Hubblovo hlboké pole

Hubblovo hlboké pole (angl. "Hubble Deep Field", skratka: HDF) je fotografia s rozmerom 3 x 3 oblúkovej minúty vo Veľkom voze, v ktorom Hubblov vesmírny ďalekohľad zaznamenal v roku 1995 na zloženej snímke 1500 galaxií v rôznom štádiu vývoja". Oblasť vzniku poľa je bez slabých hviezd alebo blízkej skupiny galaxií.
Táto fotografia tvorí asi jednu 24 milióntinu celej oblohy, čo z hľadiska uhlovej veľkosti zodpovedá tenisovej loptičke vo vzdialenosti 100 metrov. Obrázok bol zostavený z 342 samostatných expozícií nasnímaných pomocou Wide Field and Planetary Camera 2 Hubblovho ďalekohľadu v priebehu desiatich po sebe nasledujúcich dní medzi 18. a 28. decembrom 1995.
Pole je také malé, že samostatných hviezd našej Galaxie sa ich v ňom nachádza len niekoľko. Takmer všetky z 3 000 objektov na obrázku sú teda galaxie, pričom niektoré patria medzi najmladšie a najvzdialenejšie, aké poznáme. Tým, že odhalil taký veľký počet veľmi mladých galaxií, sa obrázok HDF stal medzníkom v štúdiu raného vesmíru.
Tri roky po pozorovaní HDF bola podobne zobrazená oblasť na južnej nebeskej pologuli a bola pomenovaná Hubblovo južné hlboké pole. Pozorovaná podobnosť medzi týmito dvoma regiónmi posilnila presvedčenie, že vesmír je vo veľkých mierkach jednotný, a že Zem zaberá typickú oblasť vo vesmíre (kozmologický princíp). Širší, ale plytkejší prieskum sa uskutočnil aj ako súčasť veľkého prieskumu Origins Deep Survey.
V roku 2004 bola po niekoľkých mesiacoch svetelnej expozície vytvorená fotografia známa ako Hubblovo ultrahlboké pole (HUDF). V tom čase bola najcitlivejším astronomickým obrazom, aký bol kedy pri viditeľných vlnových dĺžkach urobený; zostal ním až do vydania Hubblovho extrémne hlbokého poľa (XDF) v roku 2012.
Koncepcia.
Jedným z kľúčových cieľov astronómov, ktorí navrhli Hubblov vesmírny ďalekohľad (teleskop), bolo použitie jeho vysokého optického rozlíšenia na štúdium vzdialených galaxií na úroveň detailov, ktorá nebola možná z povrchu Zeme. Teleskop umiestnený nad atmosférou sa vyhýba atmosférickému vzduchovému skresleniu. To mu umožňuje snímať citlivejšie snímky viditeľného a ultrafialového spektra ako s pomocou pozemných teleskopov pozorujúcich vo viditeľnej časti spektra. Len v prípade, že je možná dobrá adaptívna optická korekcia na viditeľných vlnových dĺžkach, môžu byť konkurencieschopné pozemné teleskopy s priemermi primárnych zrkadiel nad . Aj keď zrkadlo ďalekohľadu malo pri spustení do prevádzky v roku 1990 sférickú aberáciu, stále sa dalo použiť na snímanie vzdialenejších galaxií v rozlíšení predtým nedosiahnuteľnom. Pretože svetlu trvá miliardy rokov, než sa z veľmi vzdialených galaxií dostane na Zem, vidíme ich tak, ako vyzerali pred miliardami rokov. Rozšírenie rozsahu tohto výskumu na stále vzdialenejšie galaxie teda umožňuje lepšie porozumieť tomu, ako sa galaxie vyvíjajú.
Po korekcii sférickej aberácie počas misie raketoplánu STS-61 v roku 1993 sa použili vylepšené zobrazovacie schopnosti ďalekohľadu na štúdium čoraz vzdialenejších a slabších galaxií. Stredne hlboký prieskum (MDS) použil fotoaparát Wide Field and Planetary Camera 2 (WFPC2) na vytváranie hlbokých snímok náhodných polí, zatiaľ čo iné nástroje sa používali na plánované pozorovania. Súčasne sa ďalšie špecializované programy zameriavali na galaxie, ktoré už boli známe pozemným pozorovaním. Všetky tieto štúdie odhalili podstatné rozdiely medzi vlastnosťami galaxií dnes a tými, ktoré existovali pred niekoľkými miliardami rokov. 
Až 10 % pozorovacieho času HST je určených ako režisérov diskrečný čas (DD) a zvyčajne sa udeľuje astronómom, ktorí chcú študovať neočakávané prechodné javy, ako sú supernovy. Keď sa ukázalo, že Hubblova korekčná optika funguje dobre, Robert Williams, vtedajší riaditeľ Vesmírneho teleskopického vedeckého ústavu, rozhodol venovať v roku 1995 podstatnú časť svojho času DD štúdiu vzdialených galaxií. Špeciálny poradný výbor inštitútu odporučil, aby sa WFPC2 použilo na zobrazenie „typickej“ oblohy vo vysokej galaktickej šírke pomocou niekoľkých optických filtrov. Bola zriadená pracovná skupina na vývoj a implementáciu projektu.
Výber cieľa.
Pole vybrané pre pozorovania muselo splniť niekoľko kritérií. Muselo byť vo vysokej galaktickej šírke, pretože prach a zakrývajúca medzihviezdna hmota v rovine disku Galaxie bránia pozorovaniu vzdialených galaxií v nízkych galaktických šírkach. Cieľové pole sa muselo vyhnúť známym jasným zdrojom viditeľného svetla (ako sú napríklad hviezdy v popredí) a infračerveného, ultrafialového a röntgenového žiarenia, aby sa uľahčilo neskoršie štúdium na mnohých vlnových dĺžkach objektov v hlbokom poli. Tiež sa muselo nachádzať v oblasti s nízkym infračerveným „cirrusom“ v pozadí, pričom rozptýlená infračervená emisia je pravdepodobne spôsobená horúcimi prachovými zrnami v chladných oblakoch plynného vodíka (oblasti HI).
Tieto kritériá obmedzili oblasť potenciálnych cieľových oblastí. Rozhodlo sa, že cieľ by mal byť v Hubblových „zónach nepretržitého pozorovania“ (CVZ) – v oblastiach oblohy, ktoré nie sú počas Hubblovej obežnej dráhy zakryté Zemou alebo Mesiacom. Pracovná skupina sa rozhodla sústrediť na severnú CVZ, aby ďalekohľady na severnej pologuli, ako sú napríklad Keckove ďalekohľady, ďalekohľady Národného observatória Kitt Peak a VLA (Very Large Array), mohli vykonávať následné pozorovania.
Pôvodne bolo identifikovaných dvadsať polí, ktoré spĺňajú tieto kritériá, z ktorých boli vybrané tri optimálne, všetky v súhvezdí Veľkej medvedice. Pozorovania rádiových snímok z VLA vylúčili jedno z týchto polí, pretože obsahovalo jasný rádiový zdroj. Konečné rozhodnutie medzi poslednými dvoma bolo vykonané na základe dostupnosti vodiacich hviezd v blízkosti: Hubblove pozorovania zvyčajne vyžadujú dvojicu blízkych hviezd, na ktorých sa môžu teleskopické snímače Fine Guidance Sensors počas expozície uzamknúť, ale vzhľadom na dôležitosť pozorovaní HDF vyžadovala pracovná skupina druhú sadu sprievodných hviezd. Pole, ktoré bolo nakoniec vybrané, sa nachádza na rektascenzii 12 h 36 m 49,4 s a deklinácii + 62 ° 12 '58 ″; [6] [7] má plochu približne 2,6 arcminút, alebo plochu 1/12 Mesiaca. Táto oblasť predstavuje približne 1/24 000 000 z celkovej plochy oblohy.
Pozorovanie.
Po výbere poľa sa musela vypracovať stratégia pozorovania. Dôležitým rozhodnutím bolo určiť, ktoré filtre budú na pozorovania použité; WFPC2 je vybavený štyridsiatimi ôsmymi filtrami vrátane úzkopásmových filtrov izolujúcich konkrétne emisné línie astrofyzikálneho záujmu a širokopásmových filtrov užitočných na štúdium farieb hviezd a galaxií. Výber filtrov, ktoré sa majú použiť pre HDF, závisel od „priepustnosti“ každého filtra – celkového podielu svetla, ktorému umožňuje priechod – a dostupného spektrálneho pokrytia. Požadovali sa filtre s čo najmenším prekrývaním pásiem. Nakoniec sa vybrali štyri širokopásmové filtre so stredom pri vlnových dĺžkach 300 nm (takmer ultrafialové), 450 nm (modré svetlo), 606 nm (červené svetlo) a 814 nm (takmer infračervené). Pretože kvantová účinnosť Hubblových detektorov pri vlnovej dĺžke 300 nm je pomerne nízka, šum pri pozorovaní pri tejto vlnovej dĺžke je spôsobený skôr šumom CCD než pozadím oblohy; tieto pozorovania by sa teda mohli vykonávať v čase, keď by vysoký šum v pozadí poškodil účinnosť pozorovaní v iných priepustných pásmach. V období od 18. do 28. decembra 1995 – v tom čase Hubble obehol Zem približne 150-krát – bolo vybratých 342 snímok cieľovej oblasti vo vybratých filtroch. Celkové expozičné časy pri každej vlnovej dĺžke boli 42,7 hodín (300 nm), 33,5 hodiny (450 nm), 30,3 hodiny (606 nm) a 34,3 hodiny (814 nm), rozdelené do 342 jednotlivých expozícií, aby sa zabránilo významnému poškodeniu jednotlivých snímok kozmickými lúčmi, ktoré spôsobujú jasné pruhy, keď narážajú na detektory CCD. Ďalších 10 dráh Hubbla sa použilo na krátke vystavenie priľahlých polí, aby sa uľahčilo následné pozorovanie inými nástrojmi.
Spracovanie dát.
Vytvorenie konečného kombinovaného obrazu pri každej vlnovej dĺžke bolo zložitým procesom. Jasné pixely spôsobené dopadmi kozmického žiarenia počas expozícií boli odstránené porovnaním expozícií rovnakej dĺžky a identifikáciou pixelov, ktoré boli ovplyvnené kozmickými lúčmi pri jednej expozícii, ale nie druhej. Na pôvodných obrázkoch sa nachádzali stopy vesmírnych trosiek a umelých satelitov a boli dôkladne odstránené. Rozptýlené svetlo zo Zeme bolo zrejmé asi v štvrtine dátových rámcov, čo na obrázkoch vytvorilo viditeľný vzor „X“. Toto bolo odstránené nasnímaním obrázka ovplyvneného rozptýleným svetlom, jeho zarovnaním s neovplyvneným obrazom a odpočítaním neovplyvneného obrázka od postihnutého. Výsledný obrázok sa vyhladil a potom sa mohol odpočítať od svetlého rámu. Tento postup odstránil takmer všetko rozptýlené svetlo z postihnutých snímok.
Keď bolo 342 jednotlivých snímok očistených o zásahy kozmickým žiarením a rozptýleného svetla, museli sa skombinovať. Vedci zapojení do pozorovaní HDF boli priekopníkmi v technike nazývanej „mrholenie“, pri ktorej sa mierka zameriavania ďalekohľadu medzi súbormi expozícií nepatrne menila. Obrazy HDF vytvorené pri každej vlnovej dĺžke mali konečnú veľkosť pixelov 0,03985 oblúkovej sekundy. Spracovanie údajov poskytlo štyri monochromatické obrázky (pri 300 nm, 450 nm, 606 nm a 814 nm), jeden na každej vlnovej dĺžke. Jeden obrázok bol označený ako červený (814 nm), druhý ako zelený (606 nm) a tretí ako modrý (450 nm) a po ich spojení sa získal farebný obrázok. Pretože vlnové dĺžky, pri ktorých boli obrázky nasnímané, nezodpovedajú vlnovým dĺžkam červeného, ​​zeleného a modrého svetla, farby na výslednom obrázku poskytujú iba približnú reprezentáciu skutočných farieb galaxií v obraze; výber filtrov pre HDF (a väčšinu snímok z Hubblovho teleskopu) bol navrhnutý primárne s cieľom maximalizovať vedeckú užitočnosť pozorovaní a nie vytvárať farby zodpovedajúce tomu, čo by ľudské oko skutočne vnímalo.
Obsah.
Konečné obrázky boli zverejnené na stretnutí Americkej astronomickej spoločnosti v januári 1996 a odhalili množstvo vzdialených slabých galaxií. Na obrázkoch ich bolo možné identifikovať približne 3 000, pričom boli jasne viditeľné nepravidelné aj špirálové galaxie, hoci niektoré majú len niekoľko pixelov. U všetkých sa predpokladá, že HDF obsahuje menej ako dvadsať galaktických hviezd v popredí; absolútna väčšina objektov v teréne sú vzdialené galaxie. V HDF je asi päťdesiat modrých objektov. Zdá sa, že mnohé sú spojené s blízkymi galaxiami, ktoré spolu tvoria reťazce a oblúky: pravdepodobne ide o oblasti intenzívnej tvorby hviezd. Ďalšími môžu byť vzdialené kvazary. Astronómovia spočiatku vylúčili možnosť, že niektoré z bodových objektov sú biele trpaslíky, pretože sú príliš modré na to, aby boli v súlade s teóriami vývoja bieleho trpaslíka, ktoré v tom čase prevládali. Novšia práca však zistila, že mnoho bielych trpaslíkov sa s pribúdajúcim vekom stáva modrejšími, čo podporuje myšlienku, že HDF môže obsahovať biele trpaslíky.
Vedecké výsledky.
Údaje o HDF poskytovali kozmológom mimoriadne bohatý materiál na analýzu. Do konca roku 2014 súvisiace vedecké práce získali viac ako 900 citácií. Jedným z najzákladnejších nálezov bol objav veľkého počtu galaxií s vysokými hodnotami červeného posunu. Ako sa vesmír rozpína, vzdialenejšie objekty sa od Zeme vzďaľujú rýchlejšie, o čom hovorí Hubblov zákon. Svetlo z veľmi vzdialených galaxií je významne ovplyvnené kozmologickým červeným posunom. Hoci boli známe kvazary s vysokým červeným posunom, pred vytvorením snímok HDF bolo známych iba veľmi málo galaxií s červeným posunom väčším ako 1. HDF však obsahoval veľa galaxií s červeným posunom až 6, čo zodpovedá vzdialenostiam približne 12 miliárd svetelných rokov. Kvôli červenému posunu nie sú najvzdialenejšie objekty v HDF (Lyman-break galaxie) v Hubblových snímkach skutočne viditeľné; môžu byť detegované iba na snímkach HDF nasnímaných na dlhších vlnových dĺžkach pozemnými ďalekohľadmi. Galaxie HDF obsahovali podstatne väčší podiel narušených a nepravidelných galaxií ako miestny vesmír; zrážky a fúzie galaxií boli v mladom vesmíre častejšie, pretože boli oveľa menšie ako dnes. Predpokladá sa, že sa pri zrážke špirálových a nepravidelných galaxií vytvárajú obrovské eliptické galaxie. Bohatstvo galaxií v rôznych fázach ich vývoja tiež umožnilo astronómom odhadnúť zmeny v rýchlosti tvorby hviezd počas celého života vesmíru. Zatiaľ čo odhady červených posunov galaxií HDF sú trochu surové, astronómovia sa domnievajú, že k tvorbe hviezd maximálnou rýchlosťou došlo pred 8 až 10 miliardami rokov a odvtedy sa znížila asi desaťkrát. Ďalším dôležitým výsledkom z HDF bol veľmi malý počet prítomných hviezd v popredí. Astronómovia celé roky bádali nad povahou temnej hmoty, hmoty, ktorá sa zdá byť nedetegovateľná, ale z ktorej pozorovania vyplynulo, že tvorí okolo 85% všetkej hmoty vo vesmíre podľa hmotnosti. Jedna teória spočívala v tom, že temná hmota by sa mohla skladať z masívnych astrofyzikálnych kompaktných halo objektov (MACHO) – slabých, ale masívnych objektov, ako sú červené trpaslíky a planéty vo vonkajších oblastiach galaxií. HDF však preukázal, že vo vonkajších častiach našej galaxie nebolo významné množstvo červených trpaslíkov.
Viacfrekvenčné sledovanie.
Objekty s veľmi vysokým červeným posunom (Lyman-break galaxie) sa nedajú vidieť vo viditeľnom svetle a zvyčajne sa detegujú namiesto toho v infračervených alebo submilimetrových vlnových dĺžkach HDF. Pozorovania pomocou infračerveného vesmírneho observatória (ISO) naznačujú infračervenú emisiu z 13 galaxií viditeľných na optických obrazoch, ktorá sa pripisuje veľkému množstvu prachu spojeného s intenzívnou tvorbou hviezd. Infračervené pozorovania sa uskutočnili aj pomocou vesmírneho teleskopu Spitzer. Submilimetrové pozorovania poľa boli vykonané so SCUBA na James Clerk Maxwell Telescope, kde spočiatku detegoval 5 zdrojov, aj keď s veľmi nízkym rozlíšením. Pozorovali aj ďalekohľady Subaru na Havaji. Röntgenové pozorovanie pomocou röntgenového observatória Chandra odhalilo v HDF šesť zdrojov, o ktorých sa zistilo, že zodpovedajú trom eliptickým galaxiám, jednej špirálovitej galaxii, jednému aktívnemu galaktickému jadru a jednému extrémne červenému objektu, ktorý sa považuje za vzdialenú galaxiu obsahujúcu veľké množstvo prachu absorbujúceho jeho emisie modrého svetla. Pozemné rádiové snímky nasnímané pomocou VLA odhalili v HDF sedem rádiových zdrojov, z ktorých všetky zodpovedajú galaxiám viditeľným na optických obrazoch. Toto pole sa skúmalo aj pomocou rádiového teleskopu Westerbork Synthesis Radio a súborom rádiových ďalekohľadov MERLIN pri 1,4 GHz; kombináciou máp VLA a MERLIN vytvorených pri vlnových dĺžkach 3,5 a sa našlo 16 rádiových zdrojov v poli HDF-N, s mnohými ďalšími v priľahlých poliach. Rádiové snímky niektorých zdrojov v teréne boli vytvorené v Európskej sieti VLBI pri 1,6 GHz s vyšším rozlíšením ako mapy Hubblovho teleskopu.
Následné pozorovania HST.
V roku 1998 bol na južnej pologuli vytvorený náprotivok HDF: Južné Hubblovo hlboké pole (HDF-S). Bolo zachytené použitím podobnej stratégie pozorovania a aj jeho vzhľad bol veľmi podobný pôvodnému HDF. Tento fakt podporuje kozmologický princíp, ktorý hovorí, že vesmír je vo veľkých škálach homogénny. Na získanie snímkov z HDF-S bol použitý Space Telescope Imaging Spectrograph (STIS) a Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer (NICMOS); prístroje, ktoré boli na HST nainštalované rok predtým. HDF bolo odvtedy pozorované ešte niekoľkokrát, aj za pomoci prístrojov WFPC2, STIS a NICMOS. Porovnaním pôvodných a nových záberov bolo objavených niekoľko supernov.
Širší, no menej podrobný prieskum sa uskutočnil ako súčasť projektu Great Observatories Origins Deep Survey (GOODS). Časť oblohy pozorovaná počas tohto prieskumu bola potom skúmaná oveľa dlhšie, z čoho vzniklo Hubblovo ultra hlboké pole. Toto pole bolo najpodrobnejším optickým hlbokým poľom až do roku 2012, kedy vzniklo Hubblovo extrémne hlboké pole (XDF). Fotky tohto poľa boli 26. septembra 2012 sprístupnené viacerým mediálnym agentúram. Galaxie, ktoré je možné vidieť na fotke XDF, pravdepodobne vznikli počas obdobia prvých 500 miliónov rokov po Veľkom tresku.