Champ profond de Hubble
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Le champ profond de Hubble (HDF) est une image d'une petite r??gion dans le constellation Ursa Major, sur la base des r??sultats d'une s??rie d'observations par le t??lescope spatial Hubble . Il couvre une superficie de 15 arcminutes ?? travers, soit l'??quivalent de la taille angulaire ?? une balle de tennis (environ 65mm) ?? une distance de 100 m??tres et un deux-millioni??me de notre ciel. L'image a ??t?? assembl?? ?? partir de 342 expositions distinctes prises avec le t??lescope spatial de Large champ et Planetary Camera 2 plus de dix jours cons??cutifs entre 18 d??cembre, et 28 d??cembre, 1995 .
Le champ est si faible que seulement quelques avant-plan ??toiles dans la Voie Lact??e se trouvent en son sein; Ainsi, presque tous les objets 3000 dans l'image sont galaxies , dont certains sont parmi les plus jeunes et les plus ??loign?? connu. En r??v??lant ces grand nombre de tr??s jeunes galaxies, l'HDF est devenu une image jalon dans l' ??tude de l'univers au d??but , et il a ??t?? la source de pr??s de 400 articles scientifiques depuis sa cr??ation.
Trois ans apr??s les observations HDF ont ??t?? prises, une r??gion dans le h??misph??re c??leste sud a ??t?? imag??e d'une mani??re similaire et nomm?? Champ profond de Hubble Sud. Les similitudes entre les deux r??gions de renforcer la croyance que l' univers est uniforme sur de grandes ??chelles et que la Terre occupe une r??gion typique de l'univers (la principe cosmologique). En 2004 une image plus profonde, connue sous le nom Hubble champ ultra profond (HUDF), a ??t?? construit sur un total de onze jours d'observations. L'image HUDF est le plus profond (plus sensible) astronomique image toujours fait aux longueurs d'onde visibles.
Conception
L'un des objectifs cl??s des astronomes qui ont con??u le t??lescope spatial Hubble ??tait d'utiliser sa haute r??solution optique d'??tudier les galaxies lointaines ?? un niveau de d??tail qui ne ??tait pas possible ?? partir du sol. Plac?? au-dessus du atmosph??re, Hubble ??vite atmosph??rique Airglow lui permettant de prendre plus sensibles visibles et lumi??re ultraviolette images que peut ??tre obtenu avec les t??lescopes au sol qui voit limit??e (quand le bien correction d'optique adaptative devient disponible dans le visible, 10 t??lescopes terrestres-M peut devenir comp??titive). Bien que le miroir du t??lescope souffrait d' aberration sph??rique lorsque le t??lescope a ??t?? lanc?? en 1990, il pourrait encore ??tre utilis?? pour prendre des images de galaxies plus ??loign??es que cela ne avait pu ??tre obtenue. Parce que la lumi??re prend des milliards de ans pour atteindre la Terre ?? partir de galaxies tr??s lointaines, nous les voyons comme ils ??taient il ya des milliards d'ann??es; ainsi, ??tendre la port??e de ces recherches aux galaxies lointaines en plus permet une meilleure compr??hension de la fa??on dont ils ??voluer.
Apr??s l'aberration sph??rique a ??t?? corrig?? lors de La mission de la navette spatiale STS-61 en 1993, les d??sormais d'excellentes capacit??s d'imagerie du t??lescope ont ??t?? utilis??s pour ??tudier les galaxies plus lointaines et faibles. Le Enqu??te de profondeur moyenne (MDS) a utilis?? le WFPC2 pour prendre des images profondes de champs al??atoires tandis que d'autres instruments ont ??t?? utilis??s pour les observations planifi??es. Dans le m??me temps, d'autres programmes d??di??s concentr??s sur galaxies qui ??taient d??j?? connus par l'observation au sol. Toutes ces ??tudes ont r??v??l?? des diff??rences substantielles entre les propri??t??s des galaxies aujourd'hui et ceux qui existait il ya plusieurs milliards d'ann??es.
Jusqu'?? 10% du temps d'observation de la TVH est d??sign?? comme discr??tionnaire (DD) Temps de directeur, et est g??n??ralement attribu?? aux astronomes qui souhaitent ??tudier les ph??nom??nes transitoires impr??vus, tels que les supernovae . Une fois l'optique correctives de Hubble ont ??t?? pr??sent??s ?? de bons r??sultats, Robert Williams, alors directeur de la Space Telescope Science Institute, a d??cid?? de consacrer une fraction importante de son temps de DD en 1995 ?? l'??tude des galaxies lointaines. Un comit?? consultatif de l'Institut sp??cial a recommand?? que le WFPC2 ??tre utilis?? ?? l'image d'un patch ??typique?? du ciel ?? une haute latitude galactique, utilisant plusieurs filtres optiques. Un groupe de travail a ??t?? cr???? pour d??velopper et mettre en ??uvre le projet.
Le choix des cibles
Le champ s??lectionn?? pour les observations n??cessaires pour remplir plusieurs crit??res. Il devait ??tre ?? une latitude galactique ??lev??, parce que la poussi??re et la mati??re obscurcir dans le plan de la Voie Lact??e disque s 'emp??che observations de galaxies lointaines. Le champ cible devait ??viter les sources lumineuses connues de la lumi??re visible (comme les ??toiles de premier plan), et infrarouge, ultraviolet et ??missions de rayons X, afin de faciliter les ??tudes ult??rieures ?? plusieurs longueurs d'onde des objets dans le champ profond, et ??galement n??cessaire pour ??tre dans une r??gion avec un fond infrarouge faible ' Cirrus ??, diffus, ??mission infrarouge vaporeux cens?? ??tre caus?? par des grains de poussi??res chaudes dans les nuages froids de l'hydrog??ne (gaz HI r??gions).
Ces crit??res consid??rablement restreint le champ des zones cibles potentiels. Il a ??t?? en outre d??cid?? que l'objectif devrait ??tre dans les ??zones de vision continue?? de Hubble (CVZs) -les zones de ciel qui ne sont pas occult??e par la Terre ou de la Lune au cours de l'orbite de Hubble. Le groupe de travail a d??cid?? de se concentrer sur le nord du CVZ, de sorte que les t??lescopes de l'h??misph??re nord, comme le T??lescopes Keck et le Very Large Array, pourrait effectuer des observations de suivi.
Vingt domaines r??pondant ?? tous ces crit??res ont ??t?? initialement identifi??s, dont trois champs candidats optimales ont ??t?? s??lectionn??s, le tout dans la constellation de . Ursa Major Radio observations d'instantan??s exclure un de ces champs car il contenait une source radio lumineux, et la d??cision finale entre les deux autres a ??t?? faite sur la base de la disponibilit?? de guidage ??toiles proches du terrain: observations de Hubble exigent normalement une paire de ??toiles proches sur qui Capteurs beaux d'orientation du t??lescope pouvez verrouiller pendant une exposition, mais ??tant donn?? l'importance des observations HDF, le groupe de travail requis un second ensemble de guidage ??toiles de back-up. Le champ qui a finalement choisi est situ?? ?? une ascension droite du 49.4s 12h 36m et un d??clinaison de + 62 ?? 12 '48 ".
Observations
Une fois un champ avait ??t?? s??lectionn??, une strat??gie d'observation devait ??tre d??velopp??. Une d??cision importante ??tait de d??terminer quels filtre les observations seraient utiliser; WFPC2 est ??quip?? de quarante-huit filtres, y compris filtres ?? bande ??troite isolement particulier raies d'??mission de l'astrophysique et de l'int??r??t, filtres utiles pour l'??tude des couleurs des ??toiles et des galaxies ?? large bande. Le choix des filtres ?? utiliser pour le HDF d??pendait de la ' d??bit 'de chaque FILTRE la proportion totale de la lumi??re qu'il Through-et la couverture spectrale disponible le permet. Filtres avec bandes passantes se chevauchent aussi peu que possible ??taient souhaitables.
En fin de compte, quatre filtres ?? large bande ont ??t?? choisis, centr??e ?? longueurs d'onde de 300 nm (quasi ultraviolet ), 450 nm (lumi??re bleue), 606 nm (lumi??re rouge) et 814 nm (quasi- infrarouge). Parce que le efficacit?? quantique des d??tecteurs de Hubble est assez faible ?? 300 nm, le bruit dans les observations ?? cette longueur d'onde est principalement due ?? bruit de CCD plut??t que fond de ciel; Ainsi, ces observations pourraient ??tre men??es ?? des moments o?? le bruit de fond ??lev?? aurait nui ?? l'efficacit?? des observations dans d'autres bandes passantes.
Images de la zone cible dans les filtres choisis ont ??t?? prises pendant dix jours cons??cutifs, au cours de laquelle Hubble en orbite autour de la Terre environ 150 fois. Les temps d'exposition total ?? chaque longueur d'onde ??taient 42,7 heures (300 nm), 33,5 heures (450 nm), 30,3 heures (606 nm) et 34,3 heures (814 nm), divis?? en 342 expositions individuelles pour pr??venir des dommages importants aux images individuelles par les rayons cosmiques, qui provoquent des stries lumineuses apparaissent quand ils frappent d??tecteurs CCD.
Le traitement des donn??es
La production d'une image finale combin??es ?? chaque longueur d'onde est un processus complexe. Clair pixels caus??es par des impacts de rayons cosmiques au cours d'expositions ont ??t?? ??limin??s en comparant les expositions de m??me longueur pris une apr??s l'autre, et ?? identifier les pixels qui ont ??t?? touch??s par rayons cosmiques dans une exposition, mais pas l'autre. Sentiers de d??bris spatiaux et les satellites artificiels sont pr??sents dans les images d'origine, et ont ??t?? soigneusement enlev??es.
La lumi??re diffus??e par la Terre ??tait ??vident dans environ un quart des trames de donn??es. Cela a ??t?? retir?? en prenant une image affect??e par la lumi??re diffus??e, en l'alignant avec une image affect??e, et en soustrayant l'image inchang??e de celle touch??e. L'image r??sultante a ??t?? liss??e, et pourrait alors ??tre soustrait du cadre lumineux. Cette proc??dure ??limine la quasi-totalit?? de la lumi??re diffus??e ?? partir des images affect??es.
Une fois les 342 images individuelles ont ??t?? nettoy??s des hits de rayons cosmiques et corrig??es pour la lumi??re diffus??e, ils ont d?? ??tre combin??s. Les scientifiques impliqu??s dans les observations HDF pionnier d'une technique appel??e ' drizzling ??, dans lequel le pointage du t??lescope a ??t?? minutieusement varier entre des ensembles d'exposition. Chaque pixel sur les puces CCD de WFPC2 enregistr?? une zone du ciel 0,09 secondes d'arc ?? travers, mais en modifiant la direction dans laquelle le t??lescope a ??t?? point?? par inf??rieure ?? celle entre les expositions, les images r??sultantes ont ??t?? combin??es en utilisant des techniques sophistiqu??es de traitement d'images ?? mieux que cette valeur donner une r??solution angulaire finale. Les images HDF produites ?? chaque longueur d'onde ont des tailles de pixel finales de 0,03985 secondes d'arc.
Le traitement des donn??es a abouti ?? quatre les images monochromes, l'un ?? chaque longueur d'onde. La combinaison de ces dans les images en couleur diffus??s au public a ??t?? un processus assez arbitraire, avec une image d??sign??e comme chacun de rouge, vert et bleu, et les trois images combin??es pour donner une image couleur. Parce que les longueurs d'onde auxquelles les images ont ??t?? prises ne correspondent pas aux longueurs d'onde de lumi??re rouge, vert et bleu, les couleurs de l'image finale ne donnent qu'une repr??sentation approximative des couleurs r??elles des galaxies dans l'image; le choix des filtres pour le HDF (et la majorit?? des images de Hubble) a ??t?? con??u principalement pour maximiser l'utilit?? scientifique des observations plut??t que de cr??er des couleurs correspondant ?? ce que la oeil humain serait effectivement percevoir.
Contenu de la Deep Field
Les images finales ont r??v??l?? une pl??thore de lointaines galaxies faibles. Environ 3.000 galaxies distincts pouvaient ??tre identifi??s dans les images, ?? la fois irr??guli??re et galaxies spirales bien visibles, bien que certaines galaxies dans le domaine ne sont que quelques pixels ?? travers. En tout, l'HDF est pens?? pour contenir moins de dix ??toiles de premier plan galactique; de loin la majorit?? des objets sur le terrain sont des galaxies lointaines.
Il ya environ cinquante objets ponctuels bleus dans le HDF. Beaucoup semblent ??tre associ??s ?? des galaxies voisines, qui forment ensemble des cha??nes et des arcs: ceux-ci sont susceptibles d'??tre les r??gions d'intense la formation des ??toiles. D'autres peuvent ??tre ??loign??e quasars. Les astronomes initialement exclu la possibilit?? que certains des objets ponctuels sont les naines blanches , parce qu'ils sont trop bleu pour ??tre compatible avec les th??ories de l'??volution naine blanche r??pandues ?? l'??poque. Cependant, des travaux plus r??cents ont montr?? que de nombreuses naines blanches deviennent plus bleu ?? mesure qu'ils vieillissent, en appuyant l'id??e que le HDF peut contenir des naines blanches.
Les r??sultats scientifiques
Les donn??es fournies HDF mat??riau extr??mement riche pour les cosmologistes pour analyser et ?? partir de 2005, pr??s de 400 documents sur la base du HDF ont ??t?? publi??s dans la litt??rature astronomique. Une des conclusions les plus fondamentales a ??t?? la d??couverte d'un grand nombre de galaxies ?? forte redshift valeurs.
Comme l'univers est en expansion, des objets plus ??loign??s se ??loignent de la Terre plus vite, dans ce qu'on appelle le flux de Hubble . La lumi??re de galaxies tr??s lointaines est significativement affect??e par la redshift cosmologique . Tandis que quasars avec des d??calages spectraux ??lev??s ont ??t?? connus, tr??s peu de galaxies avec des d??calages vers le rouge de plus de 1 ??taient connus avant que les images ont ??t?? produites HDF. Le HDF, cependant, contenait de nombreuses galaxies avec d??calage vers le rouge aussi ??lev??es que 6, correspondant ?? des distances de l'ordre de 12 milliards ann??es-lumi??re . (En raison de redshift les objets les plus ??loign??s dans le HDF ne sont pas r??ellement visible dans les images de Hubble;. Ils ne peuvent ??tre d??tect??s dans les images de la HDF prises ?? des longueurs d'onde de t??lescopes bas??s au sol)
Les galaxies HDF contenaient une proportion beaucoup plus grande des galaxies perturb??s et irr??guliers que l'univers local; collisions de galaxies et les fusions ??taient plus fr??quentes chez le jeune univers tel qu'il ??tait beaucoup plus faible qu'aujourd'hui. On pense que g??ant galaxies elliptiques se forment lorsque des spirales et les galaxies irr??guli??res entrent en collision.
La richesse des galaxies ?? diff??rents stades de leur ??volution a ??galement permis aux astronomes d'estimer la variation du taux de la formation des ??toiles au cours de la dur??e de vie de l'univers. Bien que les estimations des d??calages vers le rouge des galaxies HDF sont un peu brut, les astronomes pensent que la formation d'??toiles a ??t?? produit ?? son taux maximal ya 8-10000000000 ann??es, et a diminu?? d'un facteur d'environ 10 depuis.
Un autre r??sultat important de la HDF ??tait le tr??s petit nombre de stars de premier plan pr??sentes. Pendant des ann??es, les astronomes avaient ??t?? perplexes sur la nature de la mati??re noire , la masse qui semble ??tre observations ind??tectables, mais qui impliquait constitu?? environ 90% de la masse de l'univers. Une th??orie est que la mati??re noire pourrait consister Massive Compact Halo objets astrophysiques ( MACHO) - objets faibles, mais massifs comme des naines rouges et plan??tes dans les r??gions ext??rieures de galaxies. Le HDF a montr??, cependant, qu'il n'y avait pas un nombre important de naines rouges dans les parties ext??rieures de notre galaxie.
Des observations ult??rieures
Le HDF est un jalon dans la cosmologie observationnelle et il reste beaucoup ?? apprendre de lui. Depuis 1995, le domaine a ??t?? observ?? par de nombreux t??lescopes terrestres ainsi que certains autres t??lescopes spatiaux, aux longueurs d'onde de la radio ?? Rayon X.
Les objets tr??s-grand redshift ont ??t?? d??couverts dans le HDF utilisant un certain nombre de t??lescopes bas??s sur terre, notamment via le James Clerk Maxwell Telescope. Le d??calage spectral ??lev?? de ces objets qui signifie qu'ils ne sont pas visibles dans la lumi??re visible et sont g??n??ralement d??tect??s en infrarouge ou enqu??tes submillim??trique de longueur d'onde de la HDF place.
Observations spatiales importants ont inclus ceux du Chandra X-ray Observatory et du Infrared Space Observatory (ISO). Observations en rayons X ont r??v??l?? six sources dans le HDF, qui ont ??t?? jug??es correspondre ?? trois galaxies elliptiques: une galaxie spirale, une noyau galactique actif et un objet extr??mement rouge, pens?? pour ??tre une galaxie lointaine contenant une grande quantit?? de produits pour absorber ses ??missions de lumi??re bleue.
observations ISO indiqu?? ??mission infrarouge de 13 galaxies visibles dans les images optiques, attribu??s ?? de grandes quantit??s de poussi??re associ??s ?? la formation intense ??toiles. Images de radio terrestres prises en utilisant le VLA r??v??l?? sept sources de radio dans le HDF, tous qui correspondent aux galaxies visibles dans les images optiques.
1998 a vu la cr??ation d'une contrepartie HDF dans l'h??misph??re sud c??leste: la HDF-Sud. Cr???? en utilisant une strat??gie d'observation similaire, le HDF-S ??tait tr??s similaire en apparence ?? l'HDF origine. Cela confirme la principe cosmologique que, ?? sa plus grande ??chelle de l'univers est homog??ne.
