A Hubble Deep Field ( HDF ) az Ursa Major csillagkép egy kis területéről készült felvétel, amelyet a Hubble Űrteleszkóp készített . A képen látható terület 5,3 négyzetpercnyi ívnek felel meg [ 1 ] , ami körülbelül 1⁄ 28 000 000 az égi gömb területének. A képet a Hubble teleszkópra telepített Wide Field and Planetary Camera 2 ( Eng. Wide Field and Planetary Camera 2 - WFPC2 ) 342 egyedi képéből állították össze . A kép több napon keresztül készült - 1995. december 18-tól december 28-ig [ 2] .
A régió olyan kicsi, hogy a Tejútrendszerben csak néhány előtérben lévő csillag található . Így a képen látható majdnem mind a 3000 objektum galaxis .
2004 -ben készült egy mélyebb kép, Hubble Ultra Deep Field (HUDF) [3] néven . Megalkotása tizenegy napos megfigyelést vett igénybe. 2012-ben megjelent egy új, még mélyebb kép - a Hubble Extreme Deep Field (XDF), amely a valaha készült legmélyebb és legérzékenyebb csillagászati kép lett látható hullámhosszon [4] .
A Hubble Űrteleszkópot tervező csillagászok egyik legfontosabb célja az volt, hogy a távcső nagy optikai felbontását felhasználva távoli galaxisokat is nagyon finom részletességgel tanulmányozzanak, amely korábban nem volt elérhető [1] . A földi teleszkópokkal ellentétben az űrben lévő teleszkópot nem érintik a légköri torzítások. Ez lehetővé teszi, hogy sokkal nagyobb érzékenységű képeket kapjunk a látható és az ultraibolya spektrumban, mint a Föld felszínéről származó képek . Mivel a nagyon távoli galaxisokból származó fény útja évmilliókat és milliárdokat vesz igénybe, olyannak látjuk őket, amilyenek nagyon régen voltak. Az ilyen jellegű tanulmányok jobb képet adnak a galaxisok eredetéről, fejlődéséről és fejlődéséről [5] .
A megfigyelésre kiválasztott területnek több kritériumnak kellett megfelelnie:
Ezek a kritériumok jelentősen korlátozták a megfigyelhető területeket [1] .
Úgy döntöttek, hogy a célpont a Hubble teleszkóp „összefüggő megfigyelési zónájában” (CVZ-k) lesz – az égbolt azon tartományában, amelyet a távcső keringése közben nem takar el a Föld vagy a Hold . A munkacsoport úgy döntött, hogy az északi "összefüggő megfigyelési zónára" összpontosít, hogy nyomon követhető megfigyeléseket lehessen végezni az északi féltekén lévő teleszkópok, például a Very Large Array és a Keck Observatory Telescope [1] [6] segítségével .
Kezdetben húsz olyan területet találtak, amelyek mindegyik kritériumnak megfeleltek, ezek közül választottak ki három optimális területet. Minden kiválasztott terület az Ursa Major csillagképben volt. A további rádiós megfigyelések kizárták az egyik ilyen régiót, amely fényes rádióforrást tartalmazott. A két fennmaradó terület közötti választás során a végső döntést az egyik közelében elhelyezkedő " navigációs csillagok " figyelembevételével hozták meg: a Hubble-teleszkóppal történő megfigyelésekhez általában több szomszédos csillag jelenléte is szükséges, amely szerint a távcső finom pozicionáló érzékelői ( Fine Guidance Sensors ) rögzíti a megfigyelési területet. Végül egy régiót választottak, amely 12 óra 36 m 49,4 s jobbra emelkedésben és +62° 12′ 58″ deklinációban található [7] .
Miután eldöntötték a megfigyelési területet, a tudósok elkezdték fejleszteni a módszertanát. Meg kellett határozni, hogy a WFPC2-vel felszerelt 48 szűrő közül (beleértve a keskeny sávú, specifikus spektrális vonal- szigetelő és szélessávú szűrőket) melyiket használjuk a megfigyelésekhez. A választás az egyes szűrők " sávszélességétől " függött . Sáváteresztő szűrők használata erősen nemkívánatos volt.
Ennek eredményeként négy szélessávú szűrőt választottak: 300 nm, 450 nm (kék fény), 606 nm (piros fény) és 814 nm [8] . Mivel a Hubble érzékelőinek kvantumhatékonysága 300 nm-en nagyon alacsony, az ezen a hullámhosszon végzett megfigyelések zaja elsősorban a CCD -zajnak köszönhető, nem pedig az égi háttérzajnak. Így ezek a megfigyelések akkor végezhetők el, ha a nagy háttérzaj rontaná a megfigyelések teljesítményét más sávszélességeken.
A kiválasztott szűrők segítségével a célterületről tíz napos folyamatos megfigyelések során készültek felvételek, amelyek során a Hubble megközelítőleg 150-szer kerülte meg a Földet a pályáján [9] . A teljes megfigyelési idő minden hullámhosszon: 48,93 [10] óra (300 nm), 36,52 [10] óra (450 nm), 34,94 [ 10] óra (606 nm) és 34,86 [10] óra (814 nm). A megfigyeléseket 342 különálló "szakaszra" osztották fel, hogy elkerüljék a kép bizonyos területeinek jelentős károsodását a fényes sávok miatt, amelyek akkor keletkeznek, amikor kozmikus sugarak hatnak a CCD-mátrix érzékelőkre.
A különböző hullámhosszokon kapott képek kombinálása során a kozmikus sugárzásnak kitett képpontokat eltávolították . Több egymás után készített kép összehasonlítása kimutatta, hogy az egyik képen a kozmikus sugarak által érintett pixelek vannak, a másikon viszont nem. Űrtörmelék és mesterséges műholdak nyomait is gondosan eltávolították a képekről. [1] [11] [12]
A töredékek körülbelül negyede egyértelműen a Földről érkező szórt fényt mutatta. A fényességi hiba megszüntetése érdekében ezeket a töredékeket a szórt fény által nem befolyásolt képek szintjéhez igazították. A kapott képet kisimítottuk. Ezzel az eljárással szinte minden szórt fényt eltávolítottak a képekről. [1] [10] [13]
Miután 342 különálló képről eltávolítottuk a hibákat, ezeket egyesítettük. A WFPC2 CCD-mátrixának minden pixele 0,09 ívmásodpercnyi területnek felelt meg . Minden következő kép részben átfedte az előzőt. Kifinomult feldolgozási módszerek alkalmazásával (speciális " Dizzle " algoritmus [14] [15] ) a képeket kombinálták, és a végső képen minden hullámhosszon 0,04 ívmásodperc volt a pixelméret [15] [16] .
Az adatfeldolgozás négy monokróm kép készítését tette lehetővé , mindegyik hullámhosszon egy-egy. Színes képpé egyesítése önkényes folyamat volt, mivel a képek készítésének hullámhossza nem egyezik a vörös, zöld és kék fény hullámhosszával. A végső kép színei csak hozzávetőlegesen adják a galaxisok tényleges színeit. A HDF szűrőinek megválasztása (mint a legtöbb Hubble-kép esetében) elsősorban a megfigyelések tudományos hasznosságának maximalizálására irányult, nem pedig a vizuálisan észlelt színegyezések közvetítésére. [17]
A végső kép körülbelül 3000 galaxis képét tartalmazza, az előtérben kimondottan szabálytalan és spirális galaxisoktól a háttérben alig látható, mindössze néhány pixel méretű galaxisokig. Általánosságban elmondható, hogy a HDF-en feltehetően egy tucatnál kevesebb előtérben lévő csillag található, míg az objektumok többsége távoli galaxis. Sok galaxis kölcsönhatásba lép egymással, láncokat és íveket alkotva, és valószínűleg intenzív csillagkeletkezési területek.
A HDF-kép adatai rengeteg anyagot szolgáltattak a tudósoknak az elemzéshez. A csillagászati szakirodalomban 2005-ig mintegy 400, a HDF alapján készült közlemény (tanulmány, cikk) jelent meg. Az egyik legalapvetőbb eredmény nagyszámú nagy vöröseltolódású galaxis felfedezése volt . Abban az időben nagyszámú nagy vöröseltolódású kvazárt ismertek , míg nagyon kevés nagy vöröseltolódású galaxist. A HDF-képen számos galaxis található, amelyek vöröseltolódási értéke nagyobb, mint 6, ami nagyjából 12 milliárd fényév távolságnak felel meg . A HDF-régió legtávolabbi objektumai nem láthatók a Hubble-képeken, és csak a földi teleszkópokkal más hullámhosszon készített felvételeken észlelhetők. [tizennyolc]
A HDF kép nagyszámú szabálytalan galaxist tartalmaz . Úgy gondolják, hogy az óriási elliptikus galaxisok a spirális és a szabálytalan galaxisok közötti kölcsönhatás során jönnek létre . A galaxisok kiterjedt halmaza fejlődésük különböző szakaszaiban lehetővé tette a csillagászok számára, hogy új információkat szerezzenek a csillagkeletkezési folyamatokról .
A csillagászok sok éven át fejtörést okoznak a sötét anyag természetén , amelynek tömege nem detektálható, de amely megfigyelések és számítások szerint az Univerzum tömegének körülbelül 23%-át [19] teszi ki, valamint a sötét energiát . negatív nyomást és egyenletesen kitölti az Univerzum teljes terét . A sötét energia az Univerzum összes alkotóelemének 72%-át [19] teszi ki.
Az egyik elmélet szerint a sötét anyag masszív asztrofizikai kompakt haloobjektumokból állhat – gyengén világító masszív objektumokból, például vörös törpékből a galaxisok külső régióiban. Ezt az elméletet a HDF kép nem támasztotta alá; nem találtak rajta nagyszámú vörös törpét.
A HDF mérföldkő a megfigyelési kozmológiában, és eddig ennek a területnek a nagy részét nem tanulmányozták. 1995 óta számos vizsgálatot és megfigyelést végeztek földi és űrteleszkópokkal a hullámok széles skáláján: a rádióhullámoktól a röntgensugárzásig. [18] [20]
Sok nagy vöröseltolódású objektumot észleltek a HDF régión belül földi teleszkópok, különösen a James Clerk Maxwell Telescope segítségével [ 1 ] . Ezen objektumok nagy vöröseltolódása lehetetlenné tette észlelésüket a látható hullámhossz-tartományban, és csak más hullámhosszon (infravörös, szubmilliméteres hullámok) végzett megfigyelések tették lehetővé. [1] [6]
Az Infrared Space Observatory ( ISO ) megfigyelései 13 galaxis infravörös emisszióját észlelték optikai képeken. Ezek a galaxisok nagy mennyiségű "csillagközi port" tartalmaznak, amely az intenzív csillagkeletkezéshez kapcsolódik. A földi műszerekkel, például a VLA -val készített rádiófelvételek 5 rádióforrást [21] tártak fel a HDF-ben (eredetileg 14 [22] , de csak 5 maradt meg a megfigyelési hibák miatt), amelyek mindegyike egy-egy galaxisnak felelt meg a látható hullámhossz-tartományban.
1998 -ban a HDF-hez hasonló képet készítettek, de az égbolt déli féltekén található - a Hubble Deep Field South . A kép a HDF analógiájával és ugyanazzal a módszerrel készült. A kapott kép nagyon hasonlít a HDF-hez, ami megerősíti a kozmológiai elvet , amely az univerzum globális szintű homogenitásáról beszél.
| Hubble Űrteleszkóp | |
|---|---|
| Műszerek a fedélzeten |
|
| Eltávolított eszközök |
|
| ingaküldetések |
|
| Figyelemre méltó képek (zárójelben az adatgyűjtés évei) |
|
| Összefüggő | |