Caught in the cosmic web: Environmental effect on halo concentrations, shape, and spin
利用一组高分辨率的模拟，我们研究了暗物质晕特性与大尺度环境的统计相关性。我们认为晕人口分为四个宇宙网络（CW）的元素：空隙，墙壁，细丝，和节点。我们第一次提出了一个研究连续波效应的晕覆盖六十年的质量：$10^{8}-10^{14}{h^{-1}{\rm M}_{\odot}}$。我们发现，晕生活在各种网络组件的分数是一个强大的功能的质量，与大多数的$M>10^{12}{h^{-1}{\rm M}_{\odot}}$晕生活在细丝和节点。低质量晕更均匀地分布在细丝、壁和空隙中。对于晕密度分布和形成时间，我们发现一个通用的质量阈值$M_{th}\sim6\times10^{10}{h^{-1}{\rm M}_{\odot}}$以下，这些属性随环境而变化。在这里，细丝晕有最陡的浓度-质量关系，壁接近整体平均值，而空洞晕有最平坦的关系。这相当于$c_{200}$的细丝和空隙晕，分别是$14\%$高于和$7\%$低于平均值在$M=2\times10^8{h^{-1}{\rm M}_{\odot}}$，与低质量的节点晕是最有可能飞溅回来。我们发现双幂律拟合，很好地描述了$c(M)$的四个环境中的整个探测质量范围。一个互补的图片被发现的平均形成时间，与质量形成时间的关系以下的趋势所示的浓度：节点晕是最古老的和空晕最年轻的。在研究晕的自旋和形状时，CW环境效应要弱得多。晕质量的趋势相反：$M<10^…
2021-03-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Revealing the Local Cosmic Web from Galaxies by Deep Learning
宇宙中80%的物质是暗物质，暗物质构成了称为宇宙网的大尺度结构的骨架。由于宇宙网络通过引力决定了星系和星系间介质中所有物质的运动，因此了解暗物质的分布对于研究大尺度结构至关重要。然而，宇宙网的详细结构是未知的，因为它是由暗物质和温暖的星系间介质，这两者都很难追踪。在这里，我们展示了我们可以使用基于卷积神经网络的深度学习算法从星系分布中重建宇宙网。我们发现星系的位置和速度之间的映射和宇宙网络使用的最先进的宇宙学星系模拟，插图-TNG的结果。我们通过将其应用于EAGLE模拟来确认映射。最后，使用Cosmicflows-3中的本地星系样本，我们找到了本地宇宙中的暗物质图。我们期望局域暗物质图能为研究暗物质的性质和局域群的形成和演化提供一个新的思路。高分辨率的模拟和对本地星系的精确距离测量将提高暗物质地图的准确性。
2021-03-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Revealing the galaxy-halo connection in IllustrisTNG
我们使用IllustrisTNG（TNG）模拟探索星系晕连接推断从国家的最先进的宇宙学，磁流体动力学模拟。通过结合100 Mpc（TNG 100）和300 Mpc（TNG 300）的体积实现了高质量分辨率和大体积，我们建立了中央和卫星星系的平均占有率和它们对托管它们的暗物质晕的性质的依赖。我们从TNG 100和TNG 300中获得最佳拟合HOD参数，分别对应于最小星系恒星质量的$M_\star\sim1.9\times10^9\,{\rm M}_\odot$和$M_\star\sim3.5\times10^9\,{\rm M}_\odot$，分别为$\bar{n}_g = 0.032\,h^3$ Mpc $^{-3}$和$\bar{n}_g = 0.016\,h^3$ Mpc $^{-3}$的目标星系数密度，在主机质量大于$10^{11}\,{\rm M}_\odot$。与以前的工作一致，我们发现，位于密集的环境中，低浓度，较晚的形成时间，高角动量的晕是最丰富的卫星人口。在低质量，高度集中的晕和那些位于过密区域更有可能包含一个中央星系。环境依赖的程度是敏感的定义所采用的物理边界的主机晕。我们研究星系占用率和晕属性之间的相关性是独立的程度，并表明HOD预测的晕质量和现今的浓度捕获的定性依赖于剩余的晕属性。在固定的晕质量，浓度是一个强有力的预测恒星质量的中央星系，这可能会发挥决定性的作…
2019-05-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Baryons in the CosmicWeb of IllustrisTNG -- II: the Connection among Galaxies, Halos, their Formation Time and their Location in the Cosmic Web
星系之间的联系，它们形成的暗物质晕以及大尺度宇宙网的性质仍然需要完全解开。我们使用的宇宙流体动力学模拟TNG 100的IllustrisTNG套件量化的大尺度密度场和宇宙网络形态之间的关系晕质量和星系恒星质量的影响。我们选择的对象的总动力学质量范围$\geq 6.3\times 10^{10} h ^{-1}\, M_{\odot}$到几个$10^{14} h^{-1} \, M_{\odot}$之间的红移$z=4$和红移$z=0$。使用基于密度场变形张量的方法将宇宙网类（结、丝、片、空）分配给体积的每个区域。我们发现星系恒星质量与总动力学质量和形成时间有很强的相关性，而与大尺度超密度和宇宙网类的相关性较弱。后两个量相互关联，但不完全退化。此外，我们发现，在固定的晕质量，恒星质量低于中值的星系更有可能被发现在空洞和片，而恒星质量高于中值的星系更有可能被发现在细丝和结。最后，我们发现，对环境的依赖性更强的卫星比中心，并讨论这些结果的物理意义。
2019-12-02 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
Cosmic web anisotropy is the primary indicator of halo assembly bias
暗物质晕的内部性质与固定晕质量$-$的大规模晕集群强度相关，这种效应被称为组装偏差$-$，并且也受到局部非线性宇宙网的强烈影响。晕的局部网络环境的特点，其潮汐各向异性$α$在尺度$\sim4$ x晕半径，我们证明，这些多尺度的相关性代表两个不同的统计联系：一个内部属性和$α$之间，和其他之间的$α$和大规模（$>30h^{-1}$ Mpc）晕偏$b_1$。我们专注于标量内部性质的晕形成时间（浓度$c_{\rm vir}$），形状（质量椭球非球面$c/a$），速度色散结构（速度椭球非球面$c_v/a_v$和速度各向异性$β$）和角动量（无量纲自旋$λ$）在质量范围$8\times10^{11}< M_{\rm vir}/(h^{-1}M_\odot)<5\times10^{14}$。使用条件相关系数和其他详细的测试，我们表明，联合分布的$α$，$b_1$和任何内部属性$c\in\{β,c_v/a_v,c/a,c_{\rm vir},λ\}$是一致的$p(α,b_1,c)\simeq p(α)p(b_1|α)p(c|α)$，但最大的群众。$\textit{Thus, the assembly bias trends $ c-b_1 $ reflect the two fundamental correlations $ c-α $ and $ b_1-α $.}$我们的结果不受最近主要…
2019-08-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
The velocity shear tensor: tracer of halo alignment
在宇宙网的背景下，DM晕和周围的大尺度结构（LSS）的对齐检查。Halo自旋，形状和subhaloes的轨道角动量的研究相对于LSS使用的本征矢量的速度剪切张量上评估的网格上的规模为1兆秒差距/小时，深内的非线性制度。结、丝、片和空隙与同时沿着3、2、1或0个主方向塌陷的区域相关联。每个晕圈都根据晕圈位置处塌陷的性质标记有网分类（即结晕圈、细丝晕圈等）。剪切本征值的完整分布被发现是从标记晕，表明所观察到的速度剪切显着偏置有很大的不同。我们发现，更大的质量晕生活在剪切更各向同性的区域，即膨胀或崩溃更球形。晕的形状和剪切张量的特征向量之间的相关性，与最长（最短）轴的晕的形状与最慢（最快）崩溃的特征向量对齐。这种相关性与网络无关，表明速度剪切是晕排列的基本示踪剂。对于晕自旋与宇宙网的排列也发现了类似的结果。它已被证明，高质量的晕表现出自旋翻转相对于LSS：我们发现，这种自旋翻转发生的质量是网络依赖的，而不是普遍的，如前所述。虽然弱于晕，但亚晕轨道也表现出与LSS对齐，这为银河系卫星系统的高度相关的共同旋转提供了可能的见解。本研究表明，速度剪切张量构成的自然框架，研究方向性的非线性LSS和晕和星系。
2012-11-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxy and Mass Assembly (GAMA): halo formation times and halo assembly bias on the cosmic web
我们提出的证据晕组装偏差作为几何环境的函数。通过使用潮汐张量方法将GAMA星系群分类为居住在空隙，薄片，细丝或结中，我们发现居住在结中的低质量晕比居住在空隙中的相同质量的晕更老。这一结果提供了直接支持的理论，连接强晕潮汐相互作用与晕组装时间。几何环境的趋势在大晕质量时是相反的，在结中的晕比在空隙中的相同质量的晕年轻。我们发现了一个明显的光环缩小的信号--更大质量的光环承载着更早聚集恒星的星系。这种总体趋势独立于几何环境。我们支持我们的分析与L-Galerkin半解析模型的深入探索，在这里使用的相关的几个星系的性质与三种不同的定义晕形成时间。我们发现晕形成时间和星系属性之间的复杂关系，具有显着的散射。我们确认恒星质量与晕质量比、比恒星形成率和质量加权年龄是合理的晕形成时间的代用指标，特别是在低晕质量时。瞬时恒星形成率在所有晕质量下都是一个很差的指标。使用相同的半解析模型，我们创建模拟光谱观测使用复杂的恒星形成和化学富集的历史，近似模仿GAMA的典型的信噪比和波长范围。我们使用这些模拟断言如何以及潜在的代理的晕形成时间可以从伽马射线光谱数据恢复。
2017-06-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Revealing the Galaxy-Halo Connection Through Machine Learning
了解星系恒星质量、恒星形成速率和暗物质晕质量之间的联系是星系形成理论的一个关键目标。包括流体力学、恒星形成的物理处理、超新星的反馈和电离光子的辐射转移在内的宇宙学模拟可以捕捉到与建立这些联系相关的过程。这些物理学的复杂性可能很难解开和混淆星系人口中依赖质量的趋势是如何产生的。在这里，我们训练了一种名为可解释助推机（EBM）的机器学习方法，以推断计算机上宇宙再电离（CROC）项目模拟的近600万个星系的恒星质量和恒星形成率如何取决于晕质量的物理特性，星系形成历史$v_\mathrm{peak}$期间的峰值圆速度，宇宙环境和红移。由此产生的EBM模型揭示了这些属性在设置星系恒星质量和恒星形成率的相对重要性，其中$v_\mathrm{peak}$提供了最主要的贡献。环境属性提供了大量的改进，模拟恒星质量和恒星形成率只有$\lesssim10\%$的模拟星系。我们还提供了替代配方的EBM模型，使低分辨率的模拟，它不能跟踪的内部结构的暗物质晕，预测恒星质量和恒星形成率的星系计算的高分辨率模拟详细的重子物理。
2022-04-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
The relation of galaxies and dark matter haloes to the filamentary cosmic web
基于千禧年模拟，研究发现宇宙网中星系和暗物质晕比例随质量增加，且宇宙网星系因卫星比例高而具有较低比恒星形成率，差异主要源于暗物质晕质量分布不同。
2025-04-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cosmic Web-Halo Connection Between Twin Universes
模拟和观测数据都表明，暗物质晕的自旋和形状与其附近的大尺度环境有关。由于不同尺度上的结构形成是强耦合的，因此将晕的形成与大尺度环境分开是一种技巧，使得难以推断哪一个是晕自旋/形状与大尺度结构之间相关性的驱动力。在本文中，我们使用N体模拟来产生孪生宇宙，它们在小尺度上具有相同的初始条件，但在大尺度上不同。这是通过在初始条件下改变那些小于给定尺度的k个模式的相位的随机种子来实现的。通过这种方式，我们能够解开晕和大尺度结构的形成，使得研究晕的自旋和形状如何在大尺度上对应于环境的变化成为可能。我们确定在孪生模拟匹配的光环对共享彼此内的相同粒子的最大数量。利用这些匹配的晕对，我们研究了晕自旋的交叉匹配及其与大尺度结构的相关性。据发现，当大规模的环境变化（本征向量）之间的孪生模拟，晕自旋相应地旋转，虽然不显着，以保持普遍的相关性，在每个模拟。我们的研究结果表明，大尺度结构是驱动晕性质与环境相关性的主要因素。
2021-07-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Gas Accretion History of Low Mass Halos within the Cosmic Web from Cosmological Simulations
利用高分辨率的流体动力学宇宙学模拟，我们研究了位于类场低密度环境中的低质量晕的气体吸积历史。我们跟踪他们的演变分别从早期，前再电离时代，通过再电离，并超越，直到$z=0$。在再电离之前，低质量的晕以非常快的速度吸积冷的宇宙网气体，通常达到它们所拥有的最高气体质量。但是当再电离发生时，我们看到几乎所有的晕都失去了大量的气体含量，尽管有些反应比其他反应慢。我们发现，响应率的影响晕质量的第一，其次是由其内部的气体密度在再电离的时代。再电离也使宇宙网气体完全电离z $\sim$ 6。因此，最低质量的晕（$\sim$ 10 $^6~h^{-1}$ M $_\odot$在$z=6$）再也不能从宇宙网中重新吸积气体，到了$z\sim5$，所有内部气体都被电离掉了，导致恒星形成在这个时期停止。然而，更大质量的晕可以从它们的气体质量损失中恢复过来，并重新吸积电离的宇宙网络气体。我们发现这种再吸积的效率是晕质量的函数，其次是当地周围的气体密度。更接近宇宙网络结构的晕可以更快地吸积密度更大的气体。我们发现，我们的低质量晕有一个快速，致密的气体吸积的甜蜜点，距离我们的样本中最大质量的晕（$>$ 10 $^8~h^{-1}$ M $_\odot$）大约1-5维里半径，因为这些往往深深地嵌入在宇宙网络中。
2019-12-10 astro-ph.GA
Soft X-ray line emission from hot gas in intervening galaxy halos and diffuse gas in the cosmic web
本研究借助TNG100模拟评估介入热气体（星系晕束缚气体与宇宙网弥漫气体）的软X射线线发射，发现弥漫气体发射可媲美晕内气体，视线污染通量可达目标的20-200%。
2025-11-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cosmic-web Environmental Impacts on the Halo Substructure Boosts to Dark Matter Annihilation Signals
Center for Theoretical Physics, Polish Academy of Sciences（波兰科学院理论物理中心）
研究探讨了宇宙网环境对暗物质晕子结构的影响，通过模拟校准的环境依赖比例计算了不同环境下的子晕增强因子，发现环境对暗物质湮灭信号有显著调节作用。
2026-10-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Revealing modified gravity signal in matter and halo hierarchical clustering
我们使用一组N体模拟采用修改后的重力（MG）模型与Vainshtein筛选研究物质和晕层次聚类。作为测试情况下，我们考虑两个正常的分支Dvali-Gabadadze-Porrati（NDGP）重力模型与温和和强烈的增长率增强。我们研究高阶相关函数$ξ_n(R)$到$n=9$和相关的分级幅度$S_n(R)\equivξ_n(R)/σ(R)^{2n-2}$。我们发现，在$50h^{-1}$ Mpc尺度下，第五种力对物质PDF的影响很大，在$z=0$尺度下，与GR的偏差最大.对于减少累积量$S_n$，我们发现，在小规模的$R\leq10h^{-1}$ Mpc的MG的特点是较低的值，与$7\%$的偏差增长减少偏度甚至$40\%$在$S_5$。为了研究晕聚类，我们使用一个简单的丰度匹配，并将晕划分为三个固定数量密度的样本。晕圈两点函数的影响很弱，只有在最小的对分离（$r\leq 5h^{-1}$ Mpc）出现几个百分点的相对提升。相比之下，我们发现一个强大的MG信号在$S_n(R)$的，这是增强相比，GR。强模型表现出$>3σ$水平的信号在各种尺度的所有晕样本和所有的累积量。在这种情况下，我们发现，减少峰度是一个特别有前途的宇宙学探测MG。即使是温和的nDGP模型在小尺度$R\leq3h^{-1}$ Mpc下也会留下$3σ$印记，而更强的模型在几乎所有尺度下都偏离GR签名，显著性为$>5σ$…
2017-03-09 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
Connections between galaxy properties and halo formation time in the cosmic web
通过将Sloan数字巡天（SDSS）中的星系与ELUCID模拟中的暗晕联系起来，研究了暗晕形成时间与星系性质的关系，以及星系性质对宇宙网环境的依赖性。我们发现，中央和卫星subhalo有不同的形成时间，卫星subhalo比中央subhalo在固定的质量。在固定质量下，星系恒星与次晕的质量比是次晕形成时间的一个很好的代理，并且随着次晕形成红移的增加而增加，特别是对于大质量星系。次晕的形成时间取决于宇宙网的环境。对于中心的次晕，有一个特征性的次晕质量$\sim 10^{12} \msun$，低于该质量的次晕在结中比在丝、片或空隙中的相同质量的次晕更老，而高于该质量的次晕则相反。恒星-晕质量比的宇宙网环境依赖性与晕形成时间的宇宙网环境依赖性相似。对于中心，有一个特征性的次晕质量$\sim 10^{12} \msun$，低于这个质量，恒星与次晕的质量比在结中比在细丝、薄片和空洞中高，高于这个质量，它就反转了。结中的镓在低于$10^{12} \msun$时颜色较红，而高于$10^{12} \msun$时，环境依赖性消失。卫星分数强烈依赖于宇宙网环境，从结到丝到片到空，特别是对于低质量星系。
2021-09-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
The abundance and environment of dark matter haloes
宇宙学和结构形成理论中的一个悬而未决的问题是，环境在多大程度上影响星系和晕的性质。本文旨在阐明这一问题。本文重点分析了一个暗物质的模拟，它解决了环境如何影响晕丰度的问题，晕被分配了四个属性：它们的维里质量，一种用孔径计算的环境密度，与$R_{vir}$成比例（$Δ_M$），固定孔径（$Δ_R$）环境密度，以及宇宙网分类（即，空隙、片、丝和结，如V-网算法所定义）。$Δ_M$是在半径为$5$ \rvir的球体内评估的晕周围的平均密度，其中\rvir \是维里半径。$Δ_R$是用$R=4h^{-1}$ Mpc进行高斯平滑的密度场，在晕的中心进行评估。本文的主要结果是，晕在不同的网络元素之间的差异源于他们的质量函数的差异，并不依赖于他们的自适应孔径环境密度。晕的质量和它的固定孔径环境密度之间的互相关引起的固定孔径环境密度的依赖性。
2016-06-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Photometric Objects Around Cosmic Webs (PAC) Delineated in a Spectroscopic Survey. IV. High Precision Constraints on the Evolution of Stellar-Halo Mass Relation at Redshift $z<0.7$
利用论文I提出的"宇宙网周围测光天体"（PAC）方法，我们分别在$z_s<0.2$、$0.2<z_s<0.4$和$0.5<z_s<0.7$的红移范围内，测量了低至恒星质量的测光天体周围测光天体的超额面密度$\bar{n}_2w_{\rm{p}}$，这些测光天体的质量分别为$10^{8.0}M_{\odot}$、$10^{9.2}M_{\odot}$和$10^{9.8}M_{\odot}$.使用DESI遗留成像巡天的数据和Slogan数字巡天的光谱样本（即Main，LOWZ和CMASS样本）。我们利用丰度匹配方法对N体模拟中的$\bar{n}_2w_{\rm{p}}$进行了模拟，并将三个红移范围内的星晕质量关系（SHMR）约束到百分水平。通过精确的模拟，我们证明了对于给定晕质量，恒星质量散射近似为常数，并且在低质量下Behroozi等人的经验形式比双幂律形式更好地描述了SHMR.我们的SHMR准确地捕捉到了自$z_s=0.7$以来大质量星系的缩小，同时也表明小星系的增长速度仍然比它们的宿主晕快。从我们的建模的星系恒星质量函数（GSMF）是在完美的协议与{\it模型无关}的测量在纸III，虽然目前的工作扩展GSMF到一个更小的恒星质量。基于GSMF和SHMR，我们得到了LOWZ和CMASS样本的恒星质量完整性和晕占据分布，这对于正确解释它们的星系-星系透镜效应和红移空间畸变等宇宙学测量…
2023-02-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cosmic web dependence of galaxy clustering and quenching in SDSS
星系团在星系团、星系丝和磁场中表现出不同的聚集和淬灭特性，但目前还不确定这种差异是否是潮汐环境对星系形成的影响，或者它们是否反映了整个宇宙网中潜在的晕质量函数的变化。在斯隆数字巡天中，我们测量了星系聚集和淬火对宇宙网的依赖性，其特征在于以每个星系为中心的球形过密度$δ_8$和潮汐各向异性$α_5$的组合。我们发现，星系团是一个强大的功能，无论是$δ_8$或$α_5$，和大规模的星系偏差显示复杂和丰富的行为上的$δ_8$与$α_5$平面。使用平均星系的颜色作为代理的平均淬火水平的星系，我们发现，星系淬火主要是一个功能的$δ_8$，与一些微妙的但不平凡的依赖$α_5$在固定的$δ_8$。在固定的$δ_8$或$α_5$上，淬灭星系通常表现出比恒星形成星系更强的小尺度聚类，而两个星系群的聚类幅度变得相当的特征尺度则随$δ_8$和$α_5$而变化。我们比较这些观察到的宇宙网络依赖的星系集群和淬火与模拟星系目录构建的iHOD模型，该模型将淬火和恒星形成的星系内的暗物质晕的基础上的恒星晕质量关系和晕淬火模型--的$δ_8$和$α_5$依赖的iHOD星系因此完全来自宇宙网络调制的晕质量函数。iHOD模型非常好地解释了观察到的主要趋势。因此，大尺度~（${>}5\,h^{-1}{\rm Mpc}$）潮汐场对星系形成的任何额外的直接影响必然是极其微弱的。[删节]
2018-03-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Revealing the network of periodic orbits in galaxy models with a prolate or an oblate dark matter halo component
确定星系中周期轨道的位置无疑是一个至关重要的问题。我们揭示的位置和稳定性的周期轨道的恒星运动在$(R,z)$平面的轴对称星系模型与磁盘，一个球形的核，和双轴暗物质晕组件。特别地，我们研究了动力系统的所有相关参数如何影响所有共振族的位置和稳定性。为了定位的位置和测量的稳定性的周期轨道，我们使用一个高度敏感的数字代码，它能够识别谐振周期轨道的类型$n:m$。两种情况下，每个参数进行了研究：（i）的情况下，暗物质晕组件是扁长的和（ii）的情况下，扁圆暗物质晕存在。我们的数值研究表明，所有的动力学量，或多或少的影响，周期轨道的位置和稳定性。结果表明，核质量、盘质量、晕压扁参数、晕标长、角动量和轨道总能量是影响最大的量，而其他参数的影响则要小得多.
2016-08-30 astro-ph.GA nlin.CD
Revealing the physical properties of gas accreting to haloes in the EAGLE simulations
宇宙气体流入晕，虽然具有直接观察和量化的挑战，但在星系的重子循环中起着重要作用。使用EAGLE套件的流体动力学模拟，我们提出了一个彻底的探索气体吸积到晕的物理特性-即，它的空间特征，密度，温度和金属丰度。基于$10^{5.5}{\rm K}$的温度切割将吸积分为“热”或"冷“，我们发现冷模吸积气体的覆盖分数（$f_{\rm cov}$）明显低于热模，$z=0$ $f_{\rm cov}$值分别为$\approx 50\%$和$\approx 80\%$。EAGLE中的活动星系核（AGN）反馈使流入的$f_{\rm cov}$值减少了$\approx 10\%$，流出减少了吸积流可用的立体角。分类流入的粒子的历史，我们发现，气体上的第一次落入到晕是金属贫化的$\approx 2$ ~dex相比，预处理的气体，我们发现模仿环银河系介质（CGM）的金属含量。我们还表明，高（低）晕尺度气体吸积率与金属贫（富）CGM在$10^{12}M_{\odot}$以下的晕，晕尺度气体吸积率的变化可能提供一个物理解释的增强散射在低（$\lesssim10^{9}M_{\odot}$）和高（$\gtrsim10^{10}M_{\odot}$）恒星质量的恒星形成的主序列。我们的研究结果强调了气体流入如何影响几个晕和星系尺度的属性，以及需要结合运动学和化学数据，以自信地打破CGM观测中吸积和传出气体之间的简并…
2021-04-13 astro-ph.GA
Four phases of angular-momentum buildup in high-z galaxies: from cosmic-web streams through an extended ring to disc and bulge
利用高分辨率宇宙学模拟研究了高$z$质量星系的角动量（AM）积累。AM起源于冷气体的共面流和追踪宇宙网细丝的合并星系，它经历了四个演化阶段。(I)在晕维里半径（$R_{\rm v}\!\sim\!100\,{\rm kpc}$）之外，由于气体的四极矩更高，伸长的流通过潮汐力矩获得AM，具有特定的AM（sAM）$\sim\!1.7$乘以暗物质（DM）自旋。该AM表示为从$\sim\!0.3R_{\rm v}$到反向旋转的流碰撞参量。(II)在外晕中，当进入的DM与较低sAM的现有晕混合成自旋$λ_{\rm dm}\!\sim\!0.04$时，冷流将AM输送到内晕，使得它们在晕中的自旋为$\sim\!3λ_{\rm dm}$。(III)在近中心附近，气流消散成不规则的旋转环，延伸至$\sim\!0.3R_{\rm v}$，并相对于内盘倾斜。部分由圆盘施加的扭矩使环气体失去AM，螺旋进入，并在一个轨道内进入圆盘。该环作为阻尼Lyman- $α$吸收体可以30%的概率观测到。(IV)在圆盘$<\!0.1R_{\rm v}$中，与剧烈的圆盘不稳定性相关的扭矩将AM和重子驱动到中央隆起中，而外流则带走了低自旋气体，从而对反馈强度产生了一定的敏感性。尽管气体和DM的AM历史不同，但盘的自旋与DM-晕的自旋相当。逆旋转可以强烈地影响盘的演化。
2015-01-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Analytical halo models of cosmic tidal fields
暗物质晕的非线性宇宙网络环境在塑造它们的生长和演化中起着重要作用，并且可能也影响着其中的星系。我们开发了一个分析（晕模型）的形式主义来描述各向异性晕中心密度分布的潮汐场，其特征在于由晕中心潮汐张量$\langle T_{ij} \rangle(<R)$球平均尺度$R\sim4R_{\rm vir}$为维里半径$R_{\rm vir}$的晕。我们专注于轴对称的各向异性，这使我们能够探索简单而直观的玩具模型（子）晕配置，其中包括一些最有趣的各向异性的宇宙网络。我们建立我们的模型周围的球形Navarro-Frenk-White（NFW）的配置文件后，将其描述为高斯混合物，这导致几乎完全解析表达式的“潮汐各向异性”标量$α(<4R_{\rm vir})$提取的潮汐张量。我们的轴对称的例子包括（i）一个球形晕在一个圆柱形的灯丝的轴，（ii）偏心的卫星在一个球形的主机晕和（iii）轴对称晕。使用这些，我们证明了几个有趣的结果。例如，对于任何$R$，纯圆柱形暗条轴上的潮汐张量都精确地给出了$α^{\rm (fil)}(<R)=1/2$。此外，半径为$R_{\rm vir,sat}$的卫星的$α(<4R_{\rm vir,sat})$作为其宿主中心距离的函数是卫星在其宿主环境中的动态质量损失的灵敏探测器。最后，我们讨论了一些潜在的有趣的扩展和应用，我们的形式主义，可以加深我们对宇宙网络的多尺度现象…
2021-02-05 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
Evolution of submillimeter galaxies across cosmic-web environments
Universidad Andres Bello（安德烈斯贝洛大学）；Universidad Técnica Federico Santa María（费德里科圣玛丽亚技术大学）；Millennium Nucleus for Galaxies (MINGAL)（星系千年核（MINGAL））；Leiden University（莱顿大学）；Purdue University（普渡大学）；University of Massachusetts, Amherst（马萨诸塞大学阿默斯特分校）；CONICET. Instituto de Astronomía Teórica y Experimental (IATE)（阿根廷国家科学技术研究委员会理论及实验天文学研究所 (IATE)）；Rutgers, The State University（罗格斯州立大学）
研究显示SMG在密集环境中主导恒星形成，其亮度与环境密度密切相关，且在不同红移下表现差异。
2026-02-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Estimating the contribution of foreground halos to the FRB 180924 dispersion measure
快速射电爆发（FRB）色散测量（DM）记录了电离重子的存在，这些重子在其他技术中是不可见的，从而能够解决宇宙网络中的物质分布。在这项工作中，我们的目标是估计的贡献FRB 180924 DM前景星系晕。ASKAP定位于一个大质量星系，这条视线值得注意的是对DM（$\rm DM_{cosmic} = 220~pc~cm^{-3}$）的估计宇宙网贡献，它小于从Macquart关系（$280~\rm pc~cm^{-3}$）估计的主机红移（$\rm z = 0.3216$）的平均值。在宇宙网的有利模型中，这表明在小撞击参数（$\lesssim 100$ kpc）下与前景晕的交叉很少。为了验证这一假设，我们用VLT/MUSE和Keck/LRIS对$\sim$ 1'视线范围内的场星系进行了分光观测。此外，我们开发了一种概率方法，利用来自宽场DES和WISE成像的光度红移。我们的结论是，没有星系晕，密切相交的视线，也是净DM的贡献，从晕，$\rm DM_{halos}< 45~pc~cm^{-3}$（95% c.l.）。该值低于使用普朗克$ΛCDM$模型和Aemulus晕质量函数从“平均”视线（$121~\rm pc~cm^{-3}$）估计的$\rm DM_{halos}$，并合理地解释了其低$\rm DM_{cosmic}$值。我们的结论是，FRB 180924代表了宇宙中预测的大多数视线，没…
2021-08-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Photometric Objects Around Cosmic Webs (PAC) Delineated in a Spectroscopic survey. II. Morphology, Color and Size Dependences of the Stellar-halo Mass Relation for Massive Galaxies
在本文中，我们报告了一个强大的测量的形态，颜色和星系大小的恒星晕质量关系（SHMR）的高质量端（$10^{11.3}{\rm M_{\odot}}<M_{\star}<10^{11.7}{\rm M_{\odot}}$）在红移$z_s\sim0.6$（在整个文件中，我们使用$z_s$的红移，$z$的z波段的星等。）。应用我们的方法，光度对象周围的宇宙网络（PAC），在以前的工作中开发的CMASS和HSC-SSP的观测，我们测量的超额表面密度（$\bar{n}_2w_p(r_p)$）的卫星周围的大质量中心星系具有不同的形态表示的Sérsic指数$n$。我们发现，更紧凑（较大的$n$）的中央星系被更多的卫星环绕。用丰度匹配方法估算了中心星系的晕质量，发现晕质量随$n$单调增加，为SHMR的形态依赖性提供了有力的证据。具体来说，我们的研究结果表明，最紧凑的星系（$n>6$）的晕质量约为5.5倍的盘星系（$n<2$）。类似地，使用有效半径$R_e$和静止框架$u-r$颜色，我们发现红色（大）星系位于晕中，其平均质量是蓝色（小）星系的$2.6$（$2.3$）倍。
2022-02-19 astro-ph.GA
Revealing the Warm and Hot Halo Baryons via Thomson Scattering of Quasar Light
由于缺乏探测所需温度范围、空间尺度、晕质量和红移的观测量，环星系介质（CGM）的温热（$10^5\lesssim T\lesssim 10^7$ K）相的重子含量和物理性质受到很差的约束。来自发光类星体的辐射产生空间扩展的发射晕，这是由CGM中的自由电子的汤姆逊散射造成的，它可以用来测量电子密度分布，因此，存在的温暖和炎热的重子物质的数量。我们预测由此产生的表面亮度分布，并表明，他们很容易检测到在三个小时的集成与詹姆斯韦伯太空望远镜（JWST），出$\sim 100$物理千秒差距从中心的个别超亮类星体。这种电子散射表面的亮度与红移无关，信噪比对红移的依赖很弱，原则上允许在$z\sim 6.5$的再电离时期测量温暖和炎热的CGM。我们考虑了一系列潜在的污染物，并发现对于$z\lesssim1$较暗的类星体，扩展的恒星晕可能具有可比的表面亮度。在$z>2$，JWST中红外观测开始探测静止帧光学/紫外波长，这意味着CGM中尘埃颗粒的散射变得很重要，尽管多色观测应该能够区分这些情况，因为汤姆森散射是消色差的。
2018-06-23 astro-ph.GA
Revealing the Nature of a Lyman-$α$ Halo in a Strongly Lensed Interacting System at $z=2.92$
H I Ly $α$发射的空间扩展晕现在普遍存在于高红移恒星形成星系周围。但是我们对这些晕的性质和动力机制的理解仍然受到Ly $α$线复杂的辐射转移效应和有限的角分辨率的阻碍。本文介绍了SGAS J122651.3+215220的多单元光谱探测器（MUSE）分辨观测结果。SGAS J122651.3+215220是一对强透镜的$L^{*}$星系，位于$z=2.92$，嵌在$L_{Lyα}=(6.2\pm1.3)\times10^{42}$ erg s $^{-1}$的Ly $α$晕中。在全球范围内，该系统显示出显着的不对称和红移的线轮廓，但其宽度和峰移在整个晕显着变化。通过拟合的空间分仓的LY $α$光谱与辐射转移银河风模型的集合，我们推断出平均流出膨胀速度为$\approx 211$公里的$^{-1}$，与较高的值优先发现在系统的主轴两侧。外流的速度与中心星系光谱中低电离金属吸收线的蓝移进行了验证。我们还确定了一个微弱的（$M_{1500} \approx -16.7$）的同伴检测到的LY $α$和连续，其属性是在协议的预测人口的卫星星系，有助于扩展的LY $α$发射。最后，我们简要地讨论了中央星系之间的相互作用对晕的性质的影响和原位荧光Ly $α$生产的可能性。
2022-08-16 astro-ph.GA
Keck Cosmic Web Imager (KCWI) Spectra of Globular Clusters and Ultra Compact Dwarfs in the Halo of M87
利用Keck宇宙网成像仪，我们获得了几个球状星团（GC）、超致密矮星（UCD）和M87的内晕星光的光谱，它们的投影半径都是$\sim$ 5 kpc。这使我们能够第一次将相同的恒星星族分析应用于GC、UCD和星光，从而得出M87的年龄、金属丰度和α元素丰度。我们在M87晕光中发现了双恒星星族的证据，即质量为$\sim$ 80%的古老而富金属组分和质量为$\sim$ 20%的古老而贫金属组分。两个红色GC与晕光有着相似的恒星星族，这表明它们可能是与主要的晕成分同时形成的。三个UCD和一个蓝色GC具有相似的恒星星族，平均年龄更年轻，金属丰度更低，α元素丰度接近太阳。结合文献数据，我们的研究结果与UCD是剥离星系的残余核的假设是一致的。我们进一步研究了文献中M87的运动学在大半径的差异，有利于下降的速度色散曲线。这项工作凸显了对星系晕进行更多自洽研究的必要性。
2020-07-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Large Scale Structure and the Cosmic Web
本章总结暗物质晕、星系与宇宙网（空洞、墙、丝状结构、节点）之间联系的研究现状，强调观测与模拟的进展。
2025-03-27 astro-ph.GA
SDSS-IV MaNGA: Signatures of halo assembly in kinematically misaligned galaxies
我们调查的关系，运动失调的星系与它们的大尺度环境，在晕组装偏差的背景下。根据数值模拟，固定晕质量的晕年龄与宇宙网所创造的大尺度潮汐环境有着内在的联系。我们调查的距离到各种宇宙网的功能和现今的气体吸积率之间的关系。我们选择了一个子样本的900个中央星系的MaNGA调查与定义的全球位置角（PA角，速度变化是最大的）为他们的恒星和H $α$气体成分最小的1.5有效半径（$R_e$）。我们通过气体和恒星之间的错位来分割样本，这是由它们的PA差异定义的。对于每个中心星系，我们发现它的距离节点和细丝内的宇宙网络，并估计主机晕的年龄使用中央恒星质量总晕质量比$M_{*}/M_{h}$。我们还构建晕占领分布使用背景减除技术分裂使用中央星系的运动失调的星系群。我们发现，在固定的晕质量，没有统计学差异，这些属性之间的运动学对齐和错位星系。我们认为，相关性的缺乏可能是指示冷却流从热晕发挥更大的作用比“冷模式”吸积从宇宙网或演示，目前的大规模积分场单元（IFU）调查的空间范围内的大规模环境提取通过这种方法的信息很少。
2018-11-15 astro-ph.GA
The Local Group in the cosmic web
我们利用$Λ$ CDM宇宙学中的一个宇宙学模拟来探索围绕类本振群对的宇宙网的特征。我们使用海森的引力势分类区域的尺度为$\sim 2$ Mpc的峰，片，丝或空。LG对应物的样本由两个晕对样本表示。第一个是一个一般的样本组成的对具有相似的质量和隔离标准观察的LG。第二个是一个子集，如相对对速度和分离的额外观察到的运动学约束。我们发现，在LG样品中的所有约束是：（i）位于长丝和片，（ii）位于局部过密度$0<δ<2$，网络椭圆度$0.1<e<1.0$和长轴度$-0.4<p<0.4$的一个狭窄的范围内的Precursor对。(iii)与宇宙网紧密相连。排列是这样的，对轨道角动量往往是垂直于最小的潮汐本征向量，$\hat{e}_3$，它位于沿丝方向或片平面。对于连接两个晕的矢量和矢量$\hat{e}_3$，存在更强的比对。此外，我们没有找到一个强大的相关性，每个光环的自旋对宇宙网。所有这些趋势在很大程度上都是从一般样品上LG总质量的选择中得到的。应用到观察到的LG，有一个潜在的冲突之间的路线的不同平面的卫星和卫星吸积沿长丝的数字证据;定义的方向由$\hat{e}_3$。这突出了在$Λ$ CDM提供的宇宙学背景下，实现LG在宇宙网中的位置的精确表征的相关性。
2014-11-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxy properties in the cosmic web of EAGLE simulation
我们调查的依赖性的星系属性的宇宙网络环境使用最新的流体动力学模拟：演化和组装的星系及其环境（EAGLE）。星系晕中的重子分数和星系光度函数的振幅从结到丝到片再到空洞逐渐减小。有趣的是，L $^*$的值在不同的宇宙网络环境中变化很大。在z = 0时，我们发现一个特征晕质量为$10^{12} h^{-1}\rm M_{\odot}$，在该质量之下，恒星与晕的质量比在结中较高，而在该质量之上，恒星与晕的质量比则相反。这个特殊的晕质量对应于$1.8\times 10^{10} h^{-1}\rm M_{\odot}$的特征恒星质量。在特征恒星质量以下，中央星系的颜色更红，sSFR更低，结中的金属丰度比细丝，薄片和空隙中的金属丰度更高，而在此特征恒星质量以上，宇宙网络环境依赖性要么逆转要么消失。这种依赖性可以归因于这样一个事实，即活跃的星系分数减少沿空隙，片，丝和结。除了气体金属丰度与恒星质量的关系外，大多数星系性质和标度关系的宇宙网依赖性随着红移的增加而减弱。
2020-09-16 astro-ph.GA
Revealing the link between halo mass and radio jet activities in quasars
Institute for Astronomy, University of Edinburgh（爱丁堡大学天文研究所）；Leiden Observatory, Leiden University（莱顿大学莱顿天文台）；Astrophysics, Department of Physics, University of Oxford（牛津大学物理系天体物理学）；Centre for Extragalactic Astronomy, Department of Physics, Durham University（达勒姆大学物理系河外天文中心）；Institute for Computational Cosmology, Department of Physics, University of Durham（达勒姆大学物理系计算宇宙学研究所）；Centre for Astrophysics Research, University of Hertfordshire（赫特福德大学天体物理学研究中心）
研究揭示了类星体的halo质量与射电喷流活动之间的联系，发现喷流分数与聚类强度正相关，且喷流活动与更丰富的簇环境相关。
2026-01-28 astro-ph.GA
Evolution of the Cool Gas in the Circumgalactic Medium (CGM) of Massive Halos -- A Keck Cosmic Web Imager (KCWI) Survey of Ly$α$ Emission around QSOs at $z\approx2$
最近发现$z \gtrsim 3$类星体周围的Ly $α$辐射几乎无处不在，我们利用Keck宇宙网成像仪（KCWI）--一种新的宽视场、蓝敏积分场摄谱仪（IFU）--的独特能力，在$z\approx2$对类星体环星系Ly $α$辐射进行了系统的研究。本文介绍了在$z=2.1-2.3$上对16个超亮I型类星体进行的KCWI观测，电离光度为$L_{\rm{ν_{\rm{LL}}}}=10^{31.1-32.3}$ erg s $^{-1}$ Hz $^{-1}$。我们发现，16个类星体中有14个与Ly $α$星云有关，其投影线性尺寸大于50物理千秒差距（pkpc）。其中，有四个星云具有巨大的Ly $α$辐射，其表面亮度为$SB_{\rm{Lyα}} >10^{-17}$ erg s $^{-1}$ cm $^{-2}$ arcsec $^{-2}$（$>100$ kpc尺度），超出了KCWI的视野范围。我们的KCWI观测显示，大多数$z\approx2$类星体星云的形态比$z\gtrsim3$的更不规则。反过来，我们测量到$z\approx2$处的圆平均表面亮度（SB）比$z\gtrsim 3$处的红移校正中值SB暗0.4 dex。类星体在$z\approx 2$的Ly $α$ SB廓线（SB $_{\rm{Lyα}}$）可用SB $_{\rm{Lyα},z\approx2.3}= 3…
2019-09-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Cosmic Ballet II: Spin alignment of galaxies and haloes with large-scale filaments in the EAGLE simulation
我们调查的星系和晕的排列相对于宇宙网细丝使用EAGLE流体动力学模拟。我们通过应用NEXUS+方法的质量分布和Bisous形式主义的星系分布来识别细丝。这两个网络发现者都返回了类似的连续结构，它们排列得很好，并且包含可比较的星系群。EAGLE晕具有与仅暗物质模拟中的对应物相同的与细丝的自旋对准：低质量晕优先平行于细丝自旋而高质量晕优先垂直于细丝自旋的复杂质量依赖趋势。相比之下，星系的自旋并没有表现出这样的自旋转变，并且在所有质量下都有垂直排列的倾向，大质量星系的排列程度最大。该结果对NEXUS+和Bisous长丝均有效。当分裂形态，我们发现，椭圆星系表现出更强的正交自旋-丝排列比螺旋星系类似的质量。它们的晕也是如此，椭圆星系的主晕比螺旋星系的主晕具有更大程度的正交排列。由于星系形状和自旋之间的错位，星系短轴的取向与星系自旋不同。我们发现，短轴垂直于暗条的星系与它们的主晕排列得更好。这表明，许多相同的物理过程决定了星系-灯丝和星系-晕的排列。
2019-03-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dependence of GAMA galaxy halo masses on the cosmic web environment from 100 square degrees of KiDS weak lensing data
星系和它们的暗物质晕是一个复杂的质量结构网络的一部分，统称为宇宙网。使用潮汐张量处方，这些结构可以分为四个宇宙环境：空洞，片，丝和结。由于宇宙网可能影响暗物质晕及其所在星系的形成和演化，我们的目标是研究这些宇宙环境对星系晕平均质量的影响。为此，我们测量了91，195个星系的星系透镜轮廓，在0.039 <z <0.263范围内，来自光谱星系和质量大会（GAMA）调查，使用来自千度调查（KiDS）的约100平方度的重叠数据。在四个宇宙环境中的每一个，我们模型的贡献，从集团中心，卫星和邻近集团堆叠星系星系透镜配置文件。在校正了透镜样本中恒星质量分布的差异后，我们发现中央星系的平均晕质量不依赖于它们的宇宙环境。我们确实发现，在越来越密集的宇宙环境中，邻近群体对透镜轮廓的平均贡献显着增加。然而，我们发现，观察到的效果可以完全归因于星系密度在更小的尺度（4百万秒差距/小时内），这是与宇宙环境的密度。在我们目前的不确定性中，我们发现星系晕质量与其宇宙环境没有直接关系。
2016-04-25 astro-ph.GA
A GBT Survey of the HALOGAS Galaxies and Their Environments I: Revealing the full extent of HI around NGC891, NGC925, NGC4414 & NGC4565
本文介绍了利用罗伯特C.伯德格林班克望远镜（GBT）由此产生的观测覆盖至少4度$^2$周围的这些星系的平均5 $σ$检测限为1.2 $\times$ 10 $^{18}$厘米$^{-2}$在20公里的速度范围内的$^{-1}$和9.1 $'$角标度。除了探测到与GBT数据相同的总通量外，GBT和原始Westerbork综合射电望远镜（WSRT）数据的空间分布在相同的空间分辨率下匹配良好。低于10 $^{19}$ cm $^{-2}$的HI柱密度的HI质量分数平均为2%。讨论了邻近旋涡星系低柱密度HI的可能起源。GBT没有新探测到相当数量的HI，这表明这些星系没有明显的扩散HI结构，并建议未来计划与SKA及其前体一起进行的调查必须深入到柱密度为10 $^{17}$ cm $^{-2}$的\textit{at least}，以显着增加探测与宇宙网和/或冷模吸积相关的HI的可能性。
2018-08-06 astro-ph.GA
The cosmic web in Lyman-alpha emission
本文开发了一个全面的Lyman-alpha发射理论模型，通过后处理TNG50模拟并采用蒙特卡洛辐射转移方法，发现z=2宇宙网细丝的光子源自星系内部，并预测其观测丰度及现代光谱仪的探测可行性。
2022-12-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Clusters of galaxies and the cosmic web with SKA
宇宙大尺度结构中的星系团内和星系间介质（ICM，IGM）被磁化到亚微高斯到微高斯水平，并含有宇宙射线（CR）。在这些介质中，CR的加速及其与磁场的演化仍然没有得到很好的理解。与ICM有关的同步辐射源，如射电晕、遗迹和小晕等，是对CR加速机制的直接探索。用射电望远镜，如GMRT、VLA和WSRT（0.15 - 2 GHz）进行的观测揭示了星团的热性质和非热性质之间的比例关系，并证实了激波在形成射电遗迹中的作用以及湍流再加速在形成射电晕和小型晕中的作用。由于现有射电望远镜的限制，对低质量和超星系团尺度系统的宽波段研究和探索是困难的。平方公里阵列（SKA）是下一代射电望远镜，将在0.05 - 20 GHz的频率范围内工作，具有前所未有的灵敏度和分辨率。SKA的预期探测极限将揭示数百至数千个新的射电晕、遗迹和小型晕，为研究提供第一批大型和全面的样本。宽的频率覆盖范围以及对扩展结构的敏感性将能够约束CR加速机制。更高频率（> 5 GHz）的观测将能够使用Sunyaev-Zel'dovich效应来探测ICM压力，除了示踪剂，如头-尾射电源的瓣。SKA还为探测强子模型和湍流再加速模型所预言的ICM的“关态”射电辐射开辟了前景。[删节]
2016-10-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
The role of the cosmic web in the scatter of the galaxy stellar mass - gas metallicity relation
理解宇宙网和星系气体含量之间的关系是理解星系演化的关键一步。然而，宇宙网对星系和暗物质晕生长的影响还没有得到正确的理解。利用SDSS观测数据，研究了宇宙网对低红移恒星形成星系的恒星质量-气相金属丰度关系的影响。星系与节点的接近程度，与恒星质量和密度无关，会影响其气相金属丰度，靠近节点的星系比远离节点的星系显示出更高的化学富集度。我们发现一个类似的，但显着较弱的影响相对于灯丝。我们补充我们的观测分析与宇宙学流体动力学模拟的研究illustrisTNG（TNG 300），找到与我们的结果定性一致。使用IllustrisTNG，我们的研究结果可以解释为两个晕组件的偏见和气体供应结合在节点中的方式，显着调制的气体的金属丰度，有助于在星系演化的这种基本关系的分散。
2022-03-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Detection of an Extended Ly$α$ Halo around a $\textit{z}=6.64$ Broad Absorption Line Quasar with the Keck Cosmic Web Imager
University of California, Irvine（加州大学尔湾分校）；University of Michigan（密歇根大学）；Leiden University（莱顿大学）；University of California, Santa Barbara（加州大学圣巴巴拉分校）；Durham University（杜伦大学）；Max-Planck-Institut für Astronomie（马克斯·普朗克天文学研究所）；University of Arizona（亚利桑那大学）
利用凯克宇宙网成像仪的红通道，首次探测到高红移类星体周围的扩展Lyα晕，揭示了晕的旋转梯度和低速度分散，表明其由引力主导，并显示Lyα气体比宿主星系核心的[C II]气体更广泛、更不规则。
2026-05-07 astro-ph.GA
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
Revealing the Gas Recycling in the Circumgalactic Medium (CGM) Utilizing a Luminous Ly$α$ Nebula Around a Type-II Quasar at z=2.6 with the Keck Cosmic Web Imager (KCWI)
利用KCWI对z=2.65处II型类星体周围Ly$\alpha$星云的观测，通过发射和吸收诊断揭示气体循环是星系获取冷气体的重要途径。
2023-07-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Hierarchical structure of the cosmic web and galaxy properties
本研究通过N体模拟与半解析星系演化模型，结合SpineWeb方法探究宇宙网的层级结构，发现空洞内部存在复杂次级结构，且暗物质晕分布、星系恒星质量占比、自旋及金属丰度等性质均存在显著的宇宙网环境依赖性。
2025-02-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Detecting the Cosmic Web: Lyα Emission from Simulated Filaments at z=3
标准宇宙学模型（$Λ$ CDM）预测了宇宙网的存在：物质分布成连接大质量晕的薄片和细丝。然而，观测证据一直难以捉摸，由于低表面亮度的灯丝。最近的深MUSE/VLT数据和即将到来的观测为Ly $α$检测提供了一个有希望的途径，激发了现代理论预测的发展。我们使用流体动力学宇宙学模拟运行的AREPO代码来调查潜在的大规模的细丝，不包括嵌入其中的晕的贡献的可探测性。我们专注于细丝连接大规模（$M_{200c}\sim(1-3)\times10^{12} M_\odot$）晕在z=3，并比较不同的模拟分辨率，反馈水平，和模拟图像的像素大小。我们发现，尽管内部灯丝结构的内在增强，增加模拟分辨率并没有实质性地提高可探测性。相比之下，对于31小时的MUSE积分，与没有反馈的模拟相比，包括反馈使可检测区域平均增加了$\simeq$ 5.5倍，这意味着即使细丝的非结合组分也对反馈具有相当大的敏感性。将图像分辨率从每像素（0.2”）$^2$的原生MUSE标度降低到（5.3”）$^2$孔径具有最强的效果，将可检测区域增加了中值因子$\simeq$ 200，并且当像素的大小大致匹配灯丝的宽度时最有效。最后，我们发现大部分的赖氨酸$α$发射是由于电子碰撞碰撞激发，而不是辐射复合。
2020-04-20 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 impact of the connectivity of the cosmic web on the physical properties of galaxies at its nodes
我们使用斯隆数字巡天研究了连接到宇宙网络节点的细丝数量对星系物理特性的影响。我们比较这些测量宇宙流体动力学模拟地平线-（无）AGN和辛巴。我们发现，更大质量的星系更连接，在定性的协议与理论预测和测量暗物质只模拟。恒星形成活动和观测星系的形态都显示出一定程度上依赖于宇宙网的连接性在固定的恒星质量：恒星形成和旋转支持的星系也往往有较高的连接性。这些结果定性地适用于观测星系和虚拟星系，并且可以理解宇宙网是星系生长的主要燃料来源。模拟结果表明，在固定的晕质量相同的趋势，这表明，几何形状的对流性的影响星系的性质超出了深度的本地势阱。基于模拟，我们还发现活动星系核的反馈是在固定晕质量下逆转恒星质量和连通性之间关系的关键。从技术上讲，连通性是过去和现在的吸积（小合并或扩散下降）的实际观测代理。
2019-10-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Size distribution of galaxies in SDSS DR7: weak dependence on halo environment
使用从斯隆数字巡天数据发布7中选择的星系样本（SDSS DR 7）和膨胀盘分解目录，我们研究了星系的大小分布如何依赖于星系的内在性质，如浓度，形态，比恒星形成率（sSFR），和膨胀分数，以及在中心/卫星分解，晕环境，宇宙网络：\cluster，\filament，\sheet ~和\void，以及星系数密度。我们发现，有一个很强的依赖性的光度或质量大小的关系上的星系浓度，形态，sSFR，和凸出分数。与晚型（螺旋）星系相比，早型（椭圆）星系有明显的尺寸变小和斜率变陡的趋势。同样，具有高凸起分数的星系比具有低凸起分数的星系具有更小的尺寸和更陡的斜率。给出了这些不同内禀性质星系的平均光度和质量-尺寸关系的拟合公式。检查星系的大尺度环境，我们发现，质量-尺寸关系有一些弱的依赖于晕质量和中央/卫星分离的星系质量范围内$9.0\le \log M_{\ast} \le 10.5$，卫星或星系在更大质量的晕比他们的同行有略小的尺寸。而宇宙网和局域数密度对质量-尺寸关系的依赖几乎可以忽略不计。
2018-07-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
The dependence of assembly bias on the cosmic web
本文利用IllustrisTNG模拟和DisPerSE临界点距离，研究星系组装偏差对宇宙网的依赖性，发现靠近节点、纤维和鞍点的星系次级偏差更强，且以临界点距离为条件可显著减弱组装偏差信号，证实潮汐场的关键作用。
2023-09-21 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
Enabling Cosmic Web Analysis at Gigaparsec Scales: A Multi Block Approach for DisPerSE
University of Nottingham（诺丁汉大学）；Universidad Autónoma de Madrid（马德里自治大学）
研究旨在解决DisPerSE在千兆秒差距尺度分析宇宙网时的内存瓶颈问题。提出冻结核心多块方法，经验证效果良好。应用该方法生成丝状结构目录，并首次在N体晕目录中证实理论预测的质量 - 连通性关系在晕质量多数量级上成立。
2026-07-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
