近邻星系团中并合与并合后星系的分布

我们研究了红移范围 0.05$\lesssim$$z$$\lesssim$0.08 内六个星系团（A754、A2399、A2670、A3558、A3562 和 A3716）中目前正在经历引力并合（M）或具有并合后（PM）迹象的星系的发生率与空间分布。为此，我们获取了 u^\prime}、g^\prime} 和 r^\prime} 波段的 Dark Energy Camera (DECam) 拼接图像，覆盖范围达星系团的 $3\times R_{200}$，表面亮度极限达到 28 mag/arcsec$^2$。我们目视检查了体积受限（$M_r < -20$）的星系团成员星系的 u^\prime}g^\prime}r^\prime} 彩色合成图像，以识别星系属于 M 型还是 PM 型。在我们所研究的星系团中，发现了 4% 的 M 型星系和 7% 的 PM 型星系。通过添加光谱数据并研究投影星系团中心半径与视线速度的投影相空间图（PPSD），我们发现 PM 型星系比 M 型星系更加弛豫，在逃逸速度区域内的比例高出 1--5%，而 M 型星系在中等环境中的比例比 PM 型高出约 10%。类似地，在子结构分析中，在外围群中发现了 M 型星系，而 PM 型星系则广泛分布于 PPSD 各区域的群中。采用文献导出的动力学状态指标值，我们观察到在动力学弛豫的星系团中 M 型星系更为丰富。这一发现表明，星系团内显示并合后特征的星系很可能是在低速环境中并合的，包括星系团外围和动力学弛豫的星系团。