El Sloan Digital Sky Survey o SDSS es un importante estudio de imágenes multiespectrales y de corrimiento al rojo espectroscópico que utiliza un telescopio óptico gran angular de 2,5 m en el Observatorio Apache Point en Nuevo México, Estados Unidos. El proyecto comenzó en 2000 y recibió el nombre de la Fundación Alfred P. Sloan , que contribuyó con una financiación significativa.
Se creó un consorcio de la Universidad de Washington y la Universidad de Princeton para realizar un estudio del corrimiento al rojo. El Consorcio de Investigación Astrofísica (ARC) se creó en 1984 [1] con la participación adicional de la Universidad Estatal de Nuevo México y la Universidad Estatal de Washington para gestionar las actividades en Apache Point. En 1991, la Fundación Sloan otorgó al ARC fondos para los esfuerzos de estudio y la construcción de equipos para llevar a cabo el trabajo. [2]
En el momento de su diseño, el SDSS era una combinación pionera de instrumentación novedosa y técnicas de reducción y almacenamiento de datos que impulsaron importantes avances en observaciones, descubrimientos y teoría astronómica.
El proyecto SDSS se centró en dos instrumentos y procesos de procesamiento de datos que fueron innovadores por la escala en la que se implementaron:
Un nuevo desafío importante fue cómo manejar el excepcional volumen de datos generados por el telescopio y los instrumentos. En ese momento, cientos de gigabytes de datos brutos por noche era algo sin precedentes, y se necesitaba un equipo colaborador tan complejo como el equipo original de hardware e ingeniería para diseñar un software y un sistema de almacenamiento para procesar los datos. A partir de cada serie de imágenes, se produjeron catálogos de objetos, imágenes reducidas y archivos asociados en un proceso altamente automatizado, lo que produjo los catálogos de objetos astronómicos más grandes (miles de millones de objetos) disponibles en formato digital consultable en ese momento. Para cada serie espectral, se tuvieron que procesar miles de imágenes espectrales bidimensionales para extraer automáticamente espectros calibrados (flujo versus longitud de onda).
En la década que tardó en alcanzarse este objetivo, el SDSS contribuyó a importantes avances en el almacenamiento masivo de bases de datos y en la tecnología de acceso a las mismas, como SQL, y fue uno de los primeros proyectos astronómicos importantes en poner los datos a disposición de la comunidad científica y del público en general en este formato. El modelo de dar a la comunidad científica y al público un acceso amplio y accesible a través de Internet a los productos de datos de la encuesta también era relativamente nuevo en aquel momento.
El modelo de colaboración en torno al proyecto también fue complejo, pero exitoso, dada la gran cantidad de instituciones y personas necesarias para aportar su experiencia al sistema. Participaron universidades y fundaciones junto con el socio gerente ARC. Otros participantes fueron el Laboratorio Nacional del Acelerador Fermi (Fermilab), que proporcionó capacidades de procesamiento y almacenamiento informático, y colegas de la industria informática.
La recopilación de datos comenzó en 2000; [3] la publicación final de datos de imágenes (DR9) cubre más del 35% del cielo, con observaciones fotométricas de alrededor de casi mil millones de objetos, mientras que el estudio continúa adquiriendo espectros , habiendo tomado hasta ahora espectros de más de 4 millones de objetos. La muestra principal de galaxias tiene un corrimiento al rojo medio de z = 0,1; hay corrimientos al rojo para galaxias rojas luminosas de hasta z = 0,7, y para cuásares de hasta z = 5; y el estudio de imágenes ha participado en la detección de cuásares más allá de un corrimiento al rojo z = 6.
La publicación de datos 8 (DR8), publicada en enero de 2011, [4] incluye todas las observaciones fotométricas tomadas con la cámara de imágenes SDSS, que cubren 14.555 grados cuadrados del cielo (un poco más del 35% del cielo completo). La publicación de datos 9 (DR9), publicada el 31 de julio de 2012, [5] incluye los primeros resultados del Baryon Oscillation Spectroscopic Survey (BOSS), que incluye más de 800.000 espectros nuevos. Más de 500.000 de los nuevos espectros corresponden a objetos del Universo de hace 7.000 millones de años (aproximadamente la mitad de la edad del Universo). [6] La publicación de datos 10 (DR10), publicada el 31 de julio de 2013, [7] incluye todos los datos de publicaciones anteriores, además de los primeros resultados del APO Galactic Evolution Experiment (APOGEE), que incluyen más de 57.000 espectros infrarrojos de alta resolución de estrellas de la Vía Láctea. DR10 también incluye más de 670.000 nuevos espectros BOSS de galaxias y cuásares en el universo distante. Las imágenes del sondeo, disponibles públicamente, se obtuvieron entre 1998 y 2009.
En julio de 2020, después de un estudio de 20 años de duración, los astrofísicos del Sloan Digital Sky Survey publicaron el mapa 3D más grande y detallado del universo hasta el momento, llenaron un vacío de 11 mil millones de años en su historia de expansión y proporcionaron datos que respaldan la teoría de una geometría plana del universo y confirman que diferentes regiones parecen estar expandiéndose a diferentes velocidades. [8] [9]
El SDSS utiliza un telescopio óptico gran angular de 2,5 m dedicado a esta tarea; entre 1998 y 2009, realizó observaciones tanto en modo de imagen como espectroscópico. La cámara de imagen se retiró a fines de 2009 y, desde entonces, el telescopio ha observado completamente en modo espectroscópico.
Las imágenes se tomaron utilizando un sistema fotométrico de cinco filtros (denominados u , g , r , i y z ). Estas imágenes se procesan para producir listas de objetos observados y varios parámetros, como si parecen puntuales o extendidos (como podría ser una galaxia) y cómo se relaciona el brillo de los CCD con varios tipos de magnitud astronómica .
Para las observaciones de imágenes, el telescopio SDSS utilizó la técnica de escaneo de deriva , pero con una variación coreografiada de ascensión recta , declinación , velocidad de seguimiento y rotación de imagen que permite al telescopio rastrear a lo largo de grandes círculos y registrar continuamente pequeñas franjas del cielo. [10] La imagen de las estrellas en el plano focal se desplaza a lo largo del chip CCD, y la carga se desplaza electrónicamente a lo largo de los detectores a la misma velocidad, en lugar de permanecer fija como en los telescopios rastreados. (Simplemente estacionar el telescopio mientras el cielo se mueve solo es viable en el ecuador celeste , ya que las estrellas en diferente declinación se mueven a diferentes velocidades aparentes). Este método permite una astrometría consistente en el campo más amplio posible y minimiza los gastos generales de la lectura de los detectores. La desventaja son los efectos de distorsión menores.
La cámara de imágenes del telescopio está formada por 30 chips CCD, cada uno con una resolución de 2048 × 2048 píxeles , lo que suma aproximadamente 120 megapíxeles . [11] Los chips están dispuestos en 5 filas de 6 chips. Cada fila tiene un filtro óptico diferente con longitudes de onda promedio de 355,1 ( u ), 468,6 ( g ), 616,5 ( r ), 748,1 ( i ) y 893,1 ( z ) nm , con un 95% de completitud en la visión típica a magnitudes de 22,0, 22,2, 22,2, 21,3 y 20,5, para u , g , r , i , z respectivamente. [12] Los filtros se colocan en la cámara en el orden r , i , u , z , g . Para reducir el ruido, la cámara se enfría a 190 kelvin (aproximadamente -80 °C) con nitrógeno líquido .
Nota: los colores son solo aproximados y se basan en la longitud de onda de la representación sRGB. [13]
Utilizando estos datos fotométricos, también se seleccionan estrellas, galaxias y cuásares para la espectroscopia . El espectrógrafo funciona alimentando una fibra óptica individual para cada objetivo a través de un orificio perforado en una placa de aluminio. [14] Cada orificio está posicionado específicamente para un objetivo seleccionado, por lo que cada campo en el que se adquirirán espectros requiere una placa única. El espectrógrafo original conectado al telescopio era capaz de registrar 640 espectros simultáneamente, mientras que el espectrógrafo actualizado para SDSS III puede registrar 1000 espectros a la vez. A lo largo de cada noche, normalmente se utilizan entre seis y nueve placas para registrar espectros. En el modo espectroscópico, el telescopio rastrea el cielo de la forma estándar, manteniendo los objetos enfocados en sus puntas de fibra correspondientes.
Cada noche el telescopio produce alrededor de 200 GB de datos.
Durante su primera fase de operaciones, entre 2000 y 2005, el SDSS obtuvo imágenes de más de 8.000 grados cuadrados del cielo en cinco bandas ópticas y espectros de galaxias y cuásares seleccionados de 5.700 grados cuadrados de esas imágenes. También obtuvo imágenes repetidas (aproximadamente 30 escaneos) de una franja de 300 grados cuadrados en el casquete galáctico del sur.
En 2005, el estudio entró en una nueva fase, el SDSS-II , ampliando las observaciones para explorar la estructura y la composición estelar de la Vía Láctea , el SEGUE y el Sloan Supernova Survey, que observa los eventos de supernova Ia para medir las distancias a objetos lejanos.
El Sloan Legacy Survey cubre más de 7.500 grados cuadrados de la capa norte de la galaxia con datos de casi 2 millones de objetos y espectros de más de 800.000 galaxias y 100.000 cuásares. La información sobre la posición y la distancia de los objetos ha permitido investigar por primera vez la estructura a gran escala del Universo, con sus vacíos y filamentos. Casi todos estos datos se obtuvieron en SDSS-I, pero una pequeña parte de la huella se completó en SDSS-II. [16]
La Extensión Sloan para la Comprensión y Exploración Galáctica obtuvo espectros de 240.000 estrellas (con una velocidad radial típica de 10 km/s) para crear un mapa tridimensional detallado de la Vía Láctea. [17] Los datos de SEGUE proporcionan evidencia de la edad, la composición y la distribución del espacio de fases de las estrellas dentro de los diversos componentes galácticos, proporcionando pistas cruciales para comprender la estructura, la formación y la evolución de nuestra galaxia .
Los espectros estelares, los datos de imágenes y los catálogos de parámetros derivados de este estudio están disponibles públicamente como parte de la versión 7 de datos del SDSS (DR7). [18]
El SDSS Supernova Survey, que se desarrolló entre 2005 y 2008, realizó imágenes repetidas de una franja de cielo de 2,5° de ancho centrada en el ecuador celeste, pasando de 20 horas de ascensión recta a 4 horas de AR para que estuviera en el casquete galáctico sur (ver Borrador: casquete galáctico) y no sufriera extinción galáctica . [19] El proyecto descubrió más de 500 supernovas de tipo Ia. El Supernova Survey, que se desarrolló hasta finales del año 2007, buscó supernovas de tipo Ia . El estudio escaneó rápidamente un área de 300 grados cuadrados para detectar objetos variables y supernovas. Detectó 130 eventos de supernovas Ia confirmados en 2005 y otros 197 en 2006. [20] En 2014 se publicó un catálogo aún más grande que contenía 10.258 fuentes variables y transitorias. De éstas, 4.607 fuentes son supernovas confirmadas o probables, lo que convierte a este en el conjunto de supernovas más grande compilado hasta el momento. [21]
A mediados de 2008 se inició el SDSS-III, que comprendía cuatro encuestas independientes: [22]
El Experimento de Evolución Galáctica APO (APOGEE) utilizó espectroscopia infrarroja de alta resolución y alta relación señal-ruido para penetrar el polvo que oscurece el interior de la galaxia. [23] APOGEE examinó 100.000 estrellas gigantes rojas en todo el rango del bulbo galáctico , la barra, el disco y el halo . Aumentó el número de estrellas observadas con alta resolución espectroscópica (R ≈ 20.000 a λ ≈ 1,6 μm) y alta relación señal-ruido (100∶1) en más de un factor de 100. [24] Los espectros de alta resolución revelaron las abundancias de unos 15 elementos, lo que proporcionó información sobre la composición de las nubes de gas a partir de las cuales se formaron las gigantes rojas. APOGEE planeó recopilar datos desde 2011 hasta 2014, y los primeros datos se publicaron como parte de SDSS DR10 a fines de 2013. [25]
El sondeo espectroscópico de oscilaciones bariónicas (BOSS) del SDSS-III fue diseñado para medir la tasa de expansión del universo . [26] Trazó un mapa de la distribución espacial de las galaxias rojas luminosas (LRG) y los cuásares para determinar su distribución espacial y detectar la escala característica impresa por las oscilaciones acústicas bariónicas en el universo primitivo. Las ondas sonoras que se propagan en el universo primitivo, como las ondas que se extienden en un estanque, imprimen una escala característica en las posiciones de las galaxias en relación con las demás. Se anunció que BOSS había medido la escala del universo con una precisión del uno por ciento, y se completó en la primavera de 2014. [27]
El estudio MARVELS (Multi-object APO Radial Velocity Exoplanet Large-area Survey) monitoreó las velocidades radiales de 11.000 estrellas brillantes, con la precisión y la cadencia necesarias para detectar planetas gigantes gaseosos con períodos orbitales que van desde varias horas hasta dos años. Este estudio Doppler terrestre [28] utilizó el telescopio SDSS y nuevos instrumentos Doppler multiobjeto para monitorear las velocidades radiales. [28]
El objetivo principal del proyecto era generar una muestra a gran escala y estadísticamente bien definida de planetas gigantes . Se buscaron planetas gaseosos con períodos orbitales que van desde horas hasta 2 años y masas entre 0,5 y 10 veces la de Júpiter . Se analizaron un total de 11.000 estrellas con 25-35 observaciones por estrella durante 18 meses. Se esperaba detectar entre 150 y 200 nuevos exoplanetas, y se pudo estudiar sistemas raros, como planetas con excentricidad extrema y objetos en el " desierto de enanas marrones ". [28] [29]
Los datos recopilados se utilizaron como muestra estadística para la comparación teórica y el descubrimiento de sistemas raros. [30] El proyecto comenzó en el otoño de 2008 y continuó hasta la primavera de 2014. [28] [31]
El proyecto Sloan Extension for Galactic Understanding and Exploration (SEGUE-1) original obtuvo espectros de casi 240.000 estrellas de distintos tipos espectrales. Sobre la base de este éxito, SEGUE-2 observó espectroscópicamente alrededor de 120.000 estrellas, centrándose en el halo estelar in situ de la Vía Láctea, desde distancias de 10 a 60 kpc. SEGUE-2 duplicó el tamaño de la muestra de SEGUE-1 . [32]
La combinación de SEGUE-1 y SEGUE-2 reveló la compleja subestructura cinemática y química del halo y los discos galácticos, lo que proporcionó pistas esenciales sobre la historia de ensamblaje y enriquecimiento de la galaxia. En particular, se esperaba que el halo exterior estuviera dominado por eventos de acreción de tiempo tardío. Los datos de SEGUE pueden ayudar a limitar los modelos existentes para la formación del halo estelar e informar a la próxima generación de simulaciones de alta resolución de la formación de galaxias. Además, SEGUE-1 y SEGUE-2 pueden ayudar a descubrir estrellas raras y químicamente primitivas que son fósiles de las primeras generaciones de formación estelar cósmica.
La cuarta generación del SDSS (SDSS-IV, 2014-2020) está ampliando las mediciones cosmológicas de precisión a una fase temprana crítica de la historia cósmica (eBOSS), expandiendo su estudio espectroscópico infrarrojo de la Galaxia en los hemisferios norte y sur (APOGEE-2) y, por primera vez, utilizando los espectrógrafos Sloan para hacer mapas con resolución espacial de galaxias individuales (MaNGA). [34]
Un estudio estelar de la Vía Láctea, con dos componentes principales: un estudio del norte utilizando el tiempo brillante en APO, y un estudio del sur utilizando el Telescopio Du Pont de 2,5 m en Las Campanas.
Un estudio cosmológico de cuásares y galaxias, que también abarca subprogramas para estudiar objetos variables (TDSS) y fuentes de rayos X (SPIDERS).
MaNGA (Mapping Nearby Galaxies at Apache Point Observatory ) exploró la estructura interna detallada de casi 10.000 galaxias cercanas desde 2014 hasta la primavera de 2020. Los estudios anteriores del SDSS solo permitían observar espectros desde el centro de las galaxias. Al utilizar conjuntos bidimensionales de fibras ópticas agrupadas en una forma hexagonal, MaNGA pudo utilizar la espectroscopia con resolución espacial para construir mapas de las áreas dentro de las galaxias, lo que permitió un análisis más profundo de su estructura, como las velocidades radiales y las regiones de formación estelar . [35] [36]
El Observatorio Apache Point en Nuevo México comenzó a recopilar datos para SDSS-V en octubre de 2020. Está previsto que Apache Point pase de placas de conexión (placas de aluminio con agujeros colocados manualmente para que brille la luz de las estrellas) a pequeños brazos robóticos automatizados a mediados de 2021, y el Observatorio Las Campanas en Chile le seguirá más adelante en el año. El sondeo Milky Way Mapper se centrará en los espectros de seis millones de estrellas. El sondeo Black Hole Mapper se centrará en las galaxias para analizar indirectamente sus agujeros negros supermasivos . El Local Volume Mapper se centrará en las galaxias cercanas para analizar sus nubes de gas interestelar . [37] [38]
La encuesta pone a disposición los datos publicados a través de Internet. SkyServer ofrece una serie de interfaces con un servidor SQL Server de Microsoft subyacente . De esta forma, están disponibles tanto los espectros como las imágenes, y las interfaces son muy fáciles de usar, de modo que, por ejemplo, se puede obtener una imagen a todo color de cualquier región del cielo cubierta por un comunicado de datos del SDSS simplemente proporcionando las coordenadas. Los datos están disponibles únicamente para uso no comercial, sin permiso escrito. SkyServer también ofrece una serie de tutoriales destinados a todos, desde escolares hasta astrónomos profesionales. El décimo comunicado de datos importante, DR10, publicado en julio de 2013, [7] proporciona imágenes, catálogos de imágenes, espectros y desplazamientos al rojo a través de una variedad de interfaces de búsqueda.
Los datos brutos (antes de ser procesados en bases de datos de objetos) también están disponibles a través de otro servidor de Internet y se experimentaron por primera vez como un "vuelo a través del programa World Wind de la NASA .
Sky en Google Earth incluye datos del SDSS para aquellas regiones donde dichos datos están disponibles. También hay complementos KML para las capas de fotometría y espectroscopia del SDSS, [39] lo que permite acceder directamente a los datos de SkyServer desde Google Sky.
Los datos también están disponibles en el Planetario Hayden con un visualizador 3D.
También existe una lista cada vez mayor de datos para la región Stripe 82 del SDSS.
Tras la contribución del miembro técnico Jim Gray en nombre de Microsoft Research con el proyecto SkyServer, el WorldWide Telescope de Microsoft utiliza SDSS y otras fuentes de datos. [40]
MilkyWay@home también utilizó los datos de SDSS para crear un modelo tridimensional altamente preciso de la galaxia Vía Láctea.
Además de las publicaciones que describen el estudio en sí, los datos del SDSS se han utilizado en publicaciones sobre una amplia gama de temas astronómicos. El sitio web del SDSS tiene una lista completa de estas publicaciones que cubren los cuásares distantes en los límites del universo observable, [41] la distribución de las galaxias, las propiedades de las estrellas en nuestra galaxia y también temas como la materia oscura y la energía oscura en el universo.
Basado en la publicación de Data Release 9, el 8 de agosto de 2012 se publicó un nuevo mapa 3D de galaxias masivas y agujeros negros distantes. [42]
