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SDSSプロジェクトが生成する画像はストライプ(stripe)と呼ばれる単位で
整理されています. 一つのストライプは, 幅が24,000画素(2.5度)で典型的な
長さが100万画素(120度)をこえる細長い画像です. 一つのストライプは
それぞれ別の夜に観測された二つのラン(run)を合成して作られます.
一晩で8時間のランを一つだけ観測することができます.
一つのランは6個のカムコル(camcol)(カメラコラムの短縮形)より なっています. カムコルはカメラのCCD検出器の6列に対応しています. それぞれの カムコルは, 紫外線から近赤外線までの間にある5色(u, g, r, i, zの5つの 波長帯)の画像を撮影します.
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| 私たちは, 真ん中のg, r, iの3つの波長帯を使って, それらを青, 緑, 赤の 光の三原色に割り付けることによって一つのカラー画像を作成しました. 100万画素の長さを持つカムコルはフィールド(field)に分割されています. 一つのフィールドは2048画素の幅で1489画素の長さです. 隣り合うフィールドは 長さ方向(空のスキャン方向)には128画素だけ互いに重なり合っています. フィールドは ラン番号, カムコル番号, およびフィールド番号によって一意的に名前が付け られます. フィールドの画像は, 左のメニューバーにある フィールド をクリックしてダウンロードすることができます. |  |
| ストライプそのものの画像もあります. これは モザイク(mosaic)と呼ばれています. モザイク画像は幅が2.5度で長さが 1度です. 幅はストライプの全体をカバーしています. この画像はストライプ番号 とモザイク番号で指定されます. モザイク画像は左のサイドバーにある モザイク をクリックしてダウンロードすることができます. |  |
| SDSSプロジェクトはカメラが撮影する5色の画像を使って全天の４分の1 の領域で1億個を越える天体(最終的には3億個を越す星と銀河)を 検出します. これらの天体が観測されるとすぐに, 巧妙なソフトウエアがさらに詳しく調べる天体を選びます. それらの天体に対しては, もう一つの観測装置である分光器を使ってその スペクトル(spectrum)を観測します. スペクトルはその天体が放射する エネルギーを波長の関数として示すものです. スペクトルは色よりも多くの 情報を含んでいます. スペクトルによって銀河の距離やその化学組成がわかるし, 星の年齢を推定することもできます. |  |
| SDSSでは, 空の上で3度の視野にわたって多数の天体のスペクトル を同時に観測することができます. その一視野をプレート(plate) (右図)と呼びます. 一枚のプレートには640本の光ファイバー(fiber)(図の赤いもの) がつながれます. それらファイバーの一つ一つが目標とする天体に向けられ ているのです. 左のメニューバーにある スペクトル をクリックすることによって天体のスペクトル画像をダウンロードすること ができます. また, プレート をクリックすることによって, 特定のプレートの中にある天体を 選んでそのスペクトル画像をダウンロードすることもできます. |
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