Hubble Deep Field South

Hubble Deep Field South  er et sammensat billede af flere hundrede individuelle billeder taget med Hubble Space Telescope's Wide Field and Planetary Camera 2 . Der blev foretaget observationer i september og oktober 1998 . Dette billede er taget efter Hubble Deep Field . Mens optiske billeder blev erhvervet med WFPC2, blev der foretaget observationer af nærliggende områder ved hjælp af en optagelsesspektrograf og et nær-infrarødt multi-objektspektrometer .

Planlægning

Begrundelsen for at skabe endnu et dybfeltsbillede var at give observatorier på den sydlige halvkugle det samme dybe optiske billede af det fjerne univers som observatorier på den nordlige halvkugle [1] .

Et område blev valgt i stjernebilledet Tucana med en højre opstigning på 22 t  32 m  56,22 s og en deklination på −60° 33′ 02,69″ [2] . Som i tilfældet med det originale Hubble Deep Field -billede (herefter 'HDF-N'), blev et område af himlen valgt væk fra Mælkevejsskivens plan, der indeholdt en stor mængde absorberende stof. Det valgte område af himlen bør også indeholde så få stjerner i galaksen som muligt. Det valgte område viste sig dog at være tættere på HDF-N, hvilket betyder et lidt større antal stjerner i galaksen. I nærheden er også en temmelig lysstærk stjerne og en moderat lysstærk radiokilde . Men det blev besluttet, at disse mangler ikke ville forstyrre efterfølgende observationer [3] .

Som med HDF-N er himlens plet placeret i Hubbles kontinuerlige visningszone (CVZ), men denne gang mod syd, hvilket tillader observationer i denne region at være dobbelt så lange som andre observationer i en omløbsperiode. . På visse tidspunkter af året kan teleskopet holde observationer i dette område kontinuerligt, mens området ikke er dækket af Jorden [4] . Observationer af dette sted er stadig forbundet med nogle problemer på grund af passagen gennem den brasilianske magnetiske anomali og på grund af tilstedeværelsen af ​​spredt lys fra Jorden i dagtimerne [3] .

Et udsnit af himlen blev observeret i kort tid den 30. og 31. oktober 1997 [5] for at verificere acceptablen af ​​ledestjerner i feltet; sådanne stjerner skulle hjælpe teleskopet med at opretholde en nøjagtig retning til himlens område i den nødvendige tid [1] .

Observationer

HDF-S feltobservationsstrategien ligner HDF-N observationsscenariet, de samme optiske filtre (valg af områder ved bølgelængder på 300, 450, 606 og 814 nm) og lignende eksponeringstider blev brugt til at tage billeder på WFPC2. Observationer blev foretaget over 10 dage i september og oktober 1998, svarende til 150 omløbsperioder. Den samlede eksponering var over 1,3 millioner sekunder. WFPC2 tog meget dybe optiske billeder, hvor himmelregionen blev observeret af både STIS-spektrografen og NICMOS-spektrometeret. Flere felter på siderne af hovedet blev observeret i kort tid [3] .

WFPC2-billedet optager 5,3 kvadrat-minutter af bue, NICMOS og STIS giver billeder på 0,7 kvadrat-minutter af bue [6] .

HDF-S observationer på Hubble-teleskopet [3]
Kamera Filter Bølgelængde Samlet eksponeringstid Antal eksponeringer
WFPC2 F300W 300 nm (U-bånd) 140400 c 106
WFPC2 F450W 450 nm (bånd B) 103500 c 67
WFPC2 F606W 606 nm (V-bånd) 99300 c 53
WFPC2 F814W 814 nm (bånd I) 113900 c 57
NICMOS NIC3 F110W 1100 nm (J-bånd) 162600 c 142
NICMOS NIC3 F160W 1600 nm (H-bånd) 171200 c 150
NICMOS NIC3 F222M 2220 nm (K-bånd) 105000 c 102
STIS 50CCD 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
Spektroskopi G430M 302,2-356,6 nm 57100 c 61
Spektroskopi G140L 115-173 nm 18500 c otte
Spektroskopi E230M 227,8-312 nm 151100 c 69
Spektroskopi G230L 157-318 nm 18400 c 12

Som med HDF-N-billedet blev billederne taget ved hjælp af en speciel observationsteknik, hvor teleskopets retning ændrede sig med en lille vinkel mellem eksponeringerne, og de resulterende billeder blev behandlet af komplekse algoritmer for at opnå høj vinkelopløsning . Under de spektroskopiske observationer blev STIS-instrumentet rettet mod den centrale kvasar [3] . Det resulterende HDF-S-billede havde en skala på 0,0398 buesekunder pr. pixel.

Objekter

Det kosmologiske princip siger, at universet i store skalaer er homogent og isotropt, det vil sige, at det ser ens ud i alle retninger. Samtidig skal HDF-S-billedet ligne HDF-N-billedet, generelt er det sandt, galakser med samme farve- og formområde er synlige, som i HDF-N er antallet af galakser også næsten samme [4] .

Forskellen mellem felterne er, at HDF-S indeholder en kendt 2,24 rødforskydningskvasar, J2233-606 , opdaget under en søgning efter sådanne objekter i feltet. En kvasar giver dig mulighed for at udforske gassen langs sigtelinjen, som også indeholder nærliggende stjerner. Oprindeligt skulle det inkludere en kvasar i HDF-N-feltet, men i sidste ende blev ideen opgivet, da et øget antal galakser nær kvasaren kunne introducere forvrængninger i de samlede beregninger af antallet af galakser. Da antallet af galakser i HDF-N-feltet allerede er kendt, kan HDF-S-beregningerne korrigeres på grund af påvirkningen fra kvasarmiljøet [3] .

Videnskabelige resultater

Ligesom HDF-N gav HDF-S en masse information inden for kosmologi. Mange undersøgelser af HDF-S-dataene har bekræftet resultaterne af HDF-N-undersøgelsen, såsom estimater af stjernedannelseshastigheden i universet. HDF-S bliver også brugt til at studere udviklingen af ​​galakser .

Se også

Noter

  1. ↑ 12 HDF -S Projektbeskrivelse . STSCI. Hentet: 28. december 2008.
  2. ↑ HDF-S-koordinater . STSCI. Hentet 26. december 2008. Arkiveret fra originalen 12. februar 2021.
  3. ↑ 1 2 3 4 5 6 Williams et al. (2000)
  4. ↑ 1 2 Casertano et al. (2000)
  5. ↑ HDF-S 1997 TEST Observationer . STSCI. Hentet: 28. december 2008.
  6. ↑ Ferguson (2000)

Links