Sloan Digital Sky Survey - SDSS

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1 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

2 Kernprojekte 3 Surveys nördlich b < 30 o von ca 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 Objekte (phot), 10 6 z-messungen (Galaxien) und QSOs Dazu noch ein tiefer Survey südlich der Milchstraße mit 100 Quadratgrad: Photometrisch: Rmag = 25, Spektroskopisch: B = 20 (Galaxien), B = 21 (QSOs)

3 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!

4 Apache Point Observatory, New Mexico

5 SDSS 2.5m Teleskop

6 Strategie phot. Durchmusterung Bedingung: Beobachtungen von 10 8 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 (2048 2, ) 55 sec. Kürzer Belichten schlecht, da U-Filter relativ unempfindlich, d.h. Aufnahmen dann Auslesedominiert Länger Belichten wäre schön, verlängert aber Surveyzeit dramatisch

7 Wo beobachten: möglichst weit weg von galaktischer Ebene in Kegel mit Öffnungswinkel 120 o Zentriert auf galakt. Nordpol schlecht wegen Gebiete starker Extinktion, daher elliptische Region mit 130 o 110 o ausgewählt Zentrumskoordinaten: = 12 h 20 m ; = o Weiterer Vorteil : längere Nächte, Survey schneller fertig Scanmodus: Entlang großer Kreise möglichst konstanter Rektaszension (Minimierung Teleskopbewegung, Luftmasse nahezu konstant) Ingesamt 45 Streifen a 2.5 o aufgeteilt in 2 Substreifen nötig, 90 Scans, typischerweise 8 h 40 m 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)

8 Projektion der nördlichen Durchmusterung

9 Strategie spektr. Durchmusterung Bedingung: Spektren von ca Galaxien und 10 5 QSOs innerhalb kürzester Zeit Klassische Spektroskopie mit Spalten nicht möglich Fasergekoppelter Spektrograph nötig Feld des Teleskops ca. 3 0, für B = 19 werden ca. 600 Galaxien erwartet Faserdurchmesser: 3, um möglichst viel Galaxienlicht zu haben Wellenlängenbereich: 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 ( , Å)

10 Surveyzeit Voraussetzung: Beobachtungen nur wenn kein Mond Klare Nächte und Seeing 1 Photometrie, sonst Spektroskopie Zeit für Phot.: 90 Streifen 130 o 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

11 Beobachtbarkeit des SDSS über das Jahr. Weiß häufiger, Rot weniger oft

12 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)

13 SDSS Kamera Besteht aus: 30 CCDs mit Pixeln (0.4 ) 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 2.5 o Je 12 CCDs mit Pixeln am Anfang und Ende der Kamera (in Scanrichtung) für Fokus und Astrometrie Insgesamt 54 CCDs auf der Kamera angebracht!!!

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16 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 g r i z

17 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): Für Galaxien etwa 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

18 Robotisches Monitoring-Teleskop Vollautomatisches 60cm Teleskop 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

19 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 15 o 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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21 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.

22 Vorbereitung einer Platte

23 Optimierung der Platten Platten sind rund (Teleskopfeld hat Durchmesser 3 o ), 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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25 Datenprodukte Daten 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, Spektren First Data Release April 2003: 2100 Quadratgrad, Spektren

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27 SDSS-Highlights Bisher: ca. 240 referierte Publikationen, 220 wissenschaftlich, 20 technisch, 2 Daten-Freigaben I. First data release (publiziert Oktober 2003) Photometrie: 2100 Quadratgrad, 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: Objekte, Galaxien, QSOs, Sterne, 9700 Himmelsspektren und ca unident. Objekte

28 2.5 o Ausschnitt aus einem SDSS Streifen

29 Photometrie Spektroskopie Galaxien QSOs

30 II. Hochrotverschobene QSOs Clevere Vorselektion: z < 20.2, i z < 2.2, z J < (i-z-2.2)

31 z > 4: ~300 aus dem SDSS z > 5: 21 aus dem SDSS z > 6: 5 Total Discoveries SDSS Discoveries

32 3 Quasare z > 6 aus dem SDSS z=6.1 z=6.2 z=6.4

33 3 Spektren von QSOs mit den derzeit höchsten Rotverschiebungen z = 6.05, 6.23, 6.43 Entspricht ca. 700 Mio. Jahren

34 III. 2-dimensionale Karte des Universums Galaxien, farbliche Kodierung nach Leuchtkraft

35 IV. Palomar 5: zerriebener Kugelsternhaufen

36 Referenzen: SDSS 1. Data Release: K. Abazajian, Astronomical Journal, 2003, Vol. 126, S (insgesamt 200 Autoren!!!) z > 6 QSOs: X. Fan, Astronomical Journal, 2003, Vol. 125, S Palomar 5: M. Odenkirchen, Astronomical Journal, 2003, Vol. 126, S SDSS: Bilder, Dokumente, etc...