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 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
Cosmic metal invaders: Intergalactic OVII as a tracer of the warm-hot intergalactic medium within cosmic filaments in the EAGLE simulation
目前对热（log T（K）> 5.5）的温热星系际介质（WHIM）的观测状况还不完全。虽然最近通过堆叠大量宇宙网细丝进行的观测已经产生了统计学意义上的探测结果，但对单个物体的直接测量仍然很少。由于缺乏这样的样本，目前无法对由热WHIM组成的宇宙重子内容进行强有力的分析，这可能有助于解决宇宙学上的重子缺失问题。为了改进对失踪重子的搜索，我们使用了EAGLE模拟。我们的目标是了解宇宙网络中高度电离金属的富集和分布。我们检测到的细丝，通过应用Bisous形式主义的模拟星系，其特征在于空间分布以及质量和体积分数的辅助氧和OVII。然后，我们构建了OVII柱密度图，并用Athena X-IFU确定其可检测性。然而，氧气和OVII数密度下降迅速超过维里半径的晕，低于可检测的水平在700千秒差距。因此，只有约1%的长丝体积以可检测的密度填充有OVII。OVII的这种非均匀分布使其用于追踪丢失的重子变得复杂。相反，OVII在光环周围形成狭窄的信封。这种局部性质导致在SDSS灯丝目录中使用Athena X-IFU检测星系际OVII的机会很低（每视线10-20%）。对于来自4 MOST调查的未来长丝样品，机会增加到约50%的水平。尽管如此，根据EAGLE的结果，这不足以最终解决重子缺失的问题，因为它将被限制在晕维里半径的几倍。幸运的是，在热WHIM中，晕周围的体积是密集的，追踪它可以将仍然缺失的重子的…
2023-01-18 astro-ph.CO
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
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
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
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
Automated detection of filaments in the large scale structure of the universe
我们提出了一种新的方法来识别大尺度细丝，并将其应用于宇宙学模拟。使用给定质量以上的晕的位置作为节点示踪剂，我们使用所有剩余暗物质晕的位置和质量来寻找它们之间的细丝。为了检测暗条，第一步是构建连接两个节点的主干，这是由连接非节点晕追踪的最高局部暗物质（DM）密度的类光子路径给出的。细丝质量由表征其骨架的密度和间隙参数定义，并且细丝成员由它们在垂直于细丝的平面中的结合能选择。这种隶属条件与特征轨道时间相关联;然而，如果假设所有细丝都有固定的轨道时间尺度，则所得到的细丝性质仅显示出边际变化，这表明动力学信息的使用对于该方法并不重要。我们测试的方法在模拟中使用大量的晕（$M>10^{14}$ h $^{-1}M_{\odot}$）作为丝节点。由此产生的高品质长丝的主要性能i）它们的长度覆盖高达$\simeq33%$ h $^{-1}$ Mpc的宽范围的值，但大部分集中在低于50 h $^{-1}$ Mpc; ii）它们的厚度峰值分布在$d=3.0$ h $^{-1}$ Mpc处，并且随着长丝长度略微增加; iii）对于$\simeq 10^{14.1}M_{\odot}$节点，它们的节点平均连接到$1.87\pm0.18$细丝;对于$\simeq 10^{14.9}M_{\odot}$节点，这个数目随着节点质量增加而增加到$\simeq 2.49\pm0.28$细丝。
2010-05-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Mergers drive spin swings along the cosmic web
利用宇宙流体动力学模拟（Horizon-AGN）研究了星系合并和星系自旋重定向之间的密切关系。通过合并树的统计分析，我们表明，自旋摆动主要是由合并沿宇宙网的结构，这些事件占大质量星系的首选垂直取向相对于他们最近的灯丝。相比之下，低质量星系（在红移1.5时，M_s<10^10 M_sun）即使有合并，也很少合并，它们的自旋往往与它们的暗条很好地对齐。晕遵循与星系相同的趋势，但对平滑的各向异性吸积表现出更大的敏感性。合并对自旋大小的相对影响对于次要合并和主要合并来说有质的不同：合并（和扩散吸积）通常会增加角动量的大小，但最大质量的主要合并也会产生一群自旋较少的物体。如果没有合并，长期吸积会增加星系的自转，但不会增加晕的自转。它也（重新）调整星系与它们的灯丝。
2014-03-11 astro-ph.CO
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
Filaments within filaments: unraveling the hierarchy of the cosmic web
Universidad de Salamanca（萨拉曼卡大学）；Inter-University Centre for Astronomy & Astrophysics（大学间天体物理中心）；Tata Institute of Fundamental Research（塔塔基础研究所）
本研究针对宇宙丝亚结构未被探索的问题，采用层级重建方案识别亚丝，发现其为统计上不同的结构，为确立宇宙网普遍层级结构提供关键依据。
2026-08-27 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
Dissecting Cosmological Filaments at High Redshifts: Emergence of Spaghetti-type Flow Inside DM Haloes
本研究通过高分辨率放大模拟，解剖高红移宇宙学纤维丝，发现其内部形成意大利面型流，并揭示CGM的多相非平衡特性及纤维丝吸积随红移的演化规律。
2023-12-22 astro-ph.CO 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
NeutralUniverseMachine: How Filaments and Dark Matter Halo Influence the Galaxy Cold Gas Content
本研究利用NUM模型与IllustrisTNG模拟，结合DisPerSE识别宇宙网，发现丝状结构对HI气体影响弱于暗物质晕环境，且趋势随暗物质晕质量反转，而H2含量主要由恒星质量与恒星形成率决定。
2025-02-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Probing the cosmic web: inter-cluster filament detection using gravitational lensing
探测宇宙网络中的暗物质细丝的问题被认为是。弱透镜是暗物质的理想探测器，因此形成了特别有前途的探测方法的基础。我们认为，并开发了一些弱透镜技术，可用于检测细丝在个人或堆叠集群领域，并将其应用到合成透镜数据集的领域集群千年模拟。这些技术是多极矩的剪切和收敛，质量重建，并使用马尔可夫链蒙特卡罗方法参数化拟合细丝质量配置文件。特别是，两个新的灯丝检测技术进行了探讨（多极剪切滤波器和马尔可夫链蒙特卡罗质量配置文件适合），我们概述了能够识别和量化灯丝配置文件所需的数据的质量。我们还考虑了大尺度结构对灯丝检测的影响。我们的结论是，使用这些技术，将有现实的前景，从未来的天基任务的数据检测细丝。本文提出的方法将在未来的探测中对暗物质细丝的识别有很大的用处。
2009-10-14 astro-ph.CO
Detecting filamentary pattern in the cosmic web: a catalogue of filaments for the SDSS
空间大尺度星系分布的主要特征是其复杂的星系丝网络。这个网络由星系位置所覆盖，可以解释为三维点分布。点过程的整体性质可以用不同的统计方法来度量，但这些方法不能直接描述点过程的结构元素。另一方面，大尺度结构的形态是星系分布的一个重要性质。在这里，我们应用一个物点过程的相互作用（Bisous模型）跟踪和提取目前最大的星系红移调查，斯隆数字巡天（SDSS）的附属网络。我们在星系分布中寻找半径约为0.5 Mpc/h的细丝。我们将检测到的网络划分为单纤维，并提供了一个公开的纤维目录。我们研究了长丝的长度分布，并表明最长的长丝达到60 Mpc/h的长度。这些暗条包含了星系总光度的35-40%，它们覆盖了大约5-8%的总体积，与N体模拟和以前的观测结果非常一致。
2013-12-18 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
First detection of stacked X-ray emission from cosmic web filaments
我们报告的第一个统计探测宇宙网丝ROSAT数据中的X射线发射。我们选择了15，165根0.2<z<0.6的细丝，长度从30 Mpc到100 Mpc，在斯隆数字巡天（SDSS）调查中确定。我们将ROSAT的X射线计数率图叠加在暗条周围，排除了质量在3 * 10^13 Msun以上的已分辨星系群和星系团，以及从ROSAT、钱德拉和XMM-牛顿观测中检测到的X射线点源。叠加的信号导致在0.56-1.21 keV的能带中以4.2 sigma的显著性检测到来自宇宙细丝的X射线发射。假设天体物理等离子体发射代码（APEC）模型，该信号被解释为来自平均气体温度为0.9（+1.0-0.6）keV和在灯丝中心的气体过密度为~30的超导核心区域的热气体的发射。此外，我们表明，堆叠的SRG/eROSITA数据仅约2,000灯丝将导致其X射线信号的约5西格玛检测，即使平均气体温度低至约0.3千电子伏。
2020-11-10 astro-ph.CO
Statistical exploration of halo anisotropic clustering and intrinsic alignments with the mass-Peak Patch algorithm
大质量暗物质晕的各向异性或三轴性在很大程度上决定了宇宙网的结构，特别是将晕连接在一起的细丝。在这里，我们调查这样的定向相关性，在质量峰补丁晕目录通过使用球形原晕区域的初始应变张量定向晕。为了超越球平均的两点关联函数的晕，我们使用定向堆栈来计算定向两点相关性：我们明确打破各向同性施加一个局部框架设置的参考晕的应变张量堆叠相邻晕之前。在参考晕的禁区之外，如预期的那样，发现沿着应变张量的主方向的聚类被强烈增强。通过使用球谐函数分解，进一步量化沿灯丝的晕的各向异性聚类。此外，我们计算集群规模的晕主方向相对于他们的邻居的演变，并表明有很强的相关性延伸到非常大的规模。为了提供更适合于观测对抗的计算，我们还利用了一些等效关联函数的二维投影版本。最后，我们表明，多极结构的质量峰补丁晕的各向异性聚类可以定性地捕获在一个分析处理的基础上峰理论。虽然信息量很大，但分析评估涉及广泛使用蒙特卡罗方法，这也是模拟目录所使用的方法，考虑到质量峰斑块质量层次的自适应性质以及与排除与较大晕重叠的较小晕相关的所有非局部复杂性：没有替代品可以替代基于质量峰斑块模拟的定向和各向异性相关性的确定。
2021-03-30 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 maximum extent of the filaments and sheets in the cosmic web: an analysis of the SDSS DR17
细丝和薄片是宇宙网中引人注目的视觉模式。由于这些大尺度结构的结构多样性和复杂性，很难确定它们的最大范围。我们构建了一个体积有限的样本星系在一个立方体区域的SDSS，将其分为更小的子立方体和洗牌。我们量化的三维星系分布的密度阈值的函数的平均平行性和平面性，并将它们与那些从原始数据的洗牌实现。通过改变子立方体的大小，针对不同的混洗长度重复分析。当混洗尺度小于真正的长丝和片材的最大尺寸时，混洗数据中的平均平行度和平面度显示出显著降低。即使在$\sim 130 \,$ Mpc的洗牌尺度下，我们观察到这些统计测量的统计显著减少，表明三维中的长丝和片材可以延伸到这个长度尺度。由于SDSS数据立方体的大小有限，它们可能会扩展到我们的分析所错过的更大的长度尺度。我们希望通过将这种方法应用于未来更深更大的调查来确定这些长度尺度。
2022-12-14 astro-ph.CO
The network analysis of the cosmic web as a tool to constrain cosmology and cosmic magnetism
通过分析宇宙网的网络结构，研究其对宇宙学参数σ_8和原始磁场模型的敏感性，以区分不同宇宙学场景。
2025-11-27 astro-ph.CO
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
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
The accretion of dark matter subhaloes within the cosmic web: primordial anisotropic distribution and its universality
星系的分布在不同的尺度上表现出各向异性，通常被称为星系排列。要了解小尺度上星系排列的起源，必须研究星系在早期宇宙中是如何吸积的，并量化它们在吸积时的原始各向异性。在本文中，我们使用N体模拟研究吸积的暗物质subhaloes，集中在他们的主机晕的形状和方向的质量分布在大规模上，定义使用海森矩阵的密度场。海森矩阵的大/小（e1/e3）特征值定义了大尺度上暗物质的快/慢坍缩方向。我们发现：1）晕长轴与e3（慢塌缩）方向一致，质量晕的e3方向较强; 2）次晕主要沿主晕长轴增生，且随主晕质量增大，e3方向一致性增强。最重要的是，这种排列是普遍的; 3）相对于e3方向的subhaloes的吸积不是普遍的。在大质量的晕中，次晕是沿着e3方向吸积的（甚至比与晕主轴的排列更强），但在小质量的晕中，次晕是垂直于e3方向吸积的。在高红移时，凌日质量较低。最后一个结果很好地解释了令人困惑的相关性（在最近的观测和模拟中），即大质量星系/晕的自旋垂直于暗条，而低质量星系/晕的自旋与暗条稍微对齐，假设暗条的轨道角动量转换为晕自旋。
2015-09-22 astro-ph.CO
Cosmic Velocity Flows: from Theory to Observations
Inter-University Centre for Astronomy and Astrophysics（天文与天体物理跨大学中心）；Jawaharlal Nehru University（贾瓦哈拉尔·尼赫鲁大学）
本论文开发了Sahyadri N体模拟、纤维重建校准框架、傅里叶空间平滑方法及Skeletor纤维 finder等工具，用于研究非线性宇宙网的几何、层级与动力学，为精确宇宙学研究提供支撑。
2026-08-05 astro-ph.CO
Filament-Arm Node Systems (FANS): A new probe of the winding and chirality of the cosmic web
Center for Cosmology and Computational Astrophysics, Institute for Advanced Study in Physics, Zhejiang University（浙江大学高等物理研究院宇宙学与计算天体物理学中心）；Institute of Astronomy, School of Physics, Zhejiang University（浙江大学物理学院天文学研究所）
本文提出丝臂节点系统（FANS）作为新探针，通过测量丝臂绕节点的缠绕方向和幅度检验宇宙手征性，发现数据与宇称对称一致，且螺旋性随时间减小。
2026-11-06 astro-ph.CO
Evolution of the cosmic web
宇宙网是物质各向异性引力坍缩的最大尺度表现。它代表了线性和非线性结构之间的过渡阶段，并包含有关结构形成过程早期阶段的易于获取的信息。本文考察了自1980年以来汉语词形成分的特征及其时间演变。我们的分析涉及应用NEXUS多尺度形态滤波器（MMF）技术，主要是其NEXUS+版本，高分辨率和大体积的宇宙学模拟。我们量化的宇宙网络组件的质量和体积含量，其密度分布和晕人口。我们采用新的分析技术来确定细丝和薄片的空间范围，如它们的总长度和局部宽度。这种分析确定了簇和细丝作为网络的最突出的组成部分。相比之下，虽然空洞和片占据了大部分体积，但它们对应于密度不足的环境，并且没有群体大小和更大质量的晕。在早期，宇宙由纤细的细丝和薄片主导，在随后的进化中，它们合并在一起，这样今天的网络就由更少但更大的结构主导。对环境之间的质量传输的分析清楚地表明了物质如何从空隙流入墙壁，然后通过细丝进入集群区域，形成宇宙网络的节点。我们还研究了单个分枝的性质，发现长的，几乎直的，延伸到大于100 Mpc/h的距离的细丝。它们构成了大质量星系团之间的桥梁，这些星系团似乎沿着近似直线形成。
2014-05-29 astro-ph.CO
What makes a cosmic filament? The dynamical origin and identity of filaments I. fundamentals in 2D
本文基于原初潮汐和形变特征值场，利用焦散骨架形式体系解析地定义和识别了2D宇宙网中的纤维束结构，并通过受约束N体模拟验证了该方法，为分析SDSS、DESI和Euclid等巡天数据提供了关键理论基础。
2024-05-30 astro-ph.CO
When do cosmic peaks, filaments or walls merge? A theory of critical events in a multi-scale landscape
宇宙结构的合并率的计算，依赖于Ancestra，它们可以预测在初始线性密度场从临界点的合并与增加平滑尺度，在这里作为宇宙时间的代理。除了合并的峰值与鞍点（代理晕合并），我们认为合并和成核的所有关键点，包括壁鞍到conventient-saddle和壁鞍到最小值（代理丝和空合并分别），因为它们影响的几何形状的银河系陷落，特别是丝断开。分析预测的一点统计验证对多尺度测量在2D和3D实现的高斯随机场（相应的代码可应要求提供）和定性比较宇宙学$N$ -体模拟在早期（$z\geq 10$）和大尺度（$\geq 5\, \mathrm{Mpc}/h$）。丝聚结的速度相比，合并率的晕和两点聚类这些事件的计算，以及它们的互相关与临界点。这些相关性是定性一致的保存暗物质晕的连接性，和组装偏差的大尺度结构的影响。对于$Λ$ CDM宇宙学，作为质量和红移函数的晕和空洞的破坏率被量化到$z=0$。给出了高维单点统计量，以及临界点和临界事件数之间的一致性关系。
2020-06-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Exploring the Cosmic Web in the Sloan Digital Sky Survey Data Release Seven using the Local Dimension
我们可以把宇宙网想象成一个由一维细丝、二维薄片和三维体积填充结构组成的互联网络，我们称之为团簇。我们已经使用了本地维度D，它采取的值D = 1，2和3的细丝，片和集群，分别分析了宇宙网络的三维体积有限的星系样本从斯隆数字巡天数据发布7。分别使用三种不同的长度尺度范围进行分析：0.5-5、1-10和5-50 $h^{-1} {\rm Mpc}$。我们发现，当我们移动到更大的长度尺度时，D值逐渐增加。在最小的长度尺度上，星系主要存在于细丝和薄片中。在更大的尺度上，有从丝状到片状和簇状的转变。在最大的长度尺度（5-50 $h^{-1} {\rm Mpc}$）上完全没有花丝。考虑到密度环境对宇宙网络的影响，我们发现，与更喜欢相对较高密度环境的片和簇相比，细丝优先居住在具有较低密度环境的区域。在从千年模拟中抽取的星系样本中也发现了类似的长度尺度依赖性和环境依赖性，并以与实际数据完全相同的方式进行了分析。
2012-08-27 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
The Cosmic Web and Its Filaments: Neutrino Mass from Topology and Persistent Homology
Sejong University（世宗大学）
本文利用离散Morse理论、全局拓扑和持续同调研究中微子对多尺度宇宙网的影响，重点分析丝状结构。通过N体模拟展示中微子对丝状结构和骨架的多尺度信号，揭示中微子质量对宇宙结构的显著影响。
2026-04-10 astro-ph.CO
Density and temperature of cosmic-web filaments on scales of tens of megaparsecs
我们研究了斯隆数字巡天（SDSS）中确定的24，544根长度从30到100 Mpc的细丝中物质的物理性质。我们将普朗克协作组制作的康普顿化y图叠加在暗条周围，排除了质量大于3*10^13 Msun的已分辨星系群和星系团。我们检测到的热Sunyaev-Zel'dovich信号的第一次在4.4西格玛的意义上，在这样一个大规模的结构。我们还以同样的方式叠加了普朗克宇宙微波背景（CMB）透镜会聚图，并检测到了8.1西格玛的透镜信号。为了估计物质的物理性质，我们考虑了密度分布遵循β模型（β =2/3）的等温圆柱形细丝模型。假设气体分布遵循暗物质分布，我们估计中心气体和物质的密度和温度分别为密度=（19.0 + 27.3 - 12.1）和温度=（1.2 +- 0.4）*10^6 K，从而得到重子的测量分数为（0.080 + 0.116 - 0.051）* Omega_b。
2020-03-24 astro-ph.CO
How does the cosmic web impact assembly bias?
质量，吸积率和形成时间的暗物质晕附近的原丝（确定为鞍点的潜力）的解析预测使用的条件版本的偏移集的方法在其所谓的“upcrossing”近似。该模型预测，在固定的质量，质量吸积率和形成时间随方向和距离鞍，表明组装偏差确实是由宇宙网施加的潮汐的影响。饥饿，早期形成的晕较小的质量优先沿主轴的细丝，而更大规模和年轻的晕被发现更接近节点。不同的示踪剂，如典型的质量和吸积率的不同梯度发生，因为鞍条件是各向异性的，因为这些观测量的统计依赖于条件均值和协方差。将该理论推广到势场的其它临界点。的质量函数的物质密度场的变化（所谓的大尺度偏差）的响应进行了计算，其趋势与吸积率沿灯丝反转。这个模型的签名应对应于在低红移的一个多余的红星系主机在固定的质量沿首选方向，最近在光谱和光度测量和流体动力学模拟报告。因此，宇宙网的各向异性成为联合描述星系动力学和物理学的重要成分，例如在内在排列或形态多样性的背景下。
2017-09-04 astro-ph.CO
The MIP Ensemble Simulation: Local Ensemble Statistics in the Cosmic Web
我们提出了一种新的技术，使我们能够计算合奏统计在当地的基础上，直接晕属性到他们的当地环境。这是通过使用相关系综来实现的，其中大尺度结构对于所有实现是共同的，同时每个实现具有独立的晕圈种群。相关的合奏可以堆叠，有效地增加晕数密度的任意因素，从而打破了晕质量函数给出的晕数密度的基本限制。这种技术使我们能够计算\textit{local ensemble statistics}的物质/晕分布在任何位置的模拟盒，同时消除了固有的随机性在晕形成过程中，并直接与晕属性的环境。我们介绍了\textit{Multum In Parvo}（MIP）相关系综模拟，包括220个实现的32小时$^{-1}$ Mpc盒与$256^3$每个粒子。就有效体积和颗粒数量而言，这相当于一箱含有$\sim 5\times 10^6$晕圈的$\sim 193$ h $^{-1}$ Mpc，最小质量为$3.25 \times 10^9$ h $^{-1}$ M $_{\odot}$。通过计算晕椭圆率和晕形状-LSS对准的局部系综统计，说明了这里提出的技术的潜力。我们发现，虽然有一般的趋势，椭圆度和对准的晕与他们的LSS，也有显着的空间变化，这对星系的形状和排列的观测研究具有重要意义。
2018-04-06 astro-ph.CO
Halo mass distribution reconstruction across the cosmic web
从概率论的角度研究了晕质量与环境的关系。我们发现，晕质量不仅取决于本地的暗物质密度，但也对非本地的量，如宇宙网络环境和晕排斥效应。鉴于这些准确的关系，我们已经开发了HADRON代码（晕mAss分布重建），一种技术，使我们能够分配晕质量的晕在三维空间中的分布。这可以应用于模拟星系目录的快速生产，通过分配晕质量，并准确地再现不同的质量削减的偏见。晕人口的聚类结果与BigMultiDark $N$体模拟结果一致：当使用基于增广拉格朗日微扰理论的模拟星表时，功率谱在1- $σ$到$k=0.2\,h\,{\rm Mpc}^{-1}$尺度范围内。只有质量最大的晕才显示出较大的偏差。对于这些，我们发现的晕排斥效应的证据。一个明显的改善时，实现分配最高的质量晕与最小的距离分离。我们还计算了2点和3点关联函数，并发现一个很好的协议与$N$体结果。我们的工作代表了宇宙网分类的定量应用。它可以在未来星系勘测的大尺度结构的多示踪剂分析中有进一步有趣的应用。
2015-01-22 astro-ph.CO
New constraints on the magnetic field in filaments of the cosmic web
强烈的吸积激波预计将通过同步加速器无线电发射照亮宇宙网细丝所包围的温暖炽热的星系间介质。由于它们的高灵敏度，低频大型无线电设施可能已经能够探测到两个紧密而巨大的星系团之间区域的这种扩展无线电发射的特征。在这项工作中，我们利用两对相对较近的（$\simeq 10$ Mpc）和大规模（$M_{500}\geq 10^{14}M_\odot$）星系团使用低频阵列（LOFAR）的深度观测，这种弥漫性发射的非检测。通过结合两个假设的星系团间细丝的结果，我们得到了新的独立的约束星系间磁场的中值强度：$B_{\rm 10 Mpc}< 2.5\times 10^2\,\rm nG\,(95\%\, \rm CL)$。基于宇宙学模拟并假设B场的原始起源，这些估计可以用来限制原始种子磁场的振幅：$B_0\leq10\,\rm nG$。我们建议观测类似的星团对，作为一个强有力的工具，以设置严格的限制河外磁场的振幅。
2021-05-24 astro-ph.CO
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 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
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
X-ray emission from cosmic web filaments in SRG/eROSITA data
使用公开可用的eROSITA最终赤道深度调查（eFEDS）数据，我们检测到堆叠的X射线发射在463个灯丝的位置在3.8西格玛的基础上的所有能带的组合的意义。同时，我们发现在零假设下测量的概率为~0.0017。在斯隆数字巡天的巡天中，这些暗条被认为是星系，长度在30 Mpc到100 Mpc之间，0.2 < z < 0.6。细丝的堆叠是在0.4 - 2.3 keV能量范围内，在掩蔽了已分辨的星系群和星系团以及从ROSAT、Chandra、XMM-Newton和eROSITA观测中确定的X射线点源之后，使用eFEDS X射线计数率图进行的。此外，通过从丝棘中减去10 - 20 Mpc之间区域中的信号，消除了扩散X射线前景和背景发射或任何残余贡献。对于叠加信号，我们进行了X射线光谱分析，这表明该信号与热发射有关。根据具有等离子体发射的天体物理等离子体发射代码和具有β =2/3的β模型气体分布的模型，所检测到的X射线信号可以被解释为来自灯丝中的热气体的发射，其平均气体温度为1.0（+0.3 -0.2）keV，并且在灯丝中心处的气体过密度为21 +-5。
2022-12-03 astro-ph.CO
Multiscale Phenomenology of the Cosmic Web
我们分析了定义宇宙网络的不同形态的结构和连通性。利用我们的多尺度形态滤波器（MMF），我们将宇宙学$Λ$ CDM N体计算机模拟的物质分布分解为团簇、细丝和壁。的MMF是理想的适合于解决两个各向异性的形态特征的丝和片，以及多尺度性质的分层演化的宇宙物质分布。我们的研究结果可以总结如下：i）。虽然所有形态都占据了大致明确的密度范围，但考虑到它们的重叠，仅凭这一点不足以区分它们。仅根据密度定义的环境未能包含每个形态的内在动力学。这在晕之间的线性和非线性相互作用中起着重要作用。（ii）─宇宙中的大部分质量都集中在细丝中，紧接着是星团。就体积而言，团簇只占很小的一部分，细丝不超过9%。墙壁在质量和体积方面相对不明显。（iii）-平均而言，大质量的星系团比低质量的星系团连接更多的细丝。具有$M \sim 10^{14}$ M $_{\odot}$ h $^{-1}$的簇平均具有两个连接丝，而具有$M \geq 10^{15}$ M $_{\odot}$ h $^{-1}$的簇平均具有五个连接丝。（iv）-密度分布表明，长丝的典型宽度为2 $\Mpch$。墙的边界不太清晰，宽度在5-8 Mpc h $^{-1}$之间。在其内部，长丝具有幂律密度分布，斜率为$γ\approx -1$，对应于等温密度分布。
2010-07-05 astro-ph.CO
Intergalactic filaments spin
宇宙中的物质被安排在一个宇宙网络中，一条物质细丝通常连接每个相邻的星系对，相隔数千万光年。我们知道细丝周围的四极旋转场会影响星系和它们附近的晕的旋转，但是细丝本身是否旋转仍然是未知的。在这里，我们在宇宙学模拟中测量暗物质围绕暗丝的速度，发现物质通常围绕暗丝旋转，比围绕随机定位的轴旋转快得多。它还表现出沿着灯丝的一些相干性。净旋转分量与已知的四极流相当，并且通常占主导地位。净旋转的证据修正了以前强调的四极旋转场周围的细丝。宇宙网中旋转的全貌比旋转的惯性棒网络更加复杂和多尺度，但我们认为细丝旋转足够重要，足以成为这幅图景的重要组成部分。宇宙中最长的相干旋转物体可能是细丝。此外，我们推测，这种旋转可以提供一种机制，以产生或放大星系际磁场的灯丝。
2021-06-11 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
Filamentary Baryons and Where to Find Them: A forecast of synchrotron radiation from merger and accretion shocks in the local Cosmic Web
我们产生概率预测的低红移（$z < 0.2$）同步宇宙网的一半北天。特别是，我们预测的贡献，在$ν_\mathrm{obs} = 150\ \mathrm{MHz}$从合并冲击集群和吸积冲击的细丝，这两个产生在大尺度结构形成的特定强度函数。我们假设了一个原始的磁场发生的情况下，但我们的方法是一般性的，足以允许探索替代磁场发生的情况下，甚至替代辐射机制和光谱窗口。在未来，通过比较不同的预测，人们可以从同步加速器宇宙网探测中推断出最合理的物理模型。我们的方法结合了贝叶斯大尺度结构重建，快照的MHD宇宙学模拟，高斯随机场，和射线追踪的方法。研究结果有助于选择深部观测目标，并可用于实际探测实验。我们重点预测的武仙座星系团，后发座星系团，阿贝尔2199，阿贝尔2255，洛克曼洞和大熊座超星系团。在度尺度分辨率下，中值比强度达到$m_{I_ν} \sim 10^{-1}\ ξ_e\ \mathrm{Jy\ deg^{-2}}$，其中$ξ_e$是电子加速效率。
2022-03-10 astro-ph.CO
FIGARO Simulation: FIlaments & GAlactic RadiO Simulation
我们产生了第一个低到中频无线电模拟，结合了传统的河外射电源以及同步加速器宇宙网发射。FIlaments \& GAlactic Radio（FIGARO）模拟包括10个独特的\SI{4x4}{\degree}场，包括活动星系核（AGN）、恒星形成星系（SFG）和同步加速器宇宙网发射，红移为$z = 0.8$，频率范围为100-1400 MHz。为此，模拟将最近的$100^3$ Mpc $^3$磁流体动力学模拟（Vazza等人，2019年），校准以匹配观测到的无线电遗迹人口统计数据，以及用于模拟河外射电源的更新的“T-RECS”代码（Bonaldi等人，2019年）。独特的是，活动星系核和SFG的填充和定位根据宇宙学模拟的基本物质密度。通过这种方式，模拟提供了对宇宙网的表观形态，角度尺度和亮度的准确理解，以及-至关重要的-宇宙网相对于嵌入的河外射电种群的聚类特性。我们发现，同步加速器宇宙网并没有密切跟踪宇宙网的基本质量分布，而是由周围的暗物质晕的发射冲击壳为主，类似于一个大的，未被发现的人口的无线电遗迹。我们还表明，与准确的内核，宇宙网络无线电发射是清楚地检测到的互相关技术，这个信号是可分离的嵌入河外射电人口。我们提供的模拟作为一个公共资源，对技术的发展，用于检测和测量同步加速器宇宙网。
2021-06-15 astro-ph.CO
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
Detection of HI filament: Pair Stacking vs. Filament Stacking
National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；School of Astronomy and Space Science, University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学天文学与空间科学学院）
研究比较了配对堆叠与丝状堆叠方法在检测宇宙丝状结构中性氢信号的效果，发现丝状堆叠在去除大质量结构污染后信号更显著，具有更高的柱密度。
2026-04-20 astro-ph.CO
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
Multi-stream portrait of the Cosmic web
我们报告的结果的多流环境的暗物质晕的宇宙学N体模拟的LCDM宇宙学的第一次研究。暗物质的完整动力学状态可以描述为六维相空间中的三维子流形--暗物质片。在我们的研究中，我们使用拉格朗日子流形x = x（q，t）（其中x和q分别是同向运动的欧拉坐标和拉格朗日坐标），这是动态等效的暗物质片，但更方便的数值分析。我们的主要结果可以概括如下。在模拟的分辨率下，即没有额外的平滑，宇宙网表示一个分层结构：每个光环主要在细丝交叉处嵌入网络的连续框架中，并且每个细丝在壁交叉处嵌入网络的壁状织物中。局部地，每个晕圈或子晕圈是流数量场中的峰值。在相邻的细丝中的流的数量高于在相邻的壁中的流的数量。壁是流的数量等于三个或几个的区域。空隙由要求为单流流动区域的局部条件唯一地定义。光环周围的流壳非常薄，最近的空隙区域通常在光环中心的一个半FOF半径内。
2016-08-19 astro-ph.CO
The effect of cosmic web filaments on the properties of groups and their central galaxies
星系和星系群演化中的先天与后天的关系是一个长期存在的问题，在宇宙学尺度上还没有完全理解。我们研究了由光度密度场和宇宙网细丝定义的不同大尺度环境中星系团及其中心星系的性质。我们使用8 Mpc/h平滑构造的光度密度场来表征大尺度环境，并使用Bisous模型来提取不同大尺度环境中的附属结构。我们发现，在固定的晕和大尺度环境中的中心星系和它们的集团的性质的差异和外部的灯丝。在高密度环境中，群质量函数在细丝中的数密度比在细丝外朝向质量端的数密度高。在低密度环境中，这种关系是相反的。在固定的星系群质量和大尺度光度密度下，丝状星系群的亮度略高，其中心星系的颜色更红，恒星质量更高，比丝状星系外的恒星形成率更低。然而，在某些星系群质量仓中，暗条内外的星系群性质和中心星系的差异并不明显。我们发现，中央星系性质的差异是由于更高的丰度的椭圆星系的灯丝。宇宙网中的丝状结构不仅仅是星系的视觉关联，而是在塑造星系群及其中心星系的性质方面发挥着重要作用。宇宙网细丝内外的中央星系和星系群性质的差异并不是与大尺度环境密度有关的简单效应。这些结果指向了宇宙网细丝中的一种有效机制，这种机制可以淬灭恒星的形成，并将中央星系的形态从晚期转变为早期类型。
2016-11-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
