Hubble Deep Field - Versionsgeschichte

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	Für das Hubble Deep Field wurde ein Bereich im [[Großer Bär\|Großen Bären]] ausgewählt, der relativ frei von störenden Sichteinflüssen und umgebenden hellen Sternen ist. Das Gebiet hat eine Kantenlänge von 144 [[Bogensekunde]]n, das ist in etwa der Winkel, unter dem ein Tennisball in 100 [[Meter\|m]] Entfernung erscheint. Das Bild ist eine Überlagerung von 342 Einzelbildern, die mit der [[Hubble-Weltraumteleskop#Wide Field/Planetary Camera 2 (WFPC2)\|Wide Field and Planetary Camera 2]] (WFPC2) des Hubble-Weltraumteleskops im Verlauf von zehn Tagen, zwischen dem 18. und 28. Dezember 1995, aufgenommen wurden.		Für das Hubble Deep Field wurde ein Bereich im [[Großer Bär\|Großen Bären]] ausgewählt, der relativ frei von störenden Sichteinflüssen und umgebenden hellen Sternen ist. Das Gebiet hat eine Kantenlänge von 144 [[Bogensekunde]]n, das ist in etwa der Winkel, unter dem ein Tennisball in 100 [[Meter\|m]] Entfernung erscheint. Das Bild ist eine Überlagerung von 342 Einzelbildern, die mit der [[Hubble-Weltraumteleskop#Wide Field/Planetary Camera 2 (WFPC2)\|Wide Field and Planetary Camera 2]] (WFPC2) des Hubble-Weltraumteleskops im Verlauf von zehn Tagen, zwischen dem 18. und 28. Dezember 1995, aufgenommen wurden.

	Das Gebiet ist so klein, dass sich darin nur wenige Sterne der [[Milchstraße]] befinden. Alle anderen Objekte sind Galaxien, darunter die nach dem Urknall jüngsten und deshalb am weitesten entfernten, die man bis dahin beobachtet hatte. Da so viele sehr junge Galaxien gefunden wurden, ist das HDF ein Meilenstein in der [[Kosmologie\|Erforschung des frühen Universums]] und wurde zur Quelle von fast 400 wissenschaftlichen Artikeln.		Das Gebiet ist so klein, dass sich darin nur wenige Sterne der [[Milchstraße]] befinden. Alle anderen Objekte sind Galaxien, darunter die nach dem [[Urknall]] jüngsten und deshalb am weitesten entfernten, die man bis dahin beobachtet hatte. Da so viele sehr junge Galaxien gefunden wurden, ist das HDF ein Meilenstein in der [[Kosmologie\|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 [[Homogenität\|homogen]] und [[isotrop]] ist und dass sich die [[Erde]] in keinem speziellen Gebiet des Universums befindet (das [[Kosmologisches Prinzip\|kosmologische Prinzip]]). 2004 wurde ein weiteres Bild veröffentlicht, genannt [[Hubble Ultra Deep Field]], welches mit einer Belichtungszeit von 11,3 Tagen im sichtbaren Licht nochmals tiefer ins Universum hineinblickt. Den bisher tiefsten Blick in das Universum gewährt das 2012 herausgegebene Bild [[Hubble Extreme Deep Field]] mit einer Belichtungszeit von 23,1 Tagen.		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 [[Homogenität\|homogen]] und [[isotrop]] ist und dass sich die [[Erde]] in keinem speziellen Gebiet des Universums befindet (das [[Kosmologisches Prinzip\|kosmologische Prinzip]]). 2004 wurde ein weiteres Bild veröffentlicht, genannt [[Hubble Ultra Deep Field]], welches mit einer Belichtungszeit von 11,3 Tagen im sichtbaren Licht nochmals tiefer ins Universum hineinblickt. Den bisher tiefsten Blick in das Universum gewährt das 2012 herausgegebene Bild [[Hubble Extreme Deep Field]] mit einer Belichtungszeit von 23,1 Tagen.
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	Seit der Spiegelkorrektur während der [[Space Shuttle\|Space-Shuttle]]-Mission [[STS-61]] 1993 können exzellente Bilder gemacht werden, um so immer weiter entfernte und lichtschwächere 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 Untersuchungen naher Galaxien durchgeführt, die man schon von der Beobachtung mit Teleskopen auf der Erde kannte. All diese Untersuchungen zeigten, dass es wichtige Unterschiede zwischen den Eigenschaften der heutigen Galaxien und den Galaxien gibt, die vor Milliarden Jahren existierten.		Seit der Spiegelkorrektur während der [[Space Shuttle\|Space-Shuttle]]-Mission [[STS-61]] 1993 können exzellente Bilder gemacht werden, um so immer weiter entfernte und lichtschwächere 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 Untersuchungen naher Galaxien durchgeführt, die man schon von der Beobachtung mit Teleskopen auf der Erde kannte. All diese Untersuchungen zeigten, dass es wichtige Unterschiede zwischen den Eigenschaften der heutigen Galaxien und den Galaxien gibt, die vor Milliarden Jahren existierten.

	Bis zu 10 Prozent der Beobachtungszeit des HST ist als „Director’s Discretionary (DD) Time“ ausgewiesen. Sie wird an Astronomen vergeben, die unerwartete vorübergehende Phänomene untersuchen wollen, wie etwa eine Supernova. Nachdem Hubble seine optische Korrektur erhalten hatte, entschied sich [[Robert Williams (Astronom)\|Robert Williams]], der Direktor des [[Space Telescope Science Institute]], im Jahre 1995, einen erheblichen Teil seiner DD-Zeit zu nutzen, um entfernte Galaxien zu untersuchen. Ein Beratungskomitee empfahl die Verwendung der WFPC2, um ein typisches Gebiet des Himmels weitab der [[Milchstraße#Galaktische Scheibe\|galaktischen Scheibe]] auszuwählen und mit mehreren optischen Filtern abzubilden. Eine Arbeitsgruppe wurde gebildet, um das Projekt zu entwickeln und zu realisieren.		Bis zu 10 Prozent der Beobachtungszeit des HST ist als „Director’s Discretionary (DD) Time“ ausgewiesen. Sie wird an Astronomen vergeben, die unerwartete vorübergehende Phänomene untersuchen wollen, wie etwa eine [[Supernova]]. Nachdem Hubble seine optische Korrektur erhalten hatte, entschied sich [[Robert Williams (Astronom)\|Robert Williams]], der Direktor des [[Space Telescope Science Institute]], im Jahre 1995, einen erheblichen Teil seiner DD-Zeit zu nutzen, um entfernte Galaxien zu untersuchen. Ein Beratungskomitee empfahl die Verwendung der WFPC2, um ein typisches Gebiet des Himmels weitab der [[Milchstraße#Galaktische Scheibe\|galaktischen Scheibe]] auszuwählen und mit mehreren optischen Filtern abzubilden. Eine Arbeitsgruppe wurde gebildet, um das Projekt zu entwickeln und zu realisieren.

	== Zielauswahl ==		== Zielauswahl ==
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	== Beobachtung ==		== Beobachtung ==
	[[Datei:Hubble Deep Field observing geometry.svg\|mini\|hochkant=1.1\|links\|Das HDF lag in einer von Hubbles ständigen Beobachtungszonen, wie in diesem Diagramm gezeigt]]		[[Datei:Hubble Deep Field observing geometry.svg\|mini\|hochkant=1.1\|links\|Das HDF lag in einer von Hubbles ständigen Beobachtungszonen, wie in diesem Diagramm gezeigt]]
	Nachdem die zu beobachtende Region ausgewählt war, wurde der Beobachtungsablauf erarbeitet. Eine wichtige Entscheidung war die Wahl der [[Filter (Optik)\|Filter]]. Die WFPC2 ist mit 48 Filtern ausgestattet, darunter Filter, die nur wenige für die Astrophysik interessante [[Emissionslinie]]n 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, Überlappungen der Wellenlängenbereiche der verwendeten Filter so weit wie möglich zu vermeiden.		Nachdem die zu beobachtende Region ausgewählt war, wurde der Beobachtungsablauf erarbeitet. Eine wichtige Entscheidung war die Wahl der [[Filter (Optik)\|Filter]]. Die WFPC2 ist mit 48 Filtern ausgestattet, darunter Filter, die nur wenige für die [[Astrophysik]] interessante [[Emissionslinie]]n 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, Überlappungen der Wellenlängenbereiche der verwendeten Filter so weit wie möglich zu vermeiden.

	Am Ende entschied man sich für vier Breitbandfilter, zentriert um die [[Wellenlänge]]n 300 [[Nanometer\|nm]] (nahe [[Ultraviolettstrahlung\|Ultraviolett]]), 450 nm (blaues Licht), 606 nm (rotes Licht) und 814 nm ([[nahes Infrarot]]). Jedoch ist die [[Quanteneffizienz]] von Hubbles Detektoren bei 300 nm sehr niedrig. Das Rauschen in den Beobachtungen bei diesem Wellenlängenbereich kommt hauptsächlich vom Rauschen des [[CCD-Sensor\|CCD]] und weniger vom Sternenhimmel. Deshalb wurden die Beobachtungen in diesem Wellenlängenbereich dann durchgeführt, wenn starkes Hintergrundrauschen die anderen Bandpässe beeinträchtigt hätte.		Am Ende entschied man sich für vier Breitbandfilter, zentriert um die [[Wellenlänge]]n 300 [[Nanometer\|nm]] (nahe [[Ultraviolettstrahlung\|Ultraviolett]]), 450 nm (blaues Licht), 606 nm (rotes Licht) und 814 nm ([[nahes Infrarot]]). Jedoch ist die [[Quanteneffizienz]] von Hubbles Detektoren bei 300 nm sehr niedrig. Das Rauschen in den Beobachtungen bei diesem Wellenlängenbereich kommt hauptsächlich vom Rauschen des [[CCD-Sensor\|CCD]] und weniger vom Sternenhimmel. Deshalb wurden die Beobachtungen in diesem Wellenlängenbereich dann durchgeführt, wenn starkes Hintergrundrauschen die anderen Bandpässe beeinträchtigt hätte.

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	Die mit vier verschiedenen Farbfiltern aufgenommenen [[schwarz-weiß]]en Originalaufnahmen wurden in der Bildverarbeitung zu einem endgültigen, farblich etwas willkürlichen Farbbild kombiniert, welches dann veröffentlicht wurde. Drei der Ausgangsbilder wurden im Bereich des roten, grünen und blauen Lichtes aufgenommen und stellen die Farbkomponenten des farbigen Bildes dar. Da die Transmissionskurven der Filter, zusammen mit dem spektralen Empfindlichkeitsverlauf der Kamera, nicht genau mit dem spektralen Empfindlichkeitsverlauf 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 eine 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.		Die mit vier verschiedenen Farbfiltern aufgenommenen [[schwarz-weiß]]en Originalaufnahmen wurden in der Bildverarbeitung zu einem endgültigen, farblich etwas willkürlichen Farbbild kombiniert, welches dann veröffentlicht wurde. Drei der Ausgangsbilder wurden im Bereich des roten, grünen und blauen Lichtes aufgenommen und stellen die Farbkomponenten des farbigen Bildes dar. Da die Transmissionskurven der Filter, zusammen mit dem spektralen Empfindlichkeitsverlauf der Kamera, nicht genau mit dem spektralen Empfindlichkeitsverlauf 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 eine 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.

	== ~~Iinhalt~~ des fertigen Bildes ==		== 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 Galaxie\|irreguläre]] als auch [[Spiralgalaxie]]n vorhanden, außerdem ein paar Galaxien mit nur ein paar Pixeln Durchmesser. Insgesamt enthält das HDF weniger als 10 Sterne im Vordergrund. Der weitaus größere Rest sind entfernte Galaxien.		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 Galaxie\|irreguläre]] als auch [[Spiralgalaxie]]n vorhanden, außerdem ein paar Galaxien mit nur ein paar Pixeln Durchmesser. Insgesamt enthält das HDF weniger als 10 Sterne im Vordergrund. Der weitaus größere Rest sind entfernte Galaxien.

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Ghogojbo

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	Die mit vier verschiedenen Farbfiltern aufgenommenen [[schwarz-weiß]]en Originalaufnahmen wurden in der Bildverarbeitung zu einem endgültigen, farblich etwas willkürlichen Farbbild kombiniert, welches dann veröffentlicht wurde. Drei der Ausgangsbilder wurden im Bereich des roten, grünen und blauen Lichtes aufgenommen und stellen die Farbkomponenten des farbigen Bildes dar. Da die Transmissionskurven der Filter, zusammen mit dem spektralen Empfindlichkeitsverlauf der Kamera, nicht genau mit dem spektralen Empfindlichkeitsverlauf 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 eine 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.		Die mit vier verschiedenen Farbfiltern aufgenommenen [[schwarz-weiß]]en Originalaufnahmen wurden in der Bildverarbeitung zu einem endgültigen, farblich etwas willkürlichen Farbbild kombiniert, welches dann veröffentlicht wurde. Drei der Ausgangsbilder wurden im Bereich des roten, grünen und blauen Lichtes aufgenommen und stellen die Farbkomponenten des farbigen Bildes dar. Da die Transmissionskurven der Filter, zusammen mit dem spektralen Empfindlichkeitsverlauf der Kamera, nicht genau mit dem spektralen Empfindlichkeitsverlauf 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 eine 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.

	== ~~Inhalt~~ des fertigen Bildes ==		== Iinhalt 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 Galaxie\|irreguläre]] als auch [[Spiralgalaxie]]n vorhanden, außerdem ein paar Galaxien mit nur ein paar Pixeln Durchmesser. Insgesamt enthält das HDF weniger als 10 Sterne im Vordergrund. Der weitaus größere Rest sind entfernte Galaxien.		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 Galaxie\|irreguläre]] als auch [[Spiralgalaxie]]n vorhanden, außerdem ein paar Galaxien mit nur ein paar Pixeln Durchmesser. Insgesamt enthält das HDF weniger als 10 Sterne im Vordergrund. Der weitaus größere Rest sind entfernte Galaxien.

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Einzelnachweise

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MrBenjo: +Normdaten

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	== Einzelnachweise ==		== Einzelnachweise ==

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			{{Normdaten\|TYP=s\|GND=sh98004348}}

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	[[Datei:Hubble Deep Field location.gif\|mini\|hochkant=1.7\|Das HDF in der Mitte des Bildes mit einem Durchmesser von rund einem [[Winkel\|Grad]] zeigt einen scheinbar leeren Bereich am Himmel]]		[[Datei:Hubble Deep Field location.gif\|mini\|hochkant=1.7\|Das HDF in der Mitte des Bildes mit einem Durchmesser von rund einem [[Winkel\|Grad]] zeigt einen scheinbar leeren Bereich am Himmel]]

	Das auszuwählende Gebiet sollte mehrere Kriterien erfüllen. Es sollte weit weg von der galaktischen Scheibe der [[Milchstraße]] sein, denn der dort befindliche [[Interstellarer Staub\|Staub]] und andere [[Interstellare Materie\|verdunkelnde Materie]] verhindern, dass das schwache Licht von weit entfernten Galaxien die Erde erreichen kann. Weiterhin durfte das Zielgebiet keine Objekte enthalten, die [[Lichtspektrum\|sichtbares Licht]] (wie nahe Sterne), [[Infrarotstrahlung\|Infrarot-]], [[Ultraviolettstrahlung\|Ultraviolett-]] und [[Röntgenstrahlung\|Röntgenstrahlen]] emittieren, um später leichter die Objekte des HDF in anderen Wellenlängenbereichen untersuchen zu können, und die Region sollte in einem Gebiet mit nur dünnem Infrarotzirrus liegen. Letzterer bezeichnet eine diffuse Infrarotemission, die vermutlich von warmem Staub in kalten Wasserstoffwolken ([[H-I-Gebiet]]) stammt.<ref name="Williams1996">{{Literatur \|Autor=R.E. Williams et al. ~~\|Datum=1996~~ \|Titel=The Hubble Deep Field: Observations, Data Reduction, and Galaxy Photometry ~~\|bibcode=1996AJ....112.1335W~~ \|Sammelwerk=The Astronomical Journal \|Band=112 \|Seiten=1335–1389 \|DOI=10.1086/118105 \|~~arXiv~~=~~astro-ph/9607174~~}} </ref>		Das auszuwählende Gebiet sollte mehrere Kriterien erfüllen. Es sollte weit weg von der galaktischen Scheibe der [[Milchstraße]] sein, denn der dort befindliche [[Interstellarer Staub\|Staub]] und andere [[Interstellare Materie\|verdunkelnde Materie]] verhindern, dass das schwache Licht von weit entfernten Galaxien die Erde erreichen kann. Weiterhin durfte das Zielgebiet keine Objekte enthalten, die [[Lichtspektrum\|sichtbares Licht]] (wie nahe Sterne), [[Infrarotstrahlung\|Infrarot-]], [[Ultraviolettstrahlung\|Ultraviolett-]] und [[Röntgenstrahlung\|Röntgenstrahlen]] emittieren, um später leichter die Objekte des HDF in anderen Wellenlängenbereichen untersuchen zu können, und die Region sollte in einem Gebiet mit nur dünnem Infrarotzirrus liegen. Letzterer bezeichnet eine diffuse Infrarotemission, die vermutlich von warmem Staub in kalten Wasserstoffwolken ([[H-I-Gebiet]]) stammt.<ref name="Williams1996">{{Literatur \|Autor=R.E. Williams et al. \|Titel=The Hubble Deep Field: Observations, Data Reduction, and Galaxy Photometry \|Sammelwerk=The Astronomical Journal \|Band=112 \|Datum=1996 \|Seiten=1335–1389 \|arXiv=astro-ph/9607174 \|DOI=10.1086/118105 \|bibcode=1996AJ....112.1335W}}</ref>

	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.<ref name="Williams1996"/> 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 nördlichen Hemisphäre, wie das [[Keck-Observatorium]] und [[Very Large Array]], Nachfolgebeobachtungen durchführen konnten.		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.<ref name="Williams1996" /> 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 nördlichen 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 [[Großer Bär\|Großen Bären]]. Durch einen [[Radiowelle\|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 36 m 44s und der [[Deklination (Astronomie)\|Deklination]] +62° 12′ 58.000″.<ref name="Williams1996"/>		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 [[Großer Bär\|Großen Bären]]. Durch einen [[Radiowelle\|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 36 m 44s und der [[Deklination (Astronomie)\|Deklination]] +62° 12′ 58.000″.<ref name="Williams1996" />

	== Beobachtung ==		== Beobachtung ==
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	[[Kategorie:Kosmologie (Physik)]]		[[Kategorie:Kosmologie (Physik)]]
	[[Kategorie:Foto]]		[[Kategorie:Foto]]
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Weblinks

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	* [http://www.spacetelescope.org/science/deep_fields.html ESA Informationsseite über das HDF]		* [http://www.spacetelescope.org/science/deep_fields.html ESA Informationsseite über das HDF]
	* [http://www.stsci.edu/ftp/science/hdf/hdf.html STScI-Seite mit Informationen über das Bild und nachträglichen Beobachtungen]		* [http://www.stsci.edu/ftp/science/hdf/hdf.html STScI-Seite mit Informationen über das Bild und nachträglichen Beobachtungen]
			* Fabio Pacucci: [https://www.spektrum.de/news/was-deep-field-aufnahmen-ueber-den-kosmos-verraten/2099424 ''Die Faszination der Leere''] in [[Spektrum.de]] vom 15. Februar 2023

	== Einzelnachweise ==		== Einzelnachweise ==

95.223.68.95: /* Konzept */ link zu robert williams korrigiert

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Konzept: link zu robert williams korrigiert

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	Seit der Spiegelkorrektur während der [[Space Shuttle\|Space-Shuttle]]-Mission [[STS-61]] 1993 können exzellente Bilder gemacht werden, um so immer weiter entfernte und lichtschwächere 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 Untersuchungen naher Galaxien durchgeführt, die man schon von der Beobachtung mit Teleskopen auf der Erde kannte. All diese Untersuchungen zeigten, dass es wichtige Unterschiede zwischen den Eigenschaften der heutigen Galaxien und den Galaxien gibt, die vor Milliarden Jahren existierten.		Seit der Spiegelkorrektur während der [[Space Shuttle\|Space-Shuttle]]-Mission [[STS-61]] 1993 können exzellente Bilder gemacht werden, um so immer weiter entfernte und lichtschwächere 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 Untersuchungen naher Galaxien durchgeführt, die man schon von der Beobachtung mit Teleskopen auf der Erde kannte. All diese Untersuchungen zeigten, dass es wichtige Unterschiede zwischen den Eigenschaften der heutigen Galaxien und den Galaxien gibt, die vor Milliarden Jahren existierten.

	Bis zu 10 Prozent der Beobachtungszeit des HST ist als „Director’s Discretionary (DD) Time“ ausgewiesen. Sie wird an Astronomen vergeben, die unerwartete vorübergehende Phänomene untersuchen wollen, wie etwa eine Supernova. Nachdem Hubble seine optische Korrektur erhalten hatte, entschied sich [[Robert Williams (~~Astrophysiker~~)\|Robert Williams]], der Direktor des [[Space Telescope Science Institute]], im Jahre 1995, einen erheblichen Teil seiner DD-Zeit zu nutzen, um entfernte Galaxien zu untersuchen. Ein Beratungskomitee empfahl die Verwendung der WFPC2, um ein typisches Gebiet des Himmels weitab der [[Milchstraße#Galaktische Scheibe\|galaktischen Scheibe]] auszuwählen und mit mehreren optischen Filtern abzubilden. Eine Arbeitsgruppe wurde gebildet, um das Projekt zu entwickeln und zu realisieren.		Bis zu 10 Prozent der Beobachtungszeit des HST ist als „Director’s Discretionary (DD) Time“ ausgewiesen. Sie wird an Astronomen vergeben, die unerwartete vorübergehende Phänomene untersuchen wollen, wie etwa eine Supernova. Nachdem Hubble seine optische Korrektur erhalten hatte, entschied sich [[Robert Williams (Astronom)\|Robert Williams]], der Direktor des [[Space Telescope Science Institute]], im Jahre 1995, einen erheblichen Teil seiner DD-Zeit zu nutzen, um entfernte Galaxien zu untersuchen. Ein Beratungskomitee empfahl die Verwendung der WFPC2, um ein typisches Gebiet des Himmels weitab der [[Milchstraße#Galaktische Scheibe\|galaktischen Scheibe]] auszuwählen und mit mehreren optischen Filtern abzubilden. Eine Arbeitsgruppe wurde gebildet, um das Projekt zu entwickeln und zu realisieren.

	== Zielauswahl ==		== Zielauswahl ==

R*elation: formulierung; ergänzung; +link

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	[[Datei:HubbleDeepField.800px.jpg\|mini\|hochkant=1.7\|Das Hubble Deep Field]]		[[Datei:HubbleDeepField.800px.jpg\|mini\|hochkant=1.7\|Das Hubble Deep Field]]

	'''Hubble Deep Field''' ('''HDF'''), auch '''Hubble-Tiefenfeld''', ist ein ~~Bild~~ eines kleinen Teils des [[~~Himmelskugel\|Sternenhimmels~~]], ~~das~~ im Dezember 1995 mit ~~dem [[Hubble-Weltraumteleskop]] mit~~ maximaler ~~damals~~ technisch möglicher [[Auflösung (Fotografie)\|Auflösung]] ~~aufgenommen~~ ~~wurde.~~ ~~Der~~ ~~ausgewählte~~ Bereich des Himmels ~~enthält~~ nur wenige ~~nahe~~ [[Stern]]e und ~~andere~~ ~~nahe~~ ~~Objekte~~, sodass weit ~~entfernte~~ [[Galaxie]]n bis zu einer Entfernung von etwa 12 Milliarden [[Lichtjahr]]en beobachtet werden ~~konnten~~. ~~Das~~ Hubble Deep Field ~~ermöglicht~~ so die Untersuchung der Entwicklung von Galaxien im frühen Universum.		'''Hubble Deep Field''' ('''HDF'''), auch '''Hubble-Tiefenfeld''', ist ein mit dem [[Hubble-Weltraumteleskop]] erstelltes Gesamtbild eines recht kleinen Teils des [[Sternenhimmel]]s, aufgenommen im Dezember 1995 mit damals maximaler technisch möglicher [[Auflösung (Fotografie)\|Auflösung]]. Ausgewählt für das Tiefenfeld wurde ein Bereich des Himmels, der nur wenige verhältnismäßig „nahe“ [[Stern]]e und Objekte der [[Milchstraße]] enthält, sodass Licht von weit entfernten [[Galaxie]]n bis zu einer Entfernung von etwa 12 Milliarden [[Lichtjahr]]en gut beobachtet werden konnte. Die Aufnahmen des '' Hubble Deep Field'' ermöglichen damit die Untersuchung der Entwicklung von Galaxien im frühen Universum.

	== Hintergrund ==		== Hintergrund ==

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	Für das Hubble Deep Field wurde ein Bereich im [[Großer Bär\|Großen Bären]] ausgewählt, der relativ frei von störenden Sichteinflüssen und umgebenden hellen Sternen ist. Das Gebiet hat eine Kantenlänge von 144 [[Bogensekunde]]n, das ist in etwa der Winkel, unter dem ein Tennisball in 100 [[Meter\|m]] Entfernung erscheint. Das Bild ist eine Überlagerung von 342 Einzelbildern, die mit der [[Hubble-Weltraumteleskop#Wide Field/Planetary Camera 2 (WFPC2)\|Wide Field and Planetary Camera 2]] (WFPC2) des Hubble-Weltraumteleskops im Verlauf von zehn Tagen, zwischen dem 18. und 28. Dezember 1995, aufgenommen wurden.		Für das Hubble Deep Field wurde ein Bereich im [[Großer Bär\|Großen Bären]] ausgewählt, der relativ frei von störenden Sichteinflüssen und umgebenden hellen Sternen ist. Das Gebiet hat eine Kantenlänge von 144 [[Bogensekunde]]n, das ist in etwa der Winkel, unter dem ein Tennisball in 100 [[Meter\|m]] Entfernung erscheint. Das Bild ist eine Überlagerung von 342 Einzelbildern, die mit der [[Hubble-Weltraumteleskop#Wide Field/Planetary Camera 2 (WFPC2)\|Wide Field and Planetary Camera 2]] (WFPC2) des Hubble-Weltraumteleskops im Verlauf von zehn Tagen, zwischen dem 18. und 28. Dezember 1995, aufgenommen wurden.

	Das Gebiet ist so klein, dass sich darin nur wenige Sterne der [[Milchstraße]] befinden. Alle anderen Objekte sind Galaxien, darunter die nach dem Urknall jüngsten und deshalb am weitesten entfernten, die man bis dahin beobachtet hatte. Da so viele sehr junge Galaxien gefunden wurden, ist das HDF ein Meilenstein in der [[Kosmologie\|Erforschung des frühen Universums]] und wurde zur Quelle von fast 400 wissenschaftlichen Artikeln.		Das Gebiet ist so klein, dass sich darin nur wenige Sterne der [[Milchstraße]] befinden. Alle anderen Objekte sind Galaxien, darunter die nach dem [[Urknall]] jüngsten und deshalb am weitesten entfernten, die man bis dahin beobachtet hatte. Da so viele sehr junge Galaxien gefunden wurden, ist das HDF ein Meilenstein in der [[Kosmologie\|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 [[Homogenität\|homogen]] und [[isotrop]] ist und dass sich die [[Erde]] in keinem speziellen Gebiet des Universums befindet (das [[Kosmologisches Prinzip\|kosmologische Prinzip]]). 2004 wurde ein weiteres Bild veröffentlicht, genannt [[Hubble Ultra Deep Field]], welches mit einer Belichtungszeit von 11,3 Tagen im sichtbaren Licht nochmals tiefer ins Universum hineinblickt. Den bisher tiefsten Blick in das Universum gewährt das 2012 herausgegebene Bild [[Hubble Extreme Deep Field]] mit einer Belichtungszeit von 23,1 Tagen.		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 [[Homogenität\|homogen]] und [[isotrop]] ist und dass sich die [[Erde]] in keinem speziellen Gebiet des Universums befindet (das [[Kosmologisches Prinzip\|kosmologische Prinzip]]). 2004 wurde ein weiteres Bild veröffentlicht, genannt [[Hubble Ultra Deep Field]], welches mit einer Belichtungszeit von 11,3 Tagen im sichtbaren Licht nochmals tiefer ins Universum hineinblickt. Den bisher tiefsten Blick in das Universum gewährt das 2012 herausgegebene Bild [[Hubble Extreme Deep Field]] mit einer Belichtungszeit von 23,1 Tagen.
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	Seit der Spiegelkorrektur während der [[Space Shuttle\|Space-Shuttle]]-Mission [[STS-61]] 1993 können exzellente Bilder gemacht werden, um so immer weiter entfernte und lichtschwächere 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 Untersuchungen naher Galaxien durchgeführt, die man schon von der Beobachtung mit Teleskopen auf der Erde kannte. All diese Untersuchungen zeigten, dass es wichtige Unterschiede zwischen den Eigenschaften der heutigen Galaxien und den Galaxien gibt, die vor Milliarden Jahren existierten.		Seit der Spiegelkorrektur während der [[Space Shuttle\|Space-Shuttle]]-Mission [[STS-61]] 1993 können exzellente Bilder gemacht werden, um so immer weiter entfernte und lichtschwächere 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 Untersuchungen naher Galaxien durchgeführt, die man schon von der Beobachtung mit Teleskopen auf der Erde kannte. All diese Untersuchungen zeigten, dass es wichtige Unterschiede zwischen den Eigenschaften der heutigen Galaxien und den Galaxien gibt, die vor Milliarden Jahren existierten.

	Bis zu 10 Prozent der Beobachtungszeit des HST ist als „Director’s Discretionary (DD) Time“ ausgewiesen. Sie wird an Astronomen vergeben, die unerwartete vorübergehende Phänomene untersuchen wollen, wie etwa eine Supernova. Nachdem Hubble seine optische Korrektur erhalten hatte, entschied sich [[Robert Williams (Astronom)\|Robert Williams]], der Direktor des [[Space Telescope Science Institute]], im Jahre 1995, einen erheblichen Teil seiner DD-Zeit zu nutzen, um entfernte Galaxien zu untersuchen. Ein Beratungskomitee empfahl die Verwendung der WFPC2, um ein typisches Gebiet des Himmels weitab der [[Milchstraße#Galaktische Scheibe\|galaktischen Scheibe]] auszuwählen und mit mehreren optischen Filtern abzubilden. Eine Arbeitsgruppe wurde gebildet, um das Projekt zu entwickeln und zu realisieren.		Bis zu 10 Prozent der Beobachtungszeit des HST ist als „Director’s Discretionary (DD) Time“ ausgewiesen. Sie wird an Astronomen vergeben, die unerwartete vorübergehende Phänomene untersuchen wollen, wie etwa eine [[Supernova]]. Nachdem Hubble seine optische Korrektur erhalten hatte, entschied sich [[Robert Williams (Astronom)\|Robert Williams]], der Direktor des [[Space Telescope Science Institute]], im Jahre 1995, einen erheblichen Teil seiner DD-Zeit zu nutzen, um entfernte Galaxien zu untersuchen. Ein Beratungskomitee empfahl die Verwendung der WFPC2, um ein typisches Gebiet des Himmels weitab der [[Milchstraße#Galaktische Scheibe\|galaktischen Scheibe]] auszuwählen und mit mehreren optischen Filtern abzubilden. Eine Arbeitsgruppe wurde gebildet, um das Projekt zu entwickeln und zu realisieren.

	== Zielauswahl ==		== Zielauswahl ==
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	== Beobachtung ==		== Beobachtung ==
	[[Datei:Hubble Deep Field observing geometry.svg\|mini\|hochkant=1.1\|links\|Das HDF lag in einer von Hubbles ständigen Beobachtungszonen, wie in diesem Diagramm gezeigt]]		[[Datei:Hubble Deep Field observing geometry.svg\|mini\|hochkant=1.1\|links\|Das HDF lag in einer von Hubbles ständigen Beobachtungszonen, wie in diesem Diagramm gezeigt]]
	Nachdem die zu beobachtende Region ausgewählt war, wurde der Beobachtungsablauf erarbeitet. Eine wichtige Entscheidung war die Wahl der [[Filter (Optik)\|Filter]]. Die WFPC2 ist mit 48 Filtern ausgestattet, darunter Filter, die nur wenige für die Astrophysik interessante [[Emissionslinie]]n 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, Überlappungen der Wellenlängenbereiche der verwendeten Filter so weit wie möglich zu vermeiden.		Nachdem die zu beobachtende Region ausgewählt war, wurde der Beobachtungsablauf erarbeitet. Eine wichtige Entscheidung war die Wahl der [[Filter (Optik)\|Filter]]. Die WFPC2 ist mit 48 Filtern ausgestattet, darunter Filter, die nur wenige für die [[Astrophysik]] interessante [[Emissionslinie]]n 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, Überlappungen der Wellenlängenbereiche der verwendeten Filter so weit wie möglich zu vermeiden.

	Am Ende entschied man sich für vier Breitbandfilter, zentriert um die [[Wellenlänge]]n 300 [[Nanometer\|nm]] (nahe [[Ultraviolettstrahlung\|Ultraviolett]]), 450 nm (blaues Licht), 606 nm (rotes Licht) und 814 nm ([[nahes Infrarot]]). Jedoch ist die [[Quanteneffizienz]] von Hubbles Detektoren bei 300 nm sehr niedrig. Das Rauschen in den Beobachtungen bei diesem Wellenlängenbereich kommt hauptsächlich vom Rauschen des [[CCD-Sensor\|CCD]] und weniger vom Sternenhimmel. Deshalb wurden die Beobachtungen in diesem Wellenlängenbereich dann durchgeführt, wenn starkes Hintergrundrauschen die anderen Bandpässe beeinträchtigt hätte.		Am Ende entschied man sich für vier Breitbandfilter, zentriert um die [[Wellenlänge]]n 300 [[Nanometer\|nm]] (nahe [[Ultraviolettstrahlung\|Ultraviolett]]), 450 nm (blaues Licht), 606 nm (rotes Licht) und 814 nm ([[nahes Infrarot]]). Jedoch ist die [[Quanteneffizienz]] von Hubbles Detektoren bei 300 nm sehr niedrig. Das Rauschen in den Beobachtungen bei diesem Wellenlängenbereich kommt hauptsächlich vom Rauschen des [[CCD-Sensor\|CCD]] und weniger vom Sternenhimmel. Deshalb wurden die Beobachtungen in diesem Wellenlängenbereich dann durchgeführt, wenn starkes Hintergrundrauschen die anderen Bandpässe beeinträchtigt hätte.