مسح سلووان الرقمي للسماء: الفرق بين النسختين
[نسخة منشورة] | [نسخة منشورة] |
تم حذف المحتوى تمت إضافة المحتوى
ط r2.7.2+) (روبوت تعديل: vi:Trạm quan sát bầu trời bằng kỹ thuật số Sloan |
ط روبوت إضافة التصانیف المعادلة على أساس ويكيبيديا الإنجليزية تصنيف:علم الفلك الرصدي; تغييرات تجميلية |
||
سطر 3:
البحث العلمي.
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
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
وفي أواسط عام 2008 بدأ أيضا برنامج SDSS-III
== أجهزة المشاهدات ==
[[ملف:SDSS telescope NM.jpg|thumb|left|تلسكوب المسح الفلكي بمرآة [[قطر]] 5و2 [[متر]] واسع الزاوية.]]
يستطيع التلسكوب أخذ الصور بعدد 2048×2048
وخلال الخريف لا يتيسر رصد تلك المنطقة، ولذلك يلجأ إلى قياس
ويتم قياس شدة لمعان وشكل كل جرم سماوي عن طريق الضبط
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
== المشاهدة
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
ومن أهم أغراض برنامج SDSS هو تحديد مواقع المجرات في الهياكل البنائية الكبيرة التي تشبه الرغواوي في الكون. وتشكل تلك الهياكل [[عنقود مجرات|عناقيد مجرات]] وعقود كونية تقل فيها كثافة المجرات
ويفضل الحساسية الكبيرة لأجهزة التلسكوب فقد تمكن العلماء عام 2005 من رصد أبعد [[نجم زائف|شبه نجم]]
سطر 34:
=== [[كويكب|كويكبات]] ===
يسهل عملية الرصد عن طريق تسجيل شريطا ضيقا لصفحة السماء ومعرفة مختلف أطياف الأجرام، يسهل ذلك
=== أقزام بنية ===
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|الطيف]] بالإضافة إلى
=== تيارات من النجوم ===
بينت بيانات المسح الفلكي التي أجريت قدر سطوع النجوم وألوانها ومواقعها بدقة كبيرة وذلك عبر مساحات فضائية واسعة، وأوضحت
=== مجرات قزمة في المجرة ===
سطر 56:
==اقرأ أيضا==
* [[السور العظيم سلووان]]
* [[السور الكبير]]
* [[انزياح أحمر]]
* [[إدوين هابل]]
* [[قزم سيتوس]]
* [[UDFy-38135539]]
* [[مسح انزياح أحمر CfA]]
[[تصنيف:علم الفلك الرصدي]]
[[تصنيف:بنية الكون من منظار واسع]]
[[تصنيف:عناقيد المجرات]]
|