Filaments and sheets of the warm-hot intergalactic medium
在宇宙学结构形成的背景下形成的细丝，不仅应该以WHIM的形式容纳大多数低红移的重子，而且还通过冷蒸汽为形成中的星系提供大量的冷气体。为了深入了解这些结构的水力和水力特性，我们进行了一系列的水动力模拟。而不是分析广泛的模拟宇宙学结构的形成，我们模拟某些定义明确的结构，并研究不同的物理过程的影响，以及规模的依赖性。在本文中，我们继续我们的工作从Klar & München（2010），并扩展我们的模拟到三维。我们现在得到的不是饼状结构，而是由明确定义的片层、细丝和气体晕组成的结构。我们使用一组模拟，参数化的初始扰动L的长度，以获得详细的信息，气体的状态及其内部的灯丝演变。当L > 4 Mpc时，我们得到了被吸积激波完全限制的细丝.此外，它们表现出等温核心，其温度通过由于UV背景的辐射冷却和加热来平衡。这表明在多相结构上的介质温度WHIM。我们得到这个核心的主要数量的标度关系。在光环附近，暗条的核心可以归因于宇宙学流体模拟中发现的冷流。热传导可导致冷流的完全蒸发，L > 6 Mpc/h。这对应于质量大于M_halo = 10^13 M_Sun的晕，这意味着更大质量星系中的恒星形成不能由冷流提供。对于尺度L > 6 Mpc/h的扰动，暗条不再表现出冷核。
2012-03-08 astro-ph.CO
Towards the statistical detection of the warm-hot intergalactic medium in inter-cluster filaments of the cosmic web
对结构形成的现代分析预测，宇宙纠缠在暗物质和扩散重子的“宇宙网”中。这些理论进一步预言，在低z时，相当一部分重子将被激波加热到$T \sim 10^{5}-10^{7}$ K，产生一种温热的星系际介质（WHIM），但其实际存在还没有得到可靠的观测证实。我们提出了一个新的实验来检测WHIM，通过瞄准假定的纤维连接星系团。我们利用HST/COS观测到一条显著的类星体视线，它从连接7个红移为$0.1 \le z \le 0.5$的独立星系团对的7个星系团间轴穿过$Δd = 3$ Mpc。我们发现总HI，窄HI（NLA;多普勒参数$b<50$公里/秒），宽HI（BLA; $b \ge 50$公里/秒）和OVI吸收线的初步过剩的静止帧速度$Δv \lesssim 1000$公里/秒的集群对红移，相应的$\sim 2$，$\sim 1.7$，$\sim 6$和$\sim 4$倍，分别其字段的预期。虽然过剩的OVI可能来自气体接近个别星系，我们得出结论，大多数的过剩的NLA和BLA是真正的星系际。我们发现，覆盖分数，$f_c$，BLA接近集群对是$\sim 4-7$倍高于随机期望（在$\sim 2 σ$ c.l.），而NLA和OVI的$f_c$没有显著增强。我们认为，一个更大的相对过剩的BLA相比，那些NLA接近集群对可能是一个签名的WHIM在集群间的灯丝。通过将目前的分析扩展到数十个视线，我们…
2015-10-13 astro-ph.CO
A detailed view of filaments and sheets in the warm-hot intergalactic medium. I. Pancake formation
数值模拟预测，在红移z ~ 0处失踪的重子中有相当一部分位于所谓的温热星系际介质（WHIM）中。WHIM的细丝和薄片具有高温（10^5 - 10^7 K）和高电离度，同时只有低到中等密度。WHIM结构的特殊物理条件，如密度和温度分布，速度场，预计会留下他们的特殊印记光谱观测。为了进一步了解这些条件，我们进行流体动力学模拟的WHIM。而不是分析宇宙学结构形成的大型模拟，我们模拟特定的定义明确的结构，并研究不同的物理过程以及尺度依赖性的影响。我们从一维坍缩（煎饼）的综合研究开始，并研究辐射冷却，加热由于紫外线背景和热传导的影响。我们研究了根据初始宇宙学功率谱给出的小尺度扰动的影响。如果初始扰动长度尺度L超过~ 2 Mpc，坍缩将导致激波约束结构。由于辐射冷却和由于UV背景加热的结果，在一维情况下形成相对冷且致密的核。核心的性质（延伸、密度和温度）与L相关。对于较大的L，芯尺寸更加集中。热传导增强了这种趋势，甚至可能导致芯的蒸发。我们的估计预测，一个核心可能开始蒸发的扰动长度大于L ~ 30 Mpc。原型WHIM结构的密度和温度所获得的详细配置文件允许由WHIM的可能的光谱特征的确定。
2010-11-16 astro-ph.CO
Statistical Techniques for Detecting the Intergalactic Magnetic Field from Large Samples of Extragalactic Faraday Rotation Data
河外射电源旋转测量网格已广泛应用于宇宙磁学研究。但是，它们在探索星系细丝中的星系际磁场（IGMF）方面的潜力还不清楚，因为其他法拉第旋转介质，如射电源本身、居间星系和我们银河系的星际介质都是重要的贡献者。我们研究的统计技术，用于区分法拉第旋转的灯丝从其他来源的法拉第旋转在未来的大规模调查的无线电极化。我们考虑一个30度乘以30度的视场朝向南银河系极点，而在目前和未来的观测中检测到的源的数量不同。我们选择位于高红移的源，并且没有观察到去偏振和光学吸收系统，以便减少来自源和居间星系的RM贡献。据发现，高通滤波器可以令人满意地减少来自银河系的RM的贡献，因为这个组件的角尺度对高银河系纬度将远远大于预期的IGMF。目前的观测还没有提供足够的源密度，以便能够估计细丝的RM。然而，从拟议的方法与即将进行的调查，我们预测显着的残差RM应归因于长丝。IGMF的预测结构下降到0.1度的规模应该是可观察的SKA的数据，如果我们实现的视线不包含干预星系和RM误差小于几个rad m-2的源的选择。
2014-06-17 astro-ph.CO
Constraints on Large-Scale Magnetic Fields in the Intergalactic Medium Using Cross-Correlation Methods
星系际介质中的大尺度相干磁场被认为在宇宙网的形成和演化以及大尺度反馈机制中起着关键作用。然而，它们在理论上是非常弱的，在纳米高斯范围内。为了寻找这些弱磁场的统计特征，我们在$z > 0.5$和$0.1 < z< 0.5$的大尺度结构的1742个射电星系的法拉第旋转测量之间进行了互相关，由1800万个光学和红外前景星系跟踪。在不确定度限度内未检测到显著相关信号。我们能够确定模型相关的$3 σ$上限的平行分量的平均磁场强度的灯丝在星系际介质的$\sim 30 \ \mathrm{nG}$之间的$1$和$2.5 \ \mathrm{Mpc}$的相干尺度，对应于一个平均上限RM增强$\sim 3.8 \ \mathrm{rad/m^{2}}$由于灯丝沿所有探测视线。这些上限与以前使用其他技术发现的上限是一致的。我们的方法可用于进一步约束星系际磁场与即将到来的未来无线电极化调查。
2021-03-22 astro-ph.CO
Detection of pure warm-hot intergalactic medium emission from a $7.2$ Mpc long filament in the Shapley supercluster using X-ray spectroscopy
本研究通过Suzaku和XMM-Newton观测，首次在沙普利超星系团一条7.2 Mpc长的原始纤维中实现纯温热星系际介质的X射线光谱探测，测得的气体参数与宇宙学模拟一致，为解决宇宙重子缺失问题提供关键观测证据。
2025-06-17 astro-ph.CO astro-ph.HE
Exploring the Intergalactic Magnetic Field by Means of Faraday Tomography
揭示星系丝中的星系际磁场（IGMF）是现代天文学中一个非常重要而又具有挑战性的课题。为了从河外射电源的旋转测量（RM）中探测IGMF，我们需要分离由于其他来源（如源，干预星系和我们的银河系）引起的RM。在本文中，我们讨论的观测策略分离的法拉第层析成像（法拉第RM合成）。我们考虑通过银河系和宇宙网观察单个射电源，如射电星系或类星体。然后，我们将观察结果与另一个具有小角距的相邻源的观察结果进行比较。我们的模拟与简单的模型的来源表明，这将是不容易检测到RM由于IGMF的订单~ 1 rad/m/m，通过一个单一的灯丝IGMF的预期值。与此相反，我们发现，至少~10 rad/m/m的RM可以检测到SKA或其探路者/前体，如果我们实现理想的源的选择。这些结果将得到改善，如果我们将分解技术，如RMCLEAN和QU拟合。我们讨论的情况下，复杂的银河系的排放，以及与观测噪声和射频干扰的影响的战略的可行性。
2014-03-03 astro-ph.CO
The Abell 3391/95 galaxy cluster system: A 15 Mpc intergalactic medium emission filament, a warm gas bridge, infalling matter clumps, and (re-) accelerated plasma discovered by combining SRG/eROSITA data with ASKAP/EMU and DECam data
我们利用SRG/eROSITA X射线、ASKAP/EMU射电和DECam光学观测系统对相互作用的星系团系统A3391/95周围15平方度区域进行了观测，研究了星系团外围和暗条中的温热气体、周围的大尺度结构及其形成过程。我们的意见，从宇宙流体动力学模拟的Magneticum套件的期望。我们追踪了主星系团的不规则形态，从它们的中心到远超过它们的特征半径$r_{200}$的暖热气体。在两个主要的星系团系统之间，我们观察到一个发射桥;由于eROSITA独特的软响应和大视场，我们发现了温暖气体的诱人线索。检测到物理上围绕系统的几个物质团块。对于“北丛”，我们提供的证据表明，它是下降到A3391的热气形态和射电瓣结构的中央活动星系核。eROSITA探测到的许多扩展源都是已知的星系团或背景中的新星系团，包括红移z=1的已知SZ星系团。在A3391的维里半径$r_{100}$以北发现了一条发射灯丝，它连接着北星系团，并在A3395以南向另一个星系团延伸。这条连续的暖-热发射灯丝的总投影长度为15 Mpc，在整个eROSITA观测中几乎达到4度。DECam星系密度图显示了相同区域的星系密度过高。新的数据集提供了令人印象深刻的确认理论上预期的结构形成过程在单个系统的水平上，包括周围的温暖-热星系际介质分布相比，Magneticum模拟。我们的空间分辨结果表明，重子确实居住在大尺度的温暖，热的气体细丝…
2020-12-15 astro-ph.CO astro-ph.HE
Fisher Analysis on Wide-Band Polarimetry for Probing the Intergalactic Magnetic Field
我们调查的能力正在进行的射电望远镜探测法拉第旋转测量（RM）由于星系际磁场（IGMF）在宇宙的大尺度结构，预计将是$O(1) {\rm rad/m^2}$。我们考虑一个紧凑的无线电源，如类星体背后的扩散源，如银河系的偏振观测，并计算斯托克斯参数$Q$和$U$假设一个简单的模型的法拉第色散函数的高斯形状。然后，我们进行Fisher分析，估计预期误差的模型参数从QU拟合的偏振强度，占澳大利亚平方公里阵列探路者，低频阵列，和巨型米波射电望远镜的灵敏度和频带。最后，我们研究了检测IGMF所需的源强度的条件。我们的分析表明，QU拟合是有希望的宽带偏振测量，探索RM由于IGMF的星系丝。
2013-08-26 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
Cosmic filament spin -- I: a comparative study in observation
本文通过比较不同纤维丝识别算法和星系巡天数据，研究宇宙纤维丝自旋信号的可靠性，发现当纤维丝主干视角大于80度时可探测到自旋信号，且该信号受视角、动力学温度及红移空间畸变效应影响。
2025-05-06 astro-ph.CO
Measuring cosmic filament spin with the kinetic Sunyaev-Zel'dovich effect
星系际暗条的自旋已经通过模拟得到了预测，并得到了星系红移观测中红移空间暗条形状的初步证据的支持：通常，暗条在其轴的一侧发生红移，而在另一侧发生蓝移。在这里，我们调查是否灯丝自旋可以有一个可测量的动力学Sunyaev-Zel'dovich（kSZ）信号，从CMB光子被散射移动电离气体，这种纯速度信息是互补的灯丝红移空间形状。我们建议结合星系红移巡天和宇宙微波背景实验来测量kSZ偶极子。我们的S/N分析首先基于现有的灯丝目录，并结合普朗克数据。然后，我们调查的可探测性的kSZ偶极子使用DESI或SKA-2与下一阶段的CMB实验相结合。我们发现，气体晕的灯丝星系共同旋转的灯丝诱导一个更强的kSZ偶极子信号比从弥漫的对流气体，但这两个信号似乎太小，在近期的调查，如DESI+未来的CMB实验检测。但SKA-2与未来CMB实验的结合可以提供超过10个$σ$的检测。增益主要来自增加的面积重叠和增加的灯丝数量，但在未来的CMB实验中，低噪声和高分辨率对于捕获来自天空中小灯丝的信号也很重要。这些信号的成功探测将有助于发现大尺度结构中的重磁效应，并进一步加深我们对宇宙网中重子的认识。
2022-12-28 astro-ph.CO
A filament of dark matter between two clusters of galaxies
冷暗物质（CDM）宇宙学模型一致性地预言星系团生活在大尺度结构的交叉处。这个“宇宙网”的线状结构已经被星系红移观测追踪了几十年。最近，在辐射和吸收中观察到了位于低红移暗条中的温热星系际介质（WHIM）。然而，对潜在的暗物质骨架（应该包含一半以上的物质）进行可靠的直接探测仍然是难以捉摸的，因为早期的候选探测要么是伪造的，要么是低信噪比和暗物质和发光物质的非物理性错位。在这里，我们报告的检测暗物质细丝连接的两个主要组成部分的阿贝尔222/223超星系团系统从其弱的引力透镜信号，无论是在非参数质量重建和参数模型拟合。这条暗条与超星系团的密度过高和弥散的软X射线辐射相一致，它所贡献的质量相当于超星系团总质量中的另一个星系团。结合X射线观测结果，我们将灯丝中的热气体分数（X射线发射气体的质量除以总质量）的上限定为0.09。
2012-07-03 astro-ph.CO
Spin conservation of cosmic filaments
宇宙细丝是宇宙中最大的坍缩结构。最近的观测和模拟都推断宇宙细丝具有相干的角动量（自旋）。在这里，我们使用细丝发现者来识别宇宙学模拟中的结构，并研究它们的物理起源，这是很好地描述了其拉格朗日对应区域的原始潮汐力矩-原丝。这个初始角动量在统计上保持了它们的方向，直到低红移。我们进一步表明，自旋重建方法可以预测细丝的自旋，并可能将它们的自旋与宇宙的初始条件联系起来。这种相关性提供了一种新的方式来约束和获得宇宙初始扰动的额外信息。
2022-04-01 astro-ph.CO
A survey of the thermal and non-thermal properties of cosmic filaments
本文采用统一网格分辨率的{ \enzo }宇宙学磁流体动力学模拟方法，研究了不同重子物理和磁生作用方案下宇宙细丝的性质.我们利用基于等体积的算法来识别细丝，并从模拟体积中的气体质量密度的连续分布确定其属性。在我们的体积中的细丝的全球（例如，质量，大小，平均温度和磁场强度，封闭重子分数）和内部（例如，密度，温度，速度和磁场配置文件）的属性计算跨越几乎四个数量级的质量。包括在非引力物理过程（辐射冷却，恒星形成，反馈从恒星形成区和活动星系核），以及在播种方案磁场（早期磁化原始过程与后来播种的星系）的变化，使我们能够研究大规模的热力学和磁性质的温暖，热星系际介质（WHIM）与前所未有的细节。我们展示了非引力物理学对细丝的全球物理性质的影响是适度的，除了细丝中星系周围的致密气体环境。相反，磁性能的WHIM在灯丝被发现显着不同的播种方案被认为是。我们研究了星系大小的晕和它们的宿主细丝之间的相关性，以及晕和它们所在的局部WHIM之间的相关性。报告了重要的一般统计趋势。
2019-03-20 astro-ph.CO
A stochastic forward model for the intergalactic dispersion-measure distribution of Fast Radio Bursts
University of Cape Town（开普敦大学）；African Institute for Mathematical Sciences（非洲数学科学研究所）；National Institute for Theoretical and Computational Sciences (NITheCS)（国家理论与计算科学研究所）；Universidade Federal de Ouro Preto（欧罗普雷图联邦大学）；INAF – Osservatorio Astronomico di Trieste（意大利国家天体物理研究所的里雅斯特天文台）；IFPU – Institute for Fundamental Physics of the Universe（宇宙基础物理研究所）；Universidade Federal do Espírito Santo（圣埃斯皮里图联邦大学）
针对快速射电暴的星系际色散量分布，提出半解析随机前向模型\turbofrb，经IllustrisTNG基准校准，匹配度高，可用于量化FRB宿主超出事件并恢复$H_0$。
2026-08-19 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.IM
A general explanation on the correlation of dark matter halo spin with the large scale environment
模拟和观测都发现，晕/星系的自旋与大尺度环境有关，特别是在暗条中晕的自旋翻转。至今仍缺乏一个在不同环境中晕旋演化的一致性图像。通过N体模拟，我们发现晕自旋随其环境从片到团不断演化，并且在丝和节点中都发生了晕自旋的翻转。对于暗条的翻转，可以用晕的形成时间和环境从片层到暗条的迁移时间来解释。对于低质量晕，它们先形成片层，然后迁移成丝，因此它们在丝内的质量和自旋增长都较低，并且初始自旋仍然平行于丝。对于大质量晕，它们首先迁移到暗条中，并且它们的质量和自旋增长大部分在暗条中获得，因此所产生的自旋垂直于暗条。我们的结果很好地解释了冷暗物质模型中宇宙网的整体演化，并且可以用高红移数据进行检验。这种情况也可以用暗物质的替代模型来测试，例如暖/热暗物质，其中结构形成将以不同的方式进行。
2017-03-14 astro-ph.CO
Galaxy spin alignment in filaments and sheets: observational evidence
众所周知，镓的性质受其环境的影响。一个重要的问题是它们的角动量如何反映周围的宇宙网络。我们使用的SDSS调查的螺旋和椭圆星系相对于周围的丝/片取向的自旋轴。为了检测细丝，使用具有相互作用的标记点过程（“Bisous模型”）。通过检测“扁平”细丝来发现薄片。椭圆星系的短轴被发现是优先垂直于主机丝。一个弱的相关性被发现与床单。这些发现与椭圆星系是通过合并形成的观点是一致的，合并主要发生在暗条上。螺旋星系的自旋轴被发现与主灯丝对齐，螺旋自旋和片法线之间没有相关性。当检查作为一个函数的距离，从灯丝轴，一个更强的相关性被发现在外部，这表明该对齐是由层流的气体从片到灯丝的下降。与数值模拟结果相比，我们的结果表明，DM晕和星系自旋之间的联系并不简单。我们的研究结果提供了一个重要的输入了解星系如何获得它们的角动量。
2013-09-02 astro-ph.CO
The detection of the imprint of filaments on cosmic microwave background lensing
星系红移巡天，如2dF、SDSS、6df、GAMA和VIPERS，已经显示物质的空间分布形成了一个丰富的网络，称为宇宙网。大多数的星系巡天分析测量星系集群的幅度作为尺度的函数，忽略了除了少数汇总统计之外的信息。由于物质密度场在重力作用下随着结构的演变而变得高度非高斯，我们希望该场的其他统计描述能为我们提供更多信息。研究非高斯性的一种方法是研究细丝，细丝从原始宇宙中产生的初始密度波动非线性演化而来。在我们的研究中，我们报告的第一个探测到的宇宙微波背景（CMB）的灯丝透镜，我们应用零测试，以确认我们的检测。此外，我们提出了一个唯象模型来解释检测到的信号，我们测量细丝如何跟踪大尺度上的物质分布，通过细丝偏置，我们测量为1.5左右。我们的研究为理解星系形成的环境依赖性提供了一个新的范围。将来，对透镜效应和Sunyaev-Zel'dovich观测结果的联合分析可能会揭示“失踪重子”的性质，这些重子是存在于星系际介质中的绝大多数气体，迄今为止，大多数观测都没有发现。
2019-03-28 astro-ph.CO
Spin alignments within the cosmic web: a theory of constrained tidal torques near filaments
宇宙网的几何形状在一定程度上驱动了星系的自旋获取。这可以在拉格朗日框架中解释，通过识别与自旋获取相关的原始高斯随机场内的特定长波长相关性。潮汐扭矩理论是在这种各向异性环境的背景下重新审视，偏置的存在下，在一个墙壁内的细丝。其中，双曲型鞍点过程最有效地表示了这一点。潮汐张量和惯性张量之间的约束错位在惯性鞍型附近简单地解释了自旋方向的分布。这种错位意味着特别是一个方位角取向的自旋质量较大的星系和自旋对齐的灯丝质量较小的星系。这种预测被发现是在定性协议与测量高斯随机场和N体模拟。它将过渡质量与鞍的几何形状联系起来，并相应地预测其测量的非线性质量的标度。星系形成和弱透镜的影响进行了简要的讨论，因为是在墙上的自旋对齐的对偶理论。
2015-07-10 astro-ph.CO
The signature of the Warm Hot Intergalactic Medium in WMAP and the forthcoming PLANCK data
利用对数正态概率密度函数描述弱非线性物质密度场，计算了温热星系际介质与宇宙微波背景温度各向异性图之间的互相关。我们在威尔金森微波各向异性探测器测量的数据中寻找这种贡献。我们使用一个模板的投影物质密度重建从两微米全天红移巡天作为电子分布的示踪剂。细丝的空间分布模型使用最近发展的增广拉格朗日微扰理论。在这里考虑的尺度上，重建的密度场很好地描述了假设的对数正态分布函数。我们预测互相关将具有$0.03-0.3μ$ K的幅度。测量值接近于$1.5μ$ K，与模板中的结构和温度各向异性数据中的结构之间的随机对准相容。使用W1差分程序集来消除这种系统性，给出了由银河前景主导的剩余相关。普朗克可以检测到温暖-热介质，如果它是很好的跟踪密度场重建星系调查。217 GHz信道将允许消除杂散贡献，并且其大的频率覆盖范围可以显示从频谱的瑞利-金斯到维恩部分的符号变化，这是热Sunyaev-Zeldovich效应的特征。
2013-04-11 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
Boundless baryons: how diffuse gas contributes to anisotropic tSZ signal around simulated Three Hundred clusters
本研究基于The Three Hundred Gizmo-Simba模拟，分析弥散星系际气体对星系团周围各向异性tSZ信号的贡献，发现其在远场贡献25-60%的信号，且结果依赖气体定义，为未来相关观测提供指导。
2023-06-12 astro-ph.CO
Magnetising the Cosmic Web during Reionisation
证据一再表明，宇宙片，细丝和空隙今天可能被大量磁化。然而，星系际介质中磁场的起源目前还不确定。我们讨论了一个磁机制的基础上交换的动量硬光子和电子之间的非均匀星系际介质。在再电离时期，在电离源附近操作，它能够在与电离源之间的距离相当的尺度上产生相关强度的磁种子。此外，当考虑到所有电离源的贡献和气体不均匀性的分布时，在再电离结束时，它会导致一个磁化水平，该磁化水平可以解释宇宙网络中当前的磁场强度。
2018-11-22 astro-ph.CO
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
Filaments of the radio cosmic web: opportunities and challenges for SKA
探测宇宙网中弥漫的气体成分仍然是一项艰巨的挑战。在这项工作中，我们研究了同步辐射从宇宙网模拟SKA 1的观测，这可以代表一个基本的探测温暖，热的星系际介质。我们研究起源于相对论电子的无线电发射周围的宇宙细丝的冲击加速，假设扩散冲击加速和（未知的）大尺度磁场的功能。如果磁场与热气体处于$\sim 10$百分比均分的水平，对应于模拟中质量最大的细丝的$\sim 0.1 μG$，那么宇宙网中大（$>10 \rm Mpc$）细丝的最亮部分的探测应该在SKA 1-LOW的范围内。在用SKA 1-LOW进行为期两年的巡天期间，这将使我们能够首次探测射电宇宙网的“冰山一角”，并使SKA成为研究大尺度结构中宇宙磁性起源的有力工具。另一方面，SKA 1-MID和SKA 1-SUR似乎不太适合在低红移（$z \leq 0.4$）的科学案例，由于缺少短基线和随之而来的缺乏与暗条相关的大尺度亮度波动的信号。在这种情况下，只有非常长的曝光时间（$\sim 1000$ hr）才能检测到SKA 1-SUR PAF波段1视野中的$\sim 1-2$灯丝。
2015-01-01 astro-ph.CO
The intergalactic magnetic field probed by a giant radio galaxy
宇宙学模拟预测，星系际磁场（IGMF）遍布宇宙的大尺度结构（LSS）。测量IGMF对于确定其起源（即原始或其他）很重要。利用LOFAR两米巡天（LoTSS）的数据，给出了红移为$z = 0.34$、大小为3.38 Mpc的巨型射电星系J1235+5317的法拉第旋转测度（RM）和去偏振特性.我们发现$2.5\pm0.1$ rad/m $^2$的叶之间的平均RM差异，除了~0.1 rad/m $^2$的小尺度RM变化。从一个目录的LSS灯丝的基础上光学光谱观测在当地的宇宙中，我们发现了一个多余的灯丝相交的视线只有一个叶。将整个RM差异与这些LSS细丝相关联导致气体密度加权IGMF强度为约0.3 μG。然而，直接比较与宇宙学模拟的RM的贡献，从LSS细丝给出了一个低的概率（~5%）的RM的贡献大到2.5 rad/m $^2$，IGMF强度的情况下，10至50 nG。很可能来自银河系的RM的变化（在11'尺度上）对平均RM差异有很大的贡献，需要更密集的RM网格来更好地限制这种贡献。总的来说，这项工作证明了LOFAR望远镜探测IGMF微弱特征的潜力。未来的研究，成千上万的来源与高精度RM从LoTSS，将使更严格的限制IGMF的性质。
2018-11-19 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
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
The Hierarchical Nature of the Spin Alignment of Dark Matter Haloes in Filaments
宇宙细丝和壁中的暗物质晕的自旋矢量（平均）与它们的主体结构一致。虽然在墙壁中的晕对齐与他们的质量独立的壁的平面，晕丝呈现质量依赖性的两个政权的取向。在这里，我们表明，过渡质量决定的变化，在对齐制度（从平行到垂直）取决于层次水平的光环位于，反映了宇宙网络的层次性质。通过明确地暴露这种层次结构，我们能够识别细丝网络的不同组件对自旋对准信号的贡献。我们讨论了一个统一的图片来描述在灯丝和墙壁的一致性与以前的结果和我们的研究结果的基础上的两个阶段的角动量采集，首先通过潮汐扭矩，后来通过各向异性的质量吸积的晕对齐。宇宙结构的分层识别和表征是用一种新的多尺度形态滤波器实现的。MMF-2（这里介绍的）在鲁棒性方面和明确描述宇宙网络元素之间的层次关系方面比其前身有了显着的改进。
2013-03-07 astro-ph.CO
On the amplification of magnetic fields in cosmic filaments and galaxy clusters
在结构形成过程中，原始磁场通过小尺度湍流发电机的放大可能能够解释在星系团中观察到的磁场。更纤细的大尺度结构（如宇宙细丝）的磁化强度更不确定，因为数值模拟实现所需的动态范围具有挑战性。在这项工作中，我们提出了磁流体动力学的宇宙学模拟大均匀网格上的原始种子场的放大研究在集群内介质（ICM）和在温暖的热星系际介质（WHIM）。在ICM中，我们证实，结构形成引起的湍流可以产生显着的发电机放大，即使放大比其他论文中报道的要小。在WHIM内细丝，我们没有观察到显着的发电机放大，即使我们实现了$R_{\rm e} \sim 200-300$的雷诺数。对于大的纤维的最大放大是$\sim 100$的数量级的磁能，对应于从$10^{-10}$ G的原始弱场开始的几个$\sim \rm nG$的典型场（共动）。为了启动一个小规模的发电机，我们发现，在整个星系团维里半径的$\sim 10^2$分辨率元素的最低限度是必要的。在细丝中，我们找不到启动发电机的最小分辨率。这是由于WHIM中的超音速运动在触发螺线管模式和磁场结构的小尺度扭曲方面效率低下。这么小的磁场将使无线电观测中很难检测到细丝。
2014-10-23 astro-ph.CO
Swirling around filaments: are large-scale structure vortices spinning up dark halos?
对暗物质的运动学分析和流体动力学模拟表明，大尺度结构中的涡度大多局限于它们的细丝，并主要与细丝对齐，相对于随机取向，涡度与细丝方向之间的夹角小于60度的概率超过20%。这些细丝的截面通常被划分为具有相反涡度符号的四个象限，这是由源自相邻壁的多个流引起的。嵌入在这些细丝中的晕的自旋始终与任何晕质量的涡度对齐，对于最大质量的结构具有更强的对齐，超过165%.On大尺度的概率，绝热/冷却流体动力学模拟显示气体中的涡度与暗物质中的涡度相同。因此，宇宙网中流动的全局几何形状与这种大尺度相干性引起的较小晕的自旋获取在性质上是一致的，正如Codis等人（2012）所论证的那样。实际上，二次各向异性的下落（起源于这些低质量晕形成的富含漩涡的细丝）主导了这些晕的角动量预算。从对齐到正交的过渡质量与具有给定极性的给定多流区域的大小有关。这种转变可能与标准的潮汐扭矩理论，如果后者是扩大，以占壁和细丝的较大尺度的各向异性环境，调和。
2014-12-08 astro-ph.CO
WHIM-hunting through cross-correlation of optical and SZ effect data in the Virgo cluster filaments
本研究利用光学和SZ效应数据交叉相关分析在室女座星系团纤维状结构中搜寻温热星际介质信号，虽信号微弱，但在3σ置信水平下获得了与模拟一致的WHIM密度上限。
2023-03-10 astro-ph.CO
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
Intergalactic magnetism in a gamma-ray beam as a model of Porphyrion
本文利用 Porphyrion 系统在伽马射线中的未探测结果，估计其喷流共动磁场强度下限约为 10 nG，并提出该系统可能追踪活动星系核发出的甚高能伽马射线束，从而同时解释标准射电喷流情景中的多个异常。
2024-11-03 astro-ph.CO astro-ph.HE
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
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
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
Revision of upper bound on volume-filling intergalactic magnetic fields with LOFAR
本研究利用 LOFAR 两米巡天的法拉第旋转测量数据，推导出宇宙大尺度结构空洞中体积填充型磁场的改进上限，比先前界限提升一个数量级，且对暴胀起源的标度不变磁场的约束优于宇宙微波背景各向异性分析。
2024-12-19 astro-ph.CO astro-ph.HE
The Hot and Energetic Universe: The missing baryons and the warm-hot intergalactic medium
宇宙大尺度结构的主干是由宇宙尺度上的过程和占主导地位的暗物质的引力相互作用决定的。然而，移动的重子群体塑造了这些结构的外观。理论预测，大多数重子存在于连接星系群和星系团的巨大的非维里化结构中，但目前缺乏观测证据。由于大多数重子都被认为存在于大尺度、热而稀的气相中，X射线为我们提供了理想的工具来推进我们的理解。雅典娜+X射线积分场装置的观测将揭示重子活跃种群的位置、化学成分、物理状态和动力学。
2013-06-10 astro-ph.CO astro-ph.HE
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
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
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
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
Tetrahedral collapse: a rotational toy model of simultaneous dark-matter halo, filament and wall formation
我们讨论了一个理想化的晕形成模型，其中一个崩溃的晕节点是四面体的，从它的四个面中的每一个突出的细丝，并与连接每对细丝的壁。在这个模型中，细丝在形成时通常是旋转的，当且仅当细丝中有一些旋转时，晕才会旋转。这是“折纸近似”中最简单的可能的全三维晕塌缩，其中空隙是无旋的，并且形成暗物质结构的暗物质片被允许在位置-速度相空间中折叠，但不拉伸（即，其密度不能沿溪流变化）。在整体尺度上，四个暗条方向，以及其他三个量，如暗条自旋，足以确定坍缩的所有性质：晕的形状、质量和自旋;每单位长度的密度和所有暗条的自旋;以及每单位面积的壁的质量。如果细丝是正四面体排列的，细丝的性质遵循简单的定律，让人想起角动量守恒。该模型可能是最有用的在理解相邻星系之间的自旋相关性加入细丝;这些相关性将给出星系之间的内在排列，理解精确的宇宙学弱透镜测量至关重要。
2016-04-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galaxy Group Spin Alignment with Cosmic Filament in the TNG Simulation
基于TNG300-1模拟，研究发现星系群自旋与最近宇宙纤维稳健垂直排列，其强度主要取决于群质量和距纤维距离，并量化了成员星系示踪自旋约38°的错位偏差。
2025-09-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
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
The alignment of satellite systems with cosmic filaments in the SDSS DR12
星系和它们的卫星都是在宇宙网中形成的：宇宙中物质的大规模多尺度分布。已知周围的大尺度结构（LSS）能够影响星系的形成，例如晕或星系的自旋和形状与LSS相关，并且这种相关性取决于晕的质量或星系的形态。在这项工作中，我们使用SDSS DR 12构建的组和细丝目录来研究卫星系统和它们所在的大尺度细丝之间的相关性。我们发现，卫星的分布是显着相关的细丝，即卫星系统的主轴优先与最近的细丝的脊柱对齐。对于系统远离细丝脊柱的情况，发现更强的对准信号，而靠近细丝脊柱的系统显示出明显更弱的对准。我们的研究结果表明，卫星是沿着纤维吸积，这与以前的工作。这种远离暗条脊的情况有助于我们理解暗条的形成以及本宇宙中特殊的卫星分布。
2020-07-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Possible observational evidence that cosmic filaments spin
宇宙中的大多数宇宙结构都是旋转的。虽然宇宙中的结构在各种各样的尺度上形成，从小的矮星系到大的超级星系团，但对这些尺度上角动量的产生知之甚少。我们已经研究了星系的细丝--直径达数亿光年的圆柱形物质卷须--本身也在旋转的可能性。通过将数千个细丝堆叠在一起，并检查星系垂直于细丝轴的速度（通过它们的红移和蓝移），我们发现这些物体也显示出与旋转一致的运动，使它们成为已知具有角动量的最大物体。旋转信号的强度直接取决于视角和灯丝的动态状态。正如从边缘观察旋转的盘状星系最容易测量旋转一样，在类似的几何排列下，暗条旋转也能被清楚地检测到。此外，位于长丝两端的晕圈的质量也增加了纺丝速度。晕的质量越大，探测到的旋转就越多。这些结果表明，角动量可以在前所未有的规模上产生。
2021-06-10 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
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
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
The impact of evolving cosmic filaments on mass and spin evolution of dark matter halos
University of Seoul（首尔大学）；Chungnam National University（忠南国立大学）；Institut d’Astrophysique de Paris（巴黎天体物理研究所）；Kyung Hee University（庆熙大学）
通过追踪宇宙纤维的演化历史，发现纤维对邻近暗物质晕的质量吸积率和自旋取向产生系统性影响，揭示了纤维环境对晕的纯动力学作用。
2026-06-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
