„Hubble Deep Field“ – Versionsunterschied
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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.
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.
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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.
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 ==
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== 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]]
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.
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