Environmental selection effects of Sunyaev Zel'dovich selected clusters of galaxies and instrumentation dedicated to the photometric study of large scale structure

Galaxienhaufen sind die massivsten und jüngsten virialisierten Objekte in unserem Universum. Das Verständnis ihrer Anzahldichte, ihrer Verteilung im Raum sowie der Struktur ihrer baryonischen und dunklen Materie ermöglicht es uns, tiefe Einblicke in die Kosmologie sowie in die Entstehungs- und Entwicklungsgeschichte der großräumigen Struktur des Universums zu gewinnen. Dies erfordert präzise Methoden und Instrumente zur Detektion und zur Massenbestimmung von Galaxienhaufen. Diese Arbeit besteht aus zwei Teilen: der erste Teil beschäftigt sich mit der Kalibrierung des Wendelstein Wide Field Imager (WWFI) für das 2m Wendelsteinteleskop, der speziell für die Beobachtung von Galaxienhaufen entwickelt wurde. Die Beiträge meiner Arbeit zur Kalibrierung des WWFI (siehe Kapitel 3 und Kosyra et al. [2014])sind: (i) Messung der elekronischen Systemeigenschaften wie Gain, Charge Transfer Effizienz und dem Verhalten persistenter Ladungen. (ii) Messung der optischen Systemeigenschaften wie der Quanteneffizienz, und Bestimmung der Gesamteffizienz des Systems. (iii) Vorhersage instrumenteller Magnituden von Sternen mit Hilfe stellarer Spektren und den Ergebnissen von (ii). Es stellt sich heraus dass diese Art der Vorhersage instrumenteller Helligkeiten (iii) gut möglich ist. Folglich ist auch die Bestimmung von Galaxiefarben mit hinreichender Genauigkeit gewährleistet, was insbesondere für die Charakterisierung von Galaxienhaufen mit photometrischen Methoden und mittels des Gravitationslinseneffektes von entscheidender Bedeutung ist. Der zweite Teil dieser Dissertation befasst sich mit Galaxienhaufen, die mit Hilfe des Sunyaev-Zel'dovich (SZ) Effektes detektiert wurden. Der SZ-Effekt beschreibt die spektrale Verzerrung des kosmischen Mikrowellenhintergrundes durch inverse Compton-Streuung am heißen Gas im Inneren eines Haufens. Das Ziel ist die Untersuchung möglicher umgebungsabhängiger Selektionseffekte, die die Massenbestimmung SZ-selektierter Haufen verfälschen könnten. Oben genannter Effekt könnte beispielsweise durch Strukturen entlang der Sichtlinie verursacht werden, welche das SZ-Signal verstärken. Eine weitere denkbare Ursache sind Radio-Punktquellen im Hintergrund, welche die Signalextraktion erschweren. Hierfür berechne ich die Haufen-Gruppen Zweipunkt- Korrelationsfunktion unter Verwendung eines Katologs SZ-selektierter Haufen (des Planck PSZ1 Union Katalogs) und eines Katalogs optisch selektierter Galaxiengruppen (des RedMaPPer SDSS DR8 Katalogs). Ich vergleiche die Ergebnisse mit einem Sample rein optisch selektierter Haufen sowie mit theoretischen Vorhersagen. Gegensätzlich zur Hypothese umgebungsunabhängiger Selektion, finde ich eine durchschnittliche Korrelation für Hintergrundstrukturen von -0.049 auf Winkelskalen von < 40' mit einer Signifikanz von ~ 4σ. Folglich werden Planck-Haufen in Regionen mit unterdurchschnittlicher Gruppendichte im Hintergrund mit höherer Wahrscheinlichkeit entdeckt. Dieser Selektionseffekt hat nahezu keine Auswirkungen auf Massenbestimmungen mittels des SZ-Effektes oder Röntgen-Beobachtungen. Allerdings beeinflusst er Messungen des schwachen Gravitationslinseneffektes, da dieser von der Summe aller Strukturen entlang der Sichtline verursacht wird.Clusters of galaxies are the largest and most recently formed virialized structures in the Universe. Understanding their number density, their distribution in space and the structure of their baryonic mass and dark matter allows us to use them as probes for studying cosmology as well as the evolutionary history of large scale structure. This requires reliable and accurate methods and instruments to detect them and measure their masses. This work consists of two parts: in the first part I discuss the calibration of the Wendelstein Wide Field Imager (WWFI) for the 2m Wendelstein telescope, which is dedicated to optical observations of galaxy clusters. My contributions to the calibration of the WWFI (see chapter 3 and Kosyra et al. [2014])are: (i) Measurement of the electronic system parameters as the gain, charge transfer efficiency and the behavior of persistent charges. (ii) Measurement of the optical system parameters as the quantum efficiency, and determination of the total efficiency of the system. (iii) Prediction of instrumental magnitudes of stars using stellar spectra and the results from (ii). I find good predictability of instrumental magnitudes using the method from (iii). Consequently, galaxy colors can also be determined accurately, which is of particular importance for characterizing galaxy clusters with photometric methods and gravitational lensing. The second part of this dissertation is dedicated to galaxy clusters detected by the Sunyaev Zel'dovich (SZ) effeect, which describes the distortion imprinted on the spectrum of the cosmic microwave background by inverse Compton scattering in the hot gas of the intra cluster medium. The main goal is to investigate potential environmental selection effects of SZ selected galaxy clusters, as these could bias mass measurements. Aforesaid effect might be caused by structures along the line of sight that add to the SZ signal, or by radio point sources in the background that complicate signal extraction. To achieve this goal, I calculate the cluster-group two point correlation function from a catalog of SZ-selected clusters (the Planck PSZ1 union catalog) and a catalog of optically selected groups (the RedMaPPer SDSS DR8 catalog). I compare the results to a pure sample of optically selected clusters, as well as to theoretical predictions. In contrast to the hypothesis of environment independent selection, I find a mean correlation for background structures of -0.049 on angular scales of < 4', signifcantly non-zero at ~ 4σ. Consequently, Planck clusters are more likely to be detected in regions where the density of groups in the background is lower than average. This selection has nearly no effect on SZ or X-ray mass estimates, but does affect weak lensing measurements, as the latter is sensitive to the sum over all structures along the line of sight