Перайсці да зместу

Вобласць глыбокага агляду Хабла

Гэты артыкул уваходзіць у лік добрых
З Вікіпедыі, свабоднай энцыклапедыі
(Пасля перасылкі з Hubble Deep Field)
Hubble Deep Field

Hubble Deep Field (HDF, Глыбо́кае по́ле Ха́бла) — выява невялікай вобласці ў сузор’і Вялікай Мядзведзіцы, атрыманая касмічным тэлескопам «Хабл». Бачная вобласць роўная 5,3 квадратным вуглавым мінутам[1] — прыкладна 1⁄28000000 плошчы нябеснай сферы. Выява была сабрана з 342 асобных здымкаў, узятых з Шырокавугольнай планетнай камеры 2been (англ.: Wide Field and Planetary Camera 2 — WFPC2), усталяванай на тэлескопе «Хабл». Пабудова відарысу праводзілася на працягу некалькіх дзён, у перыяд з 18 снежня па 28 снежня 1995 г.[2]

Вобласць з’яўляецца настолькі маленькай, што толькі некалькі зорак з пярэдняга плана Млечнага Шляху ляжаць у яе межах; такім чынам, амаль усе 3000 аб’ектаў на відарысе — галактыкі.

У 2004 годзе была пабудавана глыбейшая выява, вядомая як Hubble Ultra Deep Field (HUDF)[3]. Яе стварэнне заняло адзінаццаць дзён назіранняў. У 2012 годзе была выпушчана новая, яшчэ глыбейшая выява — Hubble Extreme Deep Field (XDF). Гэта выява з’яўляецца самай глыбокай і адчувальнай астранамічнай выявай, калі-небудзь зробленай у бачных даўжынях хваль[4].

Задачы

[правіць | правіць зыходнік]

Адна з асноўных мэт астраномаў, якія праектавалі касмічны тэлескоп «Хабл», заключалася ў тым, каб выкарыстоўваць высокае аптычнае разрозненне тэлескопа для вывучэння аддаленых галактык з вельмі высокай дэталізацыяй, недаступнай раней[1]. На тэлескоп, які знаходзіцца ў космасе, у адрозненне ад наземных тэлескопаў, не ўплываюць атмасферныя скажэнні, што дазваляе атрымліваць выявы са значна большай адчувальнасцю ў бачным і ультрафіялетавым дыяпазоне, чым выявы, атрыманыя з паверхні Зямлі. Шлях святла ад вельмі аддаленых галактык займае мільёны і мільярды гадоў, таму мы бачым іх, якімі яны былі вельмі даўно. Даследаванні падобнага роду дазваляюць скласці лепшае ўяўленне аб узнікненні, эвалюцыі і развіцці галактык[5].

Выбар вобласці назірання

[правіць | правіць зыходнік]
Вобласць, якую выбралі для назіранняў.

Выбраная для назіранняў вобласць павінна была адпавядаць некалькім крытэрыям:

Гэтыя крытэрыі значна абмежавалі магчымыя для назірання вобласці[1].

Было вырашана, што цэль будзе знаходзіцца ў «непарыўнай зоне назірання» тэлескопа «Хабл» (CVZs) — вобласці неба, якая не засланяецца Зямлёй або Месяцам падчас руху тэлескопа па арбіце. Рабочая група вырашыла сканцэнтравацца на паўночнай «непарыўнай зоне назірання» так, каб з прымяненнем тэлескопаў паўночнага паўшар’я, такіх як Very Large Array і тэлескопа абсерваторыі Кека, маглі праводзіцца наступныя назірання[1][6].

Першапачаткова былі знойдзены дваццаць абласцей, якія адпавядалі ўсім гэтым крытэрыям, з іх былі выбраны тры аптымальныя вобласці. Усе вобласці знаходзіліся ў сузор’і Вялікай Мядзведзіцы. Далейшыя радыёназіранні выключылі адну з гэтых абласцей, таму што ў ёй знаходзілася яркая радыёкрыніца, і канчатковы выбар з дзвюх іншых быў зроблен на аснове прысутнасці «навігацыйных зорак» каля адной з абласцей: назіранні з дапамогай тэлескопа «Хабл» звычайна патрабуюць наяўнасці некалькіх суседніх зорак, па якіх сенсары дакладнага пазіцыянавання тэлескопаbeen (англ.: Fine Guidance Sensors) захопліваюць вобласць назірання. У выніку, была выбрана вобласць, размешчаная ў прамым ўзыходжанні 12гадз 36мін 49,4с і схіленні +62° 12′ 58″[7].

Назіранні

[правіць | правіць зыходнік]
Методыка назіранняў.

Вызначыўшыся з вобласцю назірання, навукоўцы прыступілі да распрацоўкі методыкі. Неабходна было вызначыць, якія з 48 фільтраў (уключаючы вузкапалосныя, якія выдзяляюць спецыфічныя спектральныя лініі, і шырокапалосныя), якімі абсталявана WFPC2, выкарыстоўваць для назіранняў. Выбар залежаў ад «прапускной здольнасці» кожнага фільтра. Ужыванне палосных фільтраў было вельмі непажадана.

У выніку былі выбраны чатыры шырокапалосныя фільтры: 300 нм, 450 нм (сіняе святло), 606 нм (чырвонае святло) і 814 нм[8]. Паколькі квантавая эфектыўнасць датчыкаў тэлескопа «Хабл» вельмі нізкая ў вобласці хваль 300 нм, шум пры назіраннях на гэтай даўжыні хвалі ўзнікае, перш за ўсё, з-за шуму ПЗС-матрыцы, а не з-за фонавага шуму неба; такім чынам, гэтыя назіранні маглі праводзіцца, калі высокі фонавы шум будзе шкодзіць эфектыўнасці назіранняў у іншых палосах прапускання.

Выявы мэтавай вобласці з выкарыстаннем выбраных фільтраў былі атрыманы ў ходзе бесперапынных дзесяцідзённых назіранняў, на працягу якіх Хабл абляцеў вакол Зямлі па сваёй арбіце прыблізна 150 разоў[9]. Поўны час назіранняў у кожнай даўжыні хвалі склалі: 48,93[10] гадзіны (300 нм), 36,52[10] гадзіны (450 нм), 34,94[10] гадзіны (606 нм) і 34,86[10] гадзіны (814 нм). Назіранні былі падзелены на 342 асобныя «этапы», каб прадухіліць істотнае пашкоджанне асобных участкаў выявы яркімі палосамі, якія ўтвараюцца ў выніку ўздзеяння касмічных прамянёў на датчыкі ПЗС-матрыцы.

Апрацоўка дадзеных

[правіць | правіць зыходнік]
Выявы, атрыманыя ў розных даўжынях хваль: 300 нм (зверху злева), 450 нм (зверху справа), 606 нм (знізу злева) і 814 нм (знізу справа)

У працэсе аб’яднання здымкаў, атрыманых у розных даўжынях хваль, былі выдалены пікселі, засвечаныя ўздзеяннем касмічных прамянёў. Параўнаннем некалькіх паслядоўна зробленых здымкаў былі выяўлены пікселі, закранутыя касмічнымі прамянямі на адным здымку, але не закранутыя на іншым. Сляды касмічнага смецця і штучных спадарожнікаў таксама былі старанна прыбраны са здымкаў[1][11][12].

Прыблізна на чвэрці фрагментаў выразна распазнавалася рассеянае святло ад Зямлі. Каб ураўнаважыць дэфект яркасці гэтых фрагментаў, яны былі выраўнаваны па ўзроўні яркасці здымкаў, незакранутых рассеяным святлом. Атрыманая выява была згладжана. Дзякуючы гэтай працэдуры, амаль усё рассеянае святло было выдалена са здымкаў[1][10][13].

Пасля таго, як з 342 асобных здымкаў былі прыбраны дэфекты, іх аб’ядналі ў адзін. Кожнаму пікселю ПЗС-матрыцы на WFPC2 адпавядала вобласць у 0,09 вуглавых секунд. Кожная наступная выява часткова перакрывала папярэднюю. З выкарыстаннем складаных метадаў апрацоўкі (спецыяльны алгарытм «Drizzle»[14][15]) здымкі былі аб’яднаны, і ў выніковым здымку ў кожнай даўжыні хвалі памеры пікселя склалі 0,04 вуглавых секунды[15][16].

Апрацоўка дадзеных прывяла да атрымання чатырох манахромных здымкаў, па адным на кожнай даўжыні хвалі. Пры аб’яднанні іх у адзін каляровы здымак колеры выбіраліся ў пэўнай ступені адвольна, бо даўжыні хваль, у якіх ствараліся выявы, не адпавядаюць даўжыні хваль чырвонага, зялёнага і сіняга святла. Колеры ў выніковым здымку даюць толькі прыблізнае ўяўленне аб фактычных колерах галактык. Фільтры для HDF (як і для большасці здымкаў, атрыманых з дапамогай тэлескопа «Хабл») выбіраліся, перш за ўсё, з меркаванняў найбольшай навуковай карыснасці назіранняў, а не для дакладнай перадачы колераў, што ўспрымаюцца чалавечым вокам[17].

Апісанне HDF

[правіць | правіць зыходнік]

Выніковы здымак змяшчае выявы каля 3000 галактык — ад ярка выяўленых няправільных і спіральных на пярэднім плане, да ледзь прыкметных, памерам усяго некалькі пікселяў, на заднім. У цэлым, на HDF, як мяркуецца, зорак пярэдняга плана — менш за дзясятак, большасць жа аб’ектаў — аддаленыя галактыкі. Многія галактыкі ўзаемадзейнічаюць адна з адною, утвараючы ланцугі і дугі: яны, імаверна, будуць абласцямі інтэнсіўнага фарміравання зорак.

Навуковыя вынікі

[правіць | правіць зыходнік]
Дэталі HDF ілюструюць вялікую разнастайнасць форм галактык, памераў і колераў у Сусвеце.

Дадзеныя са здымка HDF далі навукоўцам багаты матэрыял для аналізу, і, станам на 2005 год, у астранамічнай літаратуры з’явілася каля 400 публікацый (даследаванні, артыкулы), заснаваных на HDF. Адным з самых фундаментальных вынікаў стала адкрыццё вялікай колькасці галактык з высокім значэннем чырвонага зрушэння. На той момант была вядома вялікая колькасць квазараў з высокім чырвоным зрушэннем, галактык жа з высокім чырвоным зрушэннем было вядома вельмі мала. На малюнку HDF прысутнічае шмат галактык са значэннем чырвонага зрушэння, большым за 6, што прыкладна адпавядае адлегласці ў 12 мільярдаў светлавых гадоў. Самыя аддаленыя аб’екты ў вобласці HDF не бачныя на малюнках тэлескопа «Хабл»; яны могуць быць выяўлены толькі на здымках, атрыманых у іншых даўжынях хваль наземнымі тэлескопамі[18].

На здымку HDF ёсць вялікая колькасць няправільных галактык. Лічыцца, што гіганцкія эліптычныя галактыкі ўтвараюцца ў працэсе ўзаемадзеяння спіральных і няправільных галактык. Шырокі набор галактык на розных стадыях іх развіцця дазволіў астраномам атрымаць новую інфармацыю аб працэсах фарміравання зорак.

На працягу многіх гадоў астраномы ламалі галаву над прыродай цёмнай матэрыі, масу якой выявіць не ўдаецца (хоць па назіраннях і разліках яе доля ацэньваецца прыблізна ў 23 %[19] масы Сусвету) а таксама цёмнай энергіі, якая мае адмоўны ціск і раўнамерна запаўняе ўсю прастору Сусвету. На долю цёмнай энергіі прыходзіцца 72 %[19] ад усіх складнікаў Сусвету.

Адна з тэорый заключаецца ў тым, што цёмная матэрыя магла б складацца з Масіўных Астрафізічных Кампактных Аб’ектаў Гало (англ.: Massive Astrophysical Compact Halo Objects) — масіўных аб’ектаў, якія слаба свецяцца, такіх як чырвоныя карлікі, ў знешніх абласцях галактык. Гэтая тэорыя не пацвердзілася з дапамогай здымка HDF; на ім не было выяўлена вялікай колькасці чырвоных карлікаў.

Наступныя назіранні

[правіць | правіць зыходнік]
Hubble Deep Field South

HDF з’яўляецца арыенцірам у назіральнай касмалогіі, і да гэтага часу вельмі многае з гэтай вобласці не вывучана. Пачынаючы з 1995 года, праводзіліся шматлікія даследаванні і назіранні як наземнымі тэлескопамі, так і касмічнымі, у шырокім дыяпазоне хваль, ад радыё да рэнтгена[18][20].

Hubble Ultra Deep Field

Шмат аб’ектаў з высокім значэннем чырвонага зрушэння было выяўлена ў межах вобласці HDF з выкарыстаннем наземных тэлескопаў, у асаблівасці, з дапамогай радыётэлескопа Джэймса Клерка Максвела (англ.: James Clerk Maxwell Telescope)[1]. Высокае чырвонае зрушэнне гэтых аб’ектаў не дазваляла выявіць іх у бачным дыяпазоне хваль, і толькі назіранні ў іншых даўжынях хваль (інфрачырвоны дыяпазон, субміліметровыя хвалі) дазволілі зрабіць гэта[1][6].

Назіранні інфрачырвонай касмічнай абсерваторыі (англ.: Infrared Space Observatory (ISO)) выявілі інфрачырвонае выпраменьванне ад 13 галактык, бачных на аптычных здымках. У гэтых галактыках ўтрымоўваецца вялікая колькасць «міжзорнага пылу», што звязваюць з інтэнсіўным фарміраваннем зорак. Радыё-здымкі, атрыманыя з выкарыстаннем наземных інструментаў, такіх, як VLA, выявілі 5 радыёкрыніц[21] у HDF (першапачаткова іх было выяўлена 14[22], але з-за памылак пры назіраннях засталося толькі 5), кожная з якіх адпавядае галактыцы ў бачным дыяпазоне хваль.

У 1998 годзе быў створаны здымак, падобны да HDF, але ў паўднёвым паўшар’і неба: Hubble Deep Field South. Выява была створана з прымяненнем такіх жа метадаў, як і HDF. Атрыманы здымак вельмі падобны на HDF, што з’яўляецца пацвярджэннем касмалагічнага прынцыпу, які гаворыць аб тым, што ў глабальных маштабах Сусвет — аднастайны.

Гл. таксама

[правіць | правіць зыходнік]

Зноскі

  1. ↑ а б в г д е ё ж Перадумовы, даследаванні, рэзультаты (англ.). Space Telescope Science Institute, Baltimore, MD (28 кастрычніка 1999). Архівавана з першакрыніцы 30 студзеня 2012. Праверана 14 октября 2008.
  2. ↑ Прэс-рэліз NASA (англ.). HubbleSite (15 снежня 1996). Архівавана з першакрыніцы 30 студзеня 2012. Праверана 12 кастрычніка 2008.
  3. ↑ Прэс-рэліз Hubble Ultra Deep Field (англ.). NASA, ESA, S. Beckwith (STScI) and the HUDF Team (9 марта 2004). Архівавана з першакрыніцы 30 студзеня 2012. Праверана 14 кастрычніка 2008.
  4. ↑ Hubble Goes to the eXtreme to Assemble Farthest-Ever View of the Universe. NASA (25 верасня 2012). Архівавана з першакрыніцы 19 лістапада 2012. Праверана 26 September 2012.
  5. ↑ Исследования HDF (англ.). Imperial College, London (8 лістапада 1996). Архівавана з першакрыніцы 30 студзеня 2012. Праверана 14 кастрычніка 2008.
  6. ↑ а б Galaxies of stars shrouded in dust found (англ.). S. C Chapman JET-EFDA (25 мая 2005). Архівавана з першакрыніцы 30 студзеня 2012. Праверана 14 кастрычніка 2008.
  7. ↑ Каардынаты Hubble Deep Field (англ.). The Association of Universities for Research in Astronomy (28 кастрычніка 1997). Архівавана з першакрыніцы 30 студзеня 2012. Праверана 12 октября 2008.
  8. ↑ Ужыванне фільтраў пры пабудове выявы (англ.). Space Telescope Science Institute (27 студзеня 1997). Архівавана з першакрыніцы 30 студзеня 2012. Праверана 12 кастрычніка 2008.
  9. ↑ The Hubble Deep Field (англ.). Space Telescope Science Institute (14 студзеня 1996). Архівавана з першакрыніцы 30 студзеня 2012. Праверана 12 кастрычніка 2008.
  10. ↑ а б в г д HDF Scheduling Details (англ.). Space Telescope Science Institute (14 студзеня 1996). Архівавана з першакрыніцы 30 студзеня 2012. Праверана 12 кастрычніка 2008.
  11. ↑ Алгарытмы апрацоўкі выяў (англ.). The Association of Universities for Research in Astronomy (24 кастрычніка 1996). Архівавана з першакрыніцы 30 студзеня 2012. Праверана 14 кастрычніка 2008.
  12. ↑ Апрацоўка выяў (англ.). Association of Universities for Research in Astronomy (14 студзеня 1996). Архівавана з першакрыніцы 30 студзеня 2012. Праверана 14 кастрычніка 2008.
  13. ↑ Апрацоўка выяў (англ.). The Association of Universities for Research in Astronomy (1 марта 1996). Архівавана з першакрыніцы 30 студзеня 2012. Праверана 14 кастрычніка 2008.
  14. ↑ Прымяненне алгарытма «Drizzle» (англ.). Space Telescope Science Institute (29 лютага 1996). Архівавана з першакрыніцы 30 студзеня 2012. Праверана 12 октября 2008.
  15. ↑ а б Reconstruction of the HDF (англ.). Space Telescope Science Institute (15 верасня 1996). Архівавана з першакрыніцы 30 студзеня 2012. Праверана 12 кастрычніка 2008.
  16. ↑ Фінальныя памеры разрознення выявы (англ.). Space Telescope Science Institute (28 лютага 1996). Архівавана з першакрыніцы 30 студзеня 2012. Праверана 12 кастрычніка 2008.
  17. ↑ Выбар фільтраў для назірання HDF (англ.). The Association of Universities for Research in Astronomy (14 студзеня 1996). Архівавана з першакрыніцы 30 студзеня 2012. Праверана 14 кастрычніка 2008.
  18. ↑ а б Памер вобласці Hubble Deep Field (англ.). The Association of Universities for Research in Astronomy (24 кастрычніка 1996). Архівавана з першакрыніцы 30 студзеня 2012. Праверана 12 кастрычніка 2008.
  19. ↑ а б Даследаванні WMAP (англ.). Сайт NASA (14 кастрычніка 2008). Архівавана з першакрыніцы 30 студзеня 2012. Праверана 27 кастрычніка 2008.
  20. ↑ Падальшыя назіранні вобласці (англ.). The Association of Universities for Research in Astronomy (14 лютага 2002). Архівавана з першакрыніцы 30 студзеня 2012. Праверана 14 кастрычніка 2008.
  21. ↑ Даследаванні HDF за дапамогай VLA (англ.). Нацыянальная Радыё-астранамічная абсерваторыя (NRAO). Архівавана з першакрыніцы 30 студзеня 2012. Праверана 12 кастрычніка 2008.
  22. ↑ Даследаванні радыёкрыніц (англ.). Hawaii Catalog of the HDF. Архівавана з першакрыніцы 30 студзеня 2012. Праверана 12 кастрычніка 2008.

Літаратура

[правіць | правіць зыходнік]

Спасылкі

[правіць | правіць зыходнік]
Узята з "https://be.wikipedia.org/w/index.php?title=Вобласць_глыбокага_агляду_Хабла&oldid=4832961"