Vùng Sâu Hubble

Vùng Sâu Hubble (Hubble Deep Field, HDF) là một hình ảnh của một khu vực nhỏ trong chòm sao Đại Hùng, được xây dựng từ một loạt các quan sát bởi kính viễn vọng Hubble. Nó có kích thước mỗi chiều 2,5 phút cung, chiếm diện tích hai phần triệu của cả bầu trời, tương đương kích thước góc của một quả bóng tennis 65&nbsp;mm ở khoảng cách 100 mét. Hình ảnh này được ghép lại từ 342 ảnh chụp riêng với camera chụp Hành tinh và Trường rộng số 2 của Hubble trong hơn mười ngày liên tiếp từ ngày 18 tháng 12 đến 28 tháng 12 năm 1995.

Vùng được chụp là rất nhỏ nên trong ảnh chỉ xuất hiện một vài ngôi sao của dải Ngân Hà nằm ở nền gần; do đó, hầu như tất cả 3000 đối tượng trong ảnh là các thiên hà, một số trong đó thuộc vào loại trẻ nhất và xa nhất được biết đến. Vì chứa số lượng lớn các thiên hà rất trẻ, Vùng Sâu Hubble đã trở thành một hình ảnh mang ý nghĩa lớn trong việc nghiên cứu vũ trụ thời kỳ mới hình thành, với các bài báo khoa học liên quan đã được trích dẫn tới hơn 800 lần tính đến cuối năm 2008.

Ba năm sau khi các quan sát HDF được chụp, một vùng ở phía nam bầu trời đã được chụp ảnh một cách tương tự và đặt tên là Vùng Sâu Hubble Nam. Các điểm tương đồng giữa hai khu vực giúp gia tăng niềm tin rằng vũ trụ là đồng nhất trên quy mô lớn và rằng Trái Đất nằm trong một khu vực điển hình trong vũ trụ (nguyên lý vũ trụ). Một cuộc khảo sát rộng hơn nhưng nông (gần) hơn cũng đã được thực hiện như một phần của Khảo sát Sâu về Nguồn gốc Vũ trụ của các Đài quan sát Lớn. Năm 2004 một hình ảnh sâu hơn, được gọi là Vùng Siêu Sâu Hubble (Hubble Ultra Deep Field, HUDF), được xây dựng từ dữ liệu của mười một ngày quan sát. HUDF là hình ảnh thiên văn học sâu (xa) nhất từng được thực hiện ở các bước sóng nhìn thấy được.

Ý tưởng
, thúc đẩy mong muốn thực hiện chụp ảnh các thiên hà ở xa.]]

Một trong những mục tiêu trọng điểm của những nhà thiên văn học thiết kế kính thiên văn Hubble là sử dụng độ phân giải cao trong quang học của nó để nghiên cứu các thiên hà xa xôi ở mức độ chi tiết hơn nhiều so với quan sát từ mặt đất. Nằm ngoài bầu khí quyển, Hubble tránh được nhiễu loạn khí quyển và nhạy cảm hơn với tia cực tím (vốn bị khí quyền hấp thụ) so với các kính viễn vọng mặt đất (khi có những hiệu chỉnh quang học thích hợp ở các bước sóng có thể nhìn thấy, kính thiên văn mặt đất với đường kính 10 m có thể trở nên cạnh tranh với Hubble). Mặc dù gương của kính thiên văn Hubble bị quang sai hình cầu khi nó được đưa vào sử dụng năm 1990, nó vẫn cho ra hình ảnh của các thiên hà xa xôi hơn các quan sát trước đây. Bởi vì ánh sáng mất hàng tỷ năm đi từ các thiên hà xa xôi tới Trái Đất, chúng ta nhìn thấy chúng ở trạng thái cách đây hàng tỷ năm, do đó, mở rộng phạm vi nghiên cứu các thiên hà xa cho phép một sự hiểu biết tốt hơn về quá khứ và cách chúng tiến hóa.

Sau khi được sửa chữa quang sai hình cầu, trong sứ mệnh tàu con thoi STS-61 vào năm 1993, khả năng quan sát của kính viễn vọng Hubble đã được cải thiện, và hình ảnh nó gửi về được sử dụng để nghiên cứu các thiên hà xa hơn và mờ nhạt hơn. Các cuộc Khảo sát ở độ Sâu Trung bình (MDS) đã sử dụng Camera quan sát Hành tinh Trường Lớn 2 (WFPC2) để có hình ảnh sâu (xa) ở những vùng ngẫu nhiên trong khi các thiết bị khác được sử dụng cho các quan sát theo lịch trình. Cùng thời điểm này, các chương trình khác tập trung vào các thiên hà đã được biết đến thông qua quan sát trên mặt đất. Tất cả những nghiên cứu này cho thấy sự khác biệt đáng kể giữa các tính chất của các thiên hà ngày hôm nay và những thiên hà tồn tại vài tỷ năm trước đây.

Khoảng 10% của thời gian quan sát của HST được dành cho Giám đốc của Viện Khoa học Kính viễn vọng Không gian chỉ định việc sử dụng (thời gian DD), và các Giám đốc này thường cho các nhà thiên văn muốn nghiên cứu các hiện tượng thoáng qua bất ngờ, chẳng hạn như siêu tân tinh. Sau khi hiệu chỉnh quang học của Hubble đã cho thấy có hoạt động tốt, Robert Williams, Giám đốc lúc đó của Viện, đã quyết định dành một phần đáng kể thời gian DD của mình trong năm 1995 để nghiên cứu các thiên hà xa xôi. Một Ủy ban Cố vấn đặc biệt của Viện gợi ý việc sử dụng WFPC2 để thu hình ảnh một vùng "điển hình" của bầu trời tại một xích vĩ cao, sử dụng nhiều bộ lọc quang học. Một nhóm làm việc đã được thiết lập để phát triển và thực hiện dự án.

Lựa chọn mục tiêu
. Mặt Trăng khi nhìn từ Trái Đất sẽ chiếm khoảng 1/4 bức hình này.]]

Các vùng được lựa chọn cho các quan sát cần thỏa mãn một số tiêu chí. Nó phải ở một xích vĩ cao, bởi vì bụi vũ trụ và các vật chất trong mặt phẳng của đĩa Ngân Hà sẽ cản trở việc quan sát các thiên hà xa xôi tại xích vĩ thấp. Các vùng mục tiêu cần tránh các nguồn sáng mạnh (chẳng hạn các như ngôi sao ở tiền cảnh), và các nguồn hồng ngoại, cực tím và tia X, để tạo điều kiện nghiên cứu sau này ở các bước sóng khác nhau về các đối tượng trong vùng ở xa, và cũng cần thiết nằm trong một khu vực với một nền thấp hồng ngoại 'ti', được cho là gây ra bởi các hạt bụi ấm nóng trong đám mây lạnh chứa khí hydro (vùng H I).

Ban đầu xác định được hai mươi vùng đáp ứng các tiêu chí này, từ đó ba ứng cử viên tối ưu đã được lựa chọn, tất cả trong chòm sao Đại Hùng. Quan sát ảnh chụp radio với VLA đã loại trừ một trong những vùng này bởi vì nó chứa một nguồn radio mạnh. Quyết định lựa chọn giữa hai vùng còn lại đã được thực hiện trên cơ sở về sự hiện diện của các ngôi sao dẫn hướng nằm gần vùng quan sát. Các quan sát của Hubble thông thường đòi hỏi một đôi ngôi sao gần đó mà Thiết bị Cảm ứng Dẫn hướng có thể chốt để căn chỉnh tọa độ quan sát trong thời gian chụp ảnh. Với tầm quan trọng của các quan sát HDF, nhóm làm việc yêu cầu một bộ sao dẫn hướng thứ hai để dự phòng. Vùng cuối cùng đã được lựa chọn nằm ở vị trí có xích kinh và xích vĩ Diện tích này chiểm khoảng 1 / 28,000,000 của tổng diện tích bầu trời.

Quan sát

Khi một vùng quan sát đã được lựa chọn, một chiến lược quan sát được xây dựng. Một quyết định quan trọng là xác định bộ lọc của các quan sát sẽ sử dụng; WFPC2 được trang bị bốn mươi tám bộ lọc, bao gồm các bộ lọc hẹp để quan sát các đoạn phổ phát xạ có ý nghĩa thiên văn, và các bộ lọc phổ rộng hữu ích cho việc nghiên cứu các màu sắc của các ngôi sao và thiên hà. Việc lựa chọn bộ lọc để sử dụng cho HDF phụ thuộc vào 'thông lượng sáng' của bộ lọc - tổng lượng ánh sáng mà nó cho phép đi qua - và vùng quang phổ hoạt động của bộ lọc. Các bộ lọc cần có dải phổ hoạt động không chồng chéo nhau. Bởi vì các bước sóng mà tại đó các hình ảnh được chụp không tương ứng hoàn toàn với các bước sóng của màu đỏ, xanh lá cây và màu xanh lam, màu sắc trong hình ảnh cuối cùng chỉ gần đúng so với màu sắc thực tế của các thiên hà trong hình; sự lựa chọn của các bộ lọc cho các HDF (và phần lớn các hình ảnh Hubble) được thiết kế chủ yếu để tối đa hóa tiện ích khoa học của các quan sát hơn là để tạo ra màu sắc tương ứng với những gì mắt người sẽ thực sự cảm nhận.

Nội dung của Vùng Sâu Hubble

Những hình ảnh cuối cùng đã được phát hành tại một cuộc họp của Hội Thiên văn học Mỹ trong tháng 1 năm 1996, và cho thấy có rất nhiều thiên hà ở xa và mờ nhạt. Khoảng 3.000 thiên hà khác nhau có thể được xác định trong những hình ảnh, với cả hai loại thiên hà bất thường và xoắn ốc có thể nhìn thấy rõ, mặc dù một số thiên hà trong ảnh này chỉ rộng chừng một vài điểm ảnh. HDF được cho là chỉ chứa hai mươi ngôi sao ở tiền cảnh; còn lại phần lớn các đối tượng trong ảnh này là các thiên hà xa xôi.

Kết quả khoa học

HDF cung cấp những dữ liệu phong phú cho các nhà vũ trụ học để phân tích, và vào cuối năm 2008, các công trình liên quan đến HDF đã nhận được hơn 800 trích dẫn. Một trong những phát hiện cơ bản nhất là có một số lượng lớn các thiên hà với giá trị dịch chuyển đỏ cao.

Khi vũ trụ nở ra, các đối tượng ở xa hơn đi ra xa khỏi Trái Đất nhanh hơn, và do hiệu ứng Doppler, ánh sáng từ chúng bị dịch chuyển đỏ mạnh hơn. Trong khi chuẩn tinh với dịch chuyển đỏ cao đã được biết, rất ít các thiên hà với dịch chuyển đỏ lớn hơn 1 được biết đến trước khi những hình ảnh HDF được công bố.

HDF chứa một tỷ lệ lớn hơn hẳn các thiên hà bất thường và bị nhiễu loạn so với tỷ lệ tương ứng trong vùng vũ trụ địa phương;

Một kết quả quan trọng khác từ HDF là con số rất nhỏ của các ngôi sao trong nền trước. Các nhà thiên văn học trong nhiều năm đã tìm cách hiểu bản chất của vật chất tối, các vật chất có vẻ là không thể phát hiện được nhưng nhiều quan sát dự đoán chúng chiếm khoảng 90% khối lượng của vũ trụ. Một lý thuyết cho rằng vật chất tối có thể bao gồm các Đối tượng Thiên văn Nhỏ Nặng - mờ nhạt nhưng có khối lượng lớn như các hành tinh và sao lùn đỏ và ở khu vực bên ngoài thiên hà. Tuy nhiên, các ảnh HDF cho thấy không có số lượng đáng kể của sao lùn đỏ trong phần bên ngoài của thiên hà của chúng ta.

Quan sát phối hợp tiếp theo ở tần số khác
. Phía trên thể hiện các vật thể ở tiền cảnh; phía dưới thể hiện nền xa, sau khi đã loại bỏ các vật thể ở tiền cảnh.]]

Các đối tượng có độ dịch chuyển đỏ rất cao không thể được nhìn thấy trong vùng ánh sáng và thường được phát hiện trong các cuộc khảo sát hồng ngoại hoặc bước sóng dưới milimét trong vùng HDF. Các sát hồng ngoại cũng đã được thực hiện với Kính viễn vọng Không gian Spitzer. Các quan sát ở bước sóng dưới milimét của vùng HDF đã được thực hiện với SCUBA trên Kính viễn vọng James Clerk Maxwell, ban đầu phát hiện 5 nguồn, mặc dù với độ phân giải rất thấp.

Các quan sát X quang của Đài thiên văn X quang Chandra cho thấy sáu nguồn trong HDF, được tìm thấy tương ứng với ba thiên hà hình elip, một thiên hà xoắn ốc, một nhân thiên hà hoạt động mạnh và một đối tượng rất đỏ, được cho là một thiên hà xa xôi có chứa một lượng lớn bụi hấp thụ ánh sáng màu xanh phát ra từ trong lòng nó.

Hình ảnh radio chụp từ mặt đất bằng cách sử dụng VLA tiết lộ bảy nguồn radio trong HDF, tất cả đều tương ứng với các thiên hà được nhìn thấy trong hình ảnh quang học. Vùng này cũng đã được khảo sát với Kính thiên văn Radio Tổng hợp Westerbork và dãy kính thiên văn radio MERLIN tại tần số 1,4&nbsp;GHz; sự kết hợp các quan sát của VLA và MERLIN thực hiện tại bước sóng 3,5&nbsp;cm và 20&nbsp;cm cho thấy 16 trong nguồn radio trong vùng HDF, và nhiều hơn nữa trong các vùng lân cận.

Các quan sát tiếp theo bởi Kính viễn vọng Không gian Hubble

Một vùng tương tự như HDF ở bán cầu nam đã được tạo ra vào năm 1998 và gọi là HDF-Nam. Tạo ra bằng cách sử dụng một chiến lược quan sát tương tự, Điều này củng cố cho nguyên lý của vũ trụ là ở quy mô lớn nhất, vũ trụ là đồng nhất. HDF-Nam sử dụng Phổ kế Hình ảnh Kính viễn vọng Không gian (STI) và Camera Hồng ngoại Gần và Phổ kế Đa Vật thể (NICMOS), các thiết bị được cài đặt trên HST trong năm 1997; vùng HDF-Bắc sau đó cũng được tái quan sát nhiều lần bằng cách sử dụng WFPC2, cũng như NICMOS và STI.

Xem thêm
Dải Groth Mở rộng một cuộc khảo sát sâu khác của Hubble
Hubble Ultra-Deep Field

Chú thích

Tham khảo













}}; also published in Nature 394: 860 .








Liên kết ngoài

Trang chủ của HDF.