Sloan Digital Sky Survey

Sloan Digital Sky Survey o SDSS es un proyecto de investigación del espacio mediante imágenes en el espectro visible y de corrimiento al rojo, realizada en un telescopio específico de ángulo amplio y de 2,5 metros situado en el observatorio Apache Point de Nuevo México y comenzada en 2000.

El nombre ha sido tomado de la fundación Alfred P. Sloan, y pretende cartografiar una cuarta parte del cielo visible, obtener observaciones acerca de 100 millones de objetos y el espectro de un millón de objetos.

En el año 2006 la exploración entró en una nueva fase, el SDSS-II, extendiendo las observaciones para explorar la estructura y la composición estelar de la Via Láctea mediante los proyectos SEGUE (sigla del inglés Sloan Extension for Galactic Understanding and Exploration) y Búsqueda de Supernovas Sloan (en inglés Sloan Supernove Survey), el cual busca eventos supernova Ia para medir la distancia de objetos lejanos.

Observaciones

SDSS utiliza telescopios ópticos específicos de 2.5 m de abertura angular y toma imágenes utilizando un sistema fotométrico de cinco filtros (llamados u, g, r, i y z). Estas imágenes se procesan para obtener listas de objetos observados y varios parámetros, tales como si su apariencia es la de un punto o bien tienen apariencia extendida (como una galaxia debe parecer) y el modo como el brillo en los CCD relaciona varios tipos de magnitudes astronómicas.

El telescopio SDSS utiliza la técnica de escaneo en red,[1] que permite al telescopio fijar y hacer uso de la rotación de la Tierra para grabar pequeñas porciones del cielo. La imagen de las estrellas en el plano focal se dispersa a lo largo del CCD, en vez de permanecer fija como en los telescopios de rastreo. Este método permite astrometrías consitentes en el campo más ancho posible y la precisión permanece inalterada por los errores de rastreo del telescopio. Las desventajas son efectos de distorsión menores y que el CCD tiene que ser escrito y leído a la vez.

La cámara del telescopio[2] está formada por treinta CCD cada uno con una resolución de 2048x2048 píxeles, totalizando aproximadamente 120 Megapíxeles. Los componentes están situados en cinco filas de seis chips. Cada fila tiene un filtro óptico diferente con longitudes de onda de 354, 476, 628, 769 y 925 nm hasta una magnitud de 24.4, 25.3, 25.1, 24.4 y 22.9 respectivamente, con una relación señal/ruido de 5. Los filtros son ubicados en el orden r,i,u,z,g. Para aumentar la sensibilidad de la cámara se enfria hasta los 190 kelvins (unos -80º Celsius) por nitrógeno líquido.

Utilizando estos datos, los objetivos también son seleccionados por espectroscopia. El telescopio es capaz de grabar 640 espectros a la vez alimentando una fibra óptica para cada uno a través de agujeros taladrados en un disco de aluminio. Cada agujero se dirige individualmente hacia el objetivo en cuestión. Cada noche se utilizan entre seis y nueve discos para grabar espectros.

Cada noche el telescopio produce unos 200 GBytes de datos.

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