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

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)