Hubblovo hlboké pole

Hubblovo hlboké pole

Hubblovo hlboké pole (angl. Hubble Deep Field, skratka: HDF) je obrázok s rozmerom 3 x 3 oblúkovej minúty vo Veľkom voze, bez slabých hviezd alebo blízkej skupiny galaxií, v ktorom Hubblov vesmírny ďalekohľad zaznamenal v roku 1995 na zloženej snímke 1500 galaxií v rôznom štádiu vývoja".

Tento obrázok tvorí asi jednu 24 milióntinu celej oblohy, čo z hľadiska uhlovej veľkosti zodpovedá tenisovej loptičke vo vzdialenosti 100 metrov. Obrázok bol zostavený z 342 samostatných expozícií nasnímaných pomocou Wide Field and Planetary Camera 2 Hubblovho ďalekohľadu v priebehu desiatich po sebe nasledujúcich dní medzi 18. a 28. decembrom 1995.

Pole je také malé, že zo samostatných hviezd Mliečnej cesty sa v ňom nachádza len niekoľko, a teda takmer všetky z 3 000 objektov na obrázku sú galaxie, z ktorých niektoré patria medzi najmladšie a najvzdialenejšie známe galaxie. Tým, že odhalil tak veľký počet veľmi mladých galaxií sa obrázok HDF stal medzníkom v štúdiu raného vesmíru.

Tri roky po pozorovaní HDF bol podobne zobrazený región na južnej nebeskej pologuli a bol pomenovaný Hubblovo južné hlboké pole. Pozorovaná podobnosť medzi týmito dvoma regiónmi posilnila presvedčenie, že vesmír je jednotný vo veľkých mierkach, a že Zem zaberá typický región vo vesmíre (kozmologický princíp). Širší, ale plytší prieskum sa uskutočnil aj ako súčasť veľkého prieskumu Origins Deep Survey.

V roku 2004 bol po niekoľkých mesiacoch svetelnej expozície vytvorený hlbší obrázok, známy ako Hubblovo ultrahlboké pole (HUDF). Obrázok HUDF bol v tom čase najcitlivejším astronomickým obrazom, aký bol kedy urobený pri viditeľných vlnových dĺžkach, a zostal ním až do vydania Hubblovho extrémne hlbokého poľa (XDF) v roku 2012.

Koncepcia

Jedným z kľúčových cieľov astronómov, ktorí navrhli Hubbleov vesmírny ďalekohľad(teleskop), bolo použitie jeho vysokého optického rozlíšenia na štúdium vzdialených galaxií na úroveň detailov, ktorá nebola možná z povrchu Zeme. Hubble, umiestnený nad atmosférou, sa vyhýba atmosférickému vzduchovému žiareniu, ktoré mu umožňuje snímať citlivejšie snímky viditeľného a ultrafialového svetla, ako je možné získať pomocou pozemných teleskopov pozorujúcich vo viditeľnej časti spektra. (ak je možná dobrá adaptívna optická korekcia na viditeľných vlnových dĺžkach, pozemné teleskopy na 10 m môžu byť konkurencieschopné). Aj keď zrkadlo ďalekohľadu malo pri spustení ďalekohľadu v roku 1990 sférickú aberáciu, stále sa dalo použiť na snímanie vzdialenejších galaxií, ako sa predtým dalo dosiahnuť. Pretože svetlu trvá miliardy rokov, než sa dostane na Zem z veľmi vzdialených galaxií, vidíme ich tak, ako boli pred miliardami rokov; rozšírenie rozsahu tohto výskumu na stále vzdialenejšie galaxie teda umožňuje lepšie porozumieť tomu, ako sa vyvíjajú.

Po korekcii sférickej aberácie počas misie Space Shuttle STS-61 v roku 1993 sa použili vylepšené zobrazovacie schopnosti ďalekohľadu na štúdium čoraz vzdialenejších a slabších galaxií. Stredne hlboký prieskum (MDS) použil fotoaparát Wide Field and Planetary Camera 2 (WFPC2) na vytváranie hlbokých snímok náhodných polí, zatiaľ čo iné nástroje sa používali na plánované pozorovania. Súčasne sa ďalšie špecializované programy zameriavali na galaxie, ktoré už boli známe pozemným pozorovaním. Všetky tieto štúdie odhalili podstatné rozdiely medzi vlastnosťami galaxií dnes a tými, ktoré existovali pred niekoľkými miliardami rokov.

Až 10% pozorovacieho času HST je určených ako režisérov diskrečný čas (DD) a zvyčajne sa udeľuje astronómom, ktorí chcú študovať neočakávané prechodné javy, ako sú supernovy. Keď sa ukázalo, že Hubbleova korekčná optika funguje dobre, Robert Williams, vtedajší riaditeľ Vesmírneho teleskopického vedeckého ústavu, sa rozhodol venovať v roku 1995 podstatnú časť svojho času DD štúdiu vzdialených galaxií. Špeciálny poradný výbor inštitútu odporučil, aby sa WFPC2 použilo na zobrazenie „typickej“ oblohy vo vysokej galaktickej šírke pomocou niekoľkých optických filtrov. Bola zriadená pracovná skupina na vývoj a implementáciu projektu.

Výber cieľa

Pole vybrané pre pozorovania muselo spĺňať niekoľko kritérií. Muselo byť vo vysokej galaktickej šírke, pretože prach a zakrývajúca hmota v rovine disku Mliečnej dráhy bránia pozorovaniu vzdialených galaxií v nízkych galaktických šírkach. Cieľové pole sa muselo vyhnúť známym jasným zdrojom viditeľného svetla (ako sú napríklad hviezdy v popredí) a infračervené, ultrafialové a röntgenové žiarenie, aby sa uľahčilo neskoršie štúdium na mnohých vlnových dĺžkach objektov v hlbokom poli, a tiež sa muselo nachádzať v oblasti s nízkym infračerveným „cirrusom“ v pozadí, pričom rozptýlená, múdra infračervená emisia je pravdepodobne spôsobená horúcimi prachovými zrnami v chladných oblakoch plynného vodíka (oblasti HI) .

Tieto kritériá obmedzili oblasť potenciálnych cieľových oblastí. Rozhodlo sa, že cieľ by mal byť v Hubbleových „zónach nepretržitého pozorovania“ (CVZ) - v oblastiach oblohy, ktoré nie sú počas Hubblovej obežnej dráhy zakryté Zemou alebo Mesiacom. Pracovná skupina sa rozhodla sústrediť na severnú CVZ, aby ďalekohľady na severnej pologuli, ako sú napríklad Keckove ďalekohľady, ďalekohľady Národného observatória Kitt Peak a VLA (Large Large Array), mohli vykonávať následné pozorovania.

Pôvodne bolo identifikovaných dvadsať polí, ktoré spĺňajú tieto kritériá, z ktorých boli vybrané tri optimálne kandidátske polia, všetko v konštelácii Veľkej medvedice. Pozorovania rádiovým snímkom s VLA vylúčili jedno z týchto polí, pretože obsahovalo jasný rádiový zdroj a konečné rozhodnutie medzi ostatnými dvoma bolo vykonané na základe dostupnosti vodiacich hviezd v blízkosti poľa: Hubbleove pozorovania zvyčajne vyžadujú dvojicu blízkych hviezd, na ktorých sa môžu teleskopické snímače Fine Guidance Sensors počas expozície uzamknúť, ale vzhľadom na dôležitosť pozorovaní HDF vyžadovala pracovná skupina druhú sadu sprievodných sprievodných hviezd. Pole, ktoré bolo nakoniec vybrané, sa nachádza na rektascenzii 12 h 36 m 49,4 s a deklinácii + 62 ° 12 '58 ″; [6] [7] má plochu približne 2,6 arcminút, alebo plochu 1/12 Mesiaca. Táto oblasť predstavuje približne 1/24 000 000 z celkovej plochy oblohy.

Hubblovo hlboké pole

Pozorovanie

Po výbere poľa sa musela vypracovať stratégia pozorovania. Dôležitým rozhodnutím bolo určiť, ktoré filtre budú použité na pozorovania; WFPC2 je vybavený štyridsiatimi ôsmymi filtrami vrátane úzkopásmových filtrov izolujúcich konkrétne emisné línie astrofyzikálneho záujmu a širokopásmových filtrov užitočných na štúdium farieb hviezd a galaxií. Výber filtrov, ktoré sa majú použiť pre HDF, závisel od „priepustnosti“ každého filtra - celkového podielu svetla, ktorým umožňuje priechod - a dostupného spektrálneho pokrytia. Požadovali sa filtre s čo najmenším prekrývaním pásiem. Nakoniec sa vybrali štyri širokopásmové filtre so stredom pri vlnových dĺžkach 300 nm (takmer ultrafialové), 450 nm (modré svetlo), 606 nm (červené svetlo) a 814 nm (takmer infračervené). Pretože kvantová účinnosť Hubbleových detektorov pri vlnovej dĺžke 300 nm je pomerne nízka, šum pri pozorovaní pri tejto vlnovej dĺžke je spôsobený skôr šumom CCD než pozadím oblohy; tieto pozorovania by sa teda mohli vykonávať v čase, keď by vysoký šum v pozadí poškodil účinnosť pozorovaní v iných priepustných pásmach. V období od 18. do 28. decembra 1995 - v tom čase Hubble obiehal Zem približne 150-krát - bolo vybratých 342 snímok cieľovej oblasti vo vybratých filtroch. Celkové expozičné časy pri každej vlnovej dĺžke boli 42,7 hodín (300 nm), 33,5 hodiny (450 nm), 30,3 hodiny (606 nm) a 34,3 hodiny (814 nm), rozdelené do 342 jednotlivých expozícií, aby sa zabránilo významnému poškodeniu jednotlivých snímok kozmickými lúčmi, ktoré spôsobujú jasné pruhy, keď narážajú na detektory CCD. Ďalších 10 dráh Hubble sa použilo na krátke vystavenie priľahlých polí, aby sa uľahčilo následné pozorovanie inými nástrojmi.

Spracovanie dát

Vytvorenie konečného kombinovaného obrazu pri každej vlnovej dĺžke bolo zložitým procesom. Jasné pixely spôsobené dopadmi kozmického žiarenia počas expozícií boli odstránené porovnaním expozícií rovnakej dĺžky, ktoré boli odobraté jeden po druhom, a identifikáciou pixelov, ktoré boli ovplyvnené kozmickými lúčmi pri jednej expozícii, ale nie druhej. Na pôvodných obrázkoch sa nachádzali stopy vesmírnych trosiek a umelých satelitov a boli dôkladne odstránené. Rozptýlené svetlo zo Zeme bolo zrejmé asi v štvrtine dátových rámcov, čo na obrázkoch vytvorilo viditeľný vzor „X“. Toto bolo odstránené nasnímaním obrázka ovplyvneného rozptýleným svetlom, jeho zarovnaním s neovplyvneným obrazom a odpočítaním neovplyvneného obrázka od postihnutého. Výsledný obrázok sa vyhladil a potom sa mohol odpočítať od svetlého rámu. Tento postup odstránil takmer všetky rozptýlené svetlo z postihnutých snímok. Keď bolo 342 jednotlivých snímok očistených o zásahy kozmickým žiarením a opravené na rozptýlené svetlo, museli sa skombinovať. Vedci zapojení do pozorovaní HDF boli priekopníkmi v technike nazývanej „mrholenie“, pri ktorej sa mierka zameriavania ďalekohľadu medzi súbormi expozícií nepatrne menila. Každý pixel na čipoch WFPC2 CCD zaznamenal plochu oblohy 0,09 arcsekundy naprieč, ale zmenou smeru, v ktorom ďalekohľad ukazoval menej ako medzi expozíciami, sa výsledné snímky skombinovali pomocou sofistikovaných techník spracovania obrazu, aby sa získal konečný uhol rozlíšenie lepšie ako táto hodnota. Obrazy HDF vytvorené pri každej vlnovej dĺžke mali konečnú veľkosť pixelov 0,03985 sekundy. Spracovanie údajov poskytlo štyri monochromatické obrázky (pri 300 nm, 450 nm, 606 nm a 814 nm), jeden na každej vlnovej dĺžke. Jeden obrázok bol označený ako červený (814 nm), druhý ako zelený (606 nm) a tretí ako modrý (450 nm) a tri obrázky sa spojili, čím sa získal farebný obrázok. [3] Pretože vlnové dĺžky, pri ktorých boli obrázky nasnímané, nezodpovedajú vlnovým dĺžkam červeného, ​​zeleného a modrého svetla, farby na výslednom obrázku poskytujú iba približnú reprezentáciu skutočných farieb galaxií v obraze; výber filtrov pre HDF (a väčšinu snímok z Hubbleovho teleskopu) bol navrhnutý primárne s cieľom maximalizovať vedeckú užitočnosť pozorovaní a nie vytvárať farby zodpovedajúce tomu, čo by ľudské oko skutočne vnímalo.

Obsah

Konečné obrázky boli zverejnené na stretnutí Americkej astronomickej spoločnosti v januári 1996 a odhalili množstvo vzdialených slabých galaxií. Na obrázkoch bolo možné identifikovať približne 3 000 rôznych galaxií , pričom boli jasne viditeľné nepravidelné aj špirálové galaxie, hoci niektoré galaxie v poli majú len niekoľko pixelov. Vo všetkých sa predpokladá, že HDF obsahuje menej ako dvadsať galaktických hviezd v popredí; zďaleka väčšina objektov v teréne sú vzdialené galaxie. V HDF je asi päťdesiat modrých objektov. Zdá sa, že mnohé sú spojené s blízkymi galaxiami, ktoré spolu tvoria reťazce a oblúky: pravdepodobne ide o oblasti intenzívnej tvorby hviezd. Ďalšími môžu byť vzdialené kvasary. Astronómovia spočiatku vylúčili možnosť, že niektoré z bodových objektov sú biely trpaslíci, pretože sú príliš modré na to, aby boli v súlade s teóriami vývoja bieleho trpaslíka, ktoré v tom čase prevládali. Novšia práca však zistila, že mnoho bielych trpaslíkov sa s pribúdajúcim vekom stáva modrejšou, čo podporuje myšlienku, že HDF môže obsahovať biele trpaslíky.

Hubblov vesmírny ďalekohľad (teleskop) (HST) pomenovaný poľa Edwina Hubbla. Bol vynesený na obežnú dráhu v roku 1990 raketoplánom Discovery

Vedecké výsledky

Údaje o HDF poskytovali kozmológom mimoriadne bohatý materiál na analýzu a do konca roku 2014 súvisiace vedecké práce týkajúce sa obrázka dostali viac ako 900 citácií. Jedným z najzákladnejších nálezov bol objav veľkého počtu galaxií s vysokými hodnotami červeného posunu. Ako sa vesmír rozpína, vzdialenejšie objekty sa od Zeme vzďaľujú rýchlejšie, o čom hovorí Hubblov Zákon. Svetlo z veľmi vzdialených galaxií je významne ovplyvnené kozmologickým červeným posunom. Kým boli známe kvazary s vysokým červeným posunom, pred vytvorením snímok HDF bolo známych veľmi málo galaxií s červeným posunom väčším ako jeden. HDF však obsahoval veľa galaxií s červeným posunom až šesť, čo zodpovedá vzdialenostiam približne 12 miliárd svetelných rokov. Kvôli červenému posunu nie sú najvzdialenejšie objekty v HDF (lymské zlomené galaxie) v Hubbleových snímkach skutočne viditeľné; môžu byť detekované iba na snímkach HDF nasnímaných na dlhších vlnových dĺžkach pozemnými ďalekohľadmi. Galaxie HDF obsahovali podstatne väčší podiel narušených a nepravidelných galaxií ako miestny vesmír; zrážky a fúzie galaxií boli v mladom vesmíre častejšie, pretože boli oveľa menšie ako dnes. Predpokladá sa, že sa pri zrážke špirál a nepravidelných galaxií vytvárajú obrovské eliptické galaxie. Bohatstvo galaxií v rôznych fázach ich vývoja tiež umožnilo astronómom odhadnúť zmeny v rýchlosti tvorby hviezd počas celého života vesmíru. Zatiaľ čo odhady červených posunov galaxií HDF sú trochu surové, astronómovia sa domnievajú, že k tvorbe hviezd došlo pri maximálnej rýchlosti pred 8 až 10 miliardami rokov a odvtedy sa znížil asi desaťkrát. Ďalším dôležitým výsledkom z HDF bol veľmi malý počet prítomných hviezd v popredí. Astronómovia sa celé roky zmätili nad povahou temnej hmoty, hmoty, ktorá sa zdá byť nedetekovateľná, ale z ktorých pozorovania vyplynulo, že tvorí okolo 85% všetkej hmoty vo vesmíre podľa hmotnosti. Jedna teória spočívala v tom, že temná hmota by sa mohla skladať z masívnych astrofyzikálnych kompaktných halo objektov (MACHO) - slabých, ale masívnych objektov, ako sú červené trpaslíky a planéty vo vonkajších oblastiach galaxií. HDF však preukázal, že vo vonkajších častiach našej galaxie nebolo významné množstvo červených trpaslíkov.

Spitzerov teleskop (SIRFT) pomenovaný podľa Rymana Spitzera

Viacfrekvenčné sledovanie

Objekty s veľmi vysokým červeným posunom (Lyman-break galaxie) sa nedajú vidieť vo viditeľnom svetle a zvyčajne sa detegujú namiesto toho v infračervených alebo submilimetrových vlnových dĺžkach HDF. Pozorovania pomocou infračerveného vesmírneho observatória (ISO) naznačujú infračervenú emisiu z 13 galaxií viditeľných na optických obrazoch, ktorá sa pripisuje veľkému množstvu prachu spojeného s intenzívnou tvorbou hviezd. Infračervené pozorovania sa uskutočnili aj pomocou vesmírneho teleskopu Spitzer. Submillimeter pozorovania poľa boli vykonané s SCUBA na James Clerk Maxwell Telescope, spočiatku detegovať 5 zdrojov, aj keď s veľmi nízkym rozlíšením. Pozorovali sa aj ďalekohľady Subaru na Havaji. Röntgenové pozorovanie pomocou röntgenového observatória Chandra odhalilo v HDF šesť zdrojov, o ktorých sa zistilo, že zodpovedajú trom eliptickým galaxiám, jednej špirálovitej galaxii, jednému aktívnemu galaktickému jadru a jednému extrémne červenému objektu, ktoré sa považujú za vzdialenú galaxiu obsahujúcu veľké množstvo prachu absorbujúce jeho emisie modrého svetla. Pozemné rádiové snímky nasnímané pomocou VLA odhalili v HDF sedem rádiových zdrojov, z ktorých všetky zodpovedajú galaxiám viditeľným na optických obrazoch. Toto pole sa skúmalo aj pomocou rádiového teleskopu Westerbork Synthesis Radio a so súborom rádiových ďalekohľadov MERLIN pri 1,4 GHz; kombináciou máp VLA a MERLIN vytvorených pri vlnových dĺžkach 3,5 a 20 cm sa nachádzalo 16 rádiových zdrojov v pole HDF-N, s mnohými ďalšími v priľahlých poliach. Rádiové snímky niektorých jednotlivých zdrojov v teréne boli vytvorené v Európskej sieti VLBI pri 1,6 GHz s vyšším rozlíšením ako mapy Hubbleovho teleskopu.

Následné pozorovania HST

V roku 1998 bol vytvorený náprotivok HDF na južnej nebeskej pologuli: HDF-Juh. Vytvorený pomocou podobnej stratégie pozorovania, bol HDF-S veľmi podobný vzhľadu ako pôvodný HDF. To podporuje kozmologický princíp, že vesmír je vo svojej najväčšej miere homogénny. Prieskum HDF-S používal vesmírny teleskopický zobrazovací spektroskop (STIS) a prístroje blízkej infračervenej kamery a viacposchodové spektrometre (NICMOS) nainštalované na HST v roku 1997; Hubbleovo hlboké pole sa odvtedy opakovane pozorovalo pomocou WFPC2, ako aj pomocou nástrojov NICMOS a STIS. Porovnaním prvého a druhého epochového pozorovania HDF-N bolo zistených niekoľko udalostí supernovy. Širší prieskum, ale menej citlivý, sa uskutočnil ako súčasť hlbokého prieskumu o pôvode veľkých observatórií; časť z toho sa potom pozorovala dlhšie na vytvorenie Hubbleovho ultrahĺbkového poľa, ktoré bolo najcitlivejším obrazom optického hlbokého poľa po celé roky , kým sa v roku 2012 nedokončilo hlboké pole Hubble eXtreme . Obrázky z poľa Extreme Deep Field alebo XDF boli 26. septembra 2012 sprístupnené viacerým mediálnym agentúram. Obrázky zverejnené na XDF ukazujú galaxie, o ktorých sa predpokladá, že sa vytvorili v prvých 500 miliónoch rokov po Veľkom tresku.

Súhvezdie Veľký voz

Iné projekty

Commons

• Commons ponúka multimediálne súbory na tému Hubblovo hlboké pole

Externé odkazy

• Zhrnutie vedeckých výsledkov prameniacich z HDF

Zdroje

Tento článok je čiastočný alebo úplný preklad článku Hubble Deep Field na anglickej Wikipédii (číslo revízie nebolo určené).