Champ profond de Hubble - Hubble Deep Field

Coordonnées : Carte du ciel 12 h 36 m 49,4 s , +62° 12′ 58″

Le champ profond de Hubble

Le champ profond de Hubble ( HDF ) est une image d' une petite région de la constellation de la Grande Ourse , construite à partir d' une série d' observations par le télescope spatial Hubble . Il couvre une superficie d'environ 2,6 minutes d' arc de côté, soit environ un 24 millionième du ciel entier, ce qui équivaut en taille angulaire à une balle de tennis à une distance de 100 mètres. L'image a été assemblée à partir de 342 expositions distinctes prises avec le Wide Field and Planetary Camera 2 du télescope spatial pendant dix jours consécutifs entre le 18 et le 28 décembre 1995.

Le champ est si petit que seules quelques étoiles de premier plan dans la Voie lactée s'y trouvent ; ainsi, la quasi-totalité des 3 000 objets de l'image sont des galaxies , dont certaines sont parmi les plus jeunes et les plus lointaines connues. En révélant un si grand nombre de très jeunes galaxies, le HDF est devenu une image phare dans l' étude de l'univers primitif .

Trois ans après que les observations HDF aient été prises, une région de l'hémisphère sud céleste a été imagée d'une manière similaire et nommée Hubble Deep Field South . Les similitudes entre les deux régions ont renforcé la croyance que l' univers est uniforme à grande échelle et que la Terre occupe une région typique de l'Univers (le principe cosmologique ). Une enquête plus large mais moins profonde a également été réalisée dans le cadre de l' enquête en profondeur sur les origines des grands observatoires . En 2004, une image plus profonde, connue sous le nom de Hubble Ultra-Deep Field (HUDF), a été construite à partir de quelques mois d'exposition à la lumière. L'image HUDF était à l'époque l' image astronomique la plus sensible jamais réalisée aux longueurs d'onde visibles, et elle le resta jusqu'à la sortie du Hubble eXtreme Deep Field (XDF) en 2012.

Conception

L'amélioration spectaculaire des capacités d'imagerie de Hubble après l' installation d' optiques correctives a encouragé les tentatives d'obtenir des images très profondes de galaxies lointaines .

L'un des principaux objectifs des astronomes qui ont conçu le télescope spatial Hubble était d'utiliser sa haute résolution optique pour étudier les galaxies lointaines à un niveau de détail qui n'était pas possible depuis le sol. Positionné au-dessus de l' atmosphère , Hubble évite la lumière atmosphérique atmosphérique, ce qui lui permet de prendre des images de lumière visible et ultraviolette plus sensibles que celles obtenues avec des télescopes au sol à visibilité limitée (lorsqu'une bonne correction optique adaptative aux longueurs d'onde visibles devient possible, télescopes au sol de 10 m peut devenir compétitif). Bien que le miroir du télescope ait souffert d' aberrations sphériques lors du lancement du télescope en 1990, il pouvait toujours être utilisé pour prendre des images de galaxies plus éloignées que ce qui était auparavant possible. Parce que la lumière met des milliards d'années pour atteindre la Terre depuis des galaxies très éloignées, nous les voyons telles qu'elles étaient il y a des milliards d'années ; ainsi, étendre la portée de ces recherches à des galaxies de plus en plus éloignées permet de mieux comprendre comment elles évoluent.

Après que l'aberration sphérique ait été corrigée lors de la mission de la navette spatiale STS-61 en 1993, les capacités d'imagerie améliorées du télescope ont été utilisées pour étudier des galaxies de plus en plus lointaines et faibles. Le Medium Deep Survey (MDS) a utilisé la Wide Field and Planetary Camera 2 (WFPC2) pour prendre des images profondes de champs aléatoires tandis que d'autres instruments étaient utilisés pour des observations programmées. Parallèlement, d'autres programmes dédiés se sont concentrés sur des galaxies déjà connues par l'observation au sol. Toutes ces études ont révélé des différences substantielles entre les propriétés des galaxies d'aujourd'hui et celles qui existaient il y a plusieurs milliards d'années.

Jusqu'à 10 % du temps d'observation du HST est désigné comme temps discrétionnaire du directeur (DD) et est généralement attribué aux astronomes qui souhaitent étudier des phénomènes transitoires inattendus, tels que les supernovae . Une fois que l'optique corrective de Hubble s'est avérée performante, Robert Williams , alors directeur du Space Telescope Science Institute , a décidé de consacrer une fraction substantielle de son temps de DD en 1995 à l'étude des galaxies lointaines. Un comité consultatif spécial de l'Institut a recommandé que le WFPC2 soit utilisé pour imager une zone "typique" du ciel à une latitude galactique élevée , à l'aide de plusieurs filtres optiques . Un groupe de travail a été mis en place pour développer et mettre en œuvre le projet.

Sélection de la cible

Le HDF est au centre de cette image d'un degré de ciel. La Lune vue de la Terre remplirait environ un quart de cette image.

Le champ sélectionné pour les observations devait remplir plusieurs critères. Ce devait être à une latitude galactique élevée, car la poussière et la matière obscurcissante dans le plan du disque de la Voie lactée empêchent les observations de galaxies lointaines à de faibles latitudes galactiques. Le champ cible devait éviter les sources lumineuses connues de lumière visible (telles que les étoiles de premier plan) et les émissions infrarouges , ultraviolettes et de rayons X , pour faciliter les études ultérieures à de nombreuses longueurs d'onde des objets dans le champ profond, et devait également être en une région avec un «cirrus» infrarouge de faible bruit de fond, l'émission infrarouge diffuse et vaporeuse que l'on pense être causée par des grains de poussière chauds dans des nuages ​​​​froids d' hydrogène gazeux ( régions HI ).

Ces critères ont restreint le champ des zones cibles potentielles. Il a été décidé que la cible devrait être dans les « zones d'observation continue » (CVZ) de Hubble – les zones du ciel qui ne sont pas occultées par la Terre ou la lune pendant l'orbite de Hubble. Le groupe de travail a décidé de se concentrer sur la CVZ nord, afin que les télescopes de l'hémisphère nord tels que les télescopes Keck , les télescopes de l' Observatoire national de Kitt Peak et le Very Large Array (VLA) puissent effectuer des observations de suivi.

Vingt champs répondant à ces critères ont été initialement identifiés, parmi lesquels trois champs candidats optimaux ont été sélectionnés, tous dans la constellation de la Grande Ourse . Les observations d'instantanés radio avec le VLA ont exclu l'un de ces champs car il contenait une source radio lumineuse, et la décision finale entre les deux autres a été prise sur la base de la disponibilité d'étoiles guides à proximité du champ : les observations de Hubble nécessitent normalement une paire de étoiles proches sur lesquelles les capteurs de guidage fin du télescope peuvent se verrouiller pendant une exposition, mais étant donné l'importance des observations HDF, le groupe de travail a requis un deuxième jeu d'étoiles guides de secours. Le champ finalement retenu se situe à une ascension droite de 12 h 36 m 49,4 s et une déclinaison de +62° 12′ 58″ ; sa largeur est d'environ 2,6 minutes d'arc , soit 1/12 de la largeur de la Lune. La superficie est d'environ 1/24 000 000 de la superficie totale du ciel .

Observations

Le HDF se trouvait dans la zone d'observation continue nord de Hubble, comme le montre ce diagramme.
Diagramme illustrant la distance d'échantillonnage comparative du HDF et du champ ultra-profond de Hubble 2004

Une fois le terrain sélectionné, une stratégie d'observation devait être élaborée. Une décision importante a été de déterminer quels filtres les observations utiliseraient ; WFPC2 est équipé de quarante-huit filtres, dont des filtres à bande étroite isolant des raies d'émission particulières d' intérêt astrophysique , et des filtres à large bande utiles pour l'étude des couleurs des étoiles et des galaxies. Le choix des filtres à utiliser pour le HDF dépendait du « débit » de chaque filtre – la proportion totale de lumière qu'il laisse passer – et de la couverture spectrale disponible. Des filtres avec des bandes passantes se chevauchant le moins possible étaient souhaitables.

Au final, quatre filtres large bande ont été choisis, centrés aux longueurs d' onde de 300 nm (proche ultraviolet ), 450 nm (lumière bleue), 606 nm (lumière rouge) et 814 nm (proche infrarouge ). Étant donné que l' efficacité quantique des détecteurs de Hubble à une longueur d'onde de 300 nm est assez faible, le bruit dans les observations à cette longueur d'onde est principalement dû au bruit CCD plutôt qu'au fond du ciel ; ainsi, ces observations pourraient être effectuées à des moments où un bruit de fond élevé aurait nui à l'efficacité des observations dans d'autres bandes passantes.

Entre le 18 et le 28 décembre 1995, période pendant laquelle Hubble a fait environ 150 fois le tour de la Terre, 342 images de la zone cible dans les filtres choisis ont été prises. Les temps d'exposition totaux à chaque longueur d'onde étaient de 42,7 heures (300 nm), 33,5 heures (450 nm), 30,3 heures (606 nm) et 34,3 heures (814 nm), divisés en 342 expositions individuelles pour éviter des dommages importants aux images individuelles par les ondes cosmiques. rayons , qui provoquent des stries lumineuses apparaissent quand ils frappent des détecteurs CCD. Dix autres orbites de Hubble ont été utilisées pour effectuer de courtes expositions des champs adjacents afin de faciliter les observations de suivi par d'autres instruments.

Traitement de l'information

Une section du HDF d'environ 14 secondes d'arc dans chacune des quatre longueurs d'onde utilisées pour construire la version finale : 300 nm (en haut à gauche), 450 nm (en haut à droite), 606 nm (en bas à gauche) et 814 nm (en bas à droite)

La production d'une image combinée finale à chaque longueur d'onde était un processus complexe. Les pixels brillants causés par les impacts des rayons cosmiques pendant les expositions ont été supprimés en comparant les expositions de même longueur prises l'une après l'autre et en identifiant les pixels qui ont été affectés par les rayons cosmiques lors d'une exposition mais pas dans l'autre. Des traînées de débris spatiaux et de satellites artificiels étaient présentes dans les images originales et ont été soigneusement supprimées.

La lumière dispersée de la Terre était évidente dans environ un quart des trames de données, créant un motif "X" visible sur les images. Cela a été supprimé en prenant une image affectée par la lumière diffusée, en l'alignant avec une image non affectée et en soustrayant l'image non affectée de l'image affectée. L'image résultante a été lissée et a ensuite pu être soustraite du cadre lumineux. Cette procédure a supprimé la quasi-totalité de la lumière diffusée des images affectées.

Une fois que les 342 images individuelles ont été nettoyées des impacts de rayons cosmiques et corrigées de la lumière diffusée, elles ont dû être combinées. Les scientifiques impliqués dans les observations HDF ont mis au point une technique appelée « bruine », dans laquelle le pointage du télescope variait minutieusement entre les séries d'expositions. Chaque pixel des puces CCD WFPC2 a enregistré une zone de ciel de 0,09 seconde d'arc , mais en changeant la direction dans laquelle le télescope pointait de moins que celle entre les expositions, les images résultantes ont été combinées à l'aide de techniques de traitement d'image sophistiquées pour donner un angle final résolution meilleure que cette valeur. Les images HDF produites à chaque longueur d'onde avaient des tailles de pixel finales de 0,03985 seconde d'arc.

Le traitement des données a produit quatre images monochromes (à 300 nm, 450 nm, 606 nm et 814 nm), une à chaque longueur d'onde. Une image a été désignée comme rouge (814 nm), la seconde comme verte (606 nm) et la troisième comme bleue (450 nm), et les trois images ont été combinées pour donner une image en couleur. Étant donné que les longueurs d'onde auxquelles les images ont été prises ne correspondent pas aux longueurs d'onde de la lumière rouge, verte et bleue, les couleurs de l'image finale ne donnent qu'une représentation approximative des couleurs réelles des galaxies de l'image ; le choix des filtres pour le HDF (et la majorité des images Hubble) a été principalement conçu pour maximiser l'utilité scientifique des observations plutôt que pour créer des couleurs correspondant à ce que l'œil humain percevrait réellement.

Contenu

Les images finales ont été publiées lors d'une réunion de l' American Astronomical Society en janvier 1996 et ont révélé une pléthore de galaxies lointaines et faibles. Environ 3 000 galaxies distinctes ont pu être identifiées sur les images, avec des galaxies irrégulières et spirales clairement visibles, bien que certaines galaxies sur le terrain ne fassent que quelques pixels de diamètre. Au total, le HDF contiendrait moins de vingt étoiles galactiques au premier plan ; de loin la majorité des objets sur le terrain sont des galaxies lointaines.

Il y a une cinquantaine d'objets ressemblant à des points bleus dans le HDF. Beaucoup semblent être associés à des galaxies proches, qui forment ensemble des chaînes et des arcs : ce sont probablement des régions de formation intense d' étoiles . D'autres peuvent être des quasars éloignés . Les astronomes ont initialement exclu la possibilité que certains des objets ponctuels soient des naines blanches , car ils sont trop bleus pour être cohérents avec les théories de l'évolution des naines blanches répandues à l'époque. Cependant, des travaux plus récents ont montré que de nombreuses naines blanches deviennent plus bleues en vieillissant, ce qui soutient l'idée que le HDF pourrait contenir des naines blanches.

Résultats scientifiques

Les détails du HDF illustrent la grande variété de formes, de tailles et de couleurs de galaxies trouvées dans l'univers lointain.
Image en champ profond prise par ALMA et Hubble.

Les données HDF ont fourni un matériel extrêmement riche pour les cosmologistes à analyser et à la fin de 2014, l'article scientifique associé à l'image avait reçu plus de 900 citations. L'une des découvertes les plus fondamentales a été la découverte d'un grand nombre de galaxies avec des valeurs de décalage vers le rouge élevées.

Au fur et à mesure que l'Univers s'étend, des objets plus éloignés s'éloignent plus rapidement de la Terre, dans ce qu'on appelle le flux de Hubble . La lumière des galaxies très éloignées est significativement affectée par le décalage vers le rouge cosmologique . Alors que les quasars avec des décalages vers le rouge élevés étaient connus, très peu de galaxies avec des décalages vers le rouge supérieurs à un étaient connues avant que les images HDF ne soient produites. Le HDF, cependant, contenait de nombreuses galaxies avec des décalages vers le rouge allant jusqu'à six, correspondant à des distances d'environ 12 milliards d' années-lumière . En raison du décalage vers le rouge, les objets les plus éloignés du HDF ( galaxies à rupture de Lyman ) ne sont pas réellement visibles sur les images de Hubble ; ils ne peuvent être détectés que dans les images du HDF prises à des longueurs d'onde plus longues par des télescopes au sol.

Les galaxies HDF contenaient une proportion considérablement plus grande de galaxies perturbées et irrégulières que l'univers local ; les collisions et les fusions de galaxies étaient plus courantes dans le jeune univers car il était beaucoup plus petit qu'aujourd'hui. On pense que les galaxies elliptiques géantes se forment lorsque des spirales et des galaxies irrégulières entrent en collision.

La richesse des galaxies à différents stades de leur évolution a également permis aux astronomes d'estimer la variation du taux de formation des étoiles au cours de la vie de l'Univers. Alors que les estimations des décalages vers le rouge des galaxies HDF sont quelque peu grossières, les astronomes pensent que la formation d'étoiles se produisait à son taux maximum il y a 8 à 10 milliards d'années et a diminué d'un facteur 10 environ depuis lors.

Un autre résultat important du HDF était le très petit nombre d'étoiles présentes au premier plan. Pendant des années, les astronomes se sont interrogés sur la nature de la matière noire , une masse qui semble indétectable mais dont les observations impliquaient qu'elle représentait environ 85 % de toute la matière de l'Univers en masse. Une théorie était que la matière noire pourrait être constituée d'objets massifs astrophysiques compacts en halo ( MACHO ) - des objets faibles mais massifs tels que des naines rouges et des planètes dans les régions externes des galaxies. Le HDF a cependant montré qu'il n'y avait pas un nombre significatif de naines rouges dans les parties extérieures de notre galaxie.

Suivi multifréquence

Le HDF imagé par le télescope spatial Spitzer . Le segment supérieur montre les objets de premier plan dans le champ ; le bas montre l'arrière-plan avec les objets de premier plan supprimés.

Les objets à très haut décalage vers le rouge (galaxies à rupture de Lyman) ne peuvent pas être vus en lumière visible et sont généralement détectés dans les relevés infrarouges ou de longueur d' onde submillimétrique du HDF. Les observations avec l' Observatoire spatial infrarouge (ISO) ont indiqué une émission infrarouge de 13 galaxies visibles sur les images optiques, attribuées à de grandes quantités de poussière associées à la formation intense d'étoiles. Des observations infrarouges ont également été faites avec le télescope spatial Spitzer . Des observations submillimétriques du champ ont été faites avec SCUBA sur le télescope James Clerk Maxwell , détectant initialement 5 sources, bien qu'avec une très faible résolution. Des observations ont également été faites avec le télescope Subaru à Hawaï.

Les observations aux rayons X par l'observatoire à rayons X Chandra ont révélé six sources dans le HDF, qui correspondaient à trois galaxies elliptiques, une galaxie spirale, un noyau galactique actif et un objet extrêmement rouge, considéré comme une galaxie lointaine contenant un grande quantité de poussière absorbant ses émissions de lumière bleue.

Les images radio au sol prises à l'aide du VLA ont révélé sept sources radio dans le HDF, qui correspondent toutes à des galaxies visibles sur les images optiques. Le champ a également été étudié avec le radiotélescope de synthèse de Westerbork et le réseau de radiotélescopes MERLIN à 1,4 GHz ; la combinaison des cartes VLA et MERLIN réalisées aux longueurs d'onde de 3,5 et 20 cm a localisé 16 sources radio dans le champ HDF-N, avec beaucoup plus dans les champs adjacents. Des images radio de certaines sources individuelles sur le terrain ont été réalisées avec le réseau européen VLBI à 1,6 GHz avec une résolution supérieure à celle des cartes Hubble.

Observations ultérieures de la TVH

Le Hubble Deep Field South ressemble beaucoup au HDF original, démontrant le principe cosmologique .
Le champ ultra-profond de Hubble le corrobore davantage.

Un pendant HDF dans l'hémisphère céleste sud a été créé en 1998 : le HDF-Sud (HDF-S). Créé en utilisant une stratégie d'observation similaire, le HDF-S était très similaire en apparence au HDF original. Ceci soutient le principe cosmologique qu'à sa plus grande échelle l'Univers est homogène . Le levé HDF-S a utilisé le spectrographe imageur du télescope spatial (STIS) et les instruments de la caméra infrarouge proche et du spectromètre multi-objets (NICMOS) installés sur le HST en 1997; la région du champ profond d'origine de Hubble (HDF-N) a depuis été réobservée plusieurs fois à l'aide de WFPC2, ainsi que par les instruments NICMOS et STIS. Plusieurs événements de supernova ont été détectés en comparant les observations de la première et de la deuxième époque du HDF-N.

Une enquête plus large, mais moins sensible, a été réalisée dans le cadre du Great Observatories Origins Deep Survey ; une section de celle-ci a ensuite été observée plus longtemps pour créer le champ ultra-profond de Hubble , qui était l'image optique de champ profond la plus sensible pendant des années jusqu'à ce que le champ profond de Hubble eXtreme soit achevé en 2012. Images du champ extrême profond, ou XDF, ont été diffusés le 26 septembre 2012 à un certain nombre d'agences médiatiques. Les images publiées dans le XDF montrent des galaxies qui se seraient maintenant formées au cours des 500 premiers millions d'années suivant le Big Bang.

Voir également

Notes et références

Bibliographie

Liens externes

Médias liés à Hubble Deep Field sur Wikimedia Commons