Campo profundo del Hubble

El campo profundo Hubble

El Campo Profundo del Hubble (HDF) es una imagen de una pequeña región en la constelación de la Osa Mayor, construida a partir de una serie de observaciones del Telescopio Espacial Hubble. Cubre un área de aproximadamente 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. La imagen se reunió 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.

El campo es tan pequeño que solo unas pocas estrellas en primer plano en la Vía Láctea se encuentran dentro de él; por lo tanto, casi todos los 3000 objetos de la imagen son galaxias, algunas de las cuales se encuentran entre las más jóvenes y distantes conocidas. Al revelar un número tan grande de galaxias muy jóvenes, el HDF se ha convertido en una imagen histórica en el estudio del universo primitivo.

Tres años después de que se tomaran las observaciones HDF, se tomaron imágenes de una región en el hemisferio sur celeste de manera similar y se la denominó Hubble Deep Field South. Las similitudes entre las dos regiones fortalecieron la creencia de que el universo es uniforme a gran escala y que la Tierra ocupa una región típica en el 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 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.

Concepción

La mejora dramática de las capacidades de imagen de Hubble después de la instalación de óptica correctiva alentó los intentos de obtener imágenes muy profundas de galaxias distantes.

Uno de los objetivos clave de los astrónomos que diseñaron el telescopio espacial Hubble era usar 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 del aire atmosférico, lo que le permite tomar imágenes de luz ultravioleta y visible más sensibles que las que se pueden obtener con telescopios terrestres de visión limitada (cuando es posible una buena corrección de la óptica adaptativa en longitudes de onda visibles, los telescopios terrestres de 10 m puede llegar a ser competitivo). Aunque el espejo del telescopio sufría de aberración esférica cuando se lanzó el telescopio en 1990, aún podía usarse para tomar imágenes de galaxias más distantes que 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, extender el alcance de dicha investigación a galaxias cada vez más distantes permite una mejor comprensión de cómo evolucionan.

Después de que se corrigió la aberración esférica durante la misión del transbordador espacial STS-61 en 1993, las capacidades de imagen mejoradas 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 usaban otros instrumentos para observaciones programadas. Al mismo tiempo, otros programas dedicados se centraron en galaxias que ya se conocían a través de la observación desde tierra. Todos estos estudios revelaron diferencias sustanciales entre las propiedades de las galaxias actuales y las que existían hace varios miles de millones de años.

Hasta el 10 % del tiempo de observación del HST se designa como tiempo discrecional del director (DD) y, por lo general, se otorga a los 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 Ciencias 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 use el WFPC2 para obtener imágenes de un "típico" parche de cielo en una alta latitud galáctica, usando varios filtros ópticos. Se creó un grupo de trabajo para desarrollar e implementar el proyecto.

Selección de objetivo

El HDF está en el centro de esta imagen de un grado de cielo. La Luna como se ve desde la Tierra llenaría aproximadamente un cuarto de esta imagen.

El campo seleccionado para las observaciones necesitaba cumplir varios criterios. Tenía que estar en una latitud galáctica alta porque el polvo y la materia oscura en el plano del disco de la Vía Láctea impiden las observaciones de galaxias distantes en latitudes galácticas bajas. El campo objetivo tenía que evitar las fuentes brillantes conocidas de luz visible (como las estrellas en primer plano) y las emisiones infrarrojas, ultravioletas y de rayos X, para facilitar los estudios posteriores en muchas longitudes de onda de los objetos en el campo profundo, y también necesitaba estar en una región con un 'cirrus' infrarrojo de fondo bajo, la emisión infrarroja tenue y difusa que se cree que es causada por granos de polvo cálidos en nubes frías de gas hidrógeno (regiones H I).

Estos criterios restringieron el campo de posibles áreas objetivo. Se decidió que el objetivo debería estar en las 'zonas de visualización continua' del Hubble. (CVZ): las áreas del cielo que no están ocultas por la Tierra o la Luna durante la órbita del Hubble. El grupo de trabajo decidió concentrarse en la CVZ 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.

Se identificaron inicialmente veinte campos que cumplían con 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 sobre la base 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 bloquearse 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 que finalmente se seleccionó se encuentra en una ascensión recta de 12^h 36^m 49,4^s y una declinación de +62° 12′ 58″; tiene aproximadamente 2,6 minutos de arco de ancho, o 1/12 del ancho de la Luna. El área es aproximadamente 1/24,000,000 del área total del cielo.

Observaciones

El HDF estaba en la zona norte de visualización continua de Hubble, como se muestra en este diagrama.

Diagrama que ilustra la distancia comparativa de muestreo del HDF y el Campo Hubble Ultra-Deep 2004

Una vez que se había seleccionado un campo, se tenía que desarrollar una estrategia de observación. Una decisión importante fue determinar qué filtros utilizarían las observaciones; WFPC2 está equipado con cuarenta y ocho 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 a utilizar para el HDF dependía del 'rendimiento' de cada filtro—la proporción total de luz que deja pasar—y la cobertura espectral disponible. Eran deseables filtros con pasos de banda superpuestos lo menos posible.

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 y no al fondo del cielo; por lo tanto, estas observaciones podrían realizarse en momentos en que el alto ruido de fondo habría dañado la eficiencia de las observaciones en otras bandas de paso.

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 de exposición totales 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 las imágenes individuales por la radiación cósmica. rayos, que hacen que aparezcan rayas brillantes cuando inciden en los detectores CCD. Se utilizaron otras 10 órbitas del Hubble para hacer exposiciones cortas de campos laterales para ayudar a las observaciones de seguimiento de otros instrumentos.

Procesamiento de datos

Una sección del HDF alrededor de 14 segundos en cada una de las cuatro longitudes de onda utilizadas para construir la versión final: 300 nm (top izquierda), 450 nm (top right), 606 nm (bottom left) y 814 nm (bottom right)

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 se vieron afectados por los rayos cósmicos en una exposición pero no en la otra. Los rastros de desechos espaciales y satélites artificiales estaban presentes en las imágenes originales y se eliminaron cuidadosamente.

La luz dispersa de la Tierra era evidente en aproximadamente una cuarta parte de los marcos de datos, creando una "X" patrón 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 sustraer del marco brillante. Este procedimiento eliminó casi toda la luz dispersa de las imágenes afectadas.

Una vez que se limpiaron las 342 imágenes individuales de impactos de rayos cósmicos y se corrigió la luz dispersa, tuvieron que combinarse. Los científicos involucrados en las observaciones de HDF fueron pioneros en una técnica llamada "llovizna", en la que la orientación del telescopio variaba minuciosamente entre conjuntos 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 la dirección en la que apuntaba el telescopio menos que entre exposiciones, las imágenes resultantes se combinaron utilizando técnicas sofisticadas de procesamiento de imágenes para producir un ángulo 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.

El procesamiento de datos produjo cuatro imágenes monocromáticas (a 300 nm, 450 nm, 606 nm y 814 nm), una en cada longitud de onda. 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. Debido a que las longitudes de onda a las que se tomaron las imágenes no corresponden a las longitudes de onda de la luz roja, verde y azul, los colores de 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) 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.

Contenido

Las imágenes finales se publicaron en una reunión de la Sociedad Astronómica Estadounidense en enero de 1996 y revelaron una plétora de galaxias débiles y distantes. Se pudieron identificar alrededor de 3.000 galaxias distintas en las imágenes, con galaxias irregulares y espirales claramente visibles, aunque algunas galaxias en el campo tienen solo unos pocos píxeles de ancho. En total, se cree que el HDF contiene menos de veinte estrellas galácticas en primer plano; con mucho, la mayoría de los objetos en el campo son galaxias distantes.

Hay alrededor de cincuenta objetos azules en forma de puntos en el HDF. Muchos parecen estar asociados con galaxias cercanas, que juntas forman cadenas y arcos: es probable que se trate de regiones de intensa formación estelar. Otros pueden ser cuásares distantes. Inicialmente, los astrónomos descartaron la posibilidad de que algunos de los objetos puntuales sean enanas blancas, porque son demasiado azules para ser consistentes con las teorías de la evolución de las enanas blancas predominantes en ese momento. Sin embargo, un trabajo más reciente ha encontrado que muchas enanas blancas se vuelven más azules a medida que envejecen, lo que respalda la idea de que la HDF podría contener enanas blancas.

Resultados científicos

Los detalles del HDF ilustran la amplia variedad de formas de galaxia, tamaños y colores encontrados en el universo distante.

Imagen de campo profundo tomada por ALMA y Hubble.

Los datos de HDF proporcionaron un material extremadamente rico para que lo analizaran los cosmólogos y, a finales de 2014, el artículo científico asociado a la imagen había recibido más de 900 citas. 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 del Hubble. La luz de galaxias muy distantes se ve significativamente afectada por el corrimiento al rojo cosmológico. Si bien se conocían los cuásares con altos desplazamientos al rojo, se conocían muy pocas galaxias con desplazamientos al rojo mayores que uno antes de que se produjeran las imágenes HDF. El HDF, sin embargo, contenía muchas galaxias con corrimientos al rojo de hasta seis, lo que corresponde a distancias de unos 12 mil millones de años luz. Debido al corrimiento hacia el rojo, los objetos más distantes en HDF (galaxias con ruptura de Lyman) no son realmente visibles en las imágenes del Hubble; solo pueden detectarse en imágenes del HDF tomadas en longitudes de onda más largas por telescopios terrestres. Una de las primeras observaciones planificadas para el telescopio espacial James Webb es una imagen del infrarrojo medio del campo ultraprofundo del Hubble.

Las galaxias HDF contenían una proporción considerablemente mayor de galaxias perturbadas e irregulares que el universo local; 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 chocan espirales y galaxias irregulares.

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 un tanto toscas, los astrónomos creen que la formación estelar estaba ocurriendo a su tasa máxima hace entre 8 y 10 mil millones de años, y ha disminuido en un factor de aproximadamente 10 desde entonces.

Otro resultado importante del HDF fue la muy pequeña cantidad de estrellas presentes en primer plano. Durante años, los astrónomos han estado desconcertados sobre la naturaleza de la materia oscura, una masa que parece ser indetectable pero que según las observaciones representa aproximadamente el 85% de toda la materia del Universo en masa. Una teoría era que la materia oscura podría consistir en objetos de halo compactos astrofísicos masivos (MACHO): objetos débiles pero masivos, como enanas rojas y planetas en las regiones exteriores de las galaxias. El HDF mostró, sin embargo, que no había un número significativo de enanas rojas en las partes exteriores de nuestra galaxia.

Seguimiento multifrecuencia

El HDF imagenado por el telescopio espacial Spitzer. El segmento superior muestra los objetos de primer plano en el campo; el fondo muestra el fondo con los objetos de primer plano eliminados.

Los objetos con un corrimiento al rojo muy alto (galaxias de rotura de Lyman) no se pueden ver en luz visible y, en cambio, se detectan generalmente en estudios infrarrojos o de longitud de onda submilimétrica de la HDF. 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 la intensa formación estelar. También se han realizado observaciones infrarrojas con el telescopio espacial Spitzer. Se han realizado observaciones submilimétricas del campo con SCUBA en el Telescopio James Clerk Maxwell, detectando inicialmente 5 fuentes, aunque con muy baja resolución. También se han realizado observaciones con el telescopio Subaru en Hawai.

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 cree que es un objeto distante galaxia que contiene una gran cantidad de polvo que absorbe sus emisiones de luz azul.

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. El campo también ha sido estudiado con el radiotelescopio de síntesis de Westerbork y el conjunto de radiotelescopios MERLIN a 1,4 GHz; la combinación de mapas VLA y MERLIN realizados en longitudes de onda de 3,5 y 20 cm ha localizado 16 fuentes de radio en el campo HDF-N, con muchas más en los campos adyacentes. Se han realizado imágenes de radio de algunas fuentes individuales en el campo con la red VLBI europea a 1,6 GHz con una resolución más alta que los mapas del Hubble.

Observaciones posteriores del HST

El Hubble Deep Field Sur parece muy similar al HDF original, demostrando el principio cosmológico.

El campo Hubble Ultra-Deep corrobora esto.

En 1998 se creó una contraparte de HDF en el hemisferio sur celeste: el HDF-Sur (HDF-S). Creado utilizando una estrategia de observación similar, el HDF-S tenía una apariencia muy similar al HDF original. Esto respalda el principio cosmológico de que, en su mayor escala, el Universo es homogéneo. El sondeo HDF-S utilizó el espectrógrafo de imágenes del telescopio espacial (STIS) y los instrumentos de cámara de infrarrojo cercano y espectrómetro de objetos múltiples (NICMOS) instalados en el HST en 1997; desde entonces, la región del Hubble Deep Field original (HDF-N) se ha vuelto a observar varias veces con WFPC2, así como con los instrumentos NICMOS y STIS. Se detectaron varios eventos de supernova al comparar las observaciones de la primera y la segunda época del HDF-N.

Se llevó a cabo un estudio más amplio, pero menos sensible, como parte del Estudio Profundo de los Orígenes de los Grandes Observatorios; Luego, se observó una sección de esto durante más tiempo para crear el campo ultraprofundo del Hubble, que fue la imagen de campo profundo óptico más sensible durante años hasta que se completó el campo profundo eXtreme del Hubble en 2012. Imágenes del campo profundo extremo, o XDF, fueron lanzados 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.

Notas y referencias