ويكيبيديا

مسح سلون الرقمي للسماء: الفرق بين النسختين

تصفح التاريخ تفاعلياً
[نسخة منشورة][نسخة منشورة]
→ التعديل السابق
تم حذف المحتوى تمت إضافة المحتوى
مرئينص الويكي
JarBot (نقاش | مساهمات)
17٬592٬533 تعديل
ط بوت:إزالة تصنيف عام لوجود تصنيف فرعي V2.7 (إزالة تصنيف:بنية الكون من منظار واسع)
MenoBot (نقاش | مساهمات)
بوتات
3٬023٬303 تعديل
ط بوت: تصحيح استخدام القالب
 
(41 مراجعة متوسطة بواسطة 12 مستخدماً غير معروضة)
سطر 1:
{{صندوق معلومات مقراب}}
{{علم الكون}}
 
'''مسح سلووانسلون الرقمي للسماء''' في [[علم الفلك|الفلك]] (بالإنجليزية: Sloan Digital Sky Survey أو 'SDSS')
هو مسح فلكي يتم باستخدام التصوير الطيفي لقياس [[انزياح أحمرنحو الأحمر|الانزياح نحو الأحمر]] لأاطياف [[مجرة|المجرات]]. ويجرىويجري ذلك بتلسكوب ضوئي مزود بمرآة قطر 5و2 [[متر]] واسعة زاوية الرؤية مع استخدام عدة مرشحات للضوء. ويوجد هذا [[تلسكوبمقراب|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 سلووانسلون الخيرية التي أنشأها ألفريد سلووانسلون عام 1923 لتشجيع
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 (توضيح)|أطياف]] نحو 1 مليون من الأجرام. ويصل متوسط بعد المجرات تحت الفحص مسايامساويا ل [[انزياح أحمرنحو الأحمر]] قدره 1و00.1. كما صـُورت مجرات ذات سطوع أحمر يصل انزياحها نحو 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 أحمرنحو الأحمر 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 سلووانسلون لرصد [[مستعر أعظم|المستعرات العظمى]] والتي تقوم بصفة خاصة برصد المستعرات العظمى من نوع 1a التي يُستخدم ضوؤها لمعايرة أبعاد الأجرام البعيدة.
 
وفي أواسط عام 2008 بدأ أيضا برنامج SDSS-III والذي من المفروض أن يستمر حتى عام 2014.
 
== أجهزة المشاهدات ==
[[ملف:2dfdtfe.gif|thumb|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 (فلك)|فراغات]] كبيرة (كالفقاقيع) فقيرة المادة ، و تحيطها تجمعات المجرات .]]▼
 
▲[[ملف:2dfdtfe.gif|thumbتصغير|200px|يمين|صورة [[مسح الانزياح الأحمر المجري 2dF|المسحنحو الفلكيالأحمر للانزياحللمجال الأحمرذي للمجراتالدرجتين]] ويبين موقع [[السورسور العظيمسلون سلووانالعظيم]] الذي يبعد عنا نحو 1 مليار سنة ضوئية ،ضوئية، أي مانراه في هذه الصورة يشكل 1/13 من حجم الكون . وتُرى [[فراغ (فلكعلم الفلك)|فراغات]] كبيرة (كالفقاقيع) فقيرة المادة ، والمادة، تحيطهاوتحيطها تجمعات المجرات .]]
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.<ref>{{Cite journal|المسار=http://msc.caltech.edu/workshop/2005/presentations/Rabinowitz.pdf|العنوان=Drift Scanning (Time-Delay Integration)|التاريخ=2005|التنسيق=[[نسق المستندات المنقولة]]|تاريخ الوصول=2006-12-27|المؤلف=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 مئوية]] وذلك باستخدام [[النيتروجين]] السائل.▼
 
▲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 وتلطقتوتلتقط صورةالصورة الواحدة تلو الأخرى مع الاستفادة في ذتحقيقتحقيق 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 قوسيةوثانية القوس|درجة قوسية]] مربعة.<ref>{{Citeاستشهاد journalبدورية محكمة|المسارمسار=http://msc.caltech.edu/workshop/2005/presentations/Rabinowitz.pdf|العنوانعنوان=Drift Scanning (Time-Delay Integration)|التاريختاريخ=2005|التنسيقصيغة=[[صيغة المستندات المنقولة|نسق المستندات المنقولة]]|تاريخ الوصول=2006-12-27|المؤلفمؤلف=David Rabinowitz| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20071129095822/http://msc.caltech.edu/workshop/2005/presentations/Rabinowitz.pdf | تاريخ أرشيف = 29 نوفمبر 2007 }}</ref> وفي نطاق الخمسة [[طول الموجة|أطوال الموجة]] المستخدمة للقياس توجد أجراما سماوية يبلغ [[قدر ظاهري|قدرها الطاهريالظاهري]] 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.
وخلال الخريف لا يتيسر رصد تلك المنطقة، ولذلك يلجأ إلى قياس شريحة من السماء يبلغ عرضها 225 [[دقيقة قوسية|درجة قوسية]] مربعة من جهة جنوب مجرتنا يبلغ [[قدر ظاهري|القدر الظاهري]] فيها 24,4, 25,3, 25,1, 24,4.▼
 
▲وخلال الخريف لا يتيسر رصد تلك المنطقة، ولذلك يلجأ إلى قياس شريحة من السماء يبلغ عرضها 225 [[دقيقة قوسيةوثانية القوس|درجة قوسية]] مربعة من جهة جنوب مجرتنا يبلغ [[قدر ظاهري|القدر الظاهري]] فيها 24,4, 25,3, 25,1, 24,4.
 
ويتم قياس شدة لمعان وشكل كل جرم سماوي عن طريق الضبط آليا كما يُجرى تصنيف لكل منها بحسب نوعها وبعدها.
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>{{مرجعاستشهاد 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 أرشيف = https://web.archive.org/web/20131203184344/http://www.sdss.org/background/telescope.html | تاريخ أرشيف = 03 ديسمبر 2013 |حالة المسار=dead}}</ref><ref>{{مرجعاستشهاد ويب|العنوانعنوان=SDSS Data Release 7 Summary|الناشرناشر=SDSS|التاريختاريخ=2011-03-17|المسارمسار=http://www.sdss.org/dr7/| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20140628164129/http://www.sdss.org/dr7/ | تاريخ أرشيف = 28 يونيو 2014 }}</ref>
 
== المشاهدةالتشغيل ==
[[ملف:SDSS2020.png|تصغير|يسار|420px|شكل 2: المسح السماوي SDSS حتى عام 2020. لاحظ التقسيم الزمنى إلى الوراء حتى 8و13 مليار سنة .]]
تظهر خريطة مسح سلون الرقمي للسماء SDSS كقوس قزح من الألوان (أنظر الشكل 2) ، وتقع داخل الكون المرئي (الكرة الخارجية تـُظهر التقلبات في الخلفية الكونية الميكروية). عندما ننظر إلى المسافة في تلك الخريطة فإننا ننظر إلى الوراء إلى الماضي. لذا فإن موقع هذه المشاهدات يكشف عن معدل تمدد الكون في أوقات مختلفة من التاريخ الكوني حتى عام 2020.
 
بدأ جمع البيانات في عام 2000 <ref>{{استشهاد بدورية محكمة |الأخير1=Gunn |الأول1=James E. |الأخير2=Siegmund |الأول2=Walter A. |الأخير3=Mannery |الأول3=Edward J. |الأخير4=Owen |الأول4=Russell E. |الأخير5=Hull |الأول5=Charles L. |الأخير6=Leger |الأول6=R. French |إظهار المؤلفين=etal |تاريخ=April 2006 |عنوان=The 2.5 m Telescope of the Sloan Digital Sky Survey |صحيفة=The Astronomical Journal |المجلد=131 |العدد=4 |صفحات=2332–2359 |doi=10.1086/500975 |doi-access=free |arxiv=astro-ph/0602326 |bibcode=2006AJ....131.2332G }}</ref> ، الإصدار التاسع النهائي لبيانات التصوير (DR9) يغطي أكثر من 35٪ من السماء، مع مشاهدات ضوئية لما يقرب من 1 مليار جرم سماوي بينما يستمر المسح في تسجيل الأطياف ، بعد أن أخذ حتى الآن أطياف أكثر من 4 ملايين جرم سماوي. عينة المجرة الرئيسية لها [[انزياح نحو الأحمر]] متوسط يبلغ z = 0.1 ؛ هناك انزياح نحو الأحمر للمجرات الحمراء المضيئة بقدر z = 0.7 ، وبالنسبة [[نجم زائف|للكوازارات]] بمقدار انزياح نحو الأحمر z = 5 ؛ وقد شارك المسح التصويري في الكشف عن النجوم الزائفة التي تتجاوز الانزياح نحو الأحمر z = 6.
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.▼
 
إصدار البيانات 8 (DR8) ، الذي صدر في يناير 2011 <ref name="DataRelease8">{{استشهاد ويب |ناشر=sdss3.org |عنوان=SDSS Data Release 8|تاريخ الوصول=2011-01-10|تاريخ أرشيف=20 فبراير 2023|مسار=http://www.sdss3.org/dr8/|مسار أرشيف=https://web.archive.org/web/20230220065459/http://www.sdss3.org/dr8/}}</ref> يتضمن جميع المشاهدات الضوئية المأخوذة بكاميرا التصوير SDSS ، والتي تغطي 14555 درجة مربعة في السماء (ما يزيد قليلاً عن 35٪ من السماء الكاملة). وإصدار البيانات 9 (DR9) ، الذي تم إصداره للجمهور في 31 يوليو 2012 ، <ref name="DataRelease9">{{استشهاد ويب |ناشر=sdss3.org |عنوان=SDSS Data Release 9|تاريخ الوصول=2012-07-31|تاريخ أرشيف=23 يناير 2023|مسار=http://www.sdss3.org/dr9/|مسار أرشيف=https://web.archive.org/web/20230123073336/http://www.sdss3.org/dr9/}}</ref> يتضمن النتائج الأولى من المسح الطيفي لتذبذب الباريونات (BOSS) ، بما في ذلك أكثر من 800000 طيف جديد. أكثر من 500000 من الأطياف الجديدة هي لأجسام في الكون قبل 7 مليارات سنة (حوالي نصف عمر الكون). <ref>{{ استشهاد ببيان صحفي
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 وما بين التجمعات المجرات والعناقيد من فراغات هائلة الحجم ومع ذلك تطاد تكون خالية من المجرات.▼
|تاريخ=8 August 2012 |ناشر=New York University
|عنوان=New 3D Map of Massive Galaxies and Black Holes Offers Clues to Dark Matter, Dark Energy
|تاريخ أرشيف=21 فبراير 2023
|مسار =http://www.nyu.edu/about/news-publications/news/2012/08/08/new-3d-map-of-massive-galaxies-and-black-holes-offers-clues-to-dark-matter-dark-energy.html
|مسار أرشيف=https://web.archive.org/web/20230221193655/https://www.nyu.edu/about/news-publications/news/2012/august/new-3d-map-of-massive-galaxies-and-black-holes-offers-clues-to-dark-matter-dark-energy.html
}}</ref>إصدار البيانات 10 (DR10) الذي تم إصداره للجمهور في 31 يوليو 2013 <ref name="DataRelease10">{{استشهاد ويب |ناشر=sdss3.org |عنوان=SDSS Data Release 10|تاريخ الوصول=2013-08-04|تاريخ أرشيف=20 فبراير 2023|مسار=http://www.sdss3.org/dr10/|مسار أرشيف=https://web.archive.org/web/20230220065524/http://www.sdss3.org/dr10/}}</ref> يتضمن جميع البيانات من الإصدارات السابقة ، بالإضافة إلى النتائج الأولى من APO Galactic Evolution Experiment (APOGEE) ، بما في ذلك أكثر من 57000 أطياف الأشعة تحت الحمراء عالية الدقة للنجوم في [[درب التبانة]]. ويشتمل اصدار DR10 أيضًا على أكثر من 670.000 أطياف BOSS جديدة من المجرات والكوازارات في الكون البعيد. كما تم نشر الصور المتاحة للجمهور من الاستطلاع بين عامي 1998 و 2009.
 
في يوليو 2020 ، بعد اجراء المسح استمر 20 عامًا ، نشر علماء الفيزياء الفلكية في مسح سلون الرقمي للسماء أكبر خريطة ثلاثية الأبعاد وأكثرها تفصيلاً للكون حتى الآن ، وملأوا مجالا قدره 11 مليار سنة في تاريخ توسع الكون ، وقدموا البيانات التي تدعم نظرية الهندسة المسطحة للكون ، وهي تؤكد وجود مناطق مختلفة يبدو أنها تتوسع بسرعات مختلفة.
 
== المشاهدات ==
 
▲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 أحمرنحو الأحمر|الانزياح نحو الأحمر]] لها فوريا. وتعطي الأطياف قدر الانزياح نحو 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.
 
ويفضل الحساسية الكبيرة لأجهزة التلسكوب فقد تمكن العلماء عام 2005 من رصد أبعد [[نجم زائف|شبه نجم]]
ويقدر [[انزياح أحمرنحو الأحمر|انزياحه نحو الأحمر]] أكثر من 6.
 
== نتائج إضافية ==
السطر 40 ⟵ 58:
=== 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 (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.
 
=== تيارات من النجوم ===
 
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 كبيركبيرة من نجوم [[تجمع نجميعنقود مغلق|التجمع النجمي المعلق]] بالومار 5 وكذلك نجوم [[مجرة قزمة]] في كوكبة [[الرامي (كوكبة)]].
 
=== مجرات قزمة في المجرة ===
 
أمكن عن طريق تقييم نتائج قياسات مسح سلووانسلون الرقمي للسماء منذ عام 2005 العثور على [[مجرة قزمة|مجرات قزمة]] تتبع مجرتنا ،مجرتنا، [[مجرة]] [[درب التبانة]] . ذلك ويصعب العثور على تلك المجرات القزمة بصفة عامة بسبب قلة عدد النجوم التي تحويها .
 
=== عدسات جاذبية ===
 
من بين ما يقرب من 50،00050,000 [[نجم زائف]] اكتشفها مسح سلووانسلون الرقمي للسماء، أكتشف المسح أيضا سلسلة من تأثيرات [[عدسة الجاذبية]].
 
== المراجع ==
 
{{مراجع}}
 
== اقرأ أيضا ==
* [[مجموعة ضخمة من الكوازار]]
* [[مسح فلكي فيستا]]
* [[فراغ محلي]]
* [[القوس العملاق]]
* [[قائمة مجرات المجموعة المحلية]]
* [[مجرة الدب الأكبر الثانية القزمة]]
* [[السورسور العظيمسلون سلووانالعظيم]]
* [[السور الكبير]]
* [[فراغ (علم الفلك)|فراغ (فلك)]]
* [[انزياح أحمرنحو الأحمر|سور سلون العظيم]]
* [[إدوين هابل]]
* [[قزمة قيطس|قزم سيتوس]]
* [[يو دي إف وايUDFy-38135539]]
* [[مسح إنزياح أحمر CfA]]
* [[مخروط ضوئي]]
 
{{روابط شقيقة}}
{{مشاريع البحث عن كواكب خارج النظام الشمسي}}▼
{{مواضيع علم الكون}}
{{شريط بوابات|الفضاء|المجموعة الشمسية|الولايات المتحدة|رحلات فضائية|علم الفلك|علم الكواكب خارج المجموعة الشمسية|علم الكون|كواكب صغيرة ومذنبات|نجوم}}
 
{{تصنيف كومنز|Sloan Digital Sky Survey}}
{{شريط بوابات|فضاء|علم الفلك|علم الكون|علم الكواكب خارج المجموعة الشمسية}}
 
▲{{مشاريع البحث عن كواكب خارج النظام الشمسي}}
 
[[تصنيف:خيط مجرات]]
السطر 81 ⟵ 102:
[[تصنيف:عناقيد المجرات]]
[[تصنيف:مسوحات فلكية]]
[[تصنيف:مشاريع للبحثالبحث عن كواكب خارجغير النظام الشمسيشمسية]]
[[تصنيف:نظام قياس ضوئي]]
مجلوبة من «https://ar.wikipedia.org/wiki/مسح_سلون_الرقمي_للسماء»