}$ Mpc的细丝具有统计学显著性，但不超过。这些结果表明，虽然高达$80 h^{-1}$ Mpc的单个细丝具有统计学显著性，但较大尺度上的结构印象是视觉效果。在大于$80 h^{-1}$ Mpc的尺度上，细丝通过统计机会互连形成有序空隙网络。$-3^o$切片中的$80 h^{-1}$ Mpc特征的真实性使其成为LCRS中最长的相干特征。虽然细丝是引力不稳定性的自然结果，但任何试图描述宇宙中大尺度结构形成的数值模型都必须在与这些观测结果相匹配的尺度上产生相干结构。
2003-12-19 astro-ph
Modeling the Void H I Column Density Spectrum
最近已经推导出特定于空隙环境的\hone吸收体的等效宽度分布函数（EWDF）（Manning 2002），揭示了云的大线密度（Log（N_HI）> 12.4时，dN/dz ~500/单位z）。我表明，空吸收器不能扩散（或所谓的对流）云，扩大与哈勃流，建议N-体/水模拟。吸收体在这里被模拟为亚银河系扰动的重子残余物，这些重子残余物在z ~ 6.5处响应于再电离而从它们的暗晕中扩展出来。一个1-D拉格朗日流体/重力代码被用来跟踪动态演化和电离结构的重子云晕圆速度的范围。z=0时的模拟结果可以根据晕速度分布函数的各种模型进行组合，以形成可以与观测结果进行比较的柱密度谱。我发现，如果晕速度分布函数像Klypin（1999）提出的那样陡峭，并且晕质量分布更接近等温而不是NFW，那么这种云可以解释观测到的EWDF。
2003-03-25 astro-ph
Cluster Alignments and Ellipticities in LCDM Cosmology
星系团的椭圆度和排列，以及它们的红移演化，在一个以λ为主导的冷暗物质宇宙学的背景下进行检查。我们使用大尺度、高分辨率的N体模拟来模拟光锥中的物质分布，光锥包含~10^6个红移为z=3的团簇。星系团的椭圆度是由星系团的质量、半径和红移决定的，无论是在3D空间还是在投影中。我们发现强大的集群椭圆：平均椭圆率增加红移从0.3在z=0到0.5在z=3，为3D和2D椭圆的演化是很好的拟合e=0.33+0.05z。椭圆度随星系团质量和半径的增大而增大，星系团主体比核心更椭圆，但椭圆度随红移的增大而增大的现象得以保留。使用拟合的集群椭球，我们确定集群的排列作为其分离的函数。我们发现，当距离小于100 Mpc/h时，团簇的排列很强;排列随距离的减小和红移的增加而增加。团簇从早期的高度排列和伸长的系统到现在的低排列和伸长的系统的演化反映了结构形成的等级性和连续性。与即将到来的星团巡天相比，这些星团椭圆率和排列的测量将为当前的宇宙学模型提供新的测试。
2004-10-01 astro-ph
