مسح سلووان الرقمي للسماء: الفرق بين النسختين

وقد بدأ برنامج المسح الفلكي عام 2000 بغرض مسح نحو 25 % من السماء للحصول على قياسات لنحو 100 مليون جرم سماوي، وكذلك لتسجيل ودراسة [[طيف|أطياف]] نحو 1 مليون من الأجرام. ويصل متوسط بعد المجرات تحت الفحص مسايا ل [[انزياح أحمر]] قدره 1و0. كما صـُورت مجرات ذات سطوع أحمر يصل انزياحها الأحمر إلى z=0.4 وكذلك [[نجم زائف|لأشباه النجوم]] تبعد عنا نحو z=5 كما تمكن المسح الفلكي من تسجيل أشباه نجوم تبعد عنا أكثر من انزياح أحمر 6.

وقد دخل برنامج المسح الفلكي مرحلة جديدة عام 2006، منها برنامج SDSS-II بغرض مواصلة الرصد لدراسة تكوين نجوم مجرتنا، [[مجرة]] [[درب التبانة]]، وبرنامج سلووان لرصد [[مستعر أعظم|المستعرات العظمى]] والتي تقوم بصفة خاصة برصد المستعرات العظمى من نوع 1a التي يُستخدم ضوؤها لمعايرة أبعاد الأجرام البعيدة.

يستطيع التلسكوب أخذ الصور بعدد 2048×2048 بكسل لكل صورة. وتنظم اللواقط الضوئية ([[سي سي دي|لاقط سي سي دي]]) في خمسة مصفوفات كل منها مزود بعدد 6 من الرقائق الإلكترونية. وتلتقط الخمس مصفوفات الضوء عبر مرشحات مختلفة (u' g' r' i' z') عند [[طول الموجة|أطوال موجة]] قدرها 354, 476, 628, 769 و 925 [[نانومتر]]. ويمسح جزء السماء المراد رصده على هيئة شرائط وتلطقت صورة الواحدة تلو الأخرى مع الاستفادة في ذتحقيق ذلك بدوران الأرض. ويقدر عدد البكسل التي تقاس كل ليلة بنحو 200 [[جيجابايت]]. وقد اختير لبرنامج SDSS منطقة تُرى خلف القطب الشمالي للمجرة تقدر بنحو 10.000 [[دقيقة قوسية|درجة قوسية]] مربعة. وفي نطاق الخمسة [[طول الموجة|أطوال الموجة]] المستخدمة للقياس توجد أجراما سماوية يبلغ [[قدر ظاهري|قدرها الطاهري]] للسطوع بين 22,3 و 23,3 و 23,1 و 22,5 و 20,8 وهي تسجل بشدة ضوء تفوق الشوشرة بخمس أضعاف على الأقل. وبغرض خفض الشوشرة تبرد الكاميرا إلى 190 [[كلفن]]، أي نحو -80 [[درجة مئوية]] وذلك باستخدام [[النيتروجين]] السائل.

ومع أن برنامج الرصد يشمل جزءا من صفحة السماء إلا أنه يستطيع قياس أضعف الأجرام السماوية سطوعا، ويفوق في ذلك المسح الفلكي السابق الذي أجراه مرصد بالومار. وعن طريق [[المطياف]] الدقيق الذي يعمل بخمسة أنواع من المرشحات الضوئية فيمكن تحديد نوع المجرة أو [[نجم زائف|شبه النجم]] أو النجوم المرصودة ومقدار [[انزياح أحمر|الانزياح الأحمر]] لها فوريا. وتعطي الأطياف قدر الانزياح الأحمر بدقة وكذلك تصنيف الجرم السماوي. وتتيح للمراصد الأخرى الكبيرة فرصة الفحص الدقيق للحصول على معلومات أكثر استفاضة.

بالإضافة إلى تحديد مواقع المجرات في التجمعات الفائقة للمجرات على المدي الواسع، فقد حصل العلماء على نتائج إضافية من تلك القياسات لم تكن في الحسبان عند التخطيط لبرنامج المسح الفلكي، ومنها:

يسهل عملية الرصد عن طريق تسجيل شريطا ضيقا لصفحة السماء ومعرفة مختلف أطياف الأجرام، يسهل ذلك تحديد مواقع الكويكيبات ولونها بدقة كبيرة. بذلك أمكن بواسطة برنامج المسح الفلكي من زيادة عدد الكويكبات المعروفة بمقدار 100 مرة. ويبدو أن تلك القياسات تؤيد النظرية القائلة بأن [[كويكب]]ات مثل فيزتا وإيوس وكورونيس وثيميس قد نشأت من جسم سماوي واحد. كما تؤيد القياسات الناتجة افتراض أن سطح الكويكب يتأثر بالريح الشمسي إلى جانب تأثره بالشهب الصغيرة التي تسقط عليه.

{{شريط بوابات|فضاء|علم الفلك}}