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www.sdss.org |
Die SDSS Durchmusterung erfasst die Daten mit modernen, digitalen Detektoren. Ein enormes Feld aus CCD Detektoren nimmt Bilder auf, und ein Paar von Spektrogrammen, die durch Glasfaserleiter versorgt werden, fangen die Spektren auf. Die CCD Kamera
Jedes CCD besteht aus über vier Millionen Bildelementen (Pixel), die Elektronen
auslösen, sobald sie Licht auffangen. Die Elektronen werden dann zu elektronischen
Signalen verstärkt, die sich digital darstellen, auf Band aufnehmen lassen und
letztendlich in einen Computer eingegeben werden. Jede der fünf Reihen des CCDs
empfängt das Licht durch einen anderen Farbfilter, so dass jede Reihe die
Helligkeit eines Objekts in einer anderen Farbe aufzeichnet. In einer Nacht, in der
man den Himmel beobachtet, wird man bis zu 200 Gigabyte Daten auf einem Dutzend
Bänder aufzeichnen.
Die rechte Graphik zeigt eine schematische Ansicht der Kamera. Im Gegensatz zu einer normalen Kamera, schießt diese kein statisches Bild. Stattdessen ist das Teleskop in einer verankerten Position festgelegt, und sowie sich die Erde dreht, bewegt sich der Himmel über der Kamera, von oben nach unten. Die Elektronen, die von dem einströmenden Licht freigesetzt wurden, bewegen sich (oder werden nach einem Takt bewegt) mit derselben Geschwindigkeit über die CCDs, mit der sich auch der Himmel über der Kamera bewegt, und versichern somit, dass das Signal immer von denselben Objekten aufgefangen wird. Wenn ein Elektron auf den Rand eines CCDs aufschlägt, wird es von einem Verstärker ausgelesen. Diese Auslese wird unaufhörlich durchgeführt, was zu Bildern von langen, dünnen Streifen des Himmels in einer Betrachtung, führt. Da die CCDs Lücken zwischen sich haben, muss das Teleskop ein wenig bewegt werden, um ein vollständiges Bild zu erzeugen, denn so wird ein zweiter, leicht versetzter Streifen abgebildet. Dann werden die zwei Streifen zu einem einzigen Streifen kombiniert, der keine leeren Bereiche mehr enthält. Die Spektrogramme
Ein Spektrogramm ist ein Prisma-ähnliches Gerät, das Licht in viele Farben spaltet,
und dabei misst, wie viel Licht von den verschiedenen Wellenlängen, ein Objekt emittiert.
Diese Information, "Spektrum" genannt, kann dazu verwendet werden, um die
Entfernung, die Zusammensetzung und das Alter eines jeden Himmelsobjekts zu
bestimmen. Die SDSS Astronomen bohren 640 Löcher in eine Aluminiumplatte, wobei
jedes Loch der Position eines ausgewählten Sternes, einer Galaxie oder einem
Quasar entspricht. Wissenschaftler stecken optische Faserkabel in die Löcher (rechts).
Die Fasern fangen das Licht von den 640 Objekten gleichzeitig ein, und schicken
es zu den zwei Spektrogrammen. Diese spalten das Licht eines jeden Objekts in seine
Bestandfarben auf, und nehmen das entstehende Spektrum mithilfe der
CCDs auf. Jedes Spektrum wird von 3800Å (blau) bis zu 9200Å (nahinfrarot)
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Weil das Licht aufgespalten wird, werden vier Bilder für jede spektroskopische
Untersuchung erzeugt: sowohl ein rotes, wie auch ein blaues Bild für Spektrogramm
Nummer 1, und ebenso für Nummer 2. Die Steckplatten werden, genau wie die CCD Kamera,
auf der Brennebene des Teleskops aufgestellt. In einer guten Nacht verwenden die
SDSS Astronomen sechs bis neun Platten, und erhalten so Spektren von über 5000 Objekten!
Das Spektrogramm wird alle Galaxien beobachten, die auf den Aufnahmen der Durchmusterung
zu erkennen sind, mit einer Lichtstärke von 17,8 oder heller. Die SDSS hat vor, über eine
Million Galaxiespektren zu erfassen - 30 mal so viele als irgendeine derzeit verfügbare
Durchmusterung von Galaxierotverschiebungen. Zusätzlich dazu beabsichtigt die SDSS
100.000 Quasarkandidaten (ausgesucht nach ihrer Farbe), zehn Tausende Sterne und noch
viele andere Objekte, wie Röntgen- und Radioquellen, zu untersuchen.
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