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スローン・デジタル・スカイサーベイ（SDSS ）は、米国ニューメキシコ州のアパッチポイント天文台にある専用の2.5メートル広角光学望遠鏡を用いた、大規模な多波長撮像および分光赤方偏移サーベイである。このプロジェクトは2000年に開始され、多額の資金を提供したアルフレッド・P・スローン財団にちなんで名付けられた。
ワシントン大学とプリンストン大学のコンソーシアムが設立され、赤方偏移調査を実施しました。天体物理学研究コンソーシアム（ARC）は、アパッチポイントでの活動を管理するために、ニューメキシコ州立大学とワシントン州立大学が参加して1984年に設立されました[ 1 ]。1991年、スローン財団は、調査活動と作業を実行するための機器の構築のためにARCに資金を提供しました[ 2 ] 。
SDSSは、設計当時、斬新な計測機器とデータ削減・保存技術を組み合わせた先駆的なシステムであり、天文学的な観測、発見、理論における大きな進歩を牽引した。
SDSSプロジェクトは、その実装規模において画期的な2つの計測機器とデータ処理パイプラインを中心に展開された。
新たな大きな課題は、望遠鏡と観測機器によって生成される膨大なデータ量をどのように処理するかでした。当時、一晩に数百ギガバイトもの生データが発生することは前例がなく、データ処理のためのソフトウェアとストレージシステムを設計するには、当初のハードウェアおよびエンジニアリングチームと同様に複雑な協力チームが必要でした。各撮像ランから、高度に自動化されたパイプラインでオブジェクトカタログ、縮小画像、および関連ファイルが生成され、当時デジタル形式で検索可能な最大の天体カタログ（数十億個のオブジェクト）が作成されました。各スペクトルランでは、較正済みスペクトル（フラックス対波長）を自動的に抽出するために、数千枚の2次元スペクトル画像を処理する必要がありました。
これらの目標達成に要した約10年間で、SDSSはSQLなどの大規模データベースの保存およびアクセス技術の著しい進歩に貢献し、このような形でデータを公開した最初の主要な天文学プロジェクトの一つとなった。科学コミュニティと一般の人々に、調査データ製品への広範かつインターネット経由でのアクセスを提供するというモデルも、当時としては比較的新しいものであった。
このプロジェクトにおける連携モデルは複雑ではあったものの、システムに専門知識をもたらす必要のある機関や個人が多数存在したことを考えると、成功を収めたと言えるでしょう。大学や財団に加え、運営パートナーであるARCも参加しました。その他の参加者には、コンピュータ処理能力とストレージ機能を提供したフェルミ国立加速器研究所（Fermilab）や、コンピュータ業界の関係者などが含まれます。
データ収集は2000年に開始されました。[ 3 ]最終的な画像データリリース（DR9）は、空の35%以上をカバーし、約10億個の天体の測光観測が行われています。一方、サーベイはスペクトルの取得を続けており、これまでに400万個以上の天体のスペクトルを取得しています。主な銀河サンプルの中央値赤方偏移はz = 0.1です。明るい赤色銀河の赤方偏移はz = 0.7 まで、クエーサーの赤方偏移はz = 5まであります。また、イメージングサーベイは、赤方偏移z = 6を超えるクエーサーの検出にも関わっています。
2011 年 1 月に公開されたデータ リリース 8 (DR8) [ 4 ]には、 SDSS イメージング カメラで取得されたすべての測光観測が含まれており、空の 14,555 平方度 (全天の 35% 強) をカバーしています。2012 年 7 月 31 日に一般公開されたデータ リリース 9 (DR9) [ 5 ]には、バリオン振動分光サーベイ(BOSS)の最初の結果が含まれており、80 万を超える新しいスペクトルが含まれています。新しいスペクトルのうち 50 万以上は、70 億年前 (宇宙の年齢のおよそ半分) の宇宙の天体のものです。[ 6 ] 2013 年 7 月 31 日に公開されたデータ リリース 10 (DR10) [ 7 ]には、以前のリリースからのすべてのデータに加え、APO 銀河進化実験 (APOGEE)の最初の結果が含まれており、これには天の川銀河の星の 57,000 を超える高解像度赤外線スペクトルが含まれています。DR10 には、遠方の宇宙の銀河とクエーサーの 670,000 を超える新しい BOSS スペクトルも含まれています。この調査から公開されている画像は、1998 年から 2009 年の間に作成されました。
2020年7月、スローン・デジタル・スカイ・サーベイの天体物理学者たちは、20年にわたる調査を経て、これまでで最大かつ最も詳細な宇宙の3Dマップを発表し、宇宙の膨張史における110億年の空白を埋め、宇宙の平坦な幾何学の理論を裏付けるデータを提供し、異なる領域が異なる速度で膨張しているように見えることを確認した。 [ 8 ] [ 9 ]
SDSSは専用の2.5m 広角光学望遠鏡を使用しており、1998年から2009年までは撮像モードと分光モードの両方で観測を行っていました。撮像カメラは2009年末に運用を終了し、それ以降は完全に分光モードでの観測となっています。
画像は、5つのフィルター（u、g、r 、i 、zと命名）からなる測光システムを使用して撮影されました。これらの画像は処理され、観測された天体のリストと、それらが点状に見えるか（銀河のように）広がっているか、CCDの明るさがさまざまな種類の天体等級とどのように関連しているかなどのさまざまなパラメータが生成されます。
画像観測には、SDSS望遠鏡はドリフトスキャン技術を使用しましたが、赤経、赤緯、追尾速度、画像回転の調整された変化により、望遠鏡は大円に沿って追尾し、空の小さな帯を連続的に記録できます。[ 10 ]焦点面の星の画像はCCDチップに沿ってドリフトし、電荷は追尾望遠鏡のように固定されるのではなく、同じ速度で検出器に沿って電子的に移動します。（空が動くのに合わせて望遠鏡を単に停止させる方法は、赤緯が異なる星は見かけの速度が異なるため、天の赤道でのみ機能します）。この方法により、可能な限り広い視野にわたって一貫した位置天文学が可能になり、検出器の読み出しによるオーバーヘッドが最小限に抑えられます。欠点は、わずかな歪み効果です。
望遠鏡の撮像カメラは、それぞれ解像度2048 × 2048ピクセルの 30 個の CCD チップで構成されており、合計で約 120メガピクセルです。[ 11 ]チップは 6 個のチップが 5 列に配置されています。各列には、平均波長が 355.1 ( u )、468.6 ( g )、616.5 ( r )、748.1 ( i )、および 893.1 ( z ) nmの異なる光学フィルターがあり、典型的なシーイングでは、 u、g、r、i、zの等級がそれぞれ22.0、22.2、22.2、21.3、および 20.5 まで95% の完全性があります。[ 12 ]フィルターは、 r、i、u、z、gの順にカメラに配置されています。ノイズを低減するため、カメラは液体窒素によって190ケルビン（約-80 ℃）まで冷却される。
注：色はあくまで近似値であり、波長からsRGB表現に基づいています。[ 13 ]
これらの測光データを使用して、星、銀河、クエーサーも分光観測用に選択されます。分光器は、各ターゲット用の個別の光ファイバーをアルミニウム板に開けられた穴に通すことで動作します。[ 14 ]各穴は選択されたターゲットに合わせて特定の位置に配置されているため、スペクトルを取得するすべての領域には固有のプレートが必要です。望遠鏡に取り付けられた元の分光器は、同時に 640 個のスペクトルを記録することができましたが、SDSS III 用に更新された分光器は、一度に 1000 個のスペクトルを記録できます。毎晩、スペクトルの記録には通常 6 ～ 9 枚のプレートが使用されます。分光モードでは、望遠鏡は標準的な方法で空を追跡し、対象物を対応するファイバーの先端に焦点を合わせ続けます。
望遠鏡は毎晩約200GBのデータを生成する。
SDSSは、運用開始当初の2000年から2005年にかけて、5つの光学バンドパスで8,000平方度を超える空域を撮影し、そのうち5,700平方度の範囲から銀河やクエーサーのスペクトルを取得しました。また、銀河系南端の300平方度の帯状領域を繰り返し撮影（約30回）しました。
2005年、この調査はSDSS-IIという新たな段階に入り、観測範囲を拡張して天の川銀河の構造と恒星構成を調査するSEGUEと、遠方の天体までの距離を測定するためにIa型超新星現象を観測するスローン超新星サーベイが加わった。
スローン・レガシー・サーベイは、北銀河キャップの7,500平方度を超える領域をカバーし、約200万個の天体からのデータと、80万個以上の銀河と10万個のクエーサーからのスペクトルを取得しています。天体の位置と距離に関する情報により、宇宙のボイドやフィラメントを含む大規模構造を初めて調査することが可能になりました。これらのデータのほぼすべてはSDSS-Iで取得されましたが、フットプリントのごく一部はSDSS-IIで完了しました。[ 16 ]
スローン銀河理解探査拡張計画は、24万個の星（典型的な視線速度は10 km/s）のスペクトルを取得し、天の川の詳細な3次元マップを作成しました。[ 17 ] SEGUEデータは、銀河のさまざまな構成要素内の星の年齢、組成、位相空間分布の証拠を提供し、私たちの銀河の構造、形成、進化を理解するための重要な手がかりを提供します。
この調査の恒星スペクトル、画像データ、および派生パラメータカタログは、SDSSデータリリース7（DR7）の一部として公開されています。[ 18 ]
2005年から2008年にかけて実施されたSDSS超新星サーベイでは、天の赤道を中心とした幅2.5°の空の帯を繰り返し撮影し、赤経20時間から赤経4時間まで移動して、銀河の南端に位置し、銀河の減光の影響を受けないようにした。[ 19 ]このプロジェクトでは500個以上のIa型超新星が発見された。2007年末まで実施された超新星サーベイでは、Ia型超新星を探査した。このサーベイでは、300平方度の領域を高速スキャンして、変光天体と超新星を検出した。2005年には130個のIa型超新星イベントが確認され、2006年にはさらに197個が検出された。[ 20 ] 2014年には、10,258個の変光天体と一時的な天体を含むさらに大規模なカタログが公開された。これらのうち、4,607個の天体は超新星であることが確認されているか、あるいは超新星である可能性が高いものであり、これはこれまでにまとめられた超新星の最大の集合である。[ 21 ]
2008年半ばにSDSS-IIIが開始されました。これは4つの独立した調査から構成されています。[ 22 ]
APO銀河進化実験（APOGEE）は、高解像度、高信号対雑音比の赤外線分光法を用いて、銀河中心部を覆う塵を透過しました。 [ 23 ] APOGEEは、銀河バルジ、棒状構造、円盤、ハローの全範囲にわたって10万個の赤色巨星を調査しました。これにより、高分光分解能（λ ≈ 1.6 μmでR ≈ 20,000）および高信号対雑音比（100:1 ）で観測された星の数が100倍以上に増加しました。[ 24 ]高解像度スペクトルにより、約15種類の元素の存在量が明らかになり、赤色巨星が形成されたガス雲の組成に関する情報が得られました。 APOGEEは2011年から2014年にかけてデータを収集する計画で、最初のデータは2013年後半にSDSS DR10の一部として公開された。[ 25 ]
SDSS-IIIのバリオン振動分光サーベイ（BOSS）は、宇宙の膨張率を測定するために設計されました。[ 26 ]明るい赤色銀河（LRG）とクエーサーの空間分布をマッピングして、それらの空間分布を決定し、初期宇宙におけるバリオン音響振動によって刻まれた特徴的なスケールを検出しました。池に広がる波紋のように、初期宇宙で伝播する音波は、銀河同士の相対的な位置に特徴的なスケールを刻みます。BOSSは宇宙のスケールを1パーセントの精度で測定し、2014年春に完了したと発表されました。[ 27 ]
多天体APO視線速度系外惑星広域サーベイ（MARVELS）は、数時間から2年の公転周期を持つ巨大ガス惑星を検出するために必要な精度と頻度で、11,000個の明るい恒星の視線速度を監視しました。この地上ドップラーサーベイ[ 28 ]は、SDSS望遠鏡と新しい多天体ドップラー装置を使用して視線速度を監視しました。[ 28 ]
このプロジェクトの主な目的は、大規模で統計的に明確に定義された巨大惑星のサンプルを生成することでした。このプロジェクトでは、数時間から2年の公転周期を持ち、質量が木星の0.5倍から10倍のガス惑星を探しました。合計11,000個の恒星が分析され、18か月にわたって恒星ごとに25～35回の観測が行われました。150個から200個の新しい系外惑星が検出されると予想され、極端な離心率を持つ惑星や「褐色矮星砂漠」にある天体などの珍しい系を研究することができました。[ 28 ] [ 29 ]
収集されたデータは、理論的な比較と希少システムの発見のための統計サンプルとして使用されました。[ 30 ]このプロジェクトは2008年の秋に開始され、2014年の春まで続きました。[ 28 ] [ 31 ]
オリジナルのスローン銀河理解探査拡張計画（SEGUE-1）は、さまざまなスペクトル型の約24万個の星のスペクトルを取得しました。この成功を基に、SEGUE-2は、10～60キロパーセクの距離にある天の川銀河の恒星ハローに焦点を当て、約12万個の星を分光観測しました。SEGUE-2は、 SEGUE-1 のサンプルサイズを2倍にしました。[ 32 ]
SEGUE-1とSEGUE-2を組み合わせることで、銀河ハローと円盤の複雑な運動学的・化学的微細構造が明らかになり、銀河の形成と進化の歴史に関する重要な手がかりが得られました。特に、外側のハローは後期の降着現象が支配的であると予想されていました。SEGUEデータは、恒星ハローの形成に関する既存のモデルを制約し、次世代の高解像度銀河形成シミュレーションに情報を提供するのに役立ちます。さらに、SEGUE-1とSEGUE-2は、宇宙の星形成の初期世代の化石である、化学的に原始的な希少な星の発見にも役立つ可能性があります。
SDSSの第4世代（SDSS-IV、2014～2020年）は、宇宙史の重要な初期段階（eBOSS）まで精密な宇宙論的測定を拡張し、北半球と南半球の銀河の赤外線分光サーベイを拡大し（APOGEE-2）、初めてスローン分光器を使用して個々の銀河の空間分解マップを作成しています（MaNGA）。[ 34 ]
天の川銀河の恒星調査は、主に2つの要素から構成される。1つはAPOの明るい時間帯を利用した北天調査、もう1つは ラス・カンパナスにある2.5mデュポン望遠鏡を用いた南天調査である。
クエーサーと銀河の宇宙論的調査であり、変光天体（TDSS）とX線源（SPIDERS）を調査するサブプログラムも含まれる。
MaNGA（Mapping Nearby Galaxies at Apache Point Observatory）は、2014年から2020年の春にかけて、約10,000個の近傍銀河の詳細な内部構造を調査しました。以前のSDSSサーベイでは、銀河の中心からのスペクトルしか観測できませんでした。MaNGAは、六角形に束ねられた2次元の光ファイバーアレイを使用することで、空間分解分光法を用いて銀河内部の領域のマップを作成し、視線速度や星形成領域などの構造をより深く分析することができました。[ 35 ] [ 36 ]
ニューメキシコ州のアパッチポイント天文台は、 2020年10月にSDSS-Vのデータ収集を開始しました。アパッチポイントは、2021年半ばまでにプラグプレート（星の光が透過するように手動で穴が開けられたアルミニウム板）から小型の自動ロボットアームに改造される予定で、チリのラスカンパナス天文台も同年後半にそれに続きます。天の川マッパー調査は、600万個の星のスペクトルを対象とします。ブラックホールマッパー調査は、銀河を対象として、その超大質量ブラックホールを間接的に分析します。ローカルボリュームマッパーは、近傍の銀河を対象として、その星間ガスの雲を分析します。[ 37 ] [ 38 ]
この調査では、インターネット経由でデータリリースが利用可能になります。SkyServer は、基盤となるMicrosoft SQL Serverへのさまざまなインターフェースを提供します。スペクトルと画像の両方がこの方法で利用可能で、インターフェースは非常に使いやすく、たとえば、座標を指定するだけで、SDSS データリリースでカバーされている空の任意の領域のフルカラー画像を取得できます。データは、書面による許可なしに非商用目的でのみ使用できます。SkyServer は、小学生からプロの天文学者までを対象としたさまざまなチュートリアルも提供しています。2013 年 7 月にリリースされた 10 番目の主要なデータリリースである DR10 [ 7 ]は、さまざまな検索インターフェースを介して画像、画像カタログ、スペクトル、および赤方偏移を提供します。
（オブジェクトのデータベースに処理される前の）生データは、別のインターネットサーバーからも入手可能で、 NASAのワールドウィンドプログラムを通じて「フライスルー」として初めて体験できる。
Google Earth のスカイには、SDSS のデータが利用可能な地域については、SDSS のデータが含まれています。また、 SDSS の測光および分光レイヤー用のKMLプラグインもあり、 [ 39 ] Google Sky 内から SkyServer データに直接アクセスできます。
このデータは、ヘイデン・プラネタリウムの3Dビジュアライザーでも利用可能です。
SDSSのStripe 82領域に関するデータリストも増え続けている。
マイクロソフトリサーチのテクニカルフェローであるジム・グレイがSkyServerプロジェクトに貢献したことを受け、マイクロソフトのWorldWide TelescopeはSDSSやその他のデータソースを利用している。[ 40 ]
MilkyWay@homeは、SDSSのデータを用いて、天の川銀河の非常に精度の高い三次元モデルも作成した。
SDSSのデータは、調査自体を記述した出版物に加えて、非常に幅広い天文学的トピックに関する出版物にも使用されています。SDSSのウェブサイトには、観測可能な宇宙の限界にある遠方のクエーサー[ 41 ] 、銀河の分布、私たちの銀河の星の特性、宇宙の暗黒物質や暗黒エネルギーなどの主題を網羅したこれらの出版物の完全なリストがあります。
データリリース9のリリースに基づき、巨大銀河と遠方のブラックホールの新しい3Dマップが2012年8月8日に公開されました。[ 42 ]
