Hubble Deep Field Dél

A Hubble Deep Field South a Hubble Űrteleszkóp Wide Field és Planetary Camera 2 kamerájával  készült több száz képből álló összetett kép . A megfigyelésekre 1998 szeptemberében és októberében került sor . Ez a kép a Hubble Deep Field után készült . Amíg az optikai képeket a WFPC2-vel készítették, a szomszédos területeket egy rögzítő spektrográf és egy közeli infravörös több objektum spektrométer segítségével figyelték meg .

Tervezés

Egy újabb mélymezős kép létrehozásának indoklása az volt, hogy a déli féltekén lévő obszervatóriumok ugyanolyan mély optikai képet kapjanak a távoli világegyetemről, mint az északi féltekén lévő obszervatóriumok [1] .

A Tucana csillagképben kiválasztottak egy régiót , amelynek jobbra emelkedése 22 óra  32 m  56,22 s , deklinációja –60° 33′ 02,69″ [2] . Az eredeti Hubble Deep Field képhez (a továbbiakban HDF-N) hasonlóan a Tejútrendszer korongjának síkjától távolabb eső égbolt területét választották ki, amely nagy mennyiségű elnyelő anyagot tartalmaz. Ezenkívül az égbolt kiválasztott régiójának a lehető legkevesebb csillagot kell tartalmaznia a galaxisból. A kiválasztott terület azonban közelebbinek bizonyult a HDF-N-hez, ami valamivel több csillagot jelent a galaxisban. A közelben található egy meglehetősen fényes csillag és egy közepesen fényes rádióforrás is . De úgy döntöttek, hogy ezek a hiányosságok nem zavarják a későbbi megfigyeléseket [3] .

A HDF-N-hez hasonlóan az égbolt a Hubble folyamatos megfigyelési zónájában (CVZ) található, de ezúttal délen, így a megfigyelések ebben a régióban kétszer olyan hosszúak, mint a többi megfigyelés egy keringési perióduson belül. Az év bizonyos szakaszaiban a távcső folyamatosan képes megfigyelni ezen a területen, miközben a területet nem fedi le a Föld [4] . Ennek a helyszínnek a megfigyelései továbbra is problémákkal járnak a brazil mágneses anomálián való áthaladás és a Föld szórt fényének nappali órákban való jelenléte miatt [3] .

1997. október 30-án és 31-én rövid ideig megfigyelték az égbolt egy szakaszát [5] , hogy ellenőrizzék a vezércsillagok elfogadhatóságát a terepen; az ilyen csillagoknak segíteniük kell a teleszkópnak abban, hogy a szükséges ideig pontos irányt tartson az égbolt régiójához [1] .

Észrevételek

A HDF-S terepi megfigyelési stratégia hasonló a HDF-N megfigyelési forgatókönyvéhez, ugyanazokat az optikai szűrőket (300, 450, 606 és 814 nm hullámhosszú régiók kiválasztása) és hasonló expozíciós időket használtak a képek készítéséhez a WFPC2-n. A megfigyeléseket 10 napon keresztül végezték 1998 szeptemberében és októberében, ami 150 keringési periódusnak felel meg. A teljes expozíció több mint 1,3 millió másodperc volt. A WFPC2 nagyon mély optikai képeket készített, az égboltot a STIS spektrográf és a NICMOS spektrométer is megfigyelte. A fő oldalain több mezőt is megfigyeltek rövid ideig [3] .

A WFPC2 kép 5,3 négyzetperces ívet foglal el, a NICMOS és STIS pedig 0,7 négyzetperces ívet biztosít [6] .

HDF-S megfigyelések a Hubble-teleszkópon [3]
Kamera Szűrő Hullámhossz Teljes expozíciós idő Az expozíciók száma
WFPC2 F300W 300 nm (U-sáv) 140400 c 106
WFPC2 F450W 450 nm (B sáv) 103500 c 67
WFPC2 F606W 606 nm (V-sáv) 99300 c 53
WFPC2 F814W 814 nm (I. sáv) 113900 c 57
NICMOS NIC3 F110W 1100 nm (J sáv) 162600 c 142
NICMOS NIC3 F160W 1600 nm (H-sáv) 171200 c 150
NICMOS NIC3 F222M 2220 nm (K-sáv) 105000 c 102
STIS 50 CCD 350-950 nm 155600 c 67
STIS F28X50LP 550-960 nm 49800 c 64
STIS MIRFUV 150-170 nm 52100 c 25
STIS MIRNUV 160-320 nm 22600 c 12
Spektroszkópia G430M 302,2-356,6 nm 57100 c 61
Spektroszkópia G140L 115-173 nm 18500 c nyolc
Spektroszkópia E230M 227,8-312 nm 151100 c 69
Spektroszkópia G230L 157-318 nm 18400 c 12

A HDF-N képhez hasonlóan a képeket speciális megfigyelési technikával készítették, a teleszkóp irányát az expozíciók közötti kis szögben változtatva, és a kapott képeket összetett algoritmusokkal dolgozták fel a nagy szögfelbontás elérése érdekében . A spektroszkópiai megfigyelések során a STIS műszer a központi kvazárra irányult [3] . Az eredményül kapott HDF-S kép skálája 0,0398 ívmásodperc pixelenként volt.

Objektumok

A kozmológiai elv szerint az univerzum nagy léptékben homogén és izotróp, vagyis minden irányban ugyanúgy néz ki. Ugyanakkor a HDF-S képnek hasonlítania kell a HDF-N képre, általában ez igaz, azonos szín- és formatartományú galaxisok láthatók, mint a HDF-N-ben, a galaxisok száma is majdnem a ugyanaz [4] .

A mezők közötti különbség az, hogy a HDF-S egy ismert 2,24-es vöröseltolódású kvazárt, a J2233-606 -ot tartalmaz , amelyet az ilyen objektumok keresése során fedeztek fel a területen. A kvazár lehetővé teszi a gáz felfedezését a látóvonal mentén, amely közeli csillagokat is tartalmaz. Kezdetben egy kvazárt kellett volna bevonni a HDF-N mezőbe, de végül elvetették az ötletet, mivel a kvazár közelében lévő galaxisok megnövekedett száma torzulásokat okozhat a galaxisok számának összesített számításában. Mivel a HDF-N mező galaxisainak száma már ismert, a HDF-S számítások a kvazár környezet hatására korrigálhatók [3] .

Tudományos eredmények

A HDF-N-hez hasonlóan a HDF-S is sok információval szolgált a kozmológia területén. A HDF-S adatokkal kapcsolatos számos tanulmány megerősítette a HDF-N vizsgálat eredményeit, például az univerzum csillagkeletkezési sebességére vonatkozó becsléseket. A HDF-S-t a galaxisok evolúciójának tanulmányozására is használják .

Lásd még

Jegyzetek

  1. ↑ 12 HDF -S Projektleírás . STSCI. Letöltve: 2008. december 28.
  2. ↑ HDF-S koordináták . STSCI. Letöltve: 2008. december 26. Az eredetiből archiválva : 2021. február 12.
  3. ↑ 1 2 3 4 5 6 Williams et al. (2000)
  4. ↑ 1 2 Casertano et al. (2000)
  5. ↑ HDF-S 1997 TESZT Észrevételek . STSCI. Letöltve: 2008. december 28.
  6. ↑ Ferguson (2000)

Linkek