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 Zielsetzung1) 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 Universumsbis 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. DurchmusterungBedingung: 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. DurchmusterungBedingung: 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 KameraBesteht 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!!!

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SDSS FiltersatzModifikation des Thuan-Gunn uvgriz-Filtersatzes, in etwa gleich verteilt in log �. g und r-Filter vermeiden die starke 5577 ÅNachthimmelslinie.

9509134z‘

15267625i‘

13736231r‘

13874770g‘

5673543u‘

FWHM�cenFilter

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-TeleskopVollautomatisches 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-Teleskopa) 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

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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 PlattenPlatten 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.

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DatenprodukteDaten werden voll Pipeline reduziert, Objekte automatisch photometriert bzw. Spektren analysiert

Typische Datenrate

Nacht: 170 GByte (Photometrie) ; 1.7 GByte (Spektroskopie)

Gesamt: 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

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SDSS-HighlightsBisher: 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

2.5o

Ausschnitt aus einem SDSS Streifen

Photometrie Spektroskopie

Galaxien QSOs

II. Hochrotverschobene QSOsClevere 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

SDSS DiscoveriesTotal 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...