El campo ultraprofundo de Hubble (HUDF) es una imagen de una pequeña región del espacio compilada a partir de datos tomados por el telescopio espacial Hubble entre el 24 de septiembre de 2003 y el 16 de enero de 2004. La imagen es una combinación de imágenes individuales tomadas con la cámara de visión general avanzada, la cámara de infrarrojo cercano y el espectrómetro de objetos múltiples , tomadas con una exposición combinada de casi un millón de segundos (11,3 días).
Para la revisión se eligió una región del cielo con una baja densidad de estrellas brillantes en la zona cercana , lo que permitió ver mejor los objetos más distantes y tenues. La imagen cubre una sección del cielo con un diámetro de poco más de 3 minutos de arco en la constelación Furnace , que es aproximadamente 1/13.000.000 del área total del cielo, y contiene aproximadamente 10.000 galaxias . La imagen está orientada de modo que la esquina superior izquierda apunte al norte de la esfera celeste .
El 25 de septiembre de 2012, la NASA publicó una imagen aún más profunda llamada Hubble Extreme Deep Field (XDF). Es una combinación de una imagen de área pequeña del área central del HUDF y nuevos datos adquiridos en una exposición de 2 millones de segundos.
Desde la encuesta inicial Hubble Deep Field (HDF), se han analizado los datos de las encuestas Hubble Deep Field South y GOODS ., que brindó estadísticas mejoradas sobre las regiones de alto corrimiento al rojo que fueron examinadas por el HDF. Después de instalar una cámara de observación mejorada en el Hubble( Eng. Advanced Camera for Surveys, ACS ) quedó claro que las observaciones ultra profundas podrían mostrar la formación de galaxias con un corrimiento al rojo más alto que el observado previamente, así como proporcionar más información sobre la formación de galaxias con corrimientos al rojo promedio (z~2 ). A fines de 2002, se llevó a cabo un taller en el Instituto de Ciencias del Telescopio Espacial sobre la mejor manera de hacer observaciones con el ACS. En el seminario , Massimo Stiavelli promovió el levantamiento ultraprofundo como medio para estudiar los objetos responsables de la reionización del Universo . Como resultado del taller, el director del instituto, Stephen Beckwith, decidió asignar 400 revoluciones de la "reserva del director del instituto" para estudios ultra profundos y nombró a Stiavelli como jefe del grupo de trabajo de observación. [una]
Al igual que en las encuestas anteriores, se impusieron una serie de requisitos en el área de observación:
Como resultado, se eligió una parte del área observada dentro de Chandra Deep Field South , que era de interés por dos razones. Primero, ya contaba con datos de rayos X profundos recopilados por el telescopio Chandra . En segundo lugar, contenía dos objetos de interés para los científicos, observados previamente en la encuesta GOODS .: z=5.8 galaxia y supernova . El campo de observación seleccionado se encuentra en la constelación Furnace , ascensión recta : 3 h 32 m 39,0 s , declinación −27° 47′ 29,1″ ( J2000.0 ). El tamaño del campo es de 200 segundos de arco, el área total es de 11 minutos de arco cuadrados.
A diferencia del HDF , el campo de visión del HUDF no estaba en la vista constante del telescopio. Las observaciones anteriores con Wide Field and Planetary Camera 2 podían llevarse a cabo en bandas de ondas de alto ruido , lo que permitía observar incluso cuando la luz reflejada de la Tierra interfería con las observaciones y, por lo tanto, extenderlas en el tiempo. La nueva cámara ACS no tenía esta ventaja, ya que no observaba en estas frecuencias. [una]
Para las observaciones con ACS, se usaron 3 filtros de banda ancha : 435 nm, 606 nm, 775 nm y un filtro de baja frecuencia: 850 nm, y la velocidad de obturación se eligió para que la sensibilidad final de todos los filtros fuera la misma. Estos rangos fueron los mismos que los utilizados en las observaciones de GOODS, lo que permitió una comparación directa entre los resultados de las dos encuestas. Al igual que con Hubble Deep Field , las observaciones de HUDF se realizaron utilizando el tiempo de la "reserva del director del instituto" . Para obtener la mayor resolución óptica posible , el telescopio se apuntó a un punto ligeramente diferente en cada toma individual, una técnica de difuminado probada previamente en HDF. Como resultado, la imagen tenía una resolución más alta que la densidad de puntos que normalmente permitiría. [una]
Las observaciones se realizaron en dos etapas, del 23 de septiembre al 28 de octubre de 2003 y del 4 de diciembre de 2003 al 15 de enero de 2004 . La exposición total fue de poco menos de 1 millón de segundos en 400 órbitas, con una exposición típica de una imagen individual de 1200 s. Con la ayuda de ACS se tomaron 800 imágenes en 11,3 días, 2 imágenes por cada órbita; Se realizaron observaciones con NICMOS ( Cámara de Infrarrojo Cercano y Espectrómetro de Objetos Múltiples ) durante 4,5 días . Anton Koekmoer procesó y combinó imágenes individuales de ACS en un conjunto de imágenes adecuadas para un análisis posterior, con un tiempo de exposición total de 134 900 a 347 100 segundos para cada una.
| Cámara | Filtrar | Longitud de onda | Tiempo total de espera | Número de exposiciones |
|---|---|---|---|---|
| ACS | F435W | 435nm | 134.900 s (56 órbitas) | 116 |
| ACS | F606W | 606nm | 135.300 s (56 órbitas) | 116 |
| ACS | F775W | 775nm | 347,100 s (144 órbitas) | 288 |
| ACS | F850LP | 850nm | 346.600 s (144 órbitas) | 288 |
La sensibilidad del ACS limita su capacidad para detectar galaxias con alto corrimiento al rojo a alrededor de z~6. Las observaciones profundas con NICMOS, obtenidas en paralelo con las imágenes ACS, podrían usarse para buscar galaxias en z>7, pero no había suficientes imágenes en el rango visible a la misma profundidad de observación para esto. Tales imágenes son necesarias para detectar objetos con alto corrimiento al rojo, ya que no deben observarse en el rango visible. Para obtener imágenes profundas en el rango visible en las mismas áreas, se lanzó el programa HUDF05, al que se le asignaron 204 órbitas para observación paralela. La dirección del telescopio se eligió de modo que las imágenes del NICMOS se superpusieran con el campo de observación principal del HUDF.
Después de la instalación de Hubble Wide Field Camera 3 (WFC3) en 2009, el programa HUDF09 ( GO - 11563 ) utilizó 192 órbitas para observaciones en diferentes regiones del cielo, incluida la región HUDF. Para las observaciones se utilizaron los nuevos filtros infrarrojos de banda ancha F105W, F125W y F160W (correspondientes a las bandas de emisión (inglés) Y, J y H):
| Cámara | Filtrar | Longitud de onda | Tiempo total de espera |
|---|---|---|---|
| WFC3 | F105W | 1050nm±150 | 16 órbitas, 14 utilizables para filmar |
| WFC3 | F125W | 1250 nm ± 150 | 16 órbitas |
| WFC3 | F160W | 1600 nm ± 150 | 28 órbitas |
El campo capturado por las observaciones de ACS contiene más de 10.000 objetos, la mayoría de los cuales son galaxias. El corrimiento al rojo para la mayoría de ellas es mayor a 3, y para algunas, puede estar en el rango de 6 a 7. Las observaciones con NICMOS podrían detectar galaxias con un corrimiento al rojo de hasta 12.
Hubble Ultra Deep Field se convirtió en la imagen más profunda del espacio jamás tomada , y se utiliza para buscar galaxias que existieron entre 400 y 800 millones de años después del Big Bang (desplazamiento al rojo de 7 a 12). En 2012, el más lejano de los objetos descubiertos fue la galaxia UDFj-39546284 - corrimiento al rojo z = 11,9, y la distancia a ella fue de al menos 13,37 mil millones de años luz [2] . La enana roja UDF 2457 , a 59.000 años luz, fue la estrella individual más distante capturada por HUDF [3] .
El 25 de septiembre de 2012 se publicó una nueva imagen del Campo Profundo Extremo del Hubble (XDF), una imagen de una pequeña área del espacio en el centro del campo HUDF, que muestra galaxias que existieron hace 13.200 millones de años, y es actualmente la imagen astronómica más profunda en el rango visible. Fue capturado a los 2 millones de segundos; se necesitaron 10 años para ensamblar toda la imagen. Las galaxias más tenues tienen un brillo 10 mil millones de veces menor que la sensibilidad de la visión humana. Las galaxias rojas en él son los restos de galaxias después de grandes colisiones durante su vejez. Muchas de las galaxias más pequeñas son muy jóvenes, pero eventualmente se convertirán en galaxias grandes, como la Vía Láctea y otras galaxias cercanas. La imagen XDF revela unas 5.500 galaxias más en una pequeña porción de los confines del espacio exterior, además de los resultados obtenidos por el Telescopio Espacial Hubble en 2003 y 2004.
| telescopio espacial Hubble | |
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