A Hubble Ultra-Deep Field (HUDF) egy kis űrrégió képe, amelyet a Hubble Űrteleszkóp 2003. szeptember 24. és 2004. január 16. között készített adataiból állítottak össze . A kép az Advanced Overview Camera, a Near Infrared Camera és a Multi -Object Spectrometer által készített egyedi képek kombinációja , amelyeket közel egymillió másodperces (11,3 nap) együttes expozícióval készítettek.
Az áttekintéshez az égbolt egy olyan régióját választották ki , ahol a közeli zónában alacsony a fényes csillagok sűrűsége , ami lehetővé tette a távolabbi és halványabb objektumok jobb megtekintését. A kép az égboltnak egy valamivel több mint 3 ívperc átmérőjű szakaszát fedi le a Furnace csillagképben , amely az égbolt teljes területének körülbelül 1/13 000 000 része, és körülbelül 10 000 galaxist tartalmaz . A kép tájolása úgy történik, hogy a bal felső sarok az égi gömbön észak felé mutasson .
2012. szeptember 25- én a NASA kiadott egy még mélyebb képet Hubble Extreme Deep Field (XDF) néven. Ez a HUDF központi területéről készült kis területű kép és a 2 millió másodperces expozícióval nyert új adatok kombinációja.
A kezdeti Hubble Deep Field (HDF) felmérés óta a Hubble Deep Field South és a GOODS felmérések adatait elemezték., amely jobb statisztikát adott a HDF által vizsgált nagy vöröseltolódású régiókról. Miután telepített egy továbbfejlesztett megfigyelő kamerát a Hubble-ra( Eng. Advanced Camera for Surveys, ACS ) világossá vált, hogy az ultramély megfigyelések a korábban megfigyeltnél nagyobb vöröseltolódás mellett mutathatják ki a galaxisok kialakulását , valamint több információval szolgálhatnak a galaxisok kialakulásáról átlagos vöröseltolódásnál (z~2). ). 2002 végén a Space Telescope Science Institute - ban workshopot tartottak arról, hogyan lehet a legjobban megfigyelni az ACS-sel. A szemináriumon Massimo Stiavelliaz Univerzum reionizációjáért felelős objektumok tanulmányozásának eszközét . A műhelymunka eredményeként Stephen Beckwith intézetigazgató úgy döntött, hogy 400 fordulatot különít el az „intézetigazgatói tartalékból” ultramély felmérésre, és Stiavellit nevezte ki a megfigyelő munkacsoport élére. [egy]
A korábbi felmérésekhez hasonlóan a megfigyelési területtel szemben számos követelményt támasztottak:
Ennek eredményeként a Chandra Deep Field South területén megfigyelt terület egy részét választották ki , ami két okból is érdekes volt. Először is a Chandra teleszkóp által gyűjtött mélyröntgen- adatok már voltak . Másodszor, két olyan tárgyat tartalmazott, amelyek a tudósok érdeklődésére tartanak számot, amelyeket korábban az ÁRU -felmérés során figyeltek meg.: z=5,8 galaxis és szupernóva . A kiválasztott megfigyelési mező a Kemence csillagképben található , jobbra emelkedés : 3 óra 32 m 39,0 s , deklináció –27° 47′ 29,1″ ( J2000.0 ). A mező mérete 200 ívmásodperc, a teljes terület 11 négyzetívperc.
A HDF -től eltérően a HUDF látómezeje nem a teleszkóp állandó látóterében volt. A Wide Field and Planetary Camera 2 - vel a korábbi megfigyeléseket nagy zajú hullámsávokban lehetett elvégezni , ami lehetővé tette, hogy még akkor is megfigyelni lehessen, amikor a Földről visszaverődő fény zavarja a megfigyeléseket, és ennek köszönhetően meghosszabbítható az idő. Az új ACS kamerának nem volt ez az előnye, mivel nem figyelt ezeken a frekvenciákon. [egy]
Az ACS-t használó megfigyelésekhez 3 szélessávú szűrőt használtunk : 435 nm, 606 nm, 775 nm és egy alacsony frekvenciájú szűrőt - 850 nm, és a záridőt úgy választottuk meg, hogy a végső érzékenység minden szűrőre azonos legyen. Ezek a tartományok megegyeztek a GOODS megfigyelésekben használtakkal, lehetővé téve a két felmérés eredményeinek közvetlen összehasonlítását. A Hubble Deep Fieldhez hasonlóan a HUDF-megfigyeléseket az „intézetigazgatói tartalékból” származó idő felhasználásával végezték . A lehető legnagyobb optikai felbontás elérése érdekében a teleszkópot minden egyes felvételen egy kicsit más-más pontra irányították, ez a korábban HDF-ben kipróbált dithering technika. Ennek eredményeként a kép nagyobb felbontású volt, mint amit a rajta lévő pontok sűrűsége általában lehetővé tenne. [egy]
A megfigyeléseket két szakaszban végezték , 2003. szeptember 23 - tól október 28- ig , valamint 2003. december 4- től 2004. január 15- ig . A teljes expozíció valamivel kevesebb, mint 1 millió másodperc volt 400 pályán, az egyedi kép tipikus expozíciója pedig 1200 s. Az ACS segítségével 11,3 nap alatt 800 kép készült, pályánként 2 kép; A NICMOS ( Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer ) megfigyeléseket 4,5 napon keresztül végeztük . Az egyes ACS-képeket Anton Koekmoer dolgozta fel és egyesítette egy további elemzésre alkalmas képsorozattá, mindegyiknél 134 900 és 347 100 másodperc közötti teljes expozíciós idővel.
| Kamera | Szűrő | Hullámhossz | Teljes tartási idő | Az expozíciók száma |
|---|---|---|---|---|
| ACS | F435W | 435 nm | 134 900 s (56 pálya) | 116 |
| ACS | F606W | 606 nm | 135 300 s (56 pálya) | 116 |
| ACS | F775W | 775 nm | 347 100 s (144 pálya) | 288 |
| ACS | F850LP | 850 nm | 346 600 s (144 pálya) | 288 |
Az ACS érzékenysége z~6 körüli értékre korlátozza a nagy vöröseltolódású galaxisok észlelésének képességét. Az ACS-képekkel párhuzamosan kapott NICMOS-os mély megfigyelések segítségével z>7-nél lehetett galaxisokat keresni, de ehhez nem volt elegendő kép a látható tartományban azonos megfigyelési mélységben. Az ilyen képek a nagy vöröseltolódású objektumok észleléséhez szükségesek, mivel ezeket nem szabad a látható tartományban megfigyelni. Ugyanezen területeken a látható tartományban lévő mély képek készítésére elindult a HUDF05 program, amely 204 pályát különített el párhuzamos megfigyelésre. A teleszkóp irányát úgy választottuk meg, hogy a NICMOS képek átfedjék a fő HUDF megfigyelési mezőt.
A Hubble Wide Field Camera 3 (WFC3) 2009-es telepítése után a HUDF09 ( GO - 11563 ) program 192 pályán végzett megfigyeléseket az égbolt különböző régióiban, beleértve a HUDF régiót is. A megfigyelésekhez új F105W, F125W és F160W széles sávú infravörös szűrőket használtak (amelyek az (angol) Y, J és H emissziós sávoknak felelnek meg):
| Kamera | Szűrő | Hullámhossz | Teljes tartási idő |
|---|---|---|---|
| WFC3 | F105W | 1050 nm±150 | 16 pálya, 14 filmezésre használható |
| WFC3 | F125W | 1250 nm ± 150 | 16 pálya |
| WFC3 | F160W | 1600 nm ± 150 | 28 pálya |
Az ACS-megfigyelések által rögzített mező több mint 10 000 objektumot tartalmaz, amelyek többsége galaxis. A vöröseltolódás a legtöbbnél nagyobb, mint 3, néhánynál pedig a 6 és 7 közötti tartományban lehet. A NICMOS -szal végzett megfigyelések akár 12 vöröseltolódású galaxisokat is észlelhetnek.
A Hubble Ultra Deep Field a valaha készült legmélyebb űrkép lett , és olyan galaxisok keresésére használják, amelyek 400 és 800 millió évvel az Ősrobbanás után (7-12 vöröseltolódás) léteztek. 2012-ben a felfedezett objektumok közül a legtávolabb az UDFj-39546284 galaxis volt – vöröseltolódás z = 11,9, távolsága pedig legalább 13,37 milliárd fényév volt [2] . Az 59 000 fényévnyire lévő UDF 2457 vörös törpe volt a HUDF által elfogott legtávolabbi egyetlen csillag [3] .
2012. szeptember 25- én megjelent a Hubble Extreme Deep Field (XDF) új képe, amely a HUDF mező közepén lévő kis térterület képe, amely 13,2 milliárd évvel ezelőtt létezett galaxisokat mutat be. jelenleg a látható tartomány legmélyebb csillagászati képe. 2 millió másodpercnél rögzítették; 10 évbe telt a teljes kép összeállítása. A rajta lévő leghalványabb galaxisok fényereje 10 milliárdszor kisebb, mint az emberi látás érzékenysége. A rajta lévő vörös galaxisok a galaxisok maradványai idős koruk során bekövetkezett nagyobb ütközések után. A kisebb galaxisok közül sok nagyon fiatal, de végül nagy galaxisokká válnak, mint például a Tejútrendszer és más, a közelében lévő galaxisok. Az XDF-képen a Hubble Űrteleszkóp 2003-ban és 2004-ben elért eredményein felül mintegy 5500 további galaxis látható az űr külső részének egy apró foltjában .
| Hubble Űrteleszkóp | |
|---|---|
| Műszerek a fedélzeten |
|
| Eltávolított eszközök |
|
| ingaküldetések |
|
| Figyelemre méltó képek (zárójelben az adatgyűjtés évei) |
|
| Összefüggő | |