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
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
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
Galaxy pairs align with galactic filaments
上下文引力坍缩理论和数值模拟表明，大尺度星系细丝内的速度场主要由沿细丝的运动所控制。目标。我们的目的是检查观测数据是否揭示了任何优先取向的星系对相对于潜在的灯丝作为一个结果的各向异性的速度场。方法.我们使用从斯隆数字巡天数据中识别出的星系对和星系细丝。对于细丝提取，我们使用基于标记点处理技术的Bisous模型。在暗条探测过程中，我们使用每对星系的中心点代替星系的位置，以避免暗条结构中星系对取向的内在影响。对于位于暗条内的星系对（3012例），我们计算了每对星系与其主暗条的连线之间的夹角。为了避免红移空间失真，角度是在天空的平原上测量的。结果排列分析表明，星系对的取向与它们的主灯丝有很强的相关性。松散对的对齐信号更强，与随机分布相比，对齐对至少过量25%。从观测数据中测得的星系对和暗条的排列与Millennium模拟中的排列很好地一致，从而为ΛCDM形式提供了支持。
2015-03-09 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
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
Evidence for Early Filamentary Accretion from the Andromeda Galaxy's Thin Plane of Satellites
最近的研究表明，围绕仙女座星系运行的矮卫星星系中有很大一部分惊人地排列在一个薄的、延伸的、运动学上连贯的平面结构中。这种结构的存在似乎挑战了当前冷暗物质结构形成的范式，该范式预测卫星在中心物体周围的分布更加均匀。我们表明，在基于冷暗物质模型的宇宙学无碰撞模拟中，有可能获得一个薄的、延伸的、旋转的卫星平面，类似于仙女座的卫星平面。我们新的高分辨率模拟显示了暗物质晕的形成时间和卫星平面厚度之间的相关性。我们的模拟有一个高发病率的卫星飞机薄，扩展，丰富的仙女座和一个非常连贯的运动学结构，当我们选择高浓度/早期形成的晕。通过跟踪卫星在平面上的形成，我们发现它们主要是沿着高红移的薄暗物质细丝吸积到主天体上的。我们的研究结果表明，存在一个薄的，扩展的，旋转平面的卫星是不是冷暗物质范式的挑战，但实际上支持这种范式的预测之一有关的存在细丝的暗物质周围的星系在高红移。
2015-07-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
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
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
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
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
Galaxy Group Spin Alignment with Cosmic Filament in the TNG Simulation
Purple Mountain Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院紫金山天文台）；University of Science and Technology of China（中国科学技术大学）；Shanghai Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院上海天文台）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）
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
Caught in the rhythm: how satellites settle into a plane around their central galaxy
利用宇宙流体动力学模拟Horizon-AGN，我们研究了卫星星系相对于它们的中心对应物在红移0.3和0.8之间的空间分布。我们发现，平均而言，这些卫星往往位于中心物体的银道面上。这种效应在恒星质量大于10^10太阳质量的中央星系中被检测到，并且在红色被动星系中最强，而蓝色星系则表现出较弱的趋势。对于短轴平行于最近暗条方向的星系，我们发现，共面性在中央星系附近较强，当向宿主晕的外围移动时，共面性减小。相比之下，卫星星系相对于它们最近的暗条的空间分布遵循相反的趋势：它们与暗条对齐的趋势在距离中央星系很远的地方占主导地位，在其附近逐渐消失。依靠在该红移范围内的星系模拟目录，我们表明，大规模的红色中心的自旋垂直于他们的灯丝也有共转卫星以及与银道面和灯丝对齐。另一方面，自旋平行于暗条的质量较低的蓝心星系，其卫星星系沿暗条直线流动，因此与它们的银道面垂直。这些卫星的轨道，然后逐渐弯曲，以更好地与银河系平面对齐，因为他们穿透其主机晕的中心区域。前面描述的运动学是一致的卫星落入和自旋建立通过准极流，然后通过合并的大规模红色星系的自旋重新定向。
2016-06-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Anisotropy of Satellite Galaxies-I: Contrasting Correlations with Central Galaxy, Host Halo, and Large-Scale Filament Structures
National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；College of Astronomy and Space Sciences, University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学天文与空间科学学院）；Universidad Autónoma de Madrid（马德里自治大学）；Centro de Investigación Avanzada en Física Fundamental (CIAFF), Universidad Autónoma de Madrid（马德里自治大学基础物理前沿研究中心）；Institute for Astronomy, University of Edinburgh（爱丁堡大学天体物理研究所）；Department of Physics and Astronomy, University of the Western Cape（西开普大学物理与天文学系）；Observatoire Astronomique de Strasbourg, UMR 7550, CNRS, Université de Strasbourg（斯特拉斯堡天文台）
本文通过SIMBA、EAGLE和IllustrisTNG-100模拟研究卫星分布各向异性，发现其与宿主晕和中心星系主轴对齐，并在不同尺度上受不同结构特征影响。
2026-09-09 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
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
Modeling the Alignment Profile of Satellite Galaxies in Clusters
通过分析Millennium模拟的星系晕和星系星表的红移值$z=0,\ 0.5,\ 1$，我们通过测量星系团维里半径内的所有卫星的伪惯性张量长轴之间的平均排列和只测量一些较小半径内的卫星的伪惯性张量长轴之间的平均排列来确定星系团的排列轮廓。对准配置文件量化卫星星系合并到其宿主星系团后如何保持外部潮汐场的记忆，以及它们在星系团松弛过程中失去初始对准趋势的速度。结果发现，在较高的红移和较小的质量尺度上的对齐配置文件下降更快。这一结果与卫星合并速度越快以及星系团内部非线性效应发生得越早往往会打破卫星与外部潮汐场的优先对准的情况是一致的。用不依赖于功率谱归一化的密度相关系数幂律模型模拟团星系的排列轮廓（$σ_{8}$），并证明了密度相关系数随密度参数变化的敏感性（$Ω_{m}$）和中微子质量分数（$f_ν$），我们认为星系团的排列轮廓对于打破$Ω_{m}$ - $σ_{8}$和$f_ν$ - $σ_{8}$简并可能是有用的。
2012-01-16 astro-ph.CO
Satellite Alignment: I. Distribution of Substructures and Their Dependence On Assembly History From N-Body Simulations
观测表明，卫星星系的空间分布不是随机的，而是与中央星系的主轴对齐。这种排列取决于星系的性质，例如红色卫星比蓝色卫星排列得更紧密。解释这种现象的理论工作发现，这是由于暗物质晕的非球形性质。然而，大多数研究都在假设中心星系形状遵循宿主晕形状的情况下过度预测了对齐信号。也不清楚是否颜色依赖性的对齐是由于组装偏置或进化效应。在本文中，我们研究这些问题使用宇宙学N体模拟。暗晕被用来追踪卫星星系的位置。发现暗物质晕的形状在不同的半径上是不一致的。如果中心星系与内部主晕形状相同，则排列效应较弱，与观测数据一致。然而，它预测几乎没有依赖于卫星星系的颜色对齐，虽然后期吸积subhalos显示出更强的对齐与外层的主机晕比他们的早期吸积同行。我们发现，这是由于纯N体模拟的限制，卫星星系没有相关的subhalos（“孤儿星系”）没有解决。这些孤儿（主要是红色）卫星通常位于宿主晕的内部区域，并且应该遵循内部区域中宿主晕的形状。
2014-04-10 astro-ph.CO
Can filamentary accretion explain the orbital poles of the Milky Way satellites?
已经提出了几种方案来解释银河系（MW）卫星星系在卫星盘（DoS）中的相空间分布。为了定量比较这些不同的可能性，提出了一种新的方法分析角动量方向的模拟数据。它决定了找到像MW卫星轨道极那样集中和接近极取向的角动量集的可能性。该方法可以很容易地应用于不同模型的轨道极点数据。观测到的卫星轨道极的分布进行了比较，从六个宇宙学国家的最先进的模拟宝瓶座项目的subhalos公布的角动量方向。这测试的可能性，间接吸积可能能够自然地解释卫星轨道内的DoS。对于最有可能对齐的主晕和MW光盘旋转，再现MW卫星轨道极属性的概率原来是小于0.5%的水瓶座模型。即使角动量的各向同性分布也有更高的可能性产生所观察到的分布。这两个Via Lactea宇宙学模拟给出了类似于Aquarius模拟的结果。相反，与星系相互作用的数值模型相比，某些模型从潮汐碎片的角动量中得出观测到的轨道极分布的概率高达90%。这表明潮汐矮星系在一次相遇中的形成是一个可行的，如果不是唯一的，过程来解释MW卫星星系的相空间分布。
2012-04-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
How common is the Milky Way - satellite system alignment?
银河系中卫星星系的高度扁平分布带来了许多谜团。首先，它的极线排列与其他星系中常见的平面排列不同。其次，最近的自行测量显示，至少有3个，可能多达8个银河系卫星的轨道角动量指向（在30度内）沿着其扁平配置的轴，这表明某种形式的相干运动。在本文中，我们使用一个高分辨率的宇宙学模拟调查是否这种模式与结构形成的冷暗物质模型的预期冲突。我们发现，这种看似不太可能的设置经常发生：大约35%的时间，我们发现系统中的3个单独的卫星的角动量指向沿，或接近，卫星分布的短轴。此外，在30%的系统中，我们发现，6个最好的对准卫星的净角动量位于35度的卫星分布的短轴，观察银河系。
2009-05-11 astro-ph.CO
Intrinsic Alignment of Cluster Galaxies: the Redshift Evolution
我们目前的测量两种类型的集群星系排列的基础上的体积有限和高纯度（$\ge$ 90%）的集群样本GMBCG目录来自SDSS DR 7。我们检测到一个明确的BCG对准（BCG的主轴对准的集群卫星星系的分布）。我们发现，BCG排列信号随着红移和BCG绝对星等的减小而变强，随着BCG恒星质量的减小而变弱。BCG排列不依赖于星系团的丰富度，只有当我们使用等照度线拟合位置角（PA）时，我们才能检测到一个统计上显著的（$\ge$ 3 sigma）卫星排列（星系团卫星星系的长轴向BCG排列），并且卫星排列依赖于BCG的视星等而不是绝对星等。这表明基于来自SDSS管道的等照度PA检测到的卫星对准可能是由于来自附近BCG的漫射光的污染。我们警告说，这不应该被简单地解释为不存在的卫星对准，而是我们不能检测到他们与我们目前的光度SDSS数据。我们对SDSS $r$带和$i$带数据进行测量，但没有观察到对准的通带依赖性。
2011-07-12 astro-ph.CO
The multiplicity and anisotropy of galactic satellite accretion
我们研究的发病率组和附属矮星系吸积到银河系（MW）质量晕使用两种类型的流体动力学模拟：鹰，它解决了一个大的宇宙体积，和AURIGA套件，这是非常高的分辨率放大模拟个别MW大小的晕。当今11颗最大质量的卫星主要（75%）是在单个事件中吸积的，14%是成对的，6%是三胞胎，不太可能有更高的群多重性。在较暗的卫星中，群体吸积变得更为常见，前50颗卫星中有60%是单独吸积的，12%是成对吸积的，28%是较丰富的群体。一个恒星质量与大麦云（LMC）相似的星系群平均会有15个成员的恒星质量大于$10^4{~\rm M_\odot}$。前11颗卫星中有一半是沿着两个最丰富的细丝吸积的。矮星系的吸积是高度各向异性的，优先发生在垂直于晕短轴的方向，在这个平面内，优先沿着晕长轴。卫星进入点倾向于与现在的中央星系盘和卫星平面对齐，但程度低于晕的形状。成组或沿着最丰富的暗条增生的矮星，其进入点与主晕的对齐程度甚至比整个卫星群更大。我们还发现，大多数卫星作为一个单一的群体或沿着一个单一的灯丝吸积是不太可能解释卫星MW盘。
2018-02-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Zippers and Twisters: Planes of Satellite Galaxies Emerge from Whirling and Shocking Gas Streams in the Cosmic Web
Johns Hopkins University（约翰斯·霍普金斯大学）；NYC College of Technology, City University of New York（纽约市立大学学院技术学院）；Graduate Center, City University of New York（纽约市立大学研究生中心）；Institut d’Astrophsyique de Paris, UMR 7095, CNRS, UPMC Univ.（巴黎天体物理研究所）；Kyung Hee University（庆熙大学）；LSST-DA Catalyst Fellowship, LSST Discovery Alliance（LSST-DA催化剂奖学金，LSST发现联盟）；Centre for Astrophysics Research, University of Hertfordshire（赫特福德大学天体物理学研究中心）
利用NewHorizon模拟研究银河系类似体的卫星星系系统，发现30%-70%的案例中存在与观测相当的卫星平面，这些平面与宇宙纤维和局部气体流结构密切相关，并识别出两种平面形成机制：拉链和扭转。
2026-06-16 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
The cosmic history of the spin of dark matter haloes within the large scale structure
我们使用N体模拟来研究自z=3以来暗物质晕角动量在大尺度结构中的方向和大小的演化。我们看看的演变的对齐的晕自旋与细丝和彼此，以及自旋参数，这是一个衡量的大小的角动量。结果表明，在高红移下，暗物质晕的角动量矢量与暗条正交的趋势较弱，高质量暗物质晕的正交取向比低质量暗物质晕强。由于z=1，低质量晕的自旋变得弱平行于细丝排列，而高质量晕保持其正交排列。最近这种低质量晕的平行排列使人们对潮汐力矩理论作为角动量建立的唯一机制产生了怀疑。我们看到大量的流动和扩大的长丝随着时间的推移，在对齐的晕自旋和速度的证据。我们发现，只有在非常小的分离，$r<0.3$ Mpc/h，这是由子结构驱动的相邻的暗物质晕的自旋显着对齐。自旋参数与晕质量的相关性在高红移得到证实。
2012-12-18 astro-ph.CO
Subhalo accretion through filaments
在宇宙学模拟中，我们跟踪了星系和星系团大小的晕的亚晕轨道。我们确定周围的晕和我们用这些来定义一个样本的subhalos吸积从灯丝以及控制样本的subhalos吸积从其他方向。我们使用这些样本来研究由惯性吸积产生的卫星轨道的差异。我们的结果依赖于主机晕质量。我们发现，对于低质量，从灯丝吸积的subhalos显示$\sim10\%$较短的寿命相比，控制样品，他们表现出更径向轨道的趋势，到达晕中心区域更早，更有可能与主机合并。对于更高质量的晕，这种寿命差异消散，甚至逆转集群大小的晕。这种行为似乎与这样一个事实有关，即更多的质量主机连接到更强的细丝，具有更高的速度相干性和密度，具有稍微更多的径向次晕轨道。由于暗晕倾向于跟随暗丝的相干流，因此这种厚的暗丝可能足以保护暗晕至少在第一次下沉时不受动力摩擦的影响。我们还确定了subhalo对/团块的吸积后彼此合并。它们作为一个团只存在很短的时间，对于更高的次晕质量来说甚至更短，这表明麦哲伦云和其他本星系群卫星协会可能最近才进入MW维里半径，并且可能是第一次进入。花丝促进了附属组织的生长。
2016-05-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
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
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
Alignment of spiral and elliptical galaxies from Siena Galaxy Atlas with filaments
University of Potsdam（波茨坦大学）；Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam (AIP)（波茨坦阿斯特罗物理研究所）；Tartu Observatory, University of Tartu（塔尔图大学塔尔图天文台）；Estonian Academy of Sciences（爱沙尼亚科学院）
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
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
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
The shape alignment of satellite galaxies in galaxy pairs in SDSS
无论是在模拟还是观测中，都已经表明，一个大星系的潮汐场可以扭转它的卫星星系，使得卫星星系的主轴指向它们的宿主。这种所谓的“形状排列”在孤立的银河系中被观察到，但在“本星系群”中却没有。在这项研究中，我们调查的星系对的卫星星系的形状排列类似于斯隆数字巡天数据发布13（SDSS DR 13）中确定的本星系群。通过在主星系对周围堆叠数万个卫星星系，我们发现了两个统计上很强的对齐信号。(1)卫星星系的主轴位于两原色之间的（投影）面积（{ \it面向}区域）倾向于垂直于连接卫星和其主机的线（切向对准），而（2）卫星星系的主轴位于远离另一个主星系的区域（{ \it远离}区域）倾向于与连接卫星到其主机的线对准（径向对准）。这些比对在$\sim5σ$水平得到证实。对准信号随着主亮度的增加、对间隔的减小和卫星距离的减小而增加。对准信号也被发现在非常规环境中更强。这些发现将有助于理解潮汐场对星系对中卫星星系的影响机制，并有助于在弱引力透镜分析中研究星系的内在排列。
2019-03-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
The Vast Polar Structure of the Milky Way and Filamentary Accretion of Sub-Halos
银河系（MW）被许多卫星天体所包围：矮星系、球状星团和破裂系统流。它们一起形成了一个巨大的极区结构（VPOS），一个薄的平面，扩展到银河系中心的距离高达250 kpc。卫星星系的轨道方向和流与VPOS的优先排列表明物体在结构内轨道。这种强的相空间相关性与基于冷暗物质宇宙学（LCDM）的结构形成模拟的预期不一致。沿着暗条的次晕的增生被认为是各向异性分布的起源。我们已经使用高分辨率宇宙学模拟的结果测试了这种情况，发现它无法解释MW卫星轨道的大程度相关性。因此，最好寻找其他解释。潮汐矮星系（TDGs）是由相互作用星系的碎片形成的，是VPOS的一种非常自然的形成过程。如果一些MW卫星确实是TDG，错误地解释它们来追踪MW晕的暗物质子结构将显着增强已经困扰LCDM模型的“小尺度”问题。
2012-11-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Using dwarf satellite proper motions to determine their origin
围绕银河系的卫星星系的高度组织化分布是对和谐宇宙学模型的一个严重挑战。在这个框架中，也许唯一剩下的解决方案是矮卫星星系沿着一两个细丝落入银河系的势能中，这可能会也可能不会重现观察到的分布。在这里，我们利用天炉座，玉夫座，小熊座和船底座矮椭球体的自行车测试这种情况下，并追溯其轨道通过几个变化的银河系的潜力和帐户的动力摩擦。关键参数是矮星系的自行和总质量。使用一个简单的模型，我们发现没有一组站得住脚的参数，可以让天炉座是一致的，与惯性下降，主要是因为1 σ误差的自行是相对较小的。其他三个必须走钢丝之间需要一个小的近心点（小于20千秒差距），以失去足够的轨道能量的动力学摩擦和避免被潮汐破坏。然后，我们采用了一个更现实的模型与主机晕质量吸积，并发现这四个矮星系必须在至少5个Gyrs前下降。这个时间间隔比有组织的分布在被卫星轨道的随机化消除之前预期持续的时间要长。
2011-08-18 astro-ph.CO
Alignment between satellite and central galaxies in the SDSS DR7: dependence on large-scale environment
卫星星系和中央星系之间的排列已经在观测和理论工作中得到了详细的研究。普遍接受的事实是，卫星优先居住在其中央星系的主轴上。然而，这种对齐的起源和大规模环境依赖性仍然是未知的。为了找出这些问题，我们使用SDSS DR 7构建的数据来研究这种对齐的大规模环境依赖性，重点是检查对齐对中央星系颜色的依赖性。我们发现一个非常强大的大规模的环境依赖的卫星中心对准组与蓝色的中心。结中蓝心的排列方向优先垂直于心的长轴，排列角度随环境变化而减小，即从结到空洞。对齐角度强烈依赖于中心的${}^{0.1}(g-r)$颜色。我们认为，卫星中心排列是大尺度结构内卫星吸积与宿主晕内星系演化竞争的结果。对于包含红色中心星系的星系团，星心排列主要由演化效应决定，而对于蓝色中心星系团，大尺度结构的作用更为重要，特别是在星系结中。我们的研究结果提供了一个解释如何在不同的大尺度环境中的卫星中心对准的形式。垂直的情况下，在集团和结与蓝色的中心也可能提供深入了解类似的极性安排，如银河系和半人马座A的卫星系统的形成。
2018-04-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Testing the Impact of Satellite Anisotropy on Large and Small Scale Intrinsic Alignments using Hydrodynamical Simulations
星系内禀排列（IA）长期以来一直被认为是弱透镜宇宙学推论的重要污染物。在本文中，我们试图量化的影响，一个共同的建模假设在分析描述的内在路线：球对称的暗物质晕。了解这种效应是很重要的，因为目前这一代的固有对准模型是有限的，特别是在小尺度上，建立一个准确的理论描述将是必不可少的充分利用信息在未来的透镜数据。我们的分析是基于113，560个星系的目录之间的$z=0.06-1.00$从MassiveBlack-II，盒长度$100 h^{-1}$ Mpc的流体动力学模拟。我们发现卫星各向异性在$\geq 30-40\%$水平上对小尺度对准关联函数有贡献。当分离度大于$1 h^{-1}$ Mpc时，影响大致与尺度无关，导致$\sim20\%$的IA功率谱振幅发生偏移。这些结论在整个红移范围内以及MassiveBlack-II和Illustris模拟之间是一致的。宇宙学的影响，这些结果进行了测试，使用模拟的似然分析。合成宇宙剪切数据是用未来LSST类调查的预期特征（深度、面积和数量密度）构建的。我们的研究结果表明，使用基于球对称的晕模型建模对齐可能会导致$S_8$和$w$在$\sim 1.5σ$水平的宇宙学参数偏差。
2019-12-13 astro-ph.CO
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
Alignment between Satellite and Central Galaxies in the EAGLE Simulation: Dependence on the Large-Scale Environments
卫星星系和中央星系之间的排列作为解决星系形成和演化问题的代理，并已在观测和理论工作中进行了大量的研究。大多数情况表明，卫星优先位于其中央星系的主轴上。最近的工作表明，对准信号的强度依赖于观测中的大尺度环境。我们使用EAGLE公开发布的数据来弄清楚在流体动力学模拟中是否可以发现相同的效果。在模拟中我们发现对准信号有更强的环境依赖性。我们还探讨了改变路线，以解决这种影响的形成。
2019-07-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
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
Galaxy alignment on large and small scales
星系并不是随机分布在宇宙中，而是在不同的尺度上表现出不同的排列方式。在小尺度上，卫星星系倾向于沿着中央星系的主轴分布，这取决于星系的性质，即红色卫星星系和中央星系的排列比蓝色卫星星系和中央星系的排列更紧密。在大尺度上，发现发光红星系（LRGs）的长轴在30 Mpc/h以下具有相关性。利用恒星形成的流体动力学模拟，我们在不同尺度上研究了星系排列的起源。发现大多数红色卫星星系都位于暗物质晕的内部区域，中心星系的形状与暗物质分布一致。红色中心比蓝色中心有更强的排列，因为它们生活在大质量的晕中，并且中心星系晕排列随着晕质量的增加而增加。在大尺度上，LRGs的排列也来自于星系晕的形状相关，但存在一定程度的错位。大质量晕比连接大质量晕的暗条中的晕有更强的排列。这与宇宙暗条是晕排列的原因的天真期望相反。
2014-10-16 astro-ph.CO
Alignments between galaxies, satellite systems and haloes
银河系和仙女座星系卫星群的空间分布令人困惑，因为它们几乎垂直于它们中央星系的圆盘。为了了解这种配置的起源，我们研究了中央星系，卫星系统和暗物质晕在最大的“进化和组装的银河系及其环境”（EAGLE）模拟的对齐。我们发现，中心体及其卫星系统往往与其晕很好地对准，在这两种情况下，中位数未对准角均为$33^{\circ}$。虽然中心更好地与内部$10$ kpc晕对齐，卫星系统更好地与整个晕对齐，表明卫星优先跟踪外晕。中心-卫星对准是弱的（中值失准角为$52^{\circ}$），我们发现在$20\%$周围的系统具有大于$78^{\circ}$的失准角，这是银河系的值。中心-卫星排列是两个成分倾向于与暗物质晕排列的结果。因此，当中心平行于卫星系统时，它也倾向于平行于晕。相比之下，如果中心垂直于卫星系统，就像银河系和仙女座星系那样，那么中心-晕排列就弱得多。色散主导的（球状）中心有一个更强的对齐与他们的晕和他们的卫星比旋转主导的（磁盘）中心。我们还发现，光环、中央星系和卫星系统往往与周围大规模物质分布一致，其中光环是三者中排列得更好的。
2016-07-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Impact of cosmic web on the properties of galaxies in IllustrisTNG simulations
本研究利用IllustrisTNG模拟，通过区分中央与卫星星系并控制多种因素，发现宇宙网环境对星系性质有影响，但局部过密度起主导作用，且卫星星系对细丝更敏感，该影响在红移0.5时减弱。
2025-04-01 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
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
The alignment of SDSS satellites with the VPOS: effects of the survey footprint shape
有时有人认为，斯隆数字巡天（SDSS）的天空覆盖不均匀，使其发现的卫星星系的分布偏离了由11颗更明亮的经典银河系（MW）卫星定义的极平面。这可能会阻止SDSS卫星增加MW的巨大极地结构（VPOS）的重要性。我们调查这一论点是否是有效的，通过比较所观察到的情况与模型卫星分布局限于确切的SDSS足迹区域。我们发现，SDSS卫星确实增加了VPOS的意义，调查足迹，而偏离一个紧密的对齐之间的平面安装到SDSS卫星和平面安装到11个经典的卫星。对于各向同性分布，找到经典卫星和SDSS卫星的观测卫星相空间对准是~5σ事件。这构成了VPOS的一个强有力的发现，使其比仙女座大平面（GPoA）更重要。受GPoA的启发，它只包括大约一半的M31的卫星，我们还估计MW卫星的哪一部分是一致的，是一个各向同性分布的一部分。根据基础卫星平面宽度，预计27颗MW卫星中只有2至6颗来自各向同性，并且在95%置信度下排除了MW卫星群中>50%的各向同性分量。
2015-11-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
A novel Cosmic Filament catalogue from SDSS data
在这项工作中，我们提出了一个新的目录宇宙细丝获得的最新斯隆数字巡天（SDSS）的公共数据。为了检测细丝，我们实现了一个版本的子空间约束均值漂移算法，通过机器学习技术来增强。这使我们能够检测宇宙细丝作为星系密度分布的一维最大值。我们的暗条星表使用了SDSS的宇宙学样本，包括数据发布16，因此它继承了它的天空足迹（除了小边界效应）和红移覆盖范围。特别是，这意味着，利用类星体样本，我们的灯丝重建覆盖红移高达$z=2.2$，使其成为最深的灯丝重建，以我们的知识之一。我们遵循层析的方法和切片的星系数据在269壳在不同的红移。重建算法适用于2D球面地图。该目录提供了每个红移切片的每个探测的位置和不确定性。我们评估质量的检测与几个指标，这表明改进与以前的公共目录获得类似的方法。我们还检测到我们的灯丝目录和星系团目录建立从微波观测的普朗克卫星和阿塔卡玛宇宙望远镜之间的高度显着的相关性。
2022-04-27 astro-ph.CO
Intrinsic alignments in redMaPPer clusters -- I. Central galaxy alignments and angular segregation of satellites
星系团中心星系的形状并不是随机取向的，而是与其母星系团的形状以及周围的大尺度结构一致地排列在一起。在这项工作中，我们的目标是确定的星系和集群的数量，最强烈地预测中央星系排列现象的一个大的参数空间中的8237个集群和94817个成员在0.1<z<0.35，基于redMapPer从斯隆数字巡天构建的集群目录。我们首先量化了投影的中央星系形状和成员卫星分布之间的对齐，以了解中央星系和星系团的属性与这些对齐关系最密切。接下来，我们调查卫星相对于其中央星系主轴方向的角分离，以确定最强烈的预测其角分离的卫星属性。我们发现，中央星系与其成员星系的分布更一致的集群，更长，有更高的丰富度，并为中央星系的物理尺寸更大，更高的光度和中心概率，和红色。颜色较红、光度较高、位置较靠近中央星系、椭圆率较小的超新星，向中央星系主轴的角分离较强。最后，我们提供了一些确定的相关性的物理解释，并讨论了连接到中央星系的路线，潮汐场的原始路线的影响，以及各向异性吸积的重要性的理论。
2016-08-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Distribution of Satellites Around Central Galaxies in a Cosmological Hydrodynamical Simulation
观测表明，卫星星系的空间分布不是随机的，而是与中央星系（CG）的主轴对齐。对齐的强度取决于卫星和中心的属性。使用无耗散N体模拟的理论研究受到其无法直接预测CG形状的限制。利用流体动力学模拟，包括气体冷却，恒星形成，和反馈，我们进行了星系的排列及其依赖于直接从模拟预测的星系属性的研究。我们发现，观测到的对齐信号是很好的产生，因为是颜色依赖：红色的卫星和红色的中心都显示出更强的对齐比他们的蓝色同行。红色卫星排列更紧密的原因是它们中的大多数停留在暗物质晕的内部区域，在那里CG的形状更好地跟踪了暗物质的分布。的颜色的CG上的对齐的依赖性来自晕质量的依赖性，因为中央恒星组件和内部晕的形状之间的对齐随着晕质量的增加。我们还发现，卫星的排列是最强烈地依赖于它们的金属丰度，这表明卫星的金属丰度，而不是颜色，是一个更好的示踪小尺度上的星系排列。这可以在未来的观察性研究中进行测试。
2014-08-04 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
