Fossil Groups Origins III. The relation between optical and X-ray luminosities
这项研究是化石群起源（FOGO）项目的一部分，该项目旨在对大量化石系统进行系统的多波长研究。在这里，我们专注于光学光度（Lopt）和X射线光度（Lx）之间的关系。在28个候选化石系统的样本中，我们考虑了12个系统的样本，其化石分类已被同伴研究证实。它们进行了比较，与16个系统的化石性质尚未得到证实的补充样本，并与RASS-SDSS星系团调查的102个星系系统的子样本。化石和正常系统跨越相同的红移范围0<z<0.5，并具有相同的Lx分布。对于每一个化石系统，在0.1-2.4千电子伏波段的Lx计算使用的数据从ROSAT全天巡天。对于每个化石和正常的系统，我们均匀计算Lopt在r波段内的特征集群半径，使用数据从SDSS DR 7。我们在Lx的两个数量级上对Lx-Lopt关系进行采样。我们的分析表明，化石系统是不统计区分从正常系统通过二维KS测试和Lx-Lopt关系的拟合。星系系统的光学光度确实与热气体成分的X射线光度密切相关，而与系统是否为化石无关。我们的结论是，我们的研究结果是一致的经典的“合并方案”的最亮的星系通过合并/同类相食的其他组星系，与保守的光学。我们没有发现一个特殊的状态的热集群内介质的证据。
2014-05-29 astro-ph.CO
Detection of Stacked Filament Lensing Between SDSS Luminous Red Galaxies
我们在斯隆数字巡天的135，000对发光红星系（LRGs）之间寻找大质量细丝的透镜信号。我们开发了一种新的估计，干净地删除了更大的剪切信号的相邻LRG晕，只依赖于假设的球对称。我们考虑两种模型：一个是由$Λ$ CDM模型的射线追踪模拟构造的粗灯丝模型，另一个是由沿两个LRG连线的一串晕线模拟灯丝的细灯丝模型。我们表明，灯丝透镜信号是在很好的协议与厚模拟灯丝，而强烈不利于薄模型。由灯丝引起的透镜剪切的大小低于$10^{-4}$。采用似然比检验，我们发现一个4.5 $σ$的灯丝透镜信号的检测意义，对应于一个零假设波动概率$3 \times 10^{-6}$。我们还进行了几个零测试，以验证来自邻近LRG和其他剪切系统的残余剪切信号被最小化。
2016-01-29 astro-ph.CO
Alignments of galaxies within cosmic filaments from SDSS DR7
利用从斯隆数字巡天数据发布7（SDSS DR 7）中选取的星系群样本，我们在宇宙网的背景下研究了星系取向与其周围大尺度结构之间的对齐。后者是量化使用大规模的潮汐场，重建的数据使用星系群以上的一定质量阈值。我们发现，在长丝星系的主轴往往是优先与长丝的方向对齐，而在片星系的主轴优先对齐平行的平面片。这种对齐信号的强度是最强的红色，中央星系，并在良好的协议与暗物质晕在N体模拟。这表明，红色的中央星系与它们的宿主晕很好地对齐，与以前基于卫星星系空间分布的研究定量一致。有一个光度和质量的依赖性，更明亮，更大质量的星系在丝和片有更强的对齐信号。我们还发现，星系的取向与潮汐张量的最小本征值相关联的本征向量对齐。这些观测结果表明，星系形成受到大尺度环境的影响，并强烈表明星系在宇宙网中的片和丝尺度上相互排列。
2013-11-13 astro-ph.CO
Candidate fossil groups in the CFHTLS: a probabilistic approach
化石星系群（Fossil Group，简称FG）是在25年前被发现的，现在被定义为X射线光度高于$10^{42}\ h_{50}^{-2}$ erg s $^{-1}$的星系群，并且最亮的星系群比其他星系群成员至少亮2个星等。然而，其形成的情景仍然存在争议。我们在这里提出了一个FG的概率分析，从Sarron等人（2018）在CFHTLS调查中检测到的候选群体和集群的大型目录中提取，基于光度红移，以调查它们在宇宙网络中的位置并探测它们的环境。基于光谱和光度红移，我们估计的概率的星系属于一个星系结构，并通过施加的条件，最亮的星系群至少比其他的2个星等，我们计算的概率为一个给定的星系结构是FG。我们分析了这些候选FG的质量分布，并估计了它们与嵌入它们的宇宙网络的细丝和节点的距离。我们发现质量小于$2.4\times 10^{14}$ M $_\odot$的结构是化石群的概率最高。总体而言，PFG $\geq$ 50%的结构位于靠近宇宙网细丝的位置（87%位于距离最近细丝小于1 Mpc的位置）。它们离最近的节点的距离比离最近的细丝的距离大四倍。我们证实，纤维瘤有小肿块，是罕见的。它们似乎居住在宇宙细丝附近，而不是在节点中生存。因此，处于一个恶劣的环境中可能是FG形成的驱动力，附近星系的数量不足以补偿中央星系群的同类相食。
2020-04-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxies in filaments have more satellites: the influence of the cosmic web on the satellite luminosity function in the SDSS
研究了斯隆数字巡天（SDSS）中发现的主星系的卫星光度函数（LF）是否依赖于主星系是否处于暗条中。孤立的主星系在SDSS光谱样本中被确定，而潜在的卫星（比它们的宿主暗4个星等）则在更深的光度样本中被搜索。暗条由星系分布通过“Bisous”过程构造而成。孤立的原始星系被分为两个子样本：处于细丝中的星系和不处于细丝中的星系。我们研究了丝状体和非丝状体样本的叠加平均卫星LF，发现平均而言，丝状体星系的卫星LF明显高于非丝状体星系。与非暗条孤立星系相比，暗条环境可以使最亮卫星（$M_\mathrm{sat.} < M_\mathrm{prim.} + 2.0$）的丰度增加$\sim 2$倍。这个结果是独立的主星系的星等，虽然卫星LF星系在最微弱的星等仓，是太嘈杂，以确定是否存在这样的依赖。由于我们的灯丝是从光谱通量有限的样品中提取的，我们认为卫星LF的差异是由于红移，颜色或环境偏差的可能性，发现这些不足以解释我们的结果。卫星LF对宇宙网的依赖性表明，大气环境可能对星系形成的效率有很强的影响。
2015-01-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
The alignment of satellite systems with cosmic filaments in the SDSS DR12
星系和它们的卫星都是在宇宙网中形成的：宇宙中物质的大规模多尺度分布。已知周围的大尺度结构（LSS）能够影响星系的形成，例如晕或星系的自旋和形状与LSS相关，并且这种相关性取决于晕的质量或星系的形态。在这项工作中，我们使用SDSS DR 12构建的组和细丝目录来研究卫星系统和它们所在的大尺度细丝之间的相关性。我们发现，卫星的分布是显着相关的细丝，即卫星系统的主轴优先与最近的细丝的脊柱对齐。对于系统远离细丝脊柱的情况，发现更强的对准信号，而靠近细丝脊柱的系统显示出明显更弱的对准。我们的研究结果表明，卫星是沿着纤维吸积，这与以前的工作。这种远离暗条脊的情况有助于我们理解暗条的形成以及本宇宙中特殊的卫星分布。
2020-07-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Crawling the Cosmic Network: Identifying and Quantifying Filamentary Structure
We present the Smoothed Hessian Major Axis Filament Finder (SHMAFF), an algorithm that uses the eigenvectors of the Hessian matrix of the smoothed galaxy distribution to identify individual filamentary structures. Filaments are traced along the Hessian eigenvector corresponding to the largest eigenvalue, and are stopped when the axis orientation changes more rapidly than a preset threshold. In both N-body simulations and the Sloan Digital Sky Survey (SDSS) main galaxy redshift survey data, the resulting filament length distributions are approximately exponential. In the SDSS galaxy distributio…
2010-07-06 astro-ph.CO
Statistically significant length scale of filaments as a robust measure of galaxy distribution
我们已经使用了统计技术“洗牌”（Bhavsar & Ling 1988; Bharadwaj，Bhavsar & Sheth 2004）在7个近两个维度的带从斯隆数字巡天数据发布六（SDSS DR 6）测试，如果统计上显着的长度尺度的灯丝取决于光度，颜色和星系的形态。我们发现，虽然平均平行度取决于这些星系的属性，统计上显着的长度尺度的灯丝不依赖于它们。我们将SDSS中的测量值与Lambda CDM N体模拟的预测值进行了比较，发现Lambda CDM模型与观测值是一致的。已知平均平行度对偏置参数非常敏感。使用Lambda CDM N体模拟，我们模拟模拟星系分布SDSS NGP赤道带不同的偏见和测试，如果统计上显着的长度尺度的灯丝依赖于偏见。我们发现，统计上显着的长度尺度的细丝几乎是独立的偏见。还已知平均丝状度取决于星系数密度和样本的大小。我们使用Lambda CDM暗物质N体模拟来测试是否统计上显著的细丝长度尺度取决于这些因素，并发现一个非常弱的依赖性。最后通过对分段Cox过程的控制样本进行验证，发现该方法能够成功地恢复输入段的长度。总结这些结果，我们得出结论，统计上显着的长度尺度的灯丝是一个强大的措施的星系分布。
2009-10-05 astro-ph.CO
The structure of the giant radio fossil in the Ophiuchus galaxy cluster
本文利用uGMRT低频观测揭示蛇夫座星系团巨型化石射电瓣的精细结构，发现其中陡谱射电纤维，并通过谱拐折确定其冷却年龄约174 Myr，为研究最强AGN爆发提供关键约束。
2025-08-27 astro-ph.CO astro-ph.HE
Fossil Groups Origins III. Characterization of the sample and observational properties of fossil systems
化石系统是一组或一团大小的天体，其光度由一个非常巨大的中央星系控制。在当前的冷暗物质场景中，这些物体在宇宙的早期形成，然后慢慢演变直到今天。这就是它们被称为{ \it化石}的原因。我们开始了一项广泛的观测计划，以表征34个化石组候选者的样本，这些化石组候选者涵盖了广泛的物理特性。对每个候选星系拍摄了深$r-$带图像，并对$\sim$ 1200个星系进行了光谱观测。这个新的数据集是用SDSS DR 7档案数据完成的，以获得每个化石组候选者的强大的聚类成员和全局属性。对于每个系统，我们重新计算了两个最亮的星系（$Δm_{12}$）和第一和第四排名的星系（$Δm_{14}$）之间的星等差距在0.5 $R_{\rm 200}$。我们认为化石系统的$Δm_{12} \ge 2$ mag或$Δm_{14} \ge 2.5$ mag在误差范围内。我们发现15个候选者被证明是化石系统。它们的观测性质与非化石系统一致。两者遵循相同的相关性，但化石总是极端的情况。特别是，它们拥有最明亮的中央星系，并且封闭在中央星系中的总星系光的比例在化石系统中比在非化石系统中更大。最后，我们证实了真正的化石群的存在。结合我们的研究结果与其他文献中，我们赞成合并的情况下，化石系统形成由于合并的$L^\ast$星系。巨大的星等差距是化石系统内极端合并比率的结果，因此它是一种进化效应。此外，我们认为我们的样本中至少有一个候…
2014-03-03 astro-ph.CO
The Properties of Fossil Groups of Galaxies
过去几年的数值模拟以及光学和X射线观测表明，贫穷的星系群可以进化成所谓的化石群。动力学摩擦作为驱动过程，导致普通贫穷星系群中的单个星系合并，只留下一个中心的大质量椭圆星系，应该包含整个星系群的合并历史。由于较小质量星系的合并时间尺度和X射线群内介质的气体冷却时间尺度超过哈勃时间，预计周围的暗星系群在这种星系自相残杀中幸存下来，以及类似于普通星系群中发现的扩展X射线晕。最近的研究表明，化石群非常丰富，可能是最亮的星系团（BCGs）的祖先在丰富的星系团的中心。然而，只有少数对象是已知的文献。本文旨在总结过去几年来的观测化石群研究结果，并介绍作者正在进行的工作。作为对以前研究的补充，SDSS和RASS调查已经相互关联，以确定新的化石结构，产生34个新发现的化石组候选者。用4.2米威廉·赫歇尔望远镜的ISIS对6个化石群的中央椭圆星系进行了观测，研究了它们的恒星星族。此外，多目标光谱与VLTs VIMOS已被执行，以研究的形状OLF的一个化石系统。
2009-08-12 astro-ph.CO
A Search for Warm/Hot Gas Filaments Between Pairs of SDSS Luminous Red Galaxies
我们搜索普朗克数据的热Sunyaev-Zel'dovich（tSZ）的信号，由于气体细丝之间的发光红星系（LRG的）采取的斯隆数字巡天数据发布12（SDSS/DR 12）。我们在DR 12目录中识别出了260，000个LRG对，它们在切向方向上彼此在6-10 $\sim$范围内，在径向方向上在6 $h^{-1} \mathrm{Mpc}$范围内。我们通过旋转和缩放每个LRG的角位置来堆叠对，使它们位于公共参考系上，然后我们从对的每个成员中减去圆对称晕，以搜索对成员之间的残留信号。我们发现，在叠加数据中，LRG对之间的信号具有统计学显著性（5.3 $σ$），幅度为$Δy = (1.31 \pm 0.25) \times 10^{-8}$。的不确定性估计从两个蒙特卡洛零测试，也建立了我们的分析的可靠性。假设一个简单的，等温的，圆柱形灯丝模型的电子过密度与$r_c/r$（从模拟确定），其中$r$是垂直距离的圆柱体轴和$r_c$是核心半径的密度分布成比例，我们约束的产品的过密度和灯丝温度为$δ_c \times (T_{\rm e}/10^7 \, {\rm K}) \times (r_c/0.5h^{-1} \, {\rm Mpc}) = 2.7 \pm 0.5$。据我们所知，这是第一次探测到宇宙大尺度结构中典型的超密度气体。我们将我们的结果与BAHAMAS宇宙学流体动力学模拟套件（Mc…
2019-11-07 astro-ph.CO
The Scaling Relation between Galaxy Luminosity and WHIM Density from EAGLE Simulations with application to SDSS data
利用高分辨率EAGLE模拟，给出了星系$r$波段光学光度密度（LD）与宇宙暗条中温热星系际介质（WHIM）密度之间的标度关系。我们发现WHIM密度和星系光度密度之间有很强的相关性，从而导致两个量之间的比例关系，允许预测的WHIM密度的细丝与散射小于$\frac{1}{2}$ dex在一个广泛的平滑的灯丝光度密度。为了评估基于模拟的LD-WHIM密度关系校准的性能，我们将其应用于Legacy Survey SDSS~ DR 12数据中使用\emph{Bisous}方法检测到的低红移细丝样本。在SDSS数据所覆盖的体积中，我们的关系式预测WHIM密度为宇宙重子密度的$31\pm7\pm12$ %（统计误差其次是系统误差）。这同意，虽然在很大的不确定性，与目前的宇宙学失踪重子分数的估计，这意味着我们的LD-WHIM密度关系可能是一个有用的工具，在寻找失踪的重子。这种分析方法提供了一个新的有前途的途径来研究失踪的重子的物理性质，使用可用于大体积的天空，补充和独立于WHIM搜索与吸收线系统在FUV或X射线的观察。
2022-03-29 astro-ph.CO
Tracing the Filamentary Structure of the Galaxy Distribution at z~0.8
利用深河外星系演化探测器2（DEEP 2）的红移巡天数据研究了z ~ 0.8处星系分布的演化结构，并利用斯隆数字巡天（SDSS）的数据研究了z ~ 0.1处星系分布的演化。我们跟踪单个灯丝的两个调查使用平滑的海森主轴灯丝，该算法采用的海森矩阵的星系密度场跟踪的星系分布的附属结构。我们从SDSS数据中提取了33个子样本，其几何形状与DEEP 2相似。我们发现，自z ~ 0.8以来，细丝长度分布并没有显著变化，正如先前使用$\Lamda$ CDM宇宙学N体模拟的研究所预测的那样。然而，细丝宽度分布，这是敏感的非线性增长的结构，加宽和移动到较小的宽度为5-10 Mpc/h的平滑长度尺度从z ~ 0.8到z ~ 0.1，符合N体模拟。
2010-03-16 astro-ph.CO
Fresh Activity in Old Systems: Radio AGN in Fossil Groups of Galaxies
我们提出了第一个系统的1.4 GHz甚大阵射电连续调查的化石星系群候选人。这些维里化系统被认为是在过去的十亿年中通过星系群成员合并成一个单一的、孤立的、巨大的椭圆星系而聚集起来的，并具有扩展的热X射线晕。我们使用SDSS Data Release 7的新光度和光谱数据来确定其中三个候选者显然不是化石群。在剩下的30个候选星系中，有67%的星系在其主要椭圆星系的中心有一个射电强（L_1.4GHz > 10^23 W Hz^-1）的活动星系核（AGN）。我们发现活动星系核的射电光度和晕的X射线光度之间存在弱的相关性，这表明活动星系核有助于能量沉积到群内介质中。我们只找到了中央椭圆星系的无线电和光学光度之间的相关性，当我们包括X射线选择，椭圆占主导地位的非化石组，这表明活动星系核的强度和大规模组装历史的群体之间的弱关系。在光学、X射线和射电光度方面，化石群中占主导地位的椭圆星系平均比正常群椭圆星系亮一个数量级，我们的研究结果与以前的结果一致，即椭圆星系中的射电大声部分与人口的恒星质量有关。化石群目前的活动水平表明，活动星系核的燃料供应在上一次重大合并之后仍在继续。我们讨论了几种可能性燃料的活动星系核在目前的时代。
2012-06-12 astro-ph.CO
SDSS superclusters: morphology and galaxy content
我们比较了附近宇宙（180 < d < 270 Mpc）中不同形态超星系团中的星系种群，以了解超星系团的内部结构和整体形态是否对超星系团中星系的性质具有重要影响。超星系团形态是用Minkowski泛函发现的。我们分析的概率密度分布的颜色，形态类型，恒星质量，恒星形成率（SFR）的星系，和特殊的速度的主要星系群中的超星系团的细丝和蜘蛛型，并在外地。我们发现，红色的，早期型，低SFR星系的比例在超星系团中的不对称型超星系团高于蜘蛛型超星系团;在低密度的全球环境中，它们的比例低于超星系团。在所有的环境中，红色，高恒星质量，低SFR的星系在丰富的群体的比例高于穷人群体。在蜘蛛形态的红色超星系团中，高SFR星系的恒星质量比服从型超星系团更高。组的等丰富主机星系具有较大的恒星质量，早期型和红色星系的一个较大的部分，和一个较高的分数低SFR星系，如果它们位于超星系团的灯丝形态。在丝状超星系团中，星系群中主要星系的特有速度比蜘蛛状超星系团中的要高。超星系团中主星系的高特徴速度的星系群比低特徴速度的星系群处于高密度环境中。最富有的超星系团的星系群之间存在着显着的差异。因此，无论是局部（群）和全球（超星系团）的环境，甚至超星系团的形态在星系的形成和演化中起着重要的作用。
2014-01-14 astro-ph.CO
SDSS DR7 superclusters. Morphology
我们研究了一组超星系团的形态从SDSS DR 7。我们从SDSS DR 7的一个限流星系样本中计算了超星系团的光度密度场，并选择了300个以上的超星系团进行研究。超星系团的形态用第四Minkowski泛函V3、形态特征（在shapefinder的K1-K2平面上的曲线）和形状参数（shapefinder的K1/K2比值）来描述。我们使用多维正态混合模型研究超星系团样本，并使用Abell星系团来识别我们的超星系团与已知的超星系团，并研究超星系团的大尺度分布。我们样本中的超星系团形成了三条超星系团链，其中之一就是斯隆长城。大多数超星系团都有类似于木星的整体形状。超星系团可以分为两类：较长的超星系团比较短的超星系团更明亮，更丰富，直径更大，精细结构更复杂。超星系团的精细结构可以分为四种主要的形态类型：蜘蛛、多蜘蛛、细丝和多分支细丝。我们提出了2D和3D分布的星系和丰富的群体，第四闵可夫斯基功能，和所有超星系团的形态签名。超星系团的形态差异很大，这表明它们的演化是不同的。需要对来自观测和模拟的更大样本的超星系团进行研究，以了解超星系团的形态多样性以及超星系团形态与其大尺度环境之间的可能联系。
2011-05-11 astro-ph.CO
From voids to filaments: environmental transformations of galaxies in the SDSS
我们调查的影响，星系的灯丝和空洞的环境，寻找剩余的影响超出了已知的环境密度的关系。我们量化了星系的宿主环境作为最近的灯丝的脊柱的距离，并比较了这个距离的12个仓内的各种星系属性。我们认为星系高达10 $h^{-1}$百万秒差距的细丝，即内部深处的空隙。暗条是由斯隆数字巡天数据发布10中的点过程（Bisous模型）定义的。为了消除星系性质对环境密度和红移的依赖性，我们应用加权来归一化每个仓中相应的星系种群分布。在相对于环境密度和红移的标准化之后，仍然存在星系属性的几个剩余依赖性。最值得注意的是形态转变的趋势，导致更高的椭圆螺旋比，而从空洞走向细丝刺，带来了相应的增加，在$g-i$颜色指数和恒星形成率下降。在分离椭圆和螺旋子样本后，仍然保留了一些颜色指数和恒星形成率演化。上述趋势的特点，只有星系亮约$M_{r} = -20$马格。与其他一些最近的研究，我们没有看到增加星系恒星质量，而接近灯丝。探测到的转变可以解释为星系-星系合并率的增加和/或丝状体附近和内部的河外气体供应（饥饿）的切断。与空洞不同的是，大尺度星系细丝不仅仅是密度的增强，而是对组成星系有自己的特定影响，降低恒星形成率，并在固定的环境密度水平上提高椭圆形态的机会。
2017-03-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Characterising filaments in the SDSS volume from the galaxy distribution
根据星系分布来探测宇宙的大尺度结构，并确定其组成部分的特征，在天体物理学中具有根本的重要性，但也是一项难以实现的任务。广域光谱红移巡天需要精确测量星系在太空中的位置，也需要覆盖大面积的天空。创建可以提取宇宙网络结构（例如细丝）的算法也很困难。此外，这些探测还将受到系统不确定性的影响，这些不确定性来自所使用的调查的特点（例如其完整性和覆盖面）以及探测宇宙网所采用的具体方法的独特性质（即它所依赖的假设和它可能使用的自由参数）。由于这些原因，在广阔的天空区域创建新的宇宙网特征目录是重要的，因为这使用户能够掌握一个非常了解的结构样本，这些结构的系统不确定性已经过彻底的研究。在本文中，我们提出了使用离散持久结构提取器创建的细丝目录（DisPerSE）工具在斯隆数字巡天（SDSS），我们充分考虑到他们对有关算法的参数选择的依赖性，以及由于星系分布的性质而可能在骨架中出现的几个系统性问题（如上帝之指红移扭曲和密度场的缺陷，这是由于调查的边界）。
2020-08-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Comparison of the properties of two fossil groups of galaxies with the normal group NGC 6034 based on multiband imaging and optical spectroscopy
我们收集了两个化石组（RX J1119.7+2126和1 RXS J235814.4+150524）和一个正常组（NGC 6034）的多波段成像和光谱。我们计算了每组中心区域的光度红移，将以前的数据与SDSS五波段数据相结合。对每一个星群，我们研究了色-星等关系的红序，计算了光度函数、恒星星族年龄和星群成员分布。光谱学使我们能够研究这些群体的大规模环境和1 RXS J235814.4+150524和NGC 6034中的子结构水平。1 RXS J235814.4+150524的大尺度环境很差，尽管它的星系密度图显示出周围宇宙网的清晰特征。RX J1119.7+2126看起来非常孤立，而NGC 6034的宇宙环境非常丰富。在组规模下，1 RXS J235814.4+150524显示无亚结构。星系团与最近的恒星星族似乎优先位于集团的外围。在颜色-星等图中，RS对于所有三个组都是可辨别的。光度红移选择和统计背景扣除的基础上的光度函数具有可比的形状，并同意从光谱红移获得的几个点。这些光度函数仅显示了化石星系群中第一和第二亮星系之间的预期倾角。它们的形状也是规则的，相对平坦，在RX J1119.7+2126和NGC 6034的完整性水平下的微弱星等，而1 RXS J235814.4+150524明显缺乏微弱的星系。RX J1119.7+2126肯定是一个化石群，1 RXS J235814.4+…
2012-02-09 astro-ph.CO
The Filament Rift: $Λ$CDM's Structural Challenge Against Observation
Kharazmi University（哈拉兹米大学）
研究发现ΛCDM模型与观测数据在宇宙纤维的结构和密度方面存在显著差异，揭示了当前对大尺度结构和星系演化的理解可能存在矛盾。
2025-11-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Simulating the enrichment of fossil radio electrons by multiple radio galaxies
{We模拟五个射电星系注入到星系团内介质的相对论电子的演化。利用拉格朗日方法结合数值方法模拟了相对论电子动量谱的演化，研究了注入射电等离子体在$\sim 5$ Gyr周期内的空间输运和发射特性，以及电子经历的冷却和再加速过程.与冲击波注入的电子相比，在我们的测试中，射电星系注入的电子（这里仅限于单次注入事件）无法像当前理论模型所要求的那样，用化石电子为大型、$\sim \rm ~Mpc$大小的射电遗迹提供燃料，而以前由其他冲击注入的电子可以做到这一点。另一方面，来自射电星系的播种和来自等离子体扰动的再加速事件的组合，可以在射电星系附近（$\leq 100-200$ kpc）产生可探测的、小尺度的和无意义的辐射。
2023-03-09 astro-ph.CO astro-ph.HE
X-ray galaxies in nearby filaments
本文分析了从SDSS区2XMMi星表中选出的新的X射线星系样本。讨论了活动星系核的空间分布和X射线光谱特性。提出了一种新的河外暗条探测和描述方法。
2014-10-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
The size of the longest filament in the Luminous Red Galaxy distribution
暗条是星系分布中最显著的特征之一。考虑到Sloan数字巡天数据第七版（SDSS DR 7）中的发光红星系（LRGs），我们通过该数据的有限体积子样本分析了11个近二维（2D）剖面的相干性。星系分布，我们发现，有多余的平行性相比，一个随机分布的点。我们使用一种统计技术“洗牌”来确定$L_{\rm MAX}$，这是我们具有统计学显著细丝的最大长度尺度。我们发现，$L_{\rm MAX}$在11个切片的$100-130 \, h^{-1} {\rm Mpc}$范围内变化，平均值为$L_{\rm MAX}=110 \pm 12 \, h^{-1}{\rm Mpc}$。较长的细丝，虽然可能存在于我们的数据中，但在统计学上并不显著，并且是偶然排列的结果。
2010-09-12 astro-ph.CO
Multiscale probability mapping: groups, clusters and an algorithmic search for filaments in SDSS
我们已经开发出一种多尺度结构识别算法，用于检测星系数据中的过密，该算法识别具有用户定义范围内的半径的结构。我们的“多尺度概率映射”技术结合密度估计与形状统计，以确定在密度场的局部峰值。这种技术利用了用户定义的尺度大小范围，用于构建底层细粒度星系分布的粗粒度地图，然后从中识别过密结构。在这项研究中，我们编制了一个基于斯隆数字巡天数据发布7的0.025 < z < 0.24的集团和星团目录，量化了它们的重要性，并与其他目录进行了比较。大多数测量的速度分散这些结构之间的50和400公里/秒。一个明显的趋势，增加速度分散半径从0.2到1 Mpc/h的检测，确认缺乏一个尖锐的划分组和集群之间。还开发了一种用于量化伸长的方法来测量组和集群环境的伸长。通过使用我们的星系群和星系团目录作为结构尺寸<~ 1 Mpc/h的星系分布的粗粒度表示，我们识别出53个丝状体（从算法导出的100个候选者中）作为0.025 < z < 0.13的星系群和星系团的细长联合体。这些细丝具有与先前研究的样品一致的形态。
2012-02-12 astro-ph.CO astro-ph.IM
SDSS-IV MaNGA: 3D spin alignment of spiral and S0 galaxies
我们研究的3D自旋排列的星系相对于大尺度细丝使用的MANGA调查。从斯隆数字巡天使用色散重建的宇宙网络和3D自旋的MaNGA星系估计使用薄盘近似积分场光谱运动学。晚型螺旋星系的自旋与最近的暗条轴平行。对准信号被发现是由低质量的螺旋占主导地位。S 0型星系的自旋倾向于优先取向在相对于暗条轴垂直的方向。这种正交取向被发现是占主导地位的S 0的恒星和电离气体速度场和/或低质量的S 0的低旋转支持相比，他们的高质量的同行的运动学分量之间显示出显着的不一致。当根据有序恒星旋转的程度分裂星系时，得到了类似的定性结果，使得具有高自旋星等的星系的自旋对齐，而那些具有低自旋星等的星系在垂直于细丝的方向上。在条件潮汐力矩理论的背景下，这些发现表明星系的自旋保留了它们大尺度环境的记忆。与流体动力学宇宙学模拟的测量结果一致，在低红移处测量到的信号很弱，但在统计上是显著的。星系的旋丝取向依赖于它们的恒星质量、形态和运动学，这突出了样本选择对探测信号的重要性。
2021-04-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Tracing Missing Baryons in the Cosmic Filaments with tSZ and CMB-Lensing Stacking
School of Physics and Astronomy, Sun Yat-sen University（中山大学物理学院）；CSST Science Center for the Guangdong-Hong kong-Macau Greater Bay Area, SYSU（中山大学粤港澳大湾区深空探测科学中心）
通过tSZ和CMB透镜效应成堆分析，研究宇宙丝中缺失巴耳末粒子的分布，确定其电子过密度和温度，并发现丝状WHIM对宇宙巴耳末预算的贡献。
2026-02-06 astro-ph.CO
Galaxy spin alignment in filaments and sheets: observational evidence
众所周知，镓的性质受其环境的影响。一个重要的问题是它们的角动量如何反映周围的宇宙网络。我们使用的SDSS调查的螺旋和椭圆星系相对于周围的丝/片取向的自旋轴。为了检测细丝，使用具有相互作用的标记点过程（“Bisous模型”）。通过检测“扁平”细丝来发现薄片。椭圆星系的短轴被发现是优先垂直于主机丝。一个弱的相关性被发现与床单。这些发现与椭圆星系是通过合并形成的观点是一致的，合并主要发生在暗条上。螺旋星系的自旋轴被发现与主灯丝对齐，螺旋自旋和片法线之间没有相关性。当检查作为一个函数的距离，从灯丝轴，一个更强的相关性被发现在外部，这表明该对齐是由层流的气体从片到灯丝的下降。与数值模拟结果相比，我们的结果表明，DM晕和星系自旋之间的联系并不简单。我们的研究结果提供了一个重要的输入了解星系如何获得它们的角动量。
2013-09-02 astro-ph.CO
A study of the environments of large radio galaxies using SDSS
利用Sloan数字巡天系统研究了16个大射电源环境中星系的分布。在巨射电星系J1552+2005（3C326）中，短臂与一组星系相互作用，形成了一个星系结构的一部分。虽然大多数大的源出现在低星系密度的区域，但在大多数情况下，短臂更亮，这表明星系间介质的不对称性在星系分布中可能不明显。在强变堆芯J0313+4120和J1147+3501的两个例子中，大的磁通密度不对称性也可能是由相对论运动的影响引起的。
2012-07-06 astro-ph.CO
Extragalactic filament detection with a layer smoothing method
在星系分布中可以清楚地看到暗条，但它们很难被计算机算法检测到。大多数细丝检测方法只能用于大尺度结构的数值模拟。因此，需要开发新的简单有效的真丝检测方法。本文将平滑星系密度场的方法应用于星系位置的SDSS数据。五个100 Mpc的同心径向层适合于细丝检测。针对第一层测试了两种方法，并提出了另一种方法。
2014-10-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Evidence for spin alignment of spiral and elliptical/S0 galaxies in filaments
星系并不是随机分布在宇宙网中，而是围绕宇宙空隙排列成细丝和薄片。在观测上，仍然没有令人信服的证据表明星系的性质与其宿主结构之间存在联系。然而，根据潮汐力矩理论（我们对星系角动量起源的理解），这种联系应该存在。利用目前最大的光谱星系红移巡天（SDSS），我们研究了星系的自旋轴和它们的主丝取向之间的联系。我们用一个三维的方向场来描述宇宙细丝。为了恢复星系的倾斜角，我们使用了一个3D光度模型的星系，使这些角度比传统的2D模型更准确。我们发现的证据表明，明亮的螺旋星系的自旋轴有一个微弱的倾向，平行于灯丝排列。对于椭圆/S 0星系，我们有一个统计上显着的结果，他们的自旋轴优先垂直于主机灯丝对齐，我们表明，这个信号实际上并不依赖于椭圆/S 0星系的估计倾角的准确性。
2012-10-05 astro-ph.CO
Detecting Effects of Filaments on Galaxy Properties in the Sloan Digital Sky Survey III
我们研究了斯隆数字巡天（SDSS）数据发布12中细丝对星系性质的影响，使用了“宇宙网重建”目录（Chen et al. 2016）中的细丝，这是一个公开的SDSS细丝目录。由于暗条是中高密度区域的示踪物，我们预计与环境相关的星系特性取决于到最近暗条的距离。我们的分析表明，红色星系或高质量星系倾向于比蓝色或低质量星系更靠近细丝。在调整恒星质量的影响后，平均而言，早期形成的星系或大型星系比晚期形成的星系或小型星系具有更短的距离。对于主星系样本（MGS），所有信号都非常显著（$>6σ$）。对于LOWZ和CMASS样本，恒星质量和大小是重要的（$>2 σ$）。我们观察到的细丝效应一直持续到$z = 0.7$（CMASS样品的边缘）。将我们的结果与用redMaper星系团的星系距离作为参考的结果进行比较，我们发现丝状体和星系团之间有相似的结果。此外，我们还发现星系团对邻近星系恒星质量的影响取决于星系周围的环境。我们的研究结果说明了星系性质与密度脊的密切相关性，强烈支持密度脊是细丝的良好示踪剂的说法。
2017-01-12 astro-ph.CO astro-ph.GA stat.AP
Density and temperature of cosmic-web filaments on scales of tens of megaparsecs
我们研究了斯隆数字巡天（SDSS）中确定的24，544根长度从30到100 Mpc的细丝中物质的物理性质。我们将普朗克协作组制作的康普顿化y图叠加在暗条周围，排除了质量大于3*10^13 Msun的已分辨星系群和星系团。我们检测到的热Sunyaev-Zel'dovich信号的第一次在4.4西格玛的意义上，在这样一个大规模的结构。我们还以同样的方式叠加了普朗克宇宙微波背景（CMB）透镜会聚图，并检测到了8.1西格玛的透镜信号。为了估计物质的物理性质，我们考虑了密度分布遵循β模型（β =2/3）的等温圆柱形细丝模型。假设气体分布遵循暗物质分布，我们估计中心气体和物质的密度和温度分别为密度=（19.0 + 27.3 - 12.1）和温度=（1.2 +- 0.4）*10^6 K，从而得到重子的测量分数为（0.080 + 0.116 - 0.051）* Omega_b。
2020-03-24 astro-ph.CO
Exploring galaxy colour in different environments of the cosmic web with SDSS
我们分析了一组体积有限的样本从SDSS研究星系颜色的依赖于不同的宇宙网络环境。我们测量的地方尺寸的星系，以确定其嵌入环境的几何形状，并发现在每个光度丝主机的红星系比片更高的分数。我们在一个固定的密度重复分析，并恢复相同的趋势，这表明星系的颜色取决于几何形状的环境，除了局部密度。在一个固定的光度，在细丝和片的红色星系的比例增加与这些环境的程度。这意味着更大的结构有更大的重子库，有利于更高的吸积和更大的恒星质量。我们发现，红色和蓝色的人口的平均颜色系统较高的环境中具有较小的局部尺寸和单调增加的所有环境中的光度。我们观察到星系颜色分布的双峰性质在所有环境和所有光度下都存在，这表明从蓝色到红色星系的转变可以在所有环境中发生。
2020-09-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
The detection of the imprint of filaments on cosmic microwave background lensing
星系红移巡天，如2dF、SDSS、6df、GAMA和VIPERS，已经显示物质的空间分布形成了一个丰富的网络，称为宇宙网。大多数的星系巡天分析测量星系集群的幅度作为尺度的函数，忽略了除了少数汇总统计之外的信息。由于物质密度场在重力作用下随着结构的演变而变得高度非高斯，我们希望该场的其他统计描述能为我们提供更多信息。研究非高斯性的一种方法是研究细丝，细丝从原始宇宙中产生的初始密度波动非线性演化而来。在我们的研究中，我们报告的第一个探测到的宇宙微波背景（CMB）的灯丝透镜，我们应用零测试，以确认我们的检测。此外，我们提出了一个唯象模型来解释检测到的信号，我们测量细丝如何跟踪大尺度上的物质分布，通过细丝偏置，我们测量为1.5左右。我们的研究为理解星系形成的环境依赖性提供了一个新的范围。将来，对透镜效应和Sunyaev-Zel'dovich观测结果的联合分析可能会揭示“失踪重子”的性质，这些重子是存在于星系际介质中的绝大多数气体，迄今为止，大多数观测都没有发现。
2019-03-28 astro-ph.CO
Probing the azimuthal environment of galaxies around clusters. From cluster core to cosmic filaments
星系团在其外围与大尺度结构通过漏斗状吸积物质的宇宙细丝相连。这些星系结构的研究是为了探讨环境驱动的星系演化和结构的形成与演化。在本工作中，我们以统计的方式研究了星系团周围星系的方位角分布与星系团中心距离、星系团丰度和星系活动（成星或被动）的关系，并对6400个质量M > 1 e14太阳质量的SDSS星系团在红移0.1< z <0.3的范围内进行了调和分解。对Magneticum流体动力学模拟光锥的模拟星系表进行了同样的分析。我们使用多极分析来量化的2-D星系分布的不对称性。在R <2 R500的星系团内部区域，我们确认星系分布呈椭球形，这在最富的星系团中更为明显。在星系团的外围（R= [2-8]R500），在调和空间中检测到了平均角尺度m_mean= 4.2+/-0.1的连续模式。大质量星系团似乎比小质量星系团有更多的连接丝。我们还发现，被动星系似乎更好地跟踪星系团周围的非线性结构，即使SF的贡献往往会增加与集群为中心的距离，这表明在星系团周围的灯丝的星系活动的梯度。
2020-04-16 astro-ph.CO
Search for interacting galaxy clusters from SDSS DR-17 employing optimized friend-of-friend algorithm and multi-messenger tracers
本文提出优化的朋友之友算法，从SDSS DR-17中系统搜寻并分类相互作用星系团，发现其多沿宇宙丝状结构分布，并利用多波段特征追踪相互作用印记，为后续灵敏望远镜观测提供星表。
2024-01-16 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
The progenitors of present-day massive red galaxies up to z ~ 0.7 - finding passive galaxies using SDSS-I/II and SDSS-III
我们提出了一个全面的研究250,000星系的重子振荡光谱调查（BOSS）的目标，z ~ 0.7的特定目标，识别和表征人口的星系，没有显着的合并。我们计算的可能性，每个BOSS星系是一个祖先的发光红星系（LRGs）样本，SDSS-I/II的目标z ~ 0.5，通过使用LRGs的化石记录和推断的恒星形成历史，金属丰度的历史和尘埃含量。我们确定合并率，光度增长率和两个调查之间的大规模集群的演变，我们调查使用不同的恒星星族合成模型在我们的结论的效果。我们证明了我们的样本是缓慢发展的（通过合并，每个Gyr的数量级为2 +/- 1.5%）。我们的结论指的是星系人口的明亮和大质量的末端，Mi 0.55 <-22，M* > 1E11.2 Msolar，分别对应于LRG和BOSS星系人口的95%和40%。我们的分析进一步表明，在BOSS星系中的任何可能的额外流量，当与LRG相比，从潜在的未解决的目标在z ~ 0.55必须小于1%的r0.55带（大约相当于g带在星系的休息框架在z=0.55）。当加权的BOSS星系的LRGs的预测属性的基础上，并限制分析的最红的BOSS星系，我们发现一个大规模的集群，是一致的动态被动演化的演变，假设一个标准的宇宙学。我们的结论是，我们的可能性给出了一个加权样本，尽可能干净和接近被动进化（在动力学方面，即没有或可忽略的合并），这是宇宙学研究的最佳选择。
2012-04-30 astro-ph.CO
Galaxy and Mass Assembly (GAMA): Fine filaments of galaxies detected within voids
根据银河系和质量大会（GAMA）调查的数据，我们报告发现的结构，我们称之为“卷须”的星系：连贯的，薄链的星系，植根于长丝和终止于邻近的长丝或空隙。卷须平均包含6个星系，跨度为10 $h^{-1}$ Mpc。我们使用所谓的线关联函数来证明卷须代表真实的结构，而不是偶然的对齐。我们发现，在SDSS-DR 7调查中发现的与GAMA区域重叠的空洞包含大量的星系，主要属于卷须。这意味着空隙尺寸强烈依赖于调查的数量密度和灵敏度极限。我们警告说，在低密度区域的星系，这可能被定义为“空星系”，将有当地的星系数密度取决于这样的观测极限，可能高于可以直接测量。
2014-01-28 astro-ph.CO
The Weak Lensing Masses of Filaments between Luminous Red Galaxies
在非线性结构形成的标准模型中，一个由暗物质主导的细丝组成的宇宙网连接着暗物质晕。在本文中，我们堆叠的星系团和星系团之间的细丝系综的弱透镜信号。具体来说，我们检测到微弱的透镜信号，使用CFHTLenS星系椭圆率，从SDSS-III/BOSS发光红星系（LRGs）之间的堆叠灯丝。作为对照，我们比较了物理LRG对投影LRG对，更广泛地分离在红移空间。我们在$5σ$水平上检测到投影对中的多余细丝质量密度，发现在7.1 $h^{-1}$ Mpc长和2.5 $h^{-1}$ Mpc宽的堆叠细丝区域中质量为$(1.6 \pm 0.3) \times 10^{13} M_{\odot}$。将该暗条信号与Clampitt，Jain & Takada（2014）开发的基于三点星系-星系-会聚关联函数的模型进行了比较，得出了合理的一致性。
2017-02-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Unravelling the Cosmic Web: An analysis of the SDSS DR14 with the Local Dimension
我们分析了SDSS中的一个体积有限的星系样本，以研究本机宇宙中不同长度尺度上的星系环境。我们测量了SDSS星系在不同长度尺度上的局部尺寸，发现在整个长度尺度上，片状或片状结构是宇宙网中最普遍的模式。折叠的丰度在$30 \, h^{-1}\, {\rm Mpc}$处达到峰值，并且它们可以延伸到$90 \, h^{-1}\, {\rm Mpc}$的长度尺度。通过对模拟星表的分析，我们发现在泊松分布下，超过$30 \, h^{-1}\, {\rm Mpc}$的表是不存在的。我们发现SDSS星系分布中的直丝只能延伸到$30 \, h^{-1}\, {\rm Mpc}$的长度尺度。我们的研究结果表明，一个星系的环境表现出一个逐渐过渡到更高的本地尺寸与增加的长度尺度最终接近一个大尺度上的近均匀的网络。我们比较了我们的研究结果与半解析星系目录从千年运行模拟这是相当好的协议与观测。本文还检验了样本数密度和截断值对拟合优度的影响，结果表明，拟合结果与这些因素几乎无关。最后，我们将该方法应用到一组模拟的部分考克斯过程，并发现它可以描述这样的分布。
2019-02-15 astro-ph.CO
The shape distribution of superclusters in SDSS DR 12
本文利用SDSS DR 12数据，通过Minkowski泛函和Shapefinders研究超级星团的形状、拓扑与形态分布，发现大多数超级星团呈球形，但大体积超级星团呈丝状且具有非零亏格。
2023-03-21 astro-ph.CO
Galaxy and halo properties around cosmic filaments from Sloan Digital Sky Survey Data Release 7 and the ELUCID simulation
本研究基于SDSS DR7星系和ELUCID模拟暗物质晕，利用COWS方法分析发现星系和暗物质晕的性质随其到宇宙网状结构的距离而变化，证实宇宙大尺度结构在塑造星系和暗物质晕性质中发挥关键作用。
2025-04-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
Simulation of Large-Scale Structure of Universe by Gaussian Random Fields
宇宙的大尺度结构包括由细丝连接的星系团。空洞占据了宇宙体积的其余部分。对暗条结构中的任何依赖性的研究，可以回答有关宇宙结构起源的更一般性问题。这是可能的，因为根据目前的宇宙图景，人们可以模拟宇宙的演化，直到它的开始，反之亦然。根据当前的宇宙流体动力学理论，对LSS进行了大量的计算机模拟，以描述其性质。在这项工作中，我们考虑替代的变体模拟的物质分布是非常相似的真实。利用星系团和单个星系的随机分布模拟了天空中星系的二维分布。其主要假设是：物质成团成团成初始密度涨落均匀分布。根据Zeldovich理论，低维各向异性应该增加，这对应于在2D情况下出现细丝。因此，我们在具有一定长度限制的簇之间生成了细丝网。通过随机改变星系在星系丝和星系团中的位置来模拟真实星系的分布。我们产生的星系团的径向分布，考虑到周围和孤立的星系在空洞中的均匀分布。利用两点角关联函数对模型与SDSS星系分布进行了协调。在模型和观测资料的关联函数斜率相等的情况下，找到了随机分布的参数。
2018-12-11 astro-ph.CO
Topological approach to void finding applied to the SDSS galaxy map
本文提出基于持续同调的拓扑空洞寻找算法，应用于SDSS星系数据，发现32个稳健空洞并测量其尺寸、轮廓和间距等统计性质。
2024-09-03 astro-ph.CO
Galaxies infalling into groups: filaments vs. isotropic infall
我们进行了比较分析的属性的星系落入组分类，根据它们是否是：下降沿对流结构;或它们是各向同性下降。为了这个目的，我们确定了连接SDSS中大质量星系群的附属结构。我们进行了比较分析的一些性质的星系在灯丝，在各向同性的下落区域，在外地，并在集团。我们研究的光度函数（LF）和特定的恒星形成率（SSFR）的恒星质量，星系类型和投影距离定义的灯丝组的依赖关系。我们发现，在丝状和各向同性落区的星系LF它们之间基本上是无法区分的，晚型星系可能例外。另一方面，无论星系类型如何，它们的LF都明显不同于场或群星系的LF。它们都有特征绝对星等和在场值和群值之间的微弱端斜率。当我们分析SSFR时，我们观察到星系之间在细丝和各向同性的下落区域的更显着的差异。我们发现，星系的灯丝有一个系统的较高比例的星系与低SSFR作为一个函数，恒星质量和距离的群体，表明一个更强的淬火的恒星形成的灯丝相比，各向同性的下落区域，和字段。我们的研究结果表明，一些物理机制，确定场星系和星系之间观察到的差异系统，影响星系，即使它们还没有在系统内。
2015-10-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Energetic particles and high-energy processes in cosmological filaments and their astronomical implications
本文采用生态学方法研究宇宙纤维状结构中高能宇宙线质子的输运与命运，揭示纤维状结构既作为连接星系与星系团的“高速公路”输送宇宙线，又作为“捕蝇纸”捕获空洞中的高能质子，并预测其中存在持续积累的宇宙线化石记录。
2024-07-01 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-th
Galaxy interactions in filaments and sheets: insights from EAGLE simulations
本研究利用EAGLE模拟发现丝状结构中近距离星系对更蓝且恒星形成率更高，远距离则相反，并归因于星系对的排列，验证了观测结果，展示了流体动力学模拟在宇宙网星系研究中的价值。
2023-09-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Identification of filamentary structures in the environment of superclusters of galaxies in the Local Universe
描述星系超星系团的内部结构（星系团所在的壁、细丝和结）对于理解大尺度结构的形成和勾勒星系在最后一次回转中演化的环境至关重要。(i)探测相对密度高的致密区域（星系团和丰富的星系群）;（二）绘制相对密度低的细长结构（星系的细丝、桥和卷须）;（三）确定细丝上星系群的特征并研究它们受到的环境影响。我们采用光学星系的光谱红移从SDSS-DR 13内的矩形盒，包括46个超星系团的样本的体积，z=0.15。我们的方法实现了不同的经典模式识别和机器学习技术流水线在银河系统查找算法和银河细丝查找算法。我们在46个超星系团中总共探测到2,705个星系系统（星系团和星系群，其中159个是新的）和144个星系丝。我们检测到的细丝的密度对比度大于3，平均值约为10，半径约为2.5 Mpc，长度在9和130 Mpc之间。星系性质之间的相关性（质量、形态和活动）和它们所处的环境（系统，细丝和分散的组成部分）表明，星系更接近细丝的骨架是更大的质量高达25%相比，那些在分散的组成部分;在暗条区，70%的星系呈现出早期的形态，活动星系（AGN和SF）的比例似乎随着星系接近暗条而减少。这些结果表明，在大规模的灯丝预处理可能有显着的星系演化的影响。
2020-02-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
BSG alignment of SDSS galaxy groups
利用Yang等人（2007）构建的SDSS星群表，研究了最亮卫星星系（BSG）分布与其主星系群长轴之间的对准信号。在校正组椭圆度的影响后，检测到统计学显著（~ 5σ）的主轴对准，并且发现对准角为43.0 \pm 0.4度。更大规模和更富有的群体表现出更强的BSG一致性。蓝色BCG周围的BSG排列略强于红色BCG周围的BSG排列。并且红色BSG比蓝色BSG具有更强的主轴对准。与BSG不同的是，其他卫星并没有显示出与群长轴非常显著的对齐。我们进一步探讨了Guo等人（2011）构建的半解析模型（SAM）中的BSG对齐。我们发现一般良好的协议与观测：在SAM的BSGs显示出强大的主轴对齐，这取决于集团的质量和丰富性，以同样的方式作为观测;和其他卫星没有表现出突出的对齐。然而，也存在差异，SAM表现出相反的BSG颜色依赖性，这很可能是由于SAM中的大尺度环境成分的缺失。两种流行场景的组合可以解释检测到的BSG对齐。第一个：卫星优先沿着周围的细丝合并到组中，这与组的主轴强烈对齐。第二个：BSG比其他卫星更近地进入它们的主机组，然后将保留更多关于组装历史的信息，从而保留主轴对准信息。在SAM中，我们发现了第二种情况的积极证据，因为BSG在统计上比其他卫星更近地合并成组。另一方面，虽然在SAM中是相反的，但观察中的BSG颜色依赖性也可能指示第一种情况。
2013-03-12 astro-ph.CO
Alignment of galaxies relative to their local environment in SDSS-DR8
我们研究的星系相对于其本地环境的SDSS-DR8，并使用这些数据，我们讨论了不同类型的星系的演化方案。我们定义了星系局域环境各向异性方向的矢量场。我们以一种特殊的方式将给定星系所有近邻的单位方向矢量相加，以估计这个场。我们发现了盘星系的自旋轴或椭圆星系的短轴之间的对准角和各向异性的方向。将这些角的余弦分布与随机分布进行了比较，分析了星系的排列。在稀疏的环境中，对于单个星系和低光度星系，SAB星系相对于各向异性方向显示出垂直排列。大多数Scd星系的平行排列来自致密区域，从2... 3个成员星系团和低光度星系。S0星系的垂直排列并不强烈依赖于环境密度，也不光度;它被检测到为单个和2个星系。3个成员星系，而主星系的4个... 10个成员组。椭圆星系的垂直排列在单个星系和<11个成员星系群的成员中被清楚地检测到;排列随着环境密度和光度的增加而增加。我们证实了在低z时Sab星系的化石潮汐诱导排列的存在。Scd星系的排列可以通过物质落入细丝来解释。S0星系可能在各向异性方向上遇到了相对大规模的合并。沿着这个方向的主要合并可以解释椭圆星系的排列。质量较小，但重复合并可能是在稀疏区域形成椭圆星系和不太明亮的椭圆星系的原因。
2016-11-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Multiwavelength Analysis of A1240, the Double Radio Relic Merging Galaxy Cluster Embedded in a ~80 Mpc-long Cosmic Filament
我们提出了一个多波长的双射电遗迹集群A1240在z=0.195的研究。我们的斯巴鲁为基础的弱透镜分析检测到三个质量块形成一个约4百万秒差距的外延结构，在南北方向延长。北部（$M_{200}=2.61_{-0.60}^{+0.51}\times10^{14} M_{\odot}$）和中部（$M_{200}=1.09_{-0.43}^{+0.34}\times10^{14} M_{\odot}$）的质量块相隔约1.3 Mpc与A1240相关，并分别与钱德拉和MMT/Hectospec观测揭示的X射线峰值和星系团超密度位于同一位置。南部质量团（$M_{200}=1.78_{-0.55}^{+0.44}\times10^{14} M_{\odot}$）位于中间质量团以南约1.5 Mpc处，与A1237（A1240伴星团，z=0.194）中的星系过密度相吻合。根据LOFAR观测到的双射电遗迹的位置、方位和极化分量，我们认为A1240是一个处于返回阶段的合并后双星系统，碰撞后时间约为1.7 Gyr。利用SDSS DR 16数据分析，我们还发现A1240嵌入在更大尺度（约80 Mpc）的次级结构中，次级结构的取向与A1240的合并轴假设非常一致。
2021-11-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Merging groups and clusters of galaxies from the SDSS data. The catalogue of groups and potentially merging systems
星系群和星系团是检验宇宙学模型和研究星系形成的环境效应的主要工具。这项工作提供了星系群和星系团的目录，以及基于SDSS主要星系巡天的潜在合并系统。我们使用专为通量有限星系调查设计的改进的朋友的朋友（FoF）组发现器来确定星系群和星系团。FoF群成员的多峰分析，找到子群，并通过使用组维里半径和逃逸速度暴露未绑定的星系。我们通过比较群中心与群半径之间的距离来寻找合并系统。分析的结果是一个包含88662个至少有两个成员的星系群的目录。其中有6873个系统至少有六个成员，我们认为这是更可靠的群体。我们发现498个集团合并，多达六个集团。我们与附近宇宙中的一些已知星系团进行了简要的比较，包括后发座星系团和阿贝尔1750。在我们的目录后发座星系团是一个合并系统，有六个可区分的子组件。在Abell 1750的情况下，我们发现了一个明显的迹象，即向这个星系团的惯性沉降。我们对星系群的质光比（M/L）的分析表明，M/L随着星系群的丰富度略有增加。
2017-04-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Size distribution of galaxies in SDSS DR7: weak dependence on halo environment
使用从斯隆数字巡天数据发布7中选择的星系样本（SDSS DR 7）和膨胀盘分解目录，我们研究了星系的大小分布如何依赖于星系的内在性质，如浓度，形态，比恒星形成率（sSFR），和膨胀分数，以及在中心/卫星分解，晕环境，宇宙网络：\cluster，\filament，\sheet ~和\void，以及星系数密度。我们发现，有一个很强的依赖性的光度或质量大小的关系上的星系浓度，形态，sSFR，和凸出分数。与晚型（螺旋）星系相比，早型（椭圆）星系有明显的尺寸变小和斜率变陡的趋势。同样，具有高凸起分数的星系比具有低凸起分数的星系具有更小的尺寸和更陡的斜率。给出了这些不同内禀性质星系的平均光度和质量-尺寸关系的拟合公式。检查星系的大尺度环境，我们发现，质量-尺寸关系有一些弱的依赖于晕质量和中央/卫星分离的星系质量范围内$9.0\le \log M_{\ast} \le 10.5$，卫星或星系在更大质量的晕比他们的同行有略小的尺寸。而宇宙网和局域数密度对质量-尺寸关系的依赖几乎可以忽略不计。
2018-07-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
