Hubble Deep Field
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O campo profundo de Hubble (HDF) é uma imagem de uma pequena região da constelação Ursa Maior, com base nos resultados de uma série de observações pelo Telescópio Espacial Hubble . Abrange uma área de 15 arcminutes todo, o equivalente em tamanho angular de uma bola de tênis (cerca de 65 milímetros) a uma distância de 100 metros e um dois-milionésimo de nosso céu. A imagem foi montada a partir de 342 exposições separadas tomadas com o telescópio espacial de Campo largo ea câmera planetária 2 mais de dez dias corridos entre 18 de dezembro e 28 de dezembro de 1995 .
O campo é tão pequeno que apenas alguns primeiro plano estrelas na Via Láctea mentira dentro dele; Assim, quase todos os 3.000 objetos na imagem são galáxias , alguns dos quais se encontram entre os mais jovens e mais distante conhecido. Ao revelar tão grande número de galáxias muito jovens, o HDF tornou-se uma imagem de referência no estudo do início do universo , e tem sido a fonte de quase 400 artigos científicos, desde que foi criada.
Três anos após as observações HDF foram tiradas, uma região no hemisfério celeste sul foi trabalhada de uma maneira semelhante e o chamado Hubble Deep Field Sul. As semelhanças entre as duas regiões fortaleceu a crença de que o universo é uniforme ao longo de grandes escalas e que a Terra ocupa uma região típica do universo (o princípio cosmológico). Em 2004, uma imagem mais profunda, conhecido como o Hubble Ultra Deep Field (HUDF), foi construído a partir de um total de 11 dias de observações. A imagem HUDF é o mais profundo (mais sensível) astronômico imagem já feita em comprimentos de onda visíveis.
Concepção
Um dos objectivos-chave dos astrônomos que projetaram o Telescópio Espacial Hubble foi usar sua alta resolução óptica para estudar galáxias distantes para um nível de detalhe que não foi possível a partir do solo. Posicionado por cima da atmosfera, Hubble evita atmosférica Airglow permitindo que ele tome mais sensíveis visíveis e luz ultravioleta imagens do que pode ser obtido com telescópios terrestres limitadas Vê (quando bom correção óptica adaptativa se torna disponível no visível, 10 m telescópios terrestres podem tornar-se competitiva). Embora o espelho do telescópio sofria de aberração esférica quando o telescópio foi lançado em 1990, ele ainda pode ser usado para tirar imagens de galáxias mais distantes do que tinha sido anteriormente obtidos. Porque a luz leva bilhões de anos para atingir a Terra a partir de galáxias muito distantes, vemos como eles eram bilhões de anos atrás; assim, alargar o âmbito dessa investigação para cada vez mais distantes galáxias permite uma melhor compreensão de como eles evoluir.
Após a aberração esférica foi corrigido durante Missão do vaivém espacial STS-61 em 1993, os recursos de imagem agora excelentes do telescópio foram usados para estudar galáxias distantes e cada vez mais tênues. O Médio profundo Survey (MDS) usou a WFPC2 para captar imagens profundas de campos aleatórios enquanto outros instrumentos estavam sendo usados para observações regulares. Ao mesmo tempo, outros programas dedicados focada em galáxias que já eram conhecidos, através da observação baseada em terra. Todos estes estudos revelaram diferenças substanciais entre as propriedades das galáxias atuais e aquelas que existiam vários bilhões de anos atrás.
Até 10% do tempo de observação do HST é designado como Discricionário (DD) Hora do diretor, e normalmente é concedido para os astrônomos que desejam estudar fenômenos transientes inesperados, como supernovas . Uma vez óptica corretiva do Hubble mostraram-se um bom desempenho, Robert Williams, o então diretor da Space Telescope Science Institute, decidiu dedicar uma parte substancial do seu tempo DD durante 1995 para o estudo de galáxias distantes. Um Comité Consultivo Instituto especial recomendou que o WFPC2 ser usado para a imagem de um patch "típico" do céu em um alto latitude galáctica, usando vários filtros ópticos. A grupo de trabalho foi criado para desenvolver e implementar o projeto.
Seleção de alvos
O campo selecionado para as observações necessárias para cumprir vários critérios. Tinha que ser em uma alta latitude galáctica, porque poeira e matéria obscurecendo no plano da Via Láctea disco 's impede observações de galáxias distantes. O campo de destino teve que evitar fontes luminosas conhecidas de luz visível (como estrelas em primeiro plano), e infravermelho, ultravioleta e Emissões de raios-X, para facilitar os estudos posteriores em muitos comprimentos de onda dos objetos no campo de profundidade, e também precisava estar em uma região com um baixo fundo infravermelho ' cirrus ", o difuso, emissão de infravermelho wispy acredita-se ser causada por grãos de poeira quente nas nuvens frias de hidrogênio (gás Regiões HI).
Estes critérios restritos consideravelmente o campo das áreas-alvo potenciais. Foi ainda decidido que o alvo deve estar em "zonas de visão contínua" do Hubble (CVZs) -As áreas do céu que não são ocultada pela Terra ou a Lua durante a órbita do Hubble. O grupo de trabalho decidiu concentrar-se no norte do CVZ, de modo que os telescópios do hemisfério norte, como a Telescópios Keck e do Disposição muito grande, poderia efectuar observações de acompanhamento.
Vinte campos que satisfaçam todos esses critérios foram inicialmente identificados, dos quais foram selecionados três campos candidatos ideais, tudo dentro da constelação de . Ursa Maior Rádio observações instantâneo descartou um desses campos porque continha uma fonte de rádio brilhante, ea decisão final entre os outros dois foi feita na base da disponibilidade de guia estrelas perto do campo: observações do Hubble normalmente exigem um par de estrelas próximas em que sensores de orientação do telescópio pode bloquear durante uma exposição, mas dada a importância das observações HDF, o grupo de trabalho necessário um segundo conjunto de back-up estrelas-guia. O campo que acabou por ser seleccionada está localizado a uma ascensão reta de 49.4s 12h 36m e uma declinação de + 62 ° 12 '48 ".
Observações
Uma vez que um campo ter sido seleccionada, uma estratégia de observação teve de ser desenvolvido. Uma decisão importante foi determinar quais filtra as observações usaria; WFPC2 está equipado com quarenta e oito filtros, incluindo filtros de banda estreita de isolamento especial linhas de emissão de astrofísicos interesse, e filtros de banda larga úteis para o estudo das cores das estrelas e galáxias. A escolha de filtros para ser utilizado para o HDF dependia da ' rendimento 'de cada Filtro- a proporção total de luz que permite Ao longo de toda a cobertura e espectral disponível. Filtros com bandpasses sobreposição tão pouco quanto possível foram desejável.
No final, quatro filtros de banda larga foram escolhidos, centrado em comprimentos de onda de 300 nm (near- ultravioleta ), 450 nm (luz azul), 606 nm (luz vermelha) e 814 nm (near- infravermelho). Porque a eficiência quântica de detectores de Hubble é bastante baixa em 300 nm, o ruído em observações neste comprimento de onda é principalmente devido ao Ruído do CCD em vez de fundo do céu; assim, estas observações poderia ser conduzida por vezes, quando alto ruído de fundo teria prejudicado a eficiência de observações em outras faixas de passagem.
Imagens de área-alvo nos filtros escolhidos foram tomadas ao longo de dez dias consecutivos, durante os quais Hubble orbitou a Terra cerca de 150 vezes. Os tempos totais de exposição em cada comprimento de onda foram 42,7 horas (300 nm), 33,5 horas (450 nm), 30,3 horas (606 nm) e 34,3 horas (814 nm), dividido em 342 exposições individuais para evitar danos significativos para imagens individuais por raios cósmicos, que causam riscos brilhantes a aparecer quando eles greve detectores CCD.
Informática
A produção de uma imagem combinada final em cada comprimento de onda era um processo complexo. Brilhante pixels causados por impactos de raios cósmicos durante exposições foram removidos por comparação exposições de igual comprimento tomadas uma depois da outra, e a identificação de pixels que foram afectados pela raios cósmicos em uma exposição, mas não o outro. Trilhas de detritos espaciais e satélites artificiais estavam presentes nas imagens originais, e foram cuidadosamente removidos.
Luz espalhada a partir da Terra era evidente em cerca de um quarto dos quadros de dados. Este foi removido por tomar uma imagem afectada pela luz dispersa, alinhando-a com uma imagem afetada, e subtraindo a imagem afetada daquele afetado. A imagem resultante foi alisado, e poderia, então, ser subtraído do quadro brilhante. Este procedimento removeu quase toda a luz dispersa a partir das imagens afectados.
Uma vez que as 342 imagens individuais foram limpos de visitas de raios cósmicos e corrigida para a luz dispersa, eles tinham que ser combinados. Os cientistas envolvidos nas observações HDF foi pioneiro de uma técnica chamada ' chuviscando ", em que o apontamento do telescópio foi minuciosamente variou entre conjuntos de exposições. Cada pixel sobre os chips CCD WFPC2 registrou uma área do céu 0,09 segundos de arco através, mas mudando a direcção em que o telescópio foi apontando por menos do que entre as exposições, as imagens resultantes foram combinados utilizando técnicas de processamento de imagens sofisticadas para se obter uma resolução angular final, melhor do que este valor. As imagens HDF produzidos em cada comprimento de onda tinham tamanhos finais de pixel de 0,03985 segundos de arco.
O processamento de dados rendeu quatro imagens monocromáticas, uma em cada comprimento de onda. A combinação destes para as imagens coloridas facultadas ao público foi um processo bastante arbitrário, com uma imagem designada como cada um de vermelho, verde e azul, e as três imagens combinadas para dar uma imagem colorida. Uma vez que os comprimentos de onda em que as imagens foram tomadas não correspondem aos comprimentos de onda da luz vermelha, verde e azul, as cores na imagem final só dar uma representação aproximada das cores reais das galáxias na imagem; a escolha de filtros para o HDF (e a maioria das imagens de Hubble) foi principalmente concebido para maximizar a utilidade científica das observações, em vez de criar cores que corresponde ao que o olho humano seria realmente perceber.
Conteúdo do Campo Profundo
As imagens finais revelaram uma infinidade de distantes, galáxias tênues. Cerca de 3.000 galáxias distintas puderam ser identificados nas imagens, com ambos e irregular galáxias espirais claramente visíveis, apesar de algumas galáxias no campo são apenas alguns pixels de diâmetro. Ao todo, o HDF é pensado para conter menos de dez estrelas em primeiro plano galáctico; de longe, a maioria dos objetos no campo são galáxias distantes.
Há cerca de cinqüenta objetos de ponto-like azuis no HDF. Muitos parecem estar associados a galáxias próximas, que juntos formam correntes e arcos: estes são susceptíveis de ser regiões de intensa formação de estrelas. Outros podem ser distante quasares. Os astrônomos inicialmente descartou a possibilidade de que alguns dos objetos de ponto-like são anãs brancas , porque são demasiado azul para ser consistente com as teorias da evolução anã branca prevalentes na época. No entanto, o trabalho mais recente descobriu que muitas anãs brancas tornam-se mais azul à medida que envelhecem, apoiando a ideia de que o HDF pode conter anãs brancas.
Os resultados científicos
Os dados HDF fornecido material extremamente rico para cosmólogos para analisar e a partir de 2005, quase 400 papéis com base no HDF têm aparecido na literatura astronômica. Uma das descobertas mais fundamentais foi a descoberta de um grande número de galáxias com alto redshift valores.
À medida que o universo se expande, os objetos mais distantes recuar a partir da Terra mais rápido, no que é chamado o fluxo Hubble . A luz de galáxias muito distantes é significativamente afetada pelo redshift cosmológico . Enquanto quasares com altos redshifts eram conhecidos, muito poucas galáxias com desvios para o vermelho superiores a 1 eram conhecidos antes das imagens HDF foram produzidos. O HDF, no entanto, continha muitas galáxias com redshifts tão altas quanto 6, correspondente a distâncias de cerca de 12 mil milhões anos-luz . (Devido ao redshift os objectos mais distantes na HDF não são realmente visível nas imagens de Hubble;. Que só pode ser detectado nas imagens de HDF tomada em comprimentos de onda mais longos por telescópios terrestres)
As galáxias HDF continha uma proporção consideravelmente maior de galáxias perturbado e irregulares do que o universo local; colisões de galáxias e fusões foram mais comuns no universo jovem, pois era muito menor do que hoje. Acredita-se que gigante galáxias elípticas se formam quando as espirais e galáxias irregulares colidem.
A riqueza de galáxias em diferentes estágios de sua evolução também permitiu aos astrônomos calcular a variação da taxa de formação de estrelas ao longo da vida do universo. Embora as estimativas dos redshifts de galáxias HDF são um pouco bruto, os astrônomos acreditam que a formação de estrelas estava ocorrendo à taxa máxima 8-10000000000 anos atrás, e diminuiu por um fator de cerca de 10 desde então.
Outro resultado importante do HDF foi o número muito pequeno de estrelas em primeiro plano presentes. Durante anos, os astrônomos tinham sido intrigante sobre a natureza da matéria escura , massa que parece ser observações indetectáveis, mas que implicava representavam cerca de 90% da massa do universo. Uma teoria era que a matéria escura pode consistir de objetos maciços Astrophysical Compact halo ( MACHOs) - objetos fracos, mas maciços tais como anãs vermelhas e planetas nas regiões exteriores de galáxias. O HDF mostraram, no entanto, que não havia um número significativo de anãs vermelhas nas partes exteriores da nossa galáxia.
Observações subsequentes
O HDF é um marco na cosmologia observacional e ainda há muito a ser aprendido com isso. Desde 1995, o campo tem sido observado por muitos telescópios terrestres, bem como alguns outros telescópios espaciais, nos comprimentos de onda do rádio para a De raios-X.
Objetos de muito alto redshift foram descobertos dentro do HDF usando um número de telescópios groundbased, nomeadamente através da Telescópio James Clerk Maxwell. O desvio para o vermelho de alta estes objectos significa que não pode ser visto em luz visível e, geralmente, são detectadas em ou infravermelho levantamentos de comprimento de onda submillimetre do HDF vez.
Observações espaciais importantes incluíram as da Chandra X-ray Observatory eo Observatório Espacial de Infravermelhos (ISO). Observações de raios-X revelou seis fontes no HDF, que foram encontrados para corresponder a três galáxias elípticas: uma galáxia espiral, uma núcleo galáctico ativo e um objeto extremamente vermelho, pensado para ser uma galáxia distante que contém uma grande quantidade de poeira absorver suas emissões de luz azul.
Observações ISO indicado emissão de infravermelho a partir de 13 galáxias visíveis nas imagens ópticas, atribuídos a grandes quantidades de pó associados com intensa formação de estrelas. Imagens de rádio terrestres tiradas usando o VLA revelou sete fontes de rádio no HDF, os quais correspondem a galáxias visíveis nas imagens ópticas.
1998 viu a criação de uma contrapartida HDF no hemisfério celestial sul: a HDF-Sul. Criado usando uma estratégia de observação semelhante, o HDF-S era muito similar na aparência ao HDF originais. Isso apóia a princípio cosmológico que, na sua maior escala o universo é homogênea.
