Separate Universe calibration of the dependence of halo bias on cosmic web anisotropy
我们使用分离宇宙技术来校准线性和二次晕偏差$b_1$和$b_2$对暗物质晕的局部宇宙网络环境的依赖性。我们这样做是通过测量在固定的质量和宇宙网潮汐各向异性$α$无限波长的初始扰动的晕丰度的响应。我们增加了我们的测量与分析框架开发的早期工作，利用近对数正态分布的形状$α$和结果在非常高的精度校准。我们提出了方便的拟合函数的依赖$b_1$和$b_2$的$α$在很宽的范围内晕质量的红移$0\leq z\leq1$。我们的校准$b_2(α)$是第一次演示到目前为止的非线性偏置依赖于本地网络环境。以前的结果表明，$α$是晕组装偏差的晕质量以外的一些属性的主要指标的动机，然后，我们扩展我们的分析框架，以适应依赖的$b_1$和$b_2$上的任何这样的次要属性，或可以单调变换为具有高斯分布。我们证明了这种技术的晕浓度的特定情况下，发现与以前的结果很好的协议。我们的校准将是有用的各种晕模型分析集中在星系组装偏差，以及分析预测的潜力，使用$α$作为一个隔离变量在多示踪剂分析。
2020-09-26 astro-ph.CO
The Beyond-Halo Mass Effects of the Cosmic Web Environment on Galaxies
本研究通过模拟探讨宇宙网环境对星系的影响是否独立于宿主晕质量，发现次级星系偏置优先将星系置于更强成团的晕中，且与节点或纤维关联更强的晕中偏置效应更显著，强调在星系-晕连接中需去除晕质量效应。
2024-09-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
The cosmic web and the orientation of angular momenta
我们使用一个64 $h^{-1}$ Mpc的暗物质（DM）唯一的宇宙学模拟来研究大尺度方向的晕和子结构的宇宙网络。基于速度剪切张量的网络分类方案用于分配给模拟中的每个晕的网络类型：结，细丝，片材或空隙。使用$\sim10^6$晕跨度~3个数量级的质量的方向的晕的自旋和轨道角动量的subhaloes相对于本征矢量的剪切张量进行检查。我们发现，轨道角动量的subhaloes倾向于对齐的中间特征向量的速度剪切张量的所有晕在结，丝和片。这一结果表明，子结构的运动学位于一个晕的男性化区域内的深处是由它的下降，这反过来又是由大规模的速度剪切，一个令人惊讶的结果给出的男性化性质的晕确定。因此，在z = 0时测得的角动量上，印上了次晕吸积的非随机性质。我们还发现，晕的自旋轴是与第三个本征向量的速度剪切张量的丝和片：晕的自旋轴点沿丝和宇宙片的平面。
2012-01-16 astro-ph.CO
The $f(R)$ halo mass function in the cosmic web
修正重力的一个重要指标是局部环境对晕性质的影响。本文讨论了局部潮汐结构对晕质量函数、晕方向、晕自旋和浓度-质量关系的影响。我们推广的偏移集形式主义产生一个晕质量函数条件的大尺度结构。我们的模型与大尺度上的密度场是线性或弱非线性的模拟吻合得很好。除此之外，我们的主要结果是，$f(R)$不影响晕丰度，晕自旋参数和浓度-质量关系在一个环境无关的方式，而我们没有发现明显的偏离$Λ$ CDM的质量函数与固定的环境密度，也没有对齐的方向和自旋矢量的本地宇宙网络的本征向量的晕。有一个总的趋势是更大的偏离$Λ$清洁发展机制在低密度环境和高质量的晕，预期从变色龙筛选。
2017-02-22 astro-ph.CO gr-qc
Relation between halo spin and cosmic web filaments at z=3
我们研究了暗物质晕的自旋演化及其对高红移宇宙网中连接细丝数量的依赖性（下文称为自旋-细丝关系）。为此，我们在宇宙学N体模拟中模拟了质量范围为$5\times10^{9}h^{-1}M_{\odot}$到$5\times10^{11}h^{-1}M_{\odot}$的$5000$晕，其质量范围为$z=3$。我们证实了Prieto等人在2015年发现的关系，其中具有较少细丝的晕具有较大的自旋。我们还发现，这种关系是更重要的晕质量较高，和晕与被动（没有重大合并）的组装历史。另一个发现是，具有较大自旋或较少细丝的晕具有与自旋矢量更垂直对齐的细丝。我们的研究结果指向一个图片中的初始自旋的晕是很好地描述了潮汐扭矩理论，然后得到随后的修改，在一个可预测的方式，因为拓扑结构的宇宙网络，这反过来又是由目前青睐的LCDM模型。我们的自旋-细丝关系是LCDM的一个预测，可以用观测来检验。
2016-11-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
The halo bias inside cosmic voids
在许多宇宙学分析中，暗物质晕和星系的偏差是一个至关重要的量。在这项工作中，我们使用大型宇宙学模拟来探索宇宙空洞内的晕质量函数和晕偏差。对于第一次到目前为止，我们表明，它们是规模依赖于沿空隙轮廓，并提供了一个预测的理论模型的晕质量函数和晕偏见内空隙，恢复为后者和1%的精度对模拟数据。这些发现可能有助于阐明空洞内晕形成的动力学，并改善对正在进行和即将进行的星系调查中的几个空洞统计数据的分析。
2022-10-24 astro-ph.CO
Spatial and velocity anisotropies of stellar halos across cosmic web environments: Insights from IllustrisTNG simulation
Visva-Bharati University（维斯瓦-巴拉蒂大学）
研究宇宙网环境对恒星晕空间和速度各向异性的影响，发现其作用较弱，主要由小尺度过程驱动。
2025-12-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Yakov Zeldovich and the Cosmic Web Paradigm
我讨论现代宇宙学范式的形成。在更详细的我描述了早期的研究暗物质和宇宙网络和雅科夫Zeldovich的作用，在形成目前的概念，对这些问题。
2014-10-25 astro-ph.CO
Galaxy properties and the cosmic web in simulations
我们试图了解星系属性和它们的局部环境之间的关系，这需要一个适当的环境概念的制定。我们分析GIMIC套件的宇宙流体动力学模拟的框架内的宇宙网络制定的霍夫曼等人，重点是模拟的DM晕和发光星系的属性相对于空洞，片，丝和结-宇宙网的四个元素。我们发现，晕的质量函数依赖于环境，从而带动了其他星系形成的环境依赖性。网形晕质量函数，并通过其主机晕质量的星系属性的强烈依赖，它也塑造了星系（网）环境的依赖。
2014-12-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dark Matter Halo Properties vs. Local Density and Cosmic Web Location
利用Bolshoi-Planck LCDM宇宙学模拟研究了局部环境密度和宇宙网环境（细丝、壁和空隙）对暗物质晕关键性质的影响。使用SpineWeb方法和VIDE工具包将z = 0模拟分析为细丝、壁和空隙，这两种方法都使用分水岭变换。我们研究的关键晕属性是特定的质量吸积率，自旋参数，浓度，长轴性，最后一次主要合并的比例因子，以及晕的一半z = 0质量时的比例因子。对于所有这些属性，我们发现，在相同的环境密度比较时，在细丝，墙壁，或空隙的晕属性之间没有明显的差异。因此，我们得出结论，环境密度是影响这些属性的核心属性。这一结论与最近的研究结果一致，即在z ~ 0处相同的环境密度下，红移巡天中星系的性质与其宇宙网环境无关。我们还发现，银河系和仙女座星系在宇宙壁中心附近的局部网络环境似乎对这些星系的暗物质晕的性质没有任何影响，除了它们的方向，尽管我们发现在相对较小的宇宙壁中心附近有如此大质量的晕是相当罕见的。
2019-10-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cosmic Web and Environmental Dependence of Screening: Vainshtein vs. Chameleon
修正广义相对论以解释宇宙加速膨胀的理论经常使用屏蔽机制来满足太阳系尺度的限制。我们研究了宇宙网络和暗物质晕的局部环境密度对Vainshtein和变色龙屏蔽机制屏蔽特性的影响。我们比较宇宙网络形态的暗物质粒子，暗物质晕的质量函数，质量和径向依赖的筛选，速度色散和特有的速度，和环境依赖的筛选机制在$f(R)$和NDGP模型。使用ORIGAMI宇宙网络识别例程，我们发现，Vainshtein机制依赖于宇宙网络形态的暗物质粒子，因为这些是根据其崩溃的维度定义的，而变色龙机制显示没有形态依赖性。晕的变色龙屏蔽及其速度色散依赖于晕质量，小晕和亚晕可以在变色龙机制中被环境屏蔽。另一方面，Vainshtein机制中的晕的屏蔽不依赖于质量或环境，并且它们的速度分散被抑制。Vainshtein机制中晕的特殊速度被增强，因为屏蔽的物体仍然可以感受到外部场产生的第五力，而变色龙晕的特殊速度在晕中心被屏蔽时被抑制。
2015-07-30 astro-ph.CO gr-qc hep-th
ZOMG-I. How the cosmic web inhibits halo growth and generates assembly bias
具有固定质量的暗物质晕的聚集取决于它们的形成历史，这种效应被称为组装偏差。我们使用变焦N体模拟来研究这种现象的起源。对于红移z=0的每个晕，我们确定包含其最终质量的物理体积变得稳定的时间。我们考虑五个例子，这发生在z~1.5和两个不稳定的z=0。变焦模拟表明，早期塌陷晕在z=0时质量不会增长，而后期形成的则显示净流入。原因是“吸积”晕位于一个细丝网络的节点上，为它们提供营养。相反，每个“停滞”的光环位于一个突出的灯丝内，比光环的尺寸更厚。从周围环境进入的物质成为暗条的一部分，而暗条中的物质则从晕中退离。我们的结论是，大会偏见起源于淬火晕生长由于潮汐力形成的非线性结构在宇宙网络中，如先前在文献中所述。此外，内部动态的晕的变化：速度各向异性配置文件偏向于径向（切向）轨道吸积（失速）晕。我们的研究结果揭示了尚未解释的依赖晕集群的各向异性的原因。最后，我们扩展了扩展集理论来解释这些影响。一个简单的标准的基础上的椭圆形的线性潮汐场相结合的球形崩溃模型提供了很好的预测这两类晕。
2017-06-14 astro-ph.CO
Synchrotron Emission on the Largest Scales: Radio Detection of the Cosmic-Web
预计在大尺度结构形成过程中产生的激波和湍流将产生大尺度、低表面亮度的同步辐射。在最大尺度上，这种辐射与热重子分布全局相关，构成了“同步加速器宇宙网”。我提出的观测前景和挑战，检测这种微弱的排放与即将到来的SKA探路者。
2011-06-02 astro-ph.CO
Synchrotron emission and neutral hydrogen in the simulated cosmic web
我们提出了ENZO宇宙学模拟运动的第一个结果，目标是宇宙网络的冲击和中性部分，由INAF-CINECA协议提供的超级计算设施。
2020-10-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Web-Halo Model Peak-Background Split (WHM-PBS): halo bias as a distribution, not a number
RWTH Aachen University（亚琛工业大学）
研究提出网络晕轮模型峰-背景分割（WHM-PBS）理论，利用宇宙网络环境生成晕轮偏差分布。通过三种方式应用该分布，解释了密度偏差关系、晕轮随机性及偏差-浓度-相关性反转，无需针对组装偏差调参。
2026-08-25 astro-ph.CO
Tracing correlations between galaxy properties across the Cosmic Web: An IllustrisTNG-based study
Visva-Bharati University（维斯瓦-巴拉蒂大学）；Kashi Sahu College（卡希·萨胡学院）
基于IllustrisTNG模拟，研究宇宙网环境对星系属性相关性的影响，采用NMI和t检验验证其显著性。
2025-11-11 astro-ph.CO
The place of the Local Group in the cosmic web
我们使用Bolshoi模拟来找到本星系群（LG）在宇宙网中最可能的位置。我们的LG拟像是成对的晕，具有与观测一致的隔离和运动学特性。宇宙网是用潮汐张量方法定义的。我们发现，LG的首选位置是区域的暗物质密度接近宇宙平均水平。这使得长丝和片材成为首选环境。我们还发现LG和宇宙网之间存在强烈的一致性。轨道角动量优先垂直于最小的潮汐本征向量，而连接两个晕的向量强烈地沿着最小的潮汐本征向量排列，并垂直于最大的潮汐本征向量;这对粒子沿着丝状体和片状体运动。我们没有发现任何证据表明这对光环中每个光环的自旋与宇宙网对齐。
2014-12-15 astro-ph.CO
COWS: A filament finder for Hessian cosmic web identifiers
大尺度星系和物质分布通常用由空洞、片、丝和结组成的宇宙网来描述。有许多不同的方法可以用来识别这个宇宙网络。在这里，我们专注于一个子类的宇宙网络标识符，海森矩阵的分析的基础上，并提出了一种方法，称为宇宙网络骨架（COWS），分离成一组单独的离散丝细胞的合奏。具体而言，细化算法应用于基于速度剪切张量的宇宙网（V-网），以识别细丝的脊柱。这导致一组具有明确定义的端点和长度的长丝。它被证实，这些坐在当地的密度脊，并与适当的方向所定义的底层速度场。这些弯曲的圆柱形长丝的径向密度分布，以及它们的长度的分布也进行了检查。根据分辨率和V-web阈值检查所有结果的稳健性。COWS方法的代码已公开提供。
2022-01-12 astro-ph.CO astro-ph.IM
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：$M<10^…
2021-03-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Fractal Properties of the Cosmic Web
该研究在牛顿协同学ΛCDM宇宙框架下，从观测角度综述宇宙网的分形性质，回顾相关研究历史，介绍分形函数推导方法，并指出需用对结构模式敏感的统计量提升对宇宙网的定量认知。
2025-09-04 astro-ph.CO
The importance of the cosmic web and halo substructure for power spectra
在这项工作中，我们研究的相关性的宇宙网络和子结构的物质和透镜功率谱测量晕模拟目录提取的N体模拟。由于N体模拟的计算成本很高，因此通常使用更快的方法将暗物质场近似为一组晕。在这种近似下，我们取代质量浓度N体模拟的球对称Navarro-Frenk-White晕密度分布。我们也认为完整的质量场是两个不同场的总和：暗物质晕（$M>9\times 10^{12}~M_{\odot}$ /h）和不包括在晕中的粒子。模拟晕很好地再现了物质功率谱，但低估了大尺度和小尺度上的透镜功率谱。对于在$z_{\rm s}=1$的源，相对于模拟的晕，在$\ell\approx 10^4$的透镜功率谱被低估高达40%。模拟星表与晕外的暗物质分布相结合，可以减轻大尺度效应。此外，为了评估子结构的贡献，我们在N体模拟中涂抹了晕内子结构，同时保持晕密度分布不变。对于物质功率谱，这种平滑的效果仅为5%的量级，但对于透镜子结构要重要得多：对于$\ell\approx 10^4$，内部结构贡献了总光谱的30%。这些发现对模拟星表的创建有重要意义，表明目前用于星系调查的一些近似方法将不足以用于未来的弱透镜调查。
2015-03-14 astro-ph.CO
Topological bias: How haloes trace structural patterns in the cosmic web
本文通过持久性与Betti曲线分析Planck-Millennium模拟中的晕分布，发现晕质量与多尺度拓扑呈线性关系，即独立于聚类偏置的拓扑偏置。
2024-01-22 astro-ph.CO
Fractal properties of the cosmic web
Tartu Observatory, University of Tartu（塔尔图天文台，塔尔图大学）
本文在标准ΛCDM框架下综述宇宙网的分形性质，介绍分形函数的推导方式，讨论相关描述方法间的关系。
2026-08-06 astro-ph.CO
The Fractal Geometry of the Cosmic Web and its Formation
以宇宙动力学的粘附模型为基本参照，用分形几何的概念和方法研究了宇宙网的结构。本文用多重分形几何的方法阐明了宇宙学N体模拟和Sloan数字巡天中的物质团和宇宙空洞的结构。一个非空隙多重分形几何可以包含宇宙结构的三个基本描述，即网络结构，层次聚类和晕分布。此外，它解释了我们目前对宇宙空洞的认识。这样，一个关于宇宙大尺度结构的统一理论似乎就出现了。我们获得的多重分形谱与粘附模型的多重分形谱有显着不同，并且更好地符合重力定律。宇宙网的形成最好用一种湍流动力学来模拟，这是对伯格斯湍流的已知方法的推广。
2019-04-15 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
Influence of the large-scale structure velocity field on halo mass assembly within cosmic filaments
Leiden Observatory, Leiden University（莱顿天文台，莱顿大学）
本研究利用IllustrisTNG模拟和1-DREAM框架，发现宇宙纤维内速度场的散度和涡度与暗物质晕质量及组装历史密切相关，动力学平静区域偏好大质量晕且组装更晚，为晕增长提供密度之外的补充描述。
2026-09-15 astro-ph.CO
Measuring the Cosmic Web
利用SDSS数据第7版星系巡天，对宇宙网作为绝对星等和颜色函数的聚类特性进行了定量研究。分析中包括标记相关性。我们比较我们的结果与模拟星系样本与四个不同的半解析模型的星系形成强加在合并树的千年模拟。红星系和蓝星系的成团分别进行了研究。
2011-09-07 astro-ph.CO
The Weak Lensing Mass of Cosmic Web Filaments and Modified Gravity (MOG)
在修正引力（MOG）下研究了宇宙网细丝的弱透镜效应，证明了在引力强度增大的情况下，细丝中探测到的$5-15 \%$级星系和重子气体与无暗物质细丝的透镜效应数据一致.
2017-05-08 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
Halo based reconstruction of the cosmic mass density field
我们提出了一个基于晕的方法重建宇宙质量密度场的实现。该方法利用宇宙学N体模拟计算的暗物质晕及其环境的质量密度分布，将其与晕星表卷积，重建由晕分布决定的暗物质密度场。我们将该方法应用于Yang et al（2007）根据SDSS数据Release 4构建的星表。因此，我们得到重建的宇宙质量密度场是独立的任何明确的假设的偏见。我们详细描述了该方法的实施，提出了一个详细的表征重建的密度场（平均质量密度分布，关联函数和细胞计数）和大规模的环境（细丝，空隙，峰和片）在我们的重建分类的结果。该方法的应用包括大尺度上的星系人口的形态学研究和约束模拟的实现。
2011-07-06 astro-ph.CO
Hydrodynamical simulations of coupled and uncoupled quintessence models I: Halo properties and the cosmic web
我们提出了一系列的绝热流体动力学模拟的几个quintessence模型（包括一个自由和相互作用的标量场）的结果相比，一个标准的\LCDM \宇宙学。对于每一个，我们使用$2\times1024^3$粒子在一个$250$ \hMpc \周期盒假设WMAP 7宇宙学。在这项工作中，我们专注于$z=0$宇宙网络中的晕的属性。根据速度剪切张量的特征值，该网络被分为\emph{voids}，\emph{sheets}，\emph{filaments}和\emph{knots}，这是一个很好的代理底层的过密度分布。我们发现，根据其周围环境分类的对象的属性显示了对基本宇宙学的实质性依赖;例如，当考虑完整的晕圈样本时，虽然$V_{\rm max}$显示不同模型之间的平均偏差为$\approx5$ %，但是比较根据其环境分类的对象，偏差的大小可以大到$20$的百分之。我们还发现，晕自旋参数正相关的耦合，而晕浓度表现出相反的行为。此外，在研究不同环境下的浓度-质量关系时，我们发现在所有的宇宙学中，低密度区域具有较大的归一化和较浅的斜率。虽然发现这种行为是所有模型的特征，但最佳拟合关系的差异在（耦合）暗能量中得到增强，从而为这类模型提供了更清晰的预测。
2014-01-20 astro-ph.CO
Do Mini-halos Affect Cosmic Reionization?
本文结合小体积高分辨率模拟与CROC大体积模拟，研究迷你暗晕对宇宙再电离期间电离光子消耗的影响，发现未解析迷你暗晕中的复合相对大尺度结构和已解析大质量暗晕中的复合可忽略不计，并指出结论仍需更具代表性的模拟验证。
2023-12-01 astro-ph.CO
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 same with less: The cosmic web of warm versus cold dark matter dwarf galaxies
我们利用暖暗物质（WDM）和冷暗物质（CDM）的宇宙学模拟来探索宇宙网中低质量暗物质晕分布的基本性质。使用自丰度匹配的模拟星系目录，我们表明，在WDM宇宙中的矮星系的分布，其中低质量的晕形成严重抑制，是几乎无法区分的CDM宇宙的低质量的晕是看不到的，因为星系形成抑制低于一些阈值晕质量。然而，如果矮星系光度和晕属性之间的散射足够大，低质量的CDM晕有时会拥有相对明亮的星系，从而偶尔会有孤立的星系填充CDM空洞，并减少完全空的空洞的数量。否则，如果没有高质量的光散射，我们考虑的所有模拟星系聚类统计数据--自动关联函数、卫星的数量和径向轮廓、孤立星系的数量以及小空洞的PDF--在CDM和WDM中几乎是相同的。当从丰度匹配的晕目录构造时，WDM空洞既不大于CDM空洞，也不空。因此，这是一个挑战，以确定是否CDM问题的小晕相对于观测到的矮星系的数量密度过剩有一个宇宙学的解决方案或天体物理学的解决方案。然而，在未来的局部体积调查中，可能会在星系的宇宙网络中发现一些关于暗物质粒子以及矮星系和它们的暗物质晕宿主之间的分散性的线索。
2015-07-15 astro-ph.CO
On the relative effect of nodes and filaments of the cosmic web on the quenching of galaxies and the orientation of their spin
宇宙网的细丝和星团对星系的性质有影响，关闭它们的恒星形成，有助于它们的恒星质量的积累，并影响它们角动量的获得。在这项工作中，我们利用IllustrisTNG模拟，再加上DisPerSE宇宙网提取算法，来测试哪一个是受宇宙网影响最大的星系属性，相反，来评估各种宇宙网特征对给定星系属性的差异影响。我们的目标是利用这些信息来更好地了解星系的演化，并确定未来的努力应该集中在哪些星系属性上，以从星系分布中探测宇宙网。我们提供了一个全面的分析星系属性和宇宙网络功能之间的关系。我们还进行了广泛的测试中，我们试图解开本地的超密度的星系的大尺度结构环境的影响，他们的属性的影响。我们的研究结果表明，恒星形成量是随着距离宇宙网特征的距离变化最大的量，但它也是与星系局部环境关系最密切的量。另一方面，星系角动量的方向是随着距离宇宙网特征的距离而显示出最弱趋势的属性，同时也更加独立于星系的局部环境。我们的结论是，星系的角动量的方向和它的使用，以提高我们的宇宙网络功能的检测可能是未来的研究重点受益于更大的统计样本。
2021-11-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
Forecasts for the detection of the magnetised cosmic web from cosmological simulations
宇宙网包含宇宙中总气体质量的很大一部分，但在大多数波长下很难检测到。来自冲击加速电子的同步辐射可能提供在无线电波段对宇宙网成像的机会。在这项工作中，我们使用3D宇宙学ENZO-MHD模拟（结合后处理的磁场重新归一化，以括号中缺少的物理成分和分辨率的影响），以产生从宇宙网络的无线电发射的模型。在后处理中，我们研究了13个大型无线电调查的能力，以检测这种排放。我们发现，调查LOFAR，SKA 1-LOW和MWA有机会检测到宇宙网络，提供的细丝中的稀薄介质的磁化水平是热气体能量的1%的顺序。
2015-06-24 astro-ph.CO
Lagrangian Methods Of Cosmic Web Classification
宇宙网定义了我们今天在宇宙中看到的大规模物质分布。将宇宙网分为空洞、片、丝和节点，可以让人们探索结构的形成以及环境因素对晕和星系性质的作用。虽然现有的宇宙网分类研究集中在基于网格的方法，这项工作探索了拉格朗日方法，其中Hoffman等人提出的V-web算法。（2012）采用从平滑粒子流体动力学借来的技术实现。拉格朗日方法允许人们以自适应的方式基于其最近邻居的属性对单个对象（例如粒子或晕）进行分类。它可以直接应用于晕样本，这大大降低了计算成本，并可能允许应用这种分类方案观察星系样本。最后，拉格朗日性质承认直接包含哈勃流，否定了基于网格的分类方法通常采用的视觉定义阈值的必要性。
2015-11-23 astro-ph.CO
Voids and the Cosmic Web: cosmic depressions & spatial complexity
空洞是星系和物质百万秒差距分布的一个突出方面。它们不仅代表了宇宙网络的关键组成部分，也是全球宇宙学参数的最干净的探测器和测量方法之一。空洞的形状和演化对暗能量的性质高度敏感，而它们的子结构和星系人口则为暗物质的性质提供了直接的关键。此外，空洞内部的原始环境是我们了解环境对星系形成和演化影响的重要试验场。在本文中，我们回顾了空洞的结构和动力学的关键方面，特别侧重于空洞人口的层次演化。我们展示了宇宙网络丰富的结构模式是如何与复杂的演化和空洞的积累。
2016-11-13 astro-ph.CO
The Cosmic Spiderweb and General Origami Tessellation Design
宇宙网（宇宙中物质的排列）、蜘蛛网和折纸镶嵌是通过它们的几何形状（特别是分段沃罗诺伊镶嵌）联系在一起的。这激发了宇宙网络的折纸和纺织艺术表现。它还涉及到折纸可以给宇宙网带来的科学见解;我们展示了一些宇宙学计算机模拟的结果，以及一些折纸镶嵌特性。我们还适应软件开发的宇宙网络研究提供一个交互式工具，一般折纸镶嵌设计。
2018-08-31 astro-ph.CO cs.CG
Hierarchical Reconstruction of the Cosmic Web, The H-Spine method
本文提出H-Spine方法，基于各向异性引力坍缩的几何与动力学约束，层级识别宇宙网中的空洞、墙和纤维，捕捉结构间嵌套关系，并通过3级层级空间的密度与尺寸分布展示其效用。
2023-08-30 astro-ph.CO
Comparing cosmic web classifiers using information theory
我们引入了一个用于最佳选择分类器的决策方案，该分类器将宇宙网分割为不同的结构类型（空隙、片层、细丝和簇）。我们的框架，基于信息论，占不同类别的可能的应用程序的设计目标：（i）参数推断，（ii）模型选择，（iii）预测新的观测。作为一个例子，我们使用的网络类型在斯隆数字巡天的宇宙学地图，以评估分类T-web，DIVA和ORIGAMI的相对性能：（i）分析宇宙网络的形态，（ii）区分暗能量模型，（iii）预测星系的颜色。我们的研究证实了宇宙网络分析和信息论之间的数据支持的联系，并为下一代星系调查的分析程序的原则设计铺平了道路。我们已经公开了宇宙网络地图、星系目录和这项工作中使用的分析脚本。
2016-08-19 astro-ph.CO astro-ph.IM stat.AP
Effects of Baryonic Feedback on the Cosmic Web
我们研究重子对宇宙网的影响-晕，丝，墙和空洞。要做到这一点，我们适用于修改后的版本NEXUS，宇宙网络形态分析算法，IllustrisTNG模拟。我们发现，由于重子，晕失去超过$10\%$的质量，主要是丝和一小部分的墙壁和空隙。然而，质量转移并没有显著改变结构的边界，使得宇宙结构的体积分数基本上不受影响。我们量化的重子反馈的功率谱和概率密度函数（PDF）的密度场的个别宇宙结构的影响。对于功率谱，大多数由于反馈引起的抑制可以通过包括$M\ge10^{12}~M_\odot/h$晕来解释，而不考虑其他宇宙结构。然而，当检查密度场的PDF时，我们发现几乎$100\%$抑制了最空的区域，而$10\%$水平的效应（增强或抑制）在纤维、壁和空隙的剩余区域。我们的研究结果表明重子在整个宇宙网络中的影响建模的重要性，而不仅仅是晕，超越两点统计或基于场的推论的宇宙学分析。
2022-12-12 astro-ph.CO
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 Cosmic Web of Baryons
宇宙中只有大约10%的重子以恒星或冷气体的形式存在于星系中，其余的预计以被称为宇宙网的稀释气体网络的形式存在。其中一些气体通过紫外线吸收线研究检测到，但一半的气体仍未检测到。结构增长模拟表明，这些“失踪”的重子在非维里化的宇宙细丝中被冲击加热到10^5.5 ~ 10^7 K的温度，并且气体在化学上被星系超级风富集。在这个温度范围内的大多数气体只能通过X射线观测，通过C、N和O的类He和H线离子的吸收和发射来检测。这份白皮书表明，像IXO这样的X射线望远镜可以测试宇宙网最核心的预测：气体质量随温度的分布;气体的动力学及其与附近星系的关系;以及宇宙网材料的拓扑结构。
2009-06-26 astro-ph.CO
How galaxies populate haloes in very low-density environments? An analysis of the Halo Occupation Distribution in cosmic voids
有证据表明，暗物质晕的性质可能会随着大尺度环境的变化而变化。通过研究宇宙空洞中的晕占据分布，有可能获得有用的信息，从而阐明这一主题。由于这些地区的极端环境，这些地区的晕和星系的形成历史可能与全球的行为不同。我们使用两个公共访问的模拟星系目录构建不同的方法：半解析模型和流体动力学模拟。在这两个，我们确定宇宙空洞，我们测量这些地区内的晕占领分布不同的绝对星等阈值。我们比较这些测定与整体结果，我们研究的依赖性的不同特征的空隙。此外，我们还分析了空洞内晕的恒星含量和形成时间，并讨论了一般晕布居结果。在空洞内，我们发现一个显着不同的晕占据分布相对于一般的结果。这在所探索的所有绝对星等范围内都存在。我们没有得到任何迹象的变化有关的空隙特性表明，影响只取决于大规模环境的密度。此外，我们发现，恒星的质量含量也不同的空隙，其中主机晕与质量较小的中央星系（10%）以及卫星显着较低的恒星质量含量（30%）。最后，我们发现一个轻微的差异的形成时间的晕是年轻的空隙比平均人口。这些特征表明，填充空洞的晕有不同的形成历史，导致晕占据分布发生显着变化。
2020-03-13 astro-ph.CO
Polarized accretion shocks from the cosmic web
在最大的尺度上，星系被引力拉在一起形成星系团，星系团由细丝连接，形成网状图案。从这个宇宙网中预测了射电辐射，它应该起源于宇宙结构周围的强吸积激波。我们提出的第一个观测证据表明，费米型加速从强冲击周围的细丝的宇宙网络，以及在外围的低质量集群，是在宇宙中工作。使用全天射电图和叠加在集群和灯丝，我们已经检测到的同步辐射与偏振分数>= 20%，这是最好的解释，由组织的本地磁场强冲击波在集群外围和集群之间的偏振签名。我们的解释是很好的支持与国家的最先进的宇宙学模拟的详细比较。
2023-02-16 astro-ph.CO
Secondary halo bias through cosmic time I: Scaling relations and the connection with the cosmic web
本研究利用UNIT模拟测量次级晕偏置信号，发现其源于非局域环境属性，潮汐场和局部马赫数信号最显著，并提出个体偏置赋值用于生成模拟目录和分析大型星系数据。
2024-02-10 astro-ph.CO
Wavelet analysis of the formation of the cosmic web
根据现代宇宙学范式，星系和星系系统是由宇宙演化的早期阶段产生的微小密度扰动形成的。利用数值模拟，我们研究了不同尺度的密度扰动相位的演化，以了解宇宙网的形成和演化。我们应用小波分析来跟踪宇宙网高密度区域（团簇和超团簇）的演化。我们发现，密度波的最大值和最小值的位置（它们的空间相位）几乎不改变的结构的演变过程中。扰动的波长越大，密度扰动极值的位置越稳定。结合观测和模拟数据，我们得出结论，宇宙网的骨架已经存在于结构演化的早期阶段。
2011-12-11 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
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
Cosmic Web Classification through Stochastic Topological Ranking
提出 ASTRA 随机拓扑排序算法，利用星系与随机点对空洞、片状、纤维和结点结构进行概率分类，并在模拟和 SDSS 数据中验证其有效性。
2025-07-28 astro-ph.CO
The Network Behind the Cosmic Web
宇宙网的概念，将宇宙视为一组由引力结合在一起的离散星系，在宇宙学中根深蒂固。然而，人们对最有效的结构和底层网络的特征知之甚少。在这里，我们将探索七种网络构建算法，这些算法使用各种星系属性，从它们的位置到它们的大小和相对速度，将网络分配给模拟和观测提供的星系分布。我们发现，一个模型只依赖于空间接近提供了最好的物理特性之间的相关性连接的星系。我们表明，从模拟和观测中生成的网络的属性是相同的，揭示了宇宙网的深刻普遍性。
2016-04-13 astro-ph.CO
Mass reconstruction and noise reduction with cosmic-web environments
研究星系聚集中的随机性问题，提出利用暗物质晕的宇宙网环境信息结合线性偏置，有效降低两点统计中的随机性，显著提升信号噪声比，且与暗物质晕质量信息互补。
2024-03-23 astro-ph.CO
Configuration entropy of the Cosmic Web: Can voids mimic the dark energy?
我们提出了一个替代的物理机制来解释所观察到的宇宙加速膨胀的基础上的宇宙网的配置熵及其演变。我们表明，在宇宙网络中的片，丝和集群作为汇，而作为信息的来源的空隙。宇宙速度场的微分熵随时间而增加，同时也是熵的来源。非线性结构的增长和宇宙网络的出现可能导致这样一种情况，即汇处信息的总体耗散率将主导来自源的信息的生成率。因此，宇宙要么需要分散过密的非线性结构，要么需要加速欠密空隙的膨胀，以防止违反热力学第二定律。由于引力的吸引性质，片层、细丝和簇的分散不是一个可行的选择，但是在空隙处的排斥和向外的特殊引力加速度使得更容易以加速的速率拉伸它们。我们认为，宇宙网内部空洞的加速膨胀可能模仿了暗能量的行为。
2019-03-12 astro-ph.CO
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
