Euclid preparation: TBD. Cosmic Dawn Survey: evolution of the galaxy stellar mass function across 0.2<z<6.5 measured over 10 square degrees

1. Problématique et Contexte

L'étude de l'évolution de la fonction de masse stellaire (SMF) des galaxies est fondamentale pour comprendre la croissance des structures cosmiques. Cependant, les sondages spatiaux précédents, bien que profonds, étaient limités par de petits champs de vue, rendant difficile la caractérisation statistique des galaxies les plus massives (au-delà de la masse caractéristique $M_*$) à haut redshift ($z > 3$). Ces objets étant intrinsèquement rares, leur faible nombre dans les petits champs entraîne une variance cosmique élevée et des incertitudes importantes.

L'objectif principal de ce travail est de mesurer l'évolution de la SMF sur une vaste plage de redshift ($0.2 < z \le 6.5$) en utilisant les catalogues pré-lancement du Cosmic Dawn Survey (DAWN). Ce sondage vise à combler le vide statistique concernant l'abondance des galaxies massives dans l'univers jeune, une période critique pour comprendre les mécanismes de formation stellaire et les effets de rétroaction (feedback).

2. Méthodologie

Données et Catalogues :

• Source de données : Utilisation des catalogues pré-lancement (PL) du sondage DAWN, couvrant les champs profonds du Nord (EDF-N) et de Fornax (EDF-F) d'Euclid.
• Surface effective : 10,13 deg², ce qui représente une augmentation d'un ordre de grandeur par rapport aux études précédentes basées sur le champ COSMOS.
• Imagerie : Combinaison de données optiques profondes (HSC $r+i+z$ du télescope Subaru, $m \sim 27$ mag) et de données infrarouges moyennes (Spitzer/IRAC [3.6µm] et [4.5µm], $m \sim 25$ mag). L'imagerie IRAC est cruciale pour contraindre les masses stellaires à haut redshift.
• Sélection : Les sources sont détectées sur une pile composite HSC $r+i+z$. Les galaxies sont sélectionnées avec un rapport signal/bruit (S/N) $\ge 3$ dans les bandes clés. Les contaminants stellaires sont éliminés via l'ajustement de modèles SED (Spectral Energy Distribution).

Traitement des données :

• Photométrie et Redshifts : Utilisation du code LePHARE pour l'estimation des redshifts photométriques ($z_{phot}$) et des masses stellaires ($M_*$), en suivant la configuration utilisée pour le catalogue COSMOS2020.
• Limites de complétude : Détermination empirique des limites de masse stellaire par redshift en utilisant la méthode de Pozzetti et al. (2010), adaptée aux profondeurs de HSC $z$.
• Classification : Séparation des galaxies en "en formation d'étoiles" (star-forming) et "quiescentes" (passives) via le diagramme NUV-$r$ vs $r$-$J$ (critère NUVrJ) pour $z \le 3$.
• Estimation des incertitudes : Calcul de l'incertitude totale incluant :
  1. L'incertitude de Poisson ($\sigma_N$).
  2. La variance cosmique ($\sigma_{CV}$), estimée via des simulations UniverseMachine (Jespersen et al. 2024), offrant une précision supérieure aux méthodes précédentes.
  3. L'incertitude liée à l'ajustement SED ($\sigma_{SED}$), incluant une correction d'ordre zéro pour la covariance masse-redshift.

Modélisation :

• Application d'une correction $1/V_{max}$ pour les biais de sélection.
• Correction du biais d'Eddington (scattering des galaxies vers des masses plus élevées en raison des incertitudes) en convoluant la fonction de Schechter intrinsèque avec un noyau de déconvolution (Gaussien + Lorentzien).
• Ajustement de la SMF observée et déduction de la SMF intrinsèque à l'aide de fonctions de Schechter simples ou doubles via une analyse MCMC (Markov Chain Monte Carlo).

3. Contributions Clés

1. Volume sans précédent : Ce travail exploite un volume comobile de $0,62 \text{ Gpc}^3$, soit 10 fois plus grand que les études précédentes couvrant $z > 3$. Cela réduit drastiquement la variance cosmique et permet des contraintes statistiques robustes sur les galaxies massives.
2. Estimations fermes au lieu de limites supérieures : Là où les études précédentes ne pouvaient fournir que des limites supérieures pour l'abondance des galaxies massives à $z > 3$, ce sondage fournit des mesures directes et significatives.
3. Analyse de la dépendance environnementale : Première détection de la dépendance de la SMF à l'environnement local (densité) jusqu'à $z \sim 3,5$, en utilisant une estimation de la densité basée sur les 5 voisins les plus proches.
4. Benchmark pré-lancement Euclid : Ce travail sert de référence pour évaluer les améliorations futures apportées par les données infrarouges proches d'Euclid, notamment pour la détection des galaxies passives à haut redshift.

4. Résultats Principaux

• Évolution de la SMF : La SMF totale est cohérente avec la littérature (D17, W23) mais avec des erreurs réduites. On observe une croissance rapide de l'abondance des galaxies massives entre $z \sim 6$ et $z \sim 3,25$ (facteur > 100), suivie d'un ralentissement ("downsizing").
• Galaxies Massives et Efficacité de Formation Stellaire :
  • À $z > 3,5$, les galaxies massives ($M \gtrsim 10^{11} M_\odot$) nécessitent des efficacités de formation stellaire intégrées ($\epsilon = M_*/M_h f_b$) élevées, comprises entre 0,25 et 0,5 (voire supérieures à 0,75 à $z \sim 5-6$).
  • Cela contredit l'hypothèse d'une "efficacité de pic universelle" constante et suggère que les mécanismes de rétroaction (AGN et supernovae) étaient inefficaces pour réguler la formation stellaire dans les halos massifs à ces époques reculées.
• Galaxies Quiescentes Massives : Une fraction significative des galaxies quiescentes les plus massives ($M > 10^{11,7} M_\odot$) est déjà en place à $z \sim 2,5-3$. Leur densité numérique reste stable jusqu'à $z \sim 0,2$, indiquant une croissance de masse négligeable par fusions depuis cette époque.
• Densité de Masse Stellaire ($\rho_*$) : L'intégration de la SMF intrinsèque donne une densité de masse stellaire cohérente avec les mesures de la littérature et les modèles de taux de formation stellaire (SFRD), validant la méthode de modélisation.
• Environnement : À $z \sim 1$, les galaxies massives sont préférentiellement situées dans des environnements denses, tandis que les galaxies de faible masse dominent les régions peu denses. Cette tendance persiste, bien que plus faible, jusqu'à $z \sim 3,5$.

5. Signification et Implications

Ce travail démontre la puissance des sondages à grand champ combinant une profondeur optique et infrarouge pour étudier l'univers primordial.

• Physique de la formation des galaxies : La découverte de galaxies massives avec des efficacités de formation stellaire très élevées à $z > 3,5$ remet en question les modèles standards de rétroaction. Cela suggère que les mécanismes d'arrêt de la formation stellaire (quenching) par les AGN ou les supernovae n'étaient pas encore opérationnels ou efficaces dans les halos les plus massifs durant les premiers milliards d'années de l'univers.
• Préparation pour Euclid : Les résultats valident les stratégies d'observation et de traitement de données pour Euclid. L'ajout des bandes infrarouges proches d'Euclid permettra de détecter les galaxies passives et poussiéreuses manquantes dans ce sondage pré-lancement, affinant la mesure de la SMF jusqu'à $z \sim 8$.
• Statistiques Cosmologiques : La réduction de la variance cosmique grâce au grand volume sondé offre une nouvelle fenêtre pour contraindre les modèles de matière noire et l'évolution des structures à grande échelle.

En conclusion, cette étude établit une nouvelle référence pour la démographie des galaxies massives dans l'univers jeune, fournissant des contraintes observationnelles solides qui guideront les simulations cosmologiques et les futures observations avec Euclid et JWST.