Campo profundo del Hubble Sur

El Campo Profundo Sur del Hubble es una composición de varios cientos de imágenes individuales tomadas con la Cámara Planetaria y de Campo Amplio 2 (WFPC2) del Telescopio Espacial Hubble durante 10 días en septiembre y octubre de 1998. Esta imagen surgió tras el gran éxito del Campo Profundo del Hubble original , que facilitó el estudio de galaxias extremadamente distantes en las primeras etapas de su evolución . Mientras la WFPC2 tomaba imágenes ópticas de gran profundidad, campos cercanos eran fotografiados simultáneamente por el Espectrógrafo de Imágenes del Telescopio Espacial (STIS) y la Cámara de Infrarrojo Cercano y Espectrómetro Multiobjeto (NICMOS).

La razón para crear otra imagen de campo profundo fue proporcionar a los observatorios del hemisferio sur una imagen óptica del universo distante igualmente profunda como la que se había proporcionado a los del hemisferio norte . ^{[ 1 ]}

El campo elegido se encontraba en la constelación de Tucana, con una ascensión recta de 22 ^h 32 ^m 56,22 ^s y una declinación de −60 ° 33 ′ 02,69 ″ . ^{[ 2 ]} Al igual que con el Campo Profundo del Hubble original (en adelante, «HDF-N»), el área objetivo se seleccionó para que estuviera lejos del plano del disco galáctico de la Vía Láctea , que contiene una gran cantidad de materia que dificulta la observación, y para que contuviera la menor cantidad posible de estrellas galácticas . Sin embargo, este campo está más cerca del plano galáctico que el HDF-N, lo que significa que contiene más estrellas galácticas. También tiene una estrella brillante cercana, así como una fuente de radio moderadamente fuerte en las proximidades, pero en ambos casos se decidió que esto no comprometería las observaciones de seguimiento. ^{[ 3 ]}  

Al igual que con el HDF-N, el campo se encuentra en la Zona de Observación Continua (CVZ) del Hubble, esta vez en el sur, lo que permite el doble del tiempo de observación normal por órbita. En épocas específicas del año, el HST puede observar esta zona de forma continua, sin que la Tierra la eclipse . ^{[ 4 ]} Sin embargo, la observación de este campo presenta algunos problemas debido al paso a través de la Anomalía del Atlántico Sur y también con el brillo terrestre disperso durante las horas diurnas; esto último se puede evitar utilizando instrumentos con mayores fuentes de ruido, por ejemplo, del proceso de lectura del CCD, en esos momentos. El estudio volvió a utilizar el Tiempo Discrecional del Director. ^{[ 3 ]}

El campo fue fotografiado brevemente entre el 30 y el 31 de octubre de 1997 ^{[ 5 ]} para asegurar que las estrellas guía en el campo fueran aceptables; estas estrellas guía serían necesarias para mantener el HST apuntando con precisión a la región durante las observaciones propiamente dichas. ^{[ 1 ]}

La estrategia de observación para el HDF-S fue similar a la del HDF-N, con los mismos filtros ópticos utilizados para las imágenes del WFPC2 (aislando longitudes de onda de 300, 450, 606 y 814 nanómetros) y tiempos de exposición totales similares. Las observaciones se realizaron durante 10 días en septiembre y octubre de 1998, ^{[ 6 ]} un total de 150 órbitas, y tuvieron un tiempo de exposición total de más de 1,3 millones de segundos. Mientras que el WFPC2 tomó imágenes ópticas muy profundas, los campos fueron fotografiados simultáneamente por el Espectrógrafo de Imágenes del Telescopio Espacial (STIS) y la Cámara de Infrarrojo Cercano y Espectrómetro Multiobjeto (NICMOS). También se observaron varios campos adyacentes durante períodos de tiempo más cortos. ^{[ 3 ]}

La imagen WFPC2 tiene 5,3 minutos de arco cuadrados , mientras que las imágenes NICMOS y STIS tienen solo 0,7 minutos de arco cuadrados. ^{[ 7 ]}

Al igual que con el HDF-N, las imágenes se procesaron utilizando una técnica conocida como " goteo ", en la que la dirección a la que apuntaba el telescopio se cambiaba en una cantidad muy pequeña entre exposiciones, y las imágenes resultantes se combinaban utilizando técnicas sofisticadas para lograr una resolución angular mayor de la que sería posible de otro modo. Los cambios de traslación fueron aceptables durante las partes de imagen de la observación; sin embargo, el telescopio tuvo que rotarse en pequeñas cantidades en lugar de volver a apuntar durante el trabajo espectroscópico, de modo que el centro del instrumento STIS se mantuviera en el cuásar central. ^{[ 3 ]} La imagen final del HDF-S tenía una escala de píxeles de 0,0398 segundos de arco . ^{[ 8 ]}

El principio cosmológico establece que, a las escalas más grandes, el universo es homogéneo e isotrópico , lo que significa que debería verse igual en cualquier dirección. Por lo tanto, cabría esperar que el HDF-S se pareciera mucho al HDF-N, y así fue, con un gran número de galaxias visibles que mostraban una gama de colores y morfologías similar a las observadas en el HDF-N, y un número muy similar de galaxias en cada uno de los campos. ^{[ 4 ]}

Una diferencia con el HDF-N fue que el HDF-S incluyó un cuásar conocido con un valor de corrimiento al rojo de 2,24, J2233-606 , descubierto durante la búsqueda del campo objetivo. El cuásar proporciona una sonda del gas a lo largo de la línea de visión donde también se observan los objetos en primer plano, lo que permite investigar la asociación de galaxias con características de absorción. Incluir un cuásar en el campo de visión se consideró originalmente para el HDF-N, pero se descartó debido a la preocupación de que un mayor número de galaxias asociadas con el cuásar pudiera sesgar los recuentos de galaxias, y porque no había un cuásar en una ubicación favorable. Sin embargo, para el campo del sur, tal sesgo en el recuento no fue una preocupación debido a los recuentos conocidos del HDF-N. ^{[ 3 ]}

Al igual que el HDF-N, el HDF-S proporcionó abundante información a los cosmólogos . Muchos estudios del HDF-S confirmaron los resultados obtenidos con el HDF-N, como las tasas de formación estelar a lo largo de la vida del universo. El HDF-S también se utilizó ampliamente en estudios sobre cómo evolucionan las galaxias con el tiempo, tanto por procesos internos como por encuentros con otras galaxias. ^{[ 9 ] [ 10 ]}

Tras las observaciones del campo HDF-S realizadas por el Hubble, el campo también fue estudiado en el rango de frecuencias UV/óptico/infrarrojo por el Observatorio Anglo-Australiano , el Observatorio Interamericano de Cerro Tololo y el Observatorio Europeo Austral . En el infrarrojo medio fue observado por el Observatorio Espacial Infrarrojo , y se realizaron observaciones de radio por el Telescopio Nacional de Australia . ^{[ 12 ]}

• Lista de campos profundos

• "HDF-S" . STScI.Sitio web principal del Campo Profundo Sur del Hubble.