MARC

 008260126s2023        us                              c    eng  d
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■020    ▼a9798290649733
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■035    ▼a(MiAaPQ)Stanfordxj825dy5915
■040    ▼aMiAaPQ▼cMiAaPQ
■0820  ▼a523.80223
■1001  ▼aMyles,  Justin.
■24510▼aCombining  Spectroscopic  and  Imaging  Galaxy  Surveys  for  Improved  Measurements  of  Large-Scale  Structure
■260    ▼a[Sl]▼bStanford  University▼c2023
■260  1▼aAnn  Arbor▼bProQuest  Dissertations  &  Theses▼c2023
■300    ▼a170  p
■500    ▼aSource:  Dissertations  Abstracts  International,  Volume:  87-03,  Section:  B.
■500    ▼aAdvisor:  Allen,  Steven.
■5021  ▼aThesis  (Ph.D.)--Stanford  University,  2023.
■520    ▼aIn  this  thesis  I  have  presented  work  addressing  two  key  problems  to  extracting  cosmological  information  from  galaxy  imaging  surveys:  the  lensing  survey  redshift  calibration  problem  and  the  galaxy  cluster  mass  calibration  problem.  In  this  final  chapter  I  summarize  the  results  of  this  work  and  give  an  outlook  on  related  work  worthy  of  future  pursuit.7.1  Weak  LensingMy  redshift  calibration  work  presents  an  empirical  way  of  minimizing  selection  bias  in  the  use  of  spectroscopic  redshifts  for  photometric  redshift  estimation.  The  SOMPZ  framework  flexibly  allows  for  incorporating  additional  information  at  both  the  level  of  galaxies  with  spectroscopic  redshifts  and  of  intermediary  deep-field  galaxies.  This  methodological  flexibility  is  especially  valuable  in  light  of  the  fact  that  sample  variance  inherent  to  the  DES  Y3  deep  fields  and  redshift  sample  choices  are  leading  contributors  to  the  total  uncertainty  budget  in  the  DES  Y3  redshift  calibration  (although  photometric  calibration  uncertainty  is  also  important  at  low  redshift).  This  work  shows  that  three  data-collection  programs  could  provide  value  to  significantly  reducing  redshift  uncertainty  for  future  surveys:  spectroscopic  follow-up  targeting  SOM  cells  with  too  few  spectra,  narrow-band  imaging  follow-up  to  create  another  intermediary  'deep-field  like'  sample,  and  u-band  follow-up  of  the  DES  deep  fields  to  reduce  photometric  calibration  uncertainty.  The  successful  early  stages  of  the  Dark  Energy  Spectroscopic  Instrument  (DESI)  survey  present  an  opportunity  to  investigate  the  feasibility  and  promise  of  using  DESI  for  targeted  spectroscopic  programs  to  reduce  photometric  redshift  uncertainties.  In  addition  to  data-collection  programs,  I  highlight  the  importance  of  modeling  improvements  for  redshift  calibration  including  improving  optimization  schemes  for  incorporating  magnitude  into  the  photometric  information  used  in  the  deep  field  SOM,  modeling  n(z)  with  dependence  on  observing  conditions,  and  connecting  the  deep-field  galaxy  population  and  wide-field  galaxy  population  via  a  hierarchical  Bayesian  model.  In  addition  to  these  challenges  for  lensing  survey  calibration,  it  is  important  to  note  that  photometric  redshifts  are  important  in  astronomy  in  many  more  varied  ways  than  have  been  discussed  here.  Applying  the  lessons  learned  in  this  thesis  to  other  fields  where  photo-zs  are  important  (e.g.,  dwarf  galaxy-galaxy  lensing)  may  also  prove  a  fruitful  enterprise.Beyond  the  photo-z  problem,  the  DES  Y3  analysis  demonstrates  multiple  problems  needing  additional  attention.  The  difficulty  of  modeling  galaxy  intrinsic  alignments  is  one  such  problem.  Using  spectroscopic  surveys  to  improve  this  modeling  is  another  area  worthy  of  future  pursuit.7.2  Galaxy  ClustersConsensus  has  emerged  that  measuring  the  relationship  between  galaxy  cluster  mass  and  observable  properties  is  the  key  problem  that  must  be  addressed  to  profit  from  the  cosmological  value  of  galaxy  clusters.  I  have  used  complete  spectroscopic  coverage  where  it  exists  in  SDSS  to  illustrate  a  richness-dependent  bias  in  redMaPPer  richness  due  to  projection  effects,  presenting  a  path  forward  to  precise  optical  cluster  cosmology  constraints.  As  discussed  in  Chapter  6,  I  have  already  begun  follow-up  work  to  extend  my  measurement  of  the  richness  bias  due  to  projection  effects  to  higher  redshift  with  DESI,  Keck  LRIS,  and  Gemini  GMOS  observations.  The  ultimate  goal  of  these  spectroscopic  programs  is  a  measurement  of  fproj,    bγ,  σcl  and  related  quantities  as  a  function  of  both  richness  and  redshift.
■590    ▼aSchool  code:  0212.
■650  4▼aStars  &  galaxies
■650  4▼aSample  variance
■650  4▼aDark  energy
■650  4▼aCosmology
■650  4▼aAstrophysics
■650  4▼aAstronomy
■653    ▼aGalaxy  cluster
■653    ▼aSpectroscopic  redshifts
■690    ▼a0596
■690    ▼a0606
■71020▼aStanford  University.
■7730  ▼tDissertations  Abstracts  International▼g87-03B.
■790    ▼a0212
■791    ▼aPh.D.
■792    ▼a2023
■793    ▼aEnglish
■85640▼uhttp://www.riss.kr/pdu/ddodLink.do?id=T17358744▼nKERIS▼z이  자료의  원문은  한국교육학술정보원에서  제공합니다.

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