Hubble Deep Field
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Als Hubble Deep Field (HDF) bezeichnet man das Bild eines kleinen Teil des Sternenhimmels, welcher von der NASA im Dezember 1995 mit dem Hubble-Weltraumteleskop intensiv fotografiert wurde.
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[Bearbeiten] Hintergrund
Für das „Hubble Deep Field“ wurde ein scheinbar leerer Bereich im Großen Bären ausgewählt, der relativ frei von störenden Sichteinflüssen und umgebenden hellen Sternen ist. Das Gebiet hat eine Größe von 144 Bogensekunden, das ist in etwa der Winkel eines Tennisballs in 100 Meter Entfernung. Das Bild ist eine Zusammenstellung von 342 Einzelbildern, die mit der Wide Field and Planetary Camera 2 (WFPC2) des Hubble-Weltraumteleskops im Verlauf von 10 Tagen, zwischen dem 18. und 28. Dezember 1995 aufgenommen wurden.
Das Gebiet ist so klein, dass sich darin nur ein paar Sterne der Milchstraße befinden. Der Rest sind deshalb Galaxien. Einige von ihnen sind die jüngsten und am weitesten entfernten Galaxien, die man bisher beobachtet hat. Da so viele sehr junge Galaxien gefunden wurden, ist das HDF ein Meilenstein in der Erforschung des frühen Universums und wurde zur Quelle von fast 400 wissenschaftlichen Artikeln.
Drei Jahre, nachdem die HDF-Beobachtungen gemacht wurden, wurde eine Region in der südlichen Hemisphäre ausgesucht und auf die gleiche Weise ausgewertet. Das Bild erhielt den Namen Hubble Deep Field South. Aus den Gemeinsamkeiten zwischen den beiden Regionen schloss man, dass das Universum im größeren Maßstab homogen ist und dass sich die Erde in keinem speziellen Gebiet des Universums befindet (das Kosmologische Prinzip). 2004 wurde elf Tage ein Bild erstellt, das nochmals tiefer ins Universum hinein blickt. Es ist das Hubble Ultra Deep Field, das empfindlichste astronomische Bild, das jemals im Bereich des sichtbaren Lichts aufgenommen wurde.
[Bearbeiten] Konzept
Eine der Hauptzielsetzungen des Hubble-Weltraumteleskops (HST) war es, hochauflösende Aufnahmen von weit entfernten Galaxien zu machen, die vom Boden nicht möglich sind. Über der Atmosphäre beobachtet das HST frei von atmosphärischen Störungen, wodurch es im Ultraviolettbereich viel empfindlicher sehen kann als Teleskope auf der Erde (sobald gute adaptive optische Korrekturen auch im sichtbaren Bereich möglich sind, können Teleskope der 10-Meter-Klasse auf der Erde mit dem Hubble- Weltraumteleskop konkurrenzfähig werden). Obwohl der Teleskopspiegel am Anfang sphärische Aberration zeigte, war das Teleskop bereits seit Anfang 1990 in der Lage, Galaxien in einer vorher nicht möglichen Entfernung aufzunehmen. Da Licht viele Milliarden Jahre braucht, um von weit entfernten Galaxien zu uns zu kommen, sehen wir diese in dem Zustand, in dem sie vor vielen Milliarden Jahren waren. Durch die Ausdehnung der Beobachtungsmöglichkeiten zu immer weiter entfernten Galaxien kann man daher besser verstehen, wie sich diese entwickeln.
Seit der Spiegelkorrektur während der Spaceshuttlemission STS-61 1993 können exzellente Bilder gemacht werden, um so immer weiter entfernte und lichtschwache Galaxien zu untersuchen. Der Medium Deep Survey (MDS), welcher die Wide Field and Planetary Camera 2 (WFPC2) benutzte, nahm tiefe Bilder von zufällig ausgewählten Regionen auf, während andere Instrumente für geplante Beobachtungen verwendet wurden. Zur gleichen Zeit wurden auch Studien von nahen Galaxien durchgeführt, die man schon von Teleskopen auf der Erde kannte. All diese Studien zeigten, dass es wichtige Unterschiede zwischen den Eigenschaften der heutigen Galaxien und den Galaxien gibt, die vor Milliarden Jahren existierten.
Bis zu 10% der Beobachtungszeit des HST ist als "Director’s Discretionary (DD) Time" ausgewiesen. Sie wird an Astronomen vergeben, die unerwartete vorübergehende Phänomen untersuchen wollen, wie etwa eine Supernova. Nachdem Hubble seine optische Korrektur erhalten hatte, entschied sich Robert Williams, der Direktor des Space Telescope Science Institute, im Jahre 1995, einen kleinen Teil seiner DD Zeit zu nutzen, um entfernte Galaxien zu untersuchen. Ein Beratungskomitee empfahl die Verwendung der WFPC2, um ein typisches Gebiet des Himmels weit weg von der galaktischen Scheibe auszuwählen und mit mehreren optischen Filtern abzubilden. Eine Arbeitsgruppe wurde gebildet, um das Projekt zu entwickeln und zu realisieren.
[Bearbeiten] Zielauswahl
Das auszuwählende Gebiet sollte mehrere Kriterien erfüllen. Es sollte weit weg von der galaktischen Ebene der Milchstraße sein, denn der dort befindliche Staub und andere verdunkelnde Materie verhindern, dass das schwache Licht von weit entfernten Galaxien die Erde erreichen kann. Weiterhin durfte das Zielgebiet keine Objekte enthalten, die sichtbares Licht (wie nahe Sterne) infrarot-, ultraviolett- und Röntgenstrahlen emittieren, um später leichter die Objekte des HDF in anderen Wellenlängenbereichen untersuchen zu können, und die Region musste in einem Gebiet mit dünnem Infrarotzirrus liegen. Letzterer bezeichnet diffuse Infrarotemission, die vermutlich von warmem Staub in kalte Wolken aus Wasserstoff (H-I-Gebiet) stammt.
Diese Kriterien reduzierten die Regionen, die als Zielgebiet in Frage kamen, beträchtlich. Es wurde weiterhin beschlossen, dass das Gebiet in Hubbles ständigen Beobachtungszonen (continuous viewing zones, CVZs) liegen soll. Das sind Himmelsgebiete, die nicht zeitweise durch die Erde oder den Mond verdeckt sind. Man entschied sich für die nördliche CVZ, da hier Teleskope der nördliche Hemisphäre, wie das Keck-Observatorium und Very Large Array, Nachfolgebeobachtungen durchführen konnten.
Es wurden ursprünglich zwanzig Gebiete ermittelt, die all diese Kriterien erfüllten und aus denen drei optimale Kandidaten ausgewählt wurden. Sie liegen alle im Sternbild des großen Bären. Durch einen Radio-Schnappschuss fiel ein Feld heraus, da es eine starke Radioquelle enthielt, und die endgültige Entscheidung zwischen den beiden letzten wurde aufgrund der Verfügbarkeit von Leitsternen um dieses Gebiet getroffen. Das Hubble-Weltraumteleskop benötigt zwei Sterne, an denen sich seine Teleskopleitsensoren während der Beobachtung orientieren können. Wegen der Wichtigkeit der Beobachtung des HDF wollte man noch ein zusätzliches Sternenpaar für den Notfall haben. Die Entscheidung fiel auf eine Region mit der Rektaszension 12h 36m 44s und der Deklination +62° 12' 58.000"
[Bearbeiten] Beobachtung
Nachdem die zu beobachtende Region ausgewählt war, wurde der Beobachtungsablauf erarbeitet. Eine wichtige Entscheidung war die Wahl der Filter. Die WFPC2 ist mit 48 Filtern ausgestattet, darunter Filter, die nur wenige für die Astrophysik interessante Emissionslinien durchlassen, und Breitbandfilter, mit denen die Farben der Sterne und Galaxien untersucht werden können. Die Entscheidung hing vom Durchlass für jeden Filter ab, also der Lichtmenge, die er durchlässt, sowie dem Wellenlängenbereich, der durch die Beobachtungen insgesamt abgedeckt werden konnte. Man versuchte dabei so wenig wie möglich Bandpassüberlappungen zu erhalten.
Am Ende entschied man sich für vier Breitbandfilter zentriert um die Wellenlängen 300 nm (nahe Ultraviolett), 450 nm (blaues Licht), 606 (Rotes Licht) und 814 nm (nahe Infrarot). Jedoch ist die Quantumeffizienz von Hubbles Detektoren bei 300 nm sehr niedrig. Das Rauschen in den Beobachtungen bei dieser Wellenlänge kommt hauptsächlich vom Rauschen des CCD und weniger vom Sternenhimmel. Deshalb wurden die Beobachtungen in diesen Wellenlängen durchgeführt, wenn starkes Hintergrundrauschen die anderen Bandpässe beeinträchtigt hätte
Die Bilder wurden über einen Zeitraum von zehn Tagen aufgenommen, während Hubble die Erde 150 Mal umkreiste. Die gesamte Belichtungszeit für jede Wellenlänge beträgt 42,7 Stunden für 300 nm, 33,5 Stunden für 450 nm, 30,3 Stunden für 606 nm und 34,3 Stunden für 814 nm verteilt auf 342 Einzelbeobachtungen, damit die einzelnen Bilder nicht der starken Beschädigung durch die kosmische Strahlen ausgesetzt sind. Dies würde zu hellen Streifen auf den CCD-Detektoren führen.
[Bearbeiten] Datenverarbeitung
Um aus den 342 Einzelbildern ein Gesamtbild zu machen war viel Arbeit notwendig. Helle Pixel, die während der Beobachtung durch Treffer von Teilchen der kosmischen Strahlung entstanden waren, wurden entfernt, indem man einzelne Bilder gleicher Wellenlänge nacheinander verglich, um die betroffenen Pixel zu identifizieren und zu entfernen. Weiterhin wurden Spuren von Weltraummüll und künstlicher Satelliten, die ebenfalls auf den Originalbildern zu sehen waren, vorsichtig entfernt.
Gestreutes Licht von der Erde war in einem Viertel der Bilder zu sehen. Dieses wurde entfernt, indem man das durch das Licht beeinflusste Bild an einem nicht beeinflussten Bild ausgerichtete, und das unbeeinflusste vom beeinflussten Bild subtrahierte. Das resultierende Bild wurde geglättet und konnte dann vom beeinflussten Bild abgezogen werden. Durch diesen Vorgang wurde von den beeinflussten Bildern fast das ganze störende Licht entfernt.
Nachdem die 342 Einzelbilder von Treffern mit der Kosmischen Strahlung und von ungewolltem Erdlicht befreit wurden, wurden sie kombiniert. Dafür kam eine Technik namens ‚drizzling’ zum Einsatz. Hierfür wurde bei den Aufnahmen die Richtung minütlich geändert. Jeder Pixel auf den WFPC2 CCD Chips nimmt ein Gebiet von 0,09 Bogensekunden Durchmesser auf. Da man jedoch die Richtung um weniger als 0,09 Bogensekunden ändert, kann man eine höhere Auflösung erreichen. Durch komplizierte Bildbearbeitungsverfahren konnte man so die Auflösung auf 0,03985 Bogensekunden erhöhen.
Die Datenverarbeitung brachte vier monochrome Bilder hervor, eines für jeden Filter. Die Kombination dieser zu einem endgültigen Farbbild, welches dann öffentlich gemacht wurde, war ein fast willkürlicher Prozess. Drei Bilder erhielten jeweils die Farben Rot, Grün und Blau und die Kombination der drei ergab das farbige Bild. Da die Filterkurven der Filter, mit denen das Bild gemacht wurde, nicht genau mit den Wellenlängenabhängigkeit der Empfindlichkeit des menschlichen Auges für rotes, grünes und blaues Licht übereinstimmen, sind die gezeigten Farben nur eine Näherung. Die Wahl der Filter für das HDF (und einer Vielzahl von Hubbles Bildern) ist grundsätzlich dazu gedacht, den größten wissenschaftlichen Nutzen zu bringen und weniger um Farben zu zeigen, die das menschliche Auge wahrnimmt.
[Bearbeiten] Inhalt des fertigen Bildes
Das endgültige Bild zeigt eine Vielzahl von weit entfernten schwach leuchtenden Galaxien. Über 3.000 klar erkennbare Galaxien konnten auf dem Bild ausgemacht werden. Es sind sowohl Irreguläre als auch Spiralgalaxien vorhanden, außerdem ein paar Galaxien mit nur ein paar Pixel Durchmesser. Insgesamt enthält das HDF weniger als 10 Sterne im Vordergrund. Der weitaus größere Rest sind entfernte Galaxien.
Es sind auf dem HDF rund 50 Objekte vorhanden, die wie blaue Punkte aussehen. Viele werden mit nahen Galaxien in Verbindung gebracht, die zusammen Ketten und Bögen formen. Sie sind Regionen intensiver Sternentstehung. Andere sind vielleicht entfernte Quasare. Astronomen schlossen anfangs die Möglichkeit aus, dass es sich bei den punktähnlichen Objekten um weiße Zwerge handelt, da sie zu blau sind, um mit den Theorien der weißen Zwerge in Einklang zu sein. Jedoch haben spätere Arbeiten gezeigt, dass weiße Zwerge mit zunehmendem Alter blauer werden, wodurch es möglich ist, dass das HDF doch weiße Zwerge enthalten könnte.
[Bearbeiten] Ergebnisse
Das HDF lieferte für Kosmologen viel Material, so dass bis 2005 fast 400 Artikel auf Grundlage des HDF in der astronomischen Literatur erschienen. Eine der fundamentalsten Entdeckungen war die Vielzahl an Galaxien mit großer Rotverschiebung.
Wenn das Universum expandiert, vergrößert sich die Entfernung weit entfernter Galaxien von der Erde (Hubbleeffekt). Ebenso nimmt die Wellenlänge des Lichts von entfernten Galaxien zunehmend zu, je weiter die Galaxien von der Erde entfernt sind. Während Quasare mit großer Rotverschiebung bereits bekannt waren, hat man lange Zeit nur sehr wenige Galaxien mit einer größeren Rotverschiebung als eins gefunden. Das HDF enthält viele entfernte Galaxien mit Rotverschiebungen von 6, entsprechend der Entfernung von 12 Milliarden Lichtjahren. (Die Rotverschiebung von noch weiter entfernten Objekten im HDF führt zu so langen Wellenlängen, dass sie auf den Bildern von Hubble nicht sichtbar sind. Sie können nur mit Teleskopen auf der Erde beobachtet werden.)
Die Galaxien im HDF haben einen höheren Anteil an gestörten und unregelmäßigen Galaxien als im lokalen Universum, denn Galaxienkollisionen und -verschmelzungen traten im jungen Universum wesentlich häufiger auf als heute. Aus dem Zustand, den die Galaxien in den verschiedenen Entwicklungsstadien haben, können Astronomen die Veränderungen der Sternentstehungsrate über die Lebenszeit des Universums abschätzen. Während Schätzungen der Rotverschiebung von HDF-Galaxien wegen ihrer Lichtschwäche ungenau sind, nehmen Astronomen an, dass die Sternenentstehung ihr Maximum vor 8-10 Milliarden Jahren hatte und seit dem um den Faktor zehn zurückging.
Ein anderes wichtiges Ergebnis des HDF war die kleine Anzahl von Sternen, die man im Vordergrund gefunden hat. Seit Jahren versuchen Astronomen herauszufinden, woraus die so genannte dunkle Materie besteht. Es ist Masse, die in direkten Beobachtungen nicht sichtbar ist, jedoch 90% der Masse des Universums enthält. Eine Hypothese besagt, dass ein Teil der Dunklen Materie aus massiven astrophysikalischen kompakten Haloobjekten (MACHOs) besteht. Es sind schwache aber massive Objekte wie Rote Zwerge oder Planeten in den äußeren Regionen der Galaxie. Durch das HDF wurde jedoch gezeigt, dass es keine größere Anzahl Roter Zwergen in den äußeren Schichten der Galaxie gibt.
[Bearbeiten] Nachfolgende Beobachtungen
Das HDF ist ein Meilenstein in der beobachtenden Kosmologie, und die Auswertung der Daten ist noch bei weitem nicht beendet. Seit 1995 wurde diese Gegend von vielen Teleskopen auf der Erde und einigen weiteren Weltraumteleskopen bei Wellenlängen von Radio bis Röntgenstrahlung untersucht
Sehr stark rotverschobene Objekte wurden im HDF mit einigen Teleskopen auf der Erde entdeckt, insbesondere mit dem James Clerk Maxwell Teleskop. Wegen der hohen Rotverschiebung dieser Objekte können sie nicht im Spektrum des sichtbaren Lichts gesehen werden. Man sucht sie dagegen im Infraroten oder bei Submillimeter-Wellenlängen.
Wichtige weltraumgestützte Beobachtungen wurden unter anderem mit dem Röntgenobservatorium Chandra und dem Infrared Space Observatory (ISO) gemacht. Untersuchungen im Bereich der Röntgenstrahlung offenbarten sechs Quellen im HDF, die mit drei elliptischen Galaxien, einer Spiralgalaxie, einem aktiven Galaxienkern und einem extrem roten Objekt in Verbindung gebracht werden. Bei letzterem wird angenommen, dass es sich um eine weit entfernte Galaxie handelt, bei der der Staub den blauen Anteil des emittierten Lichts absorbiert.
ISO-Beobachtungen zeigen Infrarotemission von 13 Galaxien, die auf dem optischen Bild beobachtet werden können. Sie sind höchstwahrscheinlich Orte intensiver Sternenentstehung, die von einer großen Menge Staub umgeben sind, der dadurch aufgeheizt wird und im Infraroten strahlt. Radioteleskope auf der Erde brachten sieben Radioquellen im HDF zutage. All diesen kann man Galaxien zuordnen, die im optischen Bereich sichtbar sind.
1998 wurde eine ähnliche Aufnahme wie das HDF in der südlichen Hemisphäre gemacht: Das Hubble Deep Field South. Es zeigten sich starke Ähnlichkeiten zwischen dem HDF-S und dem Original HDF. Das bekräftigt das Kosmologisches Prinzip, wonach das Universum in den größten Entfernungen homogen ist.
[Bearbeiten] Literatur
- Daniel Fischer, Hilmar Duerbeck: Das Hubble-Universum: Neue Bilder und Erkenntnisse. Genehmigte Lizenzausgabe des Weltbildverlages, Augsburg, 2000, Copyright Kosmos Verlagsanstalt Basel (ehem. Birkhäuser), ISBN 3-8289-3407-2
- R. E. Williams et al.: The Hubble Deep Field: Observations, data reduction, and galaxy photometry, Astronomical Journal, 1996, Bd.112, S.1335
- H. C. Ferguson: The Hubble Deep Fields, Astronomical Data Analysis Software and Systems IX, ASP Conference Proceedings, N. Manset, C. Veillet, D. Crabtree (Hrsg.). Astronomical Society of the Pacific, 2000, Vol. 216, S.395, ISBN 1-58381-047-1
- B. M. S. Hansen: Observational signatures of old white dwarfs, 19th Texas Symposium on Relativistic Astrophysics and Cosmology, 1998, J. Paul, T. Montmerle, E. Aubourg (Hrsg.)
- A. Hornschemeier et al.: X-Ray sources in the Hubble Deep Field detected by Chandra, Astrophysical Journal, 2000, Bd. 541, S. 49–53
- A. J. Connolly et al.: The evolution of the global star formation history as measured from the Hubble Deep Field, Astrophysical Journal Letters, 1997, Bd. 486, S. 11
[Bearbeiten] Siehe auch
[Bearbeiten] Weblinks
- Zusammenfassung der Ergebnisse vom HDF
- NASA's Originalartikel und Fotos
- ESA Informationsseite über das HDF
- Schlüsselergebnisse durch das HDF
- STScI-Seite mit Informationen über das Bild und nachträglichen Beobachtungen
