SDSS (Sloan Digital Sky Survey)

SDSS (Sloan Digital Sky Survey)

La SDSS è una survey fotometrica e spettrografica che ha preso l'avvio nel 2000.

Viene suddivisa on SDSS I (2000-2005), SDSS II (2005-2008), SDSS III (2008- 2014) e SDSS IV (2014-2020).

La sigla SDSS è generalmente accompagnata da DR (che sta per Data Release) perchè i dati acquisiti sono stati resi pubblici con cadenza annuale. Per cui SDSS DR 1 significa la prima release pubblica dei dati (fotometrici e spettrografici della survey che, in questo caso, è la SDSS I).

SDSS DR 1

fotometria

spettroscopia

Come si puo' vedere i dati spettroscopici sono sempre un sottoinsieme di quelli fotometrici.

SDSS DR 1: imaging su 2099 gradi quadrati, 53 milioni di oggetti (identificati)

magnitudine limite u=22.0 , g=22.2, r=22.2, i=21.3, z=20.5.

Spettroscopia su 1360 gradi quadrati, risoluzione 1800, magnitudine limite r=17.77 (galassie), r=19.1 (quasars).

Numero totale spettri : 186 250 , di cui 134 000 galassie, 17 700 quasar con z<2.3 , 980 quasar con z>2.3, 17600 stelle, 4500 stelle late (tipo spettrale >=M), 9700

“cieli” e 1770 non classificati.

Alla SDSS I competono 3 data release: DR 1, DR 2 e DR 3 (l'ultima è stata resa pubblica nel setembre 2004)

SDSS DR 3

fotometria

spettroscopia

L'area coperta per l'imaging dalla DR 3 è di 5282 gradi quadrati e gli oggetti

identificati sono 141 milioni. L'area coperta dalla spettroscopia è di 3732 gradi quadrati e il numero totale di spettri è pari a 528 640.

--- 1 grado quadrato ??

Sappiamo che 1 radiante corrisponde a 180

π gradi, analogamente 1 steradiante corrisponde a (180 π )

2

gradi quadrati.

Il radiante rappresenta il rapporto fra la lunghezza dell'arco e il raggio della circonferenza, infatti la misura dell'angolo giro (360°) in radianti è pari a 2 π , ovvero corrisponde a ^{2 πr}

r .

Lo steradiante rappresenta il rapporto fra l'area e il raggio della sfera al quadrato, poichè la superficie della sfera è 4 π r

l'angolo sotteso da una sfera è pari a 4 π . Per sapere a quanti gradi quadrati corrisponde l'intera sfera basta fare 4 π( 180

π )

2

ossia 41253 gradi quadrati.

---

Al termine delle SDSS I e II (2000- 2008) si sono ottenuti l' imaging su 5 bande fotometriche di una regione di 8000 gradi quadrati e gli spettri di più di 700,000 oggetti.

Al termine della SDSS III (2008-2014) DR 8, 9,10,11 e 12 si sono coperti 14555 gradi quadrati (più di 1/3 del cielo) con l'imaging ottenendo la fotometria di 490 milioni di oggetti e gli spettri di più di 4 milioni di oggetti (2 milioni e 400 mila galassie 480 mila quasar 852 mila stelle 341 mila cieli e 200 mila non classificati).

Come si vede dalla figura (che segue) oltre alla survey la SDSS ha svolto programmi particolari (rappresentati dalle aree circolari colorate).

Per esempio, la SDSS II ha portato a termine 2 survey extra: la Supernova Survey,

che ha scoperto e monitorato centinaia di supernovae e la SEGUE (Sloan Extension

for Galactic Understanding and Exploration), che ha esteso l'imaging della SDSS

verso il piano della galassia allo scopo di mappare circa 250 000 stelle della nostra

galassia.

DR 12

imaging and spectroscopy

I dati di SEGUE (SDSS I e II)

sono stati resi pubblici nella

DR 8 della SDSS III

La SDSS Supernova Survey : fra il 2005 e il 2007, 300 gradi quadrati ogni 2 giorni.

Scoprono e confermano spettroscopicamente 500 supernovae (in figura) di tipo Ia con

z fra 0.05 e 0.4, in più hanno le curve di luce su 5 colori di alcune altre centinaia di

supernovae Ia di cui stanno collezionando lo z della galassia ospite

Gli strumenti utilizzati dalla SDSS

Un telescopio automatico dedicato 2.5 m (Apache Point Observatory New Mexico) a cui è affiancato un telescopio da 0.5 m dedicato alla fotometria (acqusizione di stelle standard fotometriche per calibrare le magnitudini strumentali ottenute col 2.5 m) Il 2.5 è un Cassegrain con uno specchio secondario di 1.08 m . La camera di acquisizione delle immagini, posta al fuoco, possiede 2 lenti correttive per minimizzare le distorsioni.

Il rivelatore, per l'imaging e la fotometria, è un mosaico di 30 CCD 2048 x 2048 (pixel) (6 colonne e 5 righe) La scala e' 0.396”/pixels.

Domanda: quanto è il FOV di ciascun CCD ?

Contrariamente a quello che avviene normalmente il telescopio della SDSS non fa il tracking ma resta fisso in una posizione e lascia che gli oggetti scorrano lungo le colonne per effetto della rotazione terrestre. Domanda: come sono orientate le colonne del mosaico di CCD ?

Pertanto ogni oggetto lascia una traccia che poi viene ricomposta in una singola immagine.

Poichè i CCD non sono in contatto, la camera viene spostata attorno alla posizione iniziale in modo che gli spazi vuoti possano essere eliminati.

Gli spettri SDSS sono acqusiti utilizzando 2 spettrografi (le scatole verdi nell'immagine, al centro invece è la camera

descritta sopra). La radiazione di stelle, galassie, quasar o cieli viene inviata a ciascuno

spettrografo utilizzando le fibre ottiche che sono collocate “a mano” in buchi realizzati su una piastra nella posizione

corrispondente a ciascun oggetto.

Ciascuna fibra raccoglie la

radiazione su una dimensione

angolare pari a 3” (al piano

focale). Poi le fibre sono

“impilate” le une sulle altre a

simulare una fenditura.

Classicamente uno spettrografo è composto da una fenditura (slit) che ha lo scopo di raccogliere solo la luce dell'oggetto di cui si vuole fare lo spettro, un elemento disperdente (prisma o reticolo o grism) e un rivelatore. In questo caso si ottiene un solo spettro di un solo oggetto alla volta e il rivelatore contiene l'immagine bidimensionale dello spettro.

Il disegno qui sopra raprresenta una schematizzazione rozza di uno spettrografo, mentre qui sotto c'è una schematizzazione più realistica.

Le fibre sono incolonnate

Più dettagliatamente la luce va dalla fibra ad un beam splitter (uno specchio che trasmette la parte rossa della radiazione e riflette la parte blu) ripartendola fra i 2

spettrografi. Uno blu fra 3800 e 6150 A e l'altro rosso fra 5800 e

Per tornare al SDSS, se allineo le fibre lungo una riga che mi simula una fenditura

detta slit head e inserisco un beamsplitter (ossia uno specchio che trasmette la parte rossa della radiazione a uno spettrografo e la parte blu ad un altro) ottengo sui

rivelatori (2 CDD 2048 x 2048) 320 + 320 spettri. Ogni spettro occupa 3 pixel e fra uno spettro e l'altro ci sono 3 pixel.

L'immagine qui sotto mostra una porzione di CCD con gli spettri uno vicino all'altro.

Qui invece è uno schema dei 2 spettrografi della SDSS.

In definitiva si ottengono 640 spettri per esposizione, che devono essere “ricuciti”

poiché lo spettrografo blu fornisce lo spettro fra 3900 e 6100 A, mentre il rosso fra 5900 e 9100 A.

Domanda: perché si utilizzano 2 spettrografi?

Le fibre ottiche sono posizionate a mano entro buchi realizzati sulla piastra di metallo nella posizione corrispondente ad ogni oggetto.

Domanda: la piastra si può utilizzare in qualunque momento?

Tutta la riduzione e l'analisi dei dati della SDSS è effettuata in modo automatico con quelle che si chiamano pipeline ossia dei “tubi” informatici – dei programmi – che partendo dal dato “rozzo” producono il dato ridotto. Non sarebbe possibile fare in altro modo. Anche la magnitudine e la classificazione degli spettri è fatta in modo automatico. In quest'ultimo caso utilizzando delle “librerie” di spettri sintetici (modelli di stelle di tipo O,A, B ecc. modelli di galassie E, Sa, Sb ecc. , Star Burst AGN ecc, modelli di quasar a diverso z) e scegliendo quello che approssima meglio i dati (ossia quello con l RMS minimo).

Stella F5

Galassie early-

type

La rifrazione atmosferica

Per effetto dell'atmosfera gli oggetti appaiono più alti sull'orizzonte....è il famoso/fumoso discorso sul sole che è già tramontato quando noi lo vediamo tramontare.

Ma di quanto si alzano gli oggetti?

La relazione approssimata valida per il modello di strati uiformi piani e paralleli ossia per ^{Z ≤45} (z è la distanza dallo Zenith) ci dà l'angolo di rifrazione r

r≃60.4 tg z

che è sottostimato di 1” per z=60°.

Le relazioni più accurate tengono conto della pressione atmosferica, dell'altitudine e della temperatura.

Come si vede la rifrazione cresce molto rapidamente a distanze zenitali elevate.

Questo è il motivo per cui molto spesso i grafici (vedi sotto) riportano i valori di r per

z inferiore a 70°

Il grafico mostra anche che la rifrazione è riferita alla radiazione di una particolare lunghezza d'onda (per esempio a 5850 A). Infatti la rifrazione dipende dalla lunghezza d'onda della radiazione (il blu è deviato maggiormente del rosso).

Già a distanze zenitali di 40° la luce blu (viola) e quella rossa sono separate di 1”.

Se la fenditura non è orientata nella direzione della rifrazione ed è larga 1” rischio di avere tutta la parte blu dello spettro fuori.

La direzione della rifrazione è perpendicolare all'orizzonte per cui quando l'oggetto è in meridiano l'angolo della slit è pari a 0 o 180°. In tutti gli altri casi l'angolo cambia.

In alternativa alla rotazione della slit si può utilizzare un correttore per rifrazione.

Il grafico qui sopra mostra uno spettro ottenuto al Kitt Peak (4 metri) utilizzando l'ADC (atmospheric dispersion corrector) e tenendo la slit orientata a 90° rispetto alla direzione della rifrazione.

L'effetto della rifrazione si ha anche sulle immagini e

come si vede dal grafico che riporta l'andamento della rifrazione in funzione dell'airmass e per diverse lunghezze d'onda , calcolato per Mauna Kea.

L'effetto è più evidente per lunghezze d'onda blu e piccoli valori del seeing.

Modello: rifrazione differenziale rispetto a 5000 A , sorgente puntiforme (stella)

filtro g (3980 5520 A) , seeing 0.3” airmass 1.05, 1.5 e 2.0.

come sopra ma con seeing pari a 0.6”.

banda I, seeing 0.3” stesse airmass. L'effetto è praticamente trascurabile.

Per minimizzare l'effetto in imaging l'unica soluzione è osservare a piccole airmass.