由星系暗物质晕示踪的室女座星系团吸积过程

运动学研究已对大样本天体在光学延展范围内的总暗物质质量与平均暗物质密度给出了精确测量。本文考虑在等光半径 $R_{23.5}$ 内、针对具有普适密度轮廓的孤立暗物质晕所测得的后一物理量 $\bar{\rho}_{dm}$ 的理论预言。通过经验标度关系的结合，我们表明 $\bar{\rho}_{dm}$ 预期弱依赖于晕质量、强依赖于红移。当星系暗物质晕落入更大的星系群或星系团时，它们会受到潮汐剥离，总暗物质质量减小，但这一过程预期在天体接近瓦解前保持中心密度不变。我们用无碰撞的星系团形成模拟证实了这一点，发现子晕的 $\bar{\rho}_{dm}$ 值接近解析预言。这表明 $\bar{\rho}_{dm}$ 可能是落入星系团红移的有用示踪量。我们用覆盖室女座星系团相当部分的 SHIVir 巡天数据检验了该假设。我们发现具有高 $\bar{\rho}_{dm}$ 的星系确实示踪了星系团最致密的区域，仅有少数显著例外。按环境选取的样本在 3.5-4$\sigma$ 显著性下具有更高密度，而按密度选取的样本在 3-3.5$\sigma$ 显著性下成团性更强。我们得出结论：暗物质晕密度可作为星系团及其成员星系吸积历史的有力示踪者。