Hubble Deep Field ( HDF ) — это изображение небольшой области в созвездии Большой Медведицы , созданное на основе серии наблюдений космического телескопа Хаббл . Оно охватывает область размером около 2,6 угловых минут по стороне, что составляет около одной 24-миллионной всего неба, что эквивалентно угловому размеру теннисного мяча на расстоянии 100 метров. [1] Изображение было собрано из 342 отдельных экспозиций, сделанных с помощью широкоугольной планетарной камеры 2 космического телескопа в течение десяти последовательных дней с 18 по 28 декабря 1995 года. [2] [3]
Поле настолько мало, что в нем находится лишь несколько звезд переднего плана Млечного Пути ; таким образом, почти все из 3000 объектов на изображении являются галактиками , некоторые из которых являются одними из самых молодых и самых далеких известных. Раскрывая такое большое количество очень молодых галактик, HDF стал знаковым изображением в изучении ранней Вселенной .
Через три года после проведения наблюдений HDF, область в южном небесном полушарии была отображена аналогичным образом и названа Hubble Deep Field South . Сходство между двумя областями укрепило веру в то, что Вселенная однородна в больших масштабах и что Земля занимает типичную область во Вселенной ( космологический принцип ). Более широкий, но более мелкий обзор был также сделан в рамках Great Observatories Origins Deep Survey . В 2004 году более глубокое изображение, известное как Hubble Ultra-Deep Field (HUDF), было построено из нескольких месяцев световой экспозиции. Изображение HUDF было в то время самым чувствительным астрономическим изображением, когда-либо полученным в видимых длинах волн, и оно оставалось таковым до тех пор, пока в 2012 году не был выпущен Hubble eXtreme Deep Field (XDF).
Одной из основных целей астрономов, спроектировавших космический телескоп Хаббл, было использование его высокого оптического разрешения для изучения далеких галактик на уровне детализации, который был бы невозможен с Земли. Расположенный над атмосферой , Хаббл избегает свечения атмосферы , что позволяет ему получать более чувствительные изображения в видимом и ультрафиолетовом свете , чем те, которые можно получить с помощью наземных телескопов с ограниченной видимостью (когда станет возможной хорошая адаптивная оптическая коррекция на видимых длинах волн, 10-метровые наземные телескопы могут стать конкурентоспособными). Хотя зеркало телескопа страдало от сферической аберрации , когда телескоп был запущен в 1990 году, его все еще можно было использовать для получения изображений более далеких галактик, чем было возможно ранее. Поскольку свету требуются миллиарды лет , чтобы достичь Земли от очень далеких галактик, мы видим их такими, какими они были миллиарды лет назад; таким образом, расширение сферы таких исследований на все более далекие галактики позволяет лучше понять, как они развиваются. [2]
После того, как сферическая аберрация была исправлена во время миссии Space Shuttle STS-61 в 1993 году, [4] улучшенные возможности получения изображений телескопа были использованы для изучения все более далеких и слабых галактик. Medium Deep Survey (MDS) использовал широкоугольную планетарную камеру 2 (WFPC2) для получения глубоких изображений случайных полей, в то время как другие инструменты использовались для запланированных наблюдений. В то же время другие специализированные программы были сосредоточены на галактиках, которые уже были известны благодаря наземным наблюдениям. Все эти исследования выявили существенные различия между свойствами современных галактик и тех, которые существовали несколько миллиардов лет назад. [5]
До 10% времени наблюдений HST обозначено как Директорское дискреционное время (DD) и обычно предоставляется астрономам, желающим изучать неожиданные переходные явления, такие как сверхновые . После того, как корректирующая оптика Хаббла показала свою эффективность, Роберт Уильямс , тогдашний директор Научного института космического телескопа , решил посвятить значительную часть своего DD-времени в 1995 году изучению далеких галактик. Специальный консультативный комитет института рекомендовал использовать WFPC2 для получения изображения «типичного» участка неба на высокой галактической широте , используя несколько оптических фильтров . Была создана рабочая группа для разработки и реализации проекта. [6]
Поле, выбранное для наблюдений, должно было соответствовать нескольким критериям. Оно должно было находиться на высокой галактической широте, поскольку пыль и затемняющая материя в плоскости диска Млечного Пути мешают наблюдениям далеких галактик на низких галактических широтах (см. Зона избегания ). Целевое поле должно было избегать известных ярких источников видимого света (таких как звезды переднего плана), а также инфракрасного , ультрафиолетового и рентгеновского излучения, чтобы облегчить последующие исследования на многих длинах волн объектов в глубоком поле, а также должно было находиться в области с низким фоновым инфракрасным перистым облаком , диффузным, тонким инфракрасным излучением, которое, как полагают, вызывается теплыми пылевыми зернами в холодных облаках водорода ( области HI ). [6]
Эти критерии ограничили область потенциальных целевых областей. Было решено, что цель должна находиться в зонах непрерывного обзора Хаббла: областях неба, которые не затмеваются Землей или Луной во время орбиты Хаббла. [6] Рабочая группа решила сосредоточиться на северной зоне непрерывного обзора, чтобы телескопы северного полушария, такие как телескопы Кека , телескопы Национальной обсерватории Китт-Пик и Очень большой массив (VLA), могли проводить последующие наблюдения. [7]
Было идентифицировано двадцать полей, удовлетворяющих этим критериям, из которых были выбраны три оптимальных поля-кандидата, все в пределах созвездия Большой Медведицы . Радиоснимки с VLA исключили одно из этих полей, поскольку оно содержало яркий радиоисточник, и окончательное решение между двумя другими было принято на основе наличия опорных звезд вблизи поля: наблюдения Хаббла обычно требуют пары близлежащих звезд, на которых датчики точного наведения телескопа могут зафиксироваться во время экспозиции, но, учитывая важность наблюдений HDF, рабочей группе потребовался второй набор резервных опорных звезд. Поле, которое в конечном итоге было выбрано, расположено на прямом восхождении 12 ч 36 м 49,4 с и склонении + 62° 12′ 58″; [6] [7] его ширина составляет около 2,6 угловых минут , [2] [8] или 1/12 ширины Луны. Площадь составляет около 1/24 000 000 от общей площади неба.
После выбора поля была разработана стратегия наблюдений. Важным решением было определить, какие фильтры будут использоваться для наблюдений; WFPC2 оснащен 48 фильтрами, включая узкополосные фильтры, изолирующие определенные линии излучения , представляющие астрофизический интерес, и широкополосные фильтры, полезные для изучения цветов звезд и галактик. Выбор фильтров для HDF зависел от пропускной способности каждого фильтра — общей доли света, которую он пропускает, — и доступного спектрального покрытия. Желательны были фильтры с полосами пропускания , перекрывающимися как можно меньше. [6]
В конце концов, были выбраны четыре широкополосных фильтра, центрированные на длинах волн 300 нм (ближний ультрафиолет ), 450 нм (синий свет), 606 нм (красный свет) и 814 нм (ближний инфракрасный ). Поскольку квантовая эффективность детекторов Хаббла на длине волны 300 нм довольно низкая, шум в наблюдениях на этой длине волны в основном обусловлен шумом ПЗС , а не фоном неба; таким образом, эти наблюдения могли проводиться в то время, когда высокий фоновый шум мог бы повредить эффективности наблюдений в других полосах пропускания. [6]
Между 18 и 28 декабря 1995 года, за это время Хаббл облетел Землю примерно 150 раз, было сделано 342 снимка целевой области в выбранных фильтрах. Общее время экспозиции на каждой длине волны составило 42,7 часа (300 нм), 33,5 часа (450 нм), 30,3 часа (606 нм) и 34,3 часа (814 нм), разделенных на 342 отдельных экспозиции, чтобы предотвратить значительное повреждение отдельных изображений космическими лучами , которые вызывают появление ярких полос при попадании на детекторы ПЗС. Еще 10 орбит Хаббла были использованы для коротких экспозиций фланговых полей, чтобы помочь последующим наблюдениям с помощью других инструментов. [6]
Создание окончательного комбинированного изображения на каждой длине волны было сложным процессом. Яркие пиксели , вызванные воздействием космических лучей во время экспозиций, были удалены путем сравнения экспозиций одинаковой длительности, сделанных одна за другой, и идентификации пикселей, которые были затронуты космическими лучами в одной экспозиции, но не в другой. Следы космического мусора и искусственных спутников присутствовали на исходных изображениях и были тщательно удалены. [6]
Рассеянный свет от Земли был заметен примерно в четверти кадров данных, создавая видимый рисунок «X» на изображениях. Это было удалено путем взятия изображения, затронутого рассеянным светом, выравнивания его с незатронутым изображением и вычитания незатронутого изображения из затронутого. Полученное изображение было сглажено, и затем могло быть вычтено из яркого кадра. Эта процедура удалила почти весь рассеянный свет из затронутых изображений. [6]
После того, как 342 отдельных изображения были очищены от попаданий космических лучей и скорректированы на рассеянный свет, их нужно было объединить. Ученые, участвовавшие в наблюдениях HDF, первыми применили технику, называемую « морось », при которой наведение телескопа менялось в считанные минуты между наборами экспозиций. Каждый пиксель на ПЗС-чипах WFPC2 регистрировал область неба размером 0,09 угловых секунд в поперечнике, но, изменяя направление, в котором был направлен телескоп, на меньшее значение, чем между экспозициями, полученные изображения были объединены с использованием сложных методов обработки изображений для получения конечного углового разрешения, превосходящего это значение. Изображения HDF, полученные на каждой длине волны, имели конечный размер пикселя 0,03985 угловых секунд. [6]
Обработка данных дала четыре монохромных изображения (на 300 нм, 450 нм, 606 нм и 814 нм), по одному на каждой длине волны. [9] Одно изображение было обозначено как красное (814 нм), второе как зеленое (606 нм) и третье как синее (450 нм), и три изображения были объединены, чтобы получить цветное изображение. [3] Поскольку длины волн, на которых были сделаны изображения, не соответствуют длинам волн красного, зеленого и синего света, цвета на конечном изображении дают лишь приблизительное представление о фактических цветах галактик на изображении; выбор фильтров для HDF (и большинства изображений Хаббла) был в первую очередь разработан для максимизации научной полезности наблюдений, а не для создания цветов, соответствующих тому, что человеческий глаз будет фактически воспринимать. [9]
Окончательные изображения были опубликованы на заседании Американского астрономического общества в январе 1996 года [10] и показали множество далеких, слабых галактик. На изображениях можно было идентифицировать около 3000 отдельных галактик [11] , причем как неправильные , так и спиральные галактики были отчетливо видны, хотя некоторые галактики в поле имеют размер всего несколько пикселей. В целом, HDF, как полагают, содержит менее двадцати звезд переднего плана галактики; на сегодняшний день большинство объектов в поле являются далекими галактиками [12] .
В HDF имеется около пятидесяти голубых точечных объектов. Многие из них, по-видимому, связаны с близлежащими галактиками, которые вместе образуют цепи и дуги: это, вероятно, области интенсивного звездообразования . Другие могут быть далекими квазарами . Астрономы изначально исключили возможность того, что некоторые из точечных объектов являются белыми карликами , потому что они слишком голубые, чтобы соответствовать теориям эволюции белых карликов, распространенным в то время. Однако более поздние исследования показали, что многие белые карлики становятся более синими с возрастом, что подтверждает идею о том, что HDF может содержать белые карлики. [13]
Данные HDF предоставили космологам чрезвычайно богатый материал для анализа, и к концу 2014 года соответствующая научная статья для изображения получила более 900 ссылок. [15] Одним из наиболее фундаментальных открытий стало открытие большого количества галактик с высокими значениями красного смещения .
По мере расширения Вселенной более удаленные объекты удаляются от Земли быстрее, в так называемом потоке Хаббла . Свет от очень далеких галактик значительно подвержен космологическому красному смещению . Хотя квазары с высокими красными смещениями были известны, до получения изображений HDF было известно очень мало галактик с красным смещением больше единицы. [10] Однако HDF содержал много галактик с красным смещением до шести, что соответствует расстояниям около 12 миллиардов световых лет . Из-за красного смещения самые удаленные объекты в HDF ( галактики Лайман-брейка ) на самом деле не видны на изображениях Хаббла; их можно обнаружить только на изображениях HDF, полученных на более длинных волнах наземными телескопами. [16] Одним из первых наблюдений, запланированных для космического телескопа Джеймса Уэбба, было среднеинфракрасное изображение сверхглубокого поля Хаббла. [17]
.jpg/1280px-Webb_observes_the_Hubble_Ultra_Deep_Field_(udf-a).jpg)
Галактики HDF содержали значительно большую долю возмущенных и нерегулярных галактик, чем локальная вселенная; [10] столкновения и слияния галактик были более распространены в молодой Вселенной, поскольку она была намного меньше, чем сегодня. Считается, что гигантские эллиптические галактики образуются при столкновении спиральных и нерегулярных галактик.
Богатство галактик на разных стадиях эволюции также позволило астрономам оценить изменение скорости звездообразования на протяжении жизни Вселенной. Хотя оценки красных смещений HDF-галактик несколько грубы, астрономы полагают, что звездообразование происходило с максимальной скоростью 8–10 миллиардов лет назад и с тех пор снизилось примерно в 10 раз. [19]
Другим важным результатом HDF было очень малое количество звезд переднего плана. В течение многих лет астрономы ломали голову над природой темной материи , масса которой, кажется, не поддается обнаружению, но которая, как предполагали наблюдения, составляет около 85% всей материи во Вселенной по массе. [20] Одна из теорий заключалась в том, что темная материя может состоять из массивных астрофизических компактных гало-объектов ( MACHOS ) — слабых, но массивных объектов, таких как красные карлики и планеты во внешних областях галактик. [21] HDF показал, однако, что во внешних частях нашей галактики не было значительного количества красных карликов. [10] [12]
Объекты с очень высоким красным смещением (галактики с разрывом Лаймана) не могут быть видны в видимом свете и обычно обнаруживаются в инфракрасных или субмиллиметровых обзорах HDF. [16] Наблюдения с помощью Инфракрасной космической обсерватории (ISO) выявили инфракрасное излучение от 13 галактик, видимых на оптических изображениях, приписываемое большому количеству пыли, связанной с интенсивным звездообразованием. [22] Инфракрасные наблюдения также были сделаны с помощью космического телескопа Spitzer . [23] Субмиллиметровые наблюдения поля были сделаны с помощью SCUBA на телескопе Джеймса Клерка Максвелла , первоначально обнаружив 5 источников, хотя и с очень низким разрешением. [11] Наблюдения также были сделаны с помощью телескопа Subaru на Гавайях. [24]
Рентгеновские наблюдения рентгеновской обсерватории Чандра выявили шесть источников в HDF, которые, как было установлено, соответствуют трем эллиптическим галактикам, одной спиральной галактике, одному активному галактическому ядру и одному чрезвычайно красному объекту, предположительно далекой галактике, содержащей большое количество пыли, поглощающей ее синее световое излучение. [25]
Наземные радиоизображения, полученные с помощью VLA, выявили семь радиоисточников в HDF, все из которых соответствуют галактикам, видимым на оптических изображениях. [26] Поле также было обследовано с помощью Вестерборкского синтезированного радиотелескопа и массива радиотелескопов MERLIN на частоте 1,4 ГГц; [27] [28] сочетание карт VLA и MERLIN, сделанных на длинах волн 3,5 и 20 см, позволило обнаружить 16 радиоисточников в поле HDF-N, и еще больше в прилегающих полях. [11] Радиоизображения некоторых отдельных источников в поле были сделаны с помощью Европейской сети VLBI на частоте 1,6 ГГц с более высоким разрешением, чем карты Хаббла. [29]
Аналог HDF в южном небесном полушарии был создан в 1998 году: HDF-South (HDF-S). [30] Созданный с использованием похожей стратегии наблюдения, [30] HDF-S был очень похож по внешнему виду на исходный HDF. [31] Это подтверждает космологический принцип , что в своем наибольшем масштабе Вселенная однородна . Обзор HDF-S использовал спектрограф изображений космического телескопа (STIS) и ближнюю инфракрасную камеру и многообъектный спектрометр (NICMOS), установленные на HST в 1997 году; область исходного Hubble Deep Field (HDF-N) с тех пор несколько раз наблюдалась повторно с помощью WFPC2, а также с помощью инструментов NICMOS и STIS. [8] [11] Было обнаружено несколько событий сверхновых путем сравнения наблюдений первой и второй эпох HDF-N. [11]
Более широкий обзор, но менее чувствительный, был проведен в рамках Great Observatories Origins Deep Survey ; затем часть этого обзора наблюдалась дольше, чтобы создать Hubble Ultra-Deep Field , который был самым чувствительным оптическим изображением глубокого поля в течение многих лет [32] до тех пор, пока Hubble eXtreme Deep Field не был завершен в 2012 году. [33] Изображения с Extreme Deep Field, или XDF, были опубликованы 26 сентября 2012 года в ряде медиа-агентств. Изображения, опубликованные в XDF, показывают галактики, которые, как теперь полагают, образовались в первые 500 миллионов лет после Большого взрыва. [34] [35]
Медиа, связанные с Hubble Deep Field на Wikimedia Commons
