Sloan Digital Sky Survey

Sloan Digital Sky Survey - SDSS
Hauptsächlich finanziert von der Alfred P. Sloan Foundation
13 beteiligte Institute:
University of Chicago, Fermi National Accelerator Laboratory
Institute for Advanced Study, Japan Participation Group
Johns Hopkins University, Los Alamos National Laboratory
MPIA Heidelberg, MPA Garching/München
New Mexico State University, University of Pittsburgh
Princeton University, United States Naval Observatory
University of Washington
Kernprojekte
3 Surveys nördlich b < 30o von ca. 10000 Quadratgrad ( Sr, ¼ des
gesamten Himmels):
1) Photometrischer Survey in 5 Filtern bis Rmag = 23 (5
für Sterne)
2) Spektroskopische z-Messung aller Galaxien heller als B = 19
3) Spektroskopische z-Messung aller QSO heller als B = 20
erwartet werden ca. 108 Objekte (phot), 106 z-Messungen
(Galaxien) und 100000 QSOs
Dazu noch ein tiefer Survey südlich der Milchstraße mit 100
Quadratgrad:
Photometrisch: Rmag = 25, Spektroskopisch: B = 20 (Galaxien), B =
21 (QSOs)
Wissenschaftliche Zielsetzung
1) Form, Helligkeit und Farben von allen Objekten (Sterne, Galaxien,
QSOs) als ‘‘Karte‘‘ des Universums
2) Photometrische Rotverschiebungen
3) Verteilung der Galaxien und damit lokale Struktur des Universums
bis z = 0.2 (100-faches Volumen im Vergleich zu bisherigen
Durchmusterungen)
4) Verteilung der QSOs und damit Struktur des Universums bis zu
großen z
Die erste und größte digitale optische Durchmusterung des Himmels!!
Zur Durchführung musste eine dediziertes Teleskop gebaut und
spezielle Messgeräte entwickelt werden!
Apache Point Observatory, New Mexico
SDSS 2.5m Teleskop
Strategie – phot. Durchmusterung
Bedingung: Beobachtungen von 108 Objekten in 5 Filtern homogen tief
mit photometrischer Genauigkeit < 3% in möglichst kurzer Zeit
Beobachtungsmodus: Klassisches Positionieren – Belichten –
Positionieren etc.. hat großen Overhead (Totzeit)
keine gute Wahl.
Alternative: Drift-Scans: Teleskop bleibt fest positioniert, und CCDs
werden mit der Geschwindigkeit ausgelesen, wie der Himmel sidereal
über die CCDs wandert (15‘‘/sec).
Vorteil: Sehr effizient, Flat-Fielding weniger schwierig, da 1-dim
Belichtungszeit für ein CCD (20482, 13.5‘2)
55 sec.
Kürzer Belichten schlecht, da U-Filter relativ unempfindlich, d.h.
Aufnahmen dann Auslesedominiert
Länger Belichten wäre schön, verlängert aber Surveyzeit dramatisch
Wo beobachten: möglichst weit weg von galaktischer Ebene in Kegel
mit Öffnungswinkel 120o
Zentriert auf galakt. Nordpol schlecht wegen Gebiete starker
Extinktion, daher elliptische Region mit 130o • 110o ausgewählt
Zentrumskoordinaten:
= 12h 20m; = +32.8o
Weiterer Vorteil : längere Nächte, Survey schneller fertig
Scanmodus: Entlang großer Kreise möglichst konstanter Rektaszension
(Minimierung Teleskopbewegung, Luftmasse nahezu konstant)
Ingesamt 45 Streifen a 2.5o aufgeteilt in 2 Substreifen nötig, 90 Scans,
typischerweise 8h 40m lang.
Insgesamt werden 28% der Fläche doppelt beobachtet, an den Polen
werden kleine Gebiete dreimal belichtet
Die südliche Durchmusterung wird während schlechter
Beobachtbarkeit der nördlichen Region durchgeführt (September)
Projektion der nördlichen Durchmusterung
Strategie – spektr. Durchmusterung
Bedingung: Spektren von ca. 106 Galaxien und 105 QSOs innerhalb
kürzester Zeit
Klassische Spektroskopie mit Spalten nicht möglich
Fasergekoppelter Spektrograph nötig
Feld des Teleskops ca. 30, für B = 19 werden ca. 600 Galaxien erwartet
Faserdurchmesser: 3‘‘, um möglichst viel Galaxienlicht zu haben
Wellenlängenbereich: 3900-9200 Å, Ca K+H Linien bei z = 0 und [O II]
3727 Å bis z = 1.4
Integrationszeit für S/N > 10 = 45 Minuten
Um 600 Galaxien simultan spektroskopieren zu können, sind 2
Doppelspektrographen nötig (3900 – 6100, 5900 – 9100 Å)
Surveyzeit
Voraussetzung: Beobachtungen nur wenn kein Mond
Klare Nächte und Seeing ≤ 1‘‘
Photometrie, sonst Spektroskopie
Zeit für Phot.: 90 Streifen • 130o Streifenlänge (8.6hrs) = 700 h
Zeit für Spekt: 1800 spektr. Felder a 45 min. + Overhead = 2000 h
Priorität für Photometrie!!!
Unter realistischen Annahmen (Wetter etc.) sind ca. 535 Stunden pro
Jahr Beobachtungen möglich, d.h. insgesamt sind 5 Jahre für den
Survey nötig (davon 1.3 für Photometrie und 3.7 für Spektroskopie).
Mittlerweile: anvisierte Surveydauer 6 Jahre
Beobachtbarkeit des SDSS über das Jahr. Weiß häufiger, Rot weniger oft
Beobachtbarkeit des SDSS am 1. Tag nach einem Jahr. Dicke Streifen bereits beobachtet (grün:
Streifen fertig, gelb: 1 Substreifen fertig), grün dünn (beobachtbar), dünn rot (nicht beobachtbar)
SDSS Kamera
Besteht aus: • 30 CCDs mit 20482 Pixeln (0.4‘‘)
13.6‘ • 13.6‘
Aufgeteilt in 6 Spalten mit je 5 Filtern
Spalten sind jeweils 12.6‘ voneinander getrennt, d.h.
Überlapp ca. 8% (Pointing Teleskop etc.)
2 Streifen nebeneinander (zentriert auf Position C1 und
C2 ergeben eine Breite von 2.5o
• Je 12 CCDs mit 2048 • 400 Pixeln am Anfang und Ende
der Kamera (in Scanrichtung) für Fokus und Astrometrie
Insgesamt 54 CCDs auf der Kamera angebracht!!!
.
.
SDSS Filtersatz
Modifikation des Thuan-Gunn uvgriz-Filtersatzes, in etwa gleich
verteilt in log . g und r-Filter vermeiden die starke 5577 Å
Nachthimmelslinie.
Filter
cen
FWHM
u‘
3543
567
g‘
4770
1387
r‘
6231
1373
i‘
7625
1526
z‘
9134
950
Erwartete Performance für einen Scan mit 55 sec. Belichtungszeit:
S/N = 5:
u‘ = 22.3, g‘ = 23.3, r‘ = 23.1, i‘ = 22.5, z‘ = 20.8
S/N = 50 (2% genau):
19.3
20.6
20.4
19.8
18.3
Für Galaxien etwa 0.5-1 mag geringer
CCDs müssen entsprechend dem Filter empfindlich sein.
In dieser Konfiguration dauert ein ‘‘Transit‘‘ eines Objektes über
alle photometrischen und astrometrischen CCDs 8 min.
Kritisch: Sehr gute photometrische Kalibration nötig (über ¼ des
Himmels!!!!!)
a) Zur Separation von QSOs und Sternen
b) Großräumige Struktur (Eichung benachbarter Streifen muss
exzellent sein)
c) Interstellare Extinktion/Rötung muss gut bestimmt werden
Robotisches Monitoring-Teleskop
Vollautomatisches 60cm Teleskop
1 • 20482 CCD, 27‘ Feldgröße
Beobachtet ständig in den 5 SDSS
Filtern u‘g‘r‘i‘z‘
Dazu gibt es noch eine IR
Überwachungskamera (10 m), die
Wolken detektiert
Arbeitsweise des Monitoring-Teleskop
a) 5 Standardsterne pro Stunde mit verschiedenen Luftmassen, um die
Extinktionskoeffizienten bzw. atmosphärische Transparenz zu
bestimmen
b) 3 Transferfelder pro Stunde in Streifen, die vom SDSS-Teleskop
gerade beobachtet werden.
Über die Standards und Transferfelder können dann die SDSS-Streifen
absolut geeicht werden
Dazu wurden im Durchmusterungsgebiet knapp 2400 Felder
ausgesucht, wobei immer 6 Felder pro 15o innerhalb eines Streifens
zu finden sind
In der Regel sind nicht mehr als 20 min. Unterschied zwischen der
SDSS-Messung und Eichung ein und desselben SDSS-Streifens
.
SDSS Spektrograph
• 640 Fasern, die auf eine Platte (Durchmesser 0.8m) aufgesteckt
werden können, davon ca. 40 für den Himmel
• Da Fasern 3‘‘ Durchmesser haben passen nicht alle Spektren auf 1
CCD, d.h. 2 CCDs nötig, d.h. 320 Fasern pro CCD
• Für die gewünschte Auflösung (R = 2000) passt das Spektrum nicht
mehr auf ein CCD. Daher wird das Spektrum via Beamsplitter in
einen blauen und einen roten Kanal gebracht.
2 Doppelspektrographen nötig
Platten werden tagsüber gefräst, die Fasern eingesteckt und in
Halterungen verwahrt (bis zu 10 Stück). Müssen dann Nachts bei
Bedarf am Teleskop gewechselt werden.
Vorbereitung einer Platte
Optimierung der Platten
Platten sind rund (Teleskopfeld hat Durchmesser 3o), d.h. das ganze
Feld kann ohne Überlapp nicht abgedeckt werden.
Pro Quadratgrad werden ca. 100 Galaxien erwartet
Mindestabstand der Fasern voneinander 55‘‘ (problematisch für
Galaxienpaare)
Dazu kommt, dass Galaxien nicht gleich verteilt sind
Einfaches Mosaik von Platten nicht möglich
Adaptives Anordnen der Platten als Funktion der
Himmelsposition nötig
Durch Simulationen getestet
Bis zu 99.5% aller Objekte können
durch diese Methode beobachtet werden.
.
Datenprodukte
Daten werden voll Pipeline reduziert, Objekte automatisch
photometriert bzw. Spektren analysiert
Typische Datenrate
Nacht:
Gesamt:
170 GByte (Photometrie) ; 1.7 GByte (Spektroskopie)
12 TByte
; 360 GByte
Daten werden den Mitgliedern sofort zugänglich gemacht, der breiten
Community etwas später (ca. 2 Jahre)
Beginn der Messungen: 2. Quartal 1999
Early Data Release Juni 2001: 460 Quadratgrad, 53000 Spektren
First Data Release April 2003: 2100 Quadratgrad, 186000 Spektren
.
SDSS-Highlights
Bisher: ca. 240 referierte Publikationen, 220 wissenschaftlich, 20
technisch, 2 Daten-Freigaben
I. First data release (publiziert Oktober 2003)
Photometrie: 2100 Quadratgrad, 5.3 • 107 Objekte, Datenvolumen
2 Tbyte (Bilder), 0.5 Tbyte (Katalog), FWHM (median) = 1.4‘‘
Lim.Mags: 22.0, 22.2, 22.2, 21.3, 20.5 (ugriz), Genauigkeit 2-3%,
Astrometrie genauer 0.1‘‘ rms
Spektroskopie: 1360 Qudratgrad, S/N > 4 (g = 20.2),
Lim.Mags. r < 17.7 (Galaxien), i < 19.1 (QSOs)
Katalog enthält: 186000 Objekte, 134000 Galaxien, 18800 QSOs,
22000 Sterne, 9700 Himmelsspektren und ca. 2000 unident. Objekte
Ausschnitt aus einem
SDSS Streifen
2.5o
Photometrie
Galaxien
Spektroskopie
QSOs
II. Hochrotverschobene QSOs
Clevere Vorselektion: z < 20.2, i – z < 2.2, z – J < 1.5 + 0.35(i-z-2.2)
• z > 4: ~300 aus dem SDSS
• z > 5: 21 aus dem SDSS
• z > 6: 5
Total Discoveries
SDSS Discoveries
3 Quasare z > 6 aus dem SDSS
z=6.1
z=6.2
z=6.4
3 Spektren von QSOs mit den derzeit
höchsten Rotverschiebungen
z = 6.05, 6.23, 6.43
Entspricht ca. 700 Mio. Jahren
III. 2-dimensionale Karte des Universums
200000 Galaxien, farbliche Kodierung nach Leuchtkraft
IV. Palomar 5: zerriebener Kugelsternhaufen
Referenzen:
SDSS 1. Data Release: K. Abazajian, Astronomical Journal, 2003,
Vol. 126, S. 2081 (insgesamt 200 Autoren!!!)
z > 6 QSOs: X. Fan, Astronomical Journal, 2003, Vol. 125, S. 1649
Palomar 5: M. Odenkirchen, Astronomical Journal, 2003, Vol. 126,
S. 2385
SDSS: www.sdss.org Bilder, Dokumente, etc...