On the alignment of haloes, filaments and magnetic fields in the simulated cosmic web
在宇宙网络中，气体和暗物质的连续流动可以产生晕和细丝（以及它们所包含的磁场）的相关动力学性质。有了这项工作，我们研究的晕自旋属性和方向相对于灯丝，和这些对象周围的磁场的形态，晕的质量范围在1 e8 - 1 e14 Msun和灯丝长达8兆秒差距。此外，我们研究这些属性如何变化的存在，或缺乏，不同的（天文）物理过程和不同的磁性初始条件。我们进行宇宙学磁流体动力学模拟与欧拉代码恩佐，我们开发了一个简单而强大的算法来研究三维晕的间接连接。我们调查的形态和磁性，并专注于沿灯丝的磁场的对齐：我们的分析表明，这种对齐的程度是部分依赖于所涉及的物理过程，以及对磁性的初始条件。我们讨论了这种影响的贡献，潜在的尝试来检测周围的磁场这些对象：我们发现，它引入了一个偏置的估计的磁场从法拉第旋转测量技术。具体地说，我们发现河外磁场有很强的倾向与暗条轴对齐，因此磁场的值可以被低估3倍，因为这种效应使得视线磁场（对于在天空平面中的暗条）比总磁场小得多。
2021-03-02 astro-ph.CO
Cosmic filament spin -- II: filament spin and its impact on galaxy spin-filament alignment in a cosmological simulation
本文采用与观测相同的方法在宇宙学模拟中测量纤维状结构自旋，验证了模拟与观测结果的一致性，并发现强自旋且动力学冷的纤维状结构对星系自旋-纤维状结构相关性影响更大，揭示了纤维状结构旋转对星系角动量获取的重要性。
2025-05-06 astro-ph.CO
Spin alignments within the cosmic web: a theory of constrained tidal torques near filaments
宇宙网的几何形状在一定程度上驱动了星系的自旋获取。这可以在拉格朗日框架中解释，通过识别与自旋获取相关的原始高斯随机场内的特定长波长相关性。潮汐扭矩理论是在这种各向异性环境的背景下重新审视，偏置的存在下，在一个墙壁内的细丝。其中，双曲型鞍点过程最有效地表示了这一点。潮汐张量和惯性张量之间的约束错位在惯性鞍型附近简单地解释了自旋方向的分布。这种错位意味着特别是一个方位角取向的自旋质量较大的星系和自旋对齐的灯丝质量较小的星系。这种预测被发现是在定性协议与测量高斯随机场和N体模拟。它将过渡质量与鞍的几何形状联系起来，并相应地预测其测量的非线性质量的标度。星系形成和弱透镜的影响进行了简要的讨论，因为是在墙上的自旋对齐的对偶理论。
2015-07-10 astro-ph.CO
Using photometric redshift data to improve the detection of galactic filaments with the Bisous model
除其他外，暗条探测器还受到光谱红移数据丰富程度的限制。由于光度红移数据比光谱数据多，我们的目标是使用光度数据来改善和扩大我们可以探测宇宙大尺度结构的领域。我们提出了一个概念的证明，表明Bisous灯丝发现者可以改善检测到的测光红移数据的连续网络。我们从MultiDark-Galerkin目录中创建了模拟数据。通过模拟给出了具有光谱红移的Galerkin的精确位置。具有光度红移的Galerkin在一个坐标上具有不确定性。对于不同的样本，产生不同的高斯分布的误差。有三种不同类型的样本：光谱，光度测量和混合样本的星系光度和光谱红移。在仅光度测量的样本中，光度测量红移的不确定性越大，检测到的细丝就越少，并且细丝沿着视线强烈地对齐。使用混合样品提高了检测到的细丝的数量，并降低了这些细丝的对准偏差。将结果与完整的光谱样品进行比较。仅光度测定样本的召回率在很大程度上取决于不确定性的大小，下降了近20%;对于混合样本，召回率保持在40%至80%之间。在这项工作中测试的每个样本中，错误发现率保持在5%以下。混合样本比相应的光度测量或光谱只有样品的每个不确定性的大小和混合样本中的光谱星系的数量表现出更好的结果。具有光度和光谱红移的星系混合样本有助于我们进一步改进和扩展大尺度结构，而不仅仅是光谱样本。
2023-01-06 astro-ph.CO
The Cosmic Ballet II: Spin alignment of galaxies and haloes with large-scale filaments in the EAGLE simulation
我们调查的星系和晕的排列相对于宇宙网细丝使用EAGLE流体动力学模拟。我们通过应用NEXUS+方法的质量分布和Bisous形式主义的星系分布来识别细丝。这两个网络发现者都返回了类似的连续结构，它们排列得很好，并且包含可比较的星系群。EAGLE晕具有与仅暗物质模拟中的对应物相同的与细丝的自旋对准：低质量晕优先平行于细丝自旋而高质量晕优先垂直于细丝自旋的复杂质量依赖趋势。相比之下，星系的自旋并没有表现出这样的自旋转变，并且在所有质量下都有垂直排列的倾向，大质量星系的排列程度最大。该结果对NEXUS+和Bisous长丝均有效。当分裂形态，我们发现，椭圆星系表现出更强的正交自旋-丝排列比螺旋星系类似的质量。它们的晕也是如此，椭圆星系的主晕比螺旋星系的主晕具有更大程度的正交排列。由于星系形状和自旋之间的错位，星系短轴的取向与星系自旋不同。我们发现，短轴垂直于暗条的星系与它们的主晕排列得更好。这表明，许多相同的物理过程决定了星系-灯丝和星系-晕的排列。
2019-03-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxy alignment as a probe of large-scale filaments
暗条中的红星系的方向与暗条的方向一致。因此，我们开发了一个位置对齐方法（LAM）的星系团周围的灯丝检测，它使用的红色星系的排列和它们的分布在二维图像。第一次，红星系的取向被用作细丝的探针。我们将LAM应用于后发座星系团的环境中，在两个选定的区域中发现了四个丝状体（其中两个丝状体位于片中），并将其与\cite{Falco14}方法检测到的丝状体进行了比较。我们发现，LAM可以有效地检测周围的纤维簇，即使与$3σ$的置信水平，并清楚地揭示了检测到的纤维的数量和整体取向。LAM不依赖于星系的红移，因此可以应用于相对较高的红移和没有红移信息的红星系样本。我们还发现，背景星系（闯入者）的图像是由前景灯丝的重力透镜放大器，以探测灯丝。
2015-10-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Alignment between filaments and galaxy spins from the MaNGA integral-field survey
晕和星系在周围大尺度结构坍缩的过程中获得角动量。这一过程在星系自旋和附近的细丝和薄片之间留下了印记。低质量的晕通过吸积到细丝上而生长，使它们的自旋与细丝对齐，而高质量的晕通过沿着细丝合并而生长，产生垂直于细丝的自旋。我们使用“宇宙网重建”算法应用于斯隆数字巡天主要星系样本和星系自旋的MaNGA积分场单位调查确定的细丝来搜索这种对齐信号。MaNGA产生星系旋转速度的地图，允许直接测量星系的旋转方向，或投射到天空的单位角动量矢量。我们没有发现星系自旋和灯丝方向之间的对齐的证据。我们确实发现了质量相关的对齐信号的暗示，这是在2-3 $σ$张力与质量相关的对齐信号在MassiveBlack-II和Illustris流体动力学模拟。然而，当用H $α$发射线速度而不是恒星速度测量星系自旋时，张力消失了。最后，在模拟中，我们发现，从对齐到反对齐的暗物质晕自旋的质量依赖性过渡不一定存在于恒星自旋：我们发现恒星自旋过渡在Illustris中，但不是在MassiveBlack-II，突出的敏感性自旋丝对齐反馈处方和次网格物理。
2019-05-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Detecting Galaxy-Filament Alignments in the Sloan Digital Sky Survey III
先前的研究表明，宇宙网中的星系结构会影响附近星系的排列。我们研究了这种影响的LOWZ样品的斯隆数字巡天使用的“宇宙网络重建”灯丝目录。我们发现，LOWZ星系表现出一个小的，但统计上显着的方向平行于附近的灯丝的取向对齐。即使在附近没有星系团的情况下，这种效应也是可以检测到的，这表明它是来自暗条中物质分布的效应。一个非参数回归模型表明，与长丝的对齐效果延伸超过30-40 Mpc的分离。我们发现，明亮且早期形成的星系比暗淡且后期形成的星系与附近暗条的方向排列得更紧密;然而，在该样本的恒星质量范围内，恒星质量的趋势在统计上不太显着。
2019-02-21 astro-ph.CO stat.AP
Investigating Galaxy-Filament Alignments in Hydrodynamic Simulations using Density Ridges
在本文中，我们研究了在质量布莱克-II模拟，一个国家的最先进的，高分辨率的流体动力学宇宙学模拟，其中包括恒星和活动星系核反馈的体积（100兆秒差距$/h$）$^3$在红移$z=0.06$沿细丝的星系结构和排列。使用子空间约束均值漂移构建细丝（SCMS; Ozertem & Erdogmus（2011）and Chen et al.（2015 a））。首先，我们表明，使用星系和暗物质粒子重建的细丝是彼此相似的，超过$50\%$的星系细丝上的点有一个相应的点在距离$0.13$ Mpc $/h$的暗物质细丝（反之亦然），这个距离在高密度区域甚至更小。其次，我们观察到一个星系的长主轴相对于其最近的灯丝的取向的对齐和检测$2.5$ Mpc $/h$的临界半径的灯丝的对齐的影响时，该星系的晕质量之间的$10^9M_\odot/h$和$10^{12}M_\odot/h$。此外，我们发现的对齐信号增加显着的subhalo质量。第三，当一个星系靠近暗条（小于$0.25$ Mpc $/h$）时，星系向最近星系群的排列取决于星系晕下的质量。最后，我们发现，星系靠近细丝或集团往往比那些远离细丝或集团更圆。
2015-08-17 astro-ph.CO stat.AP
Galaxy Triplets Alignment in Large-scale Filaments
本研究利用斯隆数字巡天数据，发现星系三重系统的最长和中位边与其宿主大尺度纤维状结构脊柱显著对齐，且该信号在距离小于0.2 Mpc/h的松散三重系统中尤为明显，为星系聚集和弛豫框架提供了深刻见解。
2024-03-20 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
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
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
Galaxy Group Spin Alignment with Cosmic Filament in the TNG Simulation
基于TNG300-1模拟，研究发现星系群自旋与最近宇宙纤维稳健垂直排列，其强度主要取决于群质量和距纤维距离，并量化了成员星系示踪自旋约38°的错位偏差。
2025-09-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
The SAMI Galaxy Survey: flipping of the spin-filament alignment correlates most strongly with growth of the bulge
我们研究了星系的自旋轴相对于宇宙网丝的各种属性的函数的星系和它们的组成凸起和光盘的对齐。我们利用SAMI星系巡天从空间分辨的恒星运动学中识别3D自旋轴，并将星系分解为运动学凸起和盘成分。GAMA巡天被用来重建宇宙细丝。球的质量，定义为恒星质量和球与总流量之比M_bulge=M_star x（B/T）的乘积，是与自旋丝排列相关的主要参数：球质量较低的星系倾向于使它们的自旋平行于最近的丝，而球质量较高的星系则更垂直地排列。M_star和B/T分别显示了相关性，但它们并没有完全解开自旋丝排列。其他星系的性质，如视觉形态，恒星年龄，恒星形成活动，运动学参数和局部环境，是次要的示踪剂。专注于S 0星系，我们发现优先垂直对齐，与高质量的S 0星系占主导地位的信号。分别研究凸起和盘旋丝排列揭示了有关相应星系形成路径的额外信息：凸起倾向于具有更多的垂直排列，而盘根据其运动学特征和相关凸起的质量显示出不同的趋势。所观察到的自旋丝排列的翻转和凸起的增长之间的相关性可以解释为合并，这驱动两个对齐翻转和凸起的形成。
2022-08-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dark Matter Substructure, Filaments and Assembling Disks
本文综述了星系暗物质（DM）晕的一般性质，这些性质对重子动力学有直接的影响。具体来说，我们专注于重子和DM之间的相互动力学反馈影响磁盘的形成和演化，通过比较模型与重子和没有从相同的初始条件。重子被发现是能够修改的DM密度分布的内晕，导致等温的配置文件，而不是NFW尖点。这些可以通过随后在较低红移处的暗晕的动力学摩擦来消除。此外，暗晕似乎能有效地触发星系棒，并从盘中烧蚀冷气体，从而淬灭那里的恒星形成。
2009-02-16 astro-ph.CO
The Cosmic Ballet: spin and shape alignments of haloes in the cosmic web
我们研究了从P-Millennium $Λ$ CDM宇宙学N体模拟中获得的前所未有的大样本暗物质晕与宇宙网细丝的对齐。我们使用最先进的NEXUS形态形式主义，由于其多尺度的性质，同时确定在所有尺度的结构。我们发现强大的和非常重要的路线，与两个主轴的晕和他们特有的速度倾向于沿灯丝取向。然而，自旋-细丝排列显示出更复杂的趋势，从低质量时优先平行变为高质量时优先垂直。这种"自旋翻转"发生在平均质量为$5\times10^{11}~h^{-1}M_\odot$时。该质量随着长丝直径的增加而增加，在最细和最粗的长丝样品之间变化超过一个数量级。我们还发现，晕的内部部分有一个自旋翻转的质量，是几倍小的晕作为一个整体。这些结果证实，最近的吸积是负责的复杂行为的晕自旋丝排列。低质量晕主要沿垂直于其主灯丝的方向吸积质量，因此它们的自旋倾向于沿灯丝取向。相比之下，高质量的晕主要是沿着它们的宿主细丝增生，并且它们的自旋优先垂直于它们。此外，位于较薄的灯丝的晕更有可能沿其宿主灯丝比位于较厚的灯丝相同质量的晕吸积。
2018-09-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Unveiling galaxy pair alignment in cosmic filaments: A 3D exploration using EAGLE simulation
本研究利用EAGLE模拟数据，结合DisPerSE、FoF算法等分析宇宙纤维中星系对的三维取向，发现其取向角余弦概率分布近乎均匀，且不受红移空间畸变影响，流体模拟中无星系对优先排列证据。
2024-12-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Full-sky, arcminute-scale, 3D models of Galactic microwave foreground dust emission based on filaments
我们提出的DustFilaments代码，一个完整的天空模型的毫米银河系发射的热尘埃。我们的模型，由数百万的细丝，不完全对齐的磁场，是能够重现的尘埃角功率谱在353 GHz的普朗克任务所测量的主要特征。我们的模型是由一个人口的细丝的大小遵循帕累托分布$\propto L_a^{-2.445}$，与短和长半轴$ε\sim 0.16$之间的轴比和一个角度的磁场错位与色散RMS（$θ_{LH}$）$=10$度。在大尺度上，我们的模型遵循基于普朗克的模板。在小尺度上，我们的模型产生的光谱，表现得像幂律高达$\ell \sim 4000$或更小的尺度，考虑更小的细丝，仅受计算能力的限制。我们可以产生任何数量的小尺度银河尘埃的蒙特卡罗实现。我们的模型将允许测试小尺度非高斯性如何影响CMB弱透镜效应，以及测量原始引力波或相对论性光遗迹物种的后果。我们的模型也可以产生频率去相关的修正黑体（MBB）的尘埃光谱，并可以自由地调整到不同程度的去相关。这可用于测试分量分离方法的性能以及频谱残差对原始$B$模式勘测的影响。我们在天空中绘制的细丝密度也能够再现普朗克353 GHz通道图中Minkowski泛函测量的非高斯性的一般水平。
2022-03-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
Starburst-Driven Galactic Winds: Filament Formation and Emission Processes
我们对超音速风与非球形辐射云的相互作用进行了一系列三维模拟。这些模拟的动机是我们最近的三维模型的星暴驱动的星系风与不均匀的磁盘相互作用，这表明，一个光学发射灯丝可以形成由云的分裂和加速成超音速风。在这项研究中，我们考虑了两种不同的几何形状（分形和球形）的云的演变，并调查辐射冷却对云的生存的重要性。我们还进行了全面的分辨率研究，以确定假设的数值分辨率对结果的影响。我们发现云辐射热量的能力对其生存至关重要。当绝热云在短时间内被破坏时，辐射云通过开尔文-亥姆霍兹不稳定性被分解成许多小而密集的云团，这些云团被吸入气流中形成对流结构。破碎的程度在很大程度上取决于模拟的分辨率，随着开尔文-亥姆霍兹不稳定性得到更好的解决，所形成的云的数量会增加。然而，有一个明显的质量趋势，即在高分辨率下仍然存在碳纳米管结构。我们证实了在我们的全球模拟的恒星暴驱动的风中发现的H-α发射丝形成背后的机制。基于我们的分辨率研究，我们得出结论，加速气体云周围的弓形激波，以及它们之间的相互作用，是在这些银河尺度风中观察到的软X射线发射的主要来源。[删节]
2009-07-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Deviations from tidal torque theory: evolution of the halo spin-filament alignment
晕旋和宇宙网之间的对齐尽管是一个广泛研究的主题，但仍然知之甚少。在这里，我们研究这种对齐的背景下，潮汐扭矩理论（TTT）和偏差，为此，我们分析的演变的形状和旋转方向的原晕，即所有的体积元素相关的$z=0$晕，相对于今天的灯丝。我们发现，原晕的主轴经历了一个重大的变化，从强烈垂直于丝棘在初始条件下，优先在目前的时间对齐。相比之下，自旋取向仅显示出温和的演变：它开始略微平行于丝棘，但随后的演变，直到$z{\sim}1$，逐渐将其取向改变为优先垂直。为了在TTT框架中分析这些信号，我们根据它们的净自旋增长相对于中值TTT期望来分裂晕，发现与自旋-细丝对准的明确相关性。目前，自旋增长最快的晕是最垂直于暗条脊的晕，而自旋增长低于TTT预期中值的晕通常更对齐。自旋方向对净自旋增长的依赖性在初始条件下已经存在，并通过后期的$z<2$演化得到进一步修改。此外，自旋方向轻微偏离TTT的预测，即使在高红移，表明需要扩展的模型。
2021-02-11 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Evolution of the Spin Alignments of Dark Matter Halos in the Cosmic Web
Universidad Técnica Federico Santa María（费德里科·圣玛丽亚技术大学）；Millenium Nucleus for Galaxies (MINGAL)（星系千年核心（MINGAL））；Observatoire Astronomique de Strasbourg, Université de Strasbourg, CNRS, UMR 7550（斯特拉斯堡天文台，斯特拉斯堡大学，法国国家科学研究中心，UMR 7550）；Observatorio Astronómico de Córdoba, Universidad Nacional de Córdoba (UNC)（科尔多瓦天文台，科尔多瓦国立大学（UNC））；Instituto de Astronomía Teórica y Experimental, CONICET-UNC（理论与实验天体物理研究所，阿根廷国家科学研究委员会-科尔多瓦国立大学）
研究暗物质晕自旋对齐随时间的演化，探讨晕质量、接近网丝的距离和主要并合如何影响其方向，发现质量依赖的对齐信号，高质量晕倾向于垂直于网丝。
2026-10-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Why do galactic spins flip in the cosmic web? A Theory of Tidal Torques near saddles
宇宙网的细丝驱动盘状星系的自旋获取。在各向异性峰（鞍）背景分裂的背景下，该鞍点过程最好地代表了这种环境，并且可以用于重新审视潮汐力矩理论。在暗条鞍点附近产生的密度场的潮汐张量和Hessian之间的约束错位简单地解释了自旋分布的相应的横向和纵向点反射对称几何。它预测特别是一个方位角取向的自旋更大的星系和自旋对齐的灯丝质量较低的星系。它的尺度依赖性也使我们能够将对应于暗物质晕自旋相对于其相邻暗条方向的对齐的过渡质量与这种几何形状相关联，并相应地预测它与非线性质量的缩放，正如在模拟中测量的那样。
2014-09-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Alignment of spiral and elliptical galaxies from Siena Galaxy Atlas with filaments
本研究利用 Siena Galaxy Atlas 和 SDSS-DR12 数据，发现椭圆星系自旋法线与丝状结构呈强垂直对齐（13σ），旋涡星系呈弱对齐（2.8σ），且对齐显著性随距离和光度变化。
2025-09-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Spin-filament alignments to unravel galaxy evolution and model intrinsic alignments
The University of Sydney（悉尼大学）；Sorbonne Université（索邦大学）；CNRS（法国国家科学研究中心）；Univ Lyon1（里昂第一大学）；Ens de Lyon（巴黎高等师范学院里昂分校）；INAF-Osservatorio Astrofisico di Arcetri（意大利国家天体物理研究所阿切特里天文台）；EPFL（洛桑联邦理工学院）；University of Vienna（维也纳大学）；Australian National University（澳大利亚国立大学）；Swinburne University of Technology（斯威本科技大学）；Aix Marseille Univ（艾克斯-马赛大学）
通过研究星系自转轴与宇宙丝的对齐，揭示星系演化并建模内在对齐，推动第四阶段宇宙巡天的系统控制发展。
2025-12-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
The spin and orientation of dark matter halos within cosmic filaments
团簇、细丝、片层和空洞是宇宙网的基石。在这项研究中，我们提出并比较了两种不同的算法来寻找宇宙细丝和片，这是一项远不如暗物质晕或空洞的识别那么完善的任务。一种是基于平滑的暗物质密度场，另一种是直接利用晕分布。我们将这两种技术应用到一个高分辨率的N体模拟中，重建了暗物质密度场的网状/片状网络。我们专注于调查这些结构内的暗物质晕的属性，特别是它们的自旋方向和它们的形状相对于细丝和薄片的方向的取向。我们发现质量小于等于10^{13} M_sun/h的磁晕的自旋和长轴都优先与暗条的方向一致。磁层中晕的自旋和长轴倾向于平行于磁层。自旋（负）和长（正）轴的取向强度存在相反的质量依赖性，即随着晕质量的增加，长轴倾向于更强地与细丝的方向取向，而晕自旋和细丝之间的取向随着晕质量的增加而变得更弱。作为到最大节点晕距离的函数的排列强度表明存在过境大规模环境影响：从细丝的2-D塌陷阶段到小间距处的簇/节点晕的3-D塌陷阶段。总的来说，这两种算法的长丝/片材识别研究这里同意彼此。仅以晕为基础的方法很容易适用于观测数据集。
2009-10-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
The SAMI Galaxy Survey: First detection of a transition in spin orientation with respect to cosmic filaments in the stellar kinematics of galaxies
我们提出了第一次检测质量依赖星系自旋对齐与当地宇宙细丝超过2西格玛的信心，使用IFS运动学。使用宇宙网提取器DisPerSe在跨GAMA场的Mpc尺度上重建宇宙细丝的3D网络。我们将来自SAMI巡天的场星系分配到它们在3D中最近的暗条段，并估计了SAMI星系运动学自旋轴与它们在投影中最近的暗条之间的对准程度。低质量星系的自旋与最近的暗条对齐，而质量较高的星系更有可能显示出正交的方向。从第一个趋势到第二个趋势的恒星过渡质量介于对数恒星质量10.4和10.9之间，并暗示随着暗条尺度的增加而增加。在HorizonAGN宇宙学流体动力学模拟中发现了一致的信号。这支持了一个场景的早期角动量积累在涡度丰富的象限周围的细丝在低恒星质量，然后通过合并在高恒星质量的宇宙细丝的自旋正交的渐进翻转。相反，我们表明，暗物质只有模拟后处理的半解析模型处理的星系形成的斗争，以重现这种对齐信号。这表明气体物理学是增强星系-暗条排列的关键。
2019-09-26 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
Thermal instabilities in cooling galactic coronae: fuelling star formation in galactic discs
我们调查的手段，冷气体可以吸积到银河系质量星系从一个热的气体日冕，使用一个新的平滑粒子流体动力学代码，“SPHS”。我们发现，在许多经典的SPH模拟在文献中看到的“冷块”不存在于我们的SPHS模拟。相反，冷气体从晕中沿着细丝凝结，细丝形成于超新星驱动的气泡的交叉点，这些气泡来自恒星形成的早期阶段。这种正反馈将冷气体直接输送到星系盘，进一步推动恒星的形成。在SPH和SPHS模拟中得到的星系在形态、气相图和恒星含量上有很大的不同。我们发现，经典的SPH冷团是由于冷气体无法在热晕中混合而引起的数值热不稳定性。SPHS中混合的改进处理抑制了这种不稳定性，导致显著不同的物理结果。在我们最高分辨率的SPHS模拟中，我们发现冷丝分裂成形成恒星的束缚团块。与周围的气体相比，细丝的密度是10-100倍，这表明碎片是由密度过大驱动的物理非线性不稳定性造成的。这种盘状星系生长的“分裂细丝”模式对星系形成有着重要的意义，特别是恒星形成在将冷气体带入盘状星系中的作用。
2012-09-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cosmic Ballet III: halo spin evolution in the cosmic web
我们使用$Λ$ CDM Planck-Millennium N体模拟中的暗物质晕的一个非常大的样本来探索晕自旋在宇宙网中的演化。我们使用NEXUS+多尺度形式主义，以确定在几个红移的丝和片的宇宙网络的层次结构。我们发现，在任何时候的晕自旋的幅度与网络环境，是最大的长丝，并且，第一次，我们表明，它也与长丝厚度以及自旋取向和脊柱之间的角度的主机长丝。例如，在厚细丝中的大质量晕比在薄细丝中的对应物旋转得更快，而对于低质量晕则相反。我们还研究了晕自旋取向与丝和片的择优轴之间的取向演化。排列随晕质量而变化，低质量晕的自旋主要沿着丝棘，而高质量晕的自旋主要垂直于丝棘。平均而言，对于所有晕质量，晕自旋在稍后的时间变得更加垂直于细丝脊柱。在所有的红移，自旋排列显示出相当大的变化与灯丝的厚度，与晕质量对应的过渡从平行到垂直排列变化超过一个数量级。对于$z\leq2$，晕自旋幅度的环境依赖性显示出很小的演化，并且可能是初始条件中的相关性或高红移效应的结果
2021-02-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
And yet it flips: connecting galactic spin and the cosmic web
我们研究了星系和晕相对于宇宙网的细丝和墙壁的自旋对齐，用DisPerSE识别，使用SIMBA模拟从z=0-2。大质量晕的自旋方向垂直于最近的暗条轴和暗条壁，而小质量晕的自旋方向则与暗条平行，并位于暗条壁的平面内。在星系中也发现了类似的质量相关自旋翻转，尽管信号较弱，特别是在低质量和低z时，这表明星系的自旋保留了它们大尺度环境的记忆。低z恒星形成和旋转主导的星系倾向于有平行于附近的灯丝的自旋，而静止和色散主导的星系优先显示垂直取向;恒星形成的趋势可以完全解释的恒星质量相关，但形态的趋势不能。有一个强烈的依赖HI质量，这样高HI星系往往有平行的自旋，而低HI星系是垂直的，即使在恒星质量匹配的样本，这表明HI内容跟踪各向异性的下落更忠实于恒星的组成部分。最后，在恒星质量固定的情况下，自旋排列的强度与暗条的密度相关，在高密度的环境中，星系是平行排列的。这些研究结果是一致的条件潮汐扭矩理论，并强调银河系的自旋和较大规模的潮汐，是重要的，例如解释弱透镜研究之间的显着相关性。SIMBA使我们能够排除数字网格锁定作为以前看到的低质量对齐的原因。
2019-06-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Galactic interstellar medium has a preferred handedness of magnetic misalignment
普朗克任务探测到银河系热尘埃辐射的强度（$T$）和$B$模式偏振之间存在正相关。$TB$相关性是奇偶奇信号，其统计平均值在具有镜像对称的模型中消失。最近的工作已经显示出强有力的证据，尘埃细丝和天空投影磁场之间的局部不对准的旋向性产生了$TB$信号。然而，目前还不清楚所观察到的全球$TB$信号是由磁失准角的统计波动引起的，还是星际介质中的某些宇称违反物理学设置了优选的失准手性。目前的工作的目的是作出一个定量的声明如何自信地排除了南极波动的解释是基于偏振尘埃排放的模拟。我们使用公开可用的DUSTFILAMENTS程序模拟了磁失调角对称随机的灯丝的尘埃发射，并构造了$ξ_{p}$的概率密度函数，该概率密度函数是$TB$功率谱的加权和.我们发现Planck数据具有一个$\gtrsim 10σ$张力，它与模拟的$ξ_{p}$分布一致.我们的研究结果强烈支持银河系的灯丝错位有一个优先的手性，其物理起源尚未确定。
2022-08-17 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
