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 por el Telescopio Espacial Hubble . Cubre un área de aproximadamente 2,6 minutos de arco de 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 en su interior sólo se encuentran unas pocas estrellas en primer plano de la Vía Láctea ; así, 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, la HDF se ha convertido en una imagen histórica en el estudio del universo temprano .
Tres años después de que se tomaran las observaciones HDF, se fotografió de manera similar una región en el hemisferio sur celeste y se la denominó Campo Profundo Sur del Hubble . Las similitudes entre las dos regiones fortalecieron 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 Great Observatories Origins Deep Survey . En 2004, se construyó una imagen más profunda, conocida como Campo Ultra Profundo del Hubble (HUDF), a partir de unos meses de exposición a la luz. La imagen HUDF era en ese momento la imagen astronómica más sensible jamás realizada en longitudes de onda visibles, y permaneció así hasta que se lanzó el Hubble eXtreme Deep Field (XDF) en 2012.
Uno de los objetivos clave 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. Ubicado sobre la atmósfera , el Hubble evita el brillo del aire atmosférico , lo que le permite tomar imágenes de luz visible y ultravioleta más sensibles que las que se pueden obtener con telescopios terrestres con visión limitada (cuando sea posible una buena corrección óptica adaptativa en longitudes de onda visibles, los telescopios terrestres de 10 m puede llegar a ser competitivo). Aunque el espejo del telescopio padecía aberración esférica cuando se lanzó el telescopio en 1990, todavía podía utilizarse para tomar imágenes de galaxias más distantes de las que se habían podido obtener anteriormente. Como 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 tanto, ampliar el alcance de dicha investigación a galaxias cada vez más distantes permite comprender mejor cómo evolucionan. [2]
Después de que se corrigiera la aberración esférica durante la misión del transbordador espacial STS-61 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 Cámara Planetaria y de Campo Amplio 2 (WFPC2) para tomar imágenes profundas de campos aleatorios mientras se utilizaban otros instrumentos para observaciones programadas. Al mismo tiempo, otros programas específicos se centraron en galaxias que ya se conocían mediante observación terrestre. Todos estos estudios revelaron diferencias sustanciales entre las propiedades de las galaxias actuales y las que existieron 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 normalmente se concede 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 Científico del Telescopio Espacial , decidió dedicar una fracción sustancial de su tiempo de 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 (ver Zona de evitación ). El campo objetivo tenía que evitar fuentes brillantes conocidas de luz visible (como estrellas en primer plano) y emisiones infrarrojas , ultravioleta y de rayos X , para facilitar estudios posteriores en muchas longitudes de onda de los objetos en el campo profundo, y también necesitaba ser en una región con un cirro infrarrojo de fondo bajo , la emisión infrarroja tenue y difusa que se cree es causada por granos de polvo calientes 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 observación continua del norte, de modo que los telescopios del hemisferio norte, como los telescopios Keck , los telescopios del Observatorio Nacional Kitt Peak y el Very Large Array (VLA), pudieran realizar observaciones de seguimiento. [7]
Se identificaron veinte campos que cumplían estos criterios, de los cuales se seleccionaron tres campos candidatos óptimos, todos dentro de la constelación de la Osa Mayor . Las observaciones 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 pueden fijarse durante una exposición, pero dada la importancia de las observaciones HDF, el grupo de trabajo requirió un segundo conjunto de estrellas guía de respaldo. El campo finalmente seleccionado se ubica 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 utilizarían 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 utilizarán para el HDF dependió del rendimiento de cada filtro (la proporción total de luz que deja pasar) y de la cobertura espectral disponible. Eran deseables filtros con pasos de banda 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 a una longitud de onda de 300 nm es bastante baja, el ruido en las observaciones a esta longitud de onda se debe principalmente al ruido del CCD más que al 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, tiempo durante el cual el Hubble orbitó la Tierra unas 150 veces, se tomaron 342 imágenes del área objetivo en los filtros elegidos. Los tiempos totales de exposición en cada longitud de onda fueron 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 imágenes individuales por acción cósmica . rayos , que provocan la aparición de rayas brillantes cuando chocan contra los detectores CCD. Se utilizaron otras 10 órbitas del Hubble para realizar exposiciones breves de los campos flanqueantes para ayudar en las observaciones de seguimiento realizadas por otros instrumentos. [6]
La producción de una imagen combinada final en cada longitud de onda fue un proceso complejo. Los píxeles brillantes causados por los impactos de los rayos cósmicos durante las exposiciones se eliminaron comparando exposiciones de igual duración tomadas una tras otra e identificando los píxeles que fueron 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 fueron eliminados cuidadosamente. [6]
La luz dispersa de la Tierra fue evidente en aproximadamente una cuarta parte de los cuadros de datos, creando un patrón en "X" visible en las imágenes. Esto se eliminó tomando una imagen afectada por 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 marco brillante. Este procedimiento eliminó casi toda la luz dispersa de las imágenes afectadas. [6]
Una vez que las 342 imágenes individuales fueron limpiadas de impactos de rayos cósmicos y corregidas por luz dispersa, hubo que combinarlas. Los científicos involucrados en las observaciones HDF fueron pioneros en una técnica llamada ' llovizlón ', en la que la orientación del telescopio variaba minuciosamente entre series de exposiciones. Cada píxel de los chips CCD WFPC2 registró un área del cielo de 0,09 segundos de arco de ancho, pero al cambiar menos la dirección en la que apuntaba el telescopio entre exposiciones, las imágenes resultantes se combinaron utilizando sofisticadas técnicas de procesamiento de imágenes para producir una imagen angular final. resolución mejor que este valor. Las imágenes HDF producidas en cada longitud de onda tenían tamaños de píxeles finales de 0,03985 segundos de arco. [6]
El procesamiento de datos produjo cuatro imágenes monocromáticas (a 300 nm, 450 nm, 606 nm y 814 nm), una en cada longitud de onda. [9] Una imagen se designó 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 los filtros para el HDF (y la mayoría de las imágenes del Hubble) se diseñó 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 Estadounidense en enero de 1996 [10] y revelaron una plétora de galaxias distantes y débiles. En las imágenes se pudieron identificar alrededor de 3.000 galaxias distintas, [11] con galaxias irregulares y espirales claramente visibles, aunque algunas galaxias en el campo tienen solo unos pocos píxeles de diámetro. En total, se cree que el HDF contiene menos de veinte estrellas galácticas en primer plano; con diferencia, la mayoría de los objetos en el campo son galaxias distantes. [12]
Hay alrededor de cincuenta objetos puntiformes azules en el HDF. Muchas parecen estar asociadas con galaxias cercanas, que juntas forman cadenas y arcos: es probable que sean regiones de intensa formación estelar . Otros pueden ser quásares distantes . Inicialmente, los astrónomos descartaron la posibilidad de que algunos de los objetos puntuales fueran enanas blancas , porque son demasiado azules para ser consistentes con las teorías de la 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 que los cosmólogos lo analizaran y, a finales 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 rápidamente, en lo que se llama el Flujo de Hubble . La luz de galaxias muy distantes se ve afectada significativamente por el corrimiento al rojo cosmológico . Si bien se conocían cuásares con altos corrimientos al rojo, antes de que se produjeran las imágenes HDF se conocían muy pocas galaxias con corrimientos al rojo mayores que uno. [10] El HDF, sin embargo, contenía muchas galaxias con corrimientos al rojo de hasta seis, correspondientes a distancias de aproximadamente 12 mil millones de años luz . Debido al corrimiento al rojo, los objetos más distantes en las HDF ( galaxias de ruptura Lyman ) no son realmente visibles en las imágenes del Hubble; sólo pueden detectarse 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 es una imagen en el 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 hoy. Se cree que las galaxias elípticas gigantes se forman cuando chocan espirales y galaxias irregulares.
La riqueza de galaxias en diferentes etapas de su evolución también permitió a los astrónomos estimar la variación en el ritmo de formación estelar a lo largo de la vida del Universo. Si bien las estimaciones de los corrimientos al rojo de las galaxias HDF son algo crudas, los astrónomos creen que la formación de estrellas estaba ocurriendo a su ritmo máximo hace 8 a 10 mil millones de años, y ha disminuido en un factor de aproximadamente 10 desde entonces. [19]
Otro resultado importante del HDF fue el muy pequeño número de estrellas presentes en primer plano. Durante años, los astrónomos habían estado desconcertados sobre la naturaleza de la materia oscura , una masa que parece indetectable pero que, según las observaciones, constituía aproximadamente el 85% de toda la materia del Universo en masa. [20] Una teoría era que la materia oscura podría consistir en objetos astrofísicos masivos compactos de halo ( MACHO ), objetos débiles pero masivos, como enanas rojas y planetas en las regiones exteriores de las galaxias. [21] Sin embargo, el HDF mostró que no había un número significativo de enanas rojas en las partes exteriores de nuestra galaxia. [10] [12]
Los objetos con corrimiento al rojo muy alto (galaxias con rotura de Lyman) no se pueden ver en luz visible y, en cambio, generalmente se detectan en estudios de longitud de onda infrarroja o submilimétrica del HDF. [16] Las observaciones con el Observatorio Espacial Infrarrojo (ISO) indicaron emisiones infrarrojas 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 muy baja resolución. [11] También se han realizado observaciones con el telescopio Subaru en Hawaii. [24]
Las observaciones de rayos X realizadas por el Observatorio de rayos X Chandra revelaron seis fuentes en el HDF, que correspondían a tres galaxias elípticas, una galaxia espiral, un núcleo galáctico activo y un objeto extremadamente rojo, que se cree que es una galaxia distante que contiene una gran cantidad de polvo absorbiendo 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 radiotelescopio de síntesis Westerbork 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, y muchas más en los campos flanqueantes. [11] Las imágenes de radio de algunas fuentes individuales en el campo se han realizado 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 celeste sur: 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 mayor escala el Universo es homogéneo . El estudio HDF-S utilizó los instrumentos del espectrógrafo de imágenes del telescopio espacial (STIS) y la cámara de infrarrojo cercano y espectrómetro de objetos múltiples (NICMOS) instalados en el HST en 1997; Desde entonces, la región del Campo Profundo del Hubble original (HDF-N) ha sido reobservada varias veces utilizando WFPC2, así como mediante los instrumentos NICMOS y STIS. [8] [11] Se detectaron varios eventos de supernova al comparar las observaciones de la primera y la segunda época del HDF-N. [11]
Se llevó a cabo un estudio más amplio, pero menos sensible, como parte del Great Observatories Origins Deep Survey ; Luego se observó una sección de esto durante más tiempo para crear el campo ultraprofundo del Hubble , que fue la imagen óptica de campo profundo más sensible durante años [32] hasta que se completó el campo profundo extremo del Hubble en 2012. [33] Imágenes desde el extremo Deep Field, o XDF, se lanzaron el 26 de septiembre de 2012 a varias agencias de medios. Las imágenes publicadas en 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 el campo profundo del Hubble en Wikimedia Commons
