Sloan Digital Sky Survey
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Der Sloan Digital Sky Survey (SDSS) ist eine Durchmusterung von einem Viertel des Himmels durch Aufnahmen bei fünf Wellenlängen und nachfolgende Spektroskopie einzelner Objekte.
SDSS ist ein Gemeinschaftsprojekt von Instituten in den USA, Japan, Korea und Deutschland, die Finanzierung wurde angestoßen von der Alfred P. Sloan Foundation. Mit einem eigens konstruierten Teleskop am Apache Point Observatory sollen die Positionen und Helligkeiten von mehr als 100 Millionen Himmelsobjekten vermessen werden. Mit Spektren von über einer Million Galaxien und Quasaren sollen deren Entfernungen und Eigenschaften bestimmt werden. Anders als frühere Durchmusterungen (so etwa der Two Degree Field Galaxy Redshift Survey) arbeitet SDSS ausschließlich mit elektronischen Detektoren, die im Vergleich zu Fotoplatten Linearität und erheblich höhere Empfindlichkeit aufweisen. Die Beobachtungen sind seit 1998 im Gang. Teile der Datenbasis sind inzwischen auch Astronomen außerhalb der beteiligten Institute zugänglich.
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[Bearbeiten] Teleskop und Beobachtungsmethode
Für den Sloan Digital Sky Survey wurde eigens ein Teleskop mit 2,5 m Hauptspiegeldurchmesser am Apache Point Observatory gebaut. Ausgestattet ist das Teleskop mit einer Kamera aus insgesamt dreißig großen CCD-Chips mit je 2048×2048 Bildelementen. Die CCDs sind in fünf Reihen von je 6 Chips angeordnet. Die fünf Reihen beobachten durch verschiedene optische Filter (u' g' r' i' z') bei Wellenlängen von etwa 354, 476, 628, 769 und 925 nm. Das zu beobachtende Himmelsgebiet wird unter Ausnutzung der Erddrehung in schmalen Streifen abgetastet. Während einer Nacht werden etwa 200 GByte Bilddaten gewonnen. Der SDSS soll ein etwa 10.000 Quadratgrad großes Gebiet am nördlichen Pol der Milchstraße beobachten. In den fünf Bändern sind dabei Objekte von 22,3, 23,3, 23,1, 22,5 und 20,8 Magnituden mit mindestens dem fünffachen des Rauschens detektierbar. Im Herbst ist dieses Gebiet unzugänglich. Statt dessen wird dann ein Streifen von 225 Quadratgrad südlich der Ebene der Milchstraße bis zu etwa 24,4, 25,3, 25,1, 24,4 und 22,9 Magnituden beobachtet.
Die Helligkeit und Form der Himmelsobjekte wird automatisch vermessen und eine erste Klassifikation nach Art und Entfernung durchgeführt.
Von ausgewählten Objekten aus der Durchmusterung werden Spektren gewonnen. Dazu wird eine Platte mit 640 an entsprechenden Positionen angebrachten Löchern in die Brennebene des Teleskops gebracht. Glasfasern transportieren das Licht der 640 Objekte von diesen Löchern zu einem Spektrographen. Während einer Nacht können etwa 6 bis 9 solche Sätze von je 640 Spektren gewonnen werden.
[Bearbeiten] Ziele
SDSS überdeckt zwar nur einen Teil des Himmels, kann aber wesentlich schwächere Objekte erfassen als frühere Himmelsdurchmusterungen wie der Palomar Observatory Sky Survey. Durch genaue Photometrie in den fünf Filtern können auch Art und Rotverschiebung der Galaxien, Quasare und Sterne sofort abgeschätzt werden. Genaue Rotverschiebungen und Klassifikationen liefern die Spektren. Nähere Untersuchungen können dann gegebenenfalls von anderen Observatorien mit noch lichtstärkeren Teleskopen durchgeführt werden.
Wichtiges Ziel des SDSS ist die Kartierung der schaumartigen großräumigen Struktur des Universums, bestehend aus Galaxienhaufen, Filamenten mit geringerer Galaxiendichte und dazwischenliegenden Hohlräumen (Voids) mit sehr wenigen Galaxien.
Die vielen Spektren enthalten umfangreiche Stichproben vieler verschiedener Arten von Galaxien, aus denen sich ihre Eigenschaften mit guter statistischer Signifikanz bestimmen lassen. Mit SDSS lassen sich aber auch extrem seltene Objekte finden. Die entferntesten zur Zeit (2005) bekannten Quasare mit Rotverschiebung über 6 wurden im SDSS entdeckt.
[Bearbeiten] Nebenergebnisse
Die Arbeit am SDSS hat neben der großräumigen Kartierung eine Reihe weiterer - und von den Initiatoren seinerzeit nicht geplanter - Ergebnisse gebracht:
[Bearbeiten] Asteroiden
Aufgrund der Aufnahmetechnik mittels schmaler Streifen in unterschiedlichen Spektralbereichen lassen sich Asteroiden anhand der Parallaxe sehr leicht erkennen und ihre Farben mit großer Genauigkeit ermitteln. Die Zahl der so vermessenen Asteroiden ist durch das SDSS-Projekt um über das 100-fache angewachsen. Dabei scheint sich die Theorie zu bestätigen, dass bestimmte Asteroiden-Familien (z.B. Vesta-, Eos-, Koronis- und Themis-Asteroiden) jeweils einen gemeinsamen Körper als Ursprung haben. Auch die Hypothese, dass die Oberfläche eines Asteroiden durch Sonnenwind und Mikrometeoriten „verwittert“, wird durch die SDSS-Messungen gestützt.
[Bearbeiten] Braune Zwerge
Die Aufnahmen in zwei Infrarot-Bändern gleichzeitig mit drei weiteren Farben erlaubt es dem SDSS-Team, Braune Zwerge besonders leicht und sicher zu identifizieren. Die bisherigen Messergebnisse führten dazu, dass neben dem bislang benutzten M-Spektraltyp zwei weitere – noch kühlere – Spektraltypen definiert wurden: L und T. Objekte mit der Klassifikation L9 haben noch eine Oberflächentemperatur von etwa 1400°K, T9-Zwerge von nur noch 700°K.
[Bearbeiten] Sternströme
SDSS-Daten lieferten Helligkeiten, Farben und hochpräzise Positionsangaben für Fixsterne, die über ein ausgedehntes Areal verteilt sind und gemeinsame Eigenschaften haben: sie gehören jeweils zu einem Strom von Sternen mit gemeinsamer Bewegung und Herkunft. Mit Sicherheit konnten so zahlreiche Mitglieder des ehemaligen Kugelhaufens Palomar 5 sowie der Zwerggalaxie im Schützen (Sagittarius Dwarf Spheroidal Galaxy) identifiziert werden. Ein Strom, der sich um die gesamte Milchstraße windet, könnte von der Canis Maior-Zwerggalaxie stammen.
[Bearbeiten] Gravitationslinsen
Unter den rund 50.000 Quasaren, die mit SDSS entdeckt wurden, befindet sich auch eine Reihe von Gravitationslinsenfällen. Darunter die erste Gravitationslinse, hinter der nicht eine einzelne Galaxie, sondern ein Galaxienhaufen steckt.
