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このページから簡単に個々の天体のスペクトルのGIF画像にアクセス
できます. GIF画像をあなたのディスクにセーブすることもできます.
取得した画像はあなたのウエッブサイトで自由に使って結構です. ただし,
SDSSの早期データ公開による画像であることを明記して下さい.
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SDSSプロジェクトは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.
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これらのスペクトルはわれわれのソフトウエアによって完全自動処理されます.
ソフトウエアは輝線や吸収線などのスペクトルの特徴を抽出します. その結果
を実験室での測定と比較してわれわれと銀河や星の相対速度を知ることが
できます. 天体がわれわれから遠ざかっているときには, スペクトル線の
波長は長い方へずれています. これは有名なドップラー効果
です. 宇宙は一様に膨張しているので, 遠くの銀河ほど速い速度で遠ざかって
います. 遠ざかる速度(後退速度)と距離は比例していて, 2倍遠くの銀河は
2倍の速度で遠ざかっています. われわれはこのことを利用して銀河の距離
を測り, 最終的には宇宙の3次元地図を作ります.
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スペクトルの画像には, ソフトウエアが検出したスペクトル線が示して
あります. 天体の種別(galaxy=銀河, quasar=クエーサー, star=星)と
その赤方偏移(z)も書き込まれています. 赤方偏移zは, スペクトル線
の波長のずれ量と元々の波長の比の値です.
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