Campu Fonderu del Hubble

El Campu Fondo del Hubble (Hubble Deep Field o HDF n'inglés) ye una imaxe d'una pequeña rexón na constelación sietestrellu, basada nes resultaos d'una serie d'observaciones col telescopiu espacial Hubble. Cubre una área de 144 segundos d'arcu de diámetru, equivalente en tamañu angular a una pelota de tenis a una distancia de 100 metros. La imaxe foi compuesta a partir de 342 esposiciones distintes tomaes cola Wide Field and Planetary Camera 2 (WFPC2) del telescopiu espacial Hubble mientres diez díes consecutivos ente'l 18 y el 28 d'avientu de 1995.

El campu ye tan pequeñu que solo se destacar unes poques estrelles de la Vía Láctea. Por ello, la mayoría de los 3000 oxetos na imaxe son galaxes, dalgunes de les cualos tán ente les más nueves y más distantes que se conocen. Al revelar un númberu tan grande de galaxes bien nueves, el HDF convirtióse nuna imaxe de referencia nel estudio del principiu del universu, y foi la fonte de 396 artículos científicos dende la so creación.

Tres años dempués de les observaciones del HDF, tomóse una imaxe d'una rexón nel hemisferiu sur celeste de forma similar y foi llamada'l Campu Fondo Sur del Hubble. Les semeyances ente los dos rexones reforzaron la idea de que l'universu ye uniforme si estudiar en gran escala y que la Tierra ocupa una rexón típica nel universu (el principiu cosmolóxicu). En 2004, llogróse una imaxe más fonda conocida como'l Campo Ultra Fondu del Hubble, a partir d'imáxenes tomaes mientres once díes d'observación. Esta imaxe ye la imaxe más fonda (más sensible) tomada en llonxitúes d'onda visibles.

Concepción[editar | editar la fonte]

Unu de los oxetivos principales de los astrónomos que diseñaron el Telescopiu espacial Hubble yera usar la so alta resolución óptica pa estudiar galaxes distantes con un nivel de detalle que nun yera posible dende'l suelu. Asitiáu enriba de l'atmósfera, el Hubble evita'l airglow atmosféricu dexándo-y tomar imáxenes más sensibles a la lluz visible y ultravioleta que les que pueden llograse con telescopios terrestres (cuando una bona correición óptica ta disponible nel visible, telescopios terrestres de 10 m pueden ser competentes). Anque l'espeyu del telescopiu sufrió d'una aberración esférica cuando'l telescopiu foi llanzáu en 1990, pudo siguir siendo usáu pa tomar unes imáxenes de galaxes más distantes de les que fueren consiguíes enantes. Como la lluz tardiento miles de millones d'años en llegar a la Tierra de galaxes bien distantes, nós ver como yeren miles de millones d'años tras; asina, estendiendo l'algame d'esta investigación a galaxes cada vez más distantes dexa un meyor entendimientu de cómo evolucionen .

Dempués de que l'aberración esférica fuera correxida mientres la misión STS-61 de 1993 del tresbordador espacial, les agora escelentes capacidaes d'imaxe del telescopiu fueron usaes pa estudiar les cada vez más distantes y débiles galaxes. El Medium Deep Survey (MDS) usó la WFPC2 pa tomar imáxenes fondes de campos aleatorios mientres otros preseos yeren usaos pa observaciones previstes. Al empar, otros programes dedicaos centrar en galaxes que yá yeren conocíes al traviés d'observaciones terrestres. Toos estos estudios revelaron diferencies sustanciales ente les propiedaes de les galaxes actuales y aquelles qu'esistieron fai dellos miles de millones d'años.

Hasta un 10 % del tiempu d'observación del HST desígnase como Direutor's Discretionary (DD) Time, y concédese típicamente a astrónomos que deseyen estudiar fenómenos inesperaos transitorios, como supernovas. Una vegada la óptica correutiva del Hubble demostraron funcionar bien, Robert Williams, l'entós direutor del Space Telescope Science Institute, decidió dedicar una fracción sustancial del so tiempu DD mientres 1995 al estudiu de galaxes distantes. Un Institute Advisory Committee especial encamentó usar la WFPC2 pa tomar una parcela "típica" del cielu a altes coordenaes galáctiques, usando dellos filtros ópticos.

Seleición del campu[editar | editar la fonte]

El campu escoyíu pa les observaciones precisaba cumplir con dellos criterios. Tenía que tar nuna alta llatitú galáctica, pa evitar el planu de la Vía Láctea que contién materia y polvu interestelar qu'escurez la visión. Tamién tenía d'evitar fontes de lluz visible conocíes (como les estrelles de fondu), y emisiones infrarroxes, ultravioletes y de rayos X, pa facilitar posteriores estudios de los oxetos que s'atopen nel campu fondo en munchos llargores d'ondes. Otra condición necesaria yera tar alcontráu nuna rexón con baxu cirru infrarroxu (baxa emisión difusa nel infrarroxu, considerada asociada a emisiones difuses infrarroxes en nubes fríes de gas hidróxenu, rexones H I, causaes por granos de polvu caliente).

Estos criterios amenorgaron considerablemente'l campu de busca d'árees potenciales. Decidióse amás que l'oxetivu tendría de tar nes zones de visión sigue del Hubble (ZVC) —que son les árees del cielu que nun son despintaes pola Tierra o la Lluna mientres la órbita de Hubble—. El grupu de trabayu decidió concentrase na zona norte de la ZVC, de manera que los telescopios del hemisferiu norte, como'l telescopiu Keck y el Very Large Array, pudieren siguir estes observaciones darréu.

Primeramente identificáronse una ventena de campos ente los cualos escoyéronse trés candidatos óptimos, toos dientro de la constelación de la sietestrellu. Les observaciones de radiu dexaron refugar unu d'ellos por cuenta de que contenía una fuerte fonte de radio; La decisión final ente los dos restantes fíxose sobre la base de la disponibilidad d'estrelles de guía cerca del campu: Les observaciones del Hubble riquen de normal d'un par d'estrelles cercanes a les que s'afiten los sensores de guía fina del telescopiu mientres tomar d'imáxenes, pero por cuenta de la importancia dada a les observaciones del HDF, el grupu de trabayu estableció como requisitu un segundu partíu de les estrelles de guía como midida de seguridá. Finalmente escoyóse'l campu allugáu en ascensión recta de 12 h 36 m 49.4 s y de declinación de +62° 12′ 48″.^[1]

Observaciones[editar | editar la fonte]

Una vegada escoyíu'l campu, desenvolvióse una estratexa d'observación. Una de les decisiones importantes foi'l filtru a utilizar; WFPC2 ta forníu con cuarenta y ocho filtro, incluyendo filtros de banda estrecha qu'aisllen llinies d'emisión particulares d'interés astrofísicu, y filtros de banda ancha, preseos pal estudiu de los colores d'estrelles y galaxes. La seleición de filtros a ser utilizaos pal HDF dependía de la cantidá d'información que produciría cada filtru —la proporción de lluz que dexaría pasar al traviés— y la cobertoria espectral disponible. Lo más deseable sería utilizar filtro paso banda que s'asolaparen lo menos posible.

A la fin escoyéronse cuatro filtro de banda ancha, centraos na llonxitú d'onda de 300 nm (cerca del ultravioleta), 450 nm (lluz azul), 606 nm (lluz colorao) y 814 nm (cerca del infrarroxu). Por cuenta de que la eficiencia cuántica de los detectores de Hubble ye relativamente baxa a 300 nm, el ruiu nes observaciones a estos llonxitúes d'onda débese principalmente al ruiu de los CCD y non del fondu estelar; de manera que estes observaciones nun podríen llevase a cabu en momentos nos qu'un altu ruiu de fondu menguara la eficiencia de les observaciones n'otros pasos de banda.

Tomáronse imáxenes del área colos filtros escoyíos mientres diez díes consecutivos, mientres los cualos Hubble orbitó la Tierra unes 150 vegaes. Los tiempos d'esposición total en cada anchu de banda fueron de 42,7 hores (300 nm), 33,5 hores (450 nm), 30,3 hores (606 nm) y 34,3 hores (814 nm), estremaos ente 342 esposiciones individuales pa prevenir dañu significativu producíu por rayos cósmicos, que pueden causar traces brillosos cuando lleguen a los detectores CCD.

Procesamientu de los datos[editar | editar la fonte]

El procesáu de los datos pa llograr una imaxe final en color combinando información de los distintes llonxitúes d'onda yera un procesu complexu. Los píxeles brillosos causaos polos impautu de rayos cósmicos mientres les esposiciones fueron esaniciaos comparando esposiciones nel mesmu llonxitú d'onda tomaes una dempués d'otra, ya identificando los píxeles afeutaos polos rayos cósmicos nes distintes esposiciones. Los rastros de basura espacial y de los satélites artificiales taben presentes nes imáxenes orixinales, y fueron esaniciaos curioso por aciu procedimientos similares de comparanza automática ente imáxenes del mesmu campu visual.

La lluz tremao procedente de la Tierra rescamplaba en, aproximao, un cuartu de les imáxenes llograes. Esti defectu esanicióse tomando una imaxe con lluz tremao, alliniándola con una imaxe ensin esta lluz, y restando dambes imáxenes de manera análoga a como se realiza la correición estándar de flat-fields n'imáxenes astronómiques. La imaxe resultante anidiábase, y podíase entós restar de la imaxe brillosa. Esti procedimientu esanició cuasi tola lluz tremao de les imáxenes afeutaes.

Una vegada que les 342 imáxenes individuales llimpiar d'estos defectos, fueron combinaes pa llograr una imaxe d'un campu mayor. Los científicos que planiaron les observaciones del HDF empecipiaron una téunica llamada drizzling, que consistía en variar minuciosamente la orientación del telescopiu ente les distintes esposiciones. Cada píxel nos chips de la cámara WFPC2 rexistró una área del cielu de 0.09 segundos d'arcu de diámetru y tomáronse imáxenes de la mesma área del cielu, variando la orientación de la cámara en cantidaes menores a esti ángulu. Les imáxenes resultante combináronse usando téuniques sofisticaes de procesamientu d'imáxenes pa llograr una resolución angular final meyor qu'esti valor. Les imáxenes de HDF llograes en cada llonxitú d'onda teníen unos tamaños (de píxel) de 0,03985 segundos d'arcu.

El procesamientu de los datos producía cuatro imáxenes monocromáticas, una en cada llonxitú d'onda. Combinales pa llograr imáxenes en color (tal que apaecen publicaes) yera un procesu daqué arbitrariu. Combinando tres imáxenes tomaes en filtros anchos cercanos en candia, verde y azul puede llograse una imaxe en color. Por cuenta de que los llonxitúes d'onda nes que se tomaron les imáxenes nun correspuenden a los llonxitúes d'onda de la lluz colorao, verde y azul, los colores na imaxe final dan solamente una representación averada de los colores reales de les galaxes. La seleición de filtros utilizaes nel HDF foi realizada p'aumentar la utilidá científica de les observaciones más que pa crear les imáxenes tal que les vería los güeyu humanu.

Conteníu del Campu fondo[editar | editar la fonte]

Les imáxenes revelaron un campu apinao de galaxes apenes perceptibles. Pudieron identificase más de 3000 galaxes distantes con formes irregulares y n'espiral. Dalgunes de les galaxes reparaes solo ocupen unos cuantos píxeles d'anchu nes imáxenes. En total piénsase que'l HDF contién menos de diez estrelles galáctiques cercanes siendo la gran mayoría de los oxetos reparaos nel campu galaxes distantes.

Hai cerca de cincuenta objeto de tipu puntu azul nel HDF. Munchos paecen tar acomuñaos con galaxes próximes formando con elles cadenes y arcos siendo probable que se trate de rexones onde se formen anguaño estrelles. Otros podríen ser cuásares distantes. Los astrónomos refugaron primeramente la posibilidá de que dalgunos d'estos puntos fueren nanes blanques yá que el so color nun yera compatible coles teoríes que prevalecen anguaño sobre la evolución de nanes blanques. Sicasí, trabayos más recién amosaron que munches nanes blanques tomen color azul colos años sofitando la idea de que'l HDF pudiera contener más nanes blanques de les supuestes primeramente.^[2]

Resultaos científiques[editar | editar la fonte]

La información llograda col estudiu del HDF ufierta material desaxeradamente rico pa ser analizáu polos cosmólogos y hasta 2005, escribiéronse cerca de 400 artículos científicos sobre'l HDF na lliteratura sobre astronomía. Unu de los descubrimientos más fundamentales ye l'altu númberu de galaxes con valores corríos en candia.

A midida que l'universu espándese, más oxetos alloñar de la Tierra a grandes velocidaes, no que se denominó'l fluxu de Hubble. La lluz proveniente de les galaxes más distantes ta afeutada significativamente pol fana Doppler, que fai que la radiación que se reciba d'elles vuélvase colorada. Magar se conocíen cuásares con fana en candia, antes del estudiu del HDF conocíense bien poques galaxes con fana en candia. Nes imáxenes del HDF, reparar unos 10 000 galaxes, de les cualos les más cercanes atopar a mil millones d'años lluz ente que un centenar de galaxes corríes en candia tán a distancies de 13 000 millones d'años lluz.^[3]

Ente les galaxes reparaes nel HDF una considerable proporción son irregulares o alteriaes. Esta proporción ye mayor a la del universu llocal; esto esplícase por cuenta de que los choques y amiestos de galaxes yeren más comunes nel universu cuando yera más nuevu que anguaño. Piénsase que les galaxes elíptiques fórmense cuando topeten galaxes n'espiral ya irregulares.

La salú de les galaxes mientres los distintos estadios de la so evolución dexó tamién que los astrónomos envaloraren la variación na tasa de formación d'estrelles con respectu a la d'esistencia del universu. Magar les estimaciones de les galaxes corríes en candia del HDF nun son precises, los astrónomos creen que la formación d'estrelles asocedía a una tasa máxima de 8 fai 12 000 millones d'años, y escayó por un factor de cerca de 10 dende entós.^[4]

Otra resultancia importante del estudiu del HDF foi'l pequeñu númberu d'estrelles cercanes» (foreground stars). Mientres años, los astrónomos preguntáronse alrodiu de la naturaleza de la llamada materia escuro, masa que paez indetectable pero que según les observaciones son cerca del 90 % de la masa del universu. Una teoría postula que la materia escuro podría tar compuesta d'oxetos astrofísicos masivamente compactos (massive astrophysical compact halo objects) o MACHU —oxetos masivos pero imperceptibles como les nanes coloraes y planetes nes rexones más esternes de les galaxes—. El HDF amosó, sicasí, que nun hai un númberu importante de nanes coloraes nes partes esternes de la nuesa galaxa.

Observaciones posteriores[editar | editar la fonte]

El Hubble Deep Field (HDF) convirtióse nuna imaxe representativa nel estudio del universu ya inda puede aprendese enforma d'él. Dende 1995, el campu foi reparáu tantu por munchos telescopios terrestres como por dellos otros telescopios del espaciu, nos llonxitúes d'onda de los rayos X.

Los oxetos de mayor radiación infrarroxo afayar col HDF utilizando dellos telescopios terrestressobremanera'l telescopio James Clerk Maxwell. L'alta radiación infrarroxo d'estos oxetos implica que nun pueden ser vistos en lluz visible, y xeneralmente son detectaos nos llonxitúes d'onda del infrarroxu o submilimétricas del HDF.

Les importantes observaciones del espaciu constatar, tanto'l observatoriu Chandra de rayos X como'l Observatoriu Espacial Infrarroxu (ISO). Les observaciones de rayos X amosaron seis fuentes nel HDF, que se correspuenden con tres galaxia elíptiques: una galaxa espiral, un nucleu galácticu activu y un oxetu desaxeradamente coloráu, créese que pue ser una galaxa distante que contién una gran cantidá de polvu qu'absuerbe les sos emisiones llixeres azules.^[5]

Les observaciones del ISO indicaron que la emisión infrarroxa nes imáxenes óptiques yera visible dende 13 galaxes, lo que s'atribúi a les grandes cantidaes de polvu acomuñaes a la intensa formación estelar. Les imáxenes de radio terrestres tomaes usando'l VLA revelaron siete fuentes de radiu nel HDF, que correspuenden a les galaxes visibles nes imáxenes óptiques.

En 1998, y usando una estratexa d'observación similar, reparóse la creación d'un HDF nel hemisferiu celestial meridional: l'HDF-Sur. El HDF-S yera bien similar al HDF orixinal. Esto sofita'l principiu cosmolóxicu que diz que l'universu, na so escala mayor, ye homoxéneu.

Referencies[editar | editar la fonte]

↑ Association of Universities for Research in Astronomy (n'inglés). «Coordinates.» Space Telescope Science Institute. Consultáu'l 16 d'avientu de 2017.
↑ Hansen, B. M. S. (1998), Observational signatures of old white dwarfs, 19th Texas Symposium on Relativistic Astrophysics and Cosmology, J. Paul, T. Montmerle y Y. Aubourg (coordinadores).
↑ Office of Public Outreach (n'inglés). «Fast Facts: Hubble Ultra Deep Field.» Space Telescope Science Institute. Consultáu'l 15 d'avientu de 2017.
↑ Connolly, A. J. et al. (1997). «The evolution of the global star formation history as measured from the Hubble Deep Field.» Astrophysical Journal Letters, 486:L11.
↑ Hornschemeier, A. et al. (2000), «X-Ray sources in the Hubble Deep Field detected by Chandra.» Astrophysical Journal, 541:49-53.

Bibliografía[editar | editar la fonte]

Ferguson, H. C. (2000), «The Hubble Deep Fields.» Astronomical Data Analysis Software and Systems IX, ASP Conference Proceedings, Vol. 216, N. Manset, C. Veillet y D. Crabtree (coordinadores). Astronomical Society of the Pacific, ISBN 1-58381-047-1, p. 395.

Williams, R. Y. et al. (1996), «The Hubble Deep Field: Observations, data reduction, and galaxy photometry.» Astronomical Journal, 112:1335

Enllaces esternos[editar | editar la fonte]

N'inglés:

N'español:

[1] Association of Universities for Research in Astronomy (n'inglés). «Coordinates.» Space Telescope Science Institute. Consultáu'l 16 d'avientu de 2017.

[2] Hansen, B. M. S. (1998), Observational signatures of old white dwarfs, 19th Texas Symposium on Relativistic Astrophysics and Cosmology, J. Paul, T. Montmerle y Y. Aubourg (coordinadores).

[3] Office of Public Outreach (n'inglés). «Fast Facts: Hubble Ultra Deep Field.» Space Telescope Science Institute. Consultáu'l 15 d'avientu de 2017.

[4] Connolly, A. J. et al. (1997). «The evolution of the global star formation history as measured from the Hubble Deep Field.» Astrophysical Journal Letters, 486:L11.

[5] Hornschemeier, A. et al. (2000), «X-Ray sources in the Hubble Deep Field detected by Chandra.» Astrophysical Journal, 541:49-53.

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