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
Cosmic Voids in the SDSS DR12 BOSS Galaxy Sample: The Alcock-Paczynski Test
我们应用Alcock-Paczynski（AP）测试的堆叠空洞确定使用的大尺度结构星系目录的重子振荡光谱调查（BOSS）。这个星系目录是斯隆数字巡天（SDSS）数据发布12的一部分，也是SDSS-III的最终目录。我们还使用了1000模拟星系目录相匹配的几何形状，密度和集群属性的BOSS样本，以表征我们的测量的统计不确定性，并考虑到系统误差，如红移空间失真。对于BOSS数据和模拟星表，我们使用ZOBOV算法来识别空洞，我们将所有有效半径为30- 100 Mpc/h，红移范围为0.43-0.7的空洞叠加在一起，并精确测量了叠加空洞的形状。对模拟星表的测试表明，我们测量的堆积空洞椭圆率的统计精度为2.6%。我们发现红移空间中的堆积空洞沿视线方向有轻微的挤压，这与以前的研究结果一致。我们在平坦LCDM模型中假设几个Omega_m值，重复测量BOSS数据中的堆叠空洞形状，并与红移空间中的模拟目录进行比较，以进行AP检验。我们从AP检验中获得了68%置信水平下的$Ω_m = 0.38^{+0.18}_{-0.15}$约束。我们讨论了各种来源的统计和系统噪声，影响这种方法的约束力。特别是，我们发现测得的椭圆率堆叠空隙尺度更弱的宇宙学比标准AP预测，导致显着较弱的约束。我们将讨论如何AP约束将改善在未来的调查更大的体积和密度。
2016-04-29 astro-ph.CO
Discovery of Magnetic Fields Along Stacked Cosmic Filaments as Revealed by Radio and X-Ray Emission
弥漫的细丝连接星系团形成宇宙网。探测这些细丝可以获得关于磁场强度、宇宙射线数量和星系团间气体温度的信息，然而，这些桥的微弱和大规模性质使得直接探测非常具有挑战性。利用多个独立的全天射电和X射线图，我们堆叠成对的发光红色星系作为星团对的示踪剂。对于第一次，我们检测到的平均表面亮度之间的集群从同步加速器（无线电）和热（X射线）发射与$\gtrsim 5σ$的意义，在物理尺度上大于观察到的日期（$\geq 3\,$百万分之一）。我们得到的同步辐射光谱指数$α\simeq -1.0$和估计的平均磁场强度$ 30 \leq B \leq 60 \,$ nG，来自均分和逆康普顿参数，这意味着5至15 $\,$度的场规律性相比，法拉第旋转测量估计。虽然X射线探测与预测相符，但平均无线电信号比宇宙学模拟和暗物质湮灭和衰变模型预测的要高。这一发现表明，在被显著磁化的质量浓度之间存在连接结构，并且存在足够的宇宙射线以产生可检测的同步辐射。
2021-06-09 astro-ph.CO
Fossil evidence for spin alignment of SDSS galaxies in filaments
我们寻找并找到化石证据，证明宇宙网细丝中星系的自旋轴相对于其宿主细丝的分布不是随机分布的。这表明大尺度潮汐力矩的作用影响了位于宇宙细丝中的星系的排列。为此，我们构建了一个包含边缘星系的干净细丝目录。我们开始应用多尺度形态滤波器（MMF）技术的星系在红移失真校正版本的斯隆数字巡天DR 5。从这个样本中，我们提取了426个包含边缘星系的细丝（b/a < 0.2）。然后相对于各种质量标准对这些长丝进行视觉分类。使用“特征测量”的统计分析表明，这些边缘星系相对于其母星系的方向分布与基于方向随机分布所预期的方向明显偏离。对这个结果的解释可能不是立即显而易见的，但是很容易识别出14个天体的总体，它们的自旋轴垂直于母暗条的脊柱（\cos θ< 0.2）。候选对象被发现在相对较不密集的细丝。这可能是预期的，因为在这样的位置的星系遭受较少的相互作用与周围的星系，因此更好地保持其潮汐诱导的取向相对于母丝。寻找化石证据的对齐技术产生相对较少的候选对象，但它不会受到稀释效应固有的相关分析大样本。
2010-07-05 astro-ph.CO
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
Limit on graviton mass using stacked galaxy cluster catalogs from SPT-SZ, Planck-SZ and SDSS-redMaPPer
在过去的几年里，随着引力波的探测，人们对获得引力子质量的观测边界的兴趣重新抬头，因为大质量引力子理论在解决宇宙学和基础物理学中的多个问题方面具有多功能性。在这项工作中，我们采用Rana等人提出的方法。（arXiv：1801.03309），其中包括寻找Yukawa样的重力势下降，堆叠星系团目录从三个不同的调查。其中包括2500平方米的目录。度SPT-SZ调查，普朗克全天空SZ目录，以及从10,000平方米的redMapPer选择的目录。SDSS-DR 8数据。90% c.l.用SPT、Planck和SDSS得到的引力子质量的极限分别为：$m_g < 4.73 \times 10^{-30}$ eV、$3.0 \times 10^{-30}$ eV和$1.27 \times 10^{-30}$ eV，用康普顿波长得到的极限分别为：$λ_g >2.62 \times 10^{20}$ km、$4.12 \times 10^{20}$ km、$9.76 \times 10^{20}$ km.这些限制比以前星系团的最佳界限严格五倍。
2018-09-29 astro-ph.CO gr-qc
The Mass-Metallicity Relation with the Direct Method on Stacked Spectra of SDSS Galaxies
星系恒星质量和气相金属丰度之间的关系是驱动星系演化的主要过程的敏感诊断，即宇宙学气体流入，恒星中的金属生产，以及通过星系风的气体流出。我们采用直接方法测量了SDSS中约200，000个恒星形成星系的金属丰度，这些星系堆叠在（1）恒星质量和（2）恒星质量和恒星形成率（SFR）的箱中，以显着提高应用直接方法所需的弱[O III] 4363和[O II] 7320，7330极光线的信噪比。这些金属丰度测量跨越三十年的恒星质量从log（Mstar/Msun）= 7.4-10.5，这使得直接方法的质量-金属丰度关系，同时捕获高质量的周转和延长整整十年的质量低于以前的研究，采用更不确定的强线方法。直接法的质量-金属丰度关系在低质量（O/H ~ Mstar^{12}）时急剧上升，直到log（Mstar/Msun）= 8.9时翻转，在高质量时渐近线至12 + log（O/H）= 8.8。直接方法的质量金属丰度关系有一个陡峭的斜率，较低的周转质量，和一个因素的两到三个更大的依赖SFR比强线质量金属丰度关系。此外，SFR的依赖性似乎单调的恒星质量，不像强线质量金属丰度的关系。我们还测量了N/O丰度比，一个重要的恒星形成历史的示踪剂，并找到了明确的签名，初级和次级氮富集。N/O与氧丰度密切相关，与恒星质量的关系更是如此。
2013-02-05 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
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
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
X-ray emission from cosmic web filaments in SRG/eROSITA data
使用公开可用的eROSITA最终赤道深度调查（eFEDS）数据，我们检测到堆叠的X射线发射在463个灯丝的位置在3.8西格玛的基础上的所有能带的组合的意义。同时，我们发现在零假设下测量的概率为~0.0017。在斯隆数字巡天的巡天中，这些暗条被认为是星系，长度在30 Mpc到100 Mpc之间，0.2 < z < 0.6。细丝的堆叠是在0.4 - 2.3 keV能量范围内，在掩蔽了已分辨的星系群和星系团以及从ROSAT、Chandra、XMM-Newton和eROSITA观测中确定的X射线点源之后，使用eFEDS X射线计数率图进行的。此外，通过从丝棘中减去10 - 20 Mpc之间区域中的信号，消除了扩散X射线前景和背景发射或任何残余贡献。对于叠加信号，我们进行了X射线光谱分析，这表明该信号与热发射有关。根据具有等离子体发射的天体物理等离子体发射代码和具有β =2/3的β模型气体分布的模型，所检测到的X射线信号可以被解释为来自灯丝中的热气体的发射，其平均气体温度为1.0（+0.3 -0.2）keV，并且在灯丝中心处的气体过密度为21 +-5。
2022-12-03 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
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
The Filament Rift: $Λ$CDM's Structural Challenge Against Observation
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
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
The red halos of SDSS low surface brightness disk galaxies
星系微弱的恒星晕包含了关于最古老恒星和星系形成过程的关键信息。先前对盘状星系堆叠SDSS图像的研究揭示了一个具有异常红色r-i颜色的晕，似乎与我们目前对恒星晕的理解不一致。在这里，我们调查了低表面亮度盘星系的微弱信封的统计特性，以寻找进一步的支持红色过剩。从SDSS数据Release 5中选择了1510个边缘低表面亮度星系，重新缩放到相同的表观大小，对齐并堆叠。这一过程使我们能够达到mu_g ~ 31 mag arcsec^-2的表面亮度。在仔细评估仪器光散射效应后，我们得出了g，r和i的中值和平均径向表面亮度和颜色分布。然后根据g-r颜色将样本分为3个子样本。所有三个样品在厚盘/晕区域中表现出r-i的红色过量。整个样品的晕色g-r = 0.60+-0.15和r-i = 0.80+-0.15，与任何正常类型的恒星星族的颜色都不相容。事实上，没有类似的颜色异常是看到在可比的表面亮度水平沿磁盘排除了天空减法残差作为极端颜色的来源。一些可能的解释，这些异常的红色晕进行了讨论。我们发现，两种不同的情况-尘埃灭绝的河外背景光和一个恒星星族与一个非常底部重的初始质量函数-似乎是大致符合我们的观察和类似的红色过剩的其他类型的星系晕报告。
2010-03-10 astro-ph.CO
Probing the cosmic web: inter-cluster filament detection using gravitational lensing
探测宇宙网络中的暗物质细丝的问题被认为是。弱透镜是暗物质的理想探测器，因此形成了特别有前途的探测方法的基础。我们认为，并开发了一些弱透镜技术，可用于检测细丝在个人或堆叠集群领域，并将其应用到合成透镜数据集的领域集群千年模拟。这些技术是多极矩的剪切和收敛，质量重建，并使用马尔可夫链蒙特卡罗方法参数化拟合细丝质量配置文件。特别是，两个新的灯丝检测技术进行了探讨（多极剪切滤波器和马尔可夫链蒙特卡罗质量配置文件适合），我们概述了能够识别和量化灯丝配置文件所需的数据的质量。我们还考虑了大尺度结构对灯丝检测的影响。我们的结论是，使用这些技术，将有现实的前景，从未来的天基任务的数据检测细丝。本文提出的方法将在未来的探测中对暗物质细丝的识别有很大的用处。
2009-10-14 astro-ph.CO
Dark matter decay signals in cosmic filaments
本文利用EAGLE模拟研究宇宙纤维中的暗物质密度轮廓，发现GeV尺度暗物质衰变可产生可探测射电同步辐射，并通过叠加纤维射电数据将暗物质衰变寿命限制提高了最多两个数量级。
2025-04-10 astro-ph.CO hep-ph
The stacked ISW signal of rare superstructures in ΛCDM
据报道，在SDSS亮红星系目录中发现的罕见超结构的CMB中检测到堆叠集成的萨克斯-沃尔夫（ISW）信号具有非常高的统计意义。观测到的信号的幅度先前被认为比理论上的ΛCDM期望值大3个标准差以上。然而，这一计算是在线性近似中进行的，并且依赖于可能导致ΛCDM预期被低估的假设。在这里，我们更新了理论模型计算，并将其与从ΛCDM宇宙的N体模拟中获得的ISW映射的分析进行比较。模型预测和地图分析之间的差异很小，不能解释与观测的差异，这仍然是>3 s.d.。意义我们讨论了这种异常的宇宙学意义，并推测替代模型来解释它的潜力。
2013-01-21 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
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
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
Lensing Measurements of the Mass Distribution in SDSS Voids
我们测量弱透镜的质量分布的空隙从体积有限的样品SDSS发光红镓（LRGs）。我们使用一种算法来找到空隙，该算法旨在通过将调查体积划分为2D切片来最大化透镜信号，然后在LRG的2D分布中找到孔。我们对大约20，000个半径在15-55 Mpc/h之间的空洞进行了堆叠剪切测量，红移在0.16-0.37之间。我们测量了孔隙的特征径向剪切信号，信噪比为7。质量分布对应于空隙半径内的约-0.4的分数欠密度，并且缓慢接近平均密度，表明部分补偿的空隙结构。我们将我们测量的形状和振幅与Krause等人2013年的预测进行比较。星系分布中的空洞已经被广泛地模拟和测量SDSS。我们讨论了如何增加空的质量配置文件可以使星系形成和宇宙学的研究。
2016-12-09 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
Galaxy Cluster Mass Estimation from Stacked Spectroscopic Analysis
我们使用模拟星系巡天研究：i）星系成员的redMapper集群映射到底层的晕人口，和ii）的准确性的平均动态集群质量，$M_σ(λ)$，来自堆叠成对光谱的集群丰富$λ$。使用Rozo et al.（2015 RMIV）的SDSS redMaper星系团样本研究后图案化的$\sim\! 130,000$星系对，我们表明模拟中具有$m_i < 19$的中心卫星对的成对速度PDF与RMIV中看到的形式相匹配。通过联合隶属度匹配，我们将主要的高斯速度分量分解为其晕贡献，发现排名第一的晕贡献了叠加信号的$\sim 60\%$。通过将Evrard et al.（2008）的维里标度应用于速度归一化，推断出的晕质量标度与通过星系成员资格匹配得出的对数平均晕质量在几个百分点之内匹配。我们应用这种方法，随着偏心和星系速度偏差校正，估计对数平均匹配晕质量在$z=0.2$的SDSS redMapper集群。利用Guo et al.（2015）的速度偏差约束，我们发现了具有$M_{30} = 1.56 \pm 0.35 \times 10^{14} M_\odot$和$α_m = 1.31 \pm 0.06_{stat} \pm 0.13_{sys}$的$\langle \ln(M_{200c})|λ\rangle = \ln(M_{30}) + α_m \ln(λ/30)$。卫星星系速度偏差的系统不确定…
2016-01-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Constraints on the mass-richness relation from the abundance and weak lensing of SDSS clusters
在{PDMATHAMO Planck}宇宙学模型的背景下，我们约束了SDSS redMapper星系团样本的光学丰度（$λ$）和晕质量（$M$）之间的标度关系。我们使用正向建模的方法，我们建模的概率分布的光学丰富度为一个给定的质量，$P(\ln λ| M)$。为了模拟丰度和堆叠的透镜轮廓，我们使用专门构建的仿真器来插值晕质量函数和堆叠的透镜轮廓，用于任意一组晕质量和红移，这是基于一套高分辨率$N$体模拟校准的。我们应用我们的方法与$20\le λ\le 100$和$0.10\le z_λ\le0.33$的8，312 SDSS redMapPPer集群，并表明，$P(λ|M)$的对数正态分布模型，与四个自由参数，很好地再现了测量的丰度和透镜配置文件同时。约束的特征在于平均关系，$\left\langle \lnλ\right\rangle(M)=A+B\ln(M/M_{\rm pivot})$，与$A=3.207^{+0.044}_{-0.046}$和$B=0.993^{+0.041}_{-0.055}$（68\%~CL），其中枢轴质量尺度$M_{\rm pivot}=3\times 10^{14} h^{-1}M_\odot$，和分散$σ_{\mathrm{\lnλ}|M}=σ_0+q\ln(M/M_{\rm pivot})$与$σ_0=0.456^{+0.047}_{-0.039…
2018-01-24 astro-ph.CO
Detecting Effects of Filaments on Galaxy Properties in the Sloan Digital Sky Survey III
我们研究了斯隆数字巡天（SDSS）数据发布12中细丝对星系性质的影响，使用了“宇宙网重建”目录（Chen et al. 2016）中的细丝，这是一个公开的SDSS细丝目录。由于暗条是中高密度区域的示踪物，我们预计与环境相关的星系特性取决于到最近暗条的距离。我们的分析表明，红色星系或高质量星系倾向于比蓝色或低质量星系更靠近细丝。在调整恒星质量的影响后，平均而言，早期形成的星系或大型星系比晚期形成的星系或小型星系具有更短的距离。对于主星系样本（MGS），所有信号都非常显著（$>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
The SDSS Coadd: Cross-Correlation Weak Lensing and Tomography of Galaxy Clusters
遥远星系的形状被居间的星系团剪切。我们在Stripe 82中研究了这种效应，Stripe 82是一个275平方度的区域，在斯隆数字巡天中多次观察到，并被添加以获得更大的深度。我们得到了一个质量丰富的校准，是类似于其他SDSS分析，表明共添加过程没有不利影响的透镜信号。我们还提出了一个新的参数化的集群透镜信号的层析成像的效果，它不需要在红移分仓，我们表明，使用这种参数化，我们可以检测层析成像堆叠集群在不同的红移。最后，由于层析检测的灵敏度，准确边缘化的集群质量的影响，我们表明，在低红移层析成像（依赖于精确的宇宙模型是弱的）可以用来约束集群中的质量配置文件。
2011-12-19 astro-ph.CO
Discovery of a large-scale galaxy filament near a candidate intergalactic X-ray absorption system
我们提出了一个分析的大尺度星系分布在两个可能的温暖，热星系际介质（WHIM）吸收系统沿Markarian 421视线报告。利用斯隆数字巡天，我们发现了一个突出的星系细丝的红移z=0.027的X射线吸收线系统。细丝的宽度为3.2 Mpc，长度至少为20 Mpc，与宇宙学模拟中看到的WHIM细丝的尺寸相当。没有个别星系落在投影的350千秒差距之内，因此这种吸收不太可能与星系晕或外流中的气体有关。在z=0.011的相同钱德拉光谱中报道了另一个较低显著性的X射线吸收系统，但其附近的大尺度结构要弱得多，可能是虚假的排列。通过在140个随机平滑的SDSS场中寻找类似的星系结构，我们估计z=0.027的双星系-暗条排列偶然发生的概率为5-10%。如果这两个系统确实在物理上有联系，这将是已知的第一个大规模星系结构和X射线WHIM探测之间的巧合。
2010-10-15 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
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
Background sky obscuration by cluster galaxies as a source of systematic error for weak lensing
星系团的透镜放大率和叠加剪切测量依赖于测量星系团后面背景星系的密度。测量这个量的最常见的方法忽略了这样一个事实，即天空的一部分被星系团本身所掩盖，减少了可以观察到背景星系的区域。我们讨论了斯隆数字巡天（SDSS）和加拿大-法国-夏威夷望远镜透镜巡天（CFHTLenS）中这种效应的大小，发现SDSS中星团中心在$0.1h^{-1}$ Mpc处的效应最小为1%; CFHTLenS中的效应要高出一个数量级。由此产生的集群质量和浓度测量的偏差是相同的顺序的遮蔽效应的大小，这是低于SDSS中的集群透镜的统计误差，但可能超过他们的CFHTLenS。我们还预测了这个系统误差对集群质量和放大率测量在几个即将到来的调查的影响，并发现它通常超过了统计误差。我们的结论是，未来的调查必须考虑到这种影响，在堆叠透镜和放大测量，以避免被占主导地位的系统误差。
2014-06-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Probing the missing baryons with the Sunyaev-Zel'dovich effect from filaments
在局域宇宙中对星系和星系团的观测只能解释全部重子含量的$\sim\,10\%$。宇宙学模拟预测，“失踪的重子”散布在宇宙网中的各个结构中，形成温度为$10^5-10^7\,\!$ K的低密度气体。我们通过叠加斯隆数字巡天的1，002，334对CMASS星系的热Sunyaev-Zel'dovich（tSZ）效应的普朗克康普顿$y$参数图来寻找这种温暖的星系际介质（WHIM）。我们的模型的贡献，假设球对称的星系晕对，找到一个剩余的tSZ信号在$2.9\mbox{$ σ $}$水平从一个堆叠的灯丝长度$10.5\,h^{-1}\,\rm Mpc$与康普顿参数大小$y=(0.6\pm0.2)\times10^{-8}$。我们考虑了可能的污染源，并得出结论，结合气体的晕可能只有助于高达$20\%$的测量的间接信号。为了估计灯丝气体的性质，我们测量了同一对星系样本的引力透镜信号;结合tSZ信号，这产生了一个推断的气体密度$ρ_{\rm b}=(5.5\pm 2.9)\times\bar{ρ_{\rm b}}$和温度$T=(2.7\pm 1.7) \times 10^6\,$ K。这一结果与WHIM性质的预测是一致的，总的来说，额外的气体可以解释宇宙中重子总含量的$ 11\pm 7\%$。我们还看到了气体细丝延伸到星系对之外的证据。在这个较长的基线上求平均值提高了tSZ信号的显著性，并将相关的重…
2019-03-01 astro-ph.CO
Detecting the integrated Sachs-Wolfe effect with stacked voids
宇宙微波背景（CMB）斑片的叠加最近被用来探测积分萨克斯-沃尔夫效应（iSW）。当关注斯隆数字巡天（SDSS）中确定的上层建筑的位置时，Granett等人（2008 a，Gr 08）发现了一个具有强烈意义的信号，据报道其振幅高于Lambda CDM范式中的预期。我们使用自己的强大协议重新分析，并将研究扩展到两个最近和最大的公开可用的空洞目录。我们量化并减去堆叠图像中的前景污染水平，并确定CMB的第一多极子对最大角度尺度的贡献。我们得到的径向温度和光度分布从堆叠的图像。使用蒙特卡罗方法，我们计算了每个目录的配置文件的统计意义，并确定了角尺度的信噪比（S/N）是最大的。我们基本上确认了Gr 08报告的信号检测，但对于其他两个目录，需要将堆叠图像上的空隙重新缩放为相同大小以找到任何显著信号（最大值约为2.4 sigma）。该程序显示，与其他目录中的空隙相比，Gr 08空隙的光度测定峰值在意外的大角度处。相反，从这些其他目录的堆叠空隙中获得的光度分布包含起源不确定的小中心热点。我们还强调了后验选择效应的重要性，可能会出现时，打算增加S/N，我们讨论了空隙重叠和对齐效应的可能影响。我们认为，任何检测到的信号通过叠加方法的ISW效应的解释是远远不明显的。
2013-07-29 astro-ph.CO
The impact of projection effects on cluster observables: stacked lensing and projected clustering
光学星系团探测器不可避免地会受到投影效应的影响，它会将沿着视线的多个星系晕中的叠加星系误认为是一个单一的星系团。使用模拟集群目录建立从宇宙学N体模拟，我们量化这些投影效应的影响，特别关注的观测值集群宇宙学的兴趣，即集群透镜和集群信号。我们发现，“观察到的”集群，即通过我们的集群查找器算法识别的集群，表现出偏离基于统计各向同性晕轮模型的预期的透镜和聚类信号-虽然这两个信号在小尺度上都符合晕轮模型的预期，但它们在大尺度上表现出意想不到的提升，分别高达1.2或1.4倍。我们确定这些提升的起源为固有的选择偏差的光学集群发现器的集群内的灯丝对齐的视线，并表明，少数（$\sim 30\%$）的这种集群在整个样品是负责这个观察到的提升。我们讨论了我们的研究结果对以前的研究的光学集群的影响，以及在未来的集群宇宙学分析识别和减轻投影效应的前景。
2020-06-16 astro-ph.CO
An estimate of the electron density in filaments of galaxies at z~0.1
宇宙中的大多数重子都被认为包含在星系的细丝中，但是到目前为止，还没有一项研究公布了已知细丝的大样本的观测性质，以确定典型的物理特性，如温度和电子密度。本文介绍了一个全面的大规模搜索进行的X射线辐射的人口的41个真正的星系丝，以确定其X射线通量和电子密度。该样品由Pimbblet et al.的（2004）灯丝目录，这反过来又来源于2度场星系红移巡天（2dFGRS）。由于灯丝预计是非常微弱和非常低的密度，我们使用堆叠ROSAT全天巡天数据。对于1 keV等离子体，我们在0.9-1.3 keV能带中从细丝样本中检测到净表面亮度为（1.6 +/- 0.1）x 10^{-14} erg cm^{-2} s^{-1} arcmin^{-2}，这意味着n_{e}的电子密度=（4.7 +/- 0.2）x 10^{-4} h_{100} ^{1/2} cm^{-3}。最后，我们研究了一个超星系团的成员资格是否会导致Kull和Bohringer（1999）报道的电子密度的增加。我们认为，目前还不清楚，如果超星系团成员导致这样的增强。
2011-04-06 astro-ph.CO astro-ph.HE
Small-Scale Structure in the SDSS and LCDM: Isolated L* Galaxies with Bright Satellites
我们利用斯隆数字巡天（SDSS）中的一个体积有限的孤立星系光谱样本，研究了~L* 银河系类似物周围的发光（M_r <~ -18.3）卫星（如大麦云（LMC））的频率和径向分布，并将我们的结果与模拟中基于丰度匹配的LCDM预测进行了逐对象的比较。我们发现，12%的银河系类星系在75 kpc（预计）内拥有LMC类卫星，42%在250 kpc（预计）内。这意味着大约10%的L * 星系在大麦哲伦星系的距离内有一颗卫星，大约40%的L* 星系在其暗物质晕的维里化范围内有一颗明亮的卫星。值得注意的是，该模拟非常好地再现了观测到的秒的频率、径向依赖性、速度分布和光度函数，这表明LCDM在~50 kpc尺度上提供了对观测到的宇宙的精确再现，其星系的亮度可达到L~10^9 Lsun。叠加时，观测到的这些卫星的成对速度色散为sigma~160 km/s，与其宿主晕质量的丰度匹配预期一致。最后，L* 原色周围的明亮卫星在光度范围内比典型星系明显更红，这表明环境淬灭在星系大小的暗物质晕中起作用，这些暗物质晕通常只包含一个明亮的卫星。这种红色趋势与银河系的LMC形成鲜明对比，即使对于场星系来说，LMC也是不寻常的蓝色。我们认为，大麦哲伦星系的不一致的颜色可能是进一步的证据，它正在经历一个触发恒星形成事件后，第一次下降。
2011-05-23 astro-ph.CO
The Properties of the Heterogeneous Shakhbazyan Groups of Galaxies in the SDSS
我们提出了一个系统的研究的子样本的Shakhbazyan集团（SHK）所涵盖的斯隆数字巡天数据发布-5（SDSS-5）。SHK探测的环境具有介于松散群体和非常紧密群体之间的特征。令人惊讶的是，我们发现几个小组识别算法（例如Berlind et al. 2006，Tago et al. 2008）错过了这种类型的结构。使用SDSS-5光谱数据和D 'Abrusco等人在2007年导出的光度红移，我们确定了光度红移空间中可能的群成员，并为每个群导出了几个单独的性质。我们还结合了点和堆叠的Rosat All Sky Survey数据来研究这些系统的X射线光度。我们的研究证实，大多数星系群是丰富的3- 13星系的物理实体，其性质介于松散星系群和紧凑星系群之间。我们证实，SHK集团更丰富的早型星系比周围的环境和领域，从形态密度关系和红星系群的选择预期。此外，我们的工作支持存在两个子类的结构，第一个是由紧凑和孤立的群体和第二个形成的扩展结构。我们认为，虽然第一类对象居住在不太密集的区域，如外部的集群或字段，可能共享希克森紧致群的属性，更广泛的结构代表了[核心+晕]配置和丰富的集群核心的混合物。SHK的X射线光度通常与这些结果以及L_X-sigma_v关系的预期一致，但也表明文献中报道的一些最丰富的系统的速度分散被低估。
2009-03-27 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
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
SPIDERS: the spectroscopic follow-up of X-ray selected clusters of galaxies in SDSS-IV
SPIDERS（eROSITA源的光谱识别）是一个致力于在河外天空的大面积（$\sim$ 7500 deg $^2$）上对X射线活动星系核和星系团进行均匀和完整的光谱跟踪的计划。天基信息平台与扩展重子振荡光谱巡天和时域光谱巡天一起是SDSS-IV项目的一部分。本文介绍了在发射eROSITA之前，天基信息平台内最大的项目：对ROSAT和XMM-牛顿成像中发现的X射线选定的大质量（$\sim 10^{14}$至$10^{15}~M_{\odot}$）星系团进行光谱调查。目前的目标是确定精确的（$Δ_z \sim 0.001$）红移为4000 - 5000这些系统出$z \sim 0.6$。该计划的科学目标是精确的宇宙学，使用星团作为膨胀宇宙中大尺度结构的探针。我们提出了聚类样本，目标选择算法和观察策略。我们展示了选择目标的效率，使用SDSS成像数据，一个强大的红色序列发现者和一个专用的优先级排序方案的组合。我们描述了一套算法和工作流程开发整理光谱和分配集群成员，并提供光谱确认集群目录。我们讨论了相关的视线速度色散估计的丰富的系统。我们说明我们的技术，通过构建一个目录的230光谱验证集群（$0.031 < z < 0.658$），发现在试点观测。我们讨论了SPIDERS样品的两个潜在的科学应用：X射线光度-速度色散（$L_X-σ$）关系的研究和堆积相空间图的建立。
2016-08-31 astro-ph.CO
Boundless baryons: how diffuse gas contributes to anisotropic tSZ signal around simulated Three Hundred clusters
本研究基于The Three Hundred Gizmo-Simba模拟，分析弥散星系际气体对星系团周围各向异性tSZ信号的贡献，发现其在远场贡献25-60%的信号，且结果依赖气体定义，为未来相关观测提供指导。
2023-06-12 astro-ph.CO
