مسح سلووان الرقمي للسماء: الفرق بين النسختين

'''مسح سلووان الرقمي للسماء''' في [[علم الفلك|الفلك]] (بالإنجليزية: Sloan Digital Sky Survey أو'SDSS')

هو مسح فلكي يتم باستخدام التصوير الطيفي لقياس [[انزياح أحمر|الانزياح الأحمر]] لأاطياف [[مجرة|المجرات]]. ويجري ذلك بتلسكوب ضوئي مزود بمرآة قطر 5و2 [[متر]] واسعة زاوية الرؤية مع استخدام عدة مرشحات للضوء. ويوجد هذا [[تلسكوب|التلسكوب]] في [[مرصد أباتشي بوينت]] [[نيومكسيكو|نيو مكسيكو]] في المنطقة [[جنوب غرب الولايات المتحدة|الجنوبية الغربية]] من [[الولايات المتحدة]]. وقد سمي برنامج المسح الفلكي هذا باسم جمعية ألفريد سلووان الخيرية التي أنشأها ألفريد سلووان عام 1923 لتشجيع

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 (توضيح)|أطياف]] نحو 1 مليون من الأجرام. ويصل متوسط بعد المجرات تحت الفحص مساويا 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.

[[ملف:2dfdtfe.gif|تصغير|200px|يمين|صورة [[مسح الانزياح الأحمر المجري 2dF|المسح الفلكي للانزياح الأحمر للمجرات]] ويبين موقع [[السور العظيم سلووان]] الذي يبعد عنا نحو 1 مليار سنة ضوئية ، أي مانراه في هذه الصورة يشكل 1/13 من حجم الكون . وتُرى [[فراغ (فلكعلم الفلك)|فراغات]] كبيرة (كالفقاقيع) فقيرة المادة ، و تحيطها تجمعات المجرات .]]

يستطيع التلسكوب أخذ الصور بعدد 2048×2048 بكسل لكل صورة. وتنظم اللواقط الضوئية ([[سيجهاز سياقتران ديالشحنة|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 وتلتقط الصورة الواحدة تلو الأخرى مع الاستفادة في تحقيق 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.<ref>{{Cite journal|المسارمسار=http://msc.caltech.edu/workshop/2005/presentations/Rabinowitz.pdf|العنوانعنوان=Drift Scanning (Time-Delay Integration)|التاريختاريخ=2005|التنسيقتنسيق=[[نسق المستندات المنقولة]]|تاريخ الوصول=2006-12-27|المؤلفمؤلف=David Rabinowitz}}</ref> 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 حرارة مئوية|درجة مئوية]] وذلك باستخدام [[نيتروجين|النيتروجين]] السائل.

ويستطيع التلسكوب تسجيل 640 طيفا مرة واحدة عن طريق توصيل أحد الألياف الضوئية إلى كل ثقب مثقوب في لوحة من الألمونيوم في موقع تصوير النجم أو الجرم السماوي على اللوحة. فكل ثقب على اللوحة موضوع بحيث يسمح بمرور ضوء النجم بعينة، بذلك يسهل الحصول على ضوئه وتحليل طيفه. وقد استخدم عدد من اللوحات في كل ليلة بين 6 إلى 9 لوحات لتسجيل الأطياف. وكانت حصيلة كل ليلة من القياسات نحو 200 جيجا بايت.<ref>{{مرجع ويب|العنوانعنوان=Key Components of the Survey Telescope|الناشرناشر=SDSS|التاريختاريخ=2006-08-29|المسارمسار=http://www.sdss.org/background/telescope.html|تاريخ الوصول=2006-12-27| مسار الأرشيفأرشيف = httphttps://web.archive.org/web/20131203184344/http://www.sdss.org/background/telescope.html | تاريخ الأرشيفأرشيف = 03 ديسمبر 2013 | وصلة مكسورة = yes }}</ref><ref>{{مرجع ويب|العنوانعنوان=SDSS Data Release 7 Summary|الناشرناشر=SDSS|التاريختاريخ=2011-03-17|المسارمسار=http://www.sdss.org/dr7/| مسار الأرشيفأرشيف = httphttps://web.archive.org/web/20140628164129/http://www.sdss.org/dr7/ | تاريخ الأرشيفأرشيف = 28 يونيو 2014 }}</ref>

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 [[مطيافية|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.

ومن أهم أغراض برنامج SDSS هو تحديد مواقع المجرات في الهياكل البنائية الكبيرة التي تشبه الرغواوي في الكون. وتشكل تلك الهياكل [[عنقودمجموعات مجراتوعناقيد المجرات|عناقيد مجرات]] وعقود كونية تقل فيها كثافة المجرات وما بين التجمعات المجرات والعناقيد من فراغات هائلة الحجم ومع ذلك تطاد تكون خالية من المجرات.

نجح العلماء القائمين ببرنامج SDSS للمسح الفلكي على التعرف على [[قزم بني|أقزام بنية]] عن طريق قياس نطاقين من [[اشعة تحت الحمراء|الأشعة تحت الحمراء]] إلى جانب ثلاثة ألوان أخرى للضوء. وقد أدت القياسات إلى التعرف على نوع M من أنواع [[طيف (توضيح)|الطيف]] بالإضافة إلى نوعين آخرين أقل حرارة، وهما نوعي الطيف L و T. وهما يؤولان إلى أجرام تتبع التصنيف L9 وتتميز بحرارة سطحية مقدارها نحو 1400 [[كلفن]] - (بالمقارنة : حرارة سطح الشمس تبلغ نحو 6.000 كلفن) - وأما تصنيف الأقزام البنية T9 فاتضح أن حرارة سطحها تصل إلى نحو 700 كلفن فقط.

بينت بيانات المسح الفلكي التي أجريت قدر سطوع النجوم وألوانها ومواقعها بدقة كبيرة وذلك عبر مساحات فضائية واسعة، وأوضحت أن لها خواص متشابهة : وتلك هي أن كل مجموعة منها تؤول إلى تيار من النجوم يتحركون بنفس الطريقة كما أن نشأتهم تعود إلى مصدر واحد. وبذلك أمكن التأكد بأن أعدادا كبيرة من نجوم [[تجمع نجميعنقود مغلق|التجمع النجمي المعلق]] بالومار 5 وكذلك نجوم [[مجرة قزمة]] في كوكبة [[الرامي (كوكبة)]].

* [[فراغ (علم الفلك)|فراغ (فلك)]]

* [[قزمة قيطس|قزم سيتوس]]

* [[UDFy-38135539|يو دي إف واي-38135539]]