Hubble Deep Field South

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
Hubble Deep Field South

Hubble Deep Field South — объединённое изображение, состоящее из нескольких сотен отдельных изображений, полученных с помощью камеры: Wide Field and Planetary Camera 2, установленной на космическом телескопе «Хаббл». Наблюдения велись в сентябре и октябре 1998 года. Это изображение было получено после Hubble Deep Field. В то время как с помощью WFPC2 получали оптические изображения, производились наблюдения соседних областей с помощью регистрирующего спектрографа и мульти-объектного спектрометра ближнего инфракрасного диапазона.

Планирование[править | править код]

Обоснование создания еще одного изображения глубокого поля состояло в том, чтобы обеспечить обсерватории в южном полушарии таким же глубоким оптическим изображением далекой Вселенной, как и обсерватории в северном полушарии[1].

Была выбрана область в созвездии Тукана с прямым восхождением 22ч 32м 56.22с и склонением −60° 33′ 02.69″[2]. Как и в случае с оригинальным изображением Hubble Deep Field (далее 'HDF-N'), была выбрана область неба вдали от плоскости диска Млечного Пути, содержащей большое количество поглощающей материи. Также выбранная область неба должна содержать как можно меньше звёзд галактики. Однако, выбранная область оказалась всё же ближе к HDF-N, что означает несколько большее число звёзд галактики. Также неподалёку находится довольно яркая звезда и умеренно яркий радиоисточник. Но было принято решение, что эти недостатки не помешают последующим наблюдениям[3].

Как и в случае с HDF-N, участок неба расположен в Hubble's Continuous Viewing Zone (CVZ), области непрерывного наблюдения телескопа Хаббл, но на сей раз на юге, что позволяет наблюдать в этой области вдвое дольше по сравнению с другими наблюдениями за орбитальный период. В определённые времена года телескоп может вести наблюдения в этой области непрерывно, при этом область не закрывается Землёй[4]. Наблюдения этого участка всё же связаны с некоторыми проблемами вследствие прохождения через Бразильскую магнитную аномалию и из-за наличия рассеянного света Земли в дневные часы[3].

Участок неба наблюдался в течение короткого времени 30 и 31 октября 1997 года[5] для того, чтобы убедиться в приемлемости гидирующих звёзд в поле; такие звёзды должны помочь телескопу сохранять точное направление на область неба в течение необходимого времени[1].

Наблюдения[править | править код]

Стратегия наблюдений поля HDF-S сходна со сценарием наблюдения HDF-N, для получения изображений на WFPC2 использовались те же оптические фильтры (выделяющие области на длинах волн 300, 450, 606 и 814 нанометров), и похожие времена экспозиции. Наблюдения проводились в течение более 10 дней в сентябре и октябре 1998 года, что составило 150 орбитальных периодов. Полная экспозиция составила более 1,3 миллиона секунд. WFPC2 получала очень глубокие оптические изображения, при этом область неба наблюдалась и спектрографом STIS и спектрометром NICMOS. Несколько полей по сторонам основного наблюдались в течение короткого времени[3].

Изображение WFPC2 занимает 5.3 квадратных угловых минут, NICMOS и STIS дают изображения размером 0,7 квадратной угловой минуты[6].

Наблюдения HDF-S на телескопе Хаббла[3]
Камера Фильтр Длина волны Полное время экспозиции Число экспозиций
WFPC2 F300W 300 нм (полоса U) 140400 c 106
WFPC2 F450W 450 нм (полоса B) 103500 c 67
WFPC2 F606W 606 нм (полоса V) 99300 c 53
WFPC2 F814W 814 нм (полоса I) 113900 c 57
NICMOS NIC3 F110W 1100 нм (полоса J) 162600 c 142
NICMOS NIC3 F160W 1600 нм (полоса H) 171200 c 150
NICMOS NIC3 F222M 2220 нм (полоса K) 105000 c 102
STIS 50CCD 350–950 нм 155600 c 67
STIS F28X50LP 550–960 нм 49800 c 64
STIS MIRFUV 150–170 нм 52100 c 25
STIS MIRNUV 160–320 нм 22600 c 12
Спектроскопия G430M 302.2–356.6 нм 57100 c 61
Спектроскопия G140L 115–173 нм 18500 c 8
Спектроскопия E230M 227.8–312 нм 151100 c 69
Спектроскопия G230L 157–318 нм 18400 c 12

Как и с изображением HDF-N, снимки были получены с помощью особой техники наблюдений, причём между экспозициями направление телескопа менялось на малый угол, а полученные изображения обрабатывались сложными алгоритмами для получения высокого углового разрешения. В течение спектроскопических наблюдений инструмент STIS был направлен на центральный квазар[3]. Итоговое изображение HDF-S имело масштаб 0.0398 угловых секунд в пикселе.

Объекты[править | править код]

Космологический принцип утверждает, что на больших масштабах Вселенная однородна и изотропна, то есть выглядит одинаково во всех направлениях. При этом изображение HDF-S должно напоминать снимок HDF-N, в целом это верно, видны галактики того же диапазона цветов и форм, как и на HDF-N, количество галактик тоже почти одинаковое[4].

Различие между полями состоит в том, что HDF-S содержит известный квазар с красным смещением 2.24, J2233-606, открытый в ходе поиска таких объектов в поле. Квазар позволяет исследовать газ вдоль луча зрения, на котором также находятся близкие звёзды. Первоначально предполагалось включить квазар и в поле HDF-N, но в итоге от идеи отказались, поскольку повышенное количество галактик рядом с квазаром могло внести искажения в общие подсчёты числа галактик. Поскольку число галактик в поле HDF-N уже известно, то для HDF-S можно скорректировать подсчёты из-за влияния окружения квазара[3].

Научные результаты[править | править код]

Как и HDF-N, HDF-S позволил получить много информации в области космологии. Многие исследования данных HDF-S подтвердили результаты изучения HDF-N, такие как оценки темпа звездообразования во Вселенной. The HDF-S также используется для изучения эволюции галактик.

См. также[править | править код]

Примечания[править | править код]

  1. 1 2 HDF-S Project Description. STScI. Дата обращения: 28 декабря 2008.
  2. HDF-S Coordinates. STScI. Дата обращения: 26 декабря 2008.
  3. 1 2 3 4 5 6 Williams et al. (2000)
  4. 1 2 Casertano et al. (2000)
  5. HDF-S 1997 TEST Observations. STScI. Дата обращения: 28 декабря 2008.
  6. Ferguson (2000)