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SDSS – Sloan Digital Sky Survey LApache Point Observatory (APO) ospita la SDSS ed è situato in Sunspot, New Mexico, ad una latitudine di 32° 46' 49.30"

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1 SDSS – Sloan Digital Sky Survey LApache 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 losservazione astronomica.

2 GLI OBIETTIVI DELLA SURVEY La ricerca effettuata dalla SDSS ha il compito di mappare un quarto dellintero cielo per ricostruire la struttura su larga scala delluniverso 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

3 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.

4 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 darco) x 2048 (n° dei pixel) = Lintegrazione 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 darco), spostata del 93% dellampiezza dei CCD.

5 I FILTRI DEI CCD La lunghezza donda 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 lefficienza quantica del sistema fotometrico della camera più il telescopio dopo lattraversamento dellatmosfera (massa daria 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

6 SPETTROGRAFIA I due spettrografi (in verde nellimmagine) rivelano la luce che proviene dagli oggetti celesti tramite delle fibre ottiche che sono collegate ad una superficie di alluminio precedentemente forata in corrispondenza delloggetto. 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 dalloggetto 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.

7 SPETTROGRAFIA (2) Gli scopi delle osservazione spettroscopiche sono molteplici: Misura di redshift: è possibile ottenere unimmagine tridimensionale delluniverso e stimare le distanze di galassie e quasar Classificazione degli oggetti celesti scoperti Flusso e lunghezza donda: 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 dellintensità Lampade: sono le righe di emissione note di un gas eccitato e servono a relazionare la posizione dellimmagine con la lunghezza donda. Ogni spettro è misurato da 3800Ǻ (blu) a 9200Ǻ (vicino infrarosso).

8 CREAZIONE DELLE IMMAGINI

9 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 Dall8 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 oggetti (in verde) che coprono 4188 gradi quadrati.

10 QUASAR La ricerca di quasar è una tra gli obiettivi principali del progetto SDSS e si stima che ne saranno trovati fino a 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

11 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 unanalisi 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 nellottobre del 2002.

12 LA RICERCA DEI QUASAR (2) È stata fatta una lista di 80 candidati in unarea 1708 gradi quadrati, che sommata alle due precedenti copre unarea totale di 4578° quadrati. Di questi 80 solo 3 si sono rivelati essere quasar con z > 5.7e precisamente: SDSS J a z = 5.93 SDSS J a z = 6,07 SDSS J 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 Ly Ǻ e Ly Ǻ Per loggetto a z =6.07 è stata rivelato nello spettro anche un debole picco della linea dellOI a 1303 Ǻ.

13 QUASARS A z = 6,4 Unulteriore ricerca ha condotto alla scoperta di altri 3 quasar a z >6: SDSS J (z=6.43), SDSS J (z=6.23), SDSS J (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 dellOrsa 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.

14 IPOTESI SULLEPOCA DELLA REIONIZZAZIONE Lepoca della reionizzazione dellidrogeno intergalattico è la chiave cosmologica per spiegare la formazione di galassie nella storia delluniverso. Gli indizi di uno stato di ionizzazione dellIGM vengono da due fonti: misure di polarizzazione della CMB studi dellidrogeno 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. I risultati riportati dal WMAP sulla CMB mostrano che il mezzo interstellare deve essere stato ionizzato a z >10, mentre dallo studio della riga Ly (Ly-alpha forest e effetto Gunn-Peterson) si pensa che la reionizzazione sia avvenuta a z >6. Unulteriore verifica della reionizzazione dellIGM 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 dellidrogeno neutro intergalattico rimasto (1 atomo su ).

15 BIBLIOGRAFIA Project Book of the Sloan Digital Sky Survey Gunn et al The Sloan Digital Sky Survey Photometric Camera Gunn et al The Sloan Digital Sky Survey Photometric System Fukugita et al 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 (astro-ph/ ) Hubble advanced camare for survey observations of the z=6,42 quasar SDSS J : a leak in the Gunn-Peterson trough White et al.2004 (astro-ph/ )


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