Хаббл Дип Филд Юг - Hubble Deep Field South

Координаты: Карта неба 22час 32м 56.22s, −60° 33′ 02.69″

Хаббл Дип Филд Юг. Кредит: НАСА /ЕКА. ISOHDFS 27 находится внизу справа.

В Хаббл Дип Филд Юг представляет собой совокупность нескольких сотен отдельных изображений, сделанных с помощью Космический телескоп Хаббла с Широкоугольная и планетарная камера 2 в течение 10 дней в сентябре и октябре 1998 года. Это последовало за большим успехом оригинального Глубокое поле Хаббла в облегчении изучения чрезвычайно далеких галактики на ранних этапах их эволюция. В то время как WFPC2 делал очень глубокие оптические изображения, близлежащие поля одновременно отображались Спектрограф космического телескопа (STIS) и Камера ближнего инфракрасного диапазона и многообъектный спектрометр (НИКМОС).

Планирование

Причиной создания еще одного изображения Deep Field было обеспечение обсерваторий в Южное полушарие с таким же глубоким оптическим изображением далекой Вселенной, которое было предоставлено тем, кто в Северное полушарие.[1]

Выбранное поле было в созвездие из Тукана в прямое восхождение из 22час 32м 56.22s и склонение −60 ° 33 ′ 02,69 ″.[2] Как и в оригинале Глубокое поле Хаббла (далее именуемой «HDF-N»), целевая область была выбрана так, чтобы находиться вдали от плоскости Млечный Путь с галактический диск, который содержит большое количество затемняющей материи и содержит как можно меньше галактических звезды насколько возможно. Однако поле ближе к галактической плоскости, чем HDF-N, что означает, что оно содержит больше галактических звезд. Рядом также находится яркая звезда и 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 обзора Хаббла (CVZ), на этот раз на юге, что позволяет вдвое больше обычного времени наблюдения на орбиту. В определенное время года HST может непрерывно наблюдать эту зону, не затмевая ее. земной шар.[4] Однако при просмотре этого поля возникают некоторые проблемы из-за переходов через Южноатлантическая аномалия а также с разрозненными земляной свет в светлое время суток; последнего можно избежать, используя в это время инструменты с более крупными источниками шума, например, от процесса считывания ПЗС. В опросе снова использовалось свободное время директора.[3]

Краткие снимки месторождения были сделаны 30–31 октября 1997 г.[5] удостовериться, что путеводные звезды в поле были приемлемы; эти опорные звезды потребуются для того, чтобы HST точно указывал на область во время собственно наблюдений.[1]

Наблюдения

Стратегия наблюдений для HDF-S была аналогична стратегии для HDF-N, с тем же оптические фильтры используется для изображений WFPC2 (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.[нужна цитата ] всего 150 витков, а общее время экспозиции превышает 1,3 миллиона секунд. В то время как WFPC2 делал очень глубокие оптические изображения, поля одновременно отображались Спектрограф космического телескопа (STIS) и Камера ближнего инфракрасного диапазона и многообъектный спектрометр (НИКМОС). Ряд фланговых полей также наблюдался в течение более коротких периодов времени.[3]

Изображение WFPC2 имеет размер 5,3 кв. угловые минуты, в то время как изображения NICMOS и STIS занимают всего 0,7 квадратных угловых минуты.[6]

Наблюдения HDF-S с HST.[3]
КамераФильтрДлина волныОбщее время воздействияЭкспозиции
WFPC2F300W300 нм (диапазон U)140 400 с106
WFPC2F450W450 нм (B-диапазон)103,500 с67
WFPC2F606W606 нм (V-диапазон)99,300 с53
WFPC2F814W814 нм (I-диапазон)113,900 с57
НИКМОС NIC3F110W1100 нм (J-диапазон)162,600 с142
NICMOS NIC3F160 Вт1600 нм (H-диапазон)171 200 с150
NICMOS NIC3F222M2220 мм (диапазон K)105000 с102
STIS50CCD350–950 нм155 600 с67
STISF28X50LP550–960 нм49 800 с64
STISMIRFUV150–170 нм52,100 с25
STISМИРНУВ160–320 нм22,600 с12
СпектроскопияG430M302,2–356,6 нм57 100 с61
СпектроскопияG140L115–173 нм18,500 с8
СпектроскопияE230M227,8–312 нм151 100 с69
СпектроскопияG230L157–318 нм18 400 с12

Как и в случае с HDF-N, изображения обрабатывались с использованием техники, известной как 'моросящий ', в котором направление наведения телескопа было изменено на очень небольшую величину между экспозициями, а полученные изображения были объединены с использованием сложных методов для достижения более высокого разрешения. угловое разрешение чем иначе было бы возможно. Трансляционные изменения были нормальными во время визуализации частей наблюдения; однако во время спектроскопической работы телескоп пришлось немного поворачивать вместо того, чтобы перенаправлять, так что центр инструмента STIS оставался на центральном квазаре.[3] Окончательное изображение HDF-S было пиксель шкала 0,0398 угловые секунды.[нужна цитата ]

Содержание

В космологический принцип утверждает, что в самых больших масштабах Вселенная однородный и изотропный, что означает, что он должен выглядеть одинаково в любом направлении. Таким образом, можно было бы ожидать, что HDF-S будет сильно напоминать HDF-N, и это действительно так, с большим количеством видимых галактик, отображающих диапазон цветов и морфологий, аналогичный тем, которые наблюдаются в HDF-N, и очень похожие числа. галактик в каждом из полей.[4]

Одно отличие от HDF-N заключалось в том, что HDF-S содержал известный квазар с красное смещение значение 2,24, J2233-606, обнаруженный при поиске целевого поля. Квазар обеспечивает зонд газа на луче зрения, где также наблюдаются объекты переднего плана, что позволяет исследовать связь галактик с абсорбционными особенностями. Включение квазара в поле зрения изначально рассматривалось для HDF-N, но было решено отказаться из-за опасений по поводу увеличения числа галактик, связанных с квазаром, может исказить подсчет числа галактик, а также потому, что не было квазара с выгодным расположением. Однако для Южного месторождения такой перекошенный подсчет не был проблемой из-за известных подсчетов от HDF-N.[3]

Научные результаты

Как и HDF-N, HDF-S предоставляет богатый выбор для космологи. Многие исследования HDF-S подтвердили результаты, полученные с HDF-N, такие как звездообразование ставки за время жизни Вселенной. HDF-S также широко использовался в исследованиях эволюции галактик с течением времени, как в результате внутренних процессов, так и в результате столкновений с другими галактиками.[нужна цитата ]

Последующие наблюдения

МУЗА выходит за пределы Хаббла на юге Глубокого поля Хаббла.[7]

После наблюдений Хабблом поля HDF-S, поле также было исследовано в УФ / оптическом / инфракрасном диапазоне частот с помощью Англо-австралийская обсерватория, то Межамериканская обсерватория Серро Тололо и Европейская южная обсерватория. В среднем инфракрасном диапазоне это наблюдалось Инфракрасная космическая обсерватория, а радионаблюдения проводились Австралийский национальный центр телескопа.[8]

Смотрите также

Рекомендации

  1. ^ а б "Описание проекта HDF-S". STScI. Получено 28 декабря, 2008.
  2. ^ «Координаты HDF-S». STScI. Получено 26 декабря, 2008.
  3. ^ а б c d е ж Williams et al. (2000)
  4. ^ а б Казертано и др. (2000)
  5. ^ "Наблюдения ИСПЫТАНИЯ HDF-S 1997". STScI. Получено 28 декабря, 2008.
  6. ^ Фергюсон (2000)
  7. ^ «Глубоко заглядывать во Вселенную в 3D». Пресс-релиз ESO. Европейская южная обсерватория. Получено 27 февраля, 2015.
  8. ^ «Информационная служба HDF-S». STScI. Получено 28 декабря, 2008.

Библиография

внешняя ссылка

  • «ХДФ-С». НТНЦ. Главный веб-сайт Hubble Deep Field South.