El campo profundo del Hubble ( HDF ) es una imagen de una pequeña región de la constelación de la Osa Mayor , construida a partir de una serie de observaciones realizadas con el telescopio espacial Hubble . Cubre un área de unos 2,6 minutos de arco por lado, aproximadamente una 24 millonésima parte de todo el cielo, lo que equivale en tamaño angular a una pelota de tenis a una distancia de 100 metros. [1] La imagen se compiló a partir de 342 exposiciones separadas tomadas con la cámara planetaria y de campo amplio 2 del telescopio espacial durante diez días consecutivos entre el 18 y el 28 de diciembre de 1995. [2] [3]
El campo es tan pequeño que sólo unas pocas estrellas en primer plano de la Vía Láctea se encuentran dentro de él; por lo tanto, casi todos los 3.000 objetos de la imagen son galaxias , algunas de las cuales se encuentran entre las más jóvenes y distantes conocidas. Al revelar una cantidad tan grande de galaxias muy jóvenes, el HDF se ha convertido en una imagen de referencia en el estudio del universo temprano .
Tres años después de que se tomaran las observaciones del HDF, se tomó una imagen similar de una región del hemisferio sur celeste, que se denominó Campo Profundo Sur del Hubble . Las similitudes entre las dos regiones reforzaron la creencia de que el universo es uniforme en grandes escalas y que la Tierra ocupa una región típica del universo (el principio cosmológico ). También se realizó un estudio más amplio pero menos profundo como parte del Estudio Profundo de los Orígenes de los Grandes Observatorios . En 2004, se construyó una imagen más profunda, conocida como Campo Ultraprofundo del Hubble (HUDF), a partir de unos pocos meses de exposición a la luz. La imagen del HUDF era en ese momento la imagen astronómica más sensible jamás realizada en longitudes de onda visibles, y siguió siendo así hasta que se publicó el Campo Profundo Extremo del Hubble (XDF) en 2012.
Uno de los objetivos principales de los astrónomos que diseñaron el telescopio espacial Hubble era utilizar su alta resolución óptica para estudiar galaxias distantes con un nivel de detalle que no era posible desde la Tierra. Situado por encima de la atmósfera , el Hubble evita el resplandor atmosférico , lo que le permite tomar imágenes de luz visible y ultravioleta más sensibles que las que se pueden obtener con telescopios terrestres con capacidad de visión limitada (cuando sea posible una buena corrección de óptica adaptativa en longitudes de onda visibles, los telescopios terrestres de 10 m pueden llegar a ser competitivos). Aunque el espejo del telescopio sufrió una aberración esférica cuando se lanzó el telescopio en 1990, todavía podría usarse para tomar imágenes de galaxias más distantes de las que se habían obtenido anteriormente. Debido a que la luz tarda miles de millones de años en llegar a la Tierra desde galaxias muy distantes, las vemos como eran hace miles de millones de años; por lo tanto, ampliar el alcance de dicha investigación a galaxias cada vez más distantes permite una mejor comprensión de cómo evolucionan. [2]
Después de que la aberración esférica se corrigiera durante la misión STS-61 del transbordador espacial en 1993, [4] las capacidades mejoradas de obtención de imágenes del telescopio se utilizaron para estudiar galaxias cada vez más distantes y débiles. El Medium Deep Survey (MDS) utilizó la Wide Field and Planetary Camera 2 (WFPC2) para tomar imágenes profundas de campos aleatorios mientras se utilizaban otros instrumentos para observaciones programadas. Al mismo tiempo, otros programas dedicados se centraron en galaxias que ya se conocían a través de observaciones terrestres. Todos estos estudios revelaron diferencias sustanciales entre las propiedades de las galaxias actuales y las que existían hace varios miles de millones de años. [5]
Hasta el 10% del tiempo de observación del HST se designa como Tiempo Discrecional del Director (DD), y generalmente se otorga a astrónomos que desean estudiar fenómenos transitorios inesperados, como las supernovas . Una vez que se demostró que la óptica correctiva del Hubble funcionaba bien, Robert Williams , el entonces director del Instituto de Ciencia del Telescopio Espacial , decidió dedicar una fracción sustancial de su tiempo DD durante 1995 al estudio de galaxias distantes. Un Comité Asesor especial del Instituto recomendó que se utilizara el WFPC2 para obtener imágenes de una zona "típica" del cielo en una latitud galáctica alta , utilizando varios filtros ópticos . Se creó un grupo de trabajo para desarrollar e implementar el proyecto. [6]
El campo seleccionado para las observaciones debía cumplir varios criterios. Tenía que estar en una latitud galáctica alta porque el polvo y la materia que oscurece el plano del disco de la Vía Láctea impiden las observaciones de galaxias distantes en latitudes galácticas bajas (véase Zona de evitación ). El campo objetivo tenía que evitar fuentes conocidas de luz visible brillante (como estrellas en primer plano) y emisiones infrarrojas , ultravioletas y de rayos X , para facilitar estudios posteriores en muchas longitudes de onda de los objetos en el campo profundo, y también tenía que estar en una región con un cirro infrarrojo de fondo bajo , la emisión infrarroja difusa y tenue que se cree que es causada por granos de polvo cálido en nubes frías de gas hidrógeno ( regiones HI ). [6]
Estos criterios restringieron el campo de posibles áreas objetivo. Se decidió que el objetivo debería estar en las zonas de visión continua del Hubble: las áreas del cielo que no están ocultas por la Tierra o la Luna durante la órbita del Hubble. [6] El grupo de trabajo decidió concentrarse en la zona de visión continua del norte, de modo que los telescopios del hemisferio norte, como los telescopios Keck , los telescopios del Observatorio Nacional de Kitt Peak y el Very Large Array (VLA), pudieran realizar observaciones de seguimiento. [7]
Se identificaron veinte campos que satisfacían estos criterios, de los cuales se seleccionaron tres campos candidatos óptimos, todos dentro de la constelación de la Osa Mayor . Las observaciones de instantáneas de radio con el VLA descartaron uno de estos campos porque contenía una fuente de radio brillante, y la decisión final entre los otros dos se tomó en función de la disponibilidad de estrellas guía cerca del campo: las observaciones del Hubble normalmente requieren un par de estrellas cercanas en las que los sensores de guía fina del telescopio puedan fijarse durante una exposición, pero dada la importancia de las observaciones del HDF, el grupo de trabajo requirió un segundo conjunto de estrellas guía de respaldo. El campo que finalmente se seleccionó está ubicado en una ascensión recta de 12 h 36 m 49,4 s y una declinación de +62° 12′ 58″; [6] [7] tiene aproximadamente 2,6 minutos de arco de ancho, [2] [8] o 1/12 del ancho de la Luna. El área es aproximadamente 1/24.000.000 del área total del cielo.
Una vez seleccionado un campo, se desarrolló una estrategia de observación. Una decisión importante fue determinar qué filtros se utilizarían en las observaciones; WFPC2 está equipado con 48 filtros, incluidos filtros de banda estrecha que aíslan líneas de emisión particulares de interés astrofísico , y filtros de banda ancha útiles para el estudio de los colores de estrellas y galaxias. La elección de los filtros que se utilizarían para el HDF dependía del rendimiento de cada filtro (la proporción total de luz que permite pasar) y de la cobertura espectral disponible. Eran deseables los filtros con bandas de paso que se superpusieran lo menos posible. [6]
Al final, se eligieron cuatro filtros de banda ancha, centrados en longitudes de onda de 300 nm ( ultravioleta cercano ), 450 nm (luz azul), 606 nm (luz roja) y 814 nm ( infrarrojo cercano ). Debido a que la eficiencia cuántica de los detectores del Hubble en la longitud de onda de 300 nm es bastante baja, el ruido en las observaciones en esta longitud de onda se debe principalmente al ruido del CCD en lugar del fondo del cielo; por lo tanto, estas observaciones podrían realizarse en momentos en que un alto ruido de fondo habría perjudicado la eficiencia de las observaciones en otras bandas de paso. [6]
Entre el 18 y el 28 de diciembre de 1995 (durante ese tiempo, el Hubble orbitó la Tierra unas 150 veces), se tomaron 342 imágenes del área objetivo con los filtros elegidos. Los tiempos totales de exposición en cada longitud de onda fueron de 42,7 horas (300 nm), 33,5 horas (450 nm), 30,3 horas (606 nm) y 34,3 horas (814 nm), divididos en 342 exposiciones individuales para evitar daños significativos a las imágenes individuales por los rayos cósmicos , que hacen que aparezcan rayas brillantes cuando inciden en los detectores CCD. Se utilizaron otras 10 órbitas del Hubble para realizar exposiciones cortas de los campos flanqueantes para facilitar las observaciones de seguimiento con otros instrumentos. [6]
La producción de una imagen final combinada en cada longitud de onda fue un proceso complejo. Los píxeles brillantes causados por los impactos de rayos cósmicos durante las exposiciones se eliminaron comparando exposiciones de igual duración tomadas una tras otra e identificando los píxeles que se vieron afectados por los rayos cósmicos en una exposición pero no en la otra. En las imágenes originales había rastros de desechos espaciales y satélites artificiales que se eliminaron cuidadosamente. [6]
La luz dispersada de la Tierra era evidente en aproximadamente una cuarta parte de los fotogramas de datos, lo que creaba un patrón de "X" visible en las imágenes. Esto se eliminó tomando una imagen afectada por la luz dispersa, alineándola con una imagen no afectada y restando la imagen no afectada de la afectada. La imagen resultante se suavizó y luego se pudo restar del fotograma brillante. Este procedimiento eliminó casi toda la luz dispersa de las imágenes afectadas. [6]
Una vez que las 342 imágenes individuales fueron limpiadas de los impactos de rayos cósmicos y corregidas para la luz dispersa, tuvieron que ser combinadas. Los científicos involucrados en las observaciones del HDF fueron pioneros en una técnica llamada " drizzling ", en la que la orientación del telescopio variaba minuciosamente entre series de exposiciones. Cada píxel en los chips CCD WFPC2 registró un área del cielo de 0,09 segundos de arco de ancho, pero al cambiar la dirección en la que apuntaba el telescopio en un valor menor entre exposiciones, las imágenes resultantes se combinaron utilizando sofisticadas técnicas de procesamiento de imágenes para producir una resolución angular final mejor que este valor. Las imágenes HDF producidas en cada longitud de onda tuvieron tamaños de píxel finales de 0,03985 segundos de arco. [6]
El procesamiento de datos produjo cuatro imágenes monocromas (a 300 nm, 450 nm, 606 nm y 814 nm), una en cada longitud de onda. [9] Una imagen fue designada como roja (814 nm), la segunda como verde (606 nm) y la tercera como azul (450 nm), y las tres imágenes se combinaron para dar una imagen en color. [3] Debido a que las longitudes de onda en las que se tomaron las imágenes no corresponden a las longitudes de onda de la luz roja, verde y azul, los colores en la imagen final solo dan una representación aproximada de los colores reales de las galaxias en la imagen; la elección de filtros para el HDF (y la mayoría de las imágenes del Hubble) fue diseñada principalmente para maximizar la utilidad científica de las observaciones en lugar de crear colores correspondientes a lo que el ojo humano realmente percibiría. [9]
Las imágenes finales se publicaron en una reunión de la Sociedad Astronómica Americana en enero de 1996, [10] y revelaron una plétora de galaxias distantes y tenues. Se pudieron identificar alrededor de 3.000 galaxias distintas en las imágenes, [11] con galaxias irregulares y espirales claramente visibles, aunque algunas galaxias en el campo tienen sólo unos pocos píxeles de ancho. En total, se cree que el HDF contiene menos de veinte estrellas galácticas en primer plano; la gran mayoría de los objetos en el campo son galaxias distantes. [12]
Hay alrededor de cincuenta objetos puntiformes azules en el HDF. Muchos parecen estar asociados con galaxias cercanas, que juntas forman cadenas y arcos: es probable que sean regiones de intensa formación estelar . Otros pueden ser cuásares distantes . Los astrónomos descartaron inicialmente la posibilidad de que algunos de los objetos puntiformes fueran enanas blancas , porque son demasiado azules para ser consistentes con las teorías de evolución de las enanas blancas que prevalecían en ese momento. Sin embargo, trabajos más recientes han descubierto que muchas enanas blancas se vuelven más azules a medida que envejecen, lo que respalda la idea de que el HDF podría contener enanas blancas. [13]
Los datos HDF proporcionaron material extremadamente rico para el análisis de los cosmólogos y para fines de 2014 el artículo científico asociado a la imagen había recibido más de 900 citas. [15] Uno de los hallazgos más fundamentales fue el descubrimiento de un gran número de galaxias con altos valores de corrimiento al rojo .
A medida que el Universo se expande, los objetos más distantes se alejan de la Tierra más rápido, en lo que se llama el Flujo de Hubble . La luz de las galaxias muy distantes se ve afectada significativamente por el corrimiento al rojo cosmológico . Si bien se conocían cuásares con altos corrimientos al rojo, se conocían muy pocas galaxias con corrimientos al rojo mayores que uno antes de que se produjeran las imágenes del HDF. [10] El HDF, sin embargo, contenía muchas galaxias con corrimientos al rojo tan altos como seis, correspondientes a distancias de aproximadamente 12 mil millones de años luz . Debido al corrimiento al rojo, los objetos más distantes en el HDF ( galaxias Lyman-break ) no son realmente visibles en las imágenes del Hubble; solo se pueden detectar en imágenes del HDF tomadas en longitudes de onda más largas por telescopios terrestres. [16] Una de las primeras observaciones planificadas para el Telescopio Espacial James Webb fue una imagen de infrarrojo medio del Campo Ultraprofundo del Hubble. [17]
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Las galaxias HDF contenían una proporción considerablemente mayor de galaxias perturbadas e irregulares que el universo local; [10] las colisiones y fusiones de galaxias eran más comunes en el universo joven, ya que era mucho más pequeño que el actual. Se cree que las galaxias elípticas gigantes se forman cuando las galaxias espirales y las irregulares colisionan.
La riqueza de galaxias en diferentes etapas de su evolución también permitió a los astrónomos estimar la variación en la tasa de formación de estrellas a lo largo de la vida del Universo. Si bien las estimaciones de los desplazamientos al rojo de las galaxias HDF son algo rudimentarias, los astrónomos creen que la formación de estrellas se estaba produciendo a su ritmo máximo hace entre 8.000 y 10.000 millones de años, y que ha disminuido en un factor de aproximadamente 10 desde entonces. [19]
Otro resultado importante del HDF fue el número muy pequeño de estrellas en primer plano presentes. Durante años, los astrónomos habían estado devanándose los sesos sobre la naturaleza de la materia oscura , masa que parece ser indetectable pero que las observaciones implicaban que constituía aproximadamente el 85% de toda la materia en el Universo en términos de masa. [20] Una teoría era que la materia oscura podría consistir en Objetos Astrofísicos Compactos Masivos del Halo ( MACHOs , por sus siglas en inglés), objetos débiles pero masivos como enanas rojas y planetas en las regiones externas de las galaxias. [21] El HDF mostró, sin embargo, que no había un número significativo de enanas rojas en las partes externas de nuestra galaxia. [10] [12]
Los objetos con un corrimiento al rojo muy alto (galaxias Lyman-break) no se pueden ver en luz visible y generalmente se detectan en estudios de longitud de onda infrarroja o submilimétrica del HDF. [16] Las observaciones con el Observatorio Espacial Infrarrojo (ISO) indicaron emisión infrarroja de 13 galaxias visibles en las imágenes ópticas, atribuidas a grandes cantidades de polvo asociadas con una intensa formación estelar. [22] También se han realizado observaciones infrarrojas con el Telescopio Espacial Spitzer . [23] Se han realizado observaciones submilimétricas del campo con SCUBA en el Telescopio James Clerk Maxwell , detectando inicialmente 5 fuentes, aunque con una resolución muy baja. [11] También se han realizado observaciones con el telescopio Subaru en Hawái. [24]
Las observaciones de rayos X realizadas por el Observatorio de rayos X Chandra revelaron seis fuentes en el HDF, que se encontró que corresponden a tres galaxias elípticas, una galaxia espiral, un núcleo galáctico activo y un objeto extremadamente rojo, que se piensa que es una galaxia distante que contiene una gran cantidad de polvo que absorbe sus emisiones de luz azul. [25]
Las imágenes de radio terrestres tomadas con el VLA revelaron siete fuentes de radio en el HDF, todas las cuales corresponden a galaxias visibles en las imágenes ópticas. [26] El campo también ha sido estudiado con el Westerbork Synthesis Radio Telescope y el conjunto de radiotelescopios MERLIN a 1,4 GHz; [27] [28] la combinación de mapas VLA y MERLIN realizados en longitudes de onda de 3,5 y 20 cm han localizado 16 fuentes de radio en el campo HDF-N, con muchas más en los campos flanqueantes. [11] Se han realizado imágenes de radio de algunas fuentes individuales en el campo con la red europea VLBI a 1,6 GHz con una resolución más alta que los mapas del Hubble. [29]
En 1998 se creó una contraparte del HDF en el hemisferio sur celeste: el HDF-Sur (HDF-S). [30] Creado utilizando una estrategia de observación similar, [30] el HDF-S era muy similar en apariencia al HDF original. [31] Esto apoya el principio cosmológico de que en su escala más grande el Universo es homogéneo . El sondeo HDF-S utilizó los instrumentos Space Telescope Imaging Spectrograph (STIS) y Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer (NICMOS) instalados en el HST en 1997; la región del Hubble Deep Field (HDF-N) original ha sido re-observada varias veces desde entonces utilizando WFPC2, así como por los instrumentos NICMOS y STIS. [8] [11] Se detectaron varios eventos de supernova comparando las observaciones de primera y segunda época del HDF-N. [11]
Un estudio más amplio, pero menos sensible, se llevó a cabo como parte del Great Observatories Origins Deep Survey ; una sección de este se observó luego durante más tiempo para crear el Hubble Ultra-Deep Field , que fue la imagen de campo profundo óptico más sensible durante años [32] hasta que se completó el Hubble eXtreme Deep Field en 2012. [33] Las imágenes del Extreme Deep Field, o XDF, se publicaron el 26 de septiembre de 2012 en varias agencias de medios. Las imágenes publicadas en el XDF muestran galaxias que ahora se cree que se formaron en los primeros 500 millones de años después del Big Bang. [34] [35]
Medios relacionados con Hubble Deep Field en Wikimedia Commons
