宇宙网是宇宙中最大尺度的结构——由暗物质和星系组成的纤维状网络，构成了宇宙的“骨架”。在这个网络中，星系聚集在纤维状结构的节点和连接处，形成星系团和超星系团；纤维之间是巨大的空洞（巨洞），星系稀少。宇宙网的尺度可达数百亿光年，几乎覆盖整个可观测宇宙。这个结构的形成是引力不稳定性作用的结果：早期宇宙中微小的密度涨落（来自暴涨）在暗物质引力作用下逐渐增长，最终坍缩成纤维状结构，而低密度区域则膨胀成空洞。宇宙网不仅是宇宙大尺度结构的直观体现，也是检验宇宙学模型的关键——它的统计性质（两点相关函数、功率谱等）对暗物质、暗能量和宇宙学参数敏感。理解宇宙网，就是理解宇宙如何从几乎均匀的初始状态演化成今天充满结构的样貌。
20世纪初，天文学家普遍接受“宇宙学原理”——宇宙在大尺度上是均匀且各向同性的。这个假设是爱因斯坦广义相对论宇宙学模型的基础，也被观测所支持：在最大尺度上，宇宙确实大致均匀。
但星系是均匀分布的吗？早期巡天（如沙普利-艾姆斯巡天）已经发现星系有聚集倾向，但受限于样本大小，无法确定大尺度分布。
1970-80年代，大规模红移巡天（如CfA巡天）首次揭示了星系分布的非均匀性：
“当我们第一次看到CfA巡天的三维分布图时，我们震惊了。星系不是随机分布的——它们聚集在巨大的纤维状结构中，中间是巨大的空洞。宇宙看起来像一块海绵。”——玛格丽特·格勒
1990年代，随着更大规模的巡天（如2dF、SDSS），天文学家认识到：星系分布形成一个巨大的网络——宇宙网（Cosmic Web）。
1996年，理查德·邦德等人正式提出“宇宙网”这一术语，并指出它是暗物质主导的结构形成过程的自然结果。
1990年代至今，数值模拟（如Illustris、EAGLE、TNG）成功再现了宇宙网的形成：
“当我们运行宇宙学模拟时，看到暗物质和星系形成了美丽的纤维状网络，与观测惊人地吻合。宇宙网是冷暗物质模型最成功的预言之一。”——卡洛斯·弗伦克
宇宙网由四个主要成分组成：
| 成分 | 特征 | 尺度 | 密度对比 |
|---|---|---|---|
| 节点 | 超星系团 | 1-3亿光年 | 密度最高 |
| 纤维 | 星系链 | 数亿光年 | 高密度 |
| 片层 | 星系聚集面 | 数亿光年 | 中等密度 |
| 空洞 | 星系稀少区 | 1-3亿光年 | 密度最低（约10-30%） |
这些成分相互连接，形成一个类似“海绵”或“泡沫”的结构：纤维和片层构成“壁”，空洞是壁之间的“气泡”。
| 结构 | 典型尺度 | 示例 |
|---|---|---|
| 空洞 | 1-3亿光年 | 牧夫座巨洞（2.5亿光年） |
| 纤维 | 1-5亿光年 | 长城（5亿光年） |
| 超星系团 | 1-3亿光年 | 本超星系团（1.1亿光年） |
| 最大结构 | 数十亿光年 | 武仙-北冕座长城（~100亿光年） |
宇宙网具有分形特征——在不同尺度上，结构相似。从星系群到超星系团，纤维状和空洞的结构在不同尺度上重复出现。这种分形性反映了引力坍缩的自相似性。
宇宙网不是完全各向同性的——它是由初始密度涨落（高斯随机场）演化而来，在统计上是各向同性的，但在局部表现出明显的各向异性（纤维方向）。这种各向异性是结构形成的重要信息载体。
宇宙网的种子是早期宇宙中的微小密度涨落。这些涨落来自暴涨（inflation）——宇宙极早期的指数膨胀将量子涨落放大到宇宙学尺度。
密度涨落谱：
在引力作用下，初始密度涨落被放大：
线性增长：早期，密度涨落$\delta \propto a$（a是宇宙标度因子），缓慢增长。
非线性坍缩：当$\delta \sim 1$时，区域开始非线性坍缩，形成暗物质晕，气体落入，形成星系。
宇宙网主要由暗物质塑造：
这就是为什么宇宙网的纤维状结构与暗物质模拟高度一致——星系只是“示踪剂”，真正塑造结构的是暗物质。
重子物质（气体、恒星）的行为比暗物质复杂：
| 过程 | 影响 |
|---|---|
| 气体冷却 | 气体落入暗物质晕，形成星系 |
| 恒星形成 | 消耗气体，产生能量 |
| 超新星反馈 | 加热并吹走气体，抑制恒星形成 |
| AGN反馈 | 加热气体，阻止冷却 |
这些反馈过程影响星系在宇宙网中的分布，但宇宙网的大尺度结构仍由暗物质主导。
| 红移 | 时间（亿年前） | 事件 |
|---|---|---|
| z≈1000 | 138 | 宇宙微波背景辐射，密度涨落微小 |
| z≈100 | 13.5 | 暗物质开始显著坍缩 |
| z≈10-20 | 12-13 | 第一代恒星和星系形成 |
| z≈2-3 | 11-12 | 宇宙网基本形成，纤维清晰 |
| z≈1 | 7 | 结构进一步增长 |
| z≈0 | 0 | 现代宇宙网 |
暗物质是宇宙网的主要成分，占宇宙总质量的约85%。暗物质纤维是宇宙网的“骨架”：
星系是宇宙网中最容易观测的成分：
| 类型 | 分布 | 特征 |
|---|---|---|
| 椭圆星系 | 节点（超星系团中心） | 年老，红色 |
| 旋涡星系 | 纤维、片层 | 年轻，蓝色 |
| 矮星系 | 纤维外围、空洞边缘 | 暗弱，贫金属 |
形态-密度关系：在宇宙网的高密度区域（节点），椭圆星系比例更高；在低密度区域（纤维、空洞），旋涡星系比例更高。
宇宙网中充满稀薄的热气体（温度10⁵-10⁷ K），称为“温热星系际介质”（WHIM，Warm-Hot Intergalactic Medium）：
| 参数 | 数值 |
|---|---|
| 温度 | 10⁵-10⁷ K |
| 密度 | 10⁻⁵-10⁻⁴ cm⁻³ |
| 质量比例 | 约30-50%的宇宙重子物质 |
| 辐射 | 极弱，主要在紫外和X射线 |
探测：温热星系际介质极难探测，被认为是“缺失的重子”的主要成分。通过紫外和X射线吸收线（如OVI、OVII）可以间接探测。
空洞是宇宙网中星系稀少的巨大区域：
| 参数 | 数值 |
|---|---|
| 直径 | 1-3亿光年 |
| 星系密度 | 平均的10-30% |
| 形状 | 近似球形，有时不规则 |
| 内部 | 可能有少量星系、暗物质晕 |
空洞的分类：
| 类型 | 特征 | 示例 |
|---|---|---|
| 真空洞 | 几乎无星系 | 牧夫座巨洞 |
| 亚空洞 | 少量星系 | 本地巨洞 |
| 超级空洞 | 直径>3亿光年 | 玉夫座巨洞 |
节点是宇宙网中密度最高的区域，是多个纤维的交汇处：
| 参数 | 数值 |
|---|---|
| 尺度 | 1-3亿光年 |
| 成员 | 数千到数万个星系 |
| 特征 | 大量星系团，强X射线辐射 |
著名节点：
红移巡天是观测宇宙网的主要方法——通过测量星系的红移，得到三维位置（天球坐标+距离）。
| 巡天 | 覆盖 | 星系数量 | 贡献 |
|---|---|---|---|
| CfA | 北天 | 约1万 | 发现长城和巨洞 |
| SSRS | 南天 | 约1万 | 南天结构 |
| 2dF | 南天 | 约25万 | 大尺度结构 |
| SDSS | 北天 | 约100万 | 详细宇宙网 |
| 6dF | 南天 | 约10万 | 本地宇宙 |
| DESI | 全天空 | 约3500万（未来） | 高红移宇宙网 |
引力透镜是观测暗物质分布的直接方法：
X射线观测探测宇宙网中的热气体：
| 设备 | 贡献 |
|---|---|
| ROSAT | 首个全天空X射线巡天 |
| Chandra | 高分辨率成像，探测星系团中的热气体 |
| XMM-Newton | 大面积巡天 |
| eROSITA | 当前最灵敏的全天空X射线巡天 |
| XRISM | 高分辨率X射线光谱 |
| Athena | 未来将探测温热星系际介质 |
紫外观测探测温热星系际介质（WHIM）的吸收线：
21厘米中性氢线可用于探测宇宙网中的中性氢：
| 项目 | 贡献 |
|---|---|
| FAST | 中性氢巡天，探测本地宇宙网 |
| SKA | 未来将探测高红移宇宙网 |
| CHIME | 中性氢巡天 |
中国500米口径球面射电望远镜（FAST）在宇宙网研究中做出贡献：
宇宙学原理假设：宇宙在大尺度上是均匀且各向同性的。
观测：
问题：是否存在超过10亿光年的结构？目前认为，在10亿光年尺度上，宇宙开始趋于均匀。但武仙-北冕座长城的尺度如果被证实，可能挑战这一结论。
重子声学振荡（BAO）是早期宇宙声波在物质分布中留下的痕迹，在宇宙网中表现为星系过密度的特征尺度（约5亿光年）。
通过测量BAO尺度，可以：
宇宙网的统计性质（两点相关函数、功率谱、多极矩等）对宇宙学参数敏感：
| 参数 | 影响 |
|---|---|
| $\Omega_m$ | 物质密度越高，结构越强 |
| $\sigma_8$ | 涨落幅度越大，结构越强 |
| $n_s$ | 初始谱指数影响小尺度结构 |
| $w$ | 暗能量影响结构形成时间 |
通过测量宇宙网的统计性质，可以约束这些参数，与宇宙微波背景辐射、超新星等独立方法比较。
宇宙网的质量分布影响星系的本动速度——偏离哈勃流的速度：
通过测量本动速度，可以：
通过比较不同红移的宇宙网，可以研究结构形成的历史：
| 红移 | 宇宙年龄（亿年） | 结构状态 |
|---|---|---|
| z≈2-3 | 20-30 | 宇宙网基本形成，纤维清晰 |
| z≈1 | 60 | 节点更密集，空洞更大 |
| z≈0 | 138 | 现代宇宙网 |
高红移宇宙网与本地宇宙网的比较，可以检验结构形成速度是否与冷暗物质模型一致。
宇宙网模拟分为几种类型：
| 类型 | 方法 | 优势 | 局限 |
|---|---|---|---|
| N体模拟 | 暗物质粒子 | 速度快，分辨率高 | 无气体 |
| 流体动力学模拟 | 暗物质+气体+恒星 | 包含重子物理 | 计算量大 |
| 半解析模拟 | N体+解析模型 | 速度快 | 简化物理 |
| 模拟 | 体积 | 分辨率 | 贡献 |
| ------ | ------ | -------- | ------ |
| Millennium | 500 Mpc/h | 暗物质 | 大尺度结构 |
| Illustris | 100 Mpc | 流体动力学 | 星系-宇宙网关联 |
| EAGLE | 100 Mpc | 流体动力学 | 反馈过程 |
| IllustrisTNG | 300 Mpc | 流体动力学 | 宇宙网演化 |
| FIRE | 小体积 | 极高分辨率 | 星系形成细节 |
数值模拟成功再现了宇宙网的结构：
当前模拟的局限：
温热星系际介质（WHIM）是“缺失的重子”的主要成分，但极难探测。如何系统性地探测宇宙网中的热气体？
宇宙网的纤维状结构是如何形成的？是暗物质主导的引力不稳定性，还是存在其他物理过程（如磁场、湍流）？
宇宙网中是否存在大尺度磁场？如果存在，它的起源是什么？如何探测？
这个尺度约100亿光年的结构真的存在吗？如果存在，它如何形成？是否挑战宇宙学原理？
暗能量如何影响宇宙网的生长？高红移宇宙网能否约束暗能量状态方程？