Hubble Deep Field South

Hubble Deep Field South  är en sammansatt bild av flera hundra enskilda bilder tagna med Hubble Space Telescopes Wide Field and Planetary Camera 2 . Observationer gjordes i september och oktober 1998 . Den här bilden är tagen efter Hubble Deep Field . Medan optiska bilder togs med WFPC2, gjordes observationer av närliggande områden med hjälp av en inspelningsspektrograf och en nära-infraröd multiobjektspektrometer .

Planering

Skälet för att skapa ännu en djupfältsbild var att förse observatorier på södra halvklotet med samma djupa optiska bild av det avlägsna universum som observatorier på norra halvklotet [1] .

En region valdes i stjärnbilden Tucana med en högerstigning på 22 h  32 m  56,22 s och en deklination på -60° 33′ 02,69″ [2] . Liksom i fallet med den ursprungliga Hubble Deep Field -bilden (hädanefter "HDF-N") valdes ett område av himlen bort från planet för Vintergatans skiva, som innehöll en stor mängd absorberande material. Dessutom bör den valda delen av himlen innehålla så få stjärnor i galaxen som möjligt. Det utvalda området visade sig dock ligga närmare HDF-N, vilket innebär ett något större antal stjärnor i galaxen. I närheten finns också en ganska ljus stjärna och en måttligt ljusstark radiokälla . Men det beslutades att dessa brister inte skulle störa efterföljande observationer [3] .

Liksom med HDF-N är himlens fläck belägen i Hubbles kontinuerliga visningszon (CVZ), men den här gången i söder, vilket gör att observationer i denna region kan vara dubbelt så långa som andra observationer under en omloppsperiod. . Under vissa tider på året kan teleskopet hålla observationer i detta område kontinuerligt, medan området inte täcks av jorden [4] . Observationer av denna plats är fortfarande förknippade med vissa problem på grund av passagen genom den brasilianska magnetiska anomalien och på grund av närvaron av spritt ljus från jorden under dagtid [3] .

En del av himlen observerades under en kort tid den 30 och 31 oktober 1997 [5] för att verifiera acceptansen av ledstjärnor i fältet; sådana stjärnor borde hjälpa teleskopet att upprätthålla en exakt riktning mot himlens område under den tid som krävs [1] .

Observationer

HDF-S-fältobservationsstrategin liknar HDF-N-observationsscenariot, samma optiska filter (val av regioner vid våglängder på 300, 450, 606 och 814 nm) och liknande exponeringstider användes för att ta bilder på WFPC2. Observationer gjordes under 10 dagar i september och oktober 1998, vilket uppgick till 150 omloppsperioder. Den totala exponeringen var över 1,3 miljoner sekunder. WFPC2 tog mycket djupa optiska bilder, med himmelregionen observerad av både STIS-spektrografen och NICMOS-spektrometern. Flera fält på sidorna av huvudet observerades under en kort tid [3] .

WFPC2-bilden upptar 5,3 kvadratminuter av båge, NICMOS och STIS ger bilder på 0,7 kvadratminuter av båge [6] .

Liksom med HDF-N-bilden erhölls bilderna med en speciell observationsteknik, där teleskopets riktning ändrades med en liten vinkel mellan exponeringarna, och de resulterande bilderna bearbetades med komplexa algoritmer för att erhålla hög vinkelupplösning . Under de spektroskopiska observationerna riktades STIS-instrumentet mot den centrala kvasaren [3] . Den resulterande HDF-S-bilden hade en skala på 0,0398 bågsekunder per pixel.

Objekt

Den kosmologiska principen säger att i stor skala är universum homogent och isotropiskt, det vill säga det ser likadant ut i alla riktningar. Samtidigt bör HDF-S-bilden likna HDF-N-bilden, i allmänhet är detta sant, galaxer med samma färg- och formintervall är synliga, som i HDF-N är antalet galaxer också nästan samma [4] .

Skillnaden mellan fälten är att HDF-S innehåller en känd 2,24 rödförskjutningskvasar, J2233-606 , upptäckt under en sökning efter sådana objekt i fältet. En kvasar låter dig utforska gasen längs siktlinjen, som också innehåller närliggande stjärnor. Ursprungligen var det meningen att det skulle inkludera en kvasar i HDF-N-fältet, men i slutändan övergavs idén, eftersom ett ökat antal galaxer nära kvasaren kunde införa förvrängningar i de totala beräkningarna av antalet galaxer. Eftersom antalet galaxer i HDF-N-fältet redan är känt kan HDF-S-beräkningarna korrigeras på grund av inverkan av kvasarmiljön [3] .

Vetenskapliga resultat

Precis som HDF-N gav HDF-S mycket information inom området kosmologi. Många studier av HDF-S-data har bekräftat resultaten från HDF-N-studien, till exempel uppskattningar av stjärnbildningshastigheten i universum. HDF-S används också för att studera utvecklingen av galaxer .

Se även

• Lista över vyer med ultralång räckvidd

Anteckningar

1. ↑ 12 HDF -S Projektbeskrivning . STSCI. Hämtad: 28 december 2008. (obestämd)
2. ↑ HDF-S-koordinater . STSCI. Hämtad 26 december 2008. Arkiverad från originalet 12 februari 2021. (obestämd)
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. Hämtad: 28 december 2008. (obestämd)
6. ↑ Ferguson (2000)

Länkar

• Casertano, S.; et al. (2000). "WFPC2 Observationer av Hubble Deep Field South" . The Astronomical Journal . 120 (6): 2747-2824. arXiv : astro-ph/0010245 . Bibcode : 2000AJ....120.2747C . DOI : 10.1086/316851 .
• Ferguson, H.C. (2000a). "Hubbles djupa fält" . I N Manset; C Veillet; D Crabtree. A.S.P. Konferenshandlingar . Programvara och system för astronomisk dataanalys IX. 216 . Astronomical Society of the Pacific . pp. 395 . ISBN  1-58381-047-1 .
• Williams, RE; et al. (2000). "The Hubble Deep Field South: Formulering av observationskampanjen." The Astronomical Journal . 120 (6): 2735-2746. Bibcode : 2000AJ....120.2735W . DOI : 10.1086/316854 .