Hubble Deep Field ( HDF ) je snímek malé oblasti v souhvězdí Velké medvědice pořízený Hubbleovým vesmírným dalekohledem . Oblast viditelná na snímku se rovná 5,3 čtverečních obloukových minut [1] , což je přibližně 1 ⁄ 28 000 000 plochy nebeské sféry. Snímek byl sestaven z 342 jednotlivých snímků pořízených z Wide Field and Planetary Camera 2 ( Eng. Wide Field and Planetary Camera 2 - WFPC2 ) instalovaného na Hubbleově teleskopu. Obraz vznikal několik dní – od 18. prosince do 28. prosince 1995 [2] .
Oblast je tak malá, že v ní leží pouze několik hvězd v popředí Mléčné dráhy . Téměř všech 3000 objektů na snímku jsou tedy galaxie .
V roce 2004 byl vytvořen hlubší snímek, známý jako Hubbleovo ultra hluboké pole (HUDF) [3] . Jeho vytvoření trvalo jedenáct dní pozorování. V roce 2012 byl zveřejněn nový, ještě hlubší snímek – Hubble Extreme Deep Field (XDF), který se stal nejhlubším a nejcitlivějším astronomickým snímkem, jaký byl kdy pořízen ve viditelných vlnových délkách [4] .
Jedním z klíčových cílů astronomů, kteří navrhli Hubbleův vesmírný dalekohled, bylo použít vysoké optické rozlišení dalekohledu ke studiu vzdálených galaxií ve velmi jemných detailech, které dříve nebyly k dispozici [1] . Dalekohled ve vesmíru, na rozdíl od pozemských dalekohledů, není ovlivněn atmosférickým zkreslením. To umožňuje získat snímky s mnohem větší citlivostí ve viditelném a ultrafialovém spektru než snímky získané z povrchu Země . Protože cesta světla z velmi vzdálených galaxií trvá miliony a miliardy let, vidíme je tak, jak byly před velmi dlouhou dobou. Studie tohoto druhu poskytují lepší představu o původu, vývoji a vývoji galaxií [5] .
Oblast vybraná pro pozorování musela splňovat několik kritérií:
Tato kritéria výrazně omezila oblasti, které lze pozorovat [1] .
Bylo rozhodnuto, že cíl bude v "souvislé zóně pozorování" (CVZ) Hubbleova teleskopu - v oblasti oblohy, která není při obíhání dalekohledu zakryta Zemí ani Měsícem . Pracovní skupina se rozhodla zaměřit na severní „souvislou zónu pozorování“, aby bylo možné provádět následná pozorování pomocí dalekohledů na severní polokouli, jako je Very Large Array a Keck Observatory Telescope [1] [6] .
Nejprve bylo nalezeno dvacet oblastí, které splňovaly všechna tato kritéria, z nichž byly vybrány tři optimální oblasti. Všechny vybrané oblasti byly v souhvězdí Velké medvědice. Další rádiová pozorování vyloučila jednu z těchto oblastí, která obsahovala jasný rádiový zdroj. Konečné rozhodnutí při výběru mezi dvěma zbývajícími oblastmi bylo učiněno s přihlédnutím k „ navigačním hvězdám “ nacházejícím se v blízkosti jedné z nich: pozorování pomocí Hubbleova teleskopu obvykle vyžaduje přítomnost několika sousedních hvězd, podle kterých jsou jemné polohovací senzory dalekohledu ( angl. Fine Guidance Sensors ) zachycují oblast pozorování. Nakonec byl vybrán region nacházející se v rektascenci 12 h 36 m 49,4 s a deklinaci +62° 12′ 58″ [7] .
Poté, co se vědci rozhodli pro oblast pozorování, začali vyvíjet její metodiku. Bylo nutné určit, který ze 48 filtrů (včetně úzkopásmových, specifických spektrálních izolačních a širokopásmových filtrů) vybavených WFPC2 použít pro pozorování. Volba závisela na " šířce pásma " každého filtru. Použití pásmových filtrů bylo vysoce nežádoucí.
Ve výsledku byly zvoleny čtyři širokopásmové filtry: 300 nm, 450 nm (modré světlo), 606 nm (červené světlo) a 814 nm [8] . Protože kvantová účinnost Hubbleových senzorů je při 300 nm velmi nízká, je šum při pozorování na této vlnové délce primárně způsoben spíše šumem CCD než šumem na pozadí oblohy. Tato pozorování by tedy mohla být provedena, když by vysoký šum pozadí poškodil výkon pozorování v jiných šířkách pásma.
Snímky cílové oblasti pomocí vybraných filtrů byly získány během deseti dnů nepřetržitého pozorování, během nichž HST obletěl Zemi na její oběžné dráze přibližně 150krát [9] . Celková doba pozorování při každé vlnové délce byla: 48,93 [10] hodin (300 nm), 36,52 [10] hodin (450 nm), 34,94 [10] hodin (606 nm) a 34,86 [10] hodin (814 nm). Pozorování byla rozdělena do 342 samostatných „stupňů“, aby se zabránilo významnému poškození určitých oblastí obrazu jasnými pásy, které se tvoří, když kosmické záření působí na senzory CCD-matice.
V procesu kombinování snímků získaných na různých vlnových délkách byly odstraněny pixely , které byly vystaveny kosmickému záření . Porovnání několika sekvenčně pořízených snímků odhalilo pixely ovlivněné kosmickým zářením na jednom snímku, ale neovlivněné na jiném. Ze snímků byly také pečlivě odstraněny stopy vesmírného odpadu a umělých satelitů . [1] [11] [12]
Přibližně čtvrtina úlomků jasně vykazovala rozptýlené světlo ze Země. Aby se zbavili vady jasu, byly tyto fragmenty zarovnány na úroveň snímků neovlivněných rozptýleným světlem. Výsledný obraz byl vyhlazený. Tímto postupem bylo ze snímků odstraněno téměř veškeré rozptýlené světlo. [1] [10] [13]
Po odstranění defektů z 342 samostatných snímků byly tyto sloučeny do jednoho. Každý pixel CCD matice na WFPC2 odpovídal oblasti 0,09 obloukových sekund . Každý následující obrázek částečně překrýval předchozí. Pomocí sofistikovaných metod zpracování (speciální algoritmus " Drizzle " [14] [15] ) byly snímky kombinovány a ve výsledném snímku v každé vlnové délce byla velikost pixelu 0,04 úhlových sekund [15] [16] .
Zpracování dat umožnilo získat čtyři monochromatické obrazy , jeden na každé vlnové délce. Jejich kombinování do barevného obrazu byl libovolný proces, protože vlnové délky, ve kterých byly snímky pořízeny, neodpovídají vlnovým délkám červeného, zeleného a modrého světla. Barvy na konečném snímku pouze přibližují skutečné barvy galaxií. Výběr filtrů pro HDF (jako u většiny snímků z HST) byl primárně zaměřen na maximalizaci vědecké užitečnosti pozorování, spíše než na zprostředkování vizuálně vnímaných barevných shod. [17]
Finální snímek obsahuje snímky asi 3 000 galaxií, od zřetelných nepravidelných a spirálních galaxií v popředí až po sotva viditelné, jen několik pixelů velké, v pozadí. Obecně platí, že na HDF je pravděpodobně méně než tucet hvězd v popředí, zatímco většina objektů jsou vzdálené galaxie. Mnoho galaxií na sebe vzájemně působí, tvoří řetězce a oblouky a pravděpodobně se jedná o oblasti intenzivní tvorby hvězd.
Data z HDF obrazu poskytla vědcům množství materiálu pro analýzu. Od roku 2005 se v astronomické literatuře objevilo asi 400 prací (studií, článků) založených na HDF. Jedním z nejzásadnějších výsledků byl objev velkého počtu galaxií s vysokým rudým posuvem . V té době bylo známo velké množství kvasarů s vysokým rudým posuvem , zatímco galaxií s vysokým rudým posuvem bylo známo jen velmi málo. Na snímku HDF je mnoho galaxií s hodnotou rudého posuvu větší než 6, což zhruba odpovídá vzdálenosti 12 miliard světelných let . Nejvzdálenější objekty v oblasti HDF nejsou na snímcích z HST vidět a lze je detekovat pouze na snímcích pořízených na jiných vlnových délkách pozemními dalekohledy. [osmnáct]
HDF snímek obsahuje velké množství nepravidelných galaxií . Předpokládá se, že obří eliptické galaxie se tvoří v procesu interakce mezi spirálními a nepravidelnými galaxiemi. Rozsáhlý soubor galaxií v různých fázích jejich vývoje umožnil astronomům získat nové informace o procesech vzniku hvězd .
Po mnoho let si astronomové lámali hlavu nad povahou temné hmoty , jejíž hmotnost nelze detekovat, ale podle pozorování a výpočtů tvoří přibližně 23 % [19] hmotnosti vesmíru, stejně jako temná energie , která podtlak a rovnoměrně vyplňuje celý prostor Vesmíru . Temná energie tvoří 72 % [19] všech složek Vesmíru.
Jedna z teorií říká, že temná hmota by mohla být tvořena Massive Astrophysical Compact Halo Objects – slabě svítícími hmotnými objekty, jako jsou červení trpaslíci ve vnějších oblastech galaxií. Tato teorie nebyla podporována obrazem HDF; velké množství červených trpaslíků na něm nebylo nalezeno.
HDF je mezníkem v pozorovací kosmologii a dosud velká část této oblasti nebyla studována. Od roku 1995 bylo provedeno mnoho studií a pozorování pomocí pozemních i vesmírných dalekohledů v širokém rozsahu vln: od rádiových vln po rentgenové záření. [18] [20]
Mnoho objektů s vysokým rudým posuvem bylo detekováno v oblasti HDF pomocí pozemních dalekohledů, zejména dalekohledu Jamese Clerka Maxwella [ 1 ] . Vysoký rudý posuv těchto objektů znemožňoval jejich detekci ve viditelné oblasti vlnových délek a umožnila to až pozorování na jiných vlnových délkách (infračervené, submilimetrové vlny). [1] [6]
Pozorování Infrared Space Observatory ( ISO ) detekovala infračervenou emisi ze 13 galaxií viditelných na optických snímcích. Tyto galaxie obsahují velké množství „mezihvězdného prachu“, který je spojen s intenzivní tvorbou hvězd. Rádiové snímky pořízené pomocí pozemních přístrojů, jako je VLA , odhalily 5 rádiových zdrojů [21] v HDF (původně 14 [22] , ale kvůli chybám pozorování zůstalo pouze 5), z nichž každý odpovídá galaxii ve viditelném rozsahu vlnových délek .
V roce 1998 byl vytvořen snímek podobný HDF, ale umístěný na jižní polokouli oblohy – Hubble Deep Field South . Obraz byl vytvořen analogicky s HDF a stejnou metodou. Výsledný snímek se ukázal být velmi podobný HDF, což potvrzuje kosmologický princip , který hovoří o homogenitě vesmíru v globálním měřítku.
| Hubbleův vesmírný dalekohled | |
|---|---|
| Přístroje na palubě |
|
| Odebrané nástroje |
|
| mise raketoplánů |
|
| Pozoruhodné obrázky (v závorkách jsou roky pořízení dat) |
|
| Příbuzný | |