Sloan Digital Sky Survey

SDSS – Sloan Digital Sky Survey
L’Apache Point Observatory (APO) ospita la SDSS ed è situato in Sunspot, New Mexico, ad una
latitudine di 32° 46' 49.30" Nord, Longitudine 105° 49' 13.50" Ovest ed altezza 2788 m e
fornisce condizioni climatiche ottimali per l’osservazione astronomica.
GLI OBIETTIVI DELLA SURVEY
La ricerca effettuata dalla SDSS ha il compito di mappare un quarto dell’intero cielo per
ricostruire la struttura su larga scala dell’universo e catalogare gli elementi che lo costituiscono.
Gli obiettivi sono:
• ottenere una survey fotometrica in 5 bande fino alla magnitudine 23
• redshift di galassie fino alla magnitudine 19 in banda B
• redshift di quasars fino alla magnitudine 20 in banda B
SDSS è una survey
FOTOMETRICA e
SPETTROSCOPICA
che utilizza:
• un telescopio ottico altazimutale
con uno specchio primario da 2,5 m
ed un secondario da 1,08 m
• una camera composta da 30 CCD
• due spettrografi digitali
IL SISTEMA OTTICO DEL TELESCOPIO
L’ apparato ottico utilizzato è un telescopio Cassegrain composto da due
specchi riflettenti e due lenti correttive.
Il raggio di luce proveniente dalla galassia colpisce lo specchio
parabolico primario di 2,5 metri, viene riflesso e colpisce il più piccolo
specchio iperbolico secondario di 1,08 m per poi passare attraverso il
foro praticato nel primo specchio. La luce passa attraverso la prima lente
correttiva e poi la seconda posta sopra la camera per minimizzare la
distorsione.
Sul piano focale è posta la camera contenente i CCD e i due spettrografi.
LA CAMERA DEL TELESCOPIO
• E’ composta da 30 CCD (2048x2048 pixel) divisi in 6
colonne composte da 5 filtri (r’,i’, u’, z’, g’, nel sistema di
Gunn).
• Il movimento del telescopio è allineato con le colonne della
camera.
• Si
ottengono
6
linee
di
scansione
contenenti
simultaneamente i dati osservati nei 5 filtri.
• Ogni CCD osserva una striscia di cielo ampia:
dimensione del pixel 24 mm (=0.396 secondi d’arco) x
2048 (n° dei pixel) = 13’ 52”.
• L’integrazione effettiva rispetto al tempo di ogni
colonna è di 54,1 secondi mentre il tempo totale per
ogni striscia (54,1s x 6 colonne) = 5,7 minuti.
• È necessaria una seconda striscia di riempimento,
poiché i CCD sono separati da 9,1 mm (25,2 secondi
d’arco), spostata del 93% dell’ampiezza dei CCD.
I FILTRI DEI CCD
La lunghezza d’onda dei filtri della SDSS per i vari
colori è:
u’ = 3550 A (blu)
g’ = 4670 A (verde)
r’ = 6230 A (rosso)
i’ = 7620 A (rosa)
z’ = 9130 A (nero)
Curva di risposta dei filtri: la linea piena indica
l’efficienza quantica del sistema fotometrico della
camera più il telescopio dopo l’attraversamento
dell’atmosfera (massa d’aria 1.3), mentre quelle
tratteggiate è la curva ideale.
Sovrapposizione dei filtri di colore, espressi nel
sistema di Gunn in blu e di Johnson in rosso
SPETTROGRAFIA
I due spettrografi (in verde nell’immagine) rivelano
la luce che proviene dagli oggetti celesti tramite
delle fibre ottiche che sono collegate ad una
superficie di alluminio precedentemente forata in
corrispondenza dell’oggetto. È possibile ottenere
fino a 640 fori, ognuno dei quali corrisponde alla
posizione di una stella o galassia selezionata.
Per aumentare la risoluzione, la luce proveniente
dall’oggetto è divisa in metà blu e metà rossa e lo
spettro di ogni metà è registrato su un CCD a parte.
La divisione è effettuata tramite un beamsplitter con
un rivestimento speciale che riflette la metà blu dello
spettro mentre lascia inalterata quella rossa: si
creano quindi 4 immagini per ogni spettrografo: 2
rosse e due blu per il primo, ed altrettante per il
secondo spettrografo.
SPETTROGRAFIA (2)
Ogni spettro è misurato da 3800Ǻ (blu) a 9200Ǻ (vicino infrarosso).
Gli scopi delle osservazione spettroscopiche sono molteplici:
• Misura di redshift: è possibile ottenere un’immagine tridimensionale dell’universo e stimare le distanze di
galassie e quasar
• Classificazione degli oggetti celesti scoperti
• Flusso e lunghezza d’onda: forniscono le proprietà di ogni oggetto e la sua composizione chimica.
Inoltre le misure spettroscopiche forniscono correzioni per problemi fotometrici:
• Flat field images: aiutano a capire come il telescopio ottico e gli spettrografi rispondono alla luce uniforme
• Spettri del cielo: diverse fibre di ogni piano forato sono dedicate al cielo bianco e servono a sottrarre lo
spettro di background del cielo
• Standard stars: sono stelle con proprietà spettroscopiche note che sono utilizzate come unità di misura
dell’intensità
• Lampade: sono le righe di emissione note di un gas eccitato e servono a relazionare la posizione
dell’immagine con la lunghezza d’onda.
CREAZIONE DELLE IMMAGINI
Fasi del processo di ricostruzione delle immagini
Esempio di immagine: è
visibile la differenza tra i
livelli di bias.
Immagine corretta dal
Immagine corretta dagli
bias. In verde sono indicati elementi saturati.
i pixel saturati, le colonne
non funzionanti e i raggi
cosmici.
In blu sono indicati gli
oggetti più brillanti.
In rosso sono indicati gli
oggetti meno brillanti.
Gli oggetti misurati
Gli oggetti misurati
vengono inquadrati in un vengono immagazzinati
box. I box vuoti indicano
nel database.
oggetti rivelati solo in altre
bande.
L’immagine viene
ricostruita usando
l’immagine di ogni oggetto
individuale sul cielo di
background.
RISULTATI OTTENUTI
Una volta che le immagini sono state create, possono essere combinate con quelle degli altri
filtri per ottenere le immagini colori. Tutti i parametri rivelati sono immagazzinati in un database
disponibile alla comunità scientifica direttamente sul sito web. Sono già stati prodotti più di 15
terabyte di informazioni.
Copertura totale della Survey in ascensione retta e
declinazione
Dall’8 giugno 1998 sono state pubblicate tre Data Release
che riportano i risultati della mappatura del cielo eseguita da
Sloan. In particolare la terza Data Release ha riportando
immagini di 141 milioni di oggetti, per oltre 5282 gradi
quadrati (in rosso) e gli spettri di più di 528000 oggetti (in
verde) che coprono 4188 gradi quadrati.
QUASAR
La ricerca di quasar è una tra gli obiettivi principali del progetto SDSS e si stima che ne saranno
trovati fino a 100000 prima del termine della survey. Dal 1998 ad oggi SDSS ha trovato 26 dei
30 quasar più lontani mai ricercati.
Z=4.6
Z=5
LA RICERCA DEI QUASAR (1)
I quasar sono galassie molto
lontane con un nucleo attivo
che emette più energia di tutta
la galassia. Per questo motivo,
visti alla nostra distanza questi
oggetti appaiono puntiformi e
difficilmente si riesce a risolvere
anche la galassia che ospita
questo AGN.
La SDSS rivela quasar con z <
5.4 ma per redshift maggiori è
necessario prima svolgere una
ricerca per trovare i candidati
quasar da valutare, per poi fare
un’analisi più approfondita.
Sono già state effettuate due
ricerche di questo tipo che
hanno trovato quasar fino a z =
6,28 e la terza è inizia
nell’ottobre del 2002.
LA RICERCA DEI QUASAR (2)
È stata fatta una lista di 80 candidati in
un’area 1708 gradi quadrati, che sommata
alle due precedenti copre un’area totale di
4578° quadrati.
Di questi 80 solo 3 si sono rivelati essere
quasar con z > 5.7e precisamente:
SDSS J141111.29+121737.4 a z = 5.93
SDSS J160254.18+422822.9 a z = 6,07
SDSS J162331.81+311200.5 a z = 6,22.
Tutti i valori hanno un errore medio di 0,02
Il redshift di questi oggetti viene calcolato
valutando lo spostamento del picco della
linea Lya (1216Ǻ) e Lyb (1026Ǻ). Per
l’oggetto a z =6.07 è stata rivelato nello
spettro anche un debole picco della linea
dell’OI a 1303 Ǻ.
QUASARS A z = 6,4
Un’ulteriore ricerca ha condotto alla
scoperta di altri 3 quasar a z >6:
SDSS J114816.64+525150.3 (z=6.43),
SDSS J104845.05+463718.3 (z=6.23),
SDSS J163033.90+401209.6 (z=6.05).
I risultati hanno un livello di incertezza
dello 0,05.
Il quasar più distante è stato trovato
dalla SDSS nel gennaio 2003 e si trova
nella costellazione dell’Orsa Maggiore.
Grazie alla scoperta di questo quasar
si è potuti arrivare ad osservare un
universo che aveva “solo” 800 milioni
di anni: la luce emessa da questo
quasar ha impiegato 13 bilioni di anni
per raggiungerci.
IPOTESI SULL’EPOCA DELLA REIONIZZAZIONE
L’epoca della reionizzazione dell’idrogeno intergalattico è la chiave cosmologica per spiegare la formazione di
galassie nella storia dell’universo.
Gli indizi di uno stato di ionizzazione dell’IGM vengono da due fonti:
• misure di polarizzazione della CMB
• studi dell’idrogeno assorbito negli spettri di galassie e quasar.
I quasar più lontani hanno chiare regioni di assorbimento di fronte a loro, il che indica che il mezzo
intergalattico del tempo era del gas neutro. I quasar più vicini non mostrano regioni di assorbimento, ma
piuttosto un'area confusa conosciuta come “la foresta Ly-alpha”. Questo indica che il mezzo intergalattico ha
subito una reionizzazione ridiventando plasma, e che il gas neutro esiste solo in piccole nubi.
Un’ulteriore verifica della reionizzazione dell’IGM deriva dall'effetto Gunn-Peterson, ipotizzato nel 1965, e
riscontrato nello spettro di tutti quasars più distanti (z >6): tale effetto consiste nell'osservazione di fenomeni di
assorbimento (presenza di un minimo nel picco della riga) dovuto alla presenza di una piccola frazione
dell’idrogeno neutro intergalattico rimasto (1 atomo su 100.000).
I risultati riportati dal WMAP sulla CMB mostrano che il mezzo interstellare deve essere stato ionizzato a z >10,
mentre dallo studio della riga Lya (“Ly-alpha forest” e effetto Gunn-Peterson) si pensa che la reionizzazione sia
avvenuta a z >6.
BIBLIOGRAFIA
• “Project Book of the Sloan Digital Sky Survey” Gunn et al. 1998
• “The Sloan Digital Sky Survey Photometric Camera” Gunn et al. 1998
• “The Sloan Digital Sky Survey Photometric System” Fukugita et al. 1996
• “Secondary standard stars for absolute spectrophotometry” Oke & Gunn 1983
• “Third data release of the Sloan Digital Sky Survey (SDSS)” K. Abazajian et al. (the
SDSS collaboration)
• “A survey of z > 5.7 quasars in the Sloan digital Sky Survey III: discovery of five
additional quasars” Fan et al. 2004 (astro-ph/0405138)
• “Hubble advanced camare for survey observations of the z=6,42 quasar SDSS
J1148+5251: a leak in the Gunn-Peterson trough” White et al.2004 (astro-ph/0411195)