斯隆数字巡天中星系群的紧致度

我们使用 Yang 等人基于晕的星系群星表的更新版本，并取基于星系成员投影位置与光度的星系群表面亮度（$\mu_{\rm lim}$）作为紧致度代理，将星系群划分为具有不同紧致度的子系统。通过比较各种性质，包括星系条件光度函数、恒星种群、活动星系核（AGN）活动，以及经过仔细匹配的高紧致度（HC）与低紧致度（LC）星系群样本的中介星系团介质 X 射线光度，我们发现星系群紧致度在刻画星系群自身及其成员详细物理性质方面起着关键作用，尤其对于 $M_h \lesssim 10^{13.5}h^{-1}M_{\odot}$ 的低质量星系群。我们发现低质量 HC 星系群比其 LC 对应体具有系统更低的星等间隙 $\Delta m_{12}$ 与 X 射线光度，表明 HC 星系群可能处于星系群并合的早期阶段。另一方面，HC 星系群中被动星系比例更高，但这是其卫星星系总体系统更小的晕心距离分布所致。在同时控制 $M_h$ 与晕心距离后，我们未发现 HC 与 LC 星系群间成员星系的 quenching 比例与 AGN 活动存在任何差异。因此我们得出结论：导致星系种群晕心依赖性的晕 quenching 效应，相比于星系群的动力学弛豫时标是一个更快的过程。