Hubble Deep Field
De la Wikipedia, enciclopedia liberă
Hubble Deep Field (HDF) este o imagine a unei mici regiuni din constelaţia Ursa Mare, bazată pe rezultatele unei serii de observaţii realizate de telescopul spaţial Hubble. Imaginea acoperă o zonă cu lăţimea de de 15 minute de arc, echivalentă în dimensiune unghiulară cu o minge de tenis (de 65 mm) văzută de la o distanţă de 100 metri, şi cu a două-milioana parte din cer. Imaginea este compusă din 342 de expuneri separate efectuate cu Camera planetară şi de câmp larg 2 de-a lungul a zece zile consecutive între 18 şi 28 decembrie 1995.
Regiunea este atât de mică încât doar câteva stele din Calea Lactee se văd în direcţia ei; astfel, aproape toate cele 3000 de obiecte din imagine sunt galaxii, unele dintre ele printre cele mai tinere şi mai depărtate galaxii cunoscute. Deoarece a dezvăluit un număr atât de mare de galaxii foarte tinere, imaginea HDF a devenit o imagine de referinţă în studiul istoriei vechi a universului, şi a fost sursa a aproximativ 400 de lucrări ştiintifice după realizarea ei.
La trei ani după ce s-au efectuat observaţiile ce au dat naştere imaginii HDF, în acelaşi fel a fost studiată o regiune de pe cerul emisferei de sud, imaginea rezultată fiind denumită Hubble Deep Field South. Asemănările dintre cele două regiuni au confirmat că universul este uniform la scară mare şi că Pământul ocupă o regiune cu nimic deosebită de restul universului (principiu numit principiul cosmologic). În 2004 a fost asamblată o altă imagine a unor obiecte aflate şi mai departe, şi numită Hubble Ultra Deep Field (HUDF), de-a lungul a unsprezece zile de observaţii. Imaginea HUDF este cea mai detaliată imagine astronomică realizată vreodată în lungimi de undă vizibile.
Cuprins |
[modifică] Concepţia
Unul din scopurile–cheie ale astronomilor care au proiectat telescopul spaţial Hubble era cel de a îi folosi înalta rezoluţie optică pentru a studia galaxii îndepărtate la un nivel de detaliu imposibil de obţinut de la sol. Aflat deasupra atmosferei, Hubble nu suferă din cauza strălucirii atmosferei, fapt ce îi permite să obţină imagini în domeniul vizibil şi al ultravioletelor, imagini ce nu pot fi obţinute de telescoapele terestre limitate (când vor deveni disponibile sisteme optice de corecţie adaptive de calitate în domeniul vizibil, telescoapele terestre de 10 m ar putea deveni competitive). Deşi oglinda telescopului suferea aberaţie de sfericitate când telescopul a fost construit în 1990, acesta putea să fie folosit pentru a obţine imagini ale galaxiilor îndepărtate de calitate superioară celor ce puteau fi obţinute anterior. Deoarece drumul luminii de la galaxiile cele mai îndepărtate până la Pământ durează miliarde de ani, ele apar în imagini aşa cum erau ele acum câteva miliarde de ani; astfel, extinderea ariei de cuprindere a acestor cercetări până la galaxii din ce în ce mai îndepărtate permite o înţelegere mai bună a evoluţiei acestora.
După ce aberaţia de sfericitate a fost corectată în timpul misiunii STS-61 a navetei spaţiale în 1993, dispozitivele telescopului, acum excelente, de aciziţie de imagini au fost folosite pentru a studia galaxii din ce în ce mai îndepărtate şi mai slab luminoase. Medium Deep Survey (MDS) a folosit Camera planetară şi de câmp larg 2 pentru a obţine imagini îndepărtate ale unor regiuni aleatoare în timp ce celelalte instrumente erau folosite pentru observaţii planificate. În acelaşi timp, alte programe dedicate se concentrau pe galaxii cunoscute prin observaţii de la sol. Toate aceste studii au dezvăluit diferenţe substanţiale între proprietăţile galaxiilor de astăzi şi cele ale galaxiilor ce existau acum câteva miliarde de ani.
Până la 10% din timpul de observaţie al HST era desemnat drept timp la discreţia directorului, şi era acordat în mod obişnuit astronomilor care doreau să studieze fenomene neaşteptate şi trecătoare, cum ar fi supernovele. Imediat ce s-a văzut că dispozitivele optice de corecţie ale lui Hubble se comportau corect, Robert Williams, pe atunci director al Institutului Ştiinţific al Telescopului Spaţial, a decis să dedice o porţiune substanţială din timpul aflat la discreţia sa în 1995 studiului galaxiilor îndepărtate. Un comitet de consoliere special a recomandat să fie folosită Camera planetară şi de câmp larg 2 pentru a fotografia o porţiune "tipică" de cer la o latitudine galactică mare, folosind câteva filtre optice. A fost constituit un grup de lucru care să dezvolte şi să implementeze proiectul.
[modifică] Alegerea ţintei
Câmpul selectat pentru observaţii trebuia să îndeplinească anumite criterii. Trebuia să fie la o latitudine galactică mare, deoarece praful şi materia din planul discului galaxiei Calea Lactee împiedică observaţiile asupra galaxiilor îndepărtate. Câmpul de observat trebuiea să evite şi sursele puternice cunoscute de lumină vizibilă (cum ar fi stele aflate în faţă), şi emisiile de lumină infraroşie, ultravioletă şi de raze X, pentru a facilita studiile ulterioare la mai multe lungimi de undă ale obiectelor din imagine. De asemenea, trebuia să fie într-o regiune în care este foarte scăzută radiaţia de fundal din domeniul infraroşu (despre care se crede că este cauzată de granule calde de praf aflate în norii reci de hidrogen).
Aceste criterii reduceau considerabil numărul regiunilor cu potenţialul de a fi fotografiate. S-a decis ulterior ca ţinta să se afle în „zona de vizualizare continuă” a lui Hubble (CVZ)—regiunile de cer care nu sunt ascunse de Pământ sau de Lună în timpul orbitei lui Hubble. Grupul de lucru a hotărât să se concentreze asupra zonei de vizualizare continuă de nord, astfel încât telescoapele din emisfera nordică, cum ar fi telescoapele Keck, să poată efectua observaţii ulterioare.
Au fost identificate la început douăzeci de regiuni care satisfăceau toate aceste criterii, dintre care au fost alese trei candidate optime, toate din constelaţia Ursa Mare. Observaţiile din domeniul radio au eliminat una dintre aceste trei regiuni deoarece conţinea o sursă radio puternică, iar decizia finală s-a luat pe baza disponibilităţii stelelor de ghidaj în apropierea regiunii: observaţiile Hubble necesitau o pereche de stele apropiate pentru a servi drept bază de calcul pentru senzorii de ghidaj fin de-a lungul expunerii, dar dată fiind importanţa acestor observaţii, grupul de lucru a pus condiţia existenţei unui set secund de stele de rezervă. Regiunea selectată în cele din urmă se află la o ascensiune dreaptă de 12h 36m 49.4s şi o declinaţie de +62° 12′ 48″ [1].
[modifică] Observaţiile
Odată ce a fost aleasă o regiune, trebuia să fie dezvoltată strategia de observaţie. O hotărâre importantă era determinarea filtrelor de folosit la observaţii; Camera planetară şi de câmp larg 2 este echipată cu 48 de filtre, inclusiv filtre de bandă îngustă care izolează anumite linii de emisie de interes astronomic, şi filtre de bandă largă utile pentru studiul culorilor stelelor şi galaxiilor. Alegerea filtrelor de folosit pentru HDF depindea de eficienţa fiecărui filtru— proporţia totală de lumină pe care o lasă să treacă— şi acoperirea spectrală disponibilă. Se dorea folosirea unor filtre ale căror benzi de trecere se suprapuneau cât mai puţin.
În final, au fost alese patru filtre de bandă largă, centrate la lungimile de undă de 300 nm (aproape de ultraviolet), 450 nm (lumină albastră), 606 nm (lumină roşie) şi 814 nm (aproape de infraroşu). Deoarece eficienţa cuantică a detectoarelor lui Hubble este destul de scăzută la 300 nm, zgomotul observaţiilor la această lungime de undă este datorat în primul rând zgomotului CCD şi nu fundalului cerului; deci, aceste observaţii puteau fi efectuate în momente când zgomotul mare de fundal ar fi afectat calitatea observaţiilor efectuate în alte frecvenţe.
Au fost făcute fotografii ale zonei ţintă în filtrele alese pe parcursul a zece zile, timp în care Hubble s-a rotit în jurul Pământului de aproximativ 150 de ori. Timpii totali de expunere la fiecare lungime de undă au fost de 42,7 ore (300 nm), 33,5 ore (450 nm), 30,3 ore (606 nm) şi 34,3 ore (814 nm), împărţiţi în 342 de expuneri individuale pentru a preveni stricarea semnificativă a imaginilor individuale din cauza razelor cosmice, care cauzează apariţia unor benzi luminoase atunci când lovesc senzorii CCD.
[modifică] Prelucrarea datelor
Producerea unei imagini finale combinate la fiecare lungime de undă a fost un proces complex. Pixeli luminoşi cauzaţi de impactul razelor cosmice în timpul expunerii au fost eliminaţi comparând expunerile de durată egală efectuate una după alta, şi identificând pixelii afectaţi de raze cosmice în doar una din expuneri. Resturile de obiecte artificiale prezente în imaginile iniţiale au fost eliminate cu grijă.
Lumina difuză de pe Pământ era evidentă în aproximativ un sfert din cadrele de date. Aceasta a fost eliminată luând o fotografie afectată de lumină difuză, aliniind-o cu una neafectată, şi scăzând imaginea neafectată din cea afectată. Imaginea rezultată era corectată, şi putea fi apoi scăzută din cadrul prea luminos. Această procedură a eliminat aproape în întregime lumina difuză din imaginile afectate.
Odată ce toate cele 342 de imagini individuale au fost curăţate de impactul razelor cosmice şi de lumina difuză, ele a trebuit să fie combinate. Oamenii de ştiinţă implicaţi în observaţiile HDF au dezvoltat în premieră o tehnică numită drizzling, în care poziţionarea telescopului era variată câte puţin între diferitele seturi de expuneri. Fiecare pixel de pe cipurile CCD ale Camerei planetare şi de câmp larg 2 înregistra o suprafaţă de cer de 0,09 secunde de arc lăţime, dar schimbând direcţia în care este îndreptat telescopul cu mai puţin decât atât între expuneri, imaginile rezultate erau combinate folosind tehnici sofisticate de prelucrare de imagini pentru a da o rezoluţie unghiulară superioară decât această valoare. Imaginile HDF produse la fiecare lungime de undă aveau în final o rezoluţie de 0,03985 secunde de arc pe pixel.
După prelucrarea datelor au rezultat patru imagini monocrome, una pentru fiecare lungime de undă. Combinarea acestora pentru a obţine imaginile color prezentate publicului a fost un proces relativ arbitrar, câte o imagine fiind desemnată drept roşu, verde şi albastru, iar cele trei imagini combinate dând o imagine color. Deoarece lungimile de undă la care au fost făcute fotografiile nu corespund lungimilor de undă pentru lumina roşie, verde şi albastră, culorile din imaginea finală dau o reprezentare aproximativă a culorilor reale ale galaxiilor din imagine; alegerea filtrelor pentru HDF (şi pentru majoritatea imaginilor Hubble) a fost gândită în primul rând pentru a maximiza utilitatea ştiinţifică a observaţiilor şi nu de a crea imagini color corespunzătoare celor pe care le poate percepe ochiul uman.
[modifică] Conţinutul imaginii
Imaginea finală a dezvăluit o pleiadă de galaxii îndepărtate. Aproximativ 3000 de galaxii diferite au putut fi identificate în imagine, atât galaxii neregulate, cât şi galaxii în spirală, deşi unele dintre ele au doar câţiva pixeli lăţime. În total, se consideră că HDF conţine mai puţin de zece stele din galaxie, aflate în prim-plan; de departe, majoritatea obiectelor din imagine sunt galaxii îndepărtate
În imagine apar în jur de cincizeci de obiecte punctiforme albastre. Multe par a fi asociate cu galaxiile apropiate lor, şi care împreună formează lanţuri şi arce: acestea par a fi regiuni în care se formează intensiv stele. Altele par a fi quasari îndepărtaţi. Astronomii au eliminat iniţial posibilitatea ca unele obiecte punctiforme să fie pitice albe, deoarece sunt prea albastre pentru a fi consistente cu teoriile privind evoluţia piticelor albe, teorii considerate valabile la acea vreme. Totuşi, lucrări mai recente au arătat că multe pitice albe devin albastre cu trecerea timpului, dând suport ideii că HDF ar conţine şi pitice albe[1].
[modifică] Rezultate ştiinţifice
Datele din HDF au furnizat un material extrem de bogat pentru cosmologi. În 2005, fuseseră publicate 400 de lucrări pe baza HDF. Una dintre cele mai fundamentale descoperiri a fost descoperirea unui mare număr de galaxii a căror deplasare spre roşu este mare.
Universul extinzându-se, obiectele aflate mai departe de Pământ se îndepărtează de acesta mai repede, conform legii lui Hubble. Lumina de la galaxiile foarte îndepărtate este semnificativ afectată de deplasarea cosmologică spre roşu. În timp ce erau deja cunoscuţi quasari cu deplasare spre roşu mare, fuseseră găsite puţine galaxii cu deplasarea spre roşu mai mare ca 1 înaintea producerii imaginilor HDF. HDF, însă, conţine multe galaxii a căror deplasare spre roşu ajunge până la 6, corespunzând unor distanţe de aproximativ 12 miliarde de ani lumină [2]. (Datorită deplasării spre roşu, majoritatea obiectelor îndepărtate din HDF nu sunt de fapt vizibile în imaginile Hubble ele pot fi detectate de telescoapele terestre doar în imagini ale acelei regiuni efectuate la lungimi de undă mai mari.)
Galaxiile din HDF conţin o porţiune considerabil mai mare de galaxii neregulate decât universul local; coliziuni şi fuziuni de galaxii erau mai comune în universul tânăr, deoarece el era mult mai mic decât în ziua de astăzi. Se consideră că atunci când se ciocnesc galaxii neregulate şi în spirală, se formează galaxii eliptice gigantice.
Bogăţia de galaxii în etape diferite ale evoluţiei lor a permis de asemenea astronomilor să estimeze variaţia vitezei de formare a stelelor de-a lungul duratei de viaţă a universului. În timp ce estimările deplasărilor spre roşu ale galaxiilor din HDF sunt oarecum vagi, astronomii cred că formarea de stele avea cea mai mare viteză acum 10 miliarde de ani şi de atunci a scăzut de zece ori.[2]
Un alt rezultat important furnizat de HDF a fost numărul foarte mic de stele prezente în prim-plan. Ani de zile, astronomii şi-au pus întrebări asupra naturii materiei întunecate, care pare a fi nedetectabilă dar care observaţiile efectuate sugerează că reprezintă 90% din masa universului. A existat o teorie că materia întunecată constă din obiecte MACHO (în engleză Massive Astrophysical Compact Halo Objects) — obiecte neluminoase dar masive, cum ar fi piticele roşii şi planetele din regiunile exterioare ale galaxiilor. HDF a arătat, însă, că nu există un număr semnificativ de pitice roşii în regiunile exterioare ale galaxiei noastre.
[modifică] Observaţii ulterioare
HDF a reprezentat un punct de cotitură în cosmologia observaţională şi încă rămân multe informaţii de obţinut din aceste imagini. Din 1995, acea secţiune de spaţiu a fost observată de multe telescoape terestre, precum şi de telescoape spaţiale, la lungimi de undă ce variază de la radio la raze X.
Cu telescoapele terestre, mai ales cu ajutorul telescopului James Clerk Maxwell, au fost descoperite în zonă obiecte cu deplasarea spre roşu foarte mare. Deplasarea spre roşu mare înseamnă că aceste obiecte nu pot fi văzute în spectrul vizibil şi în general sunt detectate în infraroşu sau în studii cu lungimi de undă submilimetrice.
Printre observaţiile spaţiale importante se numără cele efectuate de Observatorul de raze X Chandra şi Observatorul Spaţial Infraroşu (ISO). Observaţiile în raze X au dezvăluit în regiune şase surse care corespund a trei galaxii eliptice: o galaxie în spirală, un nucleu galactic activ şi un obiect extrem de roşu, considerat a fi o galaxie îndepărtată ce conţine o cantitate mare de praf care îi absoarbe emisiile de lumină albastră.[3]
Observaţiile ISO au indicat emisii de infraroşu de la 13 galaxii vizibile în imaginile optice, emisii atribuite unor mari cantităţi de praf asociate cu formările intense de stele. Imaginile radio de la sol efectuate folosind VLA au arătat şapte surse radio în zonă, toate corespunzătoare unor galaxii vizibile în imaginile optice.
În 1998 a fost efectuată o imagine similară HDF în emisfera sudică: HDF-Sud. Creată folosind o strategie de observare similară, HDF-S seamănă mult cu imaginea HDF originală. Aceasta susţine principiul cosmologic că la scară largă universul este omogen.
[modifică] Note
- ^ Hansen BMS (1998), Observational signatures of old white dwarfs, al 19-lea Simpozion privind Cosmologia şi Astrofizica Relativistă din Texas, J Paul, T Montmerle, şi E Aubourg (eds)
- ^ Connolly AJ et al. (1997),. The evolution of the global star formation history as measured from the Hubble Deep Field, Astrophysical Journal Letters, 486:L11
- ^ Hornschemeier A et al.. (2000), X-Ray sources in the Hubble Deep Field detected by Chandra, Astrophysical Journal, 541:49–53
