Hubble Deep Field South

Hubble Deep Field South  on yhdistelmäkuva useista sadoista yksittäisistä kuvista, jotka on otettu Hubble -avaruusteleskoopin laajakenttä- ja planeettakameralla 2 . Havainnot tehtiin syys - ja lokakuussa 1998 . Tämä kuva on otettu Hubble Deep Fieldin jälkeen . Kun optisia kuvia hankittiin WFPC2:lla, havaintoja tehtiin viereisiltä alueilta käyttämällä tallennusspektrografia ja lähi-infrapuna-moniobjektispektrometriä .

Suunnittelu

Syvänä toisen syväkentän kuvan luomiseen oli tarjota eteläisen pallonpuoliskon observatorioille sama syvä optinen kuva kaukaisesta maailmankaikkeudesta kuin observatorioille pohjoisella pallonpuoliskolla [1] .

Tucanan tähdistöstä valittiin alue , jonka oikea nousu oli 22 h  32 m  56,22 s ja deklinaatio −60° 33′ 02,69″ [2] . Kuten alkuperäisen Hubble Deep Field -kuvan (jäljempänä HDF-N) tapauksessa, taivaan alue valittiin pois Linnunradan kiekon tasosta, ja se sisälsi suuren määrän absorboivaa ainetta. Myös valitun taivaan alueen tulisi sisältää mahdollisimman vähän galaksin tähtiä. Valittu alue osoittautui kuitenkin lähempänä HDF-N:ää, mikä tarkoittaa hieman suurempaa määrää galaksissa. Lähistöllä on myös melko kirkas tähti ja kohtalaisen kirkas radiolähde . Mutta päätettiin, että nämä puutteet eivät häiritse myöhempiä havaintoja [3] .

Kuten HDF-N:n tapauksessa, taivaanpätkä sijaitsee Hubblen jatkuvalla katseluvyöhykkeellä (CVZ), mutta tällä kertaa etelässä, mikä mahdollistaa havainnot tällä alueella kaksi kertaa niin pitkällä kuin muut kiertoratajakson havainnot. Tiettyinä vuodenaikoina teleskooppi voi tehdä havaintoja tällä alueella jatkuvasti, kun alue ei ole maan peitossa [4] . Tämän paikan havaintoihin liittyy edelleen joitain ongelmia, jotka johtuvat Brasilian magneettisen poikkeaman läpi kulkemisesta ja maapallon hajaantuneen valon läsnäolosta päiväsaikaan [3] .

Osaa taivaasta tarkkailtiin lyhyen aikaa 30. ja 31. lokakuuta 1997 [5] opastähtien hyväksyttävyyden varmistamiseksi kentällä; tällaisten tähtien pitäisi auttaa teleskooppia säilyttämään tarkan suunnan taivaan alueelle vaaditun ajan [1] .

Havainnot

HDF-S-kenttähavainnointistrategia on samanlainen kuin HDF-N-havainnointiskenaario, samoja optisia suodattimia (valitsevat alueet aallonpituuksilla 300, 450, 606 ja 814 nm) ja samanlaisia ​​valotusaikoja käytettiin kuvien hankkimiseen WFPC2:lla. Havaintoja tehtiin 10 päivän aikana syys- ja lokakuussa 1998, mikä vastaa 150 kiertoaikaa. Kokonaisaltistus oli yli 1,3 miljoonaa sekuntia. WFPC2 sai erittäin syviä optisia kuvia, ja taivaan alue havaittiin sekä STIS-spektrografilla että NICMOS-spektrometrillä. Useita kenttiä pääkentän sivuilla havaittiin lyhyen aikaa [3] .

WFPC2-kuva vie 5,3 neliöminuuttia kaaresta, NICMOS ja STIS tarjoavat kuvia 0,7 neliöminuuttia kaaresta [6] .

HDF-S-havainnot Hubble-teleskoopilla [3]
Kamera Suodattaa Aallonpituus Kokonaisvalotusaika Valotusten määrä
WFPC2 F300W 300 nm (U-kaista) 140400 c 106
WFPC2 F450W 450 nm (kaista B) 103500 c 67
WFPC2 F606W 606 nm (V-kaista) 99300 c 53
WFPC2 F814W 814 nm (kaista I) 113900 c 57
NICMOS NIC3 F110W 1100 nm (J-kaista) 162600 c 142
NICMOS NIC3 F160W 1600 nm (H-kaista) 171200 c 150
NICMOS NIC3 F222M 2220 nm (K-kaista) 105000 c 102
STIS 50 CCD 350-950 nm 155600 c 67
STIS F28X50LP 550-960 nm 49800 c 64
STIS MIRFUV 150-170 nm 52100 c 25
STIS MIRNUV 160-320 nm 22600 c 12
Spektroskopia G430M 302,2-356,6 nm 57100 c 61
Spektroskopia G140L 115-173 nm 18500 c kahdeksan
Spektroskopia E230M 227,8-312 nm 151100 c 69
Spektroskopia G230L 157-318 nm 18400 c 12

Kuten HDF-N-kuvassa, kuvat saatiin erityisellä havainnointitekniikalla, jolloin kaukoputken suunta muuttui pienen kulman verran valotusten välillä, ja tuloksena saadut kuvat käsiteltiin monimutkaisilla algoritmeilla korkean kulmaresoluution saavuttamiseksi . Spekroskooppisten havaintojen aikana STIS-instrumentti suunnattiin keskuskvasaariin [ 3] . Tuloksena saadun HDF-S-kuvan skaala oli 0,0398 kaarisekuntia pikseliä kohden.

Objektit

Kosmologinen periaate sanoo, että suuressa mittakaavassa maailmankaikkeus on homogeeninen ja isotrooppinen, eli se näyttää samalta kaikkiin suuntiin. Samalla HDF-S-kuvan tulisi muistuttaa HDF-N-kuvaa, yleensä tämä on totta, saman väri- ja muotoalueen galakseja on näkyvissä, kuten HDF-N:ssä, galaksien määrä on myös melkein sama [4] .

Kenttien välinen ero on se, että HDF-S sisältää tunnetun 2,24 punasiirtymän kvasaarin, J2233-606 , joka löydettiin etsiessään tällaisia ​​kohteita kentältä. Kvasaari mahdollistaa kaasun tutkimisen tähtäysviivaa pitkin, joka sisältää myös lähellä olevia tähtiä. Aluksi sen piti sisällyttää kvasaari HDF-N-kenttään, mutta lopulta idea hylättiin, koska lisääntynyt galaksien määrä lähellä kvasaria voisi aiheuttaa vääristymiä galaksien lukumäärän kokonaislaskelmiin. Koska HDF-N-kentässä olevien galaksien lukumäärä on jo tiedossa, HDF-S-laskelmia voidaan korjata kvasaariympäristön vaikutuksesta [3] .

Tieteelliset tulokset

Kuten HDF-N, HDF-S tarjosi paljon tietoa kosmologian alalla. Monet HDF-S-tietojen tutkimukset ovat vahvistaneet HDF-N-tutkimuksen tulokset, kuten arviot tähtien muodostumisnopeudesta universumissa. HDF-S:ää käytetään myös galaksien evoluution tutkimiseen .

Katso myös

Muistiinpanot

  1. ↑ 12 HDF -S Projektin kuvaus . STSCI. Haettu: 28. joulukuuta 2008.
  2. ↑ HDF-S-koordinaatit . STSCI. Haettu 26. joulukuuta 2008. Arkistoitu alkuperäisestä 12. helmikuuta 2021.
  3. ↑ 1 2 3 4 5 6 Williams et al. (2000)
  4. ↑ 1 2 Casertano et ai. (2000)
  5. ↑ HDF-S 1997 TEST-havainnot . STSCI. Haettu: 28. joulukuuta 2008.
  6. ↑ Ferguson (2000)

Linkit