An important characteristic of cosmic hydrogen reionization is the growth of ionized gas bubbles surrounding early luminous objects. Ionized bubble sizes are beginning to be probed using Lyman-$\alpha$ emission from high-redshift galaxies, and will also be probed by upcoming 21-cm maps. We present results from a study of bubble sizes using the state-of-the-art THESAN radiation-hydrodynamics simulation suite, which self-consistently models radiation transport and realistic galaxy formation. We employ the mean-free path method, and track the evolution of the effective ionized bubble size at each point ($R_{\rm eff}$) throughout the Epoch of Reionization. We show there is a slow growth period for regions ionized early, but a rapid "flash ionization" process for regions ionized later as they immediately enter a large, pre-existing bubble. We also find that bright sources are preferentially in larger bubbles, and find consistency with recent observational constraints at $z \gtrsim 9$, but tension with idealized Lyman-$\alpha$ damping-wing models at $z \approx 7$. We find that high overdensity regions have larger characteristic bubble sizes, but the correlation decreases as reionization progresses, likely due to runaway formation of large percolated bubbles. Finally, we compare the redshift at which a region transitions from neutral to ionized ($z_{\rm reion}$) with the time it takes to reach a given bubble size and conclude that $z_{\rm reion}$ is a reasonable local probe of small-scale bubble size statistics ($R_\text{eff} \lesssim 1\,\rm{cMpc}$). However, for larger bubbles, the correspondence between $z_{\rm reion}$ and size statistics weakens due to the time delay between the onset of reionization and the expansion of large bubbles, particularly at high redshifts.

ABSTRACT For decades, the boundary of cosmic filaments has been a subject of debate. In this work, we determine the physically motivated radii of filaments by constructing stacked galaxy number density profiles around the filament spines. We find that the slope of the profile changes with distance to the filament spine, reaching its minimum at approximately 1 Mpc at $z=0$ in both state-of-the-art hydrodynamical simulations and observational data. This can be taken as the average value of the filament radius. Furthermore, we note that the average filament radius rapidly decreases from $z=4$ to 1, and then slightly increases. Moreover, we find that the radius of the filament depends on the length of the filament, the distance from the connected clusters, and the masses of the clusters. These results suggest a two-phase formation scenario of cosmic filaments. The filaments experienced rapid contraction before $z=1$, but their density distribution has remained roughly stable since then. The subsequent mass transport along the filaments to the connected clusters is likely to have contributed to the formation of the clusters themselves.

ABSTRACT Metallicity offers a unique window into the baryonic history of the cosmos, being instrumental in probing evolutionary processes in galaxies between different cosmic environments. We aim to quantify the contribution of these environments to the scatter in the mass–metallicity relation (MZR) of galaxies. By analysing the galaxy distribution within the cosmic skeleton of the Horizon Run 5 cosmological hydrodynamical simulation at redshift z = 0.625, computed using a careful calibration of the T-ReX filament finder, we identify galaxies within three main environments: nodes, filaments, and voids. We also classify galaxies based on the dynamical state of the clusters and the length of the filaments in which they reside. We find that the cosmic environment significantly contributes to the scatter in the MZR; in particular, both the gas metallicity and its average relative standard deviation increase when considering denser large-scale environments. The difference in the average metallicity between galaxies within relaxed and unrelaxed clusters is ≈0.1dex, with both populations displaying positive residuals, δZg, from the averaged MZR. Moreover, the difference in metallicity between node and void galaxies accounts for $\approx 0.14 \, \text{dex}$ in the scatter of the MZR at stellar mass $M_{\star } \approx 10^{9.35}\, \text{M}_{\odot }$. Finally, both the average [O/Fe] in the gas and the galaxy gas fraction decrease when moving to higher large-scale densities in the simulation, suggesting that the cores of cosmic environments host – on average – older and more massive galaxies, whose enrichment is affected by a larger number of Type Ia Supernova events.