Юг Хаббла Deep Field представляет собой совокупность нескольких сотен отдельных изображений, полученных с помощью широкоугольной и планетарной камеры 2 космического телескопа Хаббл за 10 дней в сентябре и октябре 1998 года. Оно последовало за большим успехом оригинального изображения Hubble Deep Field в облегчении изучение чрезвычайно далеких галактик на ранних стадиях их эволюции . В то время как WFPC2 делал очень глубокие оптические изображения, близлежащие поля одновременно получались с помощью спектрографа изображений космического телескопа (STIS) и камеры ближнего инфракрасного диапазона и многообъектного спектрометра (NICMOS).
Смысл создания еще одного изображения Deep Field заключался в том, чтобы предоставить обсерваториям в южном полушарии такое же глубокое оптическое изображение далекой Вселенной, какое было предоставлено обсерваториям в северном полушарии . [1]
Выбранное поле находилось в созвездии Тукана с прямым восхождением 22 ч 32 м 56,22 с и склонением -60 ° 33′ 02,69″ . [2] Как и в случае с оригинальным телескопом Hubble Deep Field (далее именуемым «HDF-N»), целевая область была выбрана далеко от плоскости галактического диска Млечного Пути , который содержит большое количество затемняющих объектов. материи и содержать как можно меньше галактических звезд . Однако поле находится ближе к галактической плоскости, чем HDF-N, а это означает, что оно содержит больше галактических звезд. У него также есть яркая звезда поблизости, а также умеренно сильный радиоисточник, но в обоих случаях было решено, что это не поставит под угрозу последующие наблюдения. [3]
Как и в случае с HDF-N, поле находится в зоне непрерывного наблюдения Хаббла (CVZ), на этот раз на юге, что позволяет вдвое увеличить обычное время наблюдения на орбиту. В определенное время года HST может непрерывно наблюдать за этой зоной, не затмевая ее Землей . [4] Однако при просмотре этого поля возникают некоторые проблемы из-за прохождения через Южно-Атлантическую аномалию , а также из-за рассеянного земного света в дневное время; последнего можно избежать, используя в это время инструменты с более сильными источниками шума, например, в процессе считывания ПЗС-матрицы. В опросе снова использовалось свободное время директора. [3]
Поле было кратковременно снято 30–31 октября 1997 г. [5] для того, чтобы убедиться в приемлемости опорных звезд в поле; эти опорные звезды потребуются для того, чтобы HST точно наводил регион во время самих наблюдений. [1]
Стратегия наблюдения HDF-S была аналогична стратегии HDF-N: для изображений WFPC2 использовались те же оптические фильтры (изолирующие длины волн 300, 450, 606 и 814 нанометров) и аналогичное общее время экспозиции. Наблюдения проводились в течение 10 дней в сентябре и октябре 1998 года, [6] на 150 витках, общее время экспозиции составило более 1,3 миллиона секунд. В то время как WFPC2 делал очень глубокие оптические изображения, поля одновременно получались с помощью спектрографа изображений космического телескопа (STIS) и камеры ближнего инфракрасного диапазона и многообъектного спектрометра (NICMOS). Ряд фланговых полей также наблюдался в течение более коротких периодов времени. [3]
Изображение WFPC2 составляет 5,3 квадратных угловых минуты , тогда как изображения NICMOS и STIS составляют всего 0,7 квадратных угловых минуты. [7]
Как и в случае с HDF-N, изображения обрабатывались с использованием метода, известного как « моросящий дождь », при котором направление наведения телескопа менялось на очень небольшую величину между экспозициями, а полученные изображения объединялись с использованием сложных методов для достижения более высокого качества. угловое разрешение , чем было бы возможно в противном случае. Трансляционные изменения были в порядке во время визуализационной части наблюдения; однако во время спектроскопических работ телескоп приходилось вращать на небольшие углы, а не перенаправлять, так что центр инструмента STIS оставался на центральном квазаре. [3] Окончательное изображение HDF-S имело масштаб пикселя 0,0398 угловых секунд . [8]
Космологический принцип гласит, что в самых больших масштабах Вселенная однородна и изотропна , а это означает, что она должна выглядеть одинаково в любом направлении. Таким образом, можно было ожидать, что HDF-S будет сильно напоминать HDF-N, и это действительно так: большое количество видимых галактик имеют тот же диапазон цветов и морфологий, что и HDF-N, и очень похожее количество. галактик в каждом из полей. [4]
Единственное отличие от HDF-N заключалось в том, что HDF-S включал известный квазар со значением красного смещения 2,24, J2233-606, обнаруженный во время поиска целевого поля. Квазар обеспечивает исследование газа вдоль луча зрения, где также наблюдаются объекты переднего плана, что позволяет исследовать ассоциации галактик с особенностями поглощения. Включение квазара в поле зрения изначально рассматривалось для HDF-N, но от него было решено отказаться из-за опасений, что увеличение числа галактик, связанных с квазаром, может исказить подсчет количества галактик, а также из-за отсутствия удачно расположенного квазара. Однако для Южного месторождения такой искаженный подсчет не вызывал беспокойства благодаря известным подсчетам HDF-N. [3]
Как и HDF-N, HDF-S предоставил космологам богатую добычу . Многие исследования HDF-S подтвердили результаты, полученные с помощью HDF-N, такие как скорость звездообразования на протяжении всей жизни Вселенной. HDF-S также широко использовался в исследованиях того, как галактики развиваются с течением времени, как в результате внутренних процессов, так и в результате столкновений с другими галактиками. [9] [10]
После наблюдений Хаббла за полем HDF-S это поле также исследовалось в УФ/оптическом/инфракрасном диапазоне частот Англо -Австралийской обсерваторией , Межамериканской обсерваторией Серро-Тололо и Европейской южной обсерваторией . В среднем инфракрасном диапазоне его наблюдала Инфракрасная космическая обсерватория , а радионаблюдения проводил Австралийский национальный телескоп . [12]
{{cite journal}}: CS1 maint: числовые имена: список авторов ( ссылка )