We explore the simple inter-relationships between mass, star formation rate, and environment in the SDSS, zCOSMOS, and other deep surveys. We take a purely empirical approach in identifying those features of galaxy evolution that are demanded by the data and then explore the analytic consequences of these. We show that the differential effects of mass and environment are completely separable to z ∼ 1, leading to the idea of two distinct processes of "mass quenching" and "environment quenching." The effect of environment quenching, at fixed over-density, evidently does not change with epoch to z ∼ 1 in zCOSMOS, suggesting that the environment quenching occurs as large-scale structure develops in the universe, probably through the cessation of star formation in 30%–70% of satellite galaxies. In contrast, mass quenching appears to be a more dynamic process, governed by a quenching rate. We show that the observed constancy of the Schechter M* and αs for star-forming galaxies demands that the quenching of galaxies around and above M* must follow a rate that is statistically proportional to their star formation rates (or closely mimic such a dependence). We then postulate that this simple mass-quenching law in fact holds over a much broader range of stellar mass (2 dex) and cosmic time. We show that the combination of these two quenching processes, plus some additional quenching due to merging naturally produces (1) a quasi-static single Schechter mass function for star-forming galaxies with an exponential cutoff at a value M* that is set uniquely by the constant of proportionality between the star formation and mass quenching rates and (2) a double Schechter function for passive galaxies with two components. The dominant component (at high masses) is produced by mass quenching and has exactly the same M* as the star-forming galaxies but a faint end slope that differs by Δαs ∼ 1. The other component is produced by environment effects and has the same M* and αs as the star-forming galaxies but an amplitude that is strongly dependent on environment. Subsequent merging of quenched galaxies will modify these predictions somewhat in the denser environments, mildly increasing M* and making αs slightly more negative. All of these detailed quantitative inter-relationships between the Schechter parameters of the star-forming and passive galaxies, across a broad range of environments, are indeed seen to high accuracy in the SDSS, lending strong support to our simple empirically based model. We find that the amount of post-quenching "dry merging" that could have occurred is quite constrained. Our model gives a prediction for the mass function of the population of transitory objects that are in the process of being quenched. Our simple empirical laws for the cessation of star formation in galaxies also naturally produce the "anti-hierarchical" run of mean age with mass for passive galaxies, as well as the qualitative variation of formation timescale indicated by the relative α-element abundances.

We present accurate photometric redshifts (photo-z) in the 2-deg2 COSMOS field. The redshifts are computed with 30 broad, intermediate, and narrowbands covering the UV (Galaxy Evolution Explorer), visible near-IR (NIR; Subaru, Canada–France–Hawaii Telescope (CFHT), United Kingdom Infrared Telescope, and National Optical Astronomy Observatory), and mid-IR (Spitzer/IRAC). A χ2 template-fitting method (Le Phare) was used and calibrated with large spectroscopic samples from the Very Large Telescope Visible Multi-Object Spectrograph and the Keck Deep Extragalactic Imaging Multi-Object Spectrograph. We develop and implement a new method which accounts for the contributions from emission lines ([O ii], Hβ, Hα, and Lyα) to the spectral energy distributions (SEDs). The treatment of emission lines improves the photo-z accuracy by a factor of 2.5. Comparison of the derived photo-z with 4148 spectroscopic redshifts (i.e., Δz = zs − zp) indicates a dispersion of at i+AB < 22.5, a factor of 2–6 times more accurate than earlier photo-z in the COSMOS, CFHT Legacy Survey, and the Classifying Object by Medium-Band Observations-17 survey fields. At fainter magnitudes i+AB < 24 and z < 1.25, the accuracy is . The deep NIR and Infrared Array Camera coverage enables the photo-z to be extended to z ∼ 2, albeit with a lower accuracy ( at i+AB ∼ 24). The redshift distribution of large magnitude-selected samples is derived and the median redshift is found to range from zm = 0.66 at 22 < i+AB < 22.5 to zm = 1.06 at 24.5 < i+AB < 25. At i+AB < 26.0, the multiwavelength COSMOS catalog includes approximately 607,617 objects. The COSMOS-30 photo-z enables the full exploitation of this survey for studies of galaxy and large-scale structure evolution at high redshift.

We present spectroscopic redshifts of a large sample of galaxies with IAB < 22.5 in the COSMOS field, measured from spectra of 10,644 objects that have been obtained in the first two years of observations in the zCOSMOS-bright redshift survey. These include a statistically complete subset of 10,109 objects. The average accuracy of individual redshifts is 110 km s−1, independent of redshift. The reliability of individual redshifts is described by a Confidence Class that has been empirically calibrated through repeat spectroscopic observations of over 600 galaxies. There is very good agreement between spectroscopic and photometric redshifts for the most secure Confidence Classes. For the less secure Confidence Classes, there is a good correspondence between the fraction of objects with a consistent photometric redshift and the spectroscopic repeatability, suggesting that the photometric redshifts can be used to indicate which of the less secure spectroscopic redshifts are likely right and which are probably wrong, and to give an indication of the nature of objects for which we failed to determine a redshift. Using this approach, we can construct a spectroscopic sample that is 99% reliable and which is 88% complete in the sample as a whole, and 95% complete in the redshift range 0.5 < z < 0.8. The luminosity and mass completeness levels of the zCOSMOS-bright sample of galaxies is also discussed.

We present the Galaxy Stellar Mass Function (MF) up to z~1 from the zCOSMOS-bright 10k spectroscopic sample. We investigate the total MF and the contribution of ETGs and LTGs, defined by different criteria (SED, morphology or star formation). We unveil a galaxy bimodality in the global MF, better represented by 2 Schechter functions dominated by ETGs and LTGs, respectively. For the global population we confirm that low-mass galaxies number density increases later and faster than for massive galaxies. We find that the MF evolution at intermediate-low values of Mstar (logM<10.6) is mostly explained by the growth in stellar mass driven by smoothly decreasing star formation activities. The low residual evolution is consistent with ~0.16 merger per galaxy per Gyr (of which fewer than 0.1 are major). We find that ETGs increase in number density with cosmic time faster for decreasing Mstar, with a median "building redshift" increasing with mass, in contrast with hierarchical models. For LTGs we find that the number density of blue or spiral galaxies remains almost constant from z~1. Instead, the most extreme population of active star forming galaxies is rapidly decreasing in number density. We suggest a transformation from blue active spirals of intermediate mass into blue quiescent and successively (1-2 Gyr after) into red passive types. The complete morphological transformation into red spheroidals, required longer time-scales or follows after 1-2 Gyr. A continuous replacement of blue galaxies is expected by low-mass active spirals growing in stellar mass. We estimate that on average ~25% of blue galaxies is transforming into red per Gyr for logM<11. We conclude that the build-up of galaxies and ETGs follows the same downsizing trend with mass as the formation of their stars, converse to the trend predicted by current SAMs. We expect a negligible evolution of the global Galaxy Baryonic MF.

Abstract We present an analysis of the number density of galaxies as a function of stellar mass (i.e., the stellar mass function (SMF)) in the COSMOS field at z ∼ 3.3, making a comparison between the SMF in overdense environments and the SMF in the coeval field. In particular, this region contains the Elentári proto-supercluster, a system of six extended overdensities spanning ∼70 cMpc on a side. A clear difference is seen in the high-mass slope of these SMFs, with overdense regions showing an increase in the ratio of high-mass galaxies to low-mass galaxies relative to the field, indicating a more rapid buildup of stellar mass in overdense environments. This result qualitatively agrees with analyses of clusters at z ∼ 1, though the differences between protocluster and field SMFs at z ∼ 3.3 are smaller. While this is consistent with overdensities enhancing the evolution of their member galaxies, potentially through increased merger rates, whether this enhancement begins in protocluster environments or even earlier in group environments is still unclear. Though the measured fractions of quiescent galaxies between the field and overdense environments do not vary significantly, implying that this stellar mass enhancement is ongoing and any starbursts triggered by merger activity have not yet quenched, we note that spectroscopic observations are biased toward star-forming populations, particularly for low-mass galaxies. If mergers are indeed responsible, high-resolution imaging of Elentári and similar structures at these early epochs should then reveal increased merger rates relative to the field. Larger samples of well-characterized overdensities are necessary to draw broader conclusions in these areas.

The near-infrared calibration unit (NI-CU) on board NISP is the first astronomical calibration lamp based on LED to be operated in space. is a mission in ESA's Cosmic Vision 2015--2025 framework to explore the dark universe and provide a next-level characterisation of the nature of gravitation, dark matter, and dark energy. Calibrating photometric and spectrometric measurements of galaxies to better than 1.5<!PCT!> accuracy in a survey homogeneously mapping sim \,14\,000\,deg$^2$ of extragalactic sky requires a very detailed characterisation of NIR detector properties as well as constant monitoring of them in flight. To cover two of the main contributions -- relative pixel-to-pixel sensitivity and non-linearity characteristics -- and to support other calibration activities, NI-CU was designed to provide spatially approximately homogeneous ($<$\,12<!PCT!> variations) and temporally stable illumination (0.1<!PCT!>--0.2<!PCT!> over 1200\,s) over the NISP detector plane with minimal power consumption and energy dissipation. NI-CU covers the spectral range sim \,nm -- at cryo-operating temperature -- at five fixed independent wavelengths to capture wavelength-dependent behaviour of the detectors, with fluence over a dynamic range of gtrsim \,100 from sim $. For this functionality, NI-CU is based on LED . We describe the rationale behind the decision and design process, the challenges in sourcing the right LED and the qualification process and lessons learned. We also provide a description of the completed NI-CU, its capabilities, and performance as well as its limits. NI-CU has been integrated into NISP and the satellite, and since launch in July 2023, it has started supporting survey operations.

This paper presents the specification, design, and development of the Visible Camera (VIS) on the ESA Euclid mission. VIS is a large optical-band imager with a field of view of 0.54 deg^2 sampled at 0.1" with an array of 609 Megapixels and spatial resolution of 0.18". It will be used to survey approximately 14,000 deg^2 of extragalactic sky to measure the distortion of galaxies in the redshift range z=0.1-1.5 resulting from weak gravitational lensing, one of the two principal cosmology probes of Euclid. With photometric redshifts, the distribution of dark matter can be mapped in three dimensions, and, from how this has changed with look-back time, the nature of dark energy and theories of gravity can be constrained. The entire VIS focal plane will be transmitted to provide the largest images of the Universe from space to date, reaching m_AB>24.5 with S/N >10 in a single broad I_E~(r+i+z) band over a six year survey. The particularly challenging aspects of the instrument are the control and calibration of observational biases, which lead to stringent performance requirements and calibration regimes. With its combination of spatial resolution, calibration knowledge, depth, and area covering most of the extra-Galactic sky, VIS will also provide a legacy data set for many other fields. This paper discusses the rationale behind the VIS concept and describes the instrument design and development before reporting the pre-launch performance derived from ground calibrations and brief results from the in-orbit commissioning. VIS should reach fainter than m_AB=25 with S/N>10 for galaxies of full-width half-maximum of 0.3" in a 1.3" diameter aperture over the Wide Survey, and m_AB>26.4 for a Deep Survey that will cover more than 50 deg^2. The paper also describes how VIS works with the other Euclid components of survey, telescope, and science data processing to extract the cosmological information.

The Euclid photometric survey of galaxy clusters stands as a powerful cosmological tool, with the capacity to significantly propel our understanding of the Universe. Despite being subdominant to dark matter and dark energy, the baryonic component of our Universe holds substantial influence over the structure and mass of galaxy clusters. This paper presents a novel model that can be used to precisely quantify the impact of baryons on the virial halo masses of galaxy clusters using the baryon fraction within a cluster as a proxy for their effect. Constructed on the premise of quasi-adiabaticity, the model includes two parameters, which are calibrated using non-radiative cosmological hydrodynamical simulations, and a single large-scale simulation from the Magneticum set, which includes the physical processes driving galaxy formation. As a main result of our analysis, we demonstrate that this model delivers a remarkable 1% relative accuracy in determining the virial dark matter-only equivalent mass of galaxy clusters starting from the corresponding total cluster mass and baryon fraction measured in hydrodynamical simulations. Furthermore, we demonstrate that this result is robust against changes in cosmological parameters and against variation of the numerical implementation of the subresolution physical processes included in the simulations. Our work substantiates previous claims regarding the impact of baryons on cluster cosmology studies. In particular, we show how neglecting these effects would lead to biased cosmological constraints for a Euclid -like cluster abundance analysis. Importantly, we demonstrate that uncertainties associated with our model arising from baryonic corrections to cluster masses are subdominant when compared to the precision with which mass–observable (i.e. richness) relations will be calibrated using Euclid and to our current understanding of the baryon fraction within galaxy clusters.

Aims. We derived galaxy colour selections from Euclid and ground-based photometry, aiming to accurately define background galaxy samples in cluster weak-lensing analyses. These selections have been implemented in the Euclid data analysis pipelines for galaxy clusters. Methods. Given any set of photometric bands, we developed a method for the calibration of optimal galaxy colour selections that maximises the selection completeness, given a threshold on purity. Such colour selections are expressed as a function of the lens redshift. Results. We calibrated galaxy selections using simulated ground-based griz and EuclidY E J E H E photometry. Both selections produce a purity higher than 97%. The griz selection completeness ranges from 30% to 84% in the lens redshift range z l ∈ [0.2, 0.8]. With the full grizY E J E H E selection, the completeness improves by up to 25 percentage points, and the z l range extends up to z l = 1.5. The calibrated colour selections are stable to changes in the sample limiting magnitudes and redshift, and the selection based on griz bands provides excellent results on real external datasets. Furthermore, the calibrated selections provide stable results using alternative photometric aperture definitions obtained from different ground-based telescopes. The griz selection is also purer at high redshift and more complete at low redshift compared to colour selections found in the literature. We find excellent agreement in terms of purity and completeness between the analysis of an independent, simulated Euclid galaxy catalogue and our calibration sample, except for galaxies at high redshifts, for which we obtain up to 50 percentage points higher completeness. The combination of colour and photo- z selections applied to simulated Euclid data yields up to 95% completeness, while the purity decreases down to 92% at high z l . We show that the calibrated colour selections provide robust results even when observations from a single band are missing from the ground-based data. Finally, we show that colour selections do not disrupt the shear calibration for stage III surveys. The first Euclid data releases will provide further insights into the impact of background selections on the shear calibration.