The place of the Local Group in the cosmic web
我们使用Bolshoi模拟来找到本星系群（LG）在宇宙网中最可能的位置。我们的LG拟像是成对的晕，具有与观测一致的隔离和运动学特性。宇宙网是用潮汐张量方法定义的。我们发现，LG的首选位置是区域的暗物质密度接近宇宙平均水平。这使得长丝和片材成为首选环境。我们还发现LG和宇宙网之间存在强烈的一致性。轨道角动量优先垂直于最小的潮汐本征向量，而连接两个晕的向量强烈地沿着最小的潮汐本征向量排列，并垂直于最大的潮汐本征向量;这对粒子沿着丝状体和片状体运动。我们没有发现任何证据表明这对光环中每个光环的自旋与宇宙网对齐。
2014-12-15 astro-ph.CO
Fractal Properties of the Cosmic Web
该研究在牛顿协同学ΛCDM宇宙框架下，从观测角度综述宇宙网的分形性质，回顾相关研究历史，介绍分形函数推导方法，并指出需用对结构模式敏感的统计量提升对宇宙网的定量认知。
2025-09-04 astro-ph.CO
Smooth halos in the cosmic web
暗物质晕可以定义为放置在非光滑宇宙网络结构中的暗物质的光滑分布。这个晕的定义需要一个精确的平滑度定义，以及从平滑晕到宇宙网的过渡方式的特征。我们引入熵的平滑措施，有关的措施，以前在经济中使用的不平等，并与已用于表征冷暗物质N体模拟的宇宙网络结构的多重分形分析的标准方法连接的优势。这些熵的措施为我们提供了一个定量描述的过渡，从小尺度描绘为一个分布的晕描绘为一个宇宙网络的较大尺度，因此，使我们能够指定明确的大小晕。然而，这些“平滑度大小”与维里半径没有直接关系。最后讨论了N体离散参数对光滑性的影响。
2015-03-17 astro-ph.CO
Searching for Cosmic Strings in CMB Anisotropy Maps using Wavelets and Curvelets
我们使用小波和曲波变换提取信号的宇宙弦从宇宙微波背景（CMB）的温度各向异性地图，并研究宇宙弦张力的各种正在进行的CMB温度各向异性实验将能够实现的限制。我们构造了对应于各种实验的具有大小和角分辨率的天空图。这些地图包含的信号的缩放解决方案的长弦段与一个给定的弦张力$G μ$，占主导地位的高斯原始宇宙学波动的贡献，和像素的白噪声与振幅对应的仪器噪声的各种实验。在我们包括白噪声的情况下，我们发现曲波比小波更强大。对于普朗克规格的地图，我们得到的弦张力的界限相媲美的普朗克合作。具有更好的角分辨率的实验，如南极望远镜第三代（SPT-3G）调查，将能够产生更强的限制。对于规格为SPT-3G的标测图，我们发现弦线信号在弦线张力为$G μ= 1.4 \times 10^{-7}$时都是可见的。
2016-09-28 astro-ph.CO gr-qc hep-ph
Fractal properties of the cosmic web
Tartu Observatory, University of Tartu（塔尔图天文台，塔尔图大学）
本文在标准ΛCDM框架下综述宇宙网的分形性质，介绍分形函数的推导方式，讨论相关描述方法间的关系。
2026-08-06 astro-ph.CO
The Fractal Geometry of the Cosmic Web and its Formation
以宇宙动力学的粘附模型为基本参照，用分形几何的概念和方法研究了宇宙网的结构。本文用多重分形几何的方法阐明了宇宙学N体模拟和Sloan数字巡天中的物质团和宇宙空洞的结构。一个非空隙多重分形几何可以包含宇宙结构的三个基本描述，即网络结构，层次聚类和晕分布。此外，它解释了我们目前对宇宙空洞的认识。这样，一个关于宇宙大尺度结构的统一理论似乎就出现了。我们获得的多重分形谱与粘附模型的多重分形谱有显着不同，并且更好地符合重力定律。宇宙网的形成最好用一种湍流动力学来模拟，这是对伯格斯湍流的已知方法的推广。
2019-04-15 astro-ph.CO
Measuring the Cosmic Web
利用SDSS数据第7版星系巡天，对宇宙网作为绝对星等和颜色函数的聚类特性进行了定量研究。分析中包括标记相关性。我们比较我们的结果与模拟星系样本与四个不同的半解析模型的星系形成强加在合并树的千年模拟。红星系和蓝星系的成团分别进行了研究。
2011-09-07 astro-ph.CO
Forecasts for the detection of the magnetised cosmic web from cosmological simulations
宇宙网包含宇宙中总气体质量的很大一部分，但在大多数波长下很难检测到。来自冲击加速电子的同步辐射可能提供在无线电波段对宇宙网成像的机会。在这项工作中，我们使用3D宇宙学ENZO-MHD模拟（结合后处理的磁场重新归一化，以括号中缺少的物理成分和分辨率的影响），以产生从宇宙网络的无线电发射的模型。在后处理中，我们研究了13个大型无线电调查的能力，以检测这种排放。我们发现，调查LOFAR，SKA 1-LOW和MWA有机会检测到宇宙网络，提供的细丝中的稀薄介质的磁化水平是热气体能量的1%的顺序。
2015-06-24 astro-ph.CO
Lagrangian Methods Of Cosmic Web Classification
宇宙网定义了我们今天在宇宙中看到的大规模物质分布。将宇宙网分为空洞、片、丝和节点，可以让人们探索结构的形成以及环境因素对晕和星系性质的作用。虽然现有的宇宙网分类研究集中在基于网格的方法，这项工作探索了拉格朗日方法，其中Hoffman等人提出的V-web算法。（2012）采用从平滑粒子流体动力学借来的技术实现。拉格朗日方法允许人们以自适应的方式基于其最近邻居的属性对单个对象（例如粒子或晕）进行分类。它可以直接应用于晕样本，这大大降低了计算成本，并可能允许应用这种分类方案观察星系样本。最后，拉格朗日性质承认直接包含哈勃流，否定了基于网格的分类方法通常采用的视觉定义阈值的必要性。
2015-11-23 astro-ph.CO
Voids and the Cosmic Web: cosmic depressions & spatial complexity
空洞是星系和物质百万秒差距分布的一个突出方面。它们不仅代表了宇宙网络的关键组成部分，也是全球宇宙学参数的最干净的探测器和测量方法之一。空洞的形状和演化对暗能量的性质高度敏感，而它们的子结构和星系人口则为暗物质的性质提供了直接的关键。此外，空洞内部的原始环境是我们了解环境对星系形成和演化影响的重要试验场。在本文中，我们回顾了空洞的结构和动力学的关键方面，特别侧重于空洞人口的层次演化。我们展示了宇宙网络丰富的结构模式是如何与复杂的演化和空洞的积累。
2016-11-13 astro-ph.CO
Hierarchical Reconstruction of the Cosmic Web, The H-Spine method
本文提出H-Spine方法，基于各向异性引力坍缩的几何与动力学约束，层级识别宇宙网中的空洞、墙和纤维，捕捉结构间嵌套关系，并通过3级层级空间的密度与尺寸分布展示其效用。
2023-08-30 astro-ph.CO
Effects of Baryonic Feedback on the Cosmic Web
我们研究重子对宇宙网的影响-晕，丝，墙和空洞。要做到这一点，我们适用于修改后的版本NEXUS，宇宙网络形态分析算法，IllustrisTNG模拟。我们发现，由于重子，晕失去超过$10\%$的质量，主要是丝和一小部分的墙壁和空隙。然而，质量转移并没有显著改变结构的边界，使得宇宙结构的体积分数基本上不受影响。我们量化的重子反馈的功率谱和概率密度函数（PDF）的密度场的个别宇宙结构的影响。对于功率谱，大多数由于反馈引起的抑制可以通过包括$M\ge10^{12}~M_\odot/h$晕来解释，而不考虑其他宇宙结构。然而，当检查密度场的PDF时，我们发现几乎$100\%$抑制了最空的区域，而$10\%$水平的效应（增强或抑制）在纤维、壁和空隙的剩余区域。我们的研究结果表明重子在整个宇宙网络中的影响建模的重要性，而不仅仅是晕，超越两点统计或基于场的推论的宇宙学分析。
2022-12-12 astro-ph.CO
The Cosmic Web of Baryons
宇宙中只有大约10%的重子以恒星或冷气体的形式存在于星系中，其余的预计以被称为宇宙网的稀释气体网络的形式存在。其中一些气体通过紫外线吸收线研究检测到，但一半的气体仍未检测到。结构增长模拟表明，这些“失踪”的重子在非维里化的宇宙细丝中被冲击加热到10^5.5 ~ 10^7 K的温度，并且气体在化学上被星系超级风富集。在这个温度范围内的大多数气体只能通过X射线观测，通过C、N和O的类He和H线离子的吸收和发射来检测。这份白皮书表明，像IXO这样的X射线望远镜可以测试宇宙网最核心的预测：气体质量随温度的分布;气体的动力学及其与附近星系的关系;以及宇宙网材料的拓扑结构。
2009-06-26 astro-ph.CO
Polarized accretion shocks from the cosmic web
在最大的尺度上，星系被引力拉在一起形成星系团，星系团由细丝连接，形成网状图案。从这个宇宙网中预测了射电辐射，它应该起源于宇宙结构周围的强吸积激波。我们提出的第一个观测证据表明，费米型加速从强冲击周围的细丝的宇宙网络，以及在外围的低质量集群，是在宇宙中工作。使用全天射电图和叠加在集群和灯丝，我们已经检测到的同步辐射与偏振分数>= 20%，这是最好的解释，由组织的本地磁场强冲击波在集群外围和集群之间的偏振签名。我们的解释是很好的支持与国家的最先进的宇宙学模拟的详细比较。
2023-02-16 astro-ph.CO
Orientation of cosmic web filaments with respect to the underlying velocity field
宇宙的大尺度结构的特征是由空隙、薄片、细丝和结组成的网状结构。这个所谓的宇宙网的结构由局部速度剪切张量决定。特别地，细丝的局部方向应该与e3强烈对齐，e3是与张量的最小本征值相关联的本征向量。这个猜想是在宇宙学模拟的基础上进行检验的。由晕圈分布描绘的宇宙网络由一个具有相互作用的标记点过程（Bisous模型）探测，直接从晕圈分布（P网）探测细丝。发现检测到的P-网细丝与局部e3强烈对准：80%的元件的对准在30度内。这表明，大规模的长丝定义纯粹从晕的分布进行不仅仅是形态信息，虽然Bisous模型没有任何预先假设的基础剪切张量。的P-网丝也比较从速度剪切张量本身（V-网）揭示的结构。在密度区域中，P-和V-网长丝很好地重叠（90%），而在较低密度区域中，P-网长丝优先标记V-网中的片材。
2013-09-16 astro-ph.CO
Cosmic Web Classification through Stochastic Topological Ranking
提出 ASTRA 随机拓扑排序算法，利用星系与随机点对空洞、片状、纤维和结点结构进行概率分类，并在模拟和 SDSS 数据中验证其有效性。
2025-07-28 astro-ph.CO
The Network Behind the Cosmic Web
宇宙网的概念，将宇宙视为一组由引力结合在一起的离散星系，在宇宙学中根深蒂固。然而，人们对最有效的结构和底层网络的特征知之甚少。在这里，我们将探索七种网络构建算法，这些算法使用各种星系属性，从它们的位置到它们的大小和相对速度，将网络分配给模拟和观测提供的星系分布。我们发现，一个模型只依赖于空间接近提供了最好的物理特性之间的相关性连接的星系。我们表明，从模拟和观测中生成的网络的属性是相同的，揭示了宇宙网的深刻普遍性。
2016-04-13 astro-ph.CO
Configuration entropy of the Cosmic Web: Can voids mimic the dark energy?
我们提出了一个替代的物理机制来解释所观察到的宇宙加速膨胀的基础上的宇宙网的配置熵及其演变。我们表明，在宇宙网络中的片，丝和集群作为汇，而作为信息的来源的空隙。宇宙速度场的微分熵随时间而增加，同时也是熵的来源。非线性结构的增长和宇宙网络的出现可能导致这样一种情况，即汇处信息的总体耗散率将主导来自源的信息的生成率。因此，宇宙要么需要分散过密的非线性结构，要么需要加速欠密空隙的膨胀，以防止违反热力学第二定律。由于引力的吸引性质，片层、细丝和簇的分散不是一个可行的选择，但是在空隙处的排斥和向外的特殊引力加速度使得更容易以加速的速率拉伸它们。我们认为，宇宙网内部空洞的加速膨胀可能模仿了暗能量的行为。
2019-03-12 astro-ph.CO
A universal and physically motivated threshold for Hessian-based cosmic web identification: V-Web case
针对V-web等基于Hessian矩阵的宇宙网识别方法依赖无物理依据阈值的问题，本文通过引力模拟引入归一化方法，推导得依赖红移和平滑尺度的普适恒定体积阈值，其体积分数守恒在红移0-2有效，且提供通用拟合公式。
2024-12-12 astro-ph.CO
Revealing the z~2.5 Cosmic Web With 3D Lyman-Alpha Forest Tomography: A Deformation Tensor Approach
对宇宙学物体的研究应考虑到它们在大尺度结构的宇宙网中的位置。不幸的是，宇宙网只在低红移（$z<1$）下被广泛映射，使用星系红移作为底层密度场的示踪剂。在$z>1$，所需的星系密度在可预见的未来是无法达到的，但在紧密分离的背景类星体和恒星形成星系中的莱曼- $α$森林吸收的3D重建已经提供了一个详细的窗口到$z\sim2-3$大尺度结构。我们量化的效用，这样的地图研究宇宙网络使用现实的$z=2.5$ Ly $α$森林模拟相匹配的观测性能即将到来的调查。基于变形张量的分析被用来对通量中的空隙、片、丝和节点进行分类，并将其与从底层暗物质场确定的那些进行比较。我们发现一个非常好的对应关系，与$70\%$的流量地图正确分类相对于暗物质网络的体积，和$99\%$分类在1本征值。这与基于星系的分类器的性能相比毫不逊色，即使是在低红移的最高星系密度。我们发现，狭窄的调查几何形状会降低宇宙网的恢复，除非调查是$\gtrsim 60\,h^{-1}\,\mathrm{Mpc}$或$\gtrsim 1\,\mathrm{deg}$的天空。我们还研究了作为宇宙网络的函数的晕丰度，并发现一个明确的依赖作为通量过密的函数，但很少明确依赖于宇宙网络。这些方法将提供一个新的窗口，在这个非常特殊的时间在星系的形成，“正午”的星系的宇宙学环境，并在这个时代的宇宙学结构的整体性能。
2016-11-03 astro-ph.CO
A New Recipe for Caustic Pancakes: On the Reality of Walls in the Cosmic Web
该研究利用受约束N体模拟与焦散骨架框架，推导原壁中心条件、分析其演化，首次计算宇宙壁拉格朗日空间体积，推断壁周围场与暗晕分布，并与原初势鞍点条件对比，探究宇宙网壁结构的真实性。
2025-10-02 astro-ph.CO
Galaxy orientation with the cosmic web across cosmic time
本工作利用宇宙流体动力学模拟Horizon-AGN研究了在宇宙时间内星系自旋与宇宙网的排列。宇宙网络结构是通过DISPERSE算法中实现的持久骨架提取的。研究发现，低质量星系的自旋更有可能与宇宙网的细丝对齐，并位于壁的平面内，而质量更大的星系倾向于具有垂直于细丝轴和壁的自旋。检测到质量跃迁的显著性为9 σ。这种星系排列与纯暗物质模拟中发现的暗晕自旋排列一致，也与（各向异性）潮汐力矩理论的预测一致。然而，与晕不同的是，低质量星系的排列很弱，在低红移时消失，而大质量星系的正交自旋取向很强，并随着时间的推移而增加，可能是合并的结果。在固定的质量，对准与星系形态：高红移对准主要是由螺旋星系，而椭圆形的中心是主要负责的垂直信号。这些预测的自旋排列相对于宇宙细丝和unprecendently墙成功地与现有的观测相比。星系的形状与宇宙网的不同组成部分的对齐也进行了研究。一个连贯的和更强的信号被发现在高质量的形状。在这项工作中探测的两个制度诱导竞争的星系排列信号弱透镜，相反的红移和光度演化。了解这些内在排列的细节将是利用未来主要宇宙剪切调查（如欧几里得或LSST）的关键。
2018-09-17 astro-ph.CO
Persistent homology of the cosmic web. I: Hierarchical topology in $Λ$CDM cosmologies
使用一组宇宙结构形成的$Λ$ CDM模拟，我们使用最先进的多尺度拓扑数据分析（TDA）工具来研究宇宙网络的不断演化的连通性和不断变化的拓扑结构。我们遵循宇宙网络拓扑结构的贝蒂数曲线的演变和特征持久性图的三个（拓扑）类的结构特征：物质浓度，细丝和隧道，和空隙的发展。贝蒂曲线将特征的突出性指定为密度水平的函数，它们随宇宙时代的演化反映了这些结构特征之间不断变化的网络连接。持久性图量化了拓扑特征的寿命和稳定性。在这项研究中，我们首次建立了持久性图之间的联系，它们显示的特征，以及引力驱动的宇宙结构形成过程。通过跟踪这些图表在宇宙时间内的发展，建立了宇宙网络的多尺度拓扑结构和宇宙结构的层次构建之间的联系。图中尖锐的顶点与结构形成过程中的关键转变密切相关。物质浓度图中的顶点与密度水平相一致，通常情况下，它们从哈勃膨胀中分离并开始坍塌。在这个层次上，许多独立的岛屿合并形成宇宙网络，大量的细丝和隧道出现，建立连接桥梁。顶点的位置趋势具有自相似的特征，这可能与宇宙网的层次结构有关。我们发现，持久性图提供了一个显着更高，更深刻的层次上的结构形成过程中的信息比更全球性的总结统计，如欧拉特征或贝蒂数。
2021-04-23 astro-ph.CO
The Zeldovich approximation: key to understanding Cosmic Web complexity
我们描述了宇宙结构形成的动力学如何定义宇宙网络脊柱的复杂几何结构。Zeldovich近似被用来模拟宇宙网的主干在其奇点结构。Arnold等人（1982）用突变理论的描述构成了我们分析的基础。这种二维分析涉及到引力演化四维相空间流形的拉格朗日和欧拉投影的深刻评估。它涉及到奇点类的完整家族的识别，以及我们所看到的在欧拉空间中随着结构的演变而出现的相应焦散线。特别是，因为它有助于勾勒宇宙网络的空间网络，我们调查这些奇点之间的空间连接的性质。我们的主要研究发现是所有的奇点都位于拉格朗日空间中的一组直线上。所有与焦散线有关的动力学过程都集中在这些线附近。我们演示并广泛讨论如何在这些线上找到所有的二维奇点。当将这种空间模式的线映射到欧拉空间时，我们发现最初不相交的线之间的连通性越来越大，从而形成了一个扩展网络。换句话说，这些线条构成了宇宙网全球几何进化的蓝图。
2013-11-20 astro-ph.CO
Filaments within filaments: unraveling the hierarchy of the cosmic web
Universidad de Salamanca（萨拉曼卡大学）；Inter-University Centre for Astronomy & Astrophysics（大学间天体物理中心）；Tata Institute of Fundamental Research（塔塔基础研究所）
本研究针对宇宙丝亚结构未被探索的问题，采用层级重建方案识别亚丝，发现其为统计上不同的结构，为确立宇宙网普遍层级结构提供关键依据。
2026-08-27 astro-ph.CO
A kinematic classification of the cosmic web
提出了一种新的宇宙网分类方法。在Hahn et al.（2007）和Forero-Romero et al.（2009）之前工作的扩展中，新算法基于速度剪切张量而不是引力潮汐张量的分析。该过程包括在空间中的每个（网格）点的剪切张量的建设和评估其三个特征向量。一个给定的点被分类为一个空洞，片，丝或结根据本征值的数量超过一定的阈值，分别为0，1，2，或3。阈值被视为定义web的自由参数。该算法已被应用到暗物质的唯一，高分辨率模拟的边长为64 $h^{-1}$ Mpc和N = $1024^3$粒子的WMAP 5/LCDM模型的框架。由此产生的基于速度的宇宙网络将结构解析到<0.1 $h^{-1}$ Mpc尺度，而基于潮汐的网络的尺度为~1 $h^{-1}$ Mpc。欠密区域由被平面薄片平分的扩展空隙组成，其密度也低于平均值。过密区域主要由线状细丝和结所支配。基于速度的宇宙网所实现的分辨率为在宇宙网框架内研究晕和星系的形成提供了平台。
2012-07-16 astro-ph.CO
Learning cosmic web environments with diffusion models
Université Paris-Saclay（巴黎萨克雷大学）；CNRS（法国国家科学研究中心）；Institut d’Astrophysique Spatiale（空间天体物理研究所）；Centre national d’études spatiales (CNES)（法国国家太空研究中心）；Laboratoire de Physique de l’École normale supérieure, ENS, Université PSL, CNRS, Sorbonne Université, Université Paris Cité（巴黎高等师范学院物理实验室，ENS，巴黎文理研究大学，CNRS，索邦大学，巴黎西岱大学）；Escuela Técnica Superior de Ingenieros Industriales, Universidad Politécnica de Madrid（马德里理工大学工业工程师高等学院）；GISC - Grupo Interdisciplinar de Sistemas Complejos（复杂系统跨学科小组）
本研究在Quijote模拟上训练扩散模型，通过分析自注意力图与T-Web宇宙网环境的对应关系，发现模型在多尺度上捕捉宇宙网结构并编码非高斯信息。
2026-09-10 astro-ph.CO
Evolution of superclusters in the cosmic web
目标。我们研究了宇宙网中超星系团系综的性质如何随时间演化。方法.我们使用LambdaCDM模型在盒子大小L0 = 1024，512，256 Mpc/h的宇宙网的演化进行数值模拟。我们发现超星系团合奏模型的四个演化阶段，对应于目前的时代z = 0，和红移z = 1，z = 3，z = 10。我们计算的超星系团的健身直径定义的超星系团的体积除以过密度区域的填充因子。最大的超星系团的几何和健身直径，以及作为阈值密度的函数的超星系团的数量被用来作为渗流函数来描述的几何性质的合奏的超星系团在宇宙网。我们计算了超星系团的几何直径、适合度直径和光度分布，并跟踪了逾渗函数和超星系团分布的时间演化。我们比较了斯隆数字巡天（SDSS）的星系模型和样本的逾渗函数和超星系团分布。结果我们的分析表明，超星系团的适合度直径在一定的阈值密度下有一个极小值。在同动坐标系中，极小值附近的适应度直径几乎不随时间变化。超星系团的数量有极大值，在所有的演化时期都是近似恒定的。超星系团的几何直径在宇宙网的演化过程中逐渐减小;超星系团的光度在演化过程中逐渐增加。结论.我们的研究表明，进化的变化发生在超星系团的动力学体积。超星系团的适合度直径和数量在演化过程中的稳定性是宇宙网的一个重要性质。
2019-01-27 astro-ph.CO
Dynamics of pairwise motions in the Cosmic Web
我们提出的暗物质（DM）成对的速度统计在不同的宇宙网络环境的分析结果。我们使用来自Millennium 2模拟的DM速度和密度场以及NEXUS+算法将模拟体积分割成唯一识别四种可能环境之一的体素：节点，细丝，墙壁或宇宙空隙。我们发现，PDF的平均下落速度$v_{12}$，以及它的空间依赖性与垂直和平行的速度色散承担了显着的大尺度结构环境中，DM粒子对嵌入的信号。成对的流动是显着冷，有较小的平均幅度在壁和空隙，相比，更密集的环境中的细丝和节点。我们对所得结果进行了讨论，表明它们与引力不稳定机制引起的成对运动的简单理论预言是一致的。我们的研究结果表明，宇宙网络元素是连贯的动力学实体，而不仅仅是时间的几何协会。此外，通过分割可用的特殊速度数据并研究由此产生的成对速度统计数据，
2014-12-30 astro-ph.CO
Bayesian Cosmic Web Reconstruction: BARCODE for Clusters
我们描述了贝叶斯条形码形式主义，已被设计为在一个给定的体积的基础上采样的星系团分布的宇宙网络的重建。基于这样的认识，即大质量致密星系团是形成宇宙网中各向异性，特别是无规特征的大尺度潮汐力场的主要部分。由于非线性的集群配置所施加的约束，我们诉诸于一个国家的最先进的约束重建技术，找到一个适当的统计采样实现的原始初始密度和速度场在同一宇宙区域。最终，这些初始条件的后续引力演化可以在适当的分析模型或N体计算机模拟的基础上进行。BARCODE形式主义包括对红移空间畸变的隐式处理。这使得直接重建的基础上的观测数据，而不需要对红移空间伪影的校正。在这方面的贡献，我们提供了一个总体概述的宇宙网络连接集群和贝叶斯条形码形式主义的描述。最后，我们介绍了它的成功运作方面的测试运行的基础上模拟的大尺度物质分布，在物理空间以及在红移空间。
2016-11-03 astro-ph.CO
Clusters in the Disperse cosmic web
暗物质模拟中的星系团质量晕（“星系团”）与使用分散宇宙网发现器发现的几个不同宇宙网中的节点相匹配。这些Web具有不同的模拟平滑和分散参数选择;对于每个Web，考虑4种方法将分散节点匹配到聚类。对于大多数站点，分散节点的数量超过集群，但并非每个集群都有分散节点匹配（有时$>1$集群匹配到同一个分散节点）。经常缺少一个匹配的离散节点的集群有一个不同的分布的局部剪切趋势，也许合并的历史。这可能是有趣的，看看在其他方面，例如，观察性质，这些集群不同。对于使用平滑$\leq$ 2.5 $Mpc/h$的Web，以及除了最严格的匹配标准之外的所有匹配标准，$\sim$ 3/4的聚类始终具有离散节点对应物。距离给定离散节点最近的聚类（反之亦然）在两倍平滑长度内，服从聚类质量-离散节点密度关系。两个集群都匹配分散节点的集群对也可以分配这些节点之间的细丝，但随着网络和匹配方法的变化，大多数这样的细丝不会保留。在星系团对之间，亚晕计数和晕质量增强，对分配给分散丝的星系团对进行平均会增加增强。这里的方法也适用于在许多宇宙网络结构中比较节点，使用固定的底层集群分布来进行对应。
2022-03-28 astro-ph.CO
The cosmic web for density perturbations of various scales
我们在数值模拟中跟踪星系系统的演化。我们的目标是了解不同尺度的密度扰动在宇宙网形成和演化中的作用。我们进行了数值模拟与全功率谱的扰动，并在长波长的频谱削减。此外，我们有一个模型，在那里我们削减中间波。我们分析了密度场，研究了不同模型下空洞的大小和密度场簇。我们的分析表明，精细结构（集团和星系团）是由小尺度的密度扰动$\leq 8$ \Mpc。星系和星系团的细丝是由从$\sim 8$到$\sim 32$ \Mpc的中等尺度扰动产生的，星系的超星系团是由更大的扰动产生的。我们的结论是，宇宙网的模式的规模是由密度扰动的规模高达$\sim 100$ \Mpc。更大的扰动不会改变网络的模式，但会调节星系系统的丰富性，并使空洞变得更空。随着密度扰动尺度的增加，宇宙网图案尺度的增加停止了，这也许可以解释为宇宙网在红移$z\simeq 0.7$处的冻结。
2011-11-24 astro-ph.CO
Filaments of the radio cosmic web: opportunities and challenges for SKA
探测宇宙网中弥漫的气体成分仍然是一项艰巨的挑战。在这项工作中，我们研究了同步辐射从宇宙网模拟SKA 1的观测，这可以代表一个基本的探测温暖，热的星系际介质。我们研究起源于相对论电子的无线电发射周围的宇宙细丝的冲击加速，假设扩散冲击加速和（未知的）大尺度磁场的功能。如果磁场与热气体处于$\sim 10$百分比均分的水平，对应于模拟中质量最大的细丝的$\sim 0.1 μG$，那么宇宙网中大（$>10 \rm Mpc$）细丝的最亮部分的探测应该在SKA 1-LOW的范围内。在用SKA 1-LOW进行为期两年的巡天期间，这将使我们能够首次探测射电宇宙网的“冰山一角”，并使SKA成为研究大尺度结构中宇宙磁性起源的有力工具。另一方面，SKA 1-MID和SKA 1-SUR似乎不太适合在低红移（$z \leq 0.4$）的科学案例，由于缺少短基线和随之而来的缺乏与暗条相关的大尺度亮度波动的信号。在这种情况下，只有非常长的曝光时间（$\sim 1000$ hr）才能检测到SKA 1-SUR PAF波段1视野中的$\sim 1-2$灯丝。
2015-01-01 astro-ph.CO
Limiting Magnetic Fields in the Cosmic Web with Diffuse Radio Emission
我们通过交叉相关的2.3 GHz的S-PASS调查与来自约束磁流体动力学（MHD）模拟的本地宇宙网络的模型的同步宇宙网络的存在设置限制。MHD模拟假设宇宙学播种的磁场在大尺度结构形成过程中被放大，以及星系际介质中质子-质子碰撞产生的相对论电子/正电子。我们设置了一个模型相关的3 $σ$上限上的同步表面亮度为0.16毫焦弧分$^{-2}$在2.3 GHz的灯丝。从模拟产生的磁场图外推，我们推断在当前时期的灯丝中的上限（密度加权）磁场为0.03（0.13）$μ$ G，以及B $_{PMF}$ ~1.0 nG的原始磁场（PMF）的极限。
2017-03-22 astro-ph.CO
The Cosmic V-Web
从红移巡天图中看到的，在模拟中再现的，围绕着空洞的嵌入式星团的细丝网络被称为宇宙网。通过考虑星系速度场中的剪切，提供了一个补充的描述。剪切的特征值提供了关于区域是否在三维中塌陷、结的条件、在三维中膨胀、空隙的条件、或处于细丝或薄片的中间条件的信息。由本征值定量定义的结构可以用等值线来近似，这些等值线提供了宇宙速度（V）网的视觉表示。目前的应用是基于来自Cosmicflows-2距离集合的径向特有速度。三维速度场的线性近似中使用维纳滤波器的方法来构造。在网格上的每个点处计算速度剪切的特征值。在这里，结和细丝在直径约0.1c的局部区域内可视化。
2017-06-11 astro-ph.CO
Multi wavelength cross-correlation analysis of the simulated cosmic web
我们使用磁流体动力学宇宙学模拟来研究不同观测量（即X射线发射、21 cm处的Sunyaev-Zeldovich信号、HI温度衰减、扩散同步辐射和法拉第旋转）之间的互相关，作为宇宙网中扩散物质分布的探针。我们采用一个统一的和简单的方法来产生在不同波长的合成观测，我们比较了不同组合的观测相互关联，并与底层的星系分布在体积的检测机会。利用目前可用的星系调查和现有仪器，探测晕外宇宙网中扩散气体的最佳机会是将星系的分布与Sunyaev-Zeldovich观测进行交叉相关。我们还发现，星系网络与射电发射或法拉第旋转之间的互相关已经可以用来限制河外磁场的振幅，远远超出了现有射电观测通常探索的星系团体积，并通过未来一代的射电观测来探测宇宙磁力的起源。
2020-04-17 astro-ph.CO
Extended percolation analysis of the cosmic web
目标。我们开发了一个扩展的渗流方法，允许比较的几何性质的真实宇宙网络与模拟的暗物质网络的合奏过和欠密度系统。方法.我们扫描了暗物质（DM）模型和SDSS观测样品的密度场，在很大的阈值密度范围内发现了连通的过密度区和欠密度区。作为阈值密度的函数的Lc、填充因子和最大团簇和空隙的数目被用作逾渗函数。结果我们发现不同盒子大小的DM模型的渗流函数非常相似。这种稳定性表明，本文中发现的宇宙网的特性可以应用于整个宇宙网。渗流函数强烈依赖于平滑长度。在平滑长度为1 $h^{-1}$ Mpc时，簇的逾渗阈值密度为$\log P_C = 0.718 \pm 0.014$，空隙的逾渗阈值密度为$\log P_V = -0.816 \pm 0.015$，与随机样品的逾渗阈值$\log P_0 = 0.00 \pm 0.02$非常不同。结论.扩展逾渗分析是一种多功能的方法，可以在广泛的参数范围内研究宇宙网的各种几何性质。SDSS样本的逾渗函数与DM模型样本的逾渗函数有很大不同。SDSS样品只有一个大的膨胀空隙，几乎充满了整个体积。SDSS样本包含许多小的孤立的集群在低阈值密度，而不是一个单一的离散DM集群。这些差异是由于存在于模型样本中的稀薄的暗物质网络，但在实际观测样本中却不存在。
2018-05-15 astro-ph.CO
Understanding the cosmic web
我们调查的特点和宇宙网的时间演化从红移，z=2，到现在的时间，在NEXUS+算法的框架内。这就需要引入新的分析工具，以最佳方式描述宇宙网络这一非常复杂和分层的模式。特别是，我们表征细丝（壁）的线性（表面）质量密度。这对于捕捉这些结构的演变是非常好的。在早期，宇宙由纤细的细丝和薄片主导，在随后的进化中，它们合并在一起，这样今天的网络就由更少但更大的结构主导。我们还表明，空洞更自然地描述他们的边界，而不是他们的中心。我们说明了这一点的空隙密度分布，其中，当表示为从空隙边界的距离的函数时，显示出良好的定性协议与理论壳交叉框架的扩展欠密区域的一个普遍的配置文件。
2015-01-06 astro-ph.CO
Turbulence revealed by wavelet transform: power spectrum and intermittency for the velocity field of the cosmic baryonic fluid
本研究利用连续小波变换结合IllustrisTNG模拟，分析宇宙重子流体速度场湍流的能谱与间歇性，划分湍流区间并揭示红移、环境密度及能谱指数的相关规律。
2024-08-09 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
Magnetising the Cosmic Web during Reionisation
证据一再表明，宇宙片，细丝和空隙今天可能被大量磁化。然而，星系际介质中磁场的起源目前还不确定。我们讨论了一个磁机制的基础上交换的动量硬光子和电子之间的非均匀星系际介质。在再电离时期，在电离源附近操作，它能够在与电离源之间的距离相当的尺度上产生相关强度的磁种子。此外，当考虑到所有电离源的贡献和气体不均匀性的分布时，在再电离结束时，它会导致一个磁化水平，该磁化水平可以解释宇宙网络中当前的磁场强度。
2018-11-22 astro-ph.CO
Mean maps for cosmic web structures in cosmological initial conditions
宇宙网中的晕、丝、片和空洞可以用平滑剪切张量的本征值和一个阈值$λ_{\rm th}$来定义。利用解析方法，我们构造了对应于宇宙学初始条件的高斯随机场的以这些类型的结构为中心的平均映射。每个映射还需要选择原点处的切变;我们考虑三种可能性。我们在这些平均图中找到中心物体的特征尺寸，形状和其他属性，并探索这些属性如何随着阈值和平滑尺度的变化而变化，即改变宇宙网到不同种类组件的分离。随着阈值$λ_{\rm th}$降低到零，均值图变得越来越复杂。我们还描述了分散在这些平均地图，微妙之处，可能会出现在他们的建设，和一些比较晕在地图上和崩溃的晕在最后的时间。
2015-11-23 astro-ph.CO
The intergalactic medium in the cosmic web
星系际介质（IGM）占所有时期重子的90%，但它在宇宙网中的三维分布仍然是未知的。之所以如此，是因为观察IGM主体的唯一可行方法是通过明亮背景源光谱中的介入吸收线系统，这将其表征限制为一维。尽管如此，通过将多个一维IGM信息与三维星系巡天相结合和交叉匹配，可以获得平均的三维图像。在这里，我们提出了我们最近和目前的努力，映射和表征IGM在宇宙网络中使用星系作为示踪剂的基本质量分布。特别是，我们总结了我们的研究结果：（一）IGM周围的恒星形成和非恒星形成星系;（二）IGM内和周围的星系空洞;（三）IGM在星系团间细丝。有了这些数据集，我们可以直接测试宇宙中重子物质结构形成和演化的现代范式。
2014-10-01 astro-ph.CO
Bayesian large-scale structure inference: initial conditions and the cosmic web
我们描述了一个创新的统计方法从头算同时分析的形成历史和形态的大尺度结构的非均匀宇宙。我们的算法探讨了联合后验分布的许多数以百万计的参数，通过有效的汉密尔顿马尔可夫链蒙特卡罗采样。我们描述了它的应用程序的斯隆数字巡天数据发布7和一个额外的非线性滤波步骤。我们说明了使用我们的研究结果的宇宙网络分析：通过潮汐剪切分析和推断的暗物质空隙的结构识别。
2014-10-06 astro-ph.CO
Bayesian analysis of the dynamic cosmic web in the SDSS galaxy survey
最近应用贝叶斯算法BORG的斯隆数字巡天（SDSS）的主要样本星系的物理推断所观察到的大尺度结构的形成历史，从它的起源到现在的时代。在这项工作中，我们使用这些推论作为输入的详细概率宇宙网类型的分析。为此，我们使用快速的、完全非线性的引力模型来生成大尺度结构的大量数据约束实现。然后，我们进行了动态分类的宇宙网络分为四个不同的组成部分（空隙，片，丝，和集群）的基础上的潮汐场。我们的推理框架自动和自我一致地传播典型的观察不确定性的网络类型的分类。因此，这项研究产生了准确的宇宙学分类的大尺度结构元素的SDSS卷。通过提供这些结构图的历史，该方法允许分析初始密度场中存在的宇宙网的早期痕迹的起源和生长，以及不同结构的体积和质量填充分数等全球量的演变。对于网络型分类的问题，在这项工作中所描述的结果构成了理论和观测之间的第一个连接，在非线性尺度，包括结构形成的物理模型和证明能力的不确定性量化。宇宙学和使用真实数据的信息论之间的联系也自然地出现在我们的概率方法中。我们的研究结果构成了定量的计时宇宙学的复杂的网络状图案所观察到的星系分布。
2015-06-22 astro-ph.CO
The cosmic web through the lens of graph entropy
我们探索的信息论熵的图作为一个标量来量化宇宙网络。我们发现熵值在1.5和3.2位之间的范围内。我们认为，这种熵可以被用来作为一个离散的模拟标量用于量化连续密度场的连接。在表明熵清楚地区分了聚集点和随机点之后，我们使用模拟来衡量测量几何形状，宇宙方差，红移空间扭曲，红移演化，宇宙学参数和空间数密度的影响。宇宙方差的影响最小，而从调查的几何形状，红移空间扭曲，宇宙学参数和红移演化的变化产生较大的变化的顺序上的$10^{-2}$位。对图熵的最大影响来自于聚类点的数量密度的变化。随着数量密度的降低，宇宙网变得不那么明显，熵可以减少到0.2比特。图熵计算简单，可以应用于模拟和大星系红移巡天的观测数据;它是一种新的统计量，可以与其他类型的拓扑或聚类测量互补。
2020-08-18 astro-ph.CO
Tracing high redshift cosmic web with quasar systems. Invited talk at IAU Symposium 308
利用SDSS DR 7类星体目录中的类星体数据，我们研究了红移为1.0 <= z <= 1.8的宇宙网。类星体系统确定了一个朋友的朋友（FoF）算法在一系列的链接长度。在连接长度l <= 30 Mpc/h时，类星体系统的直径小于随机系统的直径，与本宇宙中星系超星系团的大小相当。类星体系统的平均空间密度接近于局部富超星系团的平均空间密度。在较大的连接长度的类星体系统的直径是可比的超星系团复合体在我们的宇宙邻居的大小。最丰富的类星体系统的直径超过500 Mpc/h。在随机分布中也可以发现非常丰富的系统，但类星体样品中贯穿整个样品体积的扩散系统的连接长度比随机样品中的小，表明类星体系统的大尺度分布不同于随机分布。我们网页上的类星体系统目录（http：//www.aai.ee/aimaret/QSOsystems.html）是一个数据库，可以用来搜索超星系团和追踪高红移的宇宙网。
2014-09-04 astro-ph.CO
The network analysis of the cosmic web as a tool to constrain cosmology and cosmic magnetism
INAF-Istituto di Radioastronomia（意大利国家天体物理研究所射电天文台）；Bogolyubov Institute for Theoretical Physics of the NAS of Ukraine（乌克兰国家科学院波戈留博夫理论物理研究所）；Astronomical Observatory of Ivan Franko National University of Lviv（利沃夫伊万·弗兰科国立大学天文台）
通过分析宇宙网的网络结构，研究其对宇宙学参数σ_8和原始磁场模型的敏感性，以区分不同宇宙学场景。
2025-11-27 astro-ph.CO
Evolution of the cosmic web
宇宙网是物质各向异性引力坍缩的最大尺度表现。它代表了线性和非线性结构之间的过渡阶段，并包含有关结构形成过程早期阶段的易于获取的信息。本文考察了自1980年以来汉语词形成分的特征及其时间演变。我们的分析涉及应用NEXUS多尺度形态滤波器（MMF）技术，主要是其NEXUS+版本，高分辨率和大体积的宇宙学模拟。我们量化的宇宙网络组件的质量和体积含量，其密度分布和晕人口。我们采用新的分析技术来确定细丝和薄片的空间范围，如它们的总长度和局部宽度。这种分析确定了簇和细丝作为网络的最突出的组成部分。相比之下，虽然空洞和片占据了大部分体积，但它们对应于密度不足的环境，并且没有群体大小和更大质量的晕。在早期，宇宙由纤细的细丝和薄片主导，在随后的进化中，它们合并在一起，这样今天的网络就由更少但更大的结构主导。对环境之间的质量传输的分析清楚地表明了物质如何从空隙流入墙壁，然后通过细丝进入集群区域，形成宇宙网络的节点。我们还研究了单个分枝的性质，发现长的，几乎直的，延伸到大于100 Mpc/h的距离的细丝。它们构成了大质量星系团之间的桥梁，这些星系团似乎沿着近似直线形成。
2014-05-29 astro-ph.CO
The four cosmic tidal web elements from the $β$-skeleton
在大规模光谱巡天中，对观测到的星系进行精确的宇宙网分类要么是高度不确定的，要么是计算成本很高的。作为替代方案，我们探索了一种基于快速机器学习的方法，从星系分布的$β$骨架图中推断出星系分布的暗物质潮汐宇宙网络环境。我们开发和测试我们的方法，使用宇宙学磁流体动力学模拟插图-TNG在$z=0$。我们探索了三种不同的基于树的机器学习算法，发现随机森林分类器可以最好地使用基于图的特征来将星系分类为属于T-Web分类算法定义的峰，丝或片。星系和暗物质T网之间的最佳匹配对应于$2$ Mpc尺度上平滑的密度场，这是$λ_{\rm{th}}=0.0$的无量纲潮汐张量特征值和$8\times 10^{-3}$ Mpc $^{-3}$周围星系数密度的阈值。该方法的加权F1得分为0.728，全局准确度为74%。更广泛的测试，考虑到光锥效应和红移空间失真（RSD）的留给未来的工作。我们在公共存储库中提供了我们排名最高的随机森林模型之一，以供将来参考和重用。
2021-08-23 astro-ph.CO
Cosmic web alignments with the shape, angular momentum and peculiar velocities of dark matter haloes
我们研究的暗物质晕与宇宙网的潮汐和速度剪切场的特点。我们专注于他们的形状，角动量和奇特的速度对齐。我们使用的宇宙学N体模拟，允许研究暗物质晕跨越近五个数量级的质量（$10^{9}$ - $10^{14}$）$h^{-1}$ $M_{\odot}$和空间尺度的$(0.5$ - $1.0)$ $h^{-1}$ Mpc定义的宇宙网络。我们发现，晕的形状提出了最强的对齐沿最小的潮汐特征向量，例如，沿细丝和墙壁，随着晕质量的增加，信号变得更强。在速度切变场的情况下，只有大质量的晕$>10^{12}$ $h^{-1}$ $M_{\odot}$的形状倾向于沿着最大的潮汐本征向量排列，也就是说，垂直于细丝和壁。对于角动量，我们发现只有在潮汐和速度剪切腹板中的质量比$10^{12}$ $h^{-1}$ $M_{\odot}$大的晕才有对准信号，其中偏好是平行于中间本征向量，垂直于细丝和平行于墙壁。最后，奇特的速度显示出强烈的对齐沿最小的潮汐特征向量的所有晕质量;晕沿细丝和墙壁。在速度切变中，存在着同样的排列，但较弱，而且只存在于质量小于$10^{12}$ $h^{-1}$ $M_{\odot}$的晕中。我们的研究结果清楚地表明，我们用来定义宇宙网的两种不同算法描述了非线性坍缩的不同物理方面，应该以互补的方式来理解宇宙网对星系演化的影响。
2014-07-02 astro-ph.CO
Large-Scale Velocity Dispersion and the Cosmic Web
宇宙学背景下的引力坍缩产生了一个由空隙、壁、细丝和节点组成的错综复杂的宇宙网。无碰撞塌缩的各向异性性质导致各向异性速度分散或应力的出现，其在壳层穿越后吸收大部分动能。在本文中，我们测量这个大规模的速度色散张量$σ^2_{ij}$在$N$体模拟使用相空间插值技术。我们研究了速度弥散张量场的振幅和各向异性对环境的依赖性，并测量了它的空间相关性和排列。$σ^2_{ij}$的各向异性自然编码的崩溃历史，从而导致一个参数的四个动态不同的宇宙网络组件的识别。我们发现这种纯粹的动态分类与现有的一些分类方法是非常一致的。特别是，我们证明了$σ^2_{ij}$是很好地对准与大规模的潮汐场。我们进一步研究了小尺度密度波动对大尺度速度色散的影响，发现测得的振幅和排列由最大的扰动主导，因此在很大程度上不受影响。我们预期这些结果将提供重要的新见解，各向异性的性质引力坍缩在大尺度上，和出现的各向异性应力的宇宙网络。
2019-07-04 astro-ph.CO
Cosmic Web Dynamics: Forces and Strains
本研究基于N-body模拟量化了宇宙网各组件的引力与潮汐力，发现纤维束是主导的引力主体，而空洞决定了宇宙网的空间组织与连通性。
2024-07-23 astro-ph.CO
FIGARO Simulation: FIlaments & GAlactic RadiO Simulation
我们产生了第一个低到中频无线电模拟，结合了传统的河外射电源以及同步加速器宇宙网发射。FIlaments \& GAlactic Radio（FIGARO）模拟包括10个独特的\SI{4x4}{\degree}场，包括活动星系核（AGN）、恒星形成星系（SFG）和同步加速器宇宙网发射，红移为$z = 0.8$，频率范围为100-1400 MHz。为此，模拟将最近的$100^3$ Mpc $^3$磁流体动力学模拟（Vazza等人，2019年），校准以匹配观测到的无线电遗迹人口统计数据，以及用于模拟河外射电源的更新的“T-RECS”代码（Bonaldi等人，2019年）。独特的是，活动星系核和SFG的填充和定位根据宇宙学模拟的基本物质密度。通过这种方式，模拟提供了对宇宙网的表观形态，角度尺度和亮度的准确理解，以及-至关重要的-宇宙网相对于嵌入的河外射电种群的聚类特性。我们发现，同步加速器宇宙网并没有密切跟踪宇宙网的基本质量分布，而是由周围的暗物质晕的发射冲击壳为主，类似于一个大的，未被发现的人口的无线电遗迹。我们还表明，与准确的内核，宇宙网络无线电发射是清楚地检测到的互相关技术，这个信号是可分离的嵌入河外射电人口。我们提供的模拟作为一个公共资源，对技术的发展，用于检测和测量同步加速器宇宙网。
2021-06-15 astro-ph.CO
The Peak/Dip Picture of the Cosmic Web
初始剪切场在形成大尺度结构、塑造宇宙网的几何形状、形态和拓扑结构中起着核心作用。我们讨论了最近的理论框架的剪切张量，被称为“峰/倾角图片”，它占的事实，晕/空隙可能会形成从局部极值的密度场-而不是从随机的空间位置;标准Doroshkevich的形式主义是广义的，包括密度Hessian和剪切场之间的相关性在空间中的特殊点周围的晕/空隙可能会形成。然后，我们提出了“峰/谷偏移集为基础的”算法，以及其最近的应用-合并峰值理论与标准偏移集的方法。
2014-11-05 astro-ph.CO
