Hubble Deep Field

Hubble Deep Field (HDF), Մեծ Արջի համաստեղության փոքր հատվածի լուսանկար, որը ստացվել է «Հաբբլ» աստղադիտակով. Պատկերում երևացող տարածքը հավասար է 5,3 քառակուսի անկյունային րոպեների, որը կազմում է  երկրակամարի 
  
    
      
        1
        
          /
        
        28000000
      
    
    {\textstyle 1/28000000}
   մասն է. Նկարը հավաքվել է 342 տարբեր լուսանկարներից՝ ստացված լայնակյուն մոլորակային տեսախցիկ 2-ով(անգլ.՝ Wide Field and Planetary Camera 2 — WFPC2), որը տեղադրված է «Հաբբլ» աստղադիտակի վրա. Պատկերը հավաքվել է մի քանի օրվա ընթացքում՝ 1995 թվականի դեկտեմբերի 18-իվ մինչը դեկտեմբերի 28-ը ։
Տարածաշրջանն այնքան փոքր է, որ Ծիր Կաթինի առաջին պլանից ընդամենը մի քանի աստղ է գտնվում նրա մեջ։ Այսպիսով, պատկերի գրեթե բոլոր 3000 օբյեկտները գալակտիկաներ են։
2004 թ.- ին ավելի խորը պատկեր էր ստացվել, որը հայտնի էր որպես Hubble Ultra Deep Field ( HUDF-Հաբլի Ուլտրա Խորը Դաշտ) ։ Դրա ստեղծման համար պահանջվել է տասնմեկ օր։ 2012-ին թողարկվեց նոր, նույնիսկ ավելի խորը պատկեր՝ Hubble Extreme Deep Field (XDF-Հաբլ ծայրահեղ խորքային դաշտը), որը դարձավ տեսանելի ալիքի երկարություններում երբևէ արված ամենախորը և զգայուն աստղագիտական պատկերը  :


== Առաջադրանքներ ==
Հաբլ տիեզերական աստղադիտակի  աստղագետների հիմնական նպատակներից մեկը եղել է աստղադիտակի բարձր օպտիկական լուծաչափի օգտագործումը՝ հեռավոր գալակտիկաներն ուսումնասիրելու համար, որոնց ուսումնասիրումը նախկինում անհասանելի էր։ Տիեզերական աստղադիտակի վրա, ի տարբերություն ցամաքային աստղադիտակների, չեն ազդում մթնոլորտային աղավաղումները։ Սա թույլ է տալիս պատկերներ ստանալ շատ ավելի բարձր զգայունությամբ տեսանելի և ուլտրամանուշակագույն սպեկտրներում, քան Երկրի մակերևույթից ստացված պատկերները։ Քանի որ շատ հեռավոր գալակտիկաներից լույսի ուղին տևում է միլիոնավոր և միլիարդավոր տարիներ, մենք դրանց տեսնում ենք ինչպես դրանք եղել են շատ վաղուց։ Այս տեսակի ուսումնասիրությունները ավելի լավ պատկերացում են տալիս գալակտիկաների ծագման, էվոլյուցիայի և զարգացուման մասին ։


== Դիտման տարածքի ընտրություն ==

Որոշվեց, որ թիրախը կլինի Հաբլի «անընդհատ դիտարկման գոտում» (CVZ) - երկնքի մի տարածք, որը Երկրի կամ Լուսնի կողմից չի ծածկվում, երբ աստղադիտակը շարժվում է իր ուղեծրով։ Աշխատանքային խումբը որոշեց կենտրոնանալ հյուսիսային «շարունակական դիտարկման տարածքի» վրա, որպեսզի հետագա դիտումները հնարավոր լինի կատարել հյուսիսային կիսագնդի աստղադիտակների միջոցով, ինչպիսիք են «Very Large Array» (Շատ մեծ զանգված) և «Կեկ աստղադիտարան» աստղադիտակը   :

Այն պետք է լինի գալակտիկական բարձր  լայնության վրա ։
Դիտման տարածքը պետք է զերծ լինի տեսանելի լույսի հայտնի պայծառ աղբյուրներից (օրինակ՝ առաջին պլանի աստղերը), ինչպես նաև ինֆրակարմիր, ուլտրամանուշակագույն և ռենտգենյան ճառագայթման աղբյուրներից՝ այս ալիքի երկարություններում հետագա ուսումնասիրությունները հեշտացնելու համար։Այս չափանիշները էապես սահմանափակել են ուսումնասիրման տարածքները  :
Սկզբնապես գտնվել են քսան մարզեր, որոնք բավարարում էին այս բոլոր չափանիշներին, և որոնցից ընտրվել են երեք օպտիմալները։ Բոլոր ընտրված տարածքները գտնվում էին Մեծ Արջի համաստեղությունում։ Հետագա ռադիոուսումնասիրությունները բացառեցին այս տարածքներից մեկը, որը պարունակում էր պայծառ ռադիոաղբյուր։ Վերջնական որոշումը ընտրության երկու մնացած շրջաններում կայացվել է հաշվի առնելով «նավիգացիոն աստղերը», որոնք գտնվում են դրանց մոտ, Հաբլ աստղադիտակի դիտումները դիտումները  սովորաբար պահանջում են մի քանի հարևան աստղերի ներկայությունը, ըստ որի աստղադիտակի ճշգրիտ տեղորոշման սենսորներ  (անգլ.՝ Fine Guidance Sensors ) գրավում է դիտման տարածքը։ Ի վերջո, 12h 36m 49,4s  աջ ծագման մեջ գտնվող տարածք   և +62° 12′ 58″ թեքում ։


== Դիտումներ ==

Որոշելով դիտման ոլորտը, գիտնականները սկսեցին մշակել դրա մեթոդաբանությունը։ Անհրաժեշտ էր որոշել, թե 48 ֆիլտրերից (ներառյալ նեղաշերտ, հատուկ սպեկտրալ գծերը մեկուսացնող և լայնաշերտ), որոնցով զինված է WFPC2-ը, որն օգտագործելու էին դիտումների համար։ Ընտրությունը կախված էր յուրաքանչյուր ֆիլտրի « թողունակությունից »։ Գծավոր ֆիլտրերի օգտագործումը անցանկալի էր։
Արդյունքում ընտրվեց չորս լայնաշերտ ֆիլտրեր` 300 նմ, 450 նմ (կապույտ լույս), 606 նմ (կարմիր լույս) և 814 նմ ։ Քանի որ Հաբլ աստղադիտակի սենսորների քվանտային արդյունավետությունը 300 նմ ալիքի երկարության շրջանում շատ ցածր է, և այս երկարության ալիքի դիտումներում գրանցվող աղմուկը հիմնականում պայմանավորված էր CCD մատրիցայի աղմուկով և ոչ թե երկնքի ֆոնային աղմուկով։ Այսպիսով, այս դիտումները կարող են կատարվել, երբ ֆոնային բարձր աղմուկը վնաս կհասցնի դիտումների կատարմանը այլ թողունակության գծերում։
Ընտրված ֆիլտրերի միջոցով նախապես ընտրված նպատակային տարածքի պատկերները ստացվել են տասնօրյա անընդհատ դիտումների ընթացքում, որոնց ընթացքում Հաբլը շուրջ 150 անգամ պտտվել է Երկրի շուրջը ։ Յուրաքանչյուր ալիքի դիտման ընդհանուր ժամանակը կազմել է՝ 48,93  ժամ (300 նմ), 36,52  ժամ (450 նմ), 34,94  ժամ (606 նմ) և 34,86  ժամ (814 նմ)։ Դիտումները բաժանվել են 342 առանձին «փուլերի»՝ կանխելու պատկերի որոշակի տարածքների էական վնասը՝ պայծառ շերտերով, որոնք առաջանում են տիեզերական ճառագայթների CCD սենսորների վրա ազդեցության հետևանքով։


== Տվյալների մշակում ==

Տարբեր ալիքի երկարությամբ արված պատկերները համատեղելով նախ հանվել են տիեզերական ճառագայթներով լուսավորված փիքսելները։ Մի քանի հաջորդական պատկերները համեմատելով նույնականացվեցին փիքսելները, որոնց վրա մի պատկերի վրա ազդել են տիեզերական ճառագայթները, իսկ մյուսներին՝ ոչ։ Պատկերներից զգուշորեն հեռացվել են նաև տիեզերական աղբի և արհեստական արբանյակների հետքերը։
Երկրագնդից ցրված լույսը հստակ տեսանելի էր բեկորների մոտ քառորդ մասում։ Պայծառության դեֆեկտից ազատվելու համար այս բեկորները հավասարեցվել են ցրված լույսի վրա չազդող պատկերների մակարդակին։ Արդյունքում պատկերը հարթեցվել է։ Այս ընթացակարգով ցրված լույսը գրեթե ամբողջությամբ մաքրվել է պատկերներից։
342 առանձին պատկերները արատներից մաքրելուց հետո դրանք միավորվել են մեկի մեջ։ WFPC2- ի CCD- մատրիցայի յուրաքանչյուր փիքսել համապատասխանում է 0,09 աղեղ վայրկյան տարածքի։ Յուրաքանչյուր հաջորդ պատկեր մասամբ համընկնում էր նախորդի հետ։ Օգտագործելով մշակման բարդ մեթոդներ (« Drizzle » հատուկ ալգորիթմ  ), պատկերները միավորվել են, և վերջնական պատկերում յուրաքանչյուր ալիքի փիքսելի չափը կազմել է 0,04 աղեղ վայրկյան   :
Տվյալների մշակումը թույլ տվեց ստանալ չորս մոնոքրոմատիկ պատկեր` մեկական յուրաքանչյուր ալիքի երկարությամբ։ Դրանք գունավոր պատկերի մեջ միավորելը անորշ  էր, քանի որ ալիքի երկարությունները, որոնց տրույթում պատկերերը ստացվել էին, չեն համապատասխանում կարմիր, կանաչ և կապույտ լույսի ալիքի երկարություններին։ Վերջնական պատկերի գույները միայն կոպիտ պատկերացում են տալիս գալակտիկաների իրական գույների մասին։ HDF- ի համար ֆիլտրերի ընտրությունը (ինչպես Hubble- ի  պատկերների մեծ մասի դեպքում) հիմնականում ուղղված էր դիտումների գիտական օգտակարությունը առավելագույնին հասցնելու, այլ ոչ թե տեսողականորեն ընկալվող գունավոր համընկնումների համար։


== HDF- ի նկարագրությունը ==
Վերջնական պատկերը պարունակում  շուրջ 3000 գալակտիկաների պատկերներ՝ առաջին պլանի ոչ ճիշտ  և պարուրաձև գալակտիկաներից մինչև հազիվ նկատելի՝ հետևի ֆոնին միայն մի քանի փիքսել չափի։ Ընդհանրապես, HDF- ի վրա, ենթադրաբար, առաջին պլանում կան մեկ տասնյակից էլ պակաս աստղեր, մինչդեռ օբյեկտների մեծ մասը հեռավոր գալակտիկաներ են։ Շատ գալակտիկաներ փոխազդում են միմյանց հետ՝ շղթաներ և աղեղներ ստեղծելով, և, ամենայն հավանականությամբ, դրանք աստղերի ինտենսիվ կազմավորման շրջաններ են։


== Գիտական արդյունքներ ==

HDF պատկերի տվյալները գիտնականներին հարուստ նյութեր են տրամադրել վերլուծության համար։ 2005 թ.-ի դրությամբ, աստղագիտական գրականության մեջ հայտնվել է շուրջ 400 փաստաթուղթ (ուսումնասիրություն, հոդված)` հիմնված HDF- ի վրա։ Ամենահիմնական արդյունքներից մեկը կարմիր շեղման բարձր արժեք ունեցող մեծ թվով գալակտիկաների հայտնաբերումն էր։ Այն ժամանակ դա հայտնի էր գալակտիկաների մեծ կարմիր շեղման հայտնաբերման մեծ թվով քվազարների համար, քանի որ բարձր կարմիր շեղումը հայտնի էր շատ քչերին։ Նկարի վրա շատ HDF գալակտիկաներ են ՝ 6-ից ավելի կարմիր շեղումը, ինչը մոտավորապես համապատասխանում է 12 միլիարդ լուսային տարվա հեռավորությանը։ HDF-ի ուսումնասիրման տարածաքի ամենահեռավոր օբյեկտները տեսանելի չեն Հաբլ աստղադիտակի պատկերներում և կարող են հայտնաբերվել միայն այլ ալիքի երկարություններում արված պատկերների վրա, որոնք ստացվում են երկրի մակերևույթին մոտ աստղադիտակների ուսումնասիրությամբ։
HDF պատկերը պարունակում է մեծ թվով անկանոն գալակտիկաներ ։ Ենթադրվում է, որ հսկա էլիպսաձև գալակտիկաները առաջանում են պարուրաձև և անկանոն գալակտիկաների փոխազդեցության արդյունքում։ Գալակտիկաների հսկայական զանգվածը դրանց զարգացման տարբեր փուլերում թույլ է տվել աստղագետներին նոր տեղեկություններ ստանալ աստղերի առաջացման գործընթացների մասին ։
Երկար տարիներ աստղագետները չեն կարողանում բացահայտել մութ նյութի բնույթը, որի զանգվածը հնարավոր չէ հայտնաբերել, սակայն այն կազմում է տիեզերքի զանգվածի մոտավորապես 23%  ըստ դիտումների և հաշվարկների, ինչպես նաև մութ էներգիան, որը բացասական ճնշում ունի և համասեռ լրացնում է տիեզերքի ամբողջ տարածքը։ Մութ էներգիայի մասնաբաժինը կազմում է Տիեզերքի բոլոր բաղադրիչների 72% -ը ։
Ըստ տեսություններից մեկի մութ նյութը կարող է բաղկացած լինել ծանր զանգվածային աստղաֆիզիկական կոմպակտ հալո օբյեկտներից` թույլ լուսավոր ծանր առարկաներից, ինչպիսիք են կարմիր թզուկները գալակտիկաների արտաքին շրջաններում։ Այս տեսությունը չի հաստատվել HDF պատկերման միջոցով․ դրա վրա մեծ քանակությամբ կարմիր թզուկներ չեն հայտնաբերվել։


== Հետագա դիտումներ ==

HDF- ը հանդիսանում է տիեզերաբանության  ուսումնասիրման ուղենիշ, և մինչ այժմ այս տարածքի մեծ մասը չի ուսումնասիրվել։ 1995 թվականից ի վեր բազմաթիվ ուսումնասիրություններ և դիտարկումներ են իրականացվել ինչպես գետնի վրա, այնպես էլ տիեզերական աստղադիտակների միջոցով՝ ալիքների լայն տիրույթում. Ռադիոալիքներից մինչև ռենտգենյան ճառագայթներ։

Բազմաթիվ բարձր կարմիր շեղման օբյեկտներ են հայտնաբերվել HDF ուսումնասիրման տարածքում՝ հիմքի վրա հիմնված աստղադիտակների միջոցով, մասնավորապես՝ James Clerk Maxwell ռադիոհեռադիտակը (անգլ.՝ James Clerk Maxwell Telescope) : Այս օբյեկտների բարձր կարմիր շեղումը թույլ չտվեց, որ դրանք տեսանելի լինեն ալիքի տեսանելի տիրույթում, և միայն ալիքի այլ երկարությունների (ինֆրակարմիր տիրույթ, ենթամիլիմետրային ալիքներ) դիտարկումները դրա հնարավորություն տվեցին։
Ինֆրակարմիր տիեզերական աստղդիտարանի դիտումներ (անգլ.՝ Infrared Space Observatory (ISO) հայտնաբերել է ինֆրակարմիր ճառագայթում օպտիկական պատկերներում տեսանելի 13 գալակտիկաներից։ Այս գալակտիկաները պարունակում են մեծ քանակությամբ «միջաստղային փոշի», ինչը պայմանավորված է աստղերի ինտենսիվ կազմավորման հետ։ VLA- ի նման ցամաքային գործիքներից ստացված ռադիոընկալիչները HDF- ում հայտնաբերել են 5 ռադիոաղբյուր  (ի սկզբանե հայտնաբերվել են 14-ը , բայց դիտման սխալների պատճառով մնացել են միայն 5-ը), որոնցից յուրաքանչյուրը համապատասխանում է տեսանելի ալիքի երկարության գալակտիկայի։
1998-ին ստեղծվեց պատկեր, որը նման էր HDF-ին, բայց գտնվում էր երկնքի հարավային կիսագնդում ` Hubble Deep Field South: Այս պատկերը ևս ստեղծվել է HDF-ի  նույն մեթոդի անալոգով։ Ստացվող պատկեր ստացվեց HDF-ին շատ նման, որը հաստատում է տիեզերաբանական սկզբունքը, այն է տիեզերքի համասեռությունն՝ համաշխարհային մասշտաբով։


== Տես նաև ==
Hubble Deep Field South
Hubble Ultra Deep Field
Hubble Extreme Deep Field
Հաբլ տիեզերական աստղադիտակ


== Ծանոթագրություններ ==


== Գրականություն ==
Mario Livio, S. Michael Fall, Piero Madau The Hubble Deep Field. — Cambridge University Press, 1997. — 303 с. — ISBN 0521630975
Williams, Robert E.; Blacker, Brett; Dickinson, Mark; Dixon, W. Van Dyke и др. The Hubble Deep Field: Observations, Data Reduction, and Galaxy Photometry. — Astronomical Journal v.112 p.1335, 10.1996.
Connolly, A. J.; Szalay, A. S.; Dickinson, Mark; Subbarao, M. U.; Brunner, R. J. The Evolution of the Global Star Formation History as Measured from the Hubble Deep Field. — Astrophysical Journal Letters v.486, p.L11, 09.1997.


== Արտաքին հղումներ ==
Աստղագնաց
Գալակտիկաներ տեսանելի տիեզերքի եզրինArchived 2012-03-24 at the Wayback Machine.
Չանդրա աստղադիտակի ռենտգեն հետազոտություն
HDF հետազոտության գիտական արդյունքներ(անգլ.) )
ՆԱՍԱ-ի մամուլի հաղորդագրություն(անգլ.) )
Տեղեկատվություն Հաբլ աստղադիտակին նվիրված պաշտոնական կայքում(անգլ.) )
Harry Ferguson (2001-10-09)։ «The Hubble Deep Field» (անգլերեն)։ Институт исследований космоса с помощью космического телескопа։ Վերցված է 2014-04-17 
Hubble Deep Field: The Most Imp. Image Ever Taken ՅուԹյուբում (անգլ.)