Leidy_GalaxyZoo

Más de 250.000 personas han participado en Galaxy Zoo hasta el momento, produciendo una gran cantidad de valiosos datos y el envió de telescopios en la tierra y en la persecución de espacio después de sus descubrimientos.Las imágenes utilizadas en Galaxy Zoo: el Hubble son más detalladas y hermosas que nunca, y nos va a permitir profundizar mucho mas en el universo.
 * GALAXY ZOO : HUBBLE **



**¿QUE ES GALAXY ZOO? ** Galaxy Zoo es un proyecto online de astronomía que invita a sus miembros a ayudar a clasificar alrededor de un millón de galaxias. Es un ejemplo de ciencia ciudadana ya que utiliza la ayuda de gente anónima para ayudar a la investigación científica. El proyecto está inspirado en Stardust@home, donde la NASA pedía ayuda para buscar en las imágenes obtenidas de una misión a un cometa impactos de polvo interestelar. Galaxy zoo es una colaboración entre la Universidad de Oxford, la Universidad de Portsmouth, la Universidad Johns Hopkins, la Universidad de Yale y Fingerprint Digital Media, Belfast. El proyecto Galaxy Zoo es una iniciativa de la Universidad de Oxford y el Instituto John Hopkins que pretende colaborar con la clasificación de alrededor de un millón de galaxias escaneadas por el proyecto SDSS: El SDSS (Sloan Digital Sky Survey) es el más ambicioso proyecto de escaneo astronómico jamás construido. Cuando este completo proveerá un cubrimiento en imágenes ópticas de más de una cuarta parte del cielo, y un mapa 3D de alrededor de un millón de estrellas y cuásares. A medida que el escaneo progrese, los datos serán editados paulatinamente para la comunidad científica y el público en general. Galaxy Zoo aprovecha el poder del Internet y el de miles o quizá millones de humanos para realizar esta tarea. =LA HISTORIA HASTA AHORA = El Galaxy Zoo original, se puso en marcha en julio de 2007, con un conjunto de datos formado por un millón de galaxias captadas con el telescopio robótico de la Sloan Digital Sky Survey. Con tantas galaxias, el equipo pensó que podría tomar al menos dos años para los visitantes trabajar a través de todos ellos. Dentro de las 24 horas de su lanzamiento, el sitio recibía 70.000 clasificaciones por hora, y más de 50 millones de clasificaciones fueron recibidos por el proyecto durante su primer año, de casi 150.000 personas.Tener múltiples clasificaciones de un mismo objeto es importante, ya que nos permite evaluar el grado de fiabilidad de cada uno.

En el camino se han añadido imágenes más detalladas, tomadsa de un parche en el cielo conocida como "Banda 82", que el telescopio Sloan en repetidas ocasiones visitó. En conjunto, la base de datos de Galaxy Zoo 2 ya está permitiendo a los científicos a entender cómo las galaxias, incluyendo la nuestra se formaron y evolucionaron.


 * ASPECTOS DESTACADOS DE LO QUE HEMOS APRENDIDO HASTA AHORA **

Durante el año pasado, los voluntarios del proyecto Galaxy Zoo original creó la mayor base de datos mundial de formas de las galaxias. Esta base de datos ya nos está mostrando cosas sorprendentes sobre la naturaleza de las galaxias. Por ejemplo, los astrónomos utilizan para suponer que si una galaxia aparece de color rojo, también es probable que sea una galaxia elíptica. Pero con su ayuda, Galaxy Zoo ha demostrado que hasta un tercio de las galaxias espirales son en realidad rojas. Del mismo modo, hay un número mucho mayor de máquinas elípticas de color azul que se pensaba, incluyendo una fracción pequeña pero significativa de elípticas de color azul que están en el proceso de formación de un número considerable de nuevas estrellas a veces hasta 50 veces más nuevas estrellas de nuestra galaxia.
 * FORMAS Y COLORES **

LA DIRECCIÓN DE ESPIRALES
Gracias a la base de datos de Galaxy Zoo generada por las clasificaciones de los voluntarios <span style="font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium;">, ahora sabemos que las galaxias espirales no tiene una preferencia para la rotación a favor o en contra de las agujas del reloj, y que por el momento, al menos, nuestras teorías actuales de cómo funciona el Universo siguen siendo válidos.

<span style="font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium;">El primer resultado de las <span style="font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium; line-height: 24px;">clasificaciones <span style="font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium;"> de la Galaxy Zoo 2 estaba en las propiedades de las galaxias con barras. Se utilizó sus clasificaciones para demostrar que las galaxias de disco más rojas con grandes concentraciones de central (o bultos) son mucho más propensos a alojar las barras de las galaxias más azules de disco con concentraciones <span style="font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium; line-height: 24px;">centrales <span style="font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium;">más pequeñas. De hecho, la división es muy notable entre las dos poblaciones de las galaxias de disco y sugiere que las barras de desempeñar un papel muy importante en la evolución de las galaxias de disco.
 * <span style="color: #800000; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium; line-height: 24px;">LAS GALAXIAS BARRADAS **

<span style="color: #800000; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium;">LO INESPERADO: EL VOORWERP
<span style="font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium;">Uno de los descubrimientos más emocionantes de la Galaxy Zoo original era algo que nunca esperado. Hanny van Arkel, una maestra de escuela holandesa y voluntaria de Galaxy Zoo, publico una imagen en el foro de Galaxy Zoo y preguntó "¿Cuál es la materia azul de abajo? Nadie lo sabía. El objeto fue conocido como el 'Voorwerp' . Las imágenes originales de la Sloan Digital Sky Survey no nos podía decir lo que era, así que tomamos el seguimiento de las observaciones del telescopio, a la luz óptica y ultravioleta, así como las mediciones del satélite Swift.  <span style="font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium;">El Voorwerp es sólo uno de los muchos objetos interesantes y maravillosos que los usuarios se encuentran en Galaxy Zoo. Otro ejemplo es la colección de objetos pequeños, redondos y de color verde al parecer, que se han conocido como los Black Galaxy Zoo. Los equipos de astrónomos-y de Zooites están trabajando duro para dar seguimiento a los mismos.   **<span style="color: #800000; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium;">HUBBLE CONFIRMA LA NATURALEZA DE UNA MISTERIOSA MANCHA VERDE ** <span style="display: block; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium; text-align: justify;">En 2007, la profesora holandesa de biología de secundaria, Hanny van Arkel, observó algo misterioso en el cielo nocturno. Navegando a través de Galaxy Zoo, una base de datos on-line configurada para lograr la ayuda del público para clasificar galaxias, llegó a una brillante mancha verde de luz a aproximadamente 650 millones de años luz de distancia. El objeto, conocido como Hanny´s Vorwerp (objeto, en holandés), es uno de los objetos más misteriosos del universo. Ahora, imágenes detalladas del Telescopio Espacial Hubble y observaciones en rayos-X presentadas en la 217 reunión de la Sociedad Astronómica Americana, pueden confirmar finalmente qué es.

<span style="display: block; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium; text-align: justify;">Las imágenes iniciales del Hanny’s Voorwerp por parte de un amplio rango de telescopios en tierra y en el espacio indicaron que era una gigantesca nube de gas caliente. Los astrónomos especularon que el brillo podía deberse a la irradiación de una galaxia cercana conocida como IC 2497. La idea es que la galaxia alberga un agujero negro gigante en su núcleo que se tragó gas y estrellas, emitiendo dos chorros de gas opuestos y radiación de alta energía. Las galaxias tan activas se conocen como quásares. Cuando la radiación procedente de este objeto impactó con la nube de gas, excitó los átomos de oxígeno, provocando el brillo verde de la nube. Las nuevas observaciones en rayos-X, presentadas por el astrónomo de la Universidad de Yale Kevin Schawinski, revelan que el quásar ya no está activo, probablemente debido a que el agujero negro agotó su comida. Pero los científicos creen que se paró hace poco, debido a que el Voorwerp sigue brillante. Dado que la luz emitida desde IC 2497 necesita decenas de miles de años para llegar al Voorwerp, los astrónomos especulan que el quásar debe haberse apagado hace menos de 200 000 años. Esto significa un final mucho más rápido de lo que pensaban los científicos que era posible. Las nuevas observaciones de Hubble, obtenidas en abril de 2010, también confirman la hipótesis del quásar muerto. En particular, revelan cúmulos de jóvenes estrellas en el Voorwerp, algunas de no más de un millón de años; son las áreas amarillentas en la parte superior derecha del objeto. De acuerdo con el astrónomo y líder del equipo William Keel de la Universidad de Alabama en Tuscaloosa, la presencia de estas jóvenes estrellas indica que los chorros de partículas de movimiento rápido – que son eyectadas desde los quásares – bombardearon la nube de gas. Como resultado, el gas se comprimió y se formaron nuevas estrellas. Otras medidas de Hubble revelaron una burbuja de materia en expansión en el núcleo de la galaxia. “Tanto el cúmulo estelar en el Hanny’s Voorwerp como la burbuja en expansión en el núcleo de la galaxia apuntan a un potente flujo de salida de gas, fomentado por el quásar”, dice Keel. Las nuevas imágenes del Hubble son las observaciones más detalladas de una galaxia que aloja a un quásar jamás tomadas, dice Schawinski. La mayor parte de los quásares están mucho más lejos, y normalmente las galaxias madre no pueden estudiarse bien debido a que la luz del quásar en abrumadoramente brillante. Además, dice, el rápido apagado observado del quásar IC 2497 ayudará a los astrónomos a comprender la física de los festines de los agujeros negros supermasivos.

**<span style="color: #800000; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium;">EL RADIOTELESCOPIO WESTERBORK REVELA LA NATURALEZA DEL "HANNY´S VOORWERP" ** <span style="display: block; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium; text-align: justify;">Nuevas observaciones realizadas mediante radiotelescopios por fin han revelado la naturaleza del extraño objeto conocido como "Hanny´s voorwerp" (SDSS J094103.80+344334.2). El Voorwerp fue descubierto por Hanny van Arkel, una profesora de colegio holandesa y entusiasta voluntaria del proyecto Galaxy Zoo. Mientras navegaba a través de cientos de imágenes, Hanny apreció una enorme nube verde irregular de gas a escala galáctica, situada aproximadamente a 60 000 años luz de la galaxia cercana, IC2497. El objeto ha tenido a los astrónomos rascando sus cabezas durante casi un año – la extensión de la nube es enorme y el gas extremadamente caliente (> 15 000 Celsius) pero paradójicamente está carente de estrellas. Un equipo internacional de astrónomos, liderado por el Prof. Mike Garrett (ASTRON/Leiden), incluyendo a la propia Hanny van Arkel, han observado a IC2497 y el Voorwerp con el Radiotelescopio de Síntesis Westerbork (WSRT) y el conjunto e-VLBI en el cual también participó el WSRT. La imagen que surge de estos datos es que un chorro de partículas altamente energéticas se genera mediante un agujero negro masivo en el centro de IC2497. “Parece como si el chorro que emana del agujero negro limpiase un camino a través del denso medio interestelar de IC 2497 hacia el Hanny’s Voorwerp”, dice Garrett. “Este canal limpiado permite que el rayo de emisión intensa óptica y ultravioleta asociadas con el agujero negro, para iluminar una pequeña parte de una gran nube de gas que rodea parcialmente la galaxia. La emisión óptica y ultravioleta calienta e ioniza la nube de gas, creando de esta forma el fenómeno conocido como Hanny’s voorwerp. Una cuestión que aún permanece es, ¿de dónde vino todo el gas de hidrógeno? “Hay una gran cantidad de gas allí fuera – las observaciones del WSRT detectaron un enorme flujo de gas que se extendía a lo largo de cientos de miles de años luz”, dice el Dr. Gyula Józsa, otro miembro del equipo. De acuerdo con Józsa la masa total del gas es de aproximadamente 5000 millones de veces la masa del Sol. Es algo que el Dr. Tom Oosterloo cree que ha visto antes: “Tiene todas las características distintivas de un sistema en interacción – el gas probablemente surge a partir de una interacción de marea entre IC 2497 y otra galaxia, hace varios cientos de millones de años”. Oosterloo también cree que puede identificar a los culpables, “el flujo de gas termina a trescientos mil años luz hacia el oeste de IC2497 – todas las pruebas apuntan hacia un grupo de galaxias en la punta del flujo como responsable de este extraño accidente cósmico”. Hanny van Arkel, que está visitando al equipo en ASTRON esta semana está impresionada: “Estoy feliz de que estemos haciendo progresos. Aparentemente cuando más aprendemos sobre el Voorwerp, más intrigante se hace”. Garrett y su equipo están de acuerdo – “Creemos que el Voorwerp tiene aún algunos secretos por revelar”. El equipo planea unas observaciones mucho más profundas con el WSRT y otros telescopios muy pronto.

**<span style="color: #800000; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium;">PROGRESO ** <span style="display: block; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium; text-align: justify;">El 2 de agosto de 2007, Galaxy Zoo publicó su primer reporte, que explicaba que 80.000 voluntarios habían clasificado ya más de 10 millones de imágenes de galaxias, logrando los objetivos de la primera fase del proyecto. El interés ahora es tener cada galaxia clasificada por 20 usuarios independientes. La importancia de las clasificaciones múltiples es que nos permite construir una base de datos creíble y acertada, que alcance los altos estándares de la comunidad científica. Por primera vez seremos capaces de separar no sólo las galaxias elípticas de las espirales, sino también de cosas aún más extrañas. Nadie había sido capaz de hacer algo así. Este objetivo fue más tarde elevado a 30, a la luz del continuo entusiasmo de los voluntarios. Los archivos finales contienen 34.617.406 clicks hechos por 82.931 usuarios. Se ha trabajado en evitar los errores humanos, mostrando imágenes en blanco y negro y/o al revés. Esto es necesario para comprobar si la aparente predominancia de las espirales en el sentido contrario de las agujas del reloj era realmente un error de percepción del ojo humano (como parece que es el caso). <span style="display: block; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium; text-align: justify;"> También hay un activo foro unido a Galaxy Zoo, donde los voluntarios postean las imágenes más impactantes y discuten qué son. Hay algunos interesantes resultados no oficiales. Las galaxias de anillo parecen ser mucho más comunes de lo que se pensaba. Sólo dos galaxias conocidas tenían tres brazos, y muchas más han sido encontradas.Hay muchas imágenes de galaxias uniéndose, chocando o interactuando. También hay ahora un 'blog de ciencia',un sumario oficial de hasta dónde ha llegado el 'zoo'. Hay un proyecto en marcha para revisar un grupo de galaxias en proceso de fusión. Galaxy Zoo 2 estará vivo en un futuro cercano y ofrecerá un sistema de clasificación mucho más detallado.

**<span style="color: #800000; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium;">IMÁGENES INEDITAS ** <span style="display: block; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium; text-align: justify;">Chris Lintott, otro miembro del equipo del proyecto ha comentado que "una ventaja es que ves partes del espacio que nunca habían sido vistas anteriormente. Estas imágenes son tomadas por un telescopio robótico y procesadas automáticamente, de manera que cuando te registras, la primera galaxia que veas será una que ningún humano ha visto antes." Esto mismo fue confirmado por Schawinski, "La mayoría de esas galaxias han sido fotografiadas por un telescopio robótico, y luego procesadas por un ordenador. Así que será la primera vez que hayan sido vistas por un ojo humano."

<span style="color: #800000; display: block; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium; text-align: justify;">OBJETIVOS
<span style="display: block; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium; text-align: justify;">Los voluntarios de Galaxy Zoo juzgan según las imágenes si las galaxias son elípticas o espirales y, si son espirales, cuál es su rotación, en el sentido de las agujas de reloj o el contrario. Las imágenes fueron tomadas automáticamente por el Sloan Digital Sky Survey usando una cámara digital montada en un telescopio en el Apache Point Observatory en Nuevo México en los Estados Unidos de América. Se espera que el censo provea importante información sobre cómo los diferentes tipos de galaxias están distribuidos, ayudando a los científicos a determinar si los modelos galácticos existentes son correctos. Es un ejemplo de ciencia ciudadana. Los teóricos creen que las galaxias espirales pueden combinarse y convertirse en elípticas, y que las elípticas se pueden transformar en espirales si reciben más gas o estrellas.Además, el Profesor Michael Longo de la Universidad de Míchigan ha postulado que la rotación de las galaxias elípticas no es aleatoria, lo que obligaría a hacer un enorme cambio en la cosmología si fuera correcto. Está basado en la observación de 1.660 galaxias: una muestra mayor podría probarlo o desmentirlo.

<span style="color: #800000; display: block; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium; text-align: justify;">LA IMPORTANCIA DE LOS VOLUNTARIOS
<span style="display: block; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium; text-align: justify;">Los programas informáticos han sido incapaces de clasificar galaxias de una manera acertada. De acuerdo con un miembro del equipo del proyecto, Kevin Schawinski, "El cerebro humano es realmente mucho mejor que un ordenador en tareas de reconocimiento de patrones."Sin voluntarios humanos, llevaría años a los investigadores procesar las fotografías, pero se estima que con apenas 10.000 a 20.000 personas donando su tiempo para clasificar galaxias el proceso podría estar completo en un mes. No son necesarios conocimientos de astronomía. En el tutorial del sitio web, los aspirantes a voluntario ven galaxias espirales, elípticas, etc., y pueden intentar adivinar su clasificación antes de ver la respuesta correcta. También se muestran imágenes de estrellas y de rastros de satélite, que el telescopio robot puede haber grabado sin ser capaz de clasificarlos. Los voluntarios pasan un test final y son aceptados si aciertan un número razonable de resultados.

**<span style="color: #800000; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium;">¿COMO LO HACEN? ** <span style="display: block; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium; text-align: justify;">Es increíble pero todos podemos colaborar en esta empresa científica. Resulta que para las maquinas reconocer imágenes es una tarea complejísima; no es así para el cerebro humano que lo hace de manera natural. El profesor Jorge Zuluaga de la Universidad de Antioquia nos explica mejor en qué consiste la tarea:"Las galaxias, son los ladrillos fundamentales del universo, adoptan formas especificas que son determinadas fundamentalmente por los procesos que dan lugar a su formación. A muy grandes rasgos la inmensa mayoría de las formas galácticas pueden clasificarse en dos categorías básicas: galaxias espirales y galaxias elípticas. Ambos tipos de galaxias se sabe hoy por hoy surgen en procesos relativamente distintos y su abundancia o ausencia en una determinada región del Universo brinda interesantes pistas sobre los procesos de manufactura galáctica presentes allí. El reto es entonces determinar en el cerca de un millón (y creciendo) de imágenes de galaxias individuales acumuladas por años por los telescopios SDSS cuales galaxias son de un tipo y cuáles de otro. Si bien es posible encargar esta tarea a un computador que logra clasificar bien una galaxia si dispone de suficiente información (una imagen nítida, un fondo limpio, etc.) muchas imágenes son tan vagas y a veces complejas que la rata de equivocaciones es bastante alta. Pero los seres humanos (o nuestros cerebros para ser exactos) son capaces de descubrir sin mucho esfuerzo patrones, formas en una imagen sin necesidad de realizar complejos descubrimientos de análisis y de cálculos matemáticos. Las mismas neuronas que usamos posiblemente para reconocer la cara de una persona que vimos un solo par de veces (un increíblemente complejo problema computacional) podrían entrar en juego cuando a una persona se la coloca frente a una imagen galáctica para que la juzgue o clasifique. Mejor aún, nuestros circuitos cerebrales, a diferencia de los circuitos electrónicos de los computadores, son reconfigurables y se modifican dinámicamente lo que nos da una capacidad sorprendente (para los estándares computacionales) de aprender y entrenarnos, de modo que nuestras habilidades se refinan con el tiempo haciéndonos aun mejores para esas tareas especificas. Esta es fundamentalmente la razón por la que los creadores de Galaxy Zoo se inclinaron por los humanos en lugar de los supercomputadores para hacer su tarea".

<span style="display: block; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium; text-align: justify;">Sin embargo, es recomendable primero dedicar unos 15 minutos a entrenarse para la tarea, mediante un tutorial y un test sencillísimos que existen en el portal

**<span style="color: #800000; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium;"> TELESCOPIO ESPACIAL HUBBLE ** <span style="font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium;">El Telescopio espacial Hubble (HST por sus siglas en inglés), también conocido como Telescopio orbital Hubble es un telescopio que orbita en el exterior de la atmósfera, en órbita circular alrededor de la Tierra a 593 km sobre el nivel del mar, con un período orbital entre 96 y 97 min. Denominado de esa forma en honor del astrónomo Edwin Hubble, fue puesto en órbita el24 de abril de 1990 en la misión STS-31 y como un proyecto conjunto de la NASA y de la Agencia Espacial Europea inaugurando el programa de Grandes Observatorios. El telescopio puede obtener imágenes con una resolución óptica mayor de 0,1segundos de arco. La ventaja de disponer de un telescopio más allá de la atmósfera radica, principalmente, en que de esta manera se pueden eliminar los efectos de la turbulencia atmosférica. Además, la atmósfera absorbe fuertemente la radiacion electromagnética en ciertas longitudes de onda, especialmente en el infrarrojo, disminuyendo la calidad de las imágenes e imposibilitando la adquisición de espectros en ciertas bandas caracterizadas por la absorción de la atmósfera terrestre. Los telescopios terrestres se ven también afectados por factores meteorológicos (presencia de nubes) y la contaminación lumínica ocasionada por los grandes asentamientos urbanos, lo que reduce las posibilidades de ubicación de telescopios terrestres. <span style="display: block; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium; text-align: justify;"> Una de las características del HST es la posibilidad de ser visitado por astronautas en las llamadas misiones de servicio (SM, por sus iniciales en inglés). Durante las misiones de servicio se pueden arreglar elementos estropeados, instalar nuevos instrumentos y elevar la órbita del telescopio. Hasta la fecha se han realizado 5 misiones de servicio (SM1, SM2, SM3A, SM3B y SM4). La última tuvo lugar en mayo de 2009 y en ella se produjo la mejora más drástica de la capacidad instrumental del HST, al instalarse dos nuevos instrumentos (WFC3 y COS), repararse otros dos (ACS y STIS) y mejorar otro más (FGS).

<span style="color: #800000; display: block; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium; line-height: 24px; text-align: justify;">DESCRIPCIÓN TÉCNICA
<span style="display: block; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium; text-align: justify;">El telescopio tiene una masa en torno a 11toneladas, de forma cilíndrica con una longitud de 13,2m y un diámetro máximo de 4,2 m. El coste del HST ascendió (en 1990) a 2000 millones de dolares estadounidenses. Inicialmente un fallo en el pulido del espejo primario del telescopio fabricado por Perkin Elmer produjo imágenes ligeramente desenfocadas debido a aberraciones esféricas. Aunque este fallo fue considerado en su día como una importante negligencia por parte del proyecto, la primera misión de servicio al telescopio espacial pudo instalar un sistema de corrección óptica capaz de corregir el defecto del espejo primario alcanzándose las especificaciones de resolución inicialmente previstas. El HST es un telescopio de tipo reflector y su espejo primario tiene un diámetro de 2,4 m. Para la exploración del cielo incorpora en la actualidad cuatro instrumentos con capacidad de obtener imágenes y espectros, un espectrógrafo y tres sensores de guiado fino que pueden actuar como interferómetros. Para la generación de electicidad se emplean dos paneles solares que alimentan las cámaras, los cuatro motores empleados para orientar y estabilizar el telescopio, los equipos de refrigeracion de los instrumentos y la electrónica del telescopio. Así mismo, el HST dispone de baterías recargables a partir de los paneles solares que le permiten utilizar la electricidad almacenada cuando la Tierra eclipsa el Sol o cuando la orientación de los paneles solares no es la apropiada.

<span style="color: #800000; display: block; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium; text-align: justify;">LAS MISIONES DE SERVICIO
<span style="display: block; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium; text-align: justify;">Ya desde su diseño, el HST se concibió como un telescopio espacial que podría ser visitado por el transbordador espacial. Las razones para esa capacidad son:
 * <span style="font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium;">Poder reparar elementos estropeados. El espacio es un entorno agresivo para un satélite debido al efecto sobre los elementos electrónicos de las partículas elementales cargadas que se desplazan a gran velocidad y a la posibilidad de impactos con micropartículas. Por ese motivo, estaba claro desde el principio que algunas partes del HST fallarían en un plazo no muy largo.


 * <span style="font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium;">Instalar nuevos instrumentos, ya sean instrumentos científicos u otras partes del telescopio. Dada la rápida evolución de la tecnología, los detectores u ordenadores (por poner dos ejemplos) disponibles durante la larga vida del telescopio son superiores a los que originalmente se instalaron antes de su lanzamiento. Las visitas del transbordador permite actualizar esos elementos y así mejorar la capacidad del HST.


 * <span style="font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium;">Mantener la órbita del telescopio. Debido al rozamiento con la atmósfera (muy tenue pero no inexistente a esa altura), el telescopio es frenado muy lentamente y, como consecuencia de la atracción gravitatoria terrestre, pierde altura. Cada vez que el HST es visitado, el transbordador espacial ha de empujarlo a una órbita ligeramente más alta.

<span style="color: #800000; display: block; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium; text-align: justify;">LA PRIMERA MISIÓN DE SERVICIO (SM1)
<span style="display: block; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium; text-align: justify;">La primera misión de servicio se llevó a cabo con el transbordador Endeavour (STS-61) en diciembre de 1993 y tuvo una duración de diez días. El plan de la SM1 estuvo fuertemente condicionado por la aberración esférica detectada tres años antes en el espejo primario. Las dos reparaciones más importantes fueron la sustitución del Fotómetro de Alta Velocidad (HSP, por sus iniciales en inglés) por la óptica correctora COSTAR y la instalación de la Cámara Planetaria y de Gran Angular 2 (WFPC2) en el lugar de la cámara original (WFPC). El propósito de COSTAR era el conseguir el enfoque correcto de los otros tres instrumentos axiles originales del telescopio (la Cámara de Objetos Débiles o FOC, el Espectrógrafo de Objetos Débiles o FOS y el Espectrógrafo Goddard de Alta Resolución o GHRS). La WFPC2 ya incorporaba su propia corrección del efecto de la aberración esférica del espejo primario. Además, se instalaron dos nuevos paneles solares, cuatro giroscopios, dos unidades eléctricas de control, dos magnetómetros y un nuevo ordenador de a bordo. Por último, la órbita del HST fue elevada por primera vez desde su lanzamiento. La SM1 estuvo rodeada de gran expectación. Por ejemplo, la revista New Scientist declaraba antes de su ejecución que constituía “la reparación más ambiciosa de la historia de la aeronáutica”. El éxito de la misión fue total hasta el punto que el jefe científico del proyecto,Edward J. Weiler, declaró que "el Hubble ha quedado reparado a un grado que nunca hubiéramos soñado”.

<span style="color: #800000; display: block; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium; text-align: justify;">LA SEGUNDA MISIÓN DE SERVICIO (SM2)
<span style="display: block; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium; text-align: justify;">La segunda misión de servicio se llevó a cabo con el transbordador Discoveryn(STS-82) en febrero de 1997. En ella se reemplazaron dos instrumentos preexistentes (el GHRS y el FOS) por otros dos nuevos, el Espectrógrafo de Imágenes del Telescopio Espacial (STIS) y la Cámara y Espectrómetro Multi-Objeto del Infrarrojo Cercano (NICMOS), se sustituyó un sistema de almacenamiento de datos en cinta por uno de estado sólido, se reparó el aislamiento térmico y se elevó la órbita del telescopio. El sistema de refrigeración de NICMOS no funcionó de la manera especificada y eso hizo que su vida útil se redujera de 4,5 a 2 años.

<span style="color: #800000; display: block; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium; text-align: justify;">LA TERCERA MISIÓN DE SERVICIO (SM3A)
<span style="display: block; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium; text-align: justify;">La tercera misión de servicio se llevó a cabo con el transbordador Discovery (STS-103) en diciembre de 1999.

<span style="color: #800000; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium;">LA CUARTA MISIÓN DE SERVICIO (SM3B)
<span style="font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium;">La cuarta misión de servicio se llevó a cabo con el transbordador Columbia (STS-109) en marzo de 2002.

<span style="color: #800000; display: block; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium; text-align: justify;">LA QUINTA MISIÓN DE SERVICIO (SM4)
<span style="display: block; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium; text-align: justify;">La quinta misión de servicio se llevó a cabo con el transbordador Atlantis (STS-125) en mayo de 2009. Ésta fue la última misión de servicio y duró 11 días, participaron en ella 7 tripulantes con el objetivo de reparar y añadir nuevos instrumentos al telescopio. La quinta misión de mantenimiento, prevista para 2006, se canceló inicialmente pero posteriormente se reinstauró. Con ella, está previsto que el Hubble alcanzará el final de su vida útil hasta mediados de la década de 2010. La fecha exacta del fin del Hubble es incierta, ya que depende de la vida de los giróscopos, baterías y el frenado atmosférico (corregible). La NASA prevé lanzar hacia el 2012 un telescopio de nueva generación para observar en el infrarrojo cercano y medio. El Telescopio Espacial James Webb no es un sustituto del Hubble sino un complemento, ya que observa en un rango distinto del espectro electromagnético. El 14 de junio de 2006 la cámara avanzada para sondeos (siglas en inglés, ACS), uno de los instrumentos considerados fundamentales en el telescopio, dejó de funcionar. La causa fue un excesivo voltaje en el circuito de alimentación principal que fue subsanada con la activación del sistema de respaldo. El 30 de junio la ACS volvió a funcionar correctamente. El 31 de octubre de 2006, el Administrador de NASA anunció la aprobación para una misión de mantenimiento. Esta misión de 11 días de duración tendrá lugar tentativamente en el otoño de 2008 y entraña la instalación de nuevas baterías, de la tercera cámara de gran angular (WFC3) y de un nuevo espectrógrafo (COS), así como la reparación de los giróscopos y posiblemente de STIS. El 27 de enero de 2007, la ACS dejó de funcionar de nuevo debido a un cortocircuito en la misma. En principio, se pensó que el daño era irreversible para todos sus detectores. No obstante, más tarde se consiguió revivir uno de ellos (la SBC) y en la actualidad se está analizando si es posible reparar o no los otros dos (el WFC y el HRC) en la próxima misión de reparación. En la decisión final influirán los nuevos instrumentos que se instalarán en dicha misión (la WFC3 y el COS) y si es preferible reparar la ACS o STIS (existe un tiempo máximo que los astronautas pueden pasar fuera de la nave y la reparación de un instrumento lleva varias horas como mínimo). Mientras tanto, el Hubble utilizará los demás instrumentos que están disponibles para investigaciones.

<span style="color: #800000; display: block; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium; text-align: justify;">DATOS RECOGIDOS SOBRE EL ORIGEN DEL UNIVERSO
<span style="font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium;">El Hubble está logrando que los teóricos se replanteen algunas de sus ideas respecto a la edad del universo. De hecho, la idea actual se encuentra ante una paradoja. Los datos más recientes que ha proporcionado el Hubble, según Wilford, escritor de asuntos científicos del periódico The New York Times, “indican de manera convincente que el universo puede ser mucho más joven de lo que calculaban los científicos. Tal vez no tenga más de ocho mil millones de años”, en vez de los cálculos anteriores, que le asignaban catorce mil millones aproximádamente. El problema radica en que “se da por seguro que algunas estrellas tienen unos doce mil millones de años”. No es de extrañar que, como sigue diciendo, “el universo parezca querer engañar a los cosmólogos lanzándoles con efecto la pelota de los hechos y demostrando así las lamentables limitaciones de sus conocimientos”. Además agrega: “Los que se dedican al estudio del universo han de aceptar la probabilidad de que, por muy brillantes e ingeniosos que sean, no conseguirán responder muchas preguntas fundamentales”. <span style="font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium;"> No tardó en demostrarse que había valido la pena corregir el sistema óptico. En junio de 1994, la revista Time publicó que el Hubble había descubierto claros indicios en apoyo de la existencia de los agujeros negros. La NASA anunció que este había descubierto una “nube de gases en forma de disco que gira a la vertiginosa velocidad de 1,9 millones de kilómetros por hora”. Se halla a unos 50 millones de años luz, en el centro de la galaxia M87. Se dice que tiene una masa estimada de entre 2.000 y 3.000 millones de estrellas del tamaño del Sol, pero comprimidas en un espacio del tamaño del sistema solar. Los científicos calculan que el disco de gases tiene una temperatura de 10.000 grados Celsius. La única explicación que puede darse en la actualidad para este fenómeno es la existencia de una enorme fuerza gravitatoria ejercida por un mastodóntico agujero negro, en torno al cual da vueltas el disco. <span style="font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium;">El Hubble también envió imágenes extraordinarias del cometa Shoemaker- Levy 9 cuando este se dirigía en una trayectoria autodestructiva a Júpiter, donde se desintegró en julio de 1994. Las imágenes de las galaxias que envía el Hubble son de tal nitidez que un científico calificó así el trabajo: “Un ligero cambio en el espejo, un paso gigante en astronomía”. Según la revista Investigación y Ciencia, en la actualidad “la resolución del Hubble duplica la del mejor instrumento instalado en tierra, y gracias a ello puede observar con claridad un volumen de espacio mil veces mayor que otros telescopios”.
 * <span style="color: #800000; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium;">IMÁGENES ENVIADAS **

<span style="color: #800000; display: block; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium; text-align: justify;">CIFRAS

 * <span style="font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium;">En el momento de ser lanzado era del tamaño de un vagón cisterna o de un edificio de cuatro pisos, de 13 metros de longitud y 4 de diámetro, y un peso superior a las 12 toneladas.


 * <span style="font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium;">La cámara más sofisticada del telescopio espacial Hubble ha creado una imagen mosaico de un gran pedazo del cielo, que incluye al menos 10.000 galaxias.


 * <span style="font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium;">El Hubble se encuentra a 593 km sobre nivel del mar.


 * <span style="font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium;">Con el telescopio Espacial Hubble se han observado aproximadamente un millón de objetos. En comparación, el ojo humano tan sólo puede ver unas 6.000 estrellas a simple vista.


 * <span style="font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium;">Las observaciones del HST, incluyendo unas 500.000 fotografías, ocupan 1.420 discos ópticos de 6,66 GB (8,34 terabytes).


 * <span style="font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium;">El Hubble orbita la tierra a unos 28.000 km/h dando una vuelta a nuestro planeta aproximadamente cada 97 min.


 * <span style="font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium;">A pesar de la gran velocidad a la que orbita la tierra, el telescopio es capaz de apuntar a un astro con enorme precisión (la desviación es inferior al grosor de un cabello humano visto a una distancia de un kilómetro y medio).


 * <span style="font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium;">El Hubble tiene un índice con la posición detallada de 15 millones de estrellas (catálogo H.G.S.C. o Hubble Guide Star Catalogue) que le permite apuntar con gran precisión a sus objetivos.


 * <span style="display: block; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium; text-align: justify;">La distancia total que ha recorrido alrededor de la tierra es de unos 3.000 millones de kilómetros, superior a la que supondría hacer un viaje de ida a Neptuno.


 * <span style="font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium;">Astrónomos de más de 45 países han publicado los descubrimientos hechos con el Hubble en 4.800 artículos científicos.


 * <span style="color: #800000; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium;">TURORIAL SOBRE GALAXY ZOO **


 * <span style="color: #800000; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium;">PARTE 1: **<span style="font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium;"> ¿ Galáctica o espiral?
 * [[image:http://www.cca.org.mx/cca/cursos/AIDA/Astronomia/cursoAidaITESM/TutorialGalaxyZoo_archivos/example_face_on_spiral.jpg width="275" height="324" align="center" caption="Spiral Galaxy"]] || [[image:http://www.cca.org.mx/cca/cursos/AIDA/Astronomia/cursoAidaITESM/TutorialGalaxyZoo_archivos/example_elliptical.jpg width="273" height="323" align="center" caption="Elliptical Galaxy"]] ||
 * **<span style="color: #808000; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium;">Esta es una Galaxia Espiral vista de frente. Puede verse claramente los brazos en espiral y el abultamiento central ** || **<span style="color: #808000; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium;">Esta es una Galaxia Elíptica. Esta compuesta enteramente por un abultamiento de estrellas. No hay disco o brazos en espiral. ** ||
 * [[image:http://www.cca.org.mx/cca/cursos/AIDA/Astronomia/cursoAidaITESM/TutorialGalaxyZoo_archivos/elliptical1.jpg width="150" height="150" align="center"]] || [[image:http://www.cca.org.mx/cca/cursos/AIDA/Astronomia/cursoAidaITESM/TutorialGalaxyZoo_archivos/spiral1.jpg width="150" height="150"]] || [[image:http://www.cca.org.mx/cca/cursos/AIDA/Astronomia/cursoAidaITESM/TutorialGalaxyZoo_archivos/elliptical2.jpg width="150" height="150"]] || [[image:http://www.cca.org.mx/cca/cursos/AIDA/Astronomia/cursoAidaITESM/TutorialGalaxyZoo_archivos/spiral2.jpg width="150" height="150"]] || [[image:http://www.cca.org.mx/cca/cursos/AIDA/Astronomia/cursoAidaITESM/TutorialGalaxyZoo_archivos/spiral3.jpg width="150" height="150"]] ||
 * [[image:http://www.cca.org.mx/cca/cursos/AIDA/Astronomia/cursoAidaITESM/TutorialGalaxyZoo_archivos/spiral4.jpg width="150" height="150"]] || [[image:http://www.cca.org.mx/cca/cursos/AIDA/Astronomia/cursoAidaITESM/TutorialGalaxyZoo_archivos/elliptical3.jpg width="150" height="150"]] || [[image:http://www.cca.org.mx/cca/cursos/AIDA/Astronomia/cursoAidaITESM/TutorialGalaxyZoo_archivos/spiral5.jpg width="150" height="150"]] || [[image:http://www.cca.org.mx/cca/cursos/AIDA/Astronomia/cursoAidaITESM/TutorialGalaxyZoo_archivos/spiral6.jpg width="150" height="150"]] || [[image:http://www.cca.org.mx/cca/cursos/AIDA/Astronomia/cursoAidaITESM/TutorialGalaxyZoo_archivos/spiral7.jpg width="150" height="150"]] ||

**<span style="color: #800000; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium;">PARTE 2 : ** <span style="font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium;">Galaxias Espirales o Elípticas un poco mas difícil de diferenciar <span style="font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium;">Algunas galaxias son un poco mas engañosas.Algunas galaxias espirales pueden verse como elípticas cuando se observa de borde. También, en algunas galaxias espirales débiles, deber observar muy bien para diferenciar los brazos espirales.


 * [[image:http://www.cca.org.mx/cca/cursos/AIDA/Astronomia/cursoAidaITESM/TutorialGalaxyZoo_archivos/spiral1(1).jpg width="150" height="150"]] || [[image:http://www.cca.org.mx/cca/cursos/AIDA/Astronomia/cursoAidaITESM/TutorialGalaxyZoo_archivos/spiral2(1).jpg width="150" height="150"]] || [[image:http://www.cca.org.mx/cca/cursos/AIDA/Astronomia/cursoAidaITESM/TutorialGalaxyZoo_archivos/elliptical1(1).jpg width="150" height="150"]] || [[image:http://www.cca.org.mx/cca/cursos/AIDA/Astronomia/cursoAidaITESM/TutorialGalaxyZoo_archivos/spiral3(1).jpg width="150" height="150"]] || [[image:http://www.cca.org.mx/cca/cursos/AIDA/Astronomia/cursoAidaITESM/TutorialGalaxyZoo_archivos/spiral4(1).jpg width="150" height="150"]] ||
 * [[image:http://www.cca.org.mx/cca/cursos/AIDA/Astronomia/cursoAidaITESM/TutorialGalaxyZoo_archivos/elliptical2(1).jpg width="150" height="150"]] || [[image:http://www.cca.org.mx/cca/cursos/AIDA/Astronomia/cursoAidaITESM/TutorialGalaxyZoo_archivos/spiral5(1).jpg width="150" height="150"]] || [[image:http://www.cca.org.mx/cca/cursos/AIDA/Astronomia/cursoAidaITESM/TutorialGalaxyZoo_archivos/spiral6(1).jpg width="150" height="150"]] || [[image:http://www.cca.org.mx/cca/cursos/AIDA/Astronomia/cursoAidaITESM/TutorialGalaxyZoo_archivos/elliptical3(1).jpg width="150" height="150"]] || [[image:http://www.cca.org.mx/cca/cursos/AIDA/Astronomia/cursoAidaITESM/TutorialGalaxyZoo_archivos/spiral7(1).jpg width="150" height="150"]] ||

**<span style="color: #800000; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium;">PARTE 3: **<span style="font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium;"> Galaxias Merging <span style="font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium;">Algunas veces, las galaxias chocan entre si, o se acercan. estas son llamadas Galaxias Merging. Las Galaxias Merging son muy interesantes para los astrónomos porque se cree que las galaxias grandes se forman a partir de fusiones de galaxias pequeñas. Cuando buscas fusiones, buscas lugares donde dos galaxias parecen estar fusionándose en una sola. Las galaxias deberían parecer juntas, y la idea es que seas capaz de observar la conexion entre ellas.


 * [[image:http://www.cca.org.mx/cca/cursos/AIDA/Astronomia/cursoAidaITESM/TutorialGalaxyZoo_archivos/merger1.jpg width="150" height="150"]] || [[image:http://www.cca.org.mx/cca/cursos/AIDA/Astronomia/cursoAidaITESM/TutorialGalaxyZoo_archivos/2.jpg width="150" height="150"]] || [[image:http://www.cca.org.mx/cca/cursos/AIDA/Astronomia/cursoAidaITESM/TutorialGalaxyZoo_archivos/merger2.jpg width="150" height="150"]] || [[image:http://www.cca.org.mx/cca/cursos/AIDA/Astronomia/cursoAidaITESM/TutorialGalaxyZoo_archivos/merger3.jpg width="150" height="150"]] || [[image:http://www.cca.org.mx/cca/cursos/AIDA/Astronomia/cursoAidaITESM/TutorialGalaxyZoo_archivos/5.jpg width="150" height="150"]] ||
 * [[image:http://www.cca.org.mx/cca/cursos/AIDA/Astronomia/cursoAidaITESM/TutorialGalaxyZoo_archivos/merger4.jpg width="150" height="150"]] || [[image:http://www.cca.org.mx/cca/cursos/AIDA/Astronomia/cursoAidaITESM/TutorialGalaxyZoo_archivos/7.jpg width="150" height="150"]] || [[image:http://www.cca.org.mx/cca/cursos/AIDA/Astronomia/cursoAidaITESM/TutorialGalaxyZoo_archivos/8.jpg width="150" height="150"]] || [[image:http://www.cca.org.mx/cca/cursos/AIDA/Astronomia/cursoAidaITESM/TutorialGalaxyZoo_archivos/merger5.jpg width="150" height="150"]] || [[image:http://www.cca.org.mx/cca/cursos/AIDA/Astronomia/cursoAidaITESM/TutorialGalaxyZoo_archivos/10.jpg width="150" height="150"]] ||

**<span style="color: #800000; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium;">PARTE 4: ** <span style="font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium;">Galaxias Espirales en el sentido de las manecillas del reloj (de aquí en adelante Clockwise) y en sentido contrario a las manecillas del reloj (de aquí en adelante Anti-clockwise). <span style="font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium;">Si has decidido que una galaxia es espiral, entonces se te pedirá también determinar si gira en el sentido de las manecillas de reloj (Clockwise) o en sentido contrario (Anti-clockwise) con respecto a un observador en nuestra galaxia. Con las galaxias que son vistas de frente, la tarea es muy fácil. la rotación clockwise y anti-clockwise de una galaxia se ve como esto:


 * [[image:http://www.cca.org.mx/cca/cursos/AIDA/Astronomia/cursoAidaITESM/TutorialGalaxyZoo_archivos/spiralFACE3x.jpg width="250" height="250" align="center" caption="spiralFACE3x"]] || [[image:http://www.cca.org.mx/cca/cursos/AIDA/Astronomia/cursoAidaITESM/TutorialGalaxyZoo_archivos/spiralFACE3.jpg width="250" height="250" align="center" caption="spiralFACE3"]] ||
 * **<span style="color: #808000; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium;"> Esta es una galaxia clockwise, vista de frente ** || **<span style="color: #808000; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium;"> Esta es una galaxia anti-clockwise,vista de frente. ** ||

<span style="font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium;">Con el propósito de facilitarte la observación de la diferencia, se ha utilizado un par de imágenes espejo de la misma galaxia. Note como los brazos de ambas galaxias giran en sentido contrario. Con galaxias que son observadas de borde con respecto a la dirección de rotación, la tarea podría ser mas difícil o imposible. Abajo se muestran imágenes de galaxias, pero todavía es posible discernir la dirección de rotación:


 * [[image:http://www.cca.org.mx/cca/cursos/AIDA/Astronomia/cursoAidaITESM/TutorialGalaxyZoo_archivos/spiralEDGE2.jpg width="250" height="250" align="center" caption="spiralEDGE2"]] || [[image:http://www.cca.org.mx/cca/cursos/AIDA/Astronomia/cursoAidaITESM/TutorialGalaxyZoo_archivos/spiralEDGE0.jpg width="250" height="250" align="center" caption="spiralEDGE0"]] ||
 * **<span style="color: #808000; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium;"> Esta es una galaxia clockwise, vista de borde ** || **<span style="color: #808000; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium;"> Esta es una galaxia anti-clockwise, vista de borde ** ||

<span style="font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium;">Cuando las galaxias son observadas de borde en un angulo de visión cerrado, es imposible determinar la dirección de rotación. Tales galaxias son clasificadas como "edge-on".


 * [[image:http://www.cca.org.mx/cca/cursos/AIDA/Astronomia/cursoAidaITESM/TutorialGalaxyZoo_archivos/spiralEDGE1.jpg width="150" height="150"]] || [[image:http://www.cca.org.mx/cca/cursos/AIDA/Astronomia/cursoAidaITESM/TutorialGalaxyZoo_archivos/spiralEDGE3.jpg width="150" height="150"]] || [[image:http://www.cca.org.mx/cca/cursos/AIDA/Astronomia/cursoAidaITESM/TutorialGalaxyZoo_archivos/spiralFACE0.jpg width="150" height="150"]] || [[image:http://www.cca.org.mx/cca/cursos/AIDA/Astronomia/cursoAidaITESM/TutorialGalaxyZoo_archivos/spiralEDGE7.jpg width="150" height="150"]] || [[image:http://www.cca.org.mx/cca/cursos/AIDA/Astronomia/cursoAidaITESM/TutorialGalaxyZoo_archivos/spiralFACE1.jpg width="150" height="150"]] ||
 * [[image:http://www.cca.org.mx/cca/cursos/AIDA/Astronomia/cursoAidaITESM/TutorialGalaxyZoo_archivos/spiralFACE2.jpg width="150" height="150"]] || [[image:http://www.cca.org.mx/cca/cursos/AIDA/Astronomia/cursoAidaITESM/TutorialGalaxyZoo_archivos/spiralFACE4.jpg width="150" height="150"]] || [[image:http://www.cca.org.mx/cca/cursos/AIDA/Astronomia/cursoAidaITESM/TutorialGalaxyZoo_archivos/spiralFACE5.jpg width="150" height="150"]] || [[image:http://www.cca.org.mx/cca/cursos/AIDA/Astronomia/cursoAidaITESM/TutorialGalaxyZoo_archivos/spiralFACE6.jpg width="150" height="150"]] || [[image:http://www.cca.org.mx/cca/cursos/AIDA/Astronomia/cursoAidaITESM/TutorialGalaxyZoo_archivos/spiralNICE.jpg width="150" height="150"]] ||


 * <span style="color: #800000; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium;">PARTE 5: **<span style="font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium;"> Estrella/No se (Estrellas, trazos verdes, galaxias irregulares, y otros)

<span style="font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium;">Adicional a las galaxias, Usted podría ver algunas cosas extrañas, como estas:


 * [[image:http://www.cca.org.mx/cca/cursos/AIDA/Astronomia/cursoAidaITESM/TutorialGalaxyZoo_archivos/example_star.jpg width="250" height="250" caption="star"]] || [[image:http://www.cca.org.mx/cca/cursos/AIDA/Astronomia/cursoAidaITESM/TutorialGalaxyZoo_archivos/example_lightstreak.jpg width="250" height="250" caption="satellite trail"]] ||

**<span style="color: #808000; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium;">La imagen de la izquierda - un objeto brillante con rayos puntiagudos de luz que parece un signo mas - es una estrella. Los rayos puntiagudos de luz se generan debido a que la luz de la estrella se difracta en aprox. cuatro rayos en el espejo del telescopio. Estos rayos realmente no son parte de la estrella. **
 * <span style="color: #808000; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium;">La imagen de la derecha – un trazo de luz brillante coloreado que atraviesa la imagen - es la estela de un Satélite. Como los satélites orbitan la tierra, la luz del Sol se refleja en sus paneles solares, haciéndolos ver muy brillantes desde la tierra. debido a que los satélites se están moviendo a medida que la cámara del telescopio está tomando una imagen, el satélite traza una estela - una raya que atraviesa la imagen. El trazo está coloreado debido a que las imágenes a color son construídas a partir de la combinación de tres imágenes en blanco y negro, y el satélite solo aparece en una imagen. **


 * [[image:http://www.cca.org.mx/cca/cursos/AIDA/Astronomia/cursoAidaITESM/TutorialGalaxyZoo_archivos/1.jpg width="150" height="150"]] || [[image:http://www.cca.org.mx/cca/cursos/AIDA/Astronomia/cursoAidaITESM/TutorialGalaxyZoo_archivos/2(1).jpg width="150" height="150"]] || [[image:http://www.cca.org.mx/cca/cursos/AIDA/Astronomia/cursoAidaITESM/TutorialGalaxyZoo_archivos/3.jpg width="150" height="150"]] || [[image:http://www.cca.org.mx/cca/cursos/AIDA/Astronomia/cursoAidaITESM/TutorialGalaxyZoo_archivos/9.jpg width="150" height="150"]] || [[image:http://www.cca.org.mx/cca/cursos/AIDA/Astronomia/cursoAidaITESM/TutorialGalaxyZoo_archivos/5(1).jpg width="150" height="150"]] ||
 * [[image:http://www.cca.org.mx/cca/cursos/AIDA/Astronomia/cursoAidaITESM/TutorialGalaxyZoo_archivos/6.jpg width="150" height="150"]] || [[image:http://www.cca.org.mx/cca/cursos/AIDA/Astronomia/cursoAidaITESM/TutorialGalaxyZoo_archivos/7(1).jpg width="150" height="150"]] || [[image:http://www.cca.org.mx/cca/cursos/AIDA/Astronomia/cursoAidaITESM/TutorialGalaxyZoo_archivos/8(1).jpg width="150" height="150"]] || [[image:http://www.cca.org.mx/cca/cursos/AIDA/Astronomia/cursoAidaITESM/TutorialGalaxyZoo_archivos/4.jpg width="150" height="150"]] || [[image:http://www.cca.org.mx/cca/cursos/AIDA/Astronomia/cursoAidaITESM/TutorialGalaxyZoo_archivos/10(1).jpg width="150" height="150"]] ||

<span style="display: block; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium; text-align: center;">**<span style="color: #008080; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: 120%;">ADELANTE SEAN USTEDES OBSERVADORES DE GALAXIAS Y REGIONES DEL UNIVERSO QUE, LITERALMENTE HABLANDO, JAMAS HAN SIDO VISTAS POR OJO HUMANO ALGUNO !!! VAMOS ANDA PARTICIPA Y SE PARTE DE ESTA GRAN EXPERIENCIA QUE TE BRINDA LA CIENCIA. **  <span style="font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium;"> Da clic <span style="color: #0000ff; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium;">aqui <span style="font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium;"> para logearte e iniciar a clasificar galaxias **<span style="color: #800000; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium;">SLOAN DIGITAL SKY SURVEY ** <span style="display: block; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium; text-align: justify;">El Sloan Digital Sky Survey (SDSS) es uno de los estudios más ambiciosos e influyentes en la historia de la astronomía. Más de ocho años de operaciones (SDSS-I, 2000-2005; SDSS-II, 2005-2008), obtuvo profundas, múltiples imágenes en color que cubren más de un cuarto del cielo y ha creado tres mapas tridimensionales que contienen más de 930.000 galaxias y más de 120.000 quásares. <span style="display: block; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium; text-align: justify;">Datos del SDSS han sido liberados a la comunidad científica y el público en general en los incrementos anuales, con la versión final pública de datos del SDSS-II que ocurrio en octubre de 2008. <span style="display: block; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium; text-align: justify;">Mientras tanto, el SDSS continua con el Sloan Digital Sky Survey (SDSS-III), un programa de cuatro nuevas encuestas que utiliza las instalaciones del SDSS. SDSS-III empezó sus observaciones en julio de 2008 y publicó sus primeros datos públicos, como los datos de la versión 8 para subrayar su continuidad con las versiones anteriores del SDSS. SDSS-III continuará operando y divulgando datos hasta el año 2014. <span style="display: block; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium; text-align: justify;">Publicación de datos 8 contiene todas las imágenes del telescopio SDSS -la imagen de color mas grande de color del cielo jamas se ha hecho. También incluye medidas para casi 500 millones de estrellas y galaxias, y los espectros de casi dos millones de dólares. Todas las imágenes, mediciones, y los espectros están en línea libre disponible. El SDSS utiliza un delicado telescopio de 2,5 metros del Observatorio Apache Point, Nuevo México, equipado con dos poderosos instrumentos de propósito especial. La cámara de 120 megapíxeles fotografia 1.5 grados cuadrados del cielo a la vez, alrededor de ocho veces la superficie de la luna llena.Un par de espectrógrafos alimentados por las fibras ópticas de medición de los espectros y por lo tanto, las distancias a más de 600 galaxias y quasares en una sola observación. Un conjunto diseñado a medida de las tuberías de software al mismo ritmo que el flujo de datos desde el telescopio. Las dos tecnologías claves que permitieron el SDSS, fibras ópticas y los detectores de imágenes digitales conocidos como CCD, fueron los descubrimientos galardonado con el Premio Nobel 2009 de Física

Durante su primera fase de las operaciones, 2000-2005, el SDSS fotografió más de 8.000 grados cuadrados del cielo en cinco bandpasses ópticas, y ha obtenido espectros de las galaxias y quásares seleccionados de 5.700 grados cuadrados de esa imagen. También obtuvo imágenes repetidas (cerca de 30 exploraciones) de una franja de 300 grados cuadrados en el límite sur Galáctico.

<span style="display: block; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium; text-align: justify;">Con el nuevo soporte financiero y una mayor colaboración entre ellas 25 instituciones de todo el mundo, el SDSS-II, llevado a cabo tres encuestas diferentes: > > > <span style="display: block; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium; text-align: justify;">Datos del SDSS han apoyado el trabajo fundamental a través de una extraordinaria gama de disciplinas astronómicos, incluyendo las propiedades de las galaxias, la evolución de los quásares, la estructura y las poblaciones estelares de la Vía Láctea, las galaxias enanas compañeras de la Vía Láctea y M31, asteroides y otros pequeños cuerpos del sistema solar, y la estructura a gran escala y contenido de materia y energía del universo. <span style="display: block; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium; text-align: justify;">El financiamiento para el SDSS y SDSS-II fue proporcionada por la Fundación Alfred P. Sloan, las instituciones participantes, la National Science Foundation, el Departamento de Energía de EE.UU., la Administración Nacional de Aeronáutica y del Espacio, el Monbukagakusho japonés, la Sociedad Max Planck, y el Consejo Superior de Educación de financiación para Inglaterra.
 * <span style="display: block; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium; text-align: justify;">El Sloan Legado, completando la original imagen del SDSS y las metas espectroscópicas. El último conjunto de datos incluye 230 millones de objetos celestes detectados en 8.400 grados cuadrados de imágenes y espectros de 930.000 galaxias, quásares y 120.000 225.000 estrellas . <span style="display: block; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium; text-align: justify;">
 * <span style="display: block; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium; text-align: justify;">SEGUE (la Extensión de Sloan para la comprensión y exploración galáctica) probaron la estructura y la historia de la galaxia, la Vía Láctea, con la nueva técnica de imagen de 3500 grados cuadrados y los espectros de 240.000 estrellas en una gran variedad de categorías en los campos seleccionados. <span style="display: block; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium; text-align: justify;">
 * <span style="display: block; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium; text-align: justify;">La Encuesta de Supernova Sloan,en ella llevó a cabo la repetición de una imagen de 300 grados cuadrados del sur de la franja ecuatorial para descubrir y medir objetos variables, supernovas y otros. En el curso de tres campañas de tres meses, la encuesta descubrió una supernova y confirmó supernovas de tipo Ia, que se utilizan para determinar la historia de la expansión cósmica acelerada en los últimos 4 mil millones de años. <span style="display: block; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium; text-align: justify;">

<span style="color: #800000; display: block; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium; text-align: justify;">**EXTENSIÓN DE SLOAN PARA LA COMPRENSIÓN Y EXPLORACIÓN GALÁCTICA** <span style="display: block; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium; text-align: justify;"> La formación y evolución de las galaxias es una de las cuestiones clave que enfrentan los astrónomos y cosmólogos de hoy.¿Cómo y cuándo las galaxias que iluminan nuestro Universo ensamblan sus diferentes componentes?¿Qué tipo de fusiones galácticas, adquisiciones y canibalismo de galaxias más pequeñas por parte de sus vecinos más grandes ocurrió cuando el Universo evolucionó? <span style="display: block; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium; text-align: justify;"> Nuestra galaxia, la Vía Láctea, ofrece una ventana única en este proceso. Es la única galaxia en la que podemos aspirar a estudiar en detalle las estrellas que marcan la actual estructura de la Galaxia y sirven como un registro fósil de miles de millones de años de la historia galáctica. SEGUE fue diseñado para explorar la estructura, historia de la formación, la cinemática, la evolución dinámica, la evolución química, la distribución de materia oscura de la Vía Láctea. Las imágenes y los espectros obtenidos por los astrónomos Segue permite asignar las posiciones y velocidades de cientos de miles de estrellas, desde leve, relativamente cercana (a menos de unos 100 pc o alrededor de 300 años-luz) antiguos rescoldos estelares conocidos como enanas blancas a las brillantes gigantes estelares situadas en los confines del halo estelar, alejadas más de 100.000 años-luz. Codificado dentro de los datos espectrales son la composición y la temperatura de estas estrellas, pistas vitales para determinar la edad y el origen de las diferentes poblaciones de estrellas en la galaxia. <span style="color: #800000; display: block; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium; text-align: justify;">**LOS TELESCOPIOS DEL SDSS** <span style="font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium;">Los telescopios del SDSS se encuentran en el Observatorio Apache Point (APO) en Sunspot, Nuevo México. El observatorio está rodeado por el Bosque Nacional Lincoln, en las montañas de Sacramento, y se sienta en una montaña de 9.200 metros sobre el nivel del mar, donde la atmósfera contiene poco vapor de agua y contaminantes pocos. Debido a que el sitio es tan alto y tan lejos de las grandes ciudades, el cielo nocturno vista desde APO es uno de los más oscuros en los Estados Unidos. Además de los telescopios del SDSS, la APO también alberga un telescopio de 3,5 metros y la New Mexico State University telescopio de 1,0 metros.
 * =<span style="color: #800000; display: block; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium; text-align: justify;">EL OBSERVATORIO APACHE PIONT =

<span style="font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium;">Debido a que el telescopio SDSS hará un mapa de todo el cielo, ha de producir imágenes enfocadas en un amplio campo de visión. Mayoría de los elescopios modernos, como los grandes telescopios Keck de 10 metros en Hawai, se utilizan para observar pequeños parches de cielo a la vez. Para ver una gran área del cielo a la vez, el telescopio SDSS se requiere un diseño diferente y compleja.
 * **<span style="color: #800000; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium; line-height: 24px;">EL TELESCOPIO PRINCIPAL DE 2,5 METROS **

<span style="font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium;">El interior del telescopio está dominada por dos espejos reflectantes. La luz se refleja en los espejos en un sistema de enfoque que incluye dos lentes correctivos, lo que minimiza la distorsión. El diagrama de la derecha muestra la forma en que la luz estelar entrante golpea el espejo primario de 2,5 metros, rebota y golpea el espejo más pequeño (1,08 metros) secundaria, entonces se refleja a través de un agujero en el espejo primario. La luz pasa a través de la primera lente para corregir y luego a través de la segunda lente en la parte superior de la cámara. El telescopio puede tomar imágenes enfocadas bruscamente desde una zona de tres grados, igual al diámetro de alrededor de 30 lunas llenas. <span style="display: block; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium; text-align: justify;">Aunque este diseño se parece a un típico telescopio tipo Cassegrain, las superficies de espejo son de una forma diferente, y el sistema de enfoque utiliza un elemento corrector adicional. La vivienda del telescopio es también único. La mayoría de los telescopios se mantienen dentro de las cúpulas, con sólo una pequeña abertura en la cúpula de observación.Sin embargo, esta disposición a menudo causa el calor queda atrapado dentro de la cúpula durante el día.Cuando el calor se libera en la noche, el calor se escape hace que la turbulencia del aire que difumina las imágenes del telescopio. Para evitar este problema, el telescopio SDSS se elimina por completo de su gabinete, y lleva su propia deflector de viento (la caja metálica alrededor del tubo del telescopio). <span style="display: block; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium; text-align: justify;"> Además del telescopio principal, el SDSS utiliza este telescopio de 0,5 metros fotométrico para controlar los cambios sutiles en la temperatura y presión atmosférica durante el curso de la encuesta. Esta información permite a los astrónomos para calibrar el brillo de un objeto se mide con el telescopio principal.
 * **<span style="color: #800000; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium;">EL TELESCOPIO FOTOMÉTRICO **

**<span style="color: #800000; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium;"> INSTRUMENTOS ** <span style="font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium;">El interior del telescopio SDSS contiene lo que podría ser la cámara más compleja jamás construida. La cámara incluye 30 sensores de luz electrónicos llamados dispositivos acoplados de carga (CCD) como el de la izquierda, cada uno de dos pulgadas cuadradas. Los CCD se disponen de cinco a una columna, y los científicos encierran cada columna en una cámara sellada al vacío.Para aumentar la sensibilidad, el nitrógeno líquido se enfría cada cámara a -80 grados centígrados. Cada CCD está compuesto por más de cuatro millones de elementos de imagen (píxeles) que liberan electrones cuando absorben luz. Los electrones se amplifican en señales electrónicas que pueden ser digitalizados, grabados en cinta y se alimenta en última instancia, en una computadora. Cada una de las cinco filas de CCD recibe la luz a través de un filtro de color diferente, de modo que cada fila registra el brillo de los objetos en un color diferente. Una noche de observación va a producir hasta 200 gigabytes de datos en una docena de cintas.
 * **<span style="color: #800000; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium;">LA CÁMARA CCD **

<span style="font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium;">A diferencia de una típica cámara, ésta no se ajusta una imagen fija. En su lugar, el telescopio está aparcado en una posición dada, y como la tierra gira, el cielo se mueve sobre la cámara, de arriba a abajo. Los electrones liberados por la luz entrante se mueven (o velocidad de reloj) a lo largo de los CCD a la misma velocidad que el cielo se mueve sobre la cámara, asegurando que la señal siempre se desprende de los mismos objetos. Cuando un electrón que se mueve golpea el borde de un CCD, que es leído a través de amplificadores. Esta lectura se hace de forma continua, resultando en tiras largas y delgadas del cielo captadas en una observación. Debido a que los sensores CCD tienen espacios entre ellos, para hacer un cuadro completo, el telescopio debe ser movido un poco, y una segunda tira, ligeramente desplazado fotografiado está. Un par de tiras se combinan en una única banda, que no tiene zonas vacías.

Un espectrógrafo, un aparato de prismas que dispersa la luz en muchos colores, mide la cantidad de objetos luminosos que se emiten en longitudes de onda diferentes.Esta información, llamada un "espectro", se puede utilizar para analizar la distancia, la composición y edad de cada objeto celeste. Astrónomos SDSS perforaron 640 agujeros en una placa de aluminio, cada agujero correspondiente a la posición de una estrella, galaxia, o quásar seleccionado. Los científicos tapan los agujeros con cables de fibra óptica. Las fibras captan la luz de los 640 objetos simultáneamente y los envía a dos espectrógrafos. Los espectrógrafos dividen la forma de luz de cada objeto en las formas y colores, y el espectro resultante se registran utilizando los sensores CCD. Cada espectro se mide desde 3800Å (azul) a 9200A (infrarrojo cercano) [1 Å = 10 -10 metros] de 2048 x 2048 CCD. Para aumentar la resolución de los datos de los espectrógrafos, la luz de cada objeto se divide en un medio azul y un medio rojo, y el espectro de cada objeto se registra en un CCD separado. La división se realiza mediante un divisor de haz con un recubrimiento especial. El revestimiento refleja la media azul del espectro permitiendo al mismo tiempo el medio rojo a transmitir. Debido a que la luz se divide, cuatro imágenes se crean para cada observación espectroscópica: tanto una imagen de color rojo y azul para el espectrógrafo de # 1 y también por el espectrógrafo # 2. Las placas de enchufe están colocadas en el plano focal del telescopio, al igual que la cámara CCD. En una buena noche, los astrónomos del SDSS utilizan entre seis y nueve platos,para la obtención de espectros de hasta 5.000 objetos. El espectrógrafo guarda todas las galaxias observadas por el estudio de imagen con una magnitud de 17,8 o más brillante. La encuesta tiene previsto obtener más de un millón de espectros de galaxias - treinta veces más que cualquier encuesta de galaxia lejana actualmente disponible. Además de la obtención de espectros de galaxias, el SDSS tiene previsto dirigirse a 100.000 quásares (los candidatos seleccionados en base a sus colores), decenas de miles de estrellas y muchos otros objetos, tales como rayos X y las fuentes de radio.
 * **<span style="color: #800000; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium; line-height: 24px;">LOS ESPECTRÓGRAFOS **


 * <span style="color: #800000; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium;">PRIMEROS DESCUBRIMIENTOS **

<span style="display: block; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium; text-align: justify;">Los asteroides son objetos pequeños hechos de roca o metal que la órbita del sol. La mayoría de los asteroides se encuentran entre las órbitas de Marte y Júpiter, aproximadamente 200 a 400 millones de kilómetros de el sol. Ellos órbita alrededor del sol con la suficiente rapidez, y lo suficientemente cerca de la Tierra, que se mueven durante los cinco minutos que se necesitan para el SDSS para buscar un pedazo de cielo. Asteroides muy rápidos aparecen como rayas de colores en las imágenes del SDSS; lentos asteroides aparecen como dos o tres puntos de colores juntos.En 2001, un equipo de científicos dirigidos por el SDSS Zeljko Ivezic, de Princeton, utilizó el canal de datos de imágenes para encontrar más de 10.000 asteroides en los datos del SDSS. El equipo estudió los brillos de aprender acerca de sus tamaños y de los asteroides de los asteroides colores para aprender acerca de sus composiciones. El equipo llegó a dos conclusiones importantes de este estudio. <span style="display: block; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium; text-align: justify;"> En primer lugar, los científicos concluyeron que el cinturón de asteroides probablemente contiene cerca de 500.000 asteroides - sólo el 25% hasta los astrónomos que se pensaba. En segundo lugar, los científicos del SDSS confirmó las sugerencias previas de que el cinturón de asteroides es en realidad dos cinturones: un cinturón interior de asteroides rocosos y un cinturón exterior de asteroides helados. Los científicos demostraron que los asteroides pueden ser clasificados en estas dos cintas basadas sólo en sus colores, un proceso mucho más rápido que otros métodos. El SDSS seguirá siendo un recurso valioso para los científicos: el equipo del SDSS estima que la encuesta final descubrirá 100.000 asteroides <span style="display: block; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium; text-align: justify;">Las enanas marrones son los eslabones que faltan en la historia del universo: los objetos son demasiado grandes para ser planetas, pero demasiado pequeñas para ser estrellas. Durante cuarenta años, los científicos han sabido que debe existir, pero ya que no emiten luz de las reacciones nucleares, que son muy tenues y difíciles de ver. Las enanas marrones son de dos tipos. Las enanas Clase L tiene alrededor de 50 a 80 veces la masa de Júpiter, mientras que las clases enanas T tiene alrededor de 20 a 50 veces la masa de Júpiter. Clase T enanos son más frescas y más débiles que las enanas L de clase. En el momento en el SDSS se inició en 1998, diez años de búsqueda se había producido un puñado de clase L enanas marrones y sólo una clase enana T marrón. <span style="display: block; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium; text-align: justify;">Pero en 1999, los astrónomos del SDSS Xiaohui Fan y Michael Strauss de Princeton encontró un objeto tenue rojo en los datos del SDSS. Cuando miró a su espectro, se encontraron con una línea para el metano - una señal clara de una enana T de clase. Dos semanas más tarde, Zlatan Tsvetanov y Wei Zheng, de la Universidad Johns Hopkins encontró otra enana T de clases en los datos del SDSS. Los astrónomos están ahora estudiando los dos objetos estrechamente relacionados - aunque los científicos ahora saben con certeza que las enanas marrones existen, todavía sabemos muy poco acerca de ellos. Todas las galaxias, incluyendo nuestra propia Vía Láctea, tienen delgadas esféricas "halos" de las estrellas que los rodean. Los astrónomos tienen dos teorías acerca de dónde provenía de estos halos. O bien el halo se formó primero, y la galaxia se condensaron a partir de ellos, o el halo se formaron más tarde, construida a partir de las galaxias más pequeñas que se estrellaron en la galaxia principal. Hicieron diagramas HR de las estrellas en estas áreas de espesor - gráficos que muestran cómo los diferentes tipos de brillantes estrellas brillan. Los diagramas que hicieron tenían un aspecto similar a los diagramas de una pequeña galaxia llamada Galaxia enana de Sagitario, que orbita la Vía Láctea. Este descubrimiento sugiere que las estrellas en estas cinco áreas de grosor del halo de la Vía Láctea se retiró de la Enana de Sagitario por la gravedad de la Vía Láctea. Estas áreas dan soporte a la idea de que los halos galácticos se construyen a lo largo del tiempo, como pequeño accidente galaxias en los más grandes.Los astrónomos del SDSS han estado tratando de decidir entre las dos teorías. Un equipo dirigido por Heidi Newberg del Instituto Politécnico Rensselaer y Brian Yanny de Fermilab cuidadosamente trazada una gran parte del halo de la Vía Láctea. Ellos encontraron cinco secciones en las que el halo era inusualmente gruesa. <span style="display: block; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium; text-align: justify;">Por cerca de 25 años, los astrónomos han sabido que lo que vemos no es todo lo que hay. En los mediados de 1970, Vera Rubin, un astrónomo del Instituto Carnegie de Washington, estudió la rotación de las galaxias y se dio cuenta de que debe contener la materia mucho más de lo que podía ver. Otros estudios demostraron que alrededor del 90% de la materia en el universo no emite luz - que es "materia oscura". Aunque los científicos sabían entonces que la materia oscura tiene que existir, que todavía no sabía qué era ni dónde estaba escondido. <span style="display: block; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium; text-align: justify;">Fischer y McKay suman las imágenes manchadas de galaxias distantes alrededor de 30.000 galaxias cercanas, suponiendo que las variaciones al azar en forma de galaxias que se cancelan, pero el efecto de lente gravitatoria que se suman. Luego, se utilizó un programa de ordenador para encontrar lo que la distribución de masa en las galaxias cercanas que se requiere para generar el efecto de lente observado.En 1999, un equipo de astrónomos del SDSS dirigido por Phillippe Fischer y Timothy McKay, de la Universidad de Michigan se propuso encontrar la materia oscura en las galaxias cercanas. Ellos utilizaron una técnica llamada "lente gravitacional" predicho por la Teoría General de la Relatividad de Einstein. <span style="display: block; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium; text-align: justify;">Los objetos masivos como galaxias doblar los rayos de luz que viajan cerca de ellos, al igual que una lente de cristal lo hace. Así que cuando nos fijamos en una galaxia distante detrás de una galaxia cercana, la luz de la galaxia distante se inclinó, y la galaxia distante se verá difuminada.Sin embargo, la cantidad de manchas es muy pequeño, menos de 1% de la anchura de la galaxia. Dado que las galaxias se ven borrosas en cualquier caso, los astrónomos tienen dificultades para decir la cantidad de manchas se debe a la lente gravitatoria de la galaxia cercana. Ellos encontraron que las galaxias eran dos veces más grande que nadie había pensado previamente. De hecho, la materia oscura de la Vía Láctea, probablemente se extiende hasta el momento que toque la materia oscura de la galaxia de Andrómeda, a 2 millones de años luz (18,921,600,000,000,000,000 kilómetros) de distancia! Así que ahora los astrónomos saben que gran parte de la materia oscura del universo forma parte de galaxias como la nuestra. Pero todavía no sé qué es la materia oscura. <span style="display: block; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium; text-align: justify;">Debido a que la luz viaja a una velocidad finita de alrededor de 300.000 kilómetros por segundo, que tarda la luz mucho tiempo para llegar de quasares para nosotros. Debido a este retardo de tiempo, cuando vemos a un quásar, estamos viendo como era hace millones de años. Por lo tanto, el estudio de los quásares pueden decirnos muchas cosas sobre los inicios del universo.Los cuásares, galaxias con centros muy activos, son los objetos más distantes en el universo. Un quásar típico es el tamaño de nuestro Sistema Solar, sino que produce tanta energía como una galaxia entera. Debido a que los quásares son tan brillantes, los podemos ver en la Tierra a pesar de que están muy lejos. <span style="display: block; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium; text-align: justify;">El SDSS ha sido especialmente diseñado para encontrar cuásares. De hecho, desde 1998, el SDSS ha descubierto 26 de los 30 quásares más distantes jamás vistas. En el año 2000, un equipo de científicos del SDSS encuentra el cuásar más lejano - un cuásar que emite su luz cuando el universo tenía menos de una décima parte de su edad actual. A finales de la encuesta, los astrónomos del SDSS esperan encontrar 100.000 quásares, diez veces más que eran conocidos antes de la encuesta. <span style="display: block; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium; text-align: justify;">Tan pronto como los astrónomos descubrieron los cuásares distantes, comenzaron a pensar en maneras que podrían utilizarlos para entender los inicios del universo. En 1965, Jim Gunn (que pasó a trabajar para SDSS) y Bruce Peterson, de Caltech, predijo que los quásares distantes debe mostrar evidencia de la final de la edad oscura cósmica. Pero hasta hace poco, nadie había visto nunca un objeto distante lo suficiente como para comprobar su predicción. Alrededor de un millón de años después del Big Bang, el universo estaba lleno de un gas de átomos de hidrógeno de espesor. Los átomos de hidrógeno absorben la luz ultravioleta y, por lo que cualquier luz que viaja a través del universo temprano era rápidamente absorbida por un átomo de hidrógeno. El universo estaba a oscuras. Con el tiempo, el gas se agruparon para formar las primeras estrellas, que empezaron a emitir luz -, pero esta luz también se absorbe rápidamente. Con el tiempo, las estrellas se convirtió en lo suficientemente brillante que su luz tenía suficiente energía para romper los átomos de hidrógeno en protones y electrones.Después de este paso, la luz puede pasar libremente a través del universo. La edad oscura cósmica había terminado. <span style="display: block; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium; text-align: justify;"> Gunn y Peterson se dio cuenta de que incluso una pequeña cantidad de átomos de hidrógeno restantes - tan poco como 1 átomo restante por cada 100.000 roto - debe tener suficiente de un efecto que se observa en el espectro de un objeto distante. Gunn y Peterson predijo que los astrónomos deberían ver a un "canal" en la parte ultravioleta del espectro de un objeto - menos luz de lo previsto -, debido a los átomos de hidrógeno restantes. Este efecto se llama el "Gunn-Peterson a través", y los astrónomos comenzaron a buscarlo. En el verano de 2001, Robert Becker, del Laboratorio Nacional Lawrence Livermore en California dirigió un equipo de astrónomos que examinaban el espectro del cuásar distante se muestra arriba. El equipo de Becker encontró un inconfundible Gunn-Peterson a través del espectro del cuásar. Debido a que el cuásar estaba tan lejos, su punto más bajo fue trasladado desde el ultravioleta al infrarrojo. El descubrimiento del equipo puso fin a una búsqueda de casi 40 años. Los astrónomos del SDSS se verá ahora de Gunn-Peterson canales en otros cuásares distantes para tratar de obtener una mejor comprensión del efecto.
 * **<span style="color: #800000; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium;">ASTEROIDES **
 * **<span style="color: #800000; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium;">LAS ENANAS MARRONES **
 * **<span style="color: #800000; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium;">LOS HALOS GALÁCTICOS **
 * **<span style="color: #800000; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium;">MATERIA OSCURA **
 * **<span style="color: #800000; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium;">LOS QUASARES DISTANTES **
 * **<span style="color: #800000; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium;">LA DEPRESIÓN DE GUNN - PETERSON **

<span style="display: block; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium; text-align: justify;"><span style="color: #800000; display: block; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium; text-align: justify;">**COMUNICADO DE LOS DATOS DEL SDSS**
 * **<span style="color: #800000; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium;"> LOS DATOS DE LA VERSIÓN 6 **

<span style="display: block; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium; text-align: justify;"> La sexta publicación de los datos (DR6) de la Sloan Digital Sky Survey fue anunciado el 29 de junio de 2007. La cobertura espacial de DR6 es de aproximadamente 7% mayor que la de DR5. Los datos fotométricos de DR6 se basan en observaciones de imágenes de cinco bandas de 8520 grados cuadrados del cielo, e incluir medidas de 300 millones de objetos únicos. En base a estos datos fotométricos, los objetos se seleccionaron para la espectroscopia sobre un área de la huella de 6860 grados cuadrados. DR-5 incluye derivados parámetros espectroscópicos para 1.163.520 espectros, clasificados en 792,680 154,925 galaxias, estrellas y quásares 104,140.

<span style="display: block; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium; text-align: justify;"> DR6 contiene también la primera versión de los datos de la SEGUE (Extensión de Sloan para la comprensión y exploración galáctica) del programa, que es uno de los tres componentes de SDSSII : El Estudio del legado, SEGUE y el relevamientno de supernovas <span style="display: block; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium; text-align: justify;"> El SEGUE datos de imágenes está disponible en una base de datos independiente en el CAS, SegueDR6, mientras que los espectros SEGUE son parte de la base de datos principal, BestDR6. Puede navegar por los datos de imagen de Segue en el sitio de SkyServer SEGUE. Los espectros SEGUE están en lasplacas de Segue especiales en la base de datos BestDR6. ||


 * **<span style="color: #800000; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium;">LOS DATOS DE LA VERSIÓN 5 **

<span style="font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium;">Publicación de datos 5 (DR5) era de dominio público el 28 de junio de 2006.La cobertura espacial de DR5 es de aproximadamente 20% mayor que la de DR4. Los datos fotométricos en DR5 se basan en observaciones de imágenes de cinco bandas de 8000 grados cuadrados del cielo, e incluir medidas de 215 millones de objetos únicos. <span style="font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium;">En base a estos datos fotométricos, los objetos se seleccionaron para la espectroscopia sobre un área de la huella de 5740 grados cuadrados. DR-5 incluye derivados parámetros espectroscópicos para 1.048.960 espectros, clasificados en 674,749 192,982 galaxias, estrellas y quásares 90,611. ||


 * **<span style="color: #800000; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium;">DATOS RELEASE 4 **

<span style="font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium;">Publicación de datos 4 (DR4) se hizo pública el 27 de junio de 2005. La cobertura espacial de DR4 es de aproximadamente 25% mayor que la de DR3. Los datos fotométricos en DR4 se basan en observaciones de imágenes de cinco bandas de 6670 grados cuadrados del cielo, e incluir medidas de 180 millones de objetos únicos. <span style="font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium;">En base a estos datos fotométricos, los objetos se seleccionaron para la espectroscopia sobre un área de la huella de 5320 grados cuadrados. DR4 incluye estos espectros, con derivados de los parámetros espectroscópicos, de 672,640 objetos. DR4 también incluye el adicional 133.760 espectros de objetos seleccionados utilizando una variedad de algoritmos alternativos. ||
 * **<span style="color: #800000; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium;">DATOS DE LA VERSIÓN 3 **
 * **<span style="color: #800000; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium;">DATOS DE LA VERSIÓN 3 **

<span style="font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium;">El Sloan Digital Sky Survey publicó su tercera publicación de los datos (DR3) al público el 27 de septiembre de 2004.DR3 es de alrededor de 1,6 veces el tamaño de DR2 en la cobertura espacial. Los datos fotométricos en DR3 se basan en observaciones de imágenes de cinco bandas de 5282 grados cuadrados del cielo, e incluir medidas de 141 millones de objetos únicos. <span style="font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium;">En base a estos datos fotométricos, los objetos se seleccionaron para la espectroscopia sobre un área de la huella de 4188 grados cuadrados. DR3 incluye estos espectros, con derivados de los parámetros espectroscópicos, de 528,640 objetos. ||
 * **<span style="color: #800000; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium;">DATOS RELEASE 2 **
 * **<span style="color: #800000; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium;">DATOS RELEASE 2 **

<span style="font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium;">El Sloan Digital Sky Survey publicó su segunda entrega (DR2) el 15 de marzo de 2004. DR2 es de aproximadamente 1,5 veces el tamaño de DR1 en la cobertura espacial. Los datos fotométricos en DR2 se basan en observaciones de imágenes de cinco bandas de 3324 grados cuadrados del cielo, e incluyen medidas de 88 millones de objetos únicos. <span style="font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium;">En base a estos datos fotométricos, los objetos fueron seleccionados para la espectroscopia de una densidad superficial de alrededor de 120 candidatos extragalácticas por grado cuadrado. DR2 incluye estos espectros, con derivados de los parámetros espectroscópicos, por más de 295.000 galaxias y cuásares. ||
 * **<span style="color: #800000; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium;">DATOS RELEASE 1 **
 * **<span style="color: #800000; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium;">DATOS RELEASE 1 **

<span style="font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium;">El primer oficial de lanzamiento de Datos (DR1) del SDSS fue el 11 de junio de 2003. DR1 incluye datos reprocesados ​​de la publicación del informe temprano.(Reprocesamiento, que los datos no son exactamente idénticas de la EDR, sin embargo.) Los datos fotométricos en DR1 se basan en observaciones de imágenes de cinco bandas de 2099 grados cuadrados del cielo, e incluyen medidas de 53 millones de objetos únicos. <span style="font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium;">DR1 incluye parámetros espectroscópicos para más de 150.000 galaxias y cuásares. ||
 * **<span style="color: #800000; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium;">LOS DATOS DE LIBERACION TEMPRANA **
 * **<span style="color: #800000; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium;">LOS DATOS DE LIBERACION TEMPRANA **

<span style="font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium;">La publicación de los datos temprana de la Sloan Digital Sky Survey se compone de cinco imágenes de la banda y los parámetros medidos para todas las fuentes detectadas, así como espectros, y otros parámetros de desplazamientos al rojo espectroscópicos. Si bien estos datos se derivan de la puesta en carreras de observación, la calidad de los datos y calibraciones ya soportan una amplia gama de aplicaciones científicas. <span style="font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium;">Los productos de datos disponibles incluyen: un catálogo que contiene los objetos detectados y su imagen asociada y los parámetros o atributos espectrales, de 3 colores imágenes en formato JPEG, las imágenes de datos en formato FITS, y el espectro, tanto en formato GIF y FITS. La EDR cubre alrededor de 462 grados cuadrados. || <span style="display: block; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium; text-align: justify;"> **<span style="color: #800000; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium;">El SDSS LEGADO <span style="color: #800000; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium; line-height: 24px;">CIENTÍFICO ** <span style="display: block; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium; text-align: justify;">Los datos finales que figuran a partir SDSS-I/II contiene más de 12.000 grados cuadrados de la imagen (8400 grados cuadrados en el Estudio del Legado, 3500 grados cuadrados de Segue, y las imágenes complementarias de la M31 y otros campos de baja latitud galáctica). El catálogo derivado de estas imágenes incluye más de 350 millones de objetos celestes. Los 300 grados cuadrados del Sur Banda Ecuatorial se ha escaneado más de 20 veces en SDSS-I y más de 40 veces en el relevamiento de supernovas SDSS-II. El conjunto final de datos también incluye los espectros de 930.000 galaxias, quásares y estrellas 120.000 460.000. Los datos, totalmente calibrados y reducido, cuidadosamente seleccionados por su calidad y accesible a través de bases de datos eficientes, han hecho público en una serie de publicaciones de datos anuales, que culminó en SDSS DR7 Datos del SDSS han apoyado una enorme gama de investigaciones científicas de los astrónomos de todo el mundo. Una buena introducción popular a la ciencia del SDSS (sobre todo las preguntas cosmológicas que proporcionaron gran parte de la motivación original para el SDSS) se puede encontrar en el Boletin del Museo Americano de Historia de Ciencias Naturales <span style="display: block; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium; text-align: justify;">Aquí enumeramos algunos aspectos destacados entre los muchos descubrimientos realizados por el SDSS. En algunos casos, estos descubrimientos surgieron a lo largo de múltiples investigaciones, repartidas en varios años, aquí se enumeran más o menos en orden cronológico de las primeras investigaciones. Dado que los últimos datos del SDSS sólo ahora están siendo analizados por primera vez, la lista de los avances científicos sigue creciendo. > > > > > > > > > > > > > > <span style="display: block; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium; text-align: justify;">La mitad de estos logros fueron algunos de los "objetivos de diseño" original del SDSS, pero la otra mitad eran del todo inesperado, o no se espera que sea tan excitante o de gran alcance, ya que resultó ser. El SDSS también ha jugado un papel importante en la formación de nuevas generaciones de científicos destacados. Más de 70 tesis de doctorado sobre la base de datos del SDSS se realizaron bajo la supervisión de los participantes del SDSS (y probablemente muchos más con los datos públicos).
 * <span style="display: block; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium; text-align: justify;">El descubrimiento de los quásares más distantes, alimentados por agujeros negros supermasivos en el Universo temprano: Estos sistemas son notables en sí mismas, y mediante la iluminación de su entorno que nos permiten investigar la transición de un Universo lleno de hidrógeno neutro a un universo ionizado lleno de y protones y electrones libres. <span style="display: block; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium; text-align: justify;">
 * <span style="display: block; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium; text-align: justify;">El descubrimiento de una gran población de objetos sub-estelares: En el extremo opuesto de los quásares, el SDSS descubrió un gran número de NOK estrellas, no lo suficientemente masivo para iniciar la fusión nuclear en sus núcleos. En conjunto, el SDSS y la de dos Micron All Sky Survey (2MASS) han producido las muestras de datos principales de los estudios sistemáticos de objetos sub-estelares. <span style="display: block; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium; text-align: justify;">
 * <span style="display: block; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium; text-align: justify;">Cartografiar la distribución de masas extendidas alrededor de las galaxias con lente gravitatoria débil: Las galaxias están rodeadas por halos de materia oscura ", pero antes de que el SDSS en la medida de estos halos se deduce sólo de manera indirecta. Los análisis de la SDSS utiliza la sutil distorsión gravitacional de las formas de las galaxias de fondo para demostrar que los halos de materia oscura por lo general se extienden a casi un millón de años luz). <span style="display: block; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium; text-align: justify;">
 * <span style="display: block; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium; text-align: justify;">La caracterización sistemática de la población de galaxias: Al proporcionar imágenes de alta calidad, distancias, y las masas estelares y las edades de los cientos de miles de galaxias, el SDSS transformado el estudio de propiedades de las galaxias y las correlaciones entre ellos en una ciencia estadística precisa, dando ideas de gran alcance en el los procesos físicos que gobiernan la formación de galaxias. <span style="display: block; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium; text-align: justify;">
 * <span style="display: block; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium; text-align: justify;">La demostración de la subestructura omnipresente en la Vía Láctea exterior: mapas del SDSS de la distribución de las estrellas muestran que el halo estelar de la Vía Láctea está llena de subestructura compleja, probablemente, una firma de su acumulación jerárquica de componentes más pequeños. Y los datos del SDSS Segue muestran que los movimientos de las estrellas se correlacionan con su composición química, proporcionando una prueba más de que el halo estelar de hoy en día es una mezcla de familias distintas de estrellas. El SDSS también ha identificado a miles de las estrellas más primitivas químicamente en la galaxia, lo que permitirá conocer mejor las épocas iniciales de la formación estelar cósmico. <span style="display: block; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium; text-align: justify;">
 * <span style="display: block; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium; text-align: justify;">Demostración del origen común de las familias de asteroides dinámicos: A través de la identificación de los objetos que se mueven en los datos de imágenes, el SDSS ha aumentado considerablemente el número de asteroides conocidos y siempre colores precisamente medidas para ellos. Estos datos dan una mejor determinación de la distribución del tamaño de asteroides, y muestran que los miembros de las familias dinámicas también tienen colores distintivos, lo que demuestra su origen común. <span style="display: block; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium; text-align: justify;">
 * <span style="display: block; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium; text-align: justify;">Precisión de la medición de la distribución de la luminosidad de los cuásares: El SDSS se ha mapeado precisamente el auge y caída de la población de los cuásares, los objetos más luminosos del Universo, y por lo tanto el crecimiento de los agujeros negros supermasivos que les de poder. <span style="display: block; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium; text-align: justify;">
 * <span style="display: block; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium; text-align: justify;">Medidas de precisión de estructura a gran escala y las limitaciones cosmológicas: Las mediciones precisas de agrupación, hecho posible por el enorme tamaño y de alta integridad de los mapas del SDSS galaxia, proporcionan restricciones de gran alcance en el asunto y el contenido de energía del Universo y de la naturaleza y el origen de la fluctuaciones primordiales que sembraron el crecimiento de la estructura cósmica. <span style="display: block; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium; text-align: justify;">
 * <span style="display: block; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium; text-align: justify;">Medición precisa de la estructura de principios con el bosque Lyman-alfa: Cada espectro SDSS cuásar asigna la distribución de absorción de gas de hidrógeno a lo largo de su línea de visión (el "bosque Lyman-alfa"). Los números enormes de los cuásares SDSS han hecho posible medir la agrupación de la distribución de materia oscura subyacente con alta precisión, en épocas cuando el Universo tenía sólo el 10% al 25% de su edad actual. <span style="display: block; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium; text-align: justify;">
 * <span style="display: block; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium; text-align: justify;">La caracterización detallada de la agrupación a pequeña escala e intermedia de las galaxias: En las escalas de decenas de miles a decenas de millones de años luz, los mapas de galaxias SDSS permite mediciones precisas de la agrupación de muchas clases diferentes de las galaxias (definido por la luminosidad, edad, forma, y otras propiedades). Estos a su vez, permitir que las pruebas fuertes de las teorías de formación de galaxias y la determinación estadística de la relación entre las galaxias y halos de materia oscura. <span style="display: block; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium; text-align: justify;">
 * <span style="display: block; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium; text-align: justify;">El descubrimiento de muchos nuevos compañeros de la Vía Láctea y Andrómeda: análisis cuidadosos de los mapas estelares SDSS han revelado nuevos compañeros nueve galaxias enanas de la Vía Láctea, casi igual al número encontrado en los últimos 70 años, así como dos nuevos compañeros de la galaxia de Andrómeda. Estos descubrimientos transformar la situación del problema de satélites `` falta'', que es uno de los principales retos en la formación de la comprensión de galaxias en un Universo dominado la materia oscura. <span style="display: block; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium; text-align: justify;">
 * <span style="display: block; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium; text-align: justify;">El descubrimiento de estrellas que escapaban de la Galaxia: Un pequeño número de estrellas del halo galáctico han velocidades cercanas o superior a la velocidad de escape. Estas estrellas han de haber sido expulsado por violentos encuentros gravitacionales con el agujero negro supermasivo en el centro de la galaxia. Proporcionan información sobre las condiciones en el Centro Galáctico y de la forma, la masa, y la extensión total de halo de la Galaxia de materia oscura. <span style="display: block; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium; text-align: justify;">
 * <span style="display: block; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium; text-align: justify;">Descubrimiento de las firmas de oscilación acústicos en el agrupamiento de las galaxias: El SDSS logró la primera detección clara de esta señal largamente pronosticada cosmológica, un efecto de las ondas sonoras que viajan en el universo temprano y caliente imprimir una escala característica en la distribución de las galaxias. Este descubrimiento abre la puerta a un nuevo método de medición cosmológica que es la clave para BOSS, el mayor estudio de SDSS-III. <span style="display: block; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium; text-align: justify;">
 * <span style="display: block; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium; text-align: justify;">Las mediciones de la agrupación de los quásares en un amplio rango de tiempo cósmico: El enorme tamaño del catálogo SDSS cuásar permite realizar mediciones de la estructura a gran escala del Universo que llegan a grandes distancias y por lo tanto investigar los primeros tiempos. Las recientes mediciones muestran que los quásares más distantes se agrupan mucho más fuertemente que los sistemas cercanos, lo que implica que residen en las concentraciones masivas de materia oscura. Las mediciones también se están utilizando para poner a prueba los modelos de crecimiento y abastecimiento de combustible de los agujeros negros supermasivos que el poder de la población cuásar. <span style="display: block; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium; text-align: justify;">

**<span style="color: #800000; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium;">EL RELEVAMIENTO DE SUPERNOVAS SDSS ** <span style="display: block; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium; text-align: justify;">El relevamiento de supernovas SDSS fue uno de los tres componentes (junto con los herederos y SEGUE encuestas) del SDSS-II, una extensión de 3 años de la original del SDSS que operaba desde julio de 2005 a julio de 2008. La Encuesta de Supernova fue una encuesta el dominio del tiempo, con la participación de imagen se repita la misma región del cielo todas las noches, el tiempo lo permite. La motivación principal era científica para detectar y medir las curvas de luz de varios cientos de supernovas a través de exploraciones repetidas de la franja ecuatorial del SDSS Sur 82 (alrededor de 2,5 ° de ancho por ~ 120 ° de longitud). <span style="display: block; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium; text-align: justify;">A lo largo de tres campañas de tres meses (septiembre-noviembre 2005-7), SDSS-II SN descubierta y medida multi-banda curvas de luz de 500 ~ Tipo espectroscópicamente confirmó las supernovas Ia, en el rango de desplazamiento al rojo z = 0.05-0.4. Además, hemos cosechado unos cuantos cientos de curvas de luz de supernovas Ia que no tuvieron la oportunidad de confirmar espectroscópicamente, pero para los que estamos midiendo corrimientos al rojo de galaxias huésped después del hecho. La encuesta también descubrió alrededor de 80 espectroscópicamente confirmó núcleo de supernovas de colapso (tipos de supernovas Ib / c y II). <span style="display: block; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium; text-align: justify;">La muestra de supernovas SDSS, con una calibración fotométrica excelente, va a aportar nuevos conocimientos sobre la energía oscura y los conocimientos en la sistemática de las supernovas Ia como candelas estándar calibrados e indicadores cosmológicos de distancia. Es un complemento de las encuestas recientes que se han dirigido tanto a los regímenes más bajos y mayor corrimiento al rojo. La colaboración lleva a cabo un rápido espectroscópicas el seguimiento de otros telescopios para la gran mayoría de alta calidad SN candidatos IA, con el objetivo de confirmar el tipo SN y la determinación de corrimiento al rojo de acogida galaxia. Espectroscópicos de seguimiento telescopios incluyen el Telescopio Hobby-Eberly, el ARC de 3,5 metros, el Telescopio de Nueva Tecnología, el Telescopio Óptico Nórdico, el Hiltner 2,4 metros en el MDM, Subaru, el Observatorio Nacional Kitt Peak de 4 metros, el Keck de 10 - metros, el Telescopio William Herschel, y Magallanes.Además, un número de estos objetos fueron seguidos con fotometría de IR cercano por el Proyecto Supernova Carnegie y por el Very Large Telescope.

<span style="color: #800000; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium;">LA COLABORACIÓN DEL SDSS III
<span style="display: block; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium; text-align: justify;">La colaboracion del SDSS III incluye muchas instituciones de todo el mundo.Las consultas de las partes interesadas a unirse a la colaboración son bienvenidos. Para una descripción detallada de SDSS-III, consulte la Descripción del proyecto, disponible como un documento PDF.La financiación de SDSS-III ha sido proporcionada por la Fundación Alfred P. Sloan, las instituciones participantes, la National Science Foundation y el Departamento de EE.UU. de la Oficina de Energía de la Ciencia. <span style="display: block; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium; text-align: justify;">SDSS-III está gestionado por el Consorcio de Investigación Astrofísica de las instituciones participantes de la Colaboración del SDSS-III, incluyendo la Universidad de Arizona, el Grupo de Participación de Brasil, Laboratorio Nacional de Brookhaven, la Universidad de Cambridge, la Universidad Carnegie Mellon, la Universidad de Florida, la participación francesa Grupo, el Grupo de la participación de Alemania, la Universidad de Harvard, el Instituto de Astrofísica de Canarias, el Estado de Michigan / Notre Dame / JINA participación del grupo, la Universidad Johns Hopkins, Lawrence Berkeley National Laboratory, del Instituto Max Planck de Astrofísica, del Instituto Max Planck para Física Extraterrestre, New Mexico State University, New York University, Universidad Estatal de Ohio, Pennsylvania State University, University of Portsmouth, la Universidad de Princeton, el Grupo de Participación Española en la Universidad de Tokio, la Universidad de Utah, la Universidad de Vanderbilt, la Universidad de Virginia, la Universidad de Washington y la Universidad de Yale Universidad.

**<span style="color: #800000; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium;">SDSS-III: CUATRO ENCUESTAS EJECUTADAS SIMULTÁNEAMENTE ** <span style="display: block; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium; text-align: justify;">SDSS-III se compone de cuatro encuestas realizadas en el telescopio de 2.5m misma: el Observatorio de Apache Point Experimento Evolución Galáctica (APOGEE ) la Encuesta de Oscilación Bariónica espectroscópica ( Boss ), el exoplaneta Multi-Objeto APO velocidad radial de gran área de estudio MARAVILLAS), y la Extensión de Sloan para la comprensión y exploración galáctica 2 ( SEGUE-2). JEFE se centra en la cartografía del Universo en las escalas más grandes, creando el mayor volumen mapa tridimensional de las galaxias jamás creados. SEGUE-2 y en el apogeo se centran en la estructura y evolución de nuestra galaxia, la Vía Láctea. MARAVILLAS busca estrellas muy cercanas en busca de evidencia de "exoplanetas" que les rodean. The Boss y los programas de Segue-2 requieren "oscuro" momento en que la Luna es menor que 60% de iluminación, o por debajo del horizonte. Los programas de APOGEE y de maravillas se ejecutan durante el resto de "brillante" el tiempo.

**<span style="color: #800000; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium;">CIENCIA ** <span style="display: block; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium; text-align: justify;">El original Sloan Digital Sky Survey y SDSS-II tiene un legado científico rico.Los descubrimientos realizados con los datos del SDSS han incluido: > > > <span style="font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium;">SDSS-III se basa en el legado del SDSS y SDSS-II para generar datos de alta calidad científica y de hacer nuevos descubrimientos importantes. SDSS-III ha sido diseñado para maximizar la comprensión de los tres temas científicos: > > >
 * <span style="display: block; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium; text-align: justify;">La detección del pico acústicas de bariones en el agrupamiento de las galaxias <span style="display: block; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium; text-align: justify;">
 * <span style="display: block; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium; text-align: justify;">Mapeo de corrientes de estrellas que quedan de las fusiones de galaxias de la Vía Láctea, así como el descubrimiento de nuevas galaxias enanas muchas compañeras de la Vía Láctea <span style="display: block; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium; text-align: justify;">
 * <span style="display: block; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium; text-align: justify;">Los quásares más lejanos conocidos <span style="display: block; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium; text-align: justify;">
 * <span style="display: block; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium; text-align: justify;">Enfriar las enanas marrones, la mayor muestra de espectroscópicamente confirmados enanas blancas (por ahora), y muchas otras clases de estrellas inusuales
 * <span style="display: block; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium; text-align: justify;">La energía oscura y los parámetros cosmológicos <span style="display: block; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium; text-align: justify;">
 * <span style="display: block; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium; text-align: justify;">La estructura, la dinámica y la evolución química de la Vía Láctea <span style="display: block; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium; text-align: justify;">
 * <span style="display: block; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium; text-align: justify;">La arquitectura de los sistemas planetarios <span style="display: block; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium; text-align: justify;">

**<span style="color: #800000; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium;">SDSS-III EDUCACIÓN Y DIFUSIÓN PUBLICA ** <span style="display: block; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium; text-align: justify;">SDSS-III continúa el legado de SDSS-II y SDSS en el suministro de datos de alta calidad y materiales para el público y los educadores. Esto incluye la creación del Servidor del Cielo, así como los datos que proporcionan, y el apoyo, para el proyecto Galaxy Zoo.

**<span style="color: #800000; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium;">SERVIDOR DEL CIELO ** <span style="display: block; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium; text-align: justify;">El Servidor del cielo, este sitio presenta los datos del SDSS para mostrar al público, los educadores y estudiantes de todas las edades la belleza del Universo, y compartir con estos diferentes públicos nuestro entusiasmo a medida que construimos el mapa más grande en la historia del mundo. Se proporcionan herramientas para explorar más de 80 millones de galaxias y hemos elaborado guías para ayudar a los usuarios aprender a utilizar estas herramientas. Hay proyectos adecuados para los alumnos que van desde los niños hasta los estudiantes universitarios interesados ​​en aprender sobre el universo y guías para el instructor para los profesores interesados ​​en utilizar los proyectos con sus alumnos en el aula.

**<span style="color: #800000; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium;">GALAXY ZOO Y ZOONIVERSE ** <span style="display: block; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium; text-align: justify;">El proyecto Galaxy Zoo original basado en los datos del SDSS ha dado lugar a una Zooniverse de otros proyectos científicos exitosos y populares de los ciudadanos. Estos proyectos ayudan a los científicos a entender el Universo como la gente es mucho mejor que las computadoras en la clasificación de los millones de imágenes de galaxias recogidos por SDSS. Usted podría incluso ser la primera persona que vea una de las galaxias (o de cráteres lunares) que se clasifican a si te involucras con uno de estos parques zoológicos: > > > **<span style="color: #800000; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium;">COLABORACIONES Y ALIANZAS ** <span style="display: block; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium; text-align: justify;">Como parte del programa SDSS-III EPO, nuestro equipo ha creado materiales para estudiantes y educadores a través de una serie de colaboraciones y alianzas, incluyendo: > >
 * <span style="display: block; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium; text-align: justify;">Galaxy Zoo: Tienes la oportunidad de ver la belleza y la maravilla de los confines más lejanos del Universo, mientras que los científicos ayudar a entenderlo mejor mediante la determinación de formas de las galaxias. Hasta el momento, más de 250.000 voluntarios han producido una gran cantidad de datos mediante la clasificación de millones de galaxias, lo que ha dado lugar a numerosas publicaciones científicas. <span style="display: block; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium; text-align: justify;">
 * <span style="display: block; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium; text-align: justify;">Galaxy Zoo Fusiones: Usted recibe para ayudar a los científicos a averiguar lo que sucede cuando las galaxias colisionan, comparando las imágenes del SDSS de galaxias en colisión reales a las imágenes simuladas creadas por los científicos para tratar de entender cómo las colisiones de galaxias realmente a suceder. <span style="display: block; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium; text-align: justify;">
 * <span style="display: block; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium; text-align: justify;">Moon Zoo: Tienes la oportunidad de ver la Luna como nunca has visto antes por la clasificación de los cráteres y otras características de la superficie en un esfuerzo por ayudar a los científicos a entender mejor la historia antigua de 4 mil millones de años de la Luna. <span style="display: block; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium; text-align: justify;">
 * <span style="display: block; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium; text-align: justify;">Centro de Astronomia de la Educacion (CAE) <span style="display: block; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium; text-align: justify;">
 * <span style="font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium;">Colaboracion de académicos de enseñanza de Astronomía <span style="font-family: Arial,Helvetica,sans-serif;"> (CATS)
 * <span style="display: block; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium; text-align: justify;">Citizien Science Alliance (CSA)

<span style="display: block; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium; text-align: justify;">Algunas páginas relacionadas con Galaxy Zoo son: >
 * <span style="color: #800000; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium;">ENLACES DE INTERÉS **
 * <span style="color: #008000; display: block; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium; text-align: justify;">[] <span style="color: #008000; display: block; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium; text-align: justify;">

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 * <span style="color: #008000; display: block; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium; text-align: justify;">[]
 * <span style="color: #008000; display: block; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium; text-align: justify;">[]

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 * <span style="color: #008000; display: block; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium; text-align: justify;">[] <span style="color: #008000; display: block; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium; text-align: justify;">


 * <span style="color: #008000; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium;">[]

<span style="color: #008000; display: block; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium; text-align: justify;">
 * Para saber mas sobre las galaxias da clic aqui

<span style="color: #800000; display: block; font-family: Arial,Helvetica,sans-serif; font-size: medium; text-align: justify;">**VIDEOS**
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