• gemini https://aistudio.google.com/prompts/1jpX1VPqsTTc2-m9LJVZEQgTD9SIMx2mt
• 题目起得很像 review，但是是一篇观测 work
  • 类似主题的 review 有一篇 Contini2024BrightestClusterGalaxies，但是没有太多值得记住的结论，除了「ICL 由 DM halo 引力势直接束缚，而不是 BCG」
• 简单来说是分析了 170 个北半球 local clusters 中的 BCG，一个结论是 BCG 的 scaling relation 和普通星系不同，二者无法很好区分

Brief #

• 非常细致的 LSB 处理，但是暂时没有很强的 motivation 去详细了解，可以作为一个 bookmark
• BCG 相比普通椭圆星系更延展、更暗，是因为其演化过程被物质吸积主导
• Double-Sersic BCG 是近期吸积剧烈的标志，ICL 由还没有经过动力学演化和混合作用的新吸积物质组成，所以不能被一个 Sersic 描述，并且同时具有 shell/stream 等吸积特征

Intro #

• ICL 最初是 Zwicky 在 1951 年在 Coma 中观测到
• 之前对 cD（这里没有给出全称，猜测是 central determinant?）的定义和今天的 BCG 类似
• BCG 应该从位置而非 brightest 出发进行定义，这里的位置是相对 X-ray peak 来说的
  • 一个例子是 Virgo 中的 M87，相比 M49 更暗但是位于 X-ray/nebula/CG 等定义出来的 cluster 中心
• 观测上很难区分 BCG 和 ICL
• cluster 中心结构通过两阶段形成，首先是 BCG 通过 merger 形成，之后 satellite galaxy 因为 harassment/tidal stripping/pre-processing 等方式被吸积到中心成为 ICL
  • 后一个吸积阶段会留下具有 LSB 特征的 accretion signatures，比如 tidal/stellar stream, shell
• fig1 的意思是 this work 在 sample size - SB plane 上位于一个独特的位置
  • 这里 SB 降到了 30 以下

Data #

• 这里使用了包括 4073 clusters 的 ACO catalog，对其进行筛选之后挑出了 141 个
  • ACO 中的 A 是 Abell
  • 要求红移低于 0.08、银纬高于 13.5、dec 高于 5（便于观测）、周围没有亮星
  • 除此之外还添加了 13 个其他来源的 clusters，总之最终 sample size 扩大到了 170
  • catalog 存在轻微的 Malmquist bias
• 用 Wendelstein（WWFI）进行观测，之后 visually 识别 BCG，依据是用 X-ray 或者 satellite 分布确定出的 cluster center
• 以 Lauer 2014 cluster catalog 为参考，这里的 catalog 有足够的 completeness，但是 BCG 选择有一些分歧（主要针对 BCG 定义本身就存在不确定性的 case）
  • L14 使用的是固定孔径内最亮的星系，而这里优先选择位于中心的延展星系

Method #

Data reduction #

• WWFI 位于德国，口径是 2m，视场直径大约是不到 30 角分
  • 观测在 g’ band 进行
  • dithering 一方面是为了填补 CCD 之间的空隙，另一方面能够自洽地建构 bkg model（fig4）
  • 分辨率的不足可以用 HST archive image 弥补
• 数据处理流程包括对 bias、flat-fielding、电荷残留、bright star、bkg subtraction、source masking 的处理
  • bright star 用一个 core 和三个 $r^{1/4}$ 组成的 PSF 模型进行扣除（fig6）
  • bkg subtraction 容易损害 ICL，这里用的是 night skylight flats (NSF) 模板
  • fig7 的内容是 source masking 的阈值选取
  • 图像的叠加使用的软件是 SCAMP 和 SWarp

Profile and isophote #

• 用 ellfitn 进行 isophote 拟合，在每一个固定亮度处拟合一个最佳的椭圆
  • 在外围区域固定形状，仅统计亮度分布
• 在每一个椭圆 annulus 中测量 flux 以得到 profile
  • 用 Gaussian-Hermite 分布拟合拟合每一个 annulus 中的像素亮度的分布，相比 Gaussian 分布多了 h3 和 h4 两个参数
    • GH 均值作为亮度的表征，而其他参数反映的是偏离标准分布的程度
    • fig8 描述了 GH 分布和 Gaussian 分布的（微小的）区别
• 在高亮度的核心区域，用 HST image（或者图像本身的 de-convolution）弥补分辨率不足的问题（fig9 展示了两个来源的数据 combination）
• 最后用一个 Sersic 描述 BCG+ICL 的亮度分布
  • 一些 BCG 无法用单个 Sersic 描述，需要两个 Sersic 分别描述 BCG/ICL 成分

Error #

• 对 bkg subtraction 引入的误差，用 Sersic model 的 mock injection 进行量化（fig10）
  • 结果是最后会残留一个大约 $\pm1$ count/arcsec2 的残留背景
• 用 Planck 数据（350μm）量化 galactic cirrus 的影响（fig11），有 23% 的对象会受到影响，但是前面的处理过程已经一定程度上缓解了卷云的问题
• PSF 会导致光分布更加弥散，这里用于替代 de convolution 的办法是类似 unsharp mask 的办法（？）

Results #

• SS 和 DS 的比例分别是 71% 和 29%
• 约 10% 的 BCG 存在双核/shell 的特征，22% 有 tidal stream，47% 有 multi nuclei
  • 双核是 merger 正在进行的标志，shell 由径向的 satellite 坠入事件产生
  • tidal stream 来源于 satellite 被中心引力撕裂
  • double Sersic BCG 倾向于具有更多的以上吸积特征（fig14）
• 形状参数的对比也说明 single Sersic 是更加 relaxed 的，double Sersic 更加不规则
• 83% 的 BCG 具有超过 4 的 Sersic index，对应于 boxy、慢转、有核的椭圆星系
• fig16 对比了 BCG 和其他星系的 scaling relation，相比普通的椭圆星系 size-mass ratio 更大，也就是更弥散、更大、表面亮度更低
  • 上和中下的 x-axis 是不同的
  • SS/DS 具有相同的 scaling relation，但是 SS 位于尺寸更小的一端

Discussion #

• BCG 是一类特殊的星系，因为其演化几乎完全由物质吸积主导，导致了 size 以相对 mass 更快的速度增长
• 之前的一个理论是：DS 的内部 Sersic 成分可能类似一些其他椭圆星系中的 extra light，是由 wet merger 后进行的 star burst 成分组成的、
  • 这里的观测不支持上面的说法，因为 DS 的内部成分并不具有 disky 形态，并且 multi core 的比例也并不更高
  • 一般具有 extra light 的椭圆星系都是 coreless 的快转星系，而 BCG 一般是 cored 慢转星系
  • 所以这里还是更支持 DS 是 BCG+ICL 的观点
• DS 对应于刚刚经历显著吸积过程的系统，具有各种不规则的吸积特征，ICL 是新吸积物质尚未完全处理和沉积的表现
  • SS 近期的吸积比较平缓，ICL 和 BCG 已经 relax 并且融为一体，可以被单个 Sersic 描述

Thoughts #

• BCG/ICL 确实是一个 LSB science 可以有用武之地的 topic
• 这里只用了一个波段，好像确实也没有使用多波段的需要？
• technique 非常细致，但是其实阅读过程中不是特别关心
• 为什么这里的 depth limit 比 8m HSC 还深呢？应该是 exposure time 的原因？
  • 点源和 LSB science 的误差来源不同，后者只要对背景处理足够好就可以做到很深，类似 Dragonfly 做的事情
• 这里的绘图风格偏向于教科书
• 有可能通过让 BCG 遵循一个普通的 scaling relation 来分离 BCG 和 ICL 吗？
• 快转和慢转的概念在最近的一个 series 中曾经提到