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
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
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
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
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
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
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 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
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 Reionization On Computers: Baryonic Effects on Halo Concentrations During the Epoch of Reionization
重子既通过绝热收缩增加晕的浓度，又通过反馈过程排出质量。然而，在再电离时期普遍存在的辐射场如何影响暗物质晕中浓度的演化还不是很清楚。我们研究重子物理在再电离时代如何修改计算机宇宙再电离（CROC）模拟中的暗物质晕结构。我们使用两种不同的措施晕浓度量化的影响。我们比较浓度的晕之间匹配的全物理模拟和暗物质只有模拟$5 \leq z \leq 9$之间具有相同的初始条件。全物理模拟中的重子确实会将物质拉向中心，与仅暗物质模拟相比，增加了最大圆周速度。然而，它们的总体影响要比所有重子简单地集中在中心的情况小得多，这表明加热过程有效地抵消了冷却效应。最后，我们表明，在$z\approx5$晕浓度的重子效应是相对不敏感的再电离历史的环境变化。这些结果是有关模型的星系晕连接在再电离的时代。
2022-09-29 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 physical nature of the cosmic accretion of baryons and dark matter into halos and their galaxies
暗物质和重子的宇宙吸积成晕通常是用一些演化的维里关系来测量的，但最近的工作表明，大多数晕在宇宙晚期（z < 2）的增长不是物理的，而是维里半径演化的副产品（“伪演化”）。使用Omega 25，一套宇宙学模拟，将暗物质和气体动力学与不同的处理气体冷却，恒星形成，和热反馈，我们系统地探索物理学，管理宇宙吸积成晕和它们的星系。物理上有意义的暗物质和重子的宇宙吸积发生在z > 1的整个晕质量范围：M_200 m = 10^{11-14} M_sun。然而，暗物质，因为它是无耗散的，在> R_200 m（z）以壳状的方式沉积（在时间平均意义上），使得暗物质质量和密度在z < 1的晕内的任何半径处几乎没有物理增长。相比之下，气体，因为它能够辐射冷却，经验在所有半径的吸积显著，在一个速度，大致跟踪吸积率在R_200米，在所有的红移。进入的气体在~2 R_200 m处开始与暗物质分离，并继续吸积到更小的半径，直到在~ 0.1 R_200 m处出现强角动量支持。因此，虽然暗物质的增长是受伪演化，重子的增长不是。星系尺度上的气体吸积率跟踪R_200 m附近的吸积率，这一事实提供了深入了解星系的质量/大小和它们的宿主晕在宇宙时间之间的紧密关系。
2015-07-08 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
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
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
And Then There WEre Baryons (ATWEB): The Baryon Budget of the Universe in Halos and the IGM over 13 Billion Years of Cosmic Time
Argelander-Institut für Astronomie（阿尔加兰德天文研究所）；Michigan State University（密歇根州立大学）；University of Geneva（日内瓦大学）
本研究利用TNG、EAGLE和SIMBA模拟，分析宇宙晕内与星系间介质的重子预算，提出闭合半径、补偿半径等特征尺度，揭示重子分布偏离暗物质及反馈对大尺度结构的影响。
2026-10-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Intrinsic Alignments and Splashback Radius of Dark Matter Halos from Cosmic Density and Velocity Fields
我们研究了暗物质晕形状的内在排列（IA）对宇宙密度和速度场的影响，从星系团到宇宙尺度超过100 Mpc/h。除了文献中采用的由晕取向角分组的密度关联函数外，我们首次引入了相应的两种速度统计量，即角分组的成对下落动量和动量关联函数。使用大容量，高分辨率的N体模拟，我们测量的密度和速度的对齐统计，无论是在真实的和红移空间。我们发现，在线性尺度的红移空间失真的对齐信号是不放大。IA在速度统计中的行为与密度统计中的行为相似，只是晕圈方向与速度场对齐，其尺度大于密度场的尺度，x>100 Mpc/h。在晕尺度上，x~ R_{200m} ~ 1 Mpc/h，我们检测到与物理晕边界或回溅特征相关的动量相关性急剧变陡，这比密度相关性更为突出。我们的研究结果表明，观测IA的速度场可以提供额外的信息，从大尺度的宇宙学模型和小尺度的晕的物理尺寸。
2017-07-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cosmic Reionization On Computers: Reionization Histories of Present-day Galaxies
我们研究的再电离历史的现代星系明确跟踪的建筑模块的晕在计算机上的宇宙再电离项目。我们跟踪暗物质粒子属于$z=0$晕跟踪中性馏分在相应的位置在快速全球再电离。由此产生的粒子再电离的历史，使我们能够探索不同的定义晕的再电离红移和占中性内容的星际介质。与以前的工作一致，我们发现了一个系统的趋势，再电离红移与质量-目前的晕具有较高的质量有较早的再电离时间。最后，我们量化了每个晕内的再电离时间的传播，这也具有质量依赖性。
2019-11-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Imprints of the cosmic void evolution on the baryon processes inside galaxy haloes
宇宙空洞为研究星系形成和演化提供了独特的环境。本文分析了一组空洞的流体力学放大模拟，详细分析了空洞的内部结构。这些空洞是在宇宙学模拟中识别出来的，并根据它们在非常大的尺度上的周围动态进行分类：它们在外围是膨胀还是收缩。我们研究了这些环境和空洞的动态如何影响晕内的重子过程及其形成和演化的机制。我们在空洞内发现了一种不充足的加工气体，这可能与缺乏大量的晕有关。通过研究晕的动力学相空间图和晕-粒子关联函数，我们发现收缩空洞内部的晕相对于膨胀空洞内部的晕受较大结构的影响较小。当使用暗物质和气体粒子时，都获得了一致的信号。我们表明，晕组装取决于空洞的动力学状态：晕在膨胀的空洞组装慢于那些在收缩的空洞和一般的宇宙。这种组装的差异影响了晕的重子演化。从分析的红移范围来看，空洞中的晕比一般宇宙中的晕具有更少的重子含量，特别是在z = 0时更少的恒星含量。我们的结果表明，大尺度空洞环境调制的重子过程发生在晕根据空洞动力学状态。
2022-01-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Splashback radius of nonspherical dark matter halos from cosmic density and velocity fields
我们基于宇宙密度场和速度场研究了暗物质晕的回溅特征。除了文献中采用的由晕取向角划分的密度关联函数外，我们首次引入了相应的速度统计量--排列动量关联函数，以考虑晕的非球面性。使用大体积，高分辨率的N体模拟，我们测量的密度和速度的对齐统计。在晕尺度上，$x\sim R_\mathrm{200m} \sim 1Mpc/h$，我们发现与物理晕边界或回溅特征相关的动量相关性急剧变陡，这比密度相关性更为突出。我们还发现，由密度关联确定的回溅半径变得比由动量关联确定的回溅半径小$\sim 3.5\%$，其相关系数为0.605。此外，由于晕的非球面性的取向相关的回溅功能测量时，密度分布是由暗物质粒子，这可以被用来作为碰撞CDM的测试，因为晕的形状被预测为在这样的模型是圆的。
2018-07-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Measuring alignments between galaxies and the cosmic web at $z \sim 2-3$ using IGM tomography
许多星系形成模型预测星系自旋和宇宙网（即细丝和薄片的方向）之间的对齐，导致星系之间的内在对齐，在弱透镜测量中产生系统误差。这些效应通常被预测在高红移（$z\gtrsim1$）时更强，这是无法用可预见的仪器进行大规模星系调查的，但IGM断层摄影术从密集的类星体和星系开始测量$z\sim2-3$宇宙网。使用模拟调查流体动力学模拟，我们研究这种技术的效用，与同时代的星系样本，测量星系和宇宙网络之间的对齐在$z\sim2.5$。我们表明，IGM断层扫描调查与$\lesssim5$ $h^{-1}$ Mpc视线间距可以准确地恢复潮汐张量的特征向量，我们用它来定义的宇宙网的方向。对于星系的自旋和形状，我们使用一个模型参数化的对齐强度，$Δ\langle\cosθ\rangle$，相对于潮汐张量本征向量从底层密度场，也考虑观测的影响，如错误的星系位置角，倾角，和红移。测量使用即将到来的$\sim1\,\mathrm{deg}^2$ CLAMATO层析调查和600同时代的zCOSMOS-Deep星系应该把$3σ$极限与$Δ\langle\cosθ\rangle\sim0.1$极端对齐模型，但更大的调查包括$>10,000$星系，如斯巴鲁PFS，将需要约束模型与$Δ\langle\cosθ\rangle\sim0.03$。这些测量将约束银河系宇宙网络对齐的模型，并在$z\sim2$测试潮汐力矩理论，…
2016-11-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
The causal effect of cosmic filaments on dark matter halos
Lund Observatory, Division of Astrophysics, Department of Physics（隆德天文台）；Sub-department of Astrophysics, University of Oxford（牛津大学天体物理学子部门）；Institut d’Astrophysique de Paris, UMR 7095, CNRS, and Sorbonne Université（巴黎天体物理学研究所）；Max-Planck Institute for Astrophysics（马克斯·普朗克天体物理学研究所）；Kavli IPMU (WPI), UTIAS, The University of Tokyo（东京大学）
本文研究了宇宙丝对暗物质晕形成非线性效应，发现晕的自转和形状受环境影响显著，这对宇宙 shear 调查的建模有重要影响。
2026-03-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
Impact of cosmic web on the properties of galaxies in IllustrisTNG simulations
本研究利用IllustrisTNG模拟，通过区分中央与卫星星系并控制多种因素，发现宇宙网环境对星系性质有影响，但局部过密度起主导作用，且卫星星系对细丝更敏感，该影响在红移0.5时减弱。
2025-04-01 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
Cosmic vorticity and the origin of halo spins
在宇宙学的标准模型中，结构出现在非旋转流中，坍缩晕的角动量由潮汐力矩引起。在线性和准线性阶段的晕角动量的增长与剪切，无旋，流，它是很好地描述内的潮汐扭矩理论（TTT）的线性框架。然而，TTT是无关紧要的光环接近转身和男性化。此时，光环周围的流场具有非零涡度。使用宇宙学模拟，我们已经研究了速度场（涡度）的旋度在确定晕自旋的重要性，发现两者之间的强对齐。我们还研究了涡量与剪切张量主轴的关系，发现它倾向于垂直于物质坍缩最快的轴（e1）。这种行为与晕质量和宇宙网环境无关。我们的结果同意以前的研究结果的倾向晕自旋垂直于e1，（模拟）晕和（观察）星系的自旋与大尺度结构对齐。我们的研究结果表明，角动量的增长过程中，在两个不同的阶段。在第一阶段，角动量出现在剪切的、无旋的势流中，如TTT所描述的。在第二阶段，其中晕接近维里化，角动量出现了一个旋涡流和晕自旋成为强烈对齐与周围流场的涡度。
2012-12-06 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
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 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
Caught in the Cosmic Web: Evidence for Ram-Pressure Stripping of a Low-Mass Galaxy by the Cosmic Web
本文通过射电观测发现低质量富气体星系 AGC 727130 的气体不对称分布源于其位于宇宙网纤维交汇处，提出宇宙网冲压剥离机制可导致大质量暗晕外低质量星系淬灭，对矮星系数量统计有重要意义。
2025-09-18 astro-ph.GA
Cored Dark Matter halos in the Cosmic Neutrino Background
本文研究暗物质与宇宙中微子背景的相互作用对星系暗物质晕的影响，发现中微子能量转移可加热星系中心形成核心，并据此对暗物质-中微子散射截面给出保守约束。
2022-04-04 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
The Imprint of Cosmic Web Quenching on Central Galaxies
我们研究了宇宙网络环境如何影响斯隆数字巡天（SDSS）中的中央星系的平均属性。我们分析了SDSS中心星系的平均比恒星形成率、恒星年龄、金属丰度和元素丰度比[ $α$ /Fe]如何依赖于与DisPerSE确定的宇宙网络节点、壁和细丝的距离。在我们的方法中，我们控制星系恒星质量和局部密度区分领域和群体环境。我们的研究结果证实了已知的趋势，即星系表现出较低的特定恒星形成率与宇宙网络功能的距离减少。此外，我们发现，中心更接近节点，墙壁或细丝平均年龄较大，金属丰富和$α$增强相比，他们的同等质量的同行在更大的距离。已确定的属性梯度似乎有相同的幅度为中心的星系在该领域中的群体。我们的研究结果支持了一种宇宙网络淬火，这种淬火源于养育效应，如冲压压力剥离和扼杀，和/或与宇宙网络内在属性相关的自然效应。
2021-05-27 astro-ph.GA
Formation of the cosmic-ray halo: Galactic spectrum of primary cosmic rays
本文提出了一个银河系盘周围的一维宇宙线晕的自洽模型。结果表明，MHD波的湍流级联在晕的形成中不一定起重要作用。相反，随着到磁盘的距离的阿尔芬速度的增加导致一个有效的通用机制的湍流红移，增强CR散射的自生MHD波。其结果是，计算的CR晕在较低的能量的大小是由晕鞘，一个能量依赖的区域周围的磁盘超过CR逃逸成为纯粹的平流。在足够高的能量下，晕圈的大小由电离气体分布的特征厚度决定。计算的银河系质子光谱与观测结果非常吻合，再现了~ 0.6 TeV处的光谱突变位置和~ 10 TeV的光谱形状。
2020-09-18 astro-ph.GA astro-ph.HE
Cosmic Rays in the Disk and Halo of Galaxies
本文对宇宙线传播模型进行了综述。结果表明，宇宙线起源理论的发展必然导致这样的结论：宇宙线在银河系中的传播是由有效粒子散射决定的，而有效粒子散射可用空间扩散来描述。银盘被一个扩展的晕圈所包围，宇宙射线在逃逸到星系际空间之前被限制在其中。在很长一段时间里，人们认为来自银河系的宇宙射线对流外流（银河风）是微不足道的。然而，对流体动力学稳定性的研究和对ISM动力学（包括宇宙射线）的分析表明，星系风在盘附近发出，并朝着晕加速，在远离盘的地方达到最大速度。因此对流宇宙线输运在星系晕中应该是重要的。最近对EGRET数据的银河系盘中伽马射线发射率的分析表明，宇宙射线在盘的径向方向上或多或少均匀分布，以及对星系晕中软X射线发射的解释，提供了令人信服的证据，证明在恒星形成星系中存在星系风。
2009-05-19 astro-ph.GA astro-ph.HE
Halo Spin Depends on The Distance to Cosmic Filament
University of Science and Technology of China（中国科学技术大学）
研究通过半分析方法分析HI丰富星系的暗物质晕旋，发现观测数据中晕旋与接近宇宙丝的距离存在统计显著相关性，暗示宇宙丝的潮汐力可能影响暗物质晕的自转。
2026-04-02 astro-ph.GA
How complex is the cosmic web?
大尺度宇宙结构的发展是一个美丽的例子，说明复杂性如何在我们的宇宙中出现，从简单的初始条件和简单的物理定律开始。使用{ \enzo }宇宙学数值模拟，我应用信息论的工具（即“统计复杂性”）来量化模拟宇宙体积中的复杂性，作为宇宙时代和环境的函数。这种分析可以量化预测的困难程度，至少在统计意义上，是宇宙中普通物质的主要成分（银河系内介质等离子体）的热能，动能和磁能的演变。模拟宇宙网中最复杂的环境通常是大尺度结构（例如星系团和细丝）的外围，其复杂性平均是更稀薄区域的$\sim 10-10^2$倍，即使后者主导了模拟宇宙的体积综合复杂性。如果在$\approx 100 $ $\rm kpc/h$分辨率和$\approx 200$ $\rm Myr$时间尺度上测量宇宙网中气体的能量演化，其总复杂性是$\sim 10^{16}-10^{17} \rm ~bits$的范围，几乎不依赖于假设的气体物理学，宇宙学或宇宙方差。
2019-11-25 astro-ph.CO astro-ph.GA nlin.AO
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
The role of the Galactic Halo and the Single Source in the formation of the cosmic ray anisotropy
关于银河系中宇宙线晕的存在，人们已经讨论了半个多世纪。如果这是真的，它可以帮助解释宇宙射线通量的一些令人困惑的特征：它的小径向梯度，几乎完美的各向同性和各种粒子能谱中的低水平精细结构。如果（a）晕的尺寸较大，（b）晕中的宇宙射线具有不规则的空间分布，（c）晕中的宇宙射线密度与银盘中的宇宙射线密度相当甚至更高，则可以理解这些特征。本文的主要议题是关于各向异性的现状及其形成模型。在我们的模型中，偶极各向异性的极小幅度是由于来自Halo的各向同性宇宙射线稀释了圆盘中的各向异性。在亚PeV和PeV能量区域中，与完全各向同性的一些微小偏差指出了单源的可能贡献，其第一谐波的相位与盘产生的相位相反。
2014-04-23 astro-ph.GA astro-ph.HE
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
Formation of the cosmic-ray halo: The role of nonlinear Landau damping
本文提出了一个自洽星系晕的非线性模型，其中考虑了宇宙线的传播过程和MHD波的激发/阻尼过程。阻止CR逃离银河系的MHD湍流完全由共振流不稳定性产生。控制磁晕大小的关键机制是非线性朗道阻尼，它抑制了磁流体涨落的振幅，从而使磁晕变大。平衡湍流谱是由CR激发和NL阻尼的平衡决定的，它确定了CR扩散和平流传播的区域。两个区域之间的边界$z_{cr}(E)$是晕圈尺寸，其随着能量缓慢增加。对于$\sim 1~μG$的垂直磁场，我们估计了GeV质子的$z_{cr} \sim 1$ kpc。导出的质子能谱与观测数据符合得很好。
2022-09-25 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
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
Self-Generated Cosmic-Ray Turbulence Can Explain the Morphology of TeV Halos
观测结果表明，空间扩展的“TeV晕”是年轻和中年恒星周围的一个常见（和潜在的普遍）特征。然而，它们的形态尚不清楚。它们比恒星残骸主导星际介质性质的“致密”区域要大，但比宇宙射线通过标准星际介质扩散模型中预期的要小。已经提出了几种解释，但都有缺点。在这里，我们重新审视一类模型，其中的宇宙射线梯度产生的中央源诱导流稳定性，“自我限制”的宇宙射线人口。我们发现，以前的研究大大低估了宇宙射线约束的程度，并表明，校正模型可以显着抑制宇宙射线扩散整个TeV晕，特别是当类似的贡献，从一致的超新星遗迹包括在内。
2021-11-01 astro-ph.GA astro-ph.HE hep-ph
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
Photoevaporation of Minihalos during Cosmic Reionization: Primordial and Metal-Enriched Halos
星系际介质的密度分布是宇宙再电离研究中一个不确定但又十分重要的问题。早期宇宙中存在大量的低质量“微晕”，它们充当光子汇，直到被紫外线背景辐射光蒸发。我们进行了一套辐射流体动力学模拟研究的光蒸发的小晕。我们的模拟遵循流体力学，非平衡化学，以及相关的冷却过程中的自我一致的方式。我们进行了参数研究，考虑了广泛的气体金属丰度（$0\,Z_\odot \leq Z \leq 10^{-3}\,Z_\odot$），晕质量（$10^3 M_\odot \leq M \leq 10^8 M_\odot$），UVB强度（$0.01 \leq J_{21} \leq 1$），和电离源的开启红移（$10\leq z_{\rm IN} \leq 20$）。我们发现，小的晕在几千万年内蒸发，而更大的质量晕生存十倍以上。我们表明，气体质量演化的一个minihalo的特点是由一个标度参数，这是由一个组合的晕质量，背景辐射强度，和红移。在富含金属的晕圈中，有效的辐射冷却导致气体快速冷凝，形成致密的自屏蔽核。在高金属含量的晕中，冷而致密的核心可能会变得重力不稳定。早期的金属富集可能允许在宇宙再电离过程中在迷你晕中形成恒星。
2020-07-16 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
Cosmic Web of Galaxies in the COSMOS Field: Public Catalog and Different Quenching for Centrals and Satellites
我们使用质量完全（log（$M/M_{\odot}$）$\geqslant$ 9.6）的星系样本，在宇宙场中具有精确的光度红移，以构建密度场和宇宙网$z$ =1.2。漫画网提取依赖于密度场Hessian矩阵，并将密度场分解为簇、细丝和场。我们为社区提供密度场和宇宙网测量。我们发现，在$z$ $\lesssim$ 0.8时，宇宙网中的恒星形成率中值（SFR）从磁场到星系团逐渐下降，这种下降对于卫星尤其明显（$\sim$ 1 dex与中心星系的$\sim$ 0.5 dex）。然而，在$z$ $\gtrsim$ 0.8时，整个星系群和卫星的趋势是不一致的。仅对于恒星形成星系，中值SFR恒定在$z$ $\gtrsim$ 0.5，但对于$z$ $\lesssim$ 0.5的卫星星系和中心星系，中值SFR从磁场到星系团下降$\sim$ 0.3-0.4 dex。我们认为，对于卫星，宇宙网络环境的主要作用是控制其恒星形成分数，而对于中心，它主要是控制其整体SFR在$z$ $\lesssim$ 0.5，并设置其分数在$z$ $\gtrsim$ 0.5。我们认为，大多数卫星经历了快速淬火机制，因为他们从外地下降到集群通过细丝，而中心大多经历了缓慢的环境淬火在$z$ $\lesssim$ 0.5和快速机制在较高的红移。我们的初步结果突出了大尺度宇宙网对星系演化的重要性。
2016-11-16 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
Magnetohydrodynamic turbulence and the associated spatial diffusion tensor of cosmic rays in dynamical galactic halos
本研究建立数值框架求解MHD方程以计算动力学星系晕中的湍流演化，并基于近似NGC4631的参数从头计算了宇宙线空间扩散张量，揭示了湍流量和扩散张量在晕内的显著变化。
2025-07-11 astro-ph.GA
Gamma-ray Production in the Extended Halo of the Galaxy and Possible Implications for the Origin of Galactic Cosmic Rays
各种研究都暗示银河系周围存在一个延伸到100 kpc的气体晕。银河宇宙射线（CR）通过扩散或与可能存在的大规模银河风对流传播到晕，可以与其中的气体相互作用，并通过质子-质子碰撞产生伽马射线。我们计算了晕内宇宙线的分布和γ射线通量，并探讨了扩散系数、CR光度、CR谱指数等模型参数对结果的影响。我们发现，目前使用费米大口径望远镜对$\lesssim$ TeV各向同性伽马射线背景的测量已经接近可以对银河宇宙线的性质提供有趣约束的水平（例如，CR光度$L_{CR}\leq 10^{41}$ erg/s）。我们还讨论了费米泡和冰立方中微子起源于宇宙射线与晕中气体的质子-质子碰撞的可能性，以及我们的结果对我们银河系热环星系介质的重子预算的意义。考虑到各向同性的伽马射线背景很可能是由未解决的河外源主导的，未来的望远镜可能会从IGRB中提取更多的单个源，因此在我们考虑的湍流晕存在的情况下，对相关量（如银河宇宙线光度和晕中的重子预算）提出更严格的限制。
2018-12-03 astro-ph.GA astro-ph.HE
Self-Generated Cosmic-Ray Confinement in TeV Halos: Implications for TeV Gamma-Ray Emission and the Positron Excess
最近的观测发现，年轻和中年恒星周围有TeV的伽马射线辐射。与典型的星际介质相比，这些“TeV晕”的形态需要宇宙射线扩散被局部抑制约100-1000倍。目前没有模型解释这种抑制。我们发现，宇宙射线自约束可以显着抑制扩散附近的恒星。陡峭的宇宙线梯度产生阿尔芬波，共振散射相同的宇宙线人口，抑制扩散在约20 pc的恒星小于100 kyr。在这个模型中，TeV晕演化经历了两个阶段，一个是阿尔芬波共振产生的生长阶段，宇宙射线扩散越来越受到抑制，另一个是随后的弛豫阶段，扩散系数恢复到标准的星际值。有趣的是，在TeV晕演化的早期，宇宙射线并没有受到强烈的限制，这使得相当大一部分注入的e+e-逃逸。如果这些e+e-也从周围的超新星遗迹中逸出，它们将为PAMELA和AMS-02观察到的正电子过剩提供自然的解释。最近产生的TeV宇宙射线被限制在TeV晕中，与HAWC和H.E.S.S.的观测结果相匹配。虽然我们的默认模型弛豫太快，无法解释TeV宇宙射线在成熟星系（如Geminga）周围的约束，但利用Kraichnan湍流谱的模型的弛豫要慢得多。因此，观测成熟恒星周围的TeV晕可能会为我们理解星际湍流提供一个探索。
2018-09-26 astro-ph.GA astro-ph.HE hep-ph
Cosmic Rays in Galaxy Halos: Impacts on Galactic Outflows and Baryon Cycling
本文研究星系晕中预先存在的宇宙线对外流的影响，发现宇宙线晕会抑制大规模宇宙线驱动风，并将反馈转向局部循环流，从而影响年轻星系和星暴星系的外流行为。
2025-09-20 astro-ph.GA astro-ph.HE
