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天文学において、赤方偏移サーベイとは、天体の赤方偏移を測定するために空の一部分を調査することである。通常は銀河であるが、銀河団やクエーサーなどの他の天体も対象となることがある。ハッブルの法則を用いると、赤方偏移は地球から天体までの距離を推定するために使用できる。赤方偏移と角度位置データを組み合わせることで、赤方偏移サーベイは空の領域内の物質の3次元分布をマッピングする。これらの観測は、宇宙の大規模構造の詳細な統計的特性を測定するために使用される。宇宙マイクロ波背景放射の初期構造の観測と併せて、これらの結果は、平均物質密度[ 1 ] [ 2 ]やハッブル定数[ 3 ]などの宇宙論的パラメータに強い制約を与えることができる。
一般的に、赤方偏移調査の構築には 2 つの段階があります。まず、選択した空の領域を広視野望遠鏡で撮影し、次に、定義された限界よりも明るい銀河を、点状ではない天体として、得られた画像から選択します。オプションとして、星と銀河の区別を助けるために色選択を使用することもできます。[ 4 ]次に、選択された銀河を分光法で観測し、最も一般的には可視波長で、主要なスペクトル線の波長を測定します。観測された波長と実験室の波長を比較すると、各銀河の赤方偏移が得られます。
5億光年以上にも及ぶ広大な銀河の集合体である「万里の長城」は、赤方偏移観測によって検出可能な大規模構造の劇的な例を示している。
最初の体系的な赤方偏移調査は、約2,200個の銀河を対象としたCfA赤方偏移調査で、1977年に開始され、最初のデータ収集は1982年に完了しました。これは後に15,000個の銀河を対象としたCfA2赤方偏移調査に拡張され、1990年代初頭に完了しました[ 5 ] 。
これらの初期の赤方偏移サーベイは、一度に 1 つの銀河のスペクトルを取得するため規模が制限されていました。1990 年代以降、光ファイバー分光器とマルチスリット分光器の開発により、数百個の銀河のスペクトルを同時に観測できるようになり、はるかに大規模な赤方偏移サーベイが実現可能になりました。注目すべき例としては、2dF Galaxy Redshift Survey (221,000 個の赤方偏移、2002 年に完了)、Sloan Digital Sky Survey (2007 年までに約 100 万個の赤方偏移)、Galaxy And Mass Assembly surveyなどがあります。当時重要な赤方偏移サーベイとしては、 DEEP2 Redshift SurveyとVIMOS-VLT Deep Survey (VVDS) がありました。これらのサーベイはそれぞれ約 50,000 個の赤方偏移を対象とし、主に銀河の進化に焦点を当てていました。現在、Dark Energy Spectroscopic Instrument は、 4700 万個の天体の赤方偏移を報告する最大の分光赤方偏移サーベイです。[ 6 ]
ZFOURGE（FourStar Galaxy Evolution Survey）は、約60,000個の銀河について、赤方偏移z > 1における銀河特性の観測ベンチマークを確立することを目的とした、大規模かつ深層の中波長帯撮像サーベイです。 [ 7 ]このサーベイでは、マゼラン望遠鏡の近赤外線FOURSTAR装置を使用し、HSTの3つのレガシーフィールド（COSMOS、CDFS、UDS）すべてをサーベイしています。[ 8 ]
分光赤方偏移（すなわち、高精度で測定されたスペクトル特性から直接決定される赤方偏移）を得るには観測時間が必要となるため、一般的な代替手段として、天体の明るさと色にモデルを当てはめた測光赤方偏移が用いられる。このような「測光赤方偏移」は、特定の赤方偏移範囲における銀河の種類と色が十分に理解されていれば、大規模サーベイにおいて銀河やクエーサーの空間分布を推定するために利用できる。現状では、測光赤方偏移の測定誤差は分光赤方偏移の誤差よりもかなり大きいが、将来のサーベイ（例えば、LSST）ではこの手法の大幅な改良が目指されている。