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
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
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
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
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
The Evolution of the Spin Alignments of Dark Matter Halos in the Cosmic Web
Universidad Técnica Federico Santa María（费德里科·圣玛丽亚技术大学）；Millenium Nucleus for Galaxies (MINGAL)（星系千年核心（MINGAL））；Observatoire Astronomique de Strasbourg, Université de Strasbourg, CNRS, UMR 7550（斯特拉斯堡天文台，斯特拉斯堡大学，法国国家科学研究中心，UMR 7550）；Observatorio Astronómico de Córdoba, Universidad Nacional de Córdoba (UNC)（科尔多瓦天文台，科尔多瓦国立大学（UNC））；Instituto de Astronomía Teórica y Experimental, CONICET-UNC（理论与实验天体物理研究所，阿根廷国家科学研究委员会-科尔多瓦国立大学）
研究暗物质晕自旋对齐随时间的演化，探讨晕质量、接近网丝的距离和主要并合如何影响其方向，发现质量依赖的对齐信号，高质量晕倾向于垂直于网丝。
2026-10-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
The hydrodynamic stability of gaseous cosmic filaments
宇宙网络结构边缘的维里冲击是标准结构形成理论的明确预测。我们推导出一个准则的稳定性的冲击后气体和维里激波本身在球形，椭圆形和平面的下落几何形状。当气体冷却很重要时，我们发现激波变得不稳定，气体不间断地流向各自的晕、丝或片的中心。对于细丝，我们施加这个标准的自相似的下落解。我们发现，预计不稳定的细丝质量之间的$10^{11}-10^{13}M_\odot Mpc^{-1}.$使用一个简化的玩具模型，然后，我们表明，这些细丝将可能饲料晕与$10^{10}M_{\odot}\lesssim M_{halo}\lesssim 10^{13}M_{\odot}$在红移$z=3$，以及$10^{12}M_{\odot}\lesssim M_{halo}\lesssim 10^{15}M_{\odot}$在$z=0$。不稳定性将影响细丝的生存能力，因为它们以非平凡的方式穿透气体晕。此外，在不稳定的细丝上生长的较小的晕将不会受到细丝内部的冲压压力。流入的气体将继续向中心移动，一旦它的角动量平衡了引力，或者当它的密度变得如此之高以至于它对辐射形成了自我屏蔽时，就会停止。
2016-11-23 astro-ph.CO astro-ph.GA
Discovery of a diffuse optical line emitting halo in the core of the Centaurus cluster of galaxies: Line emission outside the protection of the filaments
我们提出了在半人马座星系团中发现的漫射光学线发射与MUSE IFU。MUSE无与伦比的灵敏度使我们能够检测到来自这些结构的微弱发射，这些结构远远超出了先前已知的细丝的界限。在星团核心星云的许多典型谱线中检测到弥散结构（围绕着灯丝的发射、北壳和扩展的晕）（[NII] $_{λ6548\&6583}$、[SII] $_{λ6716\&6731}$、[OI] $_{λ6300}$、[OIII] $_{λ4959\&5007}$等）。但比暗条暗一个数量级以上，只有通过光谱中最亮的线才能检测到微弱的晕（[NII] $_{λ6583}$）。这些结构被证明是不同于中央星系中的恒星的运动学，并具有不同的物理和激发状态的灯丝。可能的起源依次讨论了每个结构，我们得出结论，冲击和/或压力不平衡导致气体分散在整个集群核心，从任何中断的灯丝或直接冷却，这是不局限于明亮的灯丝形成。
2019-01-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Subhalo accretion through filaments
在宇宙学模拟中，我们跟踪了星系和星系团大小的晕的亚晕轨道。我们确定周围的晕和我们用这些来定义一个样本的subhalos吸积从灯丝以及控制样本的subhalos吸积从其他方向。我们使用这些样本来研究由惯性吸积产生的卫星轨道的差异。我们的结果依赖于主机晕质量。我们发现，对于低质量，从灯丝吸积的subhalos显示$\sim10\%$较短的寿命相比，控制样品，他们表现出更径向轨道的趋势，到达晕中心区域更早，更有可能与主机合并。对于更高质量的晕，这种寿命差异消散，甚至逆转集群大小的晕。这种行为似乎与这样一个事实有关，即更多的质量主机连接到更强的细丝，具有更高的速度相干性和密度，具有稍微更多的径向次晕轨道。由于暗晕倾向于跟随暗丝的相干流，因此这种厚的暗丝可能足以保护暗晕至少在第一次下沉时不受动力摩擦的影响。我们还确定了subhalo对/团块的吸积后彼此合并。它们作为一个团只存在很短的时间，对于更高的次晕质量来说甚至更短，这表明麦哲伦云和其他本星系群卫星协会可能最近才进入MW维里半径，并且可能是第一次进入。花丝促进了附属组织的生长。
2016-05-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Universal Profile for Stacked Filaments from Cold Dark Matter Simulations
我们研究了堆叠的细丝连接群质量晕对，使用暗物质只有N体模拟。我们计算了这些堆叠的暗丝在不同红移下的暗物质过密度分布，作为垂直于暗丝轴的距离的函数。一个四参数的通用函数形式，包括三个共动尺度半径和一个振幅参数（核心密度），提供了一个很好的拟合半径为20 cMpc/h的堆叠丝在一个范围内的红移，长度和质量。标度半径近似与红移无关，但随同动暗条长度呈幂律增加。最后，我们比较直接从模拟测量的灯丝质量的标度从晕-晕-物质三点关联函数作为红移的函数和晕对的质量的预测标度。我们发现，这两个测量的缩放是相似的，但比预测，分别为10%和30%，略浅。这些结果提供了一个模板来解释目前和即将到来的观测结果的基础上叠加，例如，弱透镜，热和动力学Sunyaev-Zel'dovich，或X射线观测。
2022-09-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Anisotropy of Satellite Galaxies-I: Contrasting Correlations with Central Galaxy, Host Halo, and Large-Scale Filament Structures
National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；College of Astronomy and Space Sciences, University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学天文与空间科学学院）；Universidad Autónoma de Madrid（马德里自治大学）；Centro de Investigación Avanzada en Física Fundamental (CIAFF), Universidad Autónoma de Madrid（马德里自治大学基础物理前沿研究中心）；Institute for Astronomy, University of Edinburgh（爱丁堡大学天体物理研究所）；Department of Physics and Astronomy, University of the Western Cape（西开普大学物理与天文学系）；Observatoire Astronomique de Strasbourg, UMR 7550, CNRS, Université de Strasbourg（斯特拉斯堡天文台）
本文通过SIMBA、EAGLE和IllustrisTNG-100模拟研究卫星分布各向异性，发现其与宿主晕和中心星系主轴对齐，并在不同尺度上受不同结构特征影响。
2026-09-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Statistical properties of filaments in weak gravitational lensing
我们通过大宇宙学$N$体模拟研究了连接星系团的细丝的弱透镜性质。我们从模拟中选取了4639个质量大于$10^{14}h^{-1}\mathrm{M}_\odot$的晕对，并利用光线追迹模拟研究了两个晕之间的暗物质分布。为了对候选细丝进行分类，我们估计收敛曲线并进行曲线拟合。我们发现，晕之间的物质分布可以被分类在一个平面的拟合参数，这使我们能够选择直丝的光线跟踪模拟。我们还调查了这些细丝的统计特性，发现它们与以前的研究是一致的。我们发现晕对的$35\%$具有直丝结构，其$4\%$可以在弱透镜作用下直接在$S/N\geq2$上检测到。此外，我们还研究了暗条边缘晕的统计特性。我们发现，晕是优先延长沿冠状结构，并与增加的灯丝质量质量较小。然而，这些晕性质的直丝质量的依赖性是非常弱的。
2014-03-26 astro-ph.CO
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
Relation between the local width and linear halo mass density of cosmic filaments
本研究估计宇宙细丝宽度并发现其局部宽度随每单位长度暗物质晕质量增加而大致呈二阶多项式增加，此关系有助于理解星系演化和揭示缺失重子。
2024-04-13 astro-ph.CO
Cold Filamentary Accretion and the Formation of Metal Poor Globular Clusters and Halo Stars
我们认为，在没有暗物质子结构存在的情况下，在高红移的大质量星系中，冷吸积可以导致在这些星系的晕中形成恒星形成团块。在某些情况下，这些团块可能是贫金属球状星团（MP GC）的诞生地。使用宇宙学模拟，我们表明，从宇宙网供给大质量星系的致密气体的狭窄流可以破碎，产生恒星形成的团块。然后，我们推导出一个分析模型的流作为晕质量和红移的函数的属性，并评估当这些是引力不稳定的，当这可能导致崩溃和恒星形成的晕，当它可能导致形成MP GC。对于流金属度>~1%太阳能，这可能发生在z>4.5。在z~6处，坍缩云的质量为（5-10）× 10^7 M_{sun}，平均流压为~10^6 K cm^{-3}。GC形成的条件在约0.3 R_{vir}的极端湍流“眼壁”中得到满足，在该眼壁中，反向旋转的流可以碰撞，从而驱动非常大的密度。我们的方案可以解释所观察到的MP GC的运动学和空间分布，它们的质量和金属性之间的相关性，以及GC系统和宿主晕之间的质量比。对于MW质量晕，我们推断约30%的MP GC可能以这种方式形成，其余的可能在合并中增生。我们的预测GC形成沿环星系在高红移的细丝是可测试的JWST。
2019-01-11 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：$M<10^…
2021-03-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Hierarchical Nature of the Spin Alignment of Dark Matter Haloes in Filaments
宇宙细丝和壁中的暗物质晕的自旋矢量（平均）与它们的主体结构一致。虽然在墙壁中的晕对齐与他们的质量独立的壁的平面，晕丝呈现质量依赖性的两个政权的取向。在这里，我们表明，过渡质量决定的变化，在对齐制度（从平行到垂直）取决于层次水平的光环位于，反映了宇宙网络的层次性质。通过明确地暴露这种层次结构，我们能够识别细丝网络的不同组件对自旋对准信号的贡献。我们讨论了一个统一的图片来描述在灯丝和墙壁的一致性与以前的结果和我们的研究结果的基础上的两个阶段的角动量采集，首先通过潮汐扭矩，后来通过各向异性的质量吸积的晕对齐。宇宙结构的分层识别和表征是用一种新的多尺度形态滤波器实现的。MMF-2（这里介绍的）在鲁棒性方面和明确描述宇宙网络元素之间的层次关系方面比其前身有了显着的改进。
2013-03-07 astro-ph.CO
Influence of the large-scale structure velocity field on halo mass assembly within cosmic filaments
Leiden Observatory, Leiden University（莱顿天文台，莱顿大学）
本研究利用IllustrisTNG模拟和1-DREAM框架，发现宇宙纤维内速度场的散度和涡度与暗物质晕质量及组装历史密切相关，动力学平静区域偏好大质量晕且组装更晚，为晕增长提供密度之外的补充描述。
2026-09-15 astro-ph.CO
The Vast Polar Structure of the Milky Way and Filamentary Accretion of Sub-Halos
银河系（MW）被许多卫星天体所包围：矮星系、球状星团和破裂系统流。它们一起形成了一个巨大的极区结构（VPOS），一个薄的平面，扩展到银河系中心的距离高达250 kpc。卫星星系的轨道方向和流与VPOS的优先排列表明物体在结构内轨道。这种强的相空间相关性与基于冷暗物质宇宙学（LCDM）的结构形成模拟的预期不一致。沿着暗条的次晕的增生被认为是各向异性分布的起源。我们已经使用高分辨率宇宙学模拟的结果测试了这种情况，发现它无法解释MW卫星轨道的大程度相关性。因此，最好寻找其他解释。潮汐矮星系（TDGs）是由相互作用星系的碎片形成的，是VPOS的一种非常自然的形成过程。如果一些MW卫星确实是TDG，错误地解释它们来追踪MW晕的暗物质子结构将显着增强已经困扰LCDM模型的“小尺度”问题。
2012-11-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Resolving shocks and filaments in galaxy formation simulations: effects on gas properties and star formation in the circumgalactic medium
有一个正在形成的共识，即大量的气体不会在大质量星系的环星系介质（CGM）中冲击热量，而是通过细丝从宇宙网深入到晕中。为了更好地解决这个过程的数值，我们已经开发了一种新的“冲击细化”计划内的移动网格代码AREPO，自适应地提高分辨率周围的冲击在飞行中的星系形成模拟。我们将其应用到一个巨大的$\sim10^{12}$ M $_\odot$晕在$z=6$使用成功的FABLE模型，增加了512倍的质量分辨率。随着更好的细化，有显着更密集，金属贫乏和快速移动的细丝和团块流入晕，导致更多的多相CGM。我们发现一个$\sim50$增加了百分之一的冷密气体质量和25%的增加流入的质量通量。更好地解决吸积冲击造成湍流急剧增加，导致在晕的非热压力支持的两倍。尽管在分辨率更高的冲击波中热化作用更高，但冷却速率的增加抑制了晕的热能。相比之下，更快和更密集的细丝导致冷致密气体的体动能的显著跳跃，而在热相中湍流能量增加高达$\sim150$ %。在CGM中，HI覆盖率增加了60%。因此，恒星形成的范围更广，我们预测金属-JWST的深层观测可能能够探测到的原始细丝中形成的贫穷恒星。
2020-09-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Seeding the formation of cold gaseous clouds in Milky Way size halos
我们使用一个最高分辨率的宇宙学SPH模拟到目前为止，证明冷气体云形成银河系大小的星系。我们进一步探索机制负责其形成，并表明，大部分的云起源于晚时间的“冷模式”吸积的结果。在这里，仍然比周围的晕气体更冷和更密集的细丝不能直接连接到星系，因为它们在高红移时可以直接连接到星系，而是容易受到冷却和瑞利-泰勒不稳定性的联合作用，在中间半径的晕内导致冷，致密的压力限制云的产生，没有相关的暗物质成分。这个过程是通过热的晕气体和晕形成期间的膨胀激波对进入的细丝的压缩来帮助的。与以前的模型不同，我们的机制直接从具有大量局部超密度的气体中播种云，并为云复合体的起源提供了一个通道。这些云稍后会“下雨”到星系上，为恒星的形成提供燃料。由于细丝的截面相对较大，气体携带的净角动量也较大，因此这些云将分布在星系周围的一个适度平坦的区域。
2009-07-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
The impact of cosmic filaments on the abundance of satellite galaxies
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与空间科学学院）；The Kavli Institute for Astronomy and Astrophysics, Peking University（北京大学科维理天文与天体物理研究所）；Astrophysics Center, Tianjin Normal University（天津师范大学天文中心）；Institute for Frontiers in Astronomy and Astrophysics, Beijing Normal University（北京师范大学天文与空间前沿研究院）；School of Physics and Laboratory of Zhongyuan Light, Zhengzhou University（郑州大学物理学院与中原之光实验室）
研究利用IllustrisTNG模拟探讨宇宙丝环境对卫星星系丰度的影响，发现宇宙丝中中央星系宿主暗物质晕质量更高，导致卫星星系数量更多，但使用不同踪迹方法会引入显著偏差。
2026-01-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the alignment of haloes, filaments and magnetic fields in the simulated cosmic web
在宇宙网络中，气体和暗物质的连续流动可以产生晕和细丝（以及它们所包含的磁场）的相关动力学性质。有了这项工作，我们研究的晕自旋属性和方向相对于灯丝，和这些对象周围的磁场的形态，晕的质量范围在1 e8 - 1 e14 Msun和灯丝长达8兆秒差距。此外，我们研究这些属性如何变化的存在，或缺乏，不同的（天文）物理过程和不同的磁性初始条件。我们进行宇宙学磁流体动力学模拟与欧拉代码恩佐，我们开发了一个简单而强大的算法来研究三维晕的间接连接。我们调查的形态和磁性，并专注于沿灯丝的磁场的对齐：我们的分析表明，这种对齐的程度是部分依赖于所涉及的物理过程，以及对磁性的初始条件。我们讨论了这种影响的贡献，潜在的尝试来检测周围的磁场这些对象：我们发现，它引入了一个偏置的估计的磁场从法拉第旋转测量技术。具体地说，我们发现河外磁场有很强的倾向与暗条轴对齐，因此磁场的值可以被低估3倍，因为这种效应使得视线磁场（对于在天空平面中的暗条）比总磁场小得多。
2021-03-02 astro-ph.CO
Merging Rates of the First Objects and the Formation of First Mini-Filaments in Models with Massive Neutrinos
我们研究了质量为M~10^{6}M_sun（z~20）的第一个恒星形成晕中的第一个暗条的形成和演化。借助扩展的Press-Schechter形式主义，我们分析评估了第一个恒星形成晕合并为零维更大晕和一维第一个细丝的速率。结果表明，随着中微子质量分数f_v的增大，晕-丝的合并速率增大，而晕-晕的合并速率急剧减小.当f_v <=0.04时，在所有的暗条质量尺度下，晕-暗条合并速率都很低，可以忽略不计;而当f_v>=0.07时，在特征暗条质量尺度~10^{9}M_sun下，晕-暗条合并速率超过0.1。导出了第一暗条最终沿其最长轴坍缩时的红移分布，发现在z~8处有一个尖锐的极大值。我们还研究了第二代暗条的形成和演化，其中包含质量为10^{9}M_sun的z=8的第一代星系作为第一代暗条的母体。发现了类似的趋势：当f_v>= 0.07时，在特征质量标度为~10^{11}M_sun时，第一代星系成团成第二代暗条的速率超过0.3。这些第二代纤维的最长轴坍塌被发现发生在z~3。我们的结果的形成的大质量的高Z星系和早期的金属富集的星系际介质的超新星驱动的外流，和限制的中微子质量的可能性的高Z中心黑洞的质量分布的影响进行了讨论。
2011-05-03 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
Dependence of the Substructure Abundance on the Orientation Coherence of the Halo Tidal Field
团晕的子结构丰度对周围潮汐场的取向相干性的依赖性的数值证据。应用自适应最小生成树（MST）算法的集群晕与$M\ge 10^{14}\,h^{-1}\,M_{\odot}$从大MultiDark-Planck模拟，我们确定主要的MST干组成的多个节点的细丝和测量其特定的大小（每个节点的空间范围），量化的方向一致性的潮汐场的集群规模。根据主丝的具体尺寸将团晕分为5个样品，并计算5个样品的质量分布，我们研究了团晕的子结构丰度在5个样品之间是否存在差异以及如何存在差异。结果表明，团簇晕镶嵌在具有较大比尺寸的丝中，往往具有较少的亚结构。这种反相关性也被证明是强大的，对缩小形成时代的集群晕，以及对固定的节点数的细丝。考虑到具有较大比尺寸的细丝形成于周围潮汐场在其主轴方向上在大尺度上相干的区域，我们认为，在具有较大比尺寸的细丝中，由于垂直于细丝细长轴的平面中的切向速度的发展，卫星下落和物质吸积到星系团晕上应该被阻碍。
2018-01-30 astro-ph.CO
Infall Profiles for Supercluster-Scale Filaments
我们提出了理论上的期望，对超星系团规模的宇宙细丝，由阿雷西博双鱼座英仙座超星系团调查（APPSS）的动机，以映射周围的双鱼座英仙座超星系团（PPS）灯丝的速度场。我们使用一个最小生成树应用到暗物质晕的大小星系团，以确定236个大细丝内的千年模拟。沿其主轴堆叠的细丝，我们确定了一个定义明确的，尖锐的峰值速度分布函数，可以表示在最大的下降率$V_{\rm max}$和最大下降的位置和细丝的主轴之间的距离$ρ_{\rm max}$。这个简单的双参数函数形式在很宽的线性质量密度范围内具有令人惊讶的通用性。$V_{\rm max}$与沿灯丝单位长度的晕质量正相关，而$ρ_{\rm max}$与沿主轴的晕集中程度负相关。我们还评估了一种替代的，单参数的方法，使用$V_{25}$，在距离25兆秒差距的灯丝轴的下落率。与PPS类似的长丝具有$V_{\rm max} = 612 \ \pm$ 116 km s $^{-1}$、$ρ_{\rm max} = 8.9 \pm 2.1$ Mpc和$V_{25} =329 \ \pm$ 68 km s $^{-1}$。我们创建模拟观测模型的不确定性与视角，缺乏三维速度信息，有限的样本量和距离的不确定性。我们的研究结果表明，这将是特别有用的，以测量更大的样本的细丝，以测试我们的预测的形状的降落剖面和降落率和细丝性能之间的关系。
2022-07-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
How to Quench a Dwarf Galaxy: The Impact of Inhomogeneous Reionization on Dwarf Galaxies and Cosmic Filaments
我们使用SPHINX套件的高分辨率宇宙辐射流体动力学模拟研究如何在空间和时间上不均匀的再电离影响的重子内容的矮星系和宇宙细丝。SPHINX模拟同时模拟了非均匀再电离，遵循从数千个星系中逃逸的电离辐射，并解决了远低于原子冷却阈值的晕。这使它们成为研究再电离如何影响恒星形成和矮星系气体含量的理想工具。我们比较模拟和没有恒星辐射隔离的辐射反馈的影响，超新星，宇宙膨胀，和数值分辨率。我们发现，宇宙细丝的气体含量可以减少80%以上的再电离。气体流入率与$M_{vir}<10^8M_{\odot}$的晕强烈的影响，并减少了一个数量级以上的模拟相比，没有再电离。晕质量$M_{vir}<7\times10^7M_{\odot}$的气体流出率显着增加。我们的模拟结果表明，流入抑制，而不是光蒸发，是占主导地位的机制，高红移矮星系的重子含量的调节。在固定的红移和晕质量，有一个大的散射在晕重子分数，这是完全由在周围的一个晕，可以改变$Δz>3$在固定的质量的局部区域的再电离的时间决定。最后，虽然高红移矮星系的气体含量受到再电离的显著影响，但我们发现大多数具有$M_{vir}<10^8M_{\odot}$的晕在再电离后很长时间内仍能保持自屏蔽并形成恒星，直到它们的本地气体库耗尽，这表明本星系群矮星系不一定表现出在$z=6$之前达到峰值的恒星形成历史。
2020-02-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Detecting the Cosmic Web: Lyα Emission from Simulated Filaments at z=3
标准宇宙学模型（$Λ$ CDM）预测了宇宙网的存在：物质分布成连接大质量晕的薄片和细丝。然而，观测证据一直难以捉摸，由于低表面亮度的灯丝。最近的深MUSE/VLT数据和即将到来的观测为Ly $α$检测提供了一个有希望的途径，激发了现代理论预测的发展。我们使用流体动力学宇宙学模拟运行的AREPO代码来调查潜在的大规模的细丝，不包括嵌入其中的晕的贡献的可探测性。我们专注于细丝连接大规模（$M_{200c}\sim(1-3)\times10^{12} M_\odot$）晕在z=3，并比较不同的模拟分辨率，反馈水平，和模拟图像的像素大小。我们发现，尽管内部灯丝结构的内在增强，增加模拟分辨率并没有实质性地提高可探测性。相比之下，对于31小时的MUSE积分，与没有反馈的模拟相比，包括反馈使可检测区域平均增加了$\simeq$ 5.5倍，这意味着即使细丝的非结合组分也对反馈具有相当大的敏感性。将图像分辨率从每像素（0.2”）$^2$的原生MUSE标度降低到（5.3”）$^2$孔径具有最强的效果，将可检测区域增加了中值因子$\simeq$ 200，并且当像素的大小大致匹配灯丝的宽度时最有效。最后，我们发现大部分的赖氨酸$α$发射是由于电子碰撞碰撞激发，而不是辐射复合。
2020-04-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Rigging dark halos: why is hierarchical galaxy formation consistent with the inside-out build-up of thin discs?
最先进的流体动力学模拟表明，通过暗物质晕维里球的气体流入是集中的（即具有优选的流入方向）、一致的（即其方向在时间上是稳定的）和放大的（即其平流比角动量的幅度随时间增加）。我们解释这是一个结果的动力学的宇宙网络附近的晕，它产生稳定的，角动量丰富的冷气体的对流流入。在大尺度上，邻近斑块内的动力学将物质从周围的空隙中驱逐出来，进入墙壁和细丝，然后最终被吸积到维里化的暗物质晕上。由于这些壁/细丝构成了不对称空隙的边界，它们获得了净横向运动，这解释了来自更远处的后来的下落的角动量丰富的性质。我们推测，这种大规模的驱动一致性解释了为什么冷流是如此有效地建立高红移薄盘从内到外。
2011-08-16 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 origin of spin in galaxies: clues from simulations of atomic cooling halos
为了阐明星系中暗物质和重子自旋的起源，我们从宇宙学初始条件出发进行了流体动力学模拟。我们研究了红移范围为$100 > z > 9$的原子冷却晕，在红移为$z=10$。我们假设气体具有原始成分，并且在晕中${\rm H_2}$冷却和先前的恒星形成被抑制。本文对四种具有极低（$λ\approx 0.01$）、低（$λ\approx 0.04$）、高（$λ\approx 0.06$）和极高（$λ\approx 0.1$）自旋参数的晕的气体和暗物质性质进行了综合分析。我们的主要结论是，自旋的方向和大小最初是很好地描述了潮汐扭矩的线性理论，但后来决定于合并和吸积历史的每个晕。我们提供的证据表明，合并区域的拓扑结构，即碰撞细丝的数量，给出了一个准确的预测暗物质和气体的自旋：在结的中心晕将有低自旋，而那些在中心的细丝将有高自旋。晕的自旋由$λ\approx 0.05 \times \left(\frac{7.6}{\rm number\,\,\, of \,\,\, filaments}\right)^{5.1}$给出。
2014-10-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
The geometry of the filamentary environment of galaxy clusters
我们构建了一个灯丝目录使用扩展晕的灯丝发现张等人。（2009），在250 Mpc/h侧N-体模拟，并研究细丝结束或周围的星系团（在10 Mpc/h）的属性。在这一区域，大部分以星系团为中心的星系团、晕团和星系丰富度倾向于位于片层中，而这些片层并不总是重合的。固定片的宽度为3百万秒差距/小时的明确性，我们发现片的方向和（连接）的附加质量，晕质量和丰富的分数相对于周围的球。细丝通常具有一个或多个由细丝或晕质量或丰富度确定的片材外部的端点，其中至少一个具有与平面的垂线对齐的大概率。在模拟集群质量测量的散射，为几个可观的，往往是相关的观测方向相对于这些本地片，最常见的是丰富和弱透镜，康普顿减量少一点，最不常见的速度色散。星团的长轴也倾向于位于片层内，其相对于视线的取向也与质量散射有关。
2010-11-11 astro-ph.CO
The cosmic history of the spin of dark matter haloes within the large scale structure
我们使用N体模拟来研究自z=3以来暗物质晕角动量在大尺度结构中的方向和大小的演化。我们看看的演变的对齐的晕自旋与细丝和彼此，以及自旋参数，这是一个衡量的大小的角动量。结果表明，在高红移下，暗物质晕的角动量矢量与暗条正交的趋势较弱，高质量暗物质晕的正交取向比低质量暗物质晕强。由于z=1，低质量晕的自旋变得弱平行于细丝排列，而高质量晕保持其正交排列。最近这种低质量晕的平行排列使人们对潮汐力矩理论作为角动量建立的唯一机制产生了怀疑。我们看到大量的流动和扩大的长丝随着时间的推移，在对齐的晕自旋和速度的证据。我们发现，只有在非常小的分离，$r<0.3$ Mpc/h，这是由子结构驱动的相邻的暗物质晕的自旋显着对齐。自旋参数与晕质量的相关性在高红移得到证实。
2012-12-18 astro-ph.CO
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
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
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
Evolution of cosmic filaments and of their galaxy population from MHD cosmological simulations
尽管包含了宇宙中大约一半的物质，但在大多数波长下，宇宙网络的结构很难观察到。在这项工作中，我们使用大型unigrid宇宙学模拟来研究宇宙细丝的几何，几何和磁性的性质如何随质量和红移（z $\leq 1$）而变化。我们发现暗条的平均温度、长度、体积和磁场都与暗条的总引力质量有很好的对数-对数关系。这反映了自引力在塑造其性质方面的作用，并使其能够根据其质量对其观测性质进行统计预测。我们还专注于模拟人口的星系大小的晕内灯丝的属性，并比较其属性从光谱GAMA调查获得的结果。模拟和观测到的具有相同长度的细丝被发现包含相同数量的星系，具有非常相似的晕质量分布。每个暗条中的星系总数和星系中的总/平均恒星质量现在可以用来预测主暗条中气体的大尺度性质，其尺度可以达到几十或几百Mpc。这些结果是今后使用星系目录的第一步，以便选择最佳目标来观测温热的星系间介质。
2016-07-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Cosmic Web Type Dependence of Halo Clustering
我们使用千禧年模拟表明，晕聚类显着不同的宇宙网络类型。根据速度剪切张量的特征值分解，将晕分为节晕、丝晕、片晕和空晕。速度场的采样由一个固定数量的相邻的晕和空间导数的特有的速度计算使用的内核借用平滑粒子流体动力学。的分类方案是用来检查作为网络类型的函数的晕与质量大于$10^{11}$的晕的聚类。我们发现，节点晕显示正偏置，丝晕显示可忽略的偏差，和空和片晕是反偏置的晕质量无关。我们的研究结果表明，质量依赖的晕聚类是植根于网络类型的组成作为晕质量的函数。晕质量$\gtrsim 2\times10^{13}\,h^{-1}\rm M_\odot$的节点型晕的相当大的部分导致正偏置。在中等质量$10^{12} - 10^{13}\,h^{-1}\rm M_\odot$上，丝状晕占优势，导致无偏聚类。在低晕质量$\lesssim 10^{12}\,h^{-1}\rm M_\odot$下，片状晕的大贡献产生反偏置。
2017-08-27 astro-ph.CO
Revealing the cosmic web dependent halo bias
光环偏差是光环模型的关键成分之一。在给定的红移下，它只依赖于晕的质量。在这项研究中，四种类型的宇宙网络环境：集群，丝，片和空隙内定义的最先进的高分辨率$N$体模拟。在这些环境中，我们使用晕-暗物质互相关和晕-晕自动关联函数来探测晕的聚类特性。在我们描述的四种不同的宇宙网环境中，晕轮偏差的性质有很大的不同。相对于总体而言，簇中的晕在{ $10^{11.0}\sim 10^{13.5}h^{-1}\rm M_\odot$ }质量范围内具有显著较低的偏差。然而，在其他环境中，质量为{ $\sim 10^{12.0}h^{-1}\rm M_\odot$ }的晕圈在空隙中显示出高达10倍的极大增强的偏差。这种强烈的晕偏向宇宙网环境依赖性可能在未来的宇宙学和星系形成研究中发挥重要作用。在这个宇宙网络的框架内，年龄依赖性的晕偏差被发现是唯一显着的集群和细丝相对较小的晕$\la 10^{12.5}\msunh$。
2017-09-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Quenched Cold Accretion of a Large Scale Metal-Poor Filament due to Virial Shocking in the Halo of a Massive z=0.7 Galaxy
利用HST/COS/STIS和HIRES/Keck高分辨光谱，我们研究了类星体Q1317+277的一个显著的HI吸收复合体（z=0.672）。HI吸收具有1600 km/s的速度扩展，包括21个Voigt轮廓分量，并且位于来自明亮的高质量[log（M_vir/M_sun）~ 13.7]椭圆星系的D=58 kpc的碰撞参量处，该椭圆星系被推断为具有6 Gyr年龄的太阳金属丰度恒星星族。电离模型表明，该结构的大部分是冷气体周围的冲击加热的云，是运动学上相邻的多相组云检测CIII，CIV和OVI吸收，暗示附近的冲击导电界面。相对于在z ~ 3 Ly-alpha森林中观测到的水平，推断的金属丰度与中等原位富集一致。我们解释的HI复杂作为一个贫金属的外延结构被冲击加热，因为它吸积到星系的晕。这些数据支持星系早期形成时期（z > 4）的假设，在此期间，星系可能由冷模气体吸积提供，后来通过热晕的维里冲击淬灭，这样，通过中等红移，冷的吸积气体继续被冲击加热破坏。因此，持续的惯性吸积被混合到热晕中，这表明星系的恒星形成可能会保持熄灭。迄今为止，银河系和HI吸收复合体提供了一些最引人注目的观测数据，支持吸积是维里冲击在高质量星系的热日冕晕的理论图片。
2012-05-03 astro-ph.CO
Evolution of submillimeter galaxies across cosmic-web environments
Universidad Andres Bello（安德烈斯贝洛大学）；Universidad Técnica Federico Santa María（费德里科圣玛丽亚技术大学）；Millennium Nucleus for Galaxies (MINGAL)（星系千年核（MINGAL））；Leiden University（莱顿大学）；Purdue University（普渡大学）；University of Massachusetts, Amherst（马萨诸塞大学阿默斯特分校）；CONICET. Instituto de Astronomía Teórica y Experimental (IATE)（阿根廷国家科学技术研究委员会理论及实验天文学研究所 (IATE)）；Rutgers, The State University（罗格斯州立大学）
研究显示SMG在密集环境中主导恒星形成，其亮度与环境密度密切相关，且在不同红移下表现差异。
2026-02-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Halo intrinsic alignment: dependence on mass, formation time and environment
在本文中，我们使用高分辨率的宇宙学模拟研究晕内禀排列及其对质量，形成时间和大尺度环境的依赖性。与以前使用N体模拟的研究一致，发现大质量晕具有更强的对齐。对于给定的质量，较老的光环比较年轻的光环有更强的排列。利用Hessian矩阵对晕的宇宙环境进行了识别，发现对于给定的质量，团簇区的晕也比暗条区的晕具有更强的排列性。现有的理论没有明确地解决这些依赖关系。在这项工作中，我们扩展了线性排列模型，包括晕偏见，并发现晕的质量和形成时间的依赖关系的排列可以解释晕偏见。然而，该模型不能解释的环境依赖性，因为我们发现，晕偏差是低的集群和高的细丝。我们的研究结果表明，晕偏差和环境是决定晕对齐的独立因素。我们还研究了晕线排列的关联函数，发现晕线沿其长轴方向的聚集性很强，而沿短轴方向的聚集性较弱。关联晕排列可以扩展到$100h^{-1}$ Mpc尺度，其特征主要是由重子声学振荡效应驱动的。
2017-09-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Tracing cosmic gas in filaments and halos: Low-redshift insights from the kinematic Sunyaev-Zel'dovich effect
本文结合ACT与DESI数据，通过速度加权kSZ叠加首次测量低红移气体分布与宇宙网纤维的排列，并与TNG300-1和Illustris模拟比较。
2024-12-04 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
Mapping Dark Matter in Merging Clusters with Weak Lensing for CSST: Morphology and Filament Recovery
National Astronomical Observatories (NAOC), 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 Science（中国科学院大学天文与空间科学学院）；School of Physics and Astronomy, Beijing Normal University（北京师范大学物理与天文学院）；South-Western Institute for Astronomy Research (SWIFAR), Yunnan University（云南大学西南天文研究所）；Yunnan Key Laboratory of Survey Science,Yunnan University（云南大学云南省测绘科学重点实验室）；Shanghai Astronomical Observatory (SHAO)（中国科学院上海天文台）；Key Laboratory of Radio Astronomy and Technology, Chinese Academy of Sciences（中国科学院射电天文与技术重点实验室）
本研究验证了基于深度学习的MIU2Net质量重建框架，结合中国空间站望远镜（CSST）的弱引力透镜数据，可准确恢复并合星系团的暗物质形态与纤维结构，为相关宇宙学研究提供支撑。
2026-10-14 astro-ph.CO
Exploring Hot Gas at Junctions of Galaxy Filaments with Suzaku
我们用朱雀号进行了五次定点观测，以寻找与星系细丝连接处有关的热气，到目前为止，还没有发现明显的漫射X射线源。我们在所有五个区域都成功地发现了X射线源，并在每个区域分析了两个明亮的源。光谱分析表明，这三个源都来自与光学亮星系或星系群有关的X射线弥散晕，kT为0.6-0.8 keV。其他三个源可能是群和集群规模的X射线晕，温度分别为~1 keV和~4 keV，而其他的是紧凑的对象的起源，如活动星系核。所有三个观察到的星系丝结内的星系团内介质都参与了正在进行的合并。因此，我们证明，深X射线观测的灯丝结确定的星系调查是一个强大的手段来探索不断增长的晕在一个层次结构未被发现到目前为止。
2013-11-20 astro-ph.CO
Connecting the cosmic web to the spin of dark halos: implications for galaxy formation
我们使用Horizon 4 pi暗物质模拟来研究暗物质晕的自旋相对于（i）周围大尺度丝状结构的排列，以及（ii）相对于潮汐张量本征向量的排列，该模拟可以解析超过4300万个红移为零的暗物质晕。我们检测到一个明确的质量转变：自旋的暗物质晕超过临界质量往往是垂直于最近的灯丝，并与潮汐张量的中轴线对齐，而低质量晕的自旋更有可能是与最近的灯丝对齐。此外，这个临界质量5 10^12与红移有关，标度为（1+z）^-2.5。我们提出了一个解释这个信号的大规模宇宙流。在这幅图中，大多数低质量晕是通过嵌入错位壁中的流动的缠绕形成的;因此，它们获得了与在这些壁的交叉处形成的最终细丝的轴平行的自旋。另一方面，更大质量的晕通常是后来沿着这样的细丝合并的产物，因此当它们的轨道角动量转换为自旋时，它们获得垂直于这个方向的自旋。我们表明，这种情况下是一致的，无论是测量的过剩概率对齐w.r.t.潮汐张量的本征方向和晕合并的历史。在更定性的层面上，它似乎也与“平滑”暗物质模拟或气体示踪粒子追踪的宇宙网结构的3D可视化兼容。最后，它为Pichon等人（2011）提出的盘形成范式提供了额外的支持，因为它通过表征高红移下二次坍缩的几何形状来扩展它。
2012-07-04 astro-ph.CO
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
