Toptun2026StellartohaloMassRelation

February 26, 2026

gemini https://aistudio.google.com/prompts/1J435tsyA0_eQy9xWV83wfsi8jafobjl8
核心主题是 BCG 的 SHMR，stellar/halo mass 分别来自 SDSS photometry 以及 eROSITA 观测
- 这里摘要写的 BCG 的全称是 brightest central galaxy
简单的结论是 1e12 halo mass 处的 stellar/halo mass ratio 最高
- 超过这一质量的 ratio 下降原因除了 AGN feedback 还可能包括气体冷却效率降低、ex-situ assembly 占据主导（ex-situ 并不贡献于 BCG stellar mass）

Brief #

使用分别来自 SDSS photometry 以及 eROSITA X-ray 的数据测量了 SHMR 上的一些数据点，并没有延伸到小于 1e12 的范围因为对应系统的 X-ray 信号太微弱

相比之前的 SHMR 研究更关注 group 级别而不是 1e14 halo mass 的 cluster 级别
SHMR 的两端的抑制分别是 stellar wind/SNe 和 AGN feedback
- 随着 halo 势阱深度增加，stellar feedback 不能有效地吹出气体，所以前一种反馈逐渐减弱
测量 halo mass 的方法列举：WL、mass proxy、SAM/AM
用 X-ray 观测量推断 halo mass 对于低质量的 group 是非常受限的，所以 this work 用到了 stacking 的方法

Yang 2007 提供了一个高质量的 group catalog
- 在高质量端存在 fragmentation 问题，需要和 eROSITA 进行 cross match 以确认
对于每一个 group/cluster 提取 eROSITA X-ray spectra，包括 source 本身以及周围环状区域的 background
采取基于 BCG stellar mass 以及 optical mass proxy 两种 binning 方法，对每个 bin 内的 group/cluster X-ray 测量进行叠加
对叠加光谱用 Sherpa 进行拟合，包括 ICM、AGN 以及 MW 吸收等组分
- ICM 辐射可以建模成 GADEM model，而 AGN 的光谱假定为一个 power law
- ICM/AGN fraction 是一个自由参数并且容易发生简并，应对方式是建立这个 fraction 和 halo mass 之间的函数关系并且迭代地调整
借助 Lovisari 2015 的关系实现从 X-ray 温度到 halo mass 的转换，然后将 M500 转换为 M200

fig1 以上两个物理量的对数线性关系，两种分 bin 方式没有太大差异
- 在低质量端用 optical proxy 得到的拟合 chi2 更大，可能是 proxy 在这里表现不佳的原因导致的

fig2 this work 得到的 SHMR
- 可以模糊地看出在 1e12 处存在一个 knee/peak 结构
- 实际上并没有得到太多有关低于 1e12 halo mass 的 SHMR 的信息，因为这个区间的 group 对应的 X-ray 信号极弱，低于 eROSITA 的敏感度
- 红色和绿色分别是 single power law 和 double power law 的结果
和其他 SHMR 结果基本一致，可能的差异除了 halo/stellar mass 测量方式的差异之外还包括「stellar mass 是否包括 ICL」，this work 并未包含 ICL 部分
4.3 描述了改变金属丰度对结果的可能造成的影响，比如使用随 halo mass 变化的金属丰度
- 结论是可变的金属丰度主要影响 SHMR 低质量端，尤其是使 peak 的位置左移到 3e11，所以采用 fixed metallicity 可能是更好的做法？
和 simulation 的不一致主要在于高质量端，主要原因是 simulation 对于 AGN feedback 的处理