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The Cosmic Dawn Survey pre-launch catalogues cover an e ffective 10.13 deg(2) area with uniform deep Spitzer/IRAC data (m similar to 25 mag, 5 sigma), the largest area covered to these depths at IR wavelengths. We used these data to gain new insight into the growth of stellar mass across cosmic history by characterising the evolution of the galaxy stellar mass function through 0.2 < z <= 6.5. The total volume (0.62 Gpc(3)) represents an order of magnitude increase compared to previous works that explored z > 3 and significantly reduces cosmic variance, thus yielding strong constraints on the abundance of galaxies above the characteristic stellar mass (M-*) across this ten billion year period. The evolution of the galaxy stellar mass function is generally consistent with results from the literature but now provides firm estimates of the number density where only upper limits were previously available. Contrasting the galaxy stellar mass function with the dark matter halo mass function suggests that massive galaxies ( M greater than or similar to 10(11) M-circle dot) at z > 3.5 required integrated star-formation e fficiencies of M/(M-h f(b))greater than or similar to 0.25-0.5, in excess of the commonly held view of a 'universal peak e fficiency' from studies on the stellar-to-halo mass relation. Such increased e fficiencies imply an evolving peak in the stellar-tohalo mass relation at z > 3.5 that can be maintained if feedback mechanisms from active galactic nuclei and stellar processes are ine ffective at early times. In addition, a significant fraction of the most massive quiescent galaxies are observed to be in place by z similar to 2.5-3. The apparent lack of change in their number density by z similar to 0.2 is consistent with relatively little mass growth from mergers. Utilising the unique volume, we find evidence of an environmental dependence of the galaxy stellar mass function all the way through z similar to 3.5 for the first time, though a more careful characterisation of the density field is ultimately required for confirmation.
null, null;Zalesky, L.;Weaver, J. R.;McPartland, C. J. R.;Murphree, G.;Valdes, I.;Jespersen, C. K.;Taamoli, S.;Chartab, N.;Allen, N.;Barrow, S. W. J.;Sanders, D. B.;Toft, S.;Mobasher, B.;Szapudi, I.;Altieri, B.;Amara, A.;Andreon, S.;Auricchio, N.;Baccigalupi, C.;Baldi, M.;Bardelli, S.;Battaglia, P.;Biviano, A.;Bonino, D.;Branchini, E.;Brescia, M.;Brinchmann, J.;Caillat, A.;Camera, S.;Cañas-Herrera, G.;Capobianco, V.;Carbone, C.;Carretero, J.;Casas, S.;Castander, F. J.;Castellano, M.;Castignani, G.;Cavuoti, S.;Chambers, K. C.;Cimatti, A.;Colodro-Conde, C.;Congedo, G.;Conselice, C. J.;Conversi, L.;Copin, Y.;Courbin, F.;Courtois, H. M.;Da Silva, A.;Degaudenzi, H.;De Lucia, G.;Di Giorgio, A. M.;Dole, H.;Dubath, F.;Duncan, C. A. J.;Dupac, X.;Dusini, S.;Ealet, A.;Escoffier, S.;Farina, M.;Farinelli, R.;Farrens, S.;Faustini, F.;Ferriol, S.;Finelli, F.;Fosalba, P.;Fotopoulou, S.;Frailis, M.;Franceschi, E.;Fumana, M.;George, K.;Gillis, B.;Giocoli, C.;Gracia-Carpio, J.;Grazian, A.;Grupp, F.;Gwyn, S.;Haugan, S. V. H.;Holmes, W.;Hook, I.;Hormuth, F.;Hornstrup, A.;Jahnke, K.;Jhabvala, M.;Joachimi, B.;Keihänen, E.;Kermiche, S.;Kiessling, A.;Kubik, B.;Kuijken, K.;Kümmel, M.;Kunz, M.;Kurki-Suonio, H.;Le Brun, A. M. C.;Le Mignant, D.;Ligori, S.;Lilje, P. B.;Lindholm, V.;Lloro, I.;Mainetti, G.;Maino, D.;Maiorano, E.;Mansutti, O.;Marggraf, O.;Markovic, K.;Martinelli, M.;Martinet, N.;Marulli, F.;Massey, R.;Maurogordato, S.;McCracken, H. 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.;Nightingale, J. W.;Padilla, C.;Paltani, S.;Pasian, F.;Pedersen, K.;Pettorino, V.;Polenta, G.;Poncet, M.;Popa, L. A.;Pozzetti, L.;Raison, F.;Rebolo, R.;Renzi, A.;Rhodes, J.;Riccio, G.;Romelli, E.;Roncarelli, M.;Saglia, R.;Sakr, Z.;Sapone, D.;Sartoris, B.;Schewtschenko, J. A.;Schirmer, M.;Schneider, P.;Schrabback, T.;Secroun, A.;Sefusatti, E.;Seidel, G.;Serrano, S.;Simon, P.;Sirignano, C.;Sirri, G.;Stanco, L.;Starck, J. -L.;Steinwagner, J.;Tallada-Crespí, P.;Tavagnacco, D.;Taylor, A. N.;Teplitz, H. I.;Tereno, I.;Toledo-Moreo, R.;Torradeflot, F.;Tsyganov, A.;Tutusaus, I.;Valenziano, L.;Valiviita, J.;Vassallo, T.;Verdoes Kleijn, G.;Veropalumbo, A.;Wang, Y.;Weller, J.;Zacchei, A.;Zamorani, G.;Zucca, E.;Bolzonella, M.;Bozzo, E.;Burigana, C.;Calabrese, M.;Di Ferdinando, D.;Escartin Vigo, J. A.;Gabarra, L.;Matthew, S.;Mauri, N.;Pezzotta, A.;Pöntinen, M.;Porciani, C.;Scottez, V.;Tenti, M.;Viel, M.;Wiesmann, M.;Akrami, Y.;Allevato, V.;Andika, I. T.;Anselmi, S.;Archidiacono, M.;Atrio-Barandela, F.;Ballardini, M.;Bertacca, D.;Bethermin, M.;Blanchard, A.;Blot, L.;Borgani, S.;Brown, M. L.;Bruton, S.;Cabanac, R.;Calabro, A.;Camacho Quevedo, B.;Cappi, A.;Caro, F.;Carvalho, C. S.;Castro, T.;Chary, R.;Cogato, F.;Contini, T.;Cooray, A. R.;Cucciati, O.;Davini, S.;De Paolis, F.;Desprez, G.;Díaz-Sánchez, A.;Di Domizio, S.;Diego, J. M.;Ferrari, A. G.;Finoguenov, A.;Ganga, K.;García-Bellido, J.;Gasparetto, T.;Gaztanaga, E.;Giacomini, F.;Gianotti, F.;Gozaliasl, G.;Gregorio, A.;Guidi, M.;Gutierrez, C. M.;Hall, A.;Hartley, W. G.;Hemmati, S.;Hildebrandt, H.;Hjorth, J.;Huertas-Company, M.;Ilbert, O.;Kajava, J. J. E.;Kang, Y.;Kansal, V.;Karagiannis, D.;Kirkpatrick, C. C.;Kruk, S.;Lattanzi, M.;Le Graet, J.;Legrand, L.;Lembo, M.;Leroy, G.;Lesgourgues, J.;Liaudat, T. I.;Loureiro, A.;Macias-Perez, J.;Maggio, G.;Magliocchetti, M.;Mancini, C.;Mannucci, F.;Maoli, R.;Martín-Fleitas, J.;Martins, C. J. A. P.;Maurin, L.;Metcalf, R. B.;Miluzio, M.;Monaco, P.;Moretti, C.;Morgante, G.;Murray, C.;Naidoo, K.;Natoli, P.;Navarro-Alsina, A.;Nesseris, S.;Paterson, K.;Patrizii, L.;Pisani, A.;Potter, D.;Risso, I.;Rocci, P. -F.;Sahlén, M.;Sarpa, E.;Schaye, J.;Schneider, A.;Schultheis, M.;Sciotti, D.;Sellentin, E.;Sereno, M.;Shankar, F.;Smith, L. C.;Stanford, S. A.;Tanidis, K.;Tao, C.;Testera, G.;Teyssier, R.;Tosi, S.;Troja, A.;Tucci, M.;Valieri, C.;Venhola, A.;Vergani, D.;Verza, G.;Vielzeuf, P.;Walton, N. A.
2026
Abstract
The Cosmic Dawn Survey pre-launch catalogues cover an e ffective 10.13 deg(2) area with uniform deep Spitzer/IRAC data (m similar to 25 mag, 5 sigma), the largest area covered to these depths at IR wavelengths. We used these data to gain new insight into the growth of stellar mass across cosmic history by characterising the evolution of the galaxy stellar mass function through 0.2 < z <= 6.5. The total volume (0.62 Gpc(3)) represents an order of magnitude increase compared to previous works that explored z > 3 and significantly reduces cosmic variance, thus yielding strong constraints on the abundance of galaxies above the characteristic stellar mass (M-*) across this ten billion year period. The evolution of the galaxy stellar mass function is generally consistent with results from the literature but now provides firm estimates of the number density where only upper limits were previously available. Contrasting the galaxy stellar mass function with the dark matter halo mass function suggests that massive galaxies ( M greater than or similar to 10(11) M-circle dot) at z > 3.5 required integrated star-formation e fficiencies of M/(M-h f(b))greater than or similar to 0.25-0.5, in excess of the commonly held view of a 'universal peak e fficiency' from studies on the stellar-to-halo mass relation. Such increased e fficiencies imply an evolving peak in the stellar-tohalo mass relation at z > 3.5 that can be maintained if feedback mechanisms from active galactic nuclei and stellar processes are ine ffective at early times. In addition, a significant fraction of the most massive quiescent galaxies are observed to be in place by z similar to 2.5-3. The apparent lack of change in their number density by z similar to 0.2 is consistent with relatively little mass growth from mergers. Utilising the unique volume, we find evidence of an environmental dependence of the galaxy stellar mass function all the way through z similar to 3.5 for the first time, though a more careful characterisation of the density field is ultimately required for confirmation.
Null, Null; Zalesky, L.; Weaver, J. R.; Mcpartland, C. J. R.; Murphree, G.; Valdes, I.; Jespersen, C. K.; Taamoli, S.; Chartab, N.; Allen, N.; Barrow,...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.
