Хаббл Deep Field Юг
Южный снимок Hubble Deep Field представляет собой совокупность нескольких сотен отдельных изображений, полученных с помощью космического телескопа «Хаббл» за широкоугольной и планетарной камеры 2 10 дней в сентябре и октябре 1998 года. Оно последовало за большим успехом оригинального изображения Hubble Deep Field в облегчении исследования. 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).
Планирование
[ редактировать ]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 ° час 32 м 56.22 с и склонение -60 ° 33 '02,69 дюйма. [2] Как и в случае с оригинальным телескопом Hubble Deep Field (далее именуемым «HDF-N»), целевая область была выбрана далеко от плоскости Пути Млечного галактического диска , который содержит большое количество затеняющей материи, и содержать как меньше галактических звезд можно . Однако поле находится ближе к галактической плоскости, чем HDF-N, а это означает, что оно содержит больше галактических звезд. Рядом с ней также есть яркая звезда, 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 ненадолго сфотографировано 30–31 октября 1997 г. [5] убедиться в приемлемости направляющих звезд на поле; эти опорные звезды потребуются для того, чтобы HST точно наводил на регион во время самих наблюдений. [1]
Наблюдения
[ редактировать ]Стратегия наблюдения HDF-S была аналогична стратегии HDF-N: те же оптические фильтры для изображений WFPC2 использовались (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 г. [6] в общей сложности совершил 150 витков, а 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]
| Камера | Фильтр | Длина волны | Общее время воздействия | Воздействия |
|---|---|---|---|---|
| WFPC2 | F300W | 300 нм (U-диапазон) | 140 400 с | 106 |
| WFPC2 | F450W | 450 нм (B-диапазон) | 103 500 с | 67 |
| WFPC2 | F606W | 606 нм (V-диапазон) | 99300 с | 53 |
| WFPC2 | F814W | 814 нм (I-диапазон) | 113 900 с | 57 |
| НИКМОС NIC3 | F110W | 1100 нм (J-диапазон) | 162 600 с | 142 |
| НИКМОС NIC3 | F160W | 1600 нм (H-диапазон) | 171 200 с | 150 |
| НИКМОС NIC3 | Ф222М | 2220 мм (К-диапазон) | 105 000 с | 102 |
| СТИС | 50CCD | 350–950 нм | 155 600 с | 67 |
| СТИС | F28X50LP | 550–960 нм | 49800 с | 64 |
| СТИС | МИРФУВ | 150–170 нм | 52100 с | 25 |
| СТИС | МИРНУВ | 160–320 нм | 22600 с | 12 |
| Спектроскопия | Г430М | 302,2–356,6 нм | 57 100 с | 61 |
| Спектроскопия | G140L | 115–173 нм | 18 500 с | 8 |
| Спектроскопия | Е230М | 227,8–312 нм | 151 100 с | 69 |
| Спектроскопия | G230L | 157–318 нм | 18 400 с | 12 |
Как и в случае с HDF-N, изображения обрабатывались с использованием метода, известного как « 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 изображения. 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 пикселя размер 0,0398 угловых секунд . [8]
Содержание
[ редактировать ]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]
Одним из отличий от HDF-N было то, что HDF-S включал известный квазар со красного смещения значением 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]
Научные результаты
[ редактировать ]Как и HDF-N, HDF-S предоставил космологам богатую информацию . 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]
Последующие наблюдения
[ редактировать ]
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]
См. также
[ редактировать ]Ссылки
[ редактировать ]- ^ Jump up to: а б «Описание проекта HDF-S» . СНТЦИ . Проверено 28 декабря 2008 г.
- ^ «Координаты HDF-S» . СНТЦИ . Проверено 26 декабря 2008 г.
- ^ Jump up to: а б с д и ж Уильямс и др. (2000)
- ^ Jump up to: а б Казертано и др. (2000)
- ^ «Наблюдения за испытаниями HDF-S 1997 года» . СНТЦИ . Проверено 28 декабря 2008 г.
- ^ «Вселенная «внизу» — последняя цель для последнего глубокого обзора Хаббла» . НАСА. 23 ноября 1998 года . Проверено 11 декабря 2022 г.
- ^ Фергюсон (2000)
- ^ Волонтери, М.; Саракко1, П.; Чинкарини, Г. (2 мая 2000 г.). «Каталог галактик в HDF-Юге: Фотометрия и структурные параметры» . Астрон. Астрофиз. Доп. Сер . 145 : 111–120. arXiv : astro-ph/0005204 . Бибкод : 2000A&AS..145..111В . дои : 10.1051/aas:2000233 . S2CID 15922789 . Проверено 11 декабря 2022 г.
{{cite journal}}: CS1 maint: числовые имена: список авторов ( ссылка ) - ^ Фергюсон, Генри К.; Дикинсон, Марк; Уильямс, Роберт. «Галактики» . Глубокие поля Хаббла (Отчет). Калифорнийский технологический институт . Проверено 11 декабря 2022 г.
- ^ «Сверхглубокое поле зрения Хаббла» (PDF) . НАСА . Проверено 11 декабря 2022 г.
- ^ «Глубоко взглянув на Вселенную в 3D» . Пресс-релиз ESO . Европейская южная обсерватория . Проверено 27 февраля 2015 г.
- ^ «Информационная палата HDF-S» . СНТЦИ . Проверено 28 декабря 2008 г.
Библиография
[ редактировать ]- Казертано, С.; и др. (2000). «Наблюдения WFPC2 за глубоким полем Хаббла на юге». Астрономический журнал . 120 (6): 2747–2824. arXiv : astro-ph/0010245 . Бибкод : 2000AJ....120.2747C . дои : 10.1086/316851 . S2CID 119058107 .
- Фергюсон, ХК (2000a). «Глубокие поля Хаббла» . В Н. Мансете; С Вейе; Д. Крэбтри (ред.). Материалы конференции ASP . Программное обеспечение и системы для анализа астрономических данных IX. Том. 216. Тихоокеанское астрономическое общество . стр. 395 . ISBN 1-58381-047-1 .
- Уильямс, RE; и др. (2000). «Южное глубокое поле Хаббла: формулирование наблюдательной кампании» . Астрономический журнал . 120 (6): 2735–2746. Бибкод : 2000AJ....120.2735W . дои : 10.1086/316854 .
Внешние ссылки
[ редактировать ]
- «ХДФ-С» . STScI. Главный веб-сайт Hubble Deep Field South.
| Текущие инструменты |   | |
|---|---|---|
| Предыдущие инструменты |
| |
| космического корабля "Шаттл" Миссии | ||
| Специальные поля и изображения |
| |
| Связанный |
| |
