Głębokie Pole Hubble’a

Z Wikipedii, wolnej encyklopedii
(Przekierowano z Głębokie Pole Hubble'a)
Skocz do: nawigacji, wyszukiwania
Głębokie pole Hubble'a (Hubble Deep Field)
Zdjęcie HDF wykonane przez Kosmiczny Teleskop Spitzera

Głębokie Pole Hubble'a (ang. Hubble Deep Field, w skrócie HDF) – obraz niewielkiego, z pozoru pustego, obszaru w gwiazdozbiorze Wielkiej Niedźwiedzicy, bazujący na serii obserwacji Kosmicznym Teleskopem Hubble'a. Zdjęcie jest złożeniem 342 osobnych ekspozycji wykonywanych przy pomocy Wide Field and Planetary Camera 2 przez dziesięć kolejnych dni, pomiędzy 18 grudnia a 28 grudnia 1995 r. Sfotografowany obszar ma rozmiary kątowe zaledwie 144" - mniej więcej tyle, ile średnica piłki tenisowej widziana z odległości stu metrów.

Pole jest tak małe, że w jego obrębie leży jedynie kilka gwiazd Drogi Mlecznej. Dlatego też niemal wszystkie obiekty z około 3 tysięcy znajdujących się na zdjęciu to galaktyki. Niektóre z nich to najmłodsze i najbardziej odległe ze wszystkich dotychczas poznanych. Przez wykrycie tak wielkiej liczby młodych galaktyk, HDF stało się czołowym źródłem w badaniach nad wczesnym Wszechświatem oraz ilustrującym prace dotyczące teorii jego powstania – od czasu, gdy zostało zrobione, pojawiło się w odniesieniach niemal czterystu prac naukowych.

Trzy lata po wykonaniu HDF powstała podobna fotografia, Głębokie Południowe Pole Hubble'a, ukazująca mały fragment nieba południowego. Porównanie obu zdjęć ukazało podobieństwa tych obszarów i umocniło przekonanie o prawdziwości zasady kosmologicznej mówiącej, że struktura Wszechświata jest jednorodna oraz że Ziemia nie znajduje się w wyróżnionym, specyficznym miejscu.

W 2004 r. wykonano jeszcze głębsze zdjęcie, znane jako Ultragłębokie Pole Hubble'a. Powstało ono z połączenia obrazów z trwających 11 dni obserwacji. Do sierpnia 2009 r. było to najdalej sięgające astronomiczne zdjęcie, jakie kiedykolwiek wykonano w świetle widzialnym. W 2009 r. astronomowie użyli Teleskopu Hubble’a do obserwacji w bliskiej podczerwieni. Łączny czas ekspozycji wynosił 173 tysiące sekund w ciągu czterech dni. Teleskop Hubble’a uzyskał, dzięki zdjęciom wykonanym w podczerwieni, obraz najbardziej odległych zakątków Wszechświata.

Obserwowano ten sam obszar nieba, co w bardzo Głębokim Polu Hubble’a (Hubble Ultra Deep Field), wykonanym w roku 2004 zdjęciu najdalej widocznych galaktyk w świetle widzialnym. Nowa kamera Kosmicznego Teleskopu Hubble’a, kamera szerokiego pola (Wide Field Camera 3 – WFC3) pracuje w zakresie bliskiej podczerwieni, dzięki czemu może sięgnąć jeszcze głębiej w przestrzeń niż w 1994 r. Najsłabsze i najbardziej czerwone obiekty na zdjęciu okazały się galaktykami uformowanymi zaledwie 600 milionów lat po Wielkim Wybuchu[1].

Historia i idea[edytuj | edytuj kod]

Korekta układów optycznych podczas misji naprawczej w 1993 dała możliwość obserwacji najdalszych obiektów we Wszechświecie.

Jednym z kluczowych celów twórców Teleskopu Hubble'a było wykorzystanie jego wielkich możliwości optycznych do poznania odległych galaktyk w stopniu nieosiągalnym dla teleskopów pracujących na powierzchni Ziemi. Położony na orbicie Teleskop Hubble'a unika poświaty oraz ograniczeń atmosfery w przepuszczalności promieniowania (do Ziemi dociera jedynie światło widzialne, część zakresu promieniowania podczerwonego oraz szersze pasmo fal radiowych).

Ponieważ światło z najbardziej odległych galaktyk potrzebuje miliardów lat by dotrzeć do nas, widzimy je takimi, jakie były miliardy lat temu – dlatego ich obserwacje pozwalają lepiej zrozumieć ich naturę i proces ewolucji całego Wszechświata. Mimo że wystrzelony w 1990 r. Teleskop Hubble'a posiadał znaczną wadę optyczną, mógł być używany do obserwacji znacznie bardziej odległych obiektów, niż to było możliwe z Ziemi.

Gdy w grudniu 1993 r., dzięki misji naprawczej STS-61, poprawiono układ optyczny Hubble'a, zwiększyła się jego zdolność rozdzielcza oraz rozszerzył zakres możliwych obserwacji na wyjątkowo odległe i słabo widoczne galaktyki. Bardzo szybko zauważono przez to ogromne różnice pomiędzy starymi galaktykami, znajdującymi się w naszym pobliżu, a tymi położonymi najdalej – najmłodszymi.

Zwykle około 10% czasu pracy Teleskopu Hubble'a, zwane Director's Discretionary Time (DD), jest przydzielane w drodze konkursu astronomom, którzy przedstawiają najciekawsze pomysły, jak choćby spektakularne wybuchy supernowych. Gdy tylko potwierdzono, że misja korekcyjna zakończyła się pełnym sukcesem, w 1995 Robert Williams, ówczesny dyrektor Space Telescope Science Institute, zdecydował poświęcić fragment swego czasu DD na obserwacje odległych galaktyk. Postanowiono wybrać ustawienie Teleskopu na typowy fragment nieba, używając kamery WFPC2 oraz kilku różnych filtrów optycznych. Pomysł wywołał duże zainteresowanie i szybko zawiązano grupę mającą wesprzeć projekt.

Wybór fragmentu nieba[edytuj | edytuj kod]

Obszar HDF jest zaznaczony w centrum zdjęcia.

Obszar nieba, który miał zostać wybrany do sfotografowania, musiał spełniać kilka kryteriów. Powinien znajdować się w dużych szerokościach galaktycznych, gdyż im dalej od płaszczyzny dysku Drogi Mlecznej, tym mniej pochłaniającej światło materii międzygwiezdnej, uniemożliwiającej obserwacje najdalszych galaktyk. Obszar nie powinien zawierać żadnych znanych źródeł światła widzialnego (takich jak gwiazdy), jak również promieniowania o innych długościach fal (takich jak na przykład obszary H I, emitujące promieniowanie podczerwone), aby móc później studiować obraz w największym możliwym zakresie.

Te kryteria znacznie ograniczyły wybór odpowiedniego fragmentu nieba. Potem zredukowano go jeszcze decydując, że należy wybrać obszar znajdujący się w ciągłym zasięgu widzenia Teleskopu (ang. continuous viewing zone, w skrócie CVZ), czyli taki, który w trakcie obserwacji nie może być zasłonięty przez Ziemię lub Księżyc. Postanowiono wybrać jeden z CVZ nieba północnego by mieć możliwość wspomagania badań teleskopami naziemnymi, liczniejszymi niż na południowej półkuli, takimi jak teleskopy Kecka czy Very Large Array.

Tylko dwadzieścia niewielkich obszarów nieba spełniało wszystkie te kryteria. Wybrano z nich optymalne trzy, wszystkie w obrębie gwiazdozbioru Wielkiej Niedźwiedzicy. Końcowe pomiary wyeliminowały dodatkowo jeden z nich, gdyż znajdowało się tam silne źródło radiowe. Ostatecznie, z pozostałych dwóch zdecydowano się na ten, w pobliżu którego dostępne były gwiazdy dające się wykorzystać do utrzymania Teleskopu skierowanym w stały punkt (ang. guide stars). Zwykle obserwacje Hubblem wymagają położonych w sąsiedztwie dwóch takich gwiazd, ale zważywszy na znacznie wydłużony czas ekspozycji podczas wykonywania HDF, potrzebowano na wszelki wypadek dodatkowej pary gwiazd. W końcu wybrano obszar o współrzędnych α: 12h 36m 49,4s; δ: +62° 12′ 48″[2].

Obserwacje[edytuj | edytuj kod]

HDF jest położone w północnym ciągłym zasięgu widzenia.

Gdy wybrano odpowiedni obszar, musiała zostać opracowana strategia wykonywania obserwacji. Ważną kwestią był wybór filtrów. WFPC2 jest wyposażona w czterdzieści osiem filtrów, w tym służące do izolacji wąskiego pasma promieniowania elektromagnetycznego, oraz szerokopasmowe, użyteczne w badaniach koloru gwiazd i galaktyk. Wybór uzależniono od możliwości przepustowych każdego filtra – całkowitej proporcji ilości przepuszczanego światła do zakresu długości jego fal. Pożądane były filtry o jak najmniej pokrywających się charakterystykach.

Ostatecznie wybrano cztery filtry średniopasmowe ustawione na długości fal: 300 nm (bliskie ultrafioletowi), 450 nm (błękit), 606 nm (czerwień), 814 nm (bliskie podczerwieni). Przy długości fali 300 nm kamera CCD Hubble'a ma już stosunkowo niewielką wydajność, więc szumy kosmicznego tła nie stanowią głównego wkładu do całkowitych zakłóceń. Z tego powodu obserwacje w tej długości prowadzono wtedy, gdy nie były one możliwe w innych.

Zdjęcia wybranego obszaru wykonywane były przez dziesięć kolejnych dni, w ciągu których Hubble okrążył Ziemię około 150 razy. Całkowity czas ekspozycji na konkretnych długościach fal wyniósł: 42,7 godziny na filtrze 300 nm, 33,5 godziny na 450 nm, 30,3 godziny na 606 nm oraz 34,3 godziny na 814 nm. Całkowity czas podzielono na 342 indywidualne ekspozycje by uniknąć poważnych uszkodzeń poszczególnych zdjęć przez promieniowanie kosmiczne, które uderzając w detektory kamer CDD powodują niepożądane, chwilowe, intensywne rozbłyski.

Przetwarzanie danych[edytuj | edytuj kod]

Fragment HDF o rozmiarach kątowych 14" w każdej z czterech długości fal użyty do scalenia ostatecznej wersji zdjęcia: 300 nm (lewy u góry), 450 nm (prawy u góry), 606 nm (lewy u dołu) i 814 nm (prawy u dołu).

Ostateczne złożenie obrazu dla każdej długości fali było skomplikowanym procesem. Jasne piksele spowodowane nagłymi rozbłyskami promieniowania kosmicznego zostały usunięte przez porównanie różnic na kolejnych zdjęciach i identyfikację tych pikseli, które na pewno były wynikiem przypadkowych trafień. Starannie usunięto również ślady przelotów okołoziemskiego złomu i sztucznych satelitów[3].

Na około co czwartej fotografii widoczne było niepożądane rozproszone światło pochodzące z Ziemi. Takie zdjęcie poprawiano przez porównanie z niedotkniętym tą wadą obrazem, odejmując jedno od drugiego, następnie wygładzając i ponownie odejmując z rozjaśnionej ramki. Ta procedura usunęła prawie całe rozproszone światło z zepsutych nim zdjęć.

Kiedy już wszystkie 342 obrazy zostały oczyszczone z niespodziewanych błysków i światła rozproszonego przez Ziemię, połączono je. Naukowcy użyli w tym przypadku pionierskiej techniki zwanej mżawieniem (ang. drizzling), w której teleskop pomiędzy poszczególnymi zdjęciami był minimalnie przesuwany. Każdy piksel CCD kamery WFPC2 zapisywał maleńki obszar 0,09", ale przesuwając Teleskop o odległość jeszcze mniejszą niż zdolność rozdzielcza kamery, otrzymano ostateczny obraz o rozdzielczości porównywalnej do rozmiarów piksela 0,03985".

Proces przetwarzania danych doprowadził do uzyskania czterech monochromatycznych zdjęć. Składanie ich w pełni kolorowe obrazy (takie jakie możemy oglądać dzisiaj) było jednak dość subiektywne. Długości fal, które wybrano nie odpowiadają standardowej w RGB czerwieni, błękitowi i zieleni, dlatego widoczne ostatecznie kolory jedynie w przybliżeniu ukazują barwy widocznych na fotografii obiektów. Filtry wybierane dla wszystkich zadań Teleskopu Hubble'a mają przede wszystkim służyć naukowemu poznaniu obserwowanych ciał i późniejszej ich analizie, efekt wizualny jest zwykle sprawą drugorzędną.

Zawartość głębokiego pola[edytuj | edytuj kod]

Wynikowe zdjęcie pokazuje bogactwo odległych, słabych galaktyk, których w sumie zidentyfikowano około 3 tysięcy. W większości przypadków doskonale widać ich spiralną bądź eliptyczną strukturę, chociaż niektóre z nich są rozmiarów zaledwie kilku pikseli. Fotografia ukazuje mniej niż dziesięć gwiazd Drogi Mlecznej.

W HDF znajduje się około 50 niebieskich, niemal punktowych obiektów, tworzących charakterystyczne łańcuchy oraz łuki. Wydają się być skojarzone z sąsiednimi galaktykami i są najprawdopodobniej obszarami intensywnych procesów formowania się gwiazd. Inne mogą być odległymi kwazarami. Już na początku badań nad HDF astronomowie wykluczyli możliwość, że niektóre z tych punktów mogą być białymi karłami, ponieważ wydają się na to zbyt niebieskie, by odpowiadały teoriom ewolucji takich gwiazd. Jednak nowsze prace donoszą, że wiele białych karłów coraz bardziej błękitnieje z wiekiem, co stanowiłoby poparcie dla sugestii, że HDF może zawierać białe karły[4].

Wyniki naukowe[edytuj | edytuj kod]

Szczegóły HDF pokazują zróżnicowane kształty, kolory oraz rozmiary galaktyk i innych obiektów odległego Wszechświata.

Głębokie Pole Hubble'a dostarczyło astronomom i kosmologom niezwykle bogatego materiału do analiz. Jak do tej pory, w astronomicznej literaturze pojawiło się blisko 400 dużych prac i mniejszych opracowań bazujących na HDF, lub cytujących pierwotne spostrzeżenia Roberta Williamsa. Jednym z najważniejszych odkryć było odkrycie wielkiej liczby galaktyk z dużymi przesunięciami ku czerwieni.

W wyniku rozszerzania się Wszechświata, odleglejsze obiekty oddalają się od Ziemi szybciej, co jest znane jako Prawo Hubble'a. Wyraźny wpływ na światło z najdalszych galaktyk ma efekt Dopplera, co oznacza, że wszelkie promieniowanie jakie od nich odbieramy „czerwienieje”. Do czasu wykonania HDF znano głównie kwazary z dużymi przesunięciami dopplerowskimi, natomiast galaktyk z przesunięciem ku czerwieni większym niż 1 odkryto bardzo niewiele. Tymczasem w Głębokim Polu Hubble'a zauważono wiele galaktyk ze współczynnikiem przesunięcia kilkukrotnie większym, co niektórym z nich daje odległość około 12 miliardów lat świetlnych od Ziemi[5].

HDF pokazuje, że młody Wszechświat zawierał znacznie mniej galaktyk eliptycznych, niż obecnie. Najbardziej odległe obiekty Pola (najmłodsze) to głównie galaktyki nieregularne, spiralne i układy zderzające się. Rozszerzający się Wszechświat w przeszłości był ciaśniejszy, galaktyki znajdowały się bliżej siebie i częściej się zderzały. Uważa się, że ogromne eliptyczne galaktyki powstają właśnie podczas kolizji innych galaktyk.

Bogactwo galaktyk w różnym wieku i tym samym stopniu rozwoju pozwoliło astronomom potwierdzać stare teorie i konstruować nowe na temat zmian tempa powstawania gwiazd na przestrzeni miliardów lat istnienia Wszechświata. Badając HDF pod tym względem, astronomowie oszacowali, że szybkość formowania się była największa około 8 do 10 miliardów lat temu, a od tej pory proces spowolnił około dziesięciokrotnie[6].

Kolejną istotną konsekwencją publikacji HDF było zauważenie bardzo niewielu gwiazd na pierwszym planie. Od lat astronomowie zastanawiali się nad rozwiązaniem zagadki ciemnej materii, masy niewykrywalnej, ale jak wynika z obserwacji, stanowiącej około 90% masy całego Wszechświata. Jedna z teorii mówiła, że ciemna materia może składać się z tzw. MACHO – słabych, ale masywnych obiektów takich jak czerwone karły lub planety w zewnętrznych częściach galaktyk. Jednak HDF pokazało, że nie ma tam wielu takich ciał.

Późniejsze obserwacje[edytuj | edytuj kod]

Głębokie Południowe Pole Hubble'a wyglądając bardzo podobnie do HDF, demonstruje zasadę kosmologiczną.
Ultragłębokie Pole Hubble'a. Najmniejsze, najbardziej czerwone obiekty to jedne z najodleglejszych dotychczas zaobserwowanych w świetle widzialnym galaktyk.

HDF jest kamieniem milowym w kosmologii obserwacyjnej. Od 1995 ten sam obszar jest obserwowany przez wiele naziemnych teleskopów jak również przez inne teleskopy kosmiczne, na różnych, szerszych zakresach fal.

Sporo obiektów z dużymi przesunięciami dopplerowskimi w obszarze HDF odkrywano również z Ziemi, na przykład przy pomocy Teleskopu Jamesa Clerka Maxwella. Jeśli przesunięcie danego obiektu jest naprawdę duże, to znaczy że jego promieniowanie mocno zbliżyło się do podczerwieni i po prostu nie mógł być obserwowany przez Teleskop Hubble'a, który pracował w świetle widzialnym. Dlatego do detekcji takich ciał w obszarze HDF wykorzystywano później inne teleskopy, pracujące na dłuższych falach.

Ważne kosmiczne obserwacje HDF przeprowadzono przy pomocy teleskopu rentgenowskiego Chandra oraz Infrared Space Observatory. Chandra znalazł sześć silnych źródeł promieniowania X w Polu, są to: trzy galaktyki eliptyczne, galaktyka spiralna, aktywne jądro galaktyczne oraz wyjątkowo czerwony obiekt, wydający się być odległą galaktyką zawierającą duże ilości absorbującego błękit pyłu. Wszystkie związane są z trzema galaktykami eliptycznymi[7].

Wyniki drugich z tych obserwacji, teleskopem ISO (Infrared Space Observatory), wykazały emisję promieniowania podczerwonego wśród 13 galaktyk ze zdjęć w świetle widzialnym. Sugeruje to obecność dużych ilości gazu odpowiedzialnego za intensywne powstawanie gwiazd. Obserwacje naziemne, przy użyciu teleskopów radiowych Very Large Array, odnalazły siedem radioźródeł w Głębokim Polu – wszystkie odpowiadają galaktykom znalezionym na zdjęciach w świetle widzialnym.

W 1998 r. powstało kolejne, tego samego typu zdjęcie co HDF, ale fotografujące południowe niebo. Stąd nazwane zostało Głębokim Południowym Polem Hubble'a (ang. Hubble Deep Field South, w skrócie HDF-South, lub HDFS). Stworzone przy użyciu podobnych metod, HDFS bardzo przypomina oryginalne HDF, co umacnia zasadę kosmologiczną, która mówi, że Wszechświat jest jednorodny w wielkich skalach. Sześć lat później, w 2004 r., wykonano Ultragłębokie Pole Hubble'a (ang. Hubble Ultra Deep Field), które przez wydłużony czas ekspozycji sięga w kosmos jeszcze głębiej.

Zobacz też[edytuj | edytuj kod]

Przypisy

  1. Hubble's deepest view of Universe unveils never-before-seen galaxies
  2. The Hubble Deep Field - coordinates
  3. The Hubble Deep Field: Observations, Data Reduction, and Galaxy Photometry
  4. Brad Hansen, Observational signatures of old white dwarfs, 19th Texas Symposium on Relativistic Astrophysics and Cosmology, J. Paul, T. Montmerle, E. Aubourg. Grudzień 1998.
  5. Summary Of Key Findings From The Hubble Deep Field
  6. A. Connolly, A. Szalay, M. Dickinson, M. Subbarao, R. Brunner, The Evolution of the Global Star Formation History as Measured from the Hubble Deep Field, Astrophysical Journal Letters 486, strona L11. Wrzesień 1997.
  7. A. Hornschemeier, X-Ray Sources in the Hubble Deep Field Detected by Chandra, Astrophysical Journal, numer 541, strony 49-53. Wrzesień 2000.

Bibliografia[edytuj | edytuj kod]

Linki zewnętrzne[edytuj | edytuj kod]

Wikimedia Commons