The Cluster Lensing And Supernova survey with Hubble (CLASH) is a 524-orbit Multi-Cycle Treasury Program to use the gravitational lensing properties of 25 galaxy clusters to accurately constrain their mass distributions. The survey, described in detail in this paper, will definitively establish the degree of concentration of dark matter in the cluster cores, a key prediction of structure formation models. The CLASH cluster sample is larger and less biased than current samples of space-based imaging studies of clusters to similar depth, as we have minimized lensing-based selection that favors systems with overly dense cores. Specifically, 20 CLASH clusters are solely X-ray selected. The X-ray-selected clusters are massive (kT > 5 keV) and, in most cases, dynamically relaxed. Five additional clusters are included for their lensing strength (θEin > 35'' at zs = 2) to optimize the likelihood of finding highly magnified high-z (z > 7) galaxies. A total of 16 broadband filters, spanning the near-UV to near-IR, are employed for each 20-orbit campaign on each cluster. These data are used to measure precise (σz ∼ 0.02(1 + z)) photometric redshifts for newly discovered arcs. Observations of each cluster are spread over eight epochs to enable a search for Type Ia supernovae at z > 1 to improve constraints on the time dependence of the dark energy equation of state and the evolution of supernovae. We present newly re-derived X-ray luminosities, temperatures, and Fe abundances for the CLASH clusters as well as a representative source list for MACS1149.6+2223 (z = 0.544).

We present our first results from 120 ks of X-ray observations obtained with the Advanced CCD Imaging Spectrometer on the Chandra X-Ray Observatory. The field of the two combined exposures is 0.096 deg2 and the detection limit is to a S/N of 2 (corresponding to ~7 net counts). We reach a flux of 2 × 10-16 erg s-1 cm-2 in the 0.5-2 keV soft band and 2 × 10-15 erg s-1 cm-2 in the 2-10 keV hard band. Our combined sample has 144 soft sources and 91 hard sources, for a total of 159 sources. Fifteen sources are detected only in the hard band, and 68 only in the soft band. For the optical identification, we carried out a survey in VRI with the FORS-1 imaging spectrometer on the Antu telescope (UT-1 at VLT) complete to R ≤ 26. This data set was complemented with data from the ESO Imaging Survey (EIS) in the UBJK bands and the ESO Wide Field Imager Survey (WFI) in the B band. The positional accuracy of the X-ray detections is of the order of 1'' in the central 6'. Optical identifications are found for ≃90% of the sources. Optical spectra have been obtained for 12 objects. We obtain the cumulative spectra of the faint and bright X-ray sources in the sample and also the hardness ratios of individual sources. A power-law fit in the range 2-10 keV using the Galactic value of NH ≃ 8 × 1019 cm-2 yields a photon index of Γ = 1.70 ± 0.12 and 1.35 ± 0.20 (errors at 90% confidence level) for the bright and faint samples, respectively, showing a flattening of the spectrum at lower fluxes. Hardness ratio is given as a function of X-ray flux and confirms this result. The spectrum of our sources is approaching the spectrum of the X-ray background (XRB) in the hard band, which has an effective Γ = 1.4. Correlation function analysis for the angular distribution of the sources indicates that they are significantly clustered on scales as large as 100''. The scale dependence of the correlation function is a power law with index γ ~ 2, consistent with that of the galaxy distribution in the local universe. Consequently, the discrete sources detected by deep Chandra-pointed observations can be used as powerful tracers of the large-scale structure at high redshift. We discuss the log N- log S relationship and the discrete source contribution to the integrated X-ray sky flux. In the soft band, the sources detected in the field at fluxes below 10-15 erg s-1 cm-2 contribute (4.0 ± 0.3) × 10-12 erg cm-2 s-1 deg-2 to the total XRB. The flux resolved in the hard band down to the flux limit of 2 × 10-15 erg s-1 cm-2 contributes (1.05 ± 0.2) × 10-11 erg cm-2 s-1 deg-2. Once the contribution from the bright counts resolved by ASCA is included, the total resolved XRB amounts to 1.3 × 10-11 erg cm-2 s-1 deg-2, which is 60%-80% of the total measured background. This result confirms that the XRB is due to the integrated contribution of discrete sources, but shows that there is still a relevant fraction (at least 20%) of the hard XRB to be resolved at fluxes below 10-15 erg s-1 cm-2. We discuss the X-ray flux versus R magnitude relation for the identified sources. We find that ≃10% of the sources in our sample are not immediately identifiable at R > 26. For these sources, SX/Sopt > 15, whereas most of the ROSAT and Chandra sources have SX/Sopt < 10. We have also found a population of objects with unusually low SX/Sopt that are identified as galaxies. The R-K versus R color diagram shows that the Chandra sources continue the trend seen by ROSAT. For our 12 spectroscopically studied objects with redshifts, we observe four QSOs, five Seyfert 2 galaxies, one elliptical, and two interacting galaxies. We compare LX versus z obtained with these measurements and show that Chandra is achieving the predicted sensitivity.

Aims.The goal of this work is to measure the evolution of the Galaxy Stellar Mass Function and of the resulting Stellar Mass Density up to redshift 4, in order to study the assembly of massive galaxies in the high redshift Universe.

We present a detailed X-ray spectral analysis of the sources in the 1Ms catalog of the Chandra Deep Field South (CDFS) taking advantage of optical spectroscopy and photometric redshifts for 321 extragalactic sources out of the total sample of 347 sources. As a default spectral model, we adopt a power law with slope Γ with an intrinsic redshifted absorption NH, a fixed Galactic absorption and an unresolved Fe emission line. For 82 X-ray bright sources, we are able to perform the X-ray spectral analysis leaving both Γ and NH free. The weighted mean value for the slope of the power law is , and the distribution of best fit values shows an intrinsic dispersion of . We do not find hints of a correlation between the spectral index Γ and the intrinsic absorption column density NH. We then investigate the absorption distribution for the whole sample, deriving the NH values in faint sources by fixing . We also allow for the presence of a scattered component at soft energies with the same slope of the main power law, and for a pure reflection spectrum typical of Compton-thick AGN. We detect the presence of a scattered soft component in 8 sources; we also identify 14 sources showing a reflection-dominated spectrum. The latter are referred to as Compton-thick AGN candidates. By correcting for both incompleteness and sampling-volume effects, we recover the intrinsic NH distribution representative of the whole AGN population, , from the observed one. shows a lognormal shape, peaking around and with . Interestingly, such a distribution shows continuity between the population of Compton-thin and that of Compton-thick AGN. We find that the fraction of absorbed sources (with cm-2) in the sample is constant (at the level of about 75%) or moderately increasing with redshift. Finally, we compare the optical classification to the X-ray spectral properties, confirming that the correspondence of unabsorbed (absorbed) X-ray sources to optical type I (type II) AGN is accurate for at least 80% of the sources with spectral identification (1/3 of the total X-ray sample).

We present the full data set of the VIMOS spectroscopic campaign of the ESO/GOODS program in the CDFS, which complements the FORS2 ESO/GOODS spectroscopic campaign. The GOODS/VIMOS spectroscopic campaign is structured in two separate surveys using two different VIMOS grisms. The VIMOS Low Resolution Blue (LR-Blue) and Medium Resolution (MR) orange grisms have been used to cover different redshift ranges. The LR-Blue campaign is aimed at observing galaxies mainly at 1.83.5. The full GOODS/VIMOS spectroscopic campaign consists of 20 VIMOS masks. This release adds 8 new masks to the previous release (12 masks, Popesso et al. 2009). In total we obtained 5052 spectra, 3634 from the 10 LR-Blue masks and 1418 from the 10 MR masks. A significant fraction of the extracted spectra comes from serendipitously observed sources: ~21% in the LR-Blue and ~16% in the MR masks. We obtained 2242 redshifts in the LR-Blue campaign and 976 in the MR campaign for a total success rate of 62% and 69% respectively, which increases to 66% and 73% if only primary targets are considered. The typical redshift uncertainty is estimated to be ~0.0012 (~255 km/s) for the LR-Blue grism and ~0.00040 (~120 km/s) for the MR grism. By complementing our VIMOS spectroscopic catalog with all existing spectroscopic redshifts publicly available in the CDFS, we compiled a redshift master catalog with 7332 entries, which we used to investigate large scale structures out to z~3.7. We produced stacked spectra of LBGs in a few bins of equivalent width (EW) of the Ly-alpha and found evidence for a lack of bright LBGs with high EW of the Ly-alpha. Finally, we obtained new redshifts for 12 X-ray sources of the CDFS and extended-CDFS.

We study the star formation and the mass assembly process of 0.3<=z<2.5 galaxies using their IR emission from MIPS 24um band. We used an updated version of the GOODS-MUSIC catalog, extended by the addition of mid-IR fluxes. We compared two different estimators of the Star Formation Rate: the total infrared emission derived from 24um, estimated using both synthetic and empirical IR templates, and the multiwavelength fit to the full galaxy SED. For both estimates, we computed the SFR Density and the Specific SFR. The two SFR tracers are roughly consistent, given the uncertainties involved. However, they show a systematic trend, IR-based estimates exceeding the fit-based ones as the SFR increases. We show that: a) at z>0.3, the SFR is well correlated with stellar mass, and this relationship seems to steepen with redshift (using IR-based SFRs); b) the contribution to the global SFRD by massive galaxies increases with redshift up to ~2.5, more rapidly than for galaxies of lower mass, but appears to flatten at higher z; c) despite this increase, the most important contributors to the SFRD at any z are galaxies of about, or immediately lower than, the characteristic stellar mass; d) at z~2, massive galaxies are actively star-forming, with a median SFR 300 Msun/yr. During this epoch, they assemble a substantial part of their final stellar mass; e) the SSFR shows a clear bimodal distribution. The analysis of the SFRD and the SSFR seems to support the downsizing scenario, according to which high mass galaxies have formed their stars earlier and faster than their low mass counterparts. A comparison with theoretical models indicates that they follow the global increase in the SSFR with redshift and predict the existence of quiescent galaxies even at z>1.5, but they systematically underpredict the average SSFR.

Growing observational evidence now indicates that nebular line emission has a significant impact on the rest-frame optical fluxes of z~5-7 galaxies observed with Spitzer. This line emission makes z~5-7 galaxies appear more massive, with lower specific star formation rates. However, corrections for this line emission have been very difficult to perform reliably due to huge uncertainties on the overall strength of such emission at z>~5.5. Here, we present the most direct observational evidence yet for ubiquitous high-EW [OIII]+Hbeta line emission in Lyman-break galaxies at z~7, while also presenting a strategy for an improved measurement of the sSFR at z~7. We accomplish this through the selection of bright galaxies in the narrow redshift window z~6.6-7.0 where the IRAC 4.5 micron flux provides a clean measurement of the stellar continuum light. Observed 4.5 micron fluxes in this window contrast with the 3.6 micron fluxes which are contaminated by the prominent [OIII]+Hbeta lines. To ensure a high S/N for our IRAC flux measurements, we consider only the brightest (H_{160}<26 mag) magnified galaxies we have identified in CLASH and other programs targeting galaxy clusters. Remarkably, the mean rest-frame optical color for our bright seven-source sample is very blue, [3.6]-[4.5]=-0.9+/-0.3. Such blue colors cannot be explained by the stellar continuum light and require that the rest-frame EW of [OIII]+Hbeta be greater than 637 Angstroms for the average source. The bluest four sources from our seven-source sample require an even more extreme EW of 1582 Angstroms. Our derived lower limit for the mean [OIII]+Hbeta EW could underestimate the true EW by ~2x based on a simple modeling of the redshift distribution of our sources. We can also set a robust lower limit of >~4 Gyr^-1 on the specific star formation rates based on the mean SED for our seven-source sample. (abridged)

We present a joint shear-and-magnification weak-lensing analysis of a sample of 16 X-ray-regular and 4 high-magnification galaxy clusters at 0.19 ≲ z ≲ 0.69 selected from the Cluster Lensing And Supernova survey with Hubble (CLASH). Our analysis uses wide-field multi-color imaging, taken primarily with Suprime-Cam on the Subaru Telescope. From a stacked-shear-only analysis of the X-ray-selected subsample, we detect the ensemble-averaged lensing signal with a total signal-to-noise ratio of ≃ 25 in the radial range of 200–3500 kpc h−1, providing integrated constraints on the halo profile shape and concentration–mass relation. The stacked tangential-shear signal is well described by a family of standard density profiles predicted for dark-matter-dominated halos in gravitational equilibrium, namely, the Navarro–Frenk–White (NFW), truncated variants of NFW, and Einasto models. For the NFW model, we measure a mean concentration of at an effective halo mass of . We show that this is in excellent agreement with Λ cold dark matter (ΛCDM) predictions when the CLASH X-ray selection function and projection effects are taken into account. The best-fit Einasto shape parameter is , which is consistent with the NFW-equivalent Einasto parameter of ∼0.18. We reconstruct projected mass density profiles of all CLASH clusters from a joint likelihood analysis of shear-and-magnification data and measure cluster masses at several characteristic radii assuming an NFW density profile. We also derive an ensemble-averaged total projected mass profile of the X-ray-selected subsample by stacking their individual mass profiles. The stacked total mass profile, constrained by the shear+magnification data, is shown to be consistent with our shear-based halo-model predictions, including the effects of surrounding large-scale structure as a two-halo term, establishing further consistency in the context of the ΛCDM model.

The galaxy stellar mass function (GSMF) at high-z provides key information on star-formation history and mass assembly in the young Universe. We aimed to use the unique combination of deep optical/NIR/MIR imaging provided by HST, Spitzer and the VLT in the CANDELS-UDS, GOODS-South, and HUDF fields to determine the GSMF over the redshift range 3.54. These results confirm the unique synergy of the CANDELS+HUDF, HUGS, and SEDS surveys for the discovery and study of moderate/low-mass galaxies at high redshifts.