Hubblovo hlboké pole: Rozdiel medzi revíziami

'''Hubblovo hlboké pole''' (angl. ''Hubble Deep Field'', skratka: HDF) je "[[zorné pole|pole]] s rozmerom 3 x 3 [[oblúková minúta|oblúkovej minúty]] vo [[Veľký voz|Veľkom voze]], bez slabých hviezd alebo blízkej skupiny galaxií, v ktorom [[Hubblov vesmírny ďalekohľad]] zaznamenal v roku [[1995]] na zloženej snímke 1500 galaxií v rôznom štádiu vývoja". <ref>Súpis termínov z astronómie (pokračovanie). In: Kultúra slova, 2016, roč. 50, č. 1, [https://www.juls.savba.sk/ediela/ks/2016/1/KS1-2016.pdf] S. 19 </ref>

Jedným z kľúčových cieľov astronómov, ktorí navrhli Hubbleov vesmírny ďalekohľad(teleskop), bolo použitie jeho vysokého optického rozlíšenia na štúdium vzdialených galaxií na úroveň detailov, ktorá nebola možná z povrchu zemeZeme. Hubble, umiestnený nad atmosférou, sa vyhýba atmosférickému vzduchovému žiareniu, ktoré mu umožňuje snímať citlivejšie snímky [[Viditeľné svetlo|viditeľného]] a [[Ultrafialové žiarenie|ultrafialového svetla]], ako je možné získať pomocou viditeľných pozemných teleskopov pozorujúcich vo viditeľnej časti spektra. (ak je možná dobrá adaptívna optická korekcia na viditeľných vlnových dĺžkach, pozemné teleskopy na 10 m) môžu byť konkurencieschopné). Aj keď zrkadlo ďalekohľadu malo pri spustení ďalekohľadu v roku 1990 sférickú aberáciu, stále sa dalo použiť na snímanie vzdialenejších [[Galaxia|galaxií]], ako sa predtým dalo dosiahnuť. Pretože svetlu trvá miliardy rokov, než sa dostane na Zem z veľmi vzdialených galaxií, vidíme ich tak, ako boli pred miliardami rokov; rozšírenie rozsahu tohto výskumu na stále vzdialenejšie galaxie teda umožňuje lepšie porozumieť tomu, ako sa vyvíjajú.

Po korekcii sférickej aberácie počas misie Space Shuttle 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 určenéurčených ako režisérov diskrečný čas (DD) a zvyčajne sa udeľuje astronómom, ktorí chcú študovať neočakávané prechodné [[Jav|javy]], ako sú [[Supernova|supernovy]]. Keď sa ukázalo, že Hubbleova korekčná optika funguje dobre, [[Robert William Seton-Watson|Robert Williams]], vtedajší riaditeľ Vesmírneho teleskopického vedeckého ústavu, sa 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 [[Filter|optických filtrov]]. Bola zriadená pracovná skupina na vývoj a implementáciu projektu.

Pole vybrané pre pozorovania muselo spĺňať niekoľko kritérií. Muselo to byť vo vysokej galaktickej šírke, pretože prach a zakrývajúca [[hmota]] v rovine disku Mliečnej dráhy 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 [[Infračervené žiarenie|infračervené]], [[Ultrafialové žiarenie|ultrafialové]] a [[Röntgenové žiarenie|röntgenové]] žiarenie, aby sa uľahčilo neskoršie štúdium na mnohých vlnových dĺžkach objektov v hlbokom poli, a tiež sa muselo nachádzať v oblasťoblasti s nízkym infračerveným „cirrusom“ v pozadí, pričom rozptýlená, múdra infračervená emisia je pravdepodobne spôsobená horúcimi prachovými zrnami v chladných oblakoch plynného [[Vodík|vodíka]] (oblasti HI) .

Tieto kritériá obmedzili oblasť potenciálnych cieľových oblastí. Rozhodlo sa, že cieľ by mal byť v Hubbleových „zónach nepretržitého pozorovania“ (CVZ) - v oblastiach oblohy, ktoré nie sú počas Hubblovej [[Obežná dráha|obežnej dráhy]] zakryté Zemou alebo mesiacom Mesiacom. Pracovná skupina sa rozhodla sústrediť na severnú CVZ, aby ďalekohľady na severnej pologuli, ako sú napríklad [[Keckove teleskopy|Keckove ďalekohľady]], ďalekohľady Národného observatória Kitt Peak a VLA (Large Large Array), mohli vykonávať následné pozorovania.

Pôvodne bolo identifikovaných dvadsať polí, ktoré spĺňajú tieto kritériá, z ktorých boli vybrané tri optimálne kandidátske polia, všetko v konštelácii [[Veľká medvedica|Veľkej medvedice]]. Pozorovania rádiovým snímkom s VLA vylúčili jedno z týchto polí, pretože obsahovaliobsahovalo jasný rádiový zdroj rádia, a konečné rozhodnutie medzi ostatnými dvoma bolo vykonané na základe dostupnosti vodiacich hviezd v blízkosti poľa: Hubbleove pozorovania zvyčajne vyžadujú dvojicu blízkeblízkych hviezdyhviezd, na ktorých sa môžu teleskopické snímače Fine Guidance Sensors počas [[Expozícia|expozície]] uzamknúť, ale vzhľadom na dôležitosť pozorovaní HDF vyžadovala pracovná skupina druhú sadu sprievodných sprievodných hviezd. Pole, ktoré bolo nakoniec vybrané, sa nachádza pri pravomna vzostuperektascenzii 12 h 36 m 49,4 s a sklonedeklinácii + 62 ° 12 '58 ″; [6] [7] má šírkuplochu približne 2,6 [[Arcminúta|arcminútovarcminút]], alebo plochu 1/12 šírka [[Mesiac|Mesiaca]]. Táto oblasť predstavuje približne 1/24 000 000 z celkovej plochy oblohy.

Po výbere poľa sa musela vypracovať stratégia pozorovania. Dôležitým rozhodnutím bolo určiť, ktoré filtre použijúbudú použité na pozorovania; WFPC2 je vybavený štyridsiatimi ôsmymi filtrami vrátane [[Úzkopásmový filter|úzkopásmových filtrov]] izolujúcich konkrétne emisné línie [[Astrofyzika|astrofyzikálneho]] záujmu a širokopásmových filtrov užitočných na štúdium farieb hviezd a galaxií. Výber filtrov, ktoré sa majú použiť pre HDF, závisel od „[[Priepustnosť svetla (nerast)|priepustnosti]]“ každého filtra - celkového podielu svetla, ktorým 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 [[Nanometer|nm]] (takmer ultrafialové), 450 nm (modré svetlo), 606 nm (červené svetlo) a 814 nm (takmer infračervené). Pretože kvantová účinnosť Hubbleových 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 obiehal 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 Hubble sa použilo na krátke vystavenie priľahlých polí, aby sa uľahčilo následné pozorovanie inými nástrojmi.

Údaje o HDF poskytovali [[Kozmológia|kozmológom]] mimoriadne bohatý materiál na analýzu a do konca roku 2014 súvisiace vedecké práce týkajúce sa obrázka dostali viac ako 900 citácií. Jedným z najzákladnejších nálezov bol objav veľkého počtu galaxií s vysokými hodnotami červeného posunu. Ako sa vesmír rozširujerozpína, vzdialenejšie objekty ustupujúsa zood Zeme vzďaľujú rýchlejšie, vo tzv.čom hovorí [[Hubblov tok|Hubblovom tokuZákon]]. Svetlo z veľmi vzdialených galaxií je významne ovplyvnené kozmologickým [[Červený posun|červeným posunom]]. Kým boli známe [[Kvazar|kvazary]] s vysokým červeným posunom, pred vytvorením snímok HDF bolo známych veľmi málo galaxií s červeným posunom väčším ako jeden. HDF však obsahoval veľa galaxií s červeným posunom až šesť, čo zodpovedá vzdialenostiam približne 12 miliárd [[Svetelný rok|svetelných rokov]]. Kvôli červenému posunu nie sú najvzdialenejšie objekty v HDF (lymské zlomené galaxie) v Hubbleových snímkach skutočne viditeľné; môžu byť detekované iba na snímkach HDF nasnímaných na dlhších vlnových dĺžkach pozemnými ďalekohľadmi. Galaxie HDF obsahovali podstatne väčší podiel narušených a nepravidelných galaxií ako miestny vesmír; [[Zrážka galaxií|zrážky]] a [[Fúzia|fúzie]] galaxií boli v mladom vesmíre častejšie, pretože boli oveľa menšie ako dnes. Predpokladá sa, že sa pri zrážke [[Špirálová galaxia|špirál]] a nepravidelných galaxií vytvárajú obrovské [[Eliptická galaxia|eliptické galaxie]]. Bohatstvo galaxií v rôznych [[Fáza|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 došlo pri maximálnej rýchlosti pred 8 až 10 miliardami rokov a odvtedy sa znížil asi desaťkrát. Ďalším dôležitým výsledkom z HDF bol veľmi malý počet prítomných hviezd v popredí. Astronómovia sa celé roky zmätili nad povahou [[Temná hmota|temnej hmoty]], hmoty, ktorá sa zdá byť nedetekovateľná, ale z ktorých pozorovania vyplynulo, že tvorí okolo 85% všetkej [[Hmota|hmoty]] vo [[Vesmír|vesmíre]] podľa [[Hmotnosť|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 [[Červený trpaslík|červené trpaslíky]] a [[Planéta|planéty]] vo vonkajších oblastiach galaxií. HDF však preukázal, že vo vonkajších častiach našej galaxie nebolo významné množstvo červených trpaslíkov. <ref>{{Citácia periodika|titul=Hubble Finds an Off-Center Black Hole|url=http://dx.doi.org/10.2307/4018161|periodikum=Science News|dátum=1995-12-16|dátum prístupu=2019-11-23|ročník=148|číslo=25|strany=407|issn=0036-8423|doi=10.2307/4018161|meno=R.|priezvisko=Cowen}}</ref>