Campo Profundo del Hubble

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 del Telescopio Espacial Hubble . Cubre un área de aproximadamente 2,6 minutos de arco por lado, aproximadamente una veinticuatro 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 compuso 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 solo unas pocas estrellas en primer plano de 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 una cantidad tan grande de galaxias muy jóvenes, el HDF se ha convertido en una imagen emblemática en el estudio del universo primitivo .

Tres años después de las observaciones del HDF, se obtuvo una imagen de una región del hemisferio celeste sur de forma similar, denominada Campo Profundo Sur del Hubble . Las similitudes entre ambas regiones reforzaron la creencia de que el universo es uniforme a gran escala y que la Tierra ocupa una región típica del universo (el principio cosmológico ). También se realizó un estudio más amplio, aunque menos profundo, como parte del Sondeo Profundo de los Orígenes de los Grandes Observatorios . En 2004, se creó 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 fue, en su momento, la imagen astronómica más sensible jamás obtenida en longitudes de onda visibles, y lo siguió siendo hasta que se publicó el Campo Extremo Profundo del Hubble (XDF) en 2012.

Uno de los objetivos clave de los astrónomos que diseñaron el Telescopio Espacial Hubble fue utilizar su alta resolución óptica para estudiar galaxias distantes con un nivel de detalle imposible desde la Tierra. Al estar situado por encima de la atmósfera , el Hubble evita la luminiscencia atmosférica , lo que le permite obtener imágenes de luz visible y ultravioleta más sensibles que las que se pueden obtener con telescopios terrestres limitados por la turbulencia atmosférica (cuando sea posible una buena corrección óptica adaptativa  en longitudes de onda visibles, los telescopios terrestres de 10 m podrían volverse competitivos). Aunque el espejo del telescopio sufría de aberración esférica cuando se lanzó en 1990, aún se podía utilizar para obtener imágenes de galaxias más distantes de las que se habían podido obtener anteriormente. Dado 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. ^{[ 2 ]}

Tras corregirse la aberración esférica durante la misión STS-61 del transbordador espacial en 1993, ^{[ 4 ]} 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 Wide Field and Planetary Camera 2 (WFPC2) para tomar imágenes profundas de campos aleatorios mientras otros instrumentos se utilizaban para observaciones programadas. Al mismo tiempo, otros programas específicos se centraron en galaxias que ya se conocían mediante 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 supernovas . Una vez que se demostró el buen funcionamiento de la óptica correctiva del Hubble, Robert Williams , 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 porción "típica" del cielo a 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 lo oscurece en 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 debía evitar fuentes brillantes conocidas de luz visible (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 debía estar en una región con un bajo fondo de cirros infrarrojos , la emisión infrarroja difusa y tenue que se cree que es causada por granos de polvo caliente en nubes frías de gas de hidrógeno ( regiones HI ). ^{[ 6 ]}

Estos criterios restringieron el campo de posibles áreas objetivo. Se decidió que el objetivo debía estar en las zonas de observación continua del Hubble: las áreas del cielo que no son ocultadas 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 hemisferio norte, para 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 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 base a 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 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. Esta área representa aproximadamente 1/24.000.000 de la superficie total del cielo.  

Una vez seleccionado un campo, se desarrolló una estrategia de observación. Una decisión importante fue determinar qué filtros se usarían en las observaciones; WFPC2 está equipado con 48 filtros, incluyendo 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 usarían para el HDF dependía del rendimiento de cada filtro —la proporción total de luz que deja pasar— y de la cobertura espectral disponible. Era deseable utilizar filtros con bandas de paso que se superpusieran lo menos posible. ^{[ 6 ]}

Finalmente, se seleccionaron 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 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 ruido de fondo del cielo; por lo tanto, estas observaciones pudieron 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 los cuales el Hubble orbitó la Tierra unas 150 veces— se tomaron 342 imágenes del área objetivo en los filtros seleccionados. Los tiempos de exposición totales 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 provocan la aparición de franjas brillantes al impactar en los detectores CCD. Se utilizaron otras 10 órbitas del Hubble para realizar exposiciones cortas de campos adyacentes con el fin de facilitar 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 impactos de rayos cósmicos durante las exposiciones se eliminaron comparando exposiciones de igual duración tomadas una tras otra e identificando los píxeles afectados por rayos cósmicos en una exposición pero no en la otra. En las imágenes originales se observaron rastros de desechos espaciales y satélites artificiales , los cuales fueron eliminados cuidadosamente. ^{[ 6 ]}

La luz dispersa proveniente de la Tierra era evidente en aproximadamente una cuarta parte de los fotogramas de datos, creando un patrón visible en forma de "X" 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 impactos de rayos cósmicos y corregidas para la luz dispersa, tuvieron que combinarse. Los científicos involucrados en las observaciones HDF fueron pioneros en una técnica llamada " goteo ", en la que la dirección de apuntamiento del telescopio se variaba minuciosamente entre conjuntos de exposiciones. Cada píxel en los chips CCD WFPC2 registraba un área del cielo de 0,09 segundos de arco de diámetro, pero al cambiar la dirección de apuntamiento del telescopio en menos de esa cantidad entre exposiciones, las imágenes resultantes se combinaban utilizando sofisticadas técnicas de procesamiento de imágenes para obtener una resolución angular final mejor que este valor. Las imágenes HDF producidas en cada longitud de onda tenían tamaños de píxel 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 obtener 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 ofrecen 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 que correspondieran a lo que el ojo humano percibiría realmente. ^{[ 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. Se pudieron identificar alrededor de 3000 galaxias distintas en las imágenes, ^{[ 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; la gran mayoría de los objetos en el campo son galaxias distantes. ^{[ 12 ]}

En el HDF hay aproximadamente cincuenta objetos puntuales azules. 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 podrían ser cuásares distantes . Inicialmente, los astrónomos descartaron la posibilidad de que algunos de los objetos puntuales fueran enanas blancas , ya que su color azul era demasiado incompatible con las teorías de evolución de las enanas blancas vigentes en aquel entonces. Sin embargo, estudios más recientes han descubierto que muchas enanas blancas se vuelven más azules con la edad, lo que respalda la idea de que el HDF podría contener enanas blancas. ^{[ 13 ]}

Los datos del HDF proporcionaron un 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 denomina Flujo de Hubble . La luz de galaxias muy distantes se ve significativamente afectada 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 ]} Sin embargo, el HDF contenía muchas galaxias con corrimientos al rojo de hasta seis, correspondientes a distancias de unos 12 mil millones de años luz . Debido al corrimiento al rojo, los objetos más distantes en el HDF ( galaxias de 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. ^{[ 16 ]} Una de las primeras observaciones planificadas para el Telescopio Espacial James Webb fue una imagen en el infrarrojo medio del Campo Ultraprofundo del Hubble. ^{[ 17 ]}

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 colisionan galaxias espirales e irregulares.

La abundancia de galaxias en diferentes etapas de su evolución también permitió a los astrónomos estimar la variación en la tasa de formación estelar a lo largo de la vida del Universo. Si bien las estimaciones de los desplazamientos al rojo de las galaxias HDF son algo imprecisas, los astrónomos creen que la formación estelar se produjo a su ritmo máximo hace entre 8 y 10 mil 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 desconcertados por la naturaleza de la materia oscura , una masa que parece ser indetectable pero que las observaciones implicaban que constituía aproximadamente el 85% de toda la materia del Universo en masa. ^{[ 20 ]} Una teoría era que la materia oscura podría consistir en objetos compactos masivos del halo astrofísico ( MACHOs ), 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 de muy alto corrimiento al rojo (galaxias de ruptura de Lyman) no se pueden ver en luz visible y generalmente se detectan en sondeos 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, atribuida 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 Hawái. ^{[ 24 ]}

Las observaciones de rayos X realizadas por el Observatorio de Rayos X Chandra revelaron seis fuentes en el HDF, que resultaron corresponder 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 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 explorado con el radiotelescopio de síntesis de Westerbork y el conjunto de radiotelescopios MERLIN  a 1,4 GHz; ^{[ 27 ] [ 28 ]} la combinación de mapas del 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. ^{[ 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 mayor que los mapas del Hubble. ^{[ 29 ]}

El Campo Profundo Sur del Hubble se parece mucho al HDF original, lo que demuestra el principio cosmológico .

El Campo Ultraprofundo del Hubble corrobora aún más esta afirmación.

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 escala más grande el Universo es homogéneo . El estudio HDF-S utilizó el espectrógrafo de imágenes del telescopio espacial (STIS) y la cámara de infrarrojo cercano y espectrómetro multiobjeto (NICMOS) instalados en el HST en 1997; la región del campo profundo del Hubble original (HDF-N) se ha vuelto a observar 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 la primera y segunda época del HDF-N. ^{[ 11 ]}

Se realizó un estudio más amplio, pero menos sensible, como parte del Great Observatories Origins Deep Survey ; una sección de este se observó durante más tiempo para crear el Hubble Ultra-Deep Field , que fue la imagen óptica de campo profundo 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 a 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 posteriores al Big Bang. ^{[ 34 ] [ 35 ]}

• Lista de campos profundos

Contenido multimedia relacionado con el Campo Profundo del Hubble en Wikimedia Commons.

• "El Campo Profundo del Hubble" . STScI.Sitio web principal del Campo Profundo del Hubble.
• "La visión más profunda del universo captada por el Hubble revela galaxias asombrosas a lo largo de miles de millones de años" . 15 de enero de 1996.Comunicado de prensa original de la NASA.