Gas filaments of the cosmic web located around active galaxies in a proto-cluster
宇宙学模拟预测宇宙包含一个星系间气体细丝网络，星系在其中形成和演化。然而，来自这些灯丝的任何发射的微弱性限制了对这种预测的检验。我们报告的检测静止帧紫外线莱曼α辐射从多个灯丝延伸超过1兆秒差距的星系之间的SSA 22原星系团在3.1的红移。密集的恒星形成和超大质量黑洞活动正在嵌入这些结构的星系内发生，这可能是观测到的莱曼α发射的电离辐射的来源。我们的观测绘制出了被认为是大质量原星系团中星系和黑洞生长的燃料类型的沉积结构中的气体。
2019-10-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Shattering of Cosmic Sheets due to Thermal Instabilities: a Formation Channel for Metal-Free Lyman Limit Systems
我们提出了一个新的宇宙学放大模拟，其中放大区域由两个维里质量为Mv ~ 5 × 10 ^{12} M_{sun}的晕和一个连接它们的~Mpc长宇宙细丝组成。利用这个模拟，我们研究了星系际介质的演化，在这两个晕之间的前所未有的分辨率。在5>z>3时，发现这两个晕位于一个大的星系际片或“薄饼”中，它由多个共面的致密细丝组成，几乎所有M_v> 10 ^9 M_{sun}的晕都位于该星系际片上。这一层在z~5处坍缩，来自两个较小层的合并。这次合并产生的强烈冲击导致了冲击后区域的热不稳定性，并导致了片层的破碎，导致了<~kpc尺度的云，温度T>~ 2x 10 ^4 K，密度n>~10^{-3}cm^{-3}，这些云被压力限制在温度T~ 10 ^6 K，密度n>~10^{-5}cm^{-3}的热介质中。当从正面看时，这些冷云的中性氢柱密度N_{HI} >10^{17.2}cm^{-2}，使它们可以被探测为莱曼极限系统，尽管它们完全位于任何晕的维里半径之外，甚至完全位于致密细丝之外。它们的化学成分是原始的，金属性为零，与最近观察到的几个系统相似。由于这些系统的形成远离任何星系，这些结果是强大的星系形成物理学，纯粹从大尺度结构的崩溃和辐射冷却，提供足够的空间分辨率是可用的。
2019-06-25 astro-ph.GA
A ~6 Mpc overdensity at z = 2.7 detected along a pair of quasar sight lines: filament or protocluster?
模拟预测，星系际介质（IGM）中的气体分布在连接致密星系团并形成宇宙网的非线性结构中。这些主要是电离氢的结构由于缺乏发射区而难以直接观察。我们偶然发现，在z = 2.69处，沿着朝向一对背景类星体的视线，log N（HI）> 18.0的吸收体密度过高。在两条视线上，有三个主要的吸收区，其宽度约为2000 km/s（相当于6.4（h_70）^（-1）Mpc），它们之间的横向距离约为90（h_70）^（-1）Kpc。两个区域的[Fe/H] < -1.9，对应于IGM气体中的轻度过密度。第三个区域是[Fe/H] = -1.1的亚DLA，可能与星系有关。我们讨论的可能性，视线探针沿灯丝的长度或拦截星系原星团。
2014-08-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Plasma processes at the scales of galaxies and clusters of galaxies
宇宙中大尺度的物质以片、丝和球晕的形式分布。宇宙中的大多数已知物质都处于扩散等离子体状态-在星系和星系团周围的晕中，以及在追踪大尺度宇宙细丝的星系际介质中。最近的多波长观测告诉我们，这种稀释等离子体的状态，涵盖了一系列的密度和温度。高分辨率数值模拟的进展使我们能够理解这种扩散的等离子体，但有几个难题涉及冷却，反馈加热，重力和湍流等过程的复杂相互作用。
2018-11-29 astro-ph.GA
Properties of gas phases around cosmic filaments at z=0 in the Illustris-TNG simulation
我们提出了在红移z=0的TNG 300 -1流体动力学模拟中检测到的宇宙网细丝周围的气相的研究。我们根据温度和密度把气体分成五种不同的相。我们发现，在温暖的星系际介质（WHIM），占80%以上的重子预算在$r \sim 1$兆秒差距的气体基本上占主导地位的细丝。除了WHIM气体，核心的灯丝（$r<1$ Mpc）也主机其他更热，更密的气相，其分数取决于灯丝人口的大贡献。通过建立温度和压力分布，我们发现，在细丝气体是等温的$r \sim 1.5$ Mpc，与T_核心的平均温度= $4-13 \times 10^5$ K，取决于大尺度环境。细丝核心处的压力平均为P_core = $4-12 \times 10^{-7}$ keV/cm ^3，比观察到的团簇中测得的压力低约1000倍。我们还估计，所观察到的Sunyaev-Zel'dovich（SZ）信号从核心的灯丝应该介于$0.5 < y < 4.1 \times 10^{-8}$，这些结果与最近的观测结果进行了比较。我们的研究结果表明，在灯丝的气体状态取决于晕的存在，并在大尺度环境。
2021-03-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Observations of the Intergalactic Medium and the Cosmic Web in the SKA era
星系与其周围环境--星系际介质（IGM）的相互作用是星系形成的一个重要方面。星系演化中最基本但尚未解决的问题之一是气体如何在星系内部和周围循环，以及它如何进入星系以支持恒星形成。我们有几条证据表明，所观察到的恒星形成的演化需要在所有时间和所有宇宙尺度上从IGM吸积气体。这种气体在很大程度上仍然下落不明，悬而未决的问题是这种气体存在于何处以及吸积的物理机制是什么。预计这种气体将嵌入由片和丝组成的扩展宇宙网中。这种大尺度的气体细丝是宇宙学数值模拟所期望的，近年来已经取得了重大进展。这种模拟不仅模拟了宇宙网的大尺度结构，而且还研究了中性气体成分。为了在了解IGM中性氢分布方面取得真正的重大进展，必须在亚弧分分辨率下对天空中大面积区域的NHI=10^18 cm-2及以下的柱密度进行探测。这些是今天已知的邻近星系周围最微弱结构的密度，尽管大多数是用单碟望远镜发现的，这些望远镜没有分辨率来分辨这些结构并研究任何运动学。现有的干涉仪缺乏收集能力或短基线，无法实现通常低于NHI=10^19 cm-2的亮度灵敏度。利用现有设施达到较低的柱密度是可行的，但需要非常长的观测时间。SKA将首次打破这些障碍，使干涉观测比现有干涉仪深一个数量级，线性分辨率比单碟望远镜高一个数量级。
2015-01-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
ELUCID VII: Using Constrained Hydro Simulations to Explore the Gas Component of the Cosmic Web
使用重建的初始条件的SDSS调查量，我们进行约束流体动力学模拟在三个地区代表不同类型的宇宙网：后发座星系团; SDSS长城;和一个大的低密度区域在$z\sim 0.05$。这些模拟，其中包括恒星形成和恒星反馈，但没有AGN的形成和反馈，被用来研究星系际和星系团内的介质的性质和演化。大约一半的温暖的星系际气体与局部宇宙网中的细丝有关。气体在大量的细丝和晕的外围可以被加热显着的吸积冲击所产生的合并的细丝和晕，分别有一个紧密的相关性气体温度和当地的潮汐场的强度。模拟还预测了一些不连续性与冲击前和接触边缘，这可以使用热SZ效应和X射线的观察进行测试。大部分的天空被Ly $α$和OVI吸收系统所覆盖，而大多数OVI系统和低柱密度HI系统都与宇宙网中的细丝有关。受约束的模拟，遵循观测到的宇宙网的形成和加热的历史，提供了一个重要的途径来解释观测数据。有了关于宇宙气体的起源和位置的完整信息，这种模拟也可以用来制定观测策略。
2022-09-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
A VLT/MUSE galaxy survey towards QSO Q1410: looking for a WHIM traced by BLAs in inter-cluster filaments
宇宙学模拟预测，在温度为$T \sim 10^{5} - 10^{7}$ K时，低$z$重子预算的相当一部分存在于以扩散等离子体形式存在的大尺度细丝中。然而，对这种所谓的温暖-炽热星系际介质（WHIM）的直接观测一直难以捉摸。在$Λ$ CDM范式中，星系团对应于宇宙网络的节点，位于几个大尺度的平行线的交叉点。在以前的工作中，我们使用HST/COS数据进行广泛的HI Ly $α$吸收剂（BLA）的第一次调查可能产生的WHIM在簇间灯丝。我们针对一个单一的类星体，即Q1410，其视线相交$7$独立的集群间轴的影响参数$<3$ Mpc（共同移动），并发现了一个暂时的过剩的一个因素${\sim}4$的领域。在这里，我们进一步调查这些BLA的起源，通过使用VLT/MUSE在Q1410领域内进行盲星系调查。我们鉴别了$77$源，并得到了它们的$52$红移。在星系团间轴的$7$ BLA总样本中，我们发现$3$没有任何严格光度限制的星系对应物（$\sim 4 \times 10^{8}$ L $_{\odot}$ ${\sim} 0.01$ L $_{*}$），进一步证明这些BLA可能代表真正的WHIM探测。我们结合这个样品与其他合适的BLA从文献中，并推断相应的重子平均密度范围内的这些丝$Ω^{\rm fil}_{\rm bar}= 0.02-0.04$。我们的粗略估计是一致的数值模拟的预测，但…
2018-05-25 astro-ph.GA
A low HI column density filament in NGC 2403: signature of interaction or accretion
观测到的附近星系周围的HI吸积只能占维持目前观测到的恒星形成率所需的气体供应的一小部分。正如星系形成的数值模拟所预测的那样，额外的吸积可能以低柱密度冷流的形式发生。为了抑制这种流动的存在和性质，我们提出了深HI观测获得的NRAO绿岸望远镜的区域测量NGC 2403周围的4乘4度。这些观测结果显示，在20 km/s线宽范围内，5 σ探测限为2.4 x 10^18 cm^-2，在主HI盘外存在一个低柱密度的扩展云，距离星系中心西北约17'（~16 kpc或~ 2 R25）。星云的HI总质量为6.3 x 10^6 Msun，占NGC 2403 HI总质量的0.15%。该云团与内盘中的8 kpc高速HI细丝有关，这是Fraternali等人（2001，2002）在深VLA观测中观测到的。我们讨论了云的起源的几种方案，并得出结论，它要么是从星系际介质吸积，或者是一个较小的相互作用与邻近的矮星系的结果。
2014-07-14 astro-ph.GA
Evolution of cosmic filaments and of their galaxy population from MHD cosmological simulations
尽管包含了宇宙中大约一半的物质，但在大多数波长下，宇宙网络的结构很难观察到。在这项工作中，我们使用大型unigrid宇宙学模拟来研究宇宙细丝的几何，几何和磁性的性质如何随质量和红移（z $\leq 1$）而变化。我们发现暗条的平均温度、长度、体积和磁场都与暗条的总引力质量有很好的对数-对数关系。这反映了自引力在塑造其性质方面的作用，并使其能够根据其质量对其观测性质进行统计预测。我们还专注于模拟人口的星系大小的晕内灯丝的属性，并比较其属性从光谱GAMA调查获得的结果。模拟和观测到的具有相同长度的细丝被发现包含相同数量的星系，具有非常相似的晕质量分布。每个暗条中的星系总数和星系中的总/平均恒星质量现在可以用来预测主暗条中气体的大尺度性质，其尺度可以达到几十或几百Mpc。这些结果是今后使用星系目录的第一步，以便选择最佳目标来观测温热的星系间介质。
2016-07-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
An intergalactic medium temperature from a giant radio galaxy
温热的星系际介质（温热的IGM，或WHIM）遍布宇宙网的细丝，并拥有宇宙中一半的重子。WHIM的热力学性质是出了名的难以测量。本文用一种新的方法估算了星系群WHIM的边界温度.特别是，我们使用了由NGC 6185创建的巨型射电星系（巨型RG或GRG）的射电图像，NGC 6185是一个巨大的附近螺旋。我们用贝叶斯三维叶模型分析了这个非凡的物体，并推导出均分压力$P_\mathrm{eq} = 6 \cdot 10^{-16}\ \mathrm{Pa}$ --这是迄今为止在RG中发现的最低压力。使用Fanaroff-Riley II RG的基于X射线的统计转换，我们找到了真实的叶压$P = 1.5\substack{+1.7\\-0.4}\cdot 10^{-15}\ \mathrm{Pa}$。宇宙网的重建、群目录和MHD模拟进一步暗示了$\mathrm{Mpc}$尺度的IGM密度$1 + δ_\mathrm{IGM} = 40\substack{+30\\-10}$ .逆时针上升的叶片在其内侧被IGM挤压，在那里IGM和叶片压力之间出现近似平衡：$P_\mathrm{IGM} \approx P$。然后，理想气体定律提出了在维里半径处的IGM温度$T_\mathrm{IGM} = 11\substack{+12\\-5} \cdot 10^6\ \mathrm{K}$，或$k_\ma…
2022-10-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
The density distribution of accreting cosmic filaments as shaped by Kelvin-Helmholtz instability
宇宙细丝在星系演化过程中扮演着重要的角色，它将星系际介质中的气体输送到星系中。然而，人们对这一过程的效率以及气体是以均匀还是聚集的方式吸积的知之甚少。最近的观测表明，环银河系介质中存在广泛的气体密度分布，这可能与暗条的吸积有关。通过高分辨率的流体动力学模拟，我们在这里探索冷吸积细丝流经热环星系介质（CGM）的高z星系的演化。特别是，我们研究的非线性效应的开尔文-亥姆霍兹不稳定性（KHI）的发展广泛的气体密度分布和冷，密集的团块的形成。我们探讨了大的参数空间中的细丝和扰动性质，如，细丝马赫数，初始扰动波长，和之间的界面厚度的细丝和晕。我们发现，冷气体的时间平均密度分布是定性一致的一个歪斜的对数正态概率分布函数（PDF）加上一个额外的组件的形式，高密度的尾巴高马赫数。我们的结果表明，吸积速度和最大密度之间的紧密相关性发展的细丝，这是一致的方差-马赫数关系的湍流。因此，宇宙吸积可能是一个可行的机制，产生湍流和广泛的气体密度分布的CGM。
2019-04-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
High-definition imaging of a filamentary connection between a close quasar pair at z=3
在MUSE超深场探测到z~3.22类星体对间的宇宙网纤维发射，通过高分辨率观测与模拟对比验证了冷暗物质预测，为研究宇宙网物理性质和暗物质分布开辟新途径。
2025-01-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
A positive correlation between broad HI Ly$α$ absorptions and local overdensities of galaxies
本文利用单个类星体视线中的13个宽Lyα吸收体，结合VLT/MUSE和VLT/VIMOS数据研究其与星系过密度的关系，发现BLA氢柱密度与局部星系过剩呈正相关，支持暖热气体位于宇宙纤维引力势阱深处的图景。
2025-04-28 astro-ph.GA
Galaxy And Mass Assembly (GAMA): Stellar mass growth of spiral galaxies in the cosmic web
我们通过研究1,799个未分组和未配对的螺旋星系的恒星质量和紫外线衍生的恒星形成率（SFR），寻找宇宙网中恒星质量和恒星形成率沿细丝的相关变化。我们设计了多个距离度量来描述灯丝的复杂几何形状，并发现靠近灯丝圆柱中心的星系比靠近灯丝外围的星系有更高的恒星质量，在空洞的边缘。此外，这些外围螺旋星系在给定质量下具有更高的特定恒星形成率（SSFR）。补充我们的样本的丝状螺旋星系与螺旋星系的卷须和空隙，我们发现，这些对象在不同的大尺度环境中的平均SFR是彼此相似的SFR的主要判别是恒星质量，与以前的工作。然而，SFR的分布被发现随大尺度环境而变化。因此，我们的研究结果提出了一个模型，其中除了恒星质量作为主要的判别，大规模的环境是印在SFR作为二阶效应。此外，我们的详细结果的丝状星系提出了一个模型，其中气体吸积从空洞到细丝主要是在一个正交方向。总的来说，我们发现我们的结果是在不同的大尺度环境中的星系际介质的热力学性质的理论预期。
2016-01-13 astro-ph.GA
Discovery of intergalactic bridges connecting two faint $z\sim3$ quasars
利用MUSE/VLT对近距离的$z\sim3$类星体对进行了快速观测。我们的目标是双重的：（i）探索类星体群暗端周围的Ly PDMATHAMN辉光;（ii）利用类星体对的组合照明揭示两个类星体之间延伸的大尺度星系际结构。在这里，我们报告了一个类星体对（$z=3.020,3.008$ ; $i=21.84,22.15$）的结果，分离11.6弧秒（或89投影千秒差距）。MUSE揭示了在两个类星体之间延伸的附加Ly $α$结构，其平均表面亮度为SB $_{\rm Lyα}=1.8\times10^{-18}$ erg s $^{-1}$ cm $^{-2}$ arcsec $^{-2}$。光电离模型的限制在Ly $α$，HeII和CIV线的排放表明，发射结构之间的程度$\sim89$和高达$\sim600$千秒差距的星系际桥梁。我们的模型排除了$\sim 2.9$ Mpc的结构延伸的可能性，即，如果类星体的系统红移差仅仅是由于哈勃流的缘故，那么这种分离是从类星体的不确定系统红移差推断出来的。在目前的空间分辨率和表面亮度限制下，单个桥梁的平均投影宽度约为35 kpc。我们还检测到强烈的吸收HI，NV和CIV沿背景视线在较高的$z$，我们解释为由于至少两个组件的冷，金属富集，相对电离CGM或IGM周围的类星体对。在距离系统$\sim -900$和$-2800$ km s $^{-1}$的两个…
2019-09-02 astro-ph.GA
Relative distribution of dark matter, gas, and stars around cosmic filaments in the IllustrisTNG simulation
我们提出了一个全面的研究，在z=0时使用IllustrisTNG模拟的大规模宇宙细丝的不同群体周围的物质分布。我们计算了暗物质（DM），气体和恒星的径向密度分布的细丝，我们在这些结构中的重子分数的分布。我们发现，重子严格遵循基本DM分布只有到r~7 Mpc的丝棘。在较短的距离（r<7 Mpc），丝的重子分数分布偏离宇宙值$Ω_\mathrm{b} / Ω_\mathrm{m}$。而在r~0.7-7 Mpc的径向区域，这种偏离是由于温热的星系际介质（WHIM）向暗条核的径向吸积（相对于宇宙分数产生了过量的重子），而暗条核（r<0.7 Mpc）则显示出明显的重子耗尽。对活动星系核（AGN）反馈事件在暗条中的效率的分析表明，它们具有足够的能量将气体喷射到暗条引力势阱之外。我们表明，大尺度环境（即密度与密度较低，较热与较冷的地区）有一个不可忽视的影响的DM，气体和恒星密度的绝对值周围的灯丝。然而，相对于底层DM密度场的重子的相对分布被发现是独立的细丝人口。最后，我们提供了不同种群的宇宙细丝的气体密度，温度和压力之间的标度关系。我们将这些关系与星系团的关系进行比较，发现这些宇宙结构占据了密度-温度平面和密度-压力平面的不同区域。
2022-03-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Thermal and Chemical Evolution of Collapsing Filaments
星系际细丝构成了将星系连接在一起的宇宙网的基础，并为星系的生长和吸积提供了重要的气体储存库。在这里，我们提出了非常高分辨率的二维模拟的热和化学演变的这种细丝，利用32种化学网络，跟踪从氢，氧和碳形成的关键分子的演变。我们研究了在很宽的参数范围内，包括初始密度，初始温度，强度的离解紫外线背景，和金属的细丝的演变。在低红移的$Z \approx 0.1 Z_\odot $细丝中，演化完全由初始冷却时间决定。如果这足够短，细丝的中心总是塌陷，形成含有大量分子的致密冷核。在高红移的$Z=10^{-3} Z_\odot$纤维中，坍缩进行得慢得多。这主要是由于较低的初始温度，这导致在达到原子冷却极限之前密度的增加要温和得多，使得随后的分子冷却效率低得多。最后，我们研究了附近矮星系的引力势如何影响暗条的坍缩，并将其与NGC 5253进行了比较，NGC 5253是一个附近的恒星爆发矮星系，被认为是由暗条气体的吸积提供燃料。与我们的基准情况相反，在电势的中心形成了大量的密度峰。由于化学物质形成和冷却发生的速率增加，该峰比灯丝的其余部分发展得更快。我们发现，我们实现了与NGC 5253相似的吸积率，但我们的二维模拟没有恢复射电观测中看到的巨大分子云的形成。
2013-04-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
A cosmic web filament revealed in Lyman-alpha emission around a luminous high-redshift quasar
对宇宙结构形成的模拟预测，星系嵌入在一个“宇宙网”中，其中大多数重子以稀薄和高度电离的气体形式存在。这种材料已经研究了几十年的吸收背景源，但这些固有的一维探针的稀疏性排除了对底层网络的三维形态的直接约束。在这里，我们报告观测到的宇宙网细丝莱曼α发射，发现在宇宙气体荧光“照明”明亮的类星体在z=2.3的调查。射电宁静类星体UM 287周围的莱曼-α辐射预计大小约为460千秒差距，远远超出了任何可能的相关暗物质晕的维里半径。从观测到的辐射估计星云的冷气质量至少是宇宙学模拟通常发现的质量的十倍，这表明在当前的数值模型中可能缺少一个亚千秒差距大小的星系际气体团。
2014-01-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the relation between Lya absorbers and local galaxy filaments
星系际介质（IGM）被认为包含了宇宙中的大多数重子，并追踪与星系相同的暗物质结构，形成细丝和片。Lya吸收体是IGM中性成分的样品，在低红移和高红移下已被广泛研究，但Lya吸收、星系和大尺度结构之间的确切关系在观测上没有很好的约束。在这项研究中，我们的目标是通过使用来自各种仪器的档案观测数据来表征在退行速度Delta v \leq 6700 km/s时Lya吸收体与附近过密宇宙结构（星系细丝）之间的关系。我们分析了587干预的Lya吸收器的302河外背景源与COS安装在HST的光谱。我们将吸收线信息与最初由Courtois等人（2013年）绘制的五个局部星系细丝的星系数据相结合。沿着靠近灯丝的91条视线，我们识别出215（227）个Lya吸收系统（组件）。其中，74个Lya系统在位置和速度上与星系细丝对齐，表明这些吸收体和星系追踪相同的大尺度结构。顺时针排列的Lya吸收体具有比z=0时的一般Lya群体高约90%的入射率（对于log N HI \geq 13.2，dN/dz=189）和略微较浅的柱密度分布函数斜率（-β = -1.47），反映了细丝的物质过密度。最强的Lya吸收体优先发现在星系附近或靠近灯丝的轴，尽管在这种关系中存在大量的散射。我们的样本的吸收器集群更强烈地围绕灯丝轴比随机分布的样本会做（由KS测试证实），但集群信号是不太明显，比在灯丝的星系。
2021-02-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Direct Images of the Cosmic Web of Intergalactic and Circumgalactic Gas in the Distant Universe
本研究利用专为宽视场极低面亮度观测建造的Condor Array Telescope，首次实现遥远宇宙星系际与星系周气体宇宙网的直接成像，探测到多种离子发射及尘埃吸收信号，为观测宇宙学研究提供新手段。
2024-12-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Mega-parsec scale magnetic fields in low density regions in the SKA era: filaments connecting galaxy clusters and groups
星系团中磁场的存在近年来已经得到了很好的证实，它们对于理解星系团内部介质中的物理过程的重要性也得到了认可。在几十个星团中发现了晕源和遗迹源。晕和遗迹的射电功率与X射线光度之间存在很强的相关性。由于星团X射线光度和质量是相关的，射电功率和X射线光度之间的相关性可以从射电功率对星团质量的物理依赖性中推导出来，因此星团质量可能是形成这些源的关键参数。该项目的目标是研究Mpc尺度以外的非热结构的存在，并与星系团的低密度区域相关：连接丰富星系团的星系丝。我们提出了一个证据，弥漫性无线电发射星系际细丝。此外，我们提出并讨论了在星系群和微弱的X射线集群中的无线电发射的检测，以分析在低密度区域的非热性质的物理条件类似于星系丝。我们将讨论如何SKA1观测将允许调查这一主题和研究的存在下，在低密度区域的扩散射电源。这将是理解宇宙学磁场的起源和性质的基本步骤。
2015-01-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Giant radio galaxies as probes of the ambient WHIM in the era of the SKA
失踪的重子通常被认为存在于星系丝中，作为温暖的星系际介质（WHIM）。从以前的研究来看，巨型射电星系通常与星系群有关，这些星系群通常跟踪WHIM。我们建议用强大的SKA 1观测南半球的巨型射电星系，这将探测周围的WHIM。发现的射电星系也将被调查，以寻找垂死的射电源。SKA 1的灵敏度和分辨率大幅提高，将在250小时内发现6,000多个巨型射电源。
2015-01-02 astro-ph.GA
Warm-hot baryons comprise 5-10 per cent of filaments in the cosmic web
对宇宙微波背景的观测表明，重子占宇宙总能量的5%。在局域宇宙中，对所有观测到的重子的普查比这个估计少了两倍。宇宙学模拟表明，失踪的重子可能没有凝聚成维里化的晕，而是在$10^5-10^7$开尔文的温度下作为低密度等离子体存在于宇宙网的细丝中（那里的物质密度大于平均值），被称为温暖-热的星系际介质。以前曾有人声称在遥远的耀变体的视线上探测到了温暖的重子，以及在相互作用的星系团之间探测到了热气。然而，这些观测无法追踪大尺度的重子结构，也无法估计宇宙中有代表性的体积中暖重子的总量。在这里，我们报告的X射线观测气体在$10^7$开尔文与星系团阿贝尔2744。以前对这个星团的观测无法解决和消除巧合的X射线点源。减去这些之后，我们揭示了在8兆秒差距尺度上相干的热气体结构。这些暗丝与星系和暗物质的超密度相吻合，它们的质量有5-10%是重子气体。这些气体已经被星系团的引力加热，现在正在为其核心提供食物。我们的发现加强了宇宙图像的证据，其中大部分失踪的重子驻留在宇宙网的细丝中。
2015-12-03 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Discrete clouds of neutral gas between the galaxies M31 and M33
螺旋星系必须获得气体，以维持其观测到的恒星形成水平超过未来几十亿年（Leroy et al. 2008）。这种物质的来源可能是存在于星系之间的气体，但我们对这种气体的状态和分布的理解是不完整的（Shull et al. 2012）。对本星系群的射电观测（Braun & Thilker 2004）揭示了氢气从星系M31的圆盘延伸到M33的至少一半。这一特征被解释为星系际暗条凝聚的中性成分（Davé et al. 2001），它能够为M31和M33的恒星形成提供燃料，但模拟表明，这一特征也可能是过去几十亿年内两个星系之间相互作用的结果（Bekki 2008）。在这里，我们报告的无线电观测表明，这种气体的百分之五十左右是由云组成的，而其余的是分布在一个扩展的，弥漫的组成部分。这些云的速度与M31和M33相当，并且具有表明它们与其他本星系群物体无关的特性。我们的结论是，这些云很可能是嵌入星系际细丝中的气体的瞬态凝聚，因此是M31和M33未来恒星形成的潜在燃料来源。
2013-05-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Prospects for Observing the low-density Cosmic Web in Lyman-alpha Emission
用Lyman- $α$辐射绘制星系际介质（IGM）图将获得关于重子大尺度分布的前所未有的层析成像信息，并可能对紫外背景和与星系形成相关的各种反馈过程提供新的约束。在这里，我们使用宇宙学流体动力学模拟检查莱曼- $α$发射的IGM由于碰撞激发和重组的存在下的紫外背景。我们专注于大尺度结构的细丝中的气体，其中莱曼- $α$辐射转移效应预计是温和的。在低密度的发射主要是由于荧光再发射的电离UV背景由于重组，而碰撞激发占主导地位，在较高的密度。我们讨论了当前和未来的观测设施来检测这种发射的前景，并发现宇宙网的细丝的发射通常由嵌入其中的晕和星系主导，而不是由晕外的低密度细丝气体主导。直接检测灯丝气体需要在ELT上使用类似于MUSE的仪器进行很长时间的曝光。我们最稳健的预测作为下限，表明这在较低的红移（$z \lesssim 4$）时挑战性稍小。我们还发现，在我们的模拟观察中，字段之间存在大量的方差。高红移的原星系团是观测Lyman- $α$发射中的自发IGM最有希望的环境。
2021-03-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Pre-heating of the intergalactic medium by gravitational collapse and ultraviolet background
在宇宙流体动力学模拟中，研究了星系际介质结构坍缩和紫外背景辐射对星系际介质的预热作用。当引力坍缩是唯一的加热机制时，我们发现：（1）在$z=0$，IGM的$60\%, 45\%$分别被加热到$S>8, 17$ kev cm $^2$，但在$z=2$，$60\%, 45\%$的分数迅速下降到几个单位;（2）从$z=2$开始，环晕气体$S_{\rm{cir}}$的熵大于质量为$M<10^{11.5}$ $M_{\odot}$的晕的维里熵，但在星系形成的预防模型中，当$M<10^{10.5} M_{\odot}$处于$z=0$时，所需的高于熵的部分$S_{\rm{pr}}$仅为$15-20 \%$，且随红移的增加而减小;（3）假设金属丰度为$Z \leq 0.03 Z_{\odot}$，则环晕气体冷却时间长于哈勃时间的部分$t_{cool,cir}>t_{\rm{H}}$仅为$5-10 \%$ at $z \lesssim 0.5$，而在$z \geq 1$使用$M<10^{10.5} M_{\odot}$进行晕圈测试的情况更少。(4)灯丝中的气体经历最强的预热。此外，我们还发现，UVB并不能增加IGM与$S>17$ kev cm $^2$的比例，但可以增加低质量晕（$<10^{10.5} M_{\odot}$）的比例，即在$z=0$处由$S_{\rm{cir}}>S_{\rm{pr}}…
2017-09-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Observations of the MIssing Baryons in the warm-hot intergalactic medium
几十年来，人们已经知道，在局部宇宙中观测到的重子数量比大爆炸核合成预测的重子总数少了30-40%，这是从宇宙微波背景的密度波动中推断出来的，在宇宙的前20 - 30亿年中，在所谓的莱曼α森林中观察到。这个悖论的一个理论解决方案是将失踪的重子定位在星系之间的热而稀薄的星系际气体中，称为温暖的星系际介质。然而，在那里很难检测到它们，因为这种气体的最大成分-氢-大部分被电离，因此在远紫外光谱中几乎不可见，具有典型的信噪比。事实上，尽管进行了大量的观测工作，但迄今为止，只有少数几个边缘的探测结果。本文报道了在红移>0.4的类星体的高信噪比X射线谱中观测到两个高电离氧（OVII）吸收体。这些吸收体在2年的时间尺度上没有变化，也没有相关的冷吸收，使得它们来自类星体的内在外流或宿主星系的星际介质的假设变得不可信。OVII系统位于以大（与平均值相比为x4）星系过密度及其数量（下降到我们数据的敏感阈值）为特征的区域，与长期寻求的温热星系际介质（WHIM）的数值模拟预测一致。我们的结论是，失踪的重子已经找到。
2018-06-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Tracing cosmic gas in filaments and halos: Low-redshift insights from the kinematic Sunyaev-Zel'dovich effect
本文结合ACT与DESI数据，通过速度加权kSZ叠加首次测量低红移气体分布与宇宙网纤维的排列，并与TNG300-1和Illustris模拟比较。
2024-12-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Determining the Nature of the Extended HI Structure Around LITTLE THINGS Dwarf Galaxy NGC 1569
这项工作提供了麦哲伦型矮不规则星系（dIM）NGC 1569周围的扩展中性氢发射图。在2010年的春天，罗伯特·C。伯德绿岸望远镜（GBT）被用来绘制一个9度x 2度的HI线发射区域，其中包括NGC 1569和IC 342以及另外两个矮星系。这些观测的主要目的是寻找可能将NGC 1569与IC 342群成员联系起来的结构，以追踪以前的相互作用，从而为NGC 1569中普遍存在的星暴和特殊的运动学提供解释。一个大的，半度直径的HI云被探测到，与NGC 1569共享相同的位置和速度。此外，还发现了两个长的结构，让人联想到星系间的细丝，以V形的方式从NGC 1569延伸到附近的矮星系UGCA 92。这些对流结构延伸约1.5度，在NGC 1569处为77千秒差距。有一个连续的速度序列与0.5度HI云，细丝，和星系的主体。0.5度的HI云和星系结构可能是前景银河系，但也可能是NGC 1569和UGCA 92之间相互作用的残留物。数据还显示了分别从UGCA 86和IC 342延伸的两个潮汐尾。这些结构可能是连续HI桥的一部分，但需要更多的数据来确定是否是这种情况。
2013-04-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Missing baryons traced by the galaxy luminosity density in the large-scale WHIM filaments
我们提出了一个新的方法来解决失踪重子问题。基于普遍的假设，即失踪的重子是在温暖的热星系际介质（WHIM）的形式，我们进一步假设在这里，星系光度密度可以作为一个示踪剂的WHIM。后一种假设得到了我们在Cui等人（2012）的流体动力学模拟中发现的WHIM密度和星系光度密度之间的显着相关性的支持。我们进一步发现，在WHIM阶段的气体质量的分数是实质上（由$\sim$ 1.6的一个因素）更高的大尺度银河丝，即$\sim$ 70\%，相比之下，在整个模拟体积的平均值$\sim$ 0.1\，Gpc $^3$。WHIM超密度与星系暗条内星系光度超密度之间的关系符合线性关系：$δ_{\rm whim}\,=\,0.7\,\pm\,0.1\,\times\,δ_\mathrm{LD}^{0.9 \pm 0.2}$。我们将我们的程序应用于blazar H2356-309的视线，并在雕塑家墙的对应中找到了WHIM的证据（z $\sim$ 0.03且$\log{N_H}$ = $19.9^{+0.1}_{-0.3}$）和双鱼座-鲸鱼座超星系团（z $\sim$ 0.06且$\log{N_H}$ = $19.7^{+0.2}_{-0.3}$），与Fang等人（2010）和Zappacosta等人（2010）确定和研究的X射线吸收体的红移和柱密度一致。这一协议表明，星系光度密度和银河丝是可靠的路标WHIM和…
2015-08-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
How did the Virgo cluster form?
虽然室女星系团是最近的星系团，因此是观测最好的星系团，但人们对它的形成历史知之甚少。在本文中，一组类似于本地宇宙的宇宙学模拟被用来揭开这个谜团的第一道曙光。这些模拟的初始条件是约束与星系特有的速度的第二目录的Cosmicflows项目使用的算法内开发的约束本地UniversE模拟项目。一侧500 Mpc/h的盒子被设置为运行一系列仅限暗物质的约束模拟。在每个模拟中，一个独特的暗物质晕可以被可靠地识别为室女座的对应物。这些室女星系晕的性质与观测到的室女星系团的整体性质在10-20%的水平上一致。它们的零速度质量与观测质量估计值在一个σ上一致。在所有的模拟中，物质沿着一个优先的方向落在室女座物体上，这个方向对应于观测到的暗条和最慢的坍缩方向。对室女座候选星系的质量吸积历史的研究揭示了室女星系团最有可能的形成历史，即在过去的7千兆年中的一个安静的吸积。
2016-05-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Revealing the Dark Threads of the Cosmic Web
现代宇宙学预测，我们宇宙中的物质今天已经聚集成一个巨大的网状结构，俗称宇宙网。因为这种物质要么是电磁不可见的（即，黑暗）或太分散而无法在发射中成像，这种宇宙网络范例的测试是有限的。宽视场巡天确实揭示了星系分布中的网状结构，但这些发光星系只占重子物质的不到10%。星系际介质（IGM）通过遥远类星体的光谱吸收的统计数据支持该模型，但还没有决定性地将弥漫的IGM与网络联系起来。在这里，我们报告了一种新的方法，灵感来自多头绒泡菌黏菌，能够推断宇宙网络的密度场从星系调查。将我们的技术应用于星系和本地宇宙的吸收线调查，我们证明了IGM的大部分确实存在于宇宙网络中。从宇宙网细丝的外围，大约在宇宙平均物质密度（rho_m）和大约。5维里半径从附近的星系，我们检测到一个越来越多的H I吸收签名向更高的密度和环星系介质，约。200 rho_m。然而，这种吸收在致密环境中受到抑制，这表明在星系内部的灯丝和/或反馈过程中存在冲击加热和电离。
2020-03-09 astro-ph.GA physics.bio-ph
Warm-hot gas in groups and galaxies toward H2356-309
本文详细分析了类星体H2356-309光谱中三个X射线吸收线系统周围的星系和星系群分布。先前的研究将这些吸收体与已知的大规模星系结构（即，壁和细丝）沿着视线。这样的吸收线通常跟踪10^{5-7} K气体，可能是难以捉摸的温暖-热星系际介质（WHIM）的证据，该介质被认为是大部分低红移“失踪重子”的藏身之处;或者，它们可能与单个星系或细丝中的星系群有关。在这里，我们结合现有的星系调查数据与新的，多对象麦哲伦光谱研究每个吸收器附近的详细星系分布。所有这三个吸收系统都在附近星系和/或星系团的投射维里半径内，因此可能出现在这些维里化结构中，而不是（或除了）WHIM。然而，我们发现没有额外的星系附近的第四个“空”吸收最近发现的光谱，这表明该系统可能确实跟踪气体与任何个人的晕。虽然已知系统的数量仍然很少，但空间巧合表明，一些X射线吸收体位于星系和/或星系群环境中，尽管其他人仍然可以追踪模拟预测的大规模非线性WHIM气体。
2012-11-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
A study of the large-scale formation in the environment of A3266: Infalling groups, filaments, and a premerger cold front
Universität Bonn（波恩大学）；Max-Planck-Institut für Radioastronomie (MPIfR)（马克斯·普朗克射电天文研究所）；Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik (MPE)（马克斯·普朗克地外物理研究所）；Ludwig-Maximilians-Universität München（慕尼黑大学）
本研究利用SRG/eROSITA数据与SLOW模拟，探究A3266外围至3R₁₀₀区域，发现其与西北向星系群间的X射线纤维结构，揭示A3266沿宇宙网的持续并合过程。
2026-07-31 astro-ph.CO astro-ph.GA
A detailed study of the bridge of excess X-ray emission between the galaxy clusters Abell 2029 and Abell 2033
我们检查朱雀，XMM-牛顿，和钱德拉观测的阿贝尔2029/2033系统的X射线发射连接两个星系团的桥梁的性质进行调查。通过模拟来自两个星系团外围的贡献，并排除来自南部落星系团和背景星系团LOS 9的发射，我们发现两个星系团之间的X射线发射在6.5-7.0 $σ$的水平上显著过量，这取决于模型的选择，这不能用星系团的重叠来解释。这种表面亮度的多余分量与来自大约1.0 Mpc宽的灯丝的发射一致。对与暗条相关的气体的发射测量得出的平均气体密度为$3.7^{+1.0}_{-0.7} \times 10^{-5}$ cm $^{-3}$，大致相当于宇宙平均重子密度的160倍。朱雀X射线光谱的过量发射表明，它是显着冷（$1.4_{-0.5}^{+0.7}$千电子伏）比从两个集群（$\sim$ 5千电子伏）的集群外围发射，从统计上与温度预期的最热和致密部分的温暖，热星系际介质（WHIM）。几何形状、密度和温度与Abell 222/223灯丝的X射线研究结果相似。
2021-10-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
