לדלג לתוכן

השדה העמוק של האבל

ערך מומלץ
מתוך ויקיפדיה, האנציקלופדיה החופשית
השדה העמוק של האבל

השדה העמוק של הָאבֶּל (באנגלית: Hubble Deep Field; ראשי תיבות: HDF) הוא תמונה משובצת של אזור קטן בקבוצת הכוכבים הדובה הגדולה. התמונה מורכבת מכ-342 חשיפות נפרדות שבוצעו עם המצלמה הפלנטרית והמצלמה בעלת השדה הרחב (WFPC2) של טלסקופ החלל האבל במשך עשרה ימים רצופים בין 18 ל-28 בדצמבר 1995.[1] גודל האזור המצולם הוא כ-2.6 דקות קשת, בערך אחד חלקי 24 מיליון מכלל שטח השמיים (דומה לקוטרו הזוויתי של כדור טניס ממרחק מאה מטרים).[2]

האזור המצולם הוא כה קטן שרק מעט מהכוכבים של גלקסיית שביל החלב נכללים בתוכו, וכמעט כל העצמים המופיעים בתמונה, כ-3,000 במספר, הם גלקסיות. חלקן הן מהמרוחקות ומהצעירות ביותר שהיו ידועות בעת הצילום. התיעוד של מספר כה גדול של גלקסיות בשלבי התפתחותן המוקדמים, הפך את התמונה לאבן דרך בתולדות חקר מבנה היקום.

ב-1998, שלוש שנים לאחר צילום תמונות השדה העמוק, נוצרה באופן דומה תמונה של אזור הנראה מחצי הכדור הדרומי. תמונה זו נקראה "השדה העמוק של האבל דרום". הדמיון בין האזורים שצולמו בשתי התמונות חיזק את ההשערה כי היקום הוא אחיד בקנה מידה גדול מבחינת פיזורן וסידורן של גלקסיות וצבירי גלקסיות, וכי מיקומו של כדור הארץ אינו ייחודי (העיקרון הקוסמולוגי). תמונה רחבה יותר אך עמוקה פחות צולמה כחלק מתצפיות החלל העמוק של טלסקופי החלל הראשיים (GOODS). בשנת 2004 צולמה תמונה עמוקה יותר, הידועה בשם "השדה האולטרה-עמוק של האבל" (HUDF), אשר שולבה מתצפיות שהצטברו לאורך מספר חודשים. תמונה זו הייתה התמונה האסטרונומית הרגישה ביותר שנעשתה אי פעם בספקטרום האור הנראה, ונשארה כך עד יצירת ה-Hubble eXtreme Deep Field בשנת 2012 – תמונה מפורטת עוד יותר של אזור במרכז ה-HUDF.

רקע

[עריכת קוד מקור | עריכה]
השיפור הדרמטי ביכולות האופטיות של האבל לאחר תיקון האברציה הכדורית עודד ניסיונות להשיג תמונות עמוקות של גלקסיות רחוקות

אחת המטרות המרכזיות של האסטרונומים והמהנדסים שתכננו את טלסקופ החלל האבל הייתה להשתמש ברזולוציה האופטית הגבוהה שלו כדי לחקור גלקסיות מרוחקות ברמת פירוט שאינה אפשרית מהקרקע. למיקומו של האבל מעל האטמוספירה שני יתרונות חשובים בהקשר זה. ראשית, תצפיותיו אינן מושפעות מהזוהר הלילי של האטמוספירה, המקשה על זיהוי עצמים שמימיים עמומים בתצפיות מן הקרקע, והוא יכול גם לקלוט קרינה על-סגולה שחלק ניכר ממנה נבלע באטמוספירה. בכך מתאפשרות תצפיות ברגישות גבוהה מזו של טלסקופים קרקעיים. שנית, כושר ההפרדה שלו אינו מוגבל בשל ראייה אסטרונומית (אם כי כאשר מתאפשר תיקון טוב באמצעות אופטיקה מסתגלת באורכי גל נראים, טלסקופים קרקעיים בקוטר 10 מטרים עשויים להתחרות בהאבל בכושר ההפרדה שלהם).[3] מכיוון שלאורן של גלקסיות רחוקות מאוד נדרשים מיליארדי שנים כדי להגיע לכדור הארץ, אנו רואים אותן כפי שהיו לפני מיליארדי שנים; לפיכך, תצפיות בגלקסיות במרחקים שונים מאפשרות לחקור אוכלוסיות של גלקסיות בשלבים שונים של ההיסטוריה של היקום, וכך להבין טוב יותר את תהליכי היווצרותן והתפתחותן.[4][5]

לאחר שיגורו של טלסקופ החלל האבל בשנת 1990 התברר כי מראתו הראשית סובלת מאברציה כדורית, שפגעה באיכות התמונות שהפיק. אף על פי כן, הטלסקופ המשיך לספק תצפיות בעלות ערך מדעי. לאחר שהאברציה הכדורית תוקנה במהלך משימת מעבורת החלל STS-61 בשנת 1993,[6] נעשה שימוש ביכולות הדימות המשופרות של הטלסקופ כדי לחקור גלקסיות מרוחקות וקלושות יותר ויותר. במסגרת תוכנית Medium Deep Survey‏ (MDS), בהובלת מדעני נאס"א, שימשה מצלמת WFPC2 לצילום תמונות עמוקות של שדות שנבחרו במהלך תצפיות מקבילות, בזמן שמכשירים אחרים בטלסקופ שימשו לתצפיות המתוכננות. במקביל, תוכניות ייעודיות אחרות התמקדו בגלקסיות שכבר היו מוכרות מתצפיות קרקעיות. מחקרים אלה חשפו הבדלים מהותיים בין תכונותיהן של גלקסיות ביקום הקרוב לבין תכונותיהן של גלקסיות כפי שהיו לפני מיליארדי שנים.[7][8]

עד 10% מזמן התצפית של הטלסקופ מוגדר כזמן הנתון לשיקול דעתו של מנהל הפרויקט. לרוב, הזמן מוענק לאסטרונומים המעוניינים לחקור תופעות חולפות בלתי צפויות, כגון סופרנובות. לאחר שהתברר כי האופטיקה המתקנת של האבל מתפקדת היטב, רוברט ויליאמס (אנג'), מנהל המכון למדע טלסקופ החלל (אנג'), החליט להקדיש חלק ניכר מהזמן הנתון לשיקול דעתו במהלך 1995 לחקר גלקסיות רחוקות. ועדה מייעצת מיוחדת של המכון המליצה על שימוש במצלמת ה-WFPC2 לצילום חלקת שמיים "טיפוסית" בקו רוחב גלקטי גבוה, תוך שימוש במספר מסננים אופטיים. עבור משימת חקר הגלקסיות הוקמה קבוצת עבודה לפיתוח ויישום הפרויקט.[9]

בחירת מיקום

[עריכת קוד מקור | עריכה]
קווי המתאר של השדה. הירח כפי שנראה מכדור הארץ ימלא בערך רבע התמונה

השדה שנבחר לתצפיות נדרש לעמוד במספר תנאים: היה עליו להיות בקו רוחב גלקטי גבוה מכיוון שאבק קוסמי וצבירי גזים במישור הדיסק של שביל החלב מונעים תצפיות על גלקסיות רחוקות בקווי רוחב גלקטיים נמוכים יותר; שדה המטרה היה חייב להיות מבודד ורחוק ממקורות חזקים של אור נראה (כגון כוכבי חזית), ומאזורים מרובי פליטות באורכי גל שונים, זאת כדי להקל על מחקרים עתידיים באורכי גל שונים של העצמים בשדה העמוק; וכן היה עליו להיות באזור עם רקע נמוך של קרינת תת-אדום (סירוס תת-אדום) (אנג'), אשר ככל הנראה נגרמת על ידי גרגרי אבק חמים בעננים קרירים של מימן אטומי נייטרלי (אזור H I).[9]

תנאים אלו הגבילו את שדות היעד הפוטנציאליים. הוחלט שהמטרה צריכה להיות באזורי הצפייה הרציפים של האבל – אזורים בשמיים שאינם מוסתרים על ידי כדור הארץ או הירח במהלך מסלולו של האבל.[9] קבוצת העבודה החליטה להתרכז באזור צפוני, כך שמצפי כוכבים חזקים בחצי הכדור הצפוני, כגון קק, קיט פיק והמערך הגדול מאוד יוכלו לבצע תצפיות נרדפות בהמשך.[10]

בתחילה זוהו כ-20 שדות העומדים בתנאים אלה, מתוכם נבחרו שלושה מועמדים אופטימליים, כולם בקבוצת הכוכבים הדובה הגדולה. תצפיות רדיו שנעשו על אחד השדות עם המערך הגדול מאוד שללו אותו מכיוון שהוא הכיל מקור רדיו חזק, וההחלטה הסופית בין השניים האחרים התקבלה על בסיס הזמינות של כוכבים מנחים בקרבת השדה: תצפיות האבל דורשות בדרך כלל זוג של כוכבים סמוכים שעליהם חיישני הנחיה העדינה של הטלסקופ יכולים להינעל במהלך חשיפה, אך בהתחשב בחשיבותן של תצפיות השדה, קבוצת העבודה דרשה קבוצה שנייה של כוכבי מנחה כגיבוי.[11] השדה שנבחר בסופו של דבר ממוקם בקוארדינטות השמימיות, בעלייה ישרה: 12ʰ 36ᵐ 49.4ˢ ובנטייה: ‏58″ ‏12′ ‏62°‏+ .[10][9] רוחבו כ-2.6 דקות קשת,[4][12] או כ-1/12 מקוטרו של הירח המלא. שטח השדה הוא בערך 1/24,000,000 משטח השמיים הכולל.[13]

תצפיות

[עריכת קוד מקור | עריכה]
מיקומו של השדה ביחס לכדור הארץ
דיאגרמה המשווה את עומקם של שני השדות, המקורי והאולטרה-עמוק

לאחר שנבחר שדה הראייה הרצוי, היה צורך לקבוע אסטרטגיית תצפית. החלטה חשובה הייתה בחירת המסננים האופטיים שיהיו בשימוש עבור הצילומים. למצלמת ה-WFPC2 יש 48 מסננים אופטיים, הכוללים מסננים צרי-סרט המבודדים קווים ספקטרליים מסוימים שבהם יש עניין אסטרופיזי, ומסננים רחבי-סרט שהם שימושיים לזיהוי הצבעים של כוכבים וגלקסיות. בחירת המסננים שישמשו עבור הצילומים הייתה תלויה במידת ההעברה של כל מסנן – השיעור הכולל של האור שהוא מעביר, מתוך האור הנכנס אליו – ובכיסוי הספקטרלי הזמין. הועדפו מסננים בעלי חפיפה מינימלית בין תחומי ההעברה.[9]

בסופו של דבר, נבחרו ארבעה מסננים רחבי סרט, שמרכזיהם באורכי גל של 300 ננומטר (על-סגול), 450 ננומטר (כחול), 606 ננומטר (בתחום האור הנראה) ו-814 ננומטר (בתחום התת-אדום הקרוב).[14] הבחירה במסנן F300W נבעה בין היתר מהרצון להעריך את צפיפותן הזוויתית של גלקסיות בעלות הסחה לאדום גבוהה (z>3), וכן מיתרונו בצמצום ההפרעה של אור המפוזר מכדור הארץ: בשל בליעת הקרינה העל-סגולה של השמש בידי האוזון באטמוספירה, עוצמת האור המפוזר מכדור הארץ בתחום התמסורת של מסנן זה נמוכה ביותר מפי 15 מזו שבשלושת המסננים האחרים. נוסף על כך, בשל היעילות הקוונטית הנמוכה של הגלאי באורך גל זה, התצפיות באמצעות F300W הוגבלו בעיקר על ידי רעש הקריאה של הגלאי ולא על ידי רעש הרקע השמימי. מאפיינים אלה אפשרו להקצות את פרקי הזמן שבהם הרקע השמימי היה בהיר יחסית לתצפיות באמצעות F300W, ולנצל את פרקי הזמן החשוכים יותר לתצפיות באמצעות המסננים האחרים.[15]

בימים שבין 18 בדצמבר ל-28 בדצמבר 1995, שבמהלכם הקיף האבל את כדור הארץ 150 פעמים, צולמו 342 תמונות של אזור המטרה. בסך הכול צולמו 342 חשיפות נפרדות. חלוקת התצפיות לחשיפות נפרדות אפשרה, בין היתר, לזהות ולהסיר את השפעתן של קרניים קוסמיות, הגורמות להופעת כתמים בהירים כשהן פוגעות בגלאי ה-CCD, באמצעות השוואה בין תמונות של אותו אזור. עשר הקפות נוספות שימשו לצילום תמונות בחשיפות קצרות של שולי שדה הראייה, כדי לסייע בתצפיות מעקב עתידיות על ידי מכשירים אחרים.[9]

עיבוד המידע

[עריכת קוד מקור | עריכה]
קטע מהתמונה בגודל 14 שניות קשת. בכל אחד מארבעת אורכי הגל המשמשים לבניית הגרסה הסופית: 300 ננומטר (משמאל למעלה), 450 ננומטר (מימין למעלה), 606 ננומטר (שמאל למטה) ו-814 ננומטר (ימין למטה)

הפקת תמונה משולבת בכל אורך גל הייתה תהליך מורכב. פיקסלים בהירים שנוצרו מפגיעת קרניים קוסמיות במהלך חשיפות הוסרו על ידי השוואת חשיפות באורך שווה שצולמו בזו אחר זו והסרת הפיקסלים הפגומים לפי צורך. בנוסף, שבלים שהופיעו בחלק תמונות המקוריות כתוצאה ממעברים של פסולת חלל ולוויינים מלאכותיים הוסרו בזהירות.[9]

בכְרבע מהחשיפות ניכרה השפעתו של אור שהוחזר מכדור הארץ, שיצר בתמונות תבנית בהירה בצורת האות X. הסרת התבנית חייבה עיבוד נוסף של החשיפות שנפגעו.[9]

גרסה ראשונה של התמונות המעובדות (Version 1) פורסמה ב-15 בינואר 1996, לאחר עיבוד מזורז של הנתונים. בשל מגבלות הזמן, לא נכללו בה חלק מהחשיפות שבהן ניכרה השפעתו של אור מפוזר מכדור הארץ. בגרסה השנייה והסופית (Version 2), שפורסמה ב-29 בפברואר 1996, שופרו שיטות העיבוד, ובין היתר תוקנה השפעת האור המפוזר בחלק מהחשיפות שנפסלו בגרסה הראשונה, כך שניתן היה לשלב גם אותן בתמונות.[16] עם זאת, גם בגרסה זו לא נכללו כל 342 החשיפות המקוריות: 46 חשיפות הושמטו, בין היתר בשל רקע בהיר מדי או משום שלא ניתן היה להסיר מהן באופן מספק את השפעת הקרניים הקוסמיות. בסך הכול שולבו בגרסה השנייה 296 חשיפות.[17] זמני החשיפה המצטברים של הצילומים ששולבו בגרסה הסופית היו 42.7 שעות במסנן F300W‏, 33.5 שעות ב-F450W‏, 30.3 שעות ב-F606W ו-34.3 שעות ב-F814W.[18]

החשיפות שנכללו בגרסה השנייה שולבו ליצירת תמונה נפרדת בכל אחד מארבעת המסננים. לצורך כך השתמשו המדענים המעורבים בתצפיות השדה בשיטת עיבוד תמונה בשם Variable-pixel linear reconstruction (אנג'), שבה משלבים מספר תמונות שצולמו בהיסטים קטנים זו ביחס לזו, כדי ליצור תמונה בעלת דגימה מרחבית עדינה יותר (סופר-רזולוציה). כל פיקסל בגלאי ה-CCD של ה-WFPC2 כיסה רוחב של 0.09 שניית קשת, אך באמצעות שינוי קל בכיוון הטלסקופ בין החשיפות התקבל מידע שאפשר ליצור תמונה משולבת בעלת פיקסלים קטנים יותר מאלה של הגלאי המקורי. בתמונות ה-HDF שהופקו בכל אחד מארבעת המסננים, גודל הפיקסלים היה 0.03985 שניות קשת בלבד.[9]

עיבוד הנתונים הניב ארבע תמונות מונוכרומטיות, אחת בכל אחד מארבעת המסננים שנבחרו. ליצירת תמונה צבעונית שולבו שלוש מהן: התמונה שצולמה במסנן F814W קושרה לערוץ הצבע האדום, התמונה שצולמה במסנן F606W לערוץ הירוק, והתמונה שצולמה במסנן F450W לערוץ הכחול.[9][1] הצבעים בתמונה המשולבת אינם מייצגים בהכרח את מראה השדה כפי שהיה נתפס בעין אנושית, משום שהתמונה נוצרה באמצעות הקצאת צבעים לתצלומים שהתקבלו במסננים שונים; בפרט, מסנן F814W קולט גם קרינה בתחום התת-אדום קרוב, שאינה נראית לעין.[19] בחירת המסננים לתצפיות נעשתה בראש ובראשונה משיקולים מדעיים, ולא במטרה להפיק תמונה צבעונית המדמה את מראה השדה בעין אנושית.[20]

תוכן

[עריכת קוד מקור | עריכה]

בינואר 1996, התוצאה הסופית שוחררה לציבור הרחב בכנס של האגודה האמריקנית לאסטרונומיה.[21] התמונה הציגה שפע של גלקסיות מרוחקות וקלושות. מתוך העצמים בתמונה,[22] ניתן היה לזהות מעל ל-3,000 גלקסיות בשלל צורות, החל מגלקסיות ספירליות ועד לעצמים בעלי צורה לא-סדורה במיוחד; וזאת, אף על פי שייצוגן האופטי של חלק מהגלקסיות בתמונה עמד על פיקסלים ספורים. רובם המכריע של העצמים בשדה הם גלקסיות מרוחקות וקלושות. לצד גלקסיות, השדה מכיל כמעט 20 כוכבי גלקסיית שביל החלב.[23]

בשדה מופיעים כחמישים עצמים דמויי נקודות כחולות. נראה שרבים מהם קשורים כבידתית לגלקסיות סמוכות, אשר יחד יוצרים שרשראות וקשתות. שתי השערות הועלו באשר לטיבם: השערה אחת הציעה שהנקודות יכולות להיות אזורי ייצור כוכבים אינטנסיביים. שנייה הציעה שהנקודות עלולות להיות קוואזרים מרוחקים. אסטרונומים שללו בתחילה את האפשרות שחלק מהעצמים הם למעשה ננסים לבנים כיוון שבתמונה צבעם היה כחול מדי מכדי להתאים לתיאוריות התפתחות ננס לבן שרווחו באותה תקופה. עם זאת, מחקר מאוחר יותר גילה שננסים לבנים רבים מכחילים ככל שהם מזדקנים, ממצא המחזק את האפשרות שהשדה עלול להכיל ננסים לבנים.[24]

תוצאות מדעיות

[עריכת קוד מקור | עריכה]
פרטים מהתמונה ממחישים את המגוון הרחב של צורות, גדלים וצבעים של גלקסיות הקיימים ביקום

הנתונים שנאספו בתצפיות השדה העמוק שימשו בסיס למחקרים רבים על התפתחות הגלקסיות ועל תולדות היקום. במחקר שבחן את תפוקתם המדעית של תוכניות טלסקופ החלל האבל, נמצא כי עד סוף 2003 הניבה תוכנית השדה העמוק 119 מאמרים מדעיים, שזכו ל-5,232 ציטוטים. מחברי המחקר כתבו כי "באופן לא מפתיע, בראש הרשימה ניצבת תוכנית 'השדה העמוק של האבל'... שייתכן כי הניבה את התוצאות המדעיות המקוריות ביותר, בעלות ההשפעה הרחבה ביותר ומרחיקות הלכת ביותר של טלסקופ החלל האבל עד כה".[25]

אחד הממצאים הבסיסיים שנבעו מהשדה היה גילוי גלקסיות רבות המוסחות בדרגות גבוהות. ככל שהיקום מתרחב, עצמים רחוקים יותר מתרחקים מכדור הארץ מהר יותר, במה שנקרא חוק האבל-למטר.[א] האור מגלקסיות מושפע בהתאם למרחקן. לפני תצפיות השדה היה ידוע על קיומם של קוואזרים בעלי הסחה גבוהה לאדום, אך היו ידועות רק גלקסיות מעטות בעלות הסחה לאדום הגדולה מ-1.[21] בתצפיות השדה זוהו גלקסיות רבות בעלות הסחה גבוהה לאדום. ניתוח התצלומים ותצפיות המשך של אותו שדה אפשרו לזהות אף גלקסיות שההסחה שלהן לאדום מתקרבת ל-6,[27] כלומר כאלה שאורן נפלט כשגיל היקום היה כמיליארד שנה בלבד.

חלק מהגלקסיות המרוחקות בשדה זוהו באמצעות שיטת לימן-בריק (Lyman-break), על סמך הופעתן בחלק מהמסננים והיעדרן מאחרים.[28] גלקסיות בעלות הסחה לאדום הגדולה מכ-6.5 צפויות להיות כמעט בלתי ניתנות לזיהוי באמצעות המסננים שנבחרו. תצפיות המשך בתחום התת-אדום אפשרו לחפש בשדה גם גלקסיות מרוחקות.[27]

הגלקסיות המופיעות בשדה מכילות שיעור גדול בהרבה של גלקסיות לא סדורות מאשר ביקום המקומי.[21] נתון זה הוביל להשערה שהתנגשויות ומיזוגי גלקסיות היו נפוצים יותר ביקום הצעיר. חוקרים סבורים כי גלקסיות אליפטיות ענקיות נוצרו בתהליכים שכללו התנגשויות ומיזוגים בין גלקסיות, ובהם מיזוגים של גלקסיות ספירליות.[29]

תצפיות השדה העמוק תרמו לשחזור השינויים בקצב היווצרות הכוכבים לאורך תולדות היקום, באמצעות ניתוח גלקסיות מרוחקות שהאור המגיע מהן לכדור הארץ נפלט בתקופות שונות בעברו של היקום. ניתוח הנתונים, בשילוב עם נתונים מתצפיות אחרות, הוביל למסקנה שקצב היווצרות הכוכבים לפני מיליארדי שנים היה גבוה בהרבה מקצב היווצרותם כיום.[30] על פי ההערכות המקובלות נכון לשנת 2026, המתבססות גם על תצפיות מאוחרות יותר, קצב היווצרות הכוכבים ביקום הגיע לשיאו לפני כ-10 מיליארד שנים, אז היה גבוה בערך פי עשרה מהקצב כיום.[31]

ממצא חשוב נוסף היה מספרם המועט של כוכבים משביל החלב בקו הראייה אל השדה. לממצא זה הייתה חשיבות גם לחקר טבעו של החומר האפל, שכן אחת ההשערות הייתה שחלק מהחומר האפל בהילת שביל החלב מורכב מגופי הילה קומפקטיים מסיביים (MACHOs) – גרמי שמיים קומפקטיים שקשה לזהותם בתצפית ישירה, כגון ננסים אדומים, ננסים חומים וננסים לבנים. ניתוח התצפיות סייע לצמצם את האפשרויות באשר להרכב החומר האפל בהילת שביל החלב: הוא שלל תרומה משמעותית של ננסים אדומים והציב מגבלות על תרומתם האפשרית של ננסים לבנים.[21][23]

תצפיות נרדפות

[עריכת קוד מקור | עריכה]
השדה כפי שנצפה על ידי טלסקופ החלל שפיצר. התמונה למעלה מציגה את העצמים בשדה; החלק התחתון מציג את קרינת הרקע ללא העצמים.

כדי להרחיב את המידע שהתקבל מתצפיות האבל, נערכו בשדה העמוק תצפיות המשך בתחומים נוספים של הספקטרום האלקטרומגנטי, ובהם תת-אדום, תת-מילימטר, קרינת X וגלי רדיו.[32][33]

תצפיות שבוצעו עם מצפה חלל בתחום התת-אדום זיהו 13 גלקסיות בשדה. ב-11 מהן התגלתה פליטת קרינה תת-אדומה עודפת, שיוחסה לאבק שהתחמם כתוצאה מפעילות מוגברת של היווצרות כוכבים.[34] תצפיות תת-אדום נוספות בוצעו עם טלסקופ החלל שפיצר.[35] תצפיות תת-מילימטרים שבוצעו עם טלסקופ ג'יימס קלרק מקסוול חשפו 5 מקורות קרינה ברזולוציה נמוכה מאוד.[22]

תצפיות שבוצעו עם טלסקופ החלל צ'נדרה חשפו 6 מקורות קרינת X. שלושה זוהו כגלקסיות אליפטיות, אחד כספירלית, אחד כגרעין גלקטי פעיל ואחרון הוא עצם אדום מאוד, ככל הנראה גלקסיה רחוקה שנראית אדומה בגלל כמות אבק גדולה שבולעת את האור הכחול שנפלט ממנה.[36]

תמונות רדיו קרקעיות שצולמו באמצעות ה-VLA חשפו 7 מקורות רדיו שמקור כולם בגלקסיות הנראות בתמונה. תצפיות רדיו נוספות בוצעו עם מערכי הטלסקופים WSRT ו-MERLIN בהולנד ובריטניה בהתאמה.[37] תצפיות משולבות באמצעות MERLIN ו-VLA, באורכי גל 3.5 ו-20 ס"מ, חשפו 16 מקורות רדיו בשדה עצמו ובאזורים הסמוכים לו.[22]

תצפיות ממוקדות על מקורות רדיו אחדים בשדה שבוצעו עם מערך הטלסקופים האירופאי EVN (אנג') זיהו שני מקורות רדיו ברמת ודאות גבוהה, וסיפקו ראיות לכך שבאחד מהם מתקיימות הן פעילות של גרעין גלקטי פעיל והן היווצרות כוכבים אינטנסיבית.[38]

שדות האבל נוספים

[עריכת קוד מקור | עריכה]
ערך מורחב – השדה העמוק של האבל דרום

בשנת 1998 נצפה שדה נוסף בשם השדה העמוק של האבל דרום (HDF-S) על ידי האבל בחצי הכדור הדרומי.[39] גם ה-HDF-S נצפה באמצעות אסטרטגיית תצפית דומה.[39] ה-HDF-S דומה מאוד במראהו ל-HDF המקורי,[40] ממצא המחזק את העיקרון הקוסמולוגי (אנג'). על פי עיקרון זה, בקנה מידה גדול דיו, היקום הוא הומוגני ואיזוטרופי: תכונותיו הסטטיסטיות דומות במקומות שונים ובכל כיוון תצפית.

בנוסף ל-WFPC2, בתצפיות ה-HDF-S השתמשו גם בספקטוגרף הדמיה של טלסקופ החלל (STIS) ובNICMOS, שהותקנו בטלסקופ החלל האבל שנה קודם לכן.

השדה המקורי (HDF-N; "השדה העמוק של האבל צפון") נצפה שוב מספר פעמים מאז באמצעות WFPC2, כמו גם על ידי מכשירי ה-NICMOS ו-STIS.[12][22] בהשוואה בין תצפיות HDF-N משתי תקופות שונות התגלו כמה אירועי סופרנובה.[22]

תוכנית GOODS כללה תצפיות עמוקות בשני אזורים בשמיים באמצעות שלושה ממצפי החלל הגדולים של נאס"א: האבל, שפיצר וצ'נדרה. באזור קטן בתוך השדה הדרומי של GOODS נערכו בהמשך תצפיות ממושכות יותר באמצעות האבל, שמהן נוצר השדה האולטרה-עמוק של האבל (HUDF), שהיה התמונה האופטית העמוקה ביותר של היקום עד לפרסום ה-XDF בשנת 2012.[41] ה-XDF‏ (Hubble eXtreme Deep Field) נוצר משילוב תצפיות שנערכו במשך כעשור באזור קטן בתוך השדה האולטרה-עמוק. התמונה מאפשרת לצפות בגלקסיות כפי שנראו לפני כ-13.2 מיליארד שנים, כ-500 מיליון שנה בלבד לאחר המפץ הגדול.[42]

ראו גם

[עריכת קוד מקור | עריכה]

לקריאה נוספת

[עריכת קוד מקור | עריכה]

ביאורים

[עריכת קוד מקור | עריכה]
  1. ↑ הקירוב הפשוט הקושר בין ההסחה לאדום למרחק באמצעות חוק האבל-למטר מתאים לגלקסיות קרובות יחסית. בחישוב מרחקן של גלקסיות בעלות הסחה גבוהה לאדום יש להביא בחשבון גם את השינויים בקצב התפשטות היקום לאורך הזמן, בהתאם למודל הקוסמולוגי.[26]

קישורים חיצוניים

[עריכת קוד מקור | עריכה]
ויקישיתוף מדיה וקבצים בנושא השדה העמוק של האבל בוויקישיתוף

הערות שוליים

[עריכת קוד מקור | עריכה]
  1. 1 2 R. Williams, Hubble’s Deepest View of the Universe Unveils Bewildering Galaxies across Billions of Years, NASA, ‏15 בינואר, 1995
  2. ↑ Clark, Stuart (2011), p. 96.
  3. ↑ NASA Hubble Mission Team, Why Have a Telescope in Space?, NASA Science, ‏January 13, 2023
  4. 1 2 Ferguson (1998), p. 84.
  5. ↑ NASA Hubble Mission Team, Hubble's Deep Fields, NASA Science, ‏January 13, 2023
  6. ↑ Trauger et al. (1994)
  7. ↑ Abraham et al. (1996)
  8. ↑ Editorial Team, Bringing Hubble's Science into Focus, NASA Science, ‏December 3, 2018
  9. 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 Williams et al. (1996)
  10. 1 2 Ferguson, H. (1996)
  11. ↑ Williams et al. (1996), section 2.1
  12. 1 2 Ferguson (2000a)
  13. ↑ How Webb's NIRSpec instrument opened up 200 windows to our origins, European Space Agency, November 18, 2022
  14. ↑ Williams et al. (1996), p. 5
  15. ↑ Williams et al. (1996), pp. 5, 6–7
  16. ↑ Williams et al. (1996), section 4; HDF Version 2, Space Telescope Science Institute.
  17. ↑ HDF Version 2, Space Telescope Science Institute, including the table of frames and the list of excluded exposures.
  18. ↑ Williams et al. (1996), Table 5; HDF Version 2, Space Telescope Science Institute.
  19. ↑ Hubble FAQs, NASA, "How are images taken by Hubble processed? Are the colors real?"
  20. ↑ Christopher Gainor, Not Yet Imagined: A Study of Hubble Space Telescope Operations, NASA History Division, 2020, p. 132
  21. 1 2 3 4 Summary Of Key Findings From The Hubble Deep Field.
  22. 1 2 3 4 5 Ferguson et al. (2000b)
  23. 1 2 Flynn et al. (1996)
  24. ↑ Hansen (1998)
  25. ↑ G. Meylan, M. Madrid and F. D. Macchetto, "Hubble Space Telescope Science Metrics", 2004, p. 7 and Table 5, p. 10.
  26. ↑ See under "Ages of Distant Galaxies" in Andrew Fraknoi, David Morrison and Sidney C. Wolff, "29.2: A Model of the Universe", Astronomy, OpenStax, Rice University, 2016.
  27. 1 2 Ferguson et al. (2000b), pp. 15–16
  28. ↑ Ferguson (1998), p. 105
  29. ↑ John Kormendy, "4. Giant Ellipticals and Classical Bulges", Elliptical Galaxies and Bulges of Disk Galaxies: Summary of Progress and Outstanding Issues, 2015
  30. ↑ Connolly et al. (1997)
  31. ↑ Asa F. L. Bluck, "A Review of Galaxy Quenching—Part I: Defining the Problem and Observational Results", The Astronomy and Astrophysics Review, 34, 4 (2026), pp. 31–33, especially Fig. 8.
  32. ↑ Ferguson et al. 2000b, p. 4
  33. ↑ Harry Ferguson, HDF Clearinghouse
  34. ↑ Rowan-Robinson et al. (1997)
  35. ↑ "GOODS Spitzer and Ancillary Data".
  36. ↑ Hornschemeier et al. (2000)
  37. ↑ Preliminary MERLIN Observations of the HST Deep Field. באתר הרשמי של מערך MERLIN.
  38. ↑ Garrett et al. (2001)
  39. 1 2 Williams et al. (2000)
  40. ↑ Casertano et al. (2000)
  41. ↑ Beckwith et al. (2006)
  42. ↑ Hubble goes to the eXtreme to assemble the deepest ever view of the Universe. Hubble press release.
אוחזר מתוך "https://he.wikipedia.org/w/index.php?title=השדה_העמוק_של_האבל&oldid=44168998"