Über SDSS
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Die SDSS Instrumente

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

In dem Inneren des SDSS Teleskops befindet sich die wohl komplexeste Kamera, die jemals gebaut wurde. Die Kamera beinhaltet 30 elektronische Lichtsensoren, die ladungsgekoppelte Bausteine (charge-coupled devices: CCDs) genannt werden, wie zum Beispiel links, wobei jede Quadratseite zwei inch misst. Die CCDs sind zu fünft in eine Reihe angeordnet, und Wissenschaftler verkleiden jede Reihe in eine vakuumdichte Kammer. Um die Sensibilität zu erhöhen, wird jede Kammer von flüssigem Stickstoff bis zu -80 Grad Celsius gekühlt.

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 Anordnung der CCDs.
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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

Das Stecken von
Spektrogrammfasern
in eine vorgefertigte Platte
Die Rückseite des Teleskops,
mit der Hauptkamera (Mitte,
schwarz) und den zwei
Spektrogrammen (grüne
Kästen). Für ein größeres
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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)
[1 Å=10-10 Meter] auf 2048 x 2048 CCDs gemessen. Um die Auflösung der Spektrogrammdaten zu erhöhen, wird das Licht von jedem Objekt in eine blaue und eine rote Hälfte aufgeteilt, und das entsprechende Spektrum wird jeweils auf einem gesonderten CCD aufgenommen. Die Aufteilung wird von einem Strahlenspalter mit einer speziellen Beschichtung vorgenommen. Die Beschichtung reflektiert die blaue Hälfte des Spektrums, während es die rote Hälfte hindurch lässt.


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.