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Local Universe dwarf galaxies can serve as both cosmological and mass assembly probes. Deep surveys have enabled the study of these objects down to the low surface brightness (LSB) regime. In this paper, we estimate Euclid's dwarf detection capabilities as well as limits of its MERge processing function (MER pipeline), which is responsible for producing the stacked mosaics and final catalogues. To do this, we injected mock dwarf galaxies in a real Euclid Wide Survey (EWS) field in the VIS band and compared the input catalogue to the final MER catalogue. The mock dwarf galaxies were generated using simple S rsic models with structural parameters (including size and surface brightness) drawn from observed dwarf galaxy catalogues. These simulations represent an idealised case in the sense they do not account for additional factors such as ellipticity, morphology, or crowding. To characterise the detected dwarfs, we used the mean surface brightness inside the effective radius SBe (in mag arcsec?2 ). The final MER catalogues achieve a completenesses of 91% for SBe ∈ [21, 24] and 54% for SBe ∈ [24, 28]. These numbers do not take into account possible contaminants, including confusion with background galaxies at the location of the dwarfs. After taking those effects into account, they respectively became 86% and 38%. The MER pipeline performs a final local background subtraction with a small mesh size, leading to a flux loss for galaxies with Re > 1000. By using the final MER mosaics and reinjecting this local background, we obtained an image in which we recover reliable photometric properties for objects under the arcminute scale. This background-reinjected product is thus suitable for the study of Local Universe dwarf galaxies. Euclid's data reduction pipeline serves as a test bed for other deep surveys, particularly regarding background subtraction methods, a key issue in LSB science.
Urbano, M., Duc, P.-A., Poulain, M., Nucita, A.A., Venhola, A., Marchal, O., et al. (2026). Euclid preparation: LXXIX. Using mock low surface brightness dwarf galaxies to probe Euclid Wide Survey detection capabilities. ASTRONOMY & ASTROPHYSICS, 707, 1-22 [10.1051/0004-6361/202557270].
Euclid preparation: LXXIX. Using mock low surface brightness dwarf galaxies to probe Euclid Wide Survey detection capabilities
Urbano M.;Duc P. -A.;Poulain M.;Nucita A. A.;Venhola A.;Marchal O.;Kummel M.;Kong H.;Soldano F.;Romelli E.;Walmsley M.;Saifollahi T.;Voggel K.;Lancon A.;Marleau F. R.;Sola E.;Hunt L. K.;Junais J.;Carollo D.;Sanchez-Alarcon P. M.;Baes M.;Buitrago F.;Cantiello M.;Cuillandre J. -C.;Dominguez Sanchez H.;Ferre-Mateu A.;Franco A.;Gracia-Carpio J.;Habas R.;Hilker M.;Iodice E.;Knapen J. H.;Le M. N.;Martinez-Delgado D.;Muller O.;De Paolis F.;Papaderos P.;Ragusa R.;Roman J.;Saremi E.;Testa V.;Altieri B.;Amendola L.;Andreon S.;Auricchio N.;Baccigalupi C.;Baldi M.;Bardelli S.;Battaglia P.;Biviano A.;Branchini E.;Brescia M.;Camera S.;Canas-Herrera G.;Capobianco V.;Carbone C.;Carretero J.;Casas S.;Castellano M.;Castignani G.;Cavuoti S.;Cimatti A.;Colodro-Conde C.;Congedo G.;Conselice C. J.;Conversi L.;Copin Y.;Courbin F.;Courtois H. M.;Cropper M.;Da Silva A.;Degaudenzi H.;De Lucia G.;Dole H.;Dubath F.;Duncan C. A. J.;Dupac X.;Dusini S.;Escoffier S.;Farina M.;Farinelli R.;Ferriol S.;Finelli F.;Frailis M.;Franceschi E.;Fumana M.;Galeotta S.;George K.;Gillis B.;Giocoli C.;Grazian A.;Grupp F.;Guzzo L.;Haugan S. V. H.;Holmes W.;Hook I. M.;Hormuth F.;Hornstrup A.;Jahnke K.;Jhabvala M.;Joachimi B.;Keihanen E.;Kermiche S.;Kiessling A.;Kubik B.;Kunz M.;Kurki-Suonio H.;Laureijs R.;Le Brun A. M. C.;Ligori S.;Lilje P. B.;Lindholm V.;Lloro I.;Mainetti G.;Maino D.;Maiorano E.;Mansutti O.;Marggraf O.;Martinelli M.;Martinet N.;Marulli F.;Massey R. J.;Medinaceli E.;Mei S.;Mellier Y.;Meneghetti M.;Merlin E.;Meylan G.;Mora A.;Moresco M.;Moscardini L.;Nakajima R.;Neissner C.;Niemi S. -M.;Padilla C.;Paltani S.;Pasian F.;Pedersen K.;Pettorino V.;Pires S.;Polenta G.;Poncet M.;Popa L. A.;Pozzetti L.;Raison F.;Rebolo R.;Renzi A.;Rhodes J.;Riccio G.;Roncarelli M.;Saglia R.;Sakr Z.;Sapone D.;Sartoris B.;Schneider P.;Schrabback T.;Secroun A.;Seidel G.;Serrano S.;Simon P.;Sirignano C.;Sirri G.;Stanco L.;Starck J. -L.;Steinwagner J.;Tallada-Crespi P.;Taylor A. N.;Teplitz H. I.;Tereno I.;Tessore N.;Toft S.;Toledo-Moreo R.;Torradeflot F.;Tutusaus I.;Valenziano L.;Valiviita J.;Vassallo T.;Verdoes Kleijn G.;Veropalumbo A.;Wang Y.;Weller J.;Zamorani G.;Zinchenko I. A.;Zucca E.;Ballardini M.;Bolzonella M.;Bozzo E.;Burigana C.;Cabanac R.;Cappi A.;Di Ferdinando D.;Escartin Vigo J. A.;Gabarra L.;Huertas-Company M.;Martin-Fleitas J.;Matthew S.;Mauri N.;Metcalf R. B.;Pezzotta A.;Pontinen M.;Porciani C.;Risso I.;Scottez V.;Sereno M.;Tenti M.;Viel M.;Wiesmann M.;Akrami Y.;Andika I. T.;Anselmi S.;Archidiacono M.;Atrio-Barandela F.;Bertacca D.;Bethermin M.;Blanchard A.;Blot L.;Bonici M.;Borgani S.;Brown M. L.;Bruton S.;Calabro A.;Camacho Quevedo B.;Caro F.;Carvalho C. S.;Castro T.;Cogato F.;Conseil S.;Cooray A. R.;Cucciati O.;Davini S.;Desprez G.;Diaz-Sanchez A.;Diaz J. J.;Di Domizio S.;Diego J. M.;Elkhashab M. Y.;Enia A.;Fang Y.;Ferrari A. G.;Finoguenov A.;Ganga K.;Garcia-Bellido J.;Gasparetto T.;Gautard V.;Gaztanaga E.;Giacomini F.;Gianotti F.;Gozaliasl G.;Guidi M.;Gutierrez C. M.;Hall A.;Hildebrandt H.;Hjorth J.;Kajava J. J. E.;Kang Y.;Kansal V.;Karagiannis D.;Kiiveri K.;Kim J.;Kirkpatrick C. C.;Kruk S.;Le Graet J.;Legrand L.;Lembo M.;Lepori F.;Leroy G.;Lesci G. F.;Lesgourgues J.;Leuzzi L.;Liaudat T. I.;Loureiro A.;Macias-Perez J.;Maggio G.;Magliocchetti M.;Mannucci F.;Maoli R.;Martins C. J. A. P.;Maurin L.;Miluzio M.;Monaco P.;Moretti C.;Morgante G.;Naidoo K.;Navarro-Alsina A.;Nesseris S.;Paoletti D.;Passalacqua F.;Paterson K.;Patrizii L.;Pisani A.;Potter D.;Quai S.;Radovich M.;Rodighiero G.;Sacquegna S.;Sahlen M.;Sanders D. B.;Sarpa E.;Schneider A.;Sciotti D.;Sellentin E.;Smith L. C.;Sorce J. G.;Tanidis K.;Tao C.;Testera G.;Teyssier R.;Tosi S.;Troja A.;Tucci M.;Valieri C.;Vergani D.;Verza G.;Vielzeuf P.;Walton N. A.
2026
Abstract
Local Universe dwarf galaxies can serve as both cosmological and mass assembly probes. Deep surveys have enabled the study of these objects down to the low surface brightness (LSB) regime. In this paper, we estimate Euclid's dwarf detection capabilities as well as limits of its MERge processing function (MER pipeline), which is responsible for producing the stacked mosaics and final catalogues. To do this, we injected mock dwarf galaxies in a real Euclid Wide Survey (EWS) field in the VIS band and compared the input catalogue to the final MER catalogue. The mock dwarf galaxies were generated using simple S rsic models with structural parameters (including size and surface brightness) drawn from observed dwarf galaxy catalogues. These simulations represent an idealised case in the sense they do not account for additional factors such as ellipticity, morphology, or crowding. To characterise the detected dwarfs, we used the mean surface brightness inside the effective radius SBe (in mag arcsec?2 ). The final MER catalogues achieve a completenesses of 91% for SBe ∈ [21, 24] and 54% for SBe ∈ [24, 28]. These numbers do not take into account possible contaminants, including confusion with background galaxies at the location of the dwarfs. After taking those effects into account, they respectively became 86% and 38%. The MER pipeline performs a final local background subtraction with a small mesh size, leading to a flux loss for galaxies with Re > 1000. By using the final MER mosaics and reinjecting this local background, we obtained an image in which we recover reliable photometric properties for objects under the arcminute scale. This background-reinjected product is thus suitable for the study of Local Universe dwarf galaxies. Euclid's data reduction pipeline serves as a test bed for other deep surveys, particularly regarding background subtraction methods, a key issue in LSB science.
Urbano, M., Duc, P.-A., Poulain, M., Nucita, A.A., Venhola, A., Marchal, O., et al. (2026). Euclid preparation: LXXIX. Using mock low surface brightness dwarf galaxies to probe Euclid Wide Survey detection capabilities. ASTRONOMY & ASTROPHYSICS, 707, 1-22 [10.1051/0004-6361/202557270].
Urbano, M.; Duc, P. -A.; Poulain, M.; Nucita, A. A.; Venhola, A.; Marchal, O.; Kummel, M.; Kong, H.; Soldano, F.; Romelli, E.; Walmsley, M.; Saifollah...espandi
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simulazione ASN
Il report seguente simula gli indicatori relativi alla propria produzione scientifica in relazione alle soglie ASN 2023-2025 del proprio SC/SSD. Si ricorda che il superamento dei valori soglia (almeno 2 su 3) è requisito necessario ma non sufficiente al conseguimento dell'abilitazione. La simulazione si basa sui dati IRIS e sugli indicatori bibliometrici alla data indicata e non tiene conto di eventuali periodi di congedo obbligatorio, che in sede di domanda ASN danno diritto a incrementi percentuali dei valori. La simulazione può differire dall'esito di un’eventuale domanda ASN sia per errori di catalogazione e/o dati mancanti in IRIS, sia per la variabilità dei dati bibliometrici nel tempo. Si consideri che Anvur calcola i valori degli indicatori all'ultima data utile per la presentazione delle domande.
La presente simulazione è stata realizzata sulla base delle specifiche raccolte sul tavolo ER del Focus Group IRIS coordinato dall’Università di Modena e Reggio Emilia e delle regole riportate nel DM 589/2018 e allegata Tabella A. Cineca, l’Università di Modena e Reggio Emilia e il Focus Group IRIS non si assumono alcuna responsabilità in merito all’uso che il diretto interessato o terzi faranno della simulazione. Si specifica inoltre che la simulazione contiene calcoli effettuati con dati e algoritmi di pubblico dominio e deve quindi essere considerata come un mero ausilio al calcolo svolgibile manualmente o con strumenti equivalenti.
