허블 딥 필드

Hubble Deep Field

좌표:Sky map 12h 36m 49.4s, +62° 12′ 58″

허블 딥 필드

허블 딥 필드(HDF)는 허블 우주망원경의 일련의 관측으로 만들어진 우르사 메이저 별자리에 있는 작은 지역의 이미지다.그것은 100미터 거리에서 테니스 공과 같은 각도 크기인 전체 하늘의 약 2,400만분의 1인 측면 약 2.6 아크 분에 걸쳐 있다.[1]이 이미지는 1995년 12월 18일부터 28일까지 10일 연속 우주 망원경의 광야와 행성 카메라 2로 찍은 342개의 개별 노출로부터 조립되었다.[2][3]

이 영역은 너무 작아서 은하수 안에 몇 개의 전경을 이루는 별들만이 존재하기 때문에, 이미지의 거의 모든 3,000개의 물체는 은하인데, 그 중 일부는 가장 어리고 가장 멀리 알려져 있다.그렇게 많은 수의 매우 어린 은하들을 드러내면서 HDF는 초기 우주의 연구에서 획기적인 이미지가 되었다.

HDF 관측 후 3년 후, 남반구의 한 지역이 비슷한 방식으로 이미지화되었고 허블 심층장 남쪽에 이름을 붙였다.두 지역의 유사성은 우주가 큰 규모에 비해 균일하며 지구가 우주의 전형적인 지역(우주론 원리)을 차지하고 있다는 믿음을 강화시켰다.더 넓지만 얕은 조사는 대관측소 기원의 심층 조사의 일환으로 이루어졌다.2004년에 허블 초심장(HUDF)이라고 알려진 더 깊은 이미지는 몇 달간의 빛 노출로부터 만들어졌다.HUDF 이미지는 당시 가시 파장에서 만들어진 가장 민감한 천문학적 이미지였으며, 2012년 허블 eXtreme Deep Field(XDF)가 출시될 때까지 그렇게 남아 있었다.

구상

수정 광학 장치가 설치된 후 허블의 영상 기능이 획기적으로 개선되면서 먼 은하계의 매우 깊은 이미지를 얻으려는 시도가 장려되었다.

허블우주망원경을 설계한 천문학자들의 핵심 목표 중 하나는 높은 광학적 해상도를 이용해 먼 은하계를 지상에서 불가능한 세부적인 수준으로 연구하는 것이었다.대기권 위에 위치한 허블 망원경은 대기권 상공을 피하여 시야 제한형 지상 망원경으로 얻을 수 있는 것보다 더 민감한 가시광선 및 자외선 영상을 찍을 수 있다(가시적 파장에서 우수한 적응 광학 교정이 가능해지면 10m 지상 망원경이 경쟁력을 가질 수 있다).비록 이 망원경의 거울은 1990년 망원경이 발사되었을 때 구형 이상에 시달렸지만, 그것은 여전히 이전에 얻을 수 있었던 것보다 더 먼 은하들의 이미지를 촬영하는 데 사용될 수 있었다.빛이 아주 먼 은하로부터 지구에 도달하는 데 수십억 년이 걸리기 때문에, 우리는 그들을 수십억 년 전의 모습 그대로 본다. 따라서 그러한 연구의 범위를 점점 더 먼 은하로 확장하면 그들이 어떻게 진화하는지 더 잘 이해할 수 있다.[2]

1993년 우주왕복선 임무 STS-61에서 구면 일탈이 보정된 후, 망원경의 개선된 영상 기능은 점점 멀어지고 희미한 은하계를 연구하기 위해 사용되었다.[4]MDS(Medium Deep Survey)는 WFPC2(Wide Field and Planetic Camera 2)를 사용하여 다른 계측기가 예정된 관찰에 사용되는 동안 무작위 필드의 심층 영상을 촬영했다.동시에 다른 전용 프로그램들은 지상 관측을 통해 이미 알려진 은하계에 초점을 맞췄다.이 모든 연구는 오늘날 은하의 특성과 수십억년 전에 존재했던 은하 사이의 상당한 차이를 보여주었다.[5]

HST의 관측 시간의 최대 10%를 이사 재량(DD) 시간으로 지정하며, 일반적으로 초신성과 같은 예기치 않은 과도현상을 연구하고자 하는 천문학자에게 수여한다.일단 허블 망원경의 교정 광학 장치가 잘 작동하고 있는 것으로 보이자, 당시 우주 망원경 과학 연구소 소장이었던 로버트 윌리엄스는 1995년 동안 DD 시간의 상당 부분을 먼 은하 연구에 바치기로 결정했다.특별 연구소의 자문 위원회는 WFPC2를 몇 개의 광학 필터를 사용하여 높은 은하 위도에서 "일반적인" 하늘의 조각을 이미지화하는 데 사용할 것을 권고했다.그 프로젝트를 개발하고 시행하기 위한 실무진이 설치되었다.[6]

대상선택

HDF는 이 그림의 중심에 있다.지구에서 본 달은 이 이미지의 약 4분의 1을 채울 것이다.

몇 가지 기준을 충족하는 데 필요한 관찰에 대해 선택한 필드.은하 원반의 평면에 있는 먼지와 가려움 물질이 낮은 은하 위도에서 멀리 떨어진 은하의 관측을 방해하기 때문에 은하 위도가 높을 수밖에 없었다.대상 장은 알려진 가시광선(예: 전경 별)과 적외선, 자외선 및 X선 방출의 밝은 선원을 피해야 하며, 심층부에 있는 물체의 많은 파장에서 나중의 연구를 용이하게 할 수 있었고, 또한, 또한 다음과 같이 생각되는 확산성, 와이즈성 적외선 방출인 낮은 배경 적외선 '순환'이 있는 지역에 있어야 했다.수소 가스(H I 지역)의 시원한 구름 속의 따뜻한 먼지 알갱이에 의해 발생한다.[6]

이러한 기준은 잠재적 대상 지역의 분야를 제한했다.허블의 궤도 중 지구나 달에 의해 가려지지 않는 하늘의 영역인 허블의 '연속 시야 지역'(CVZ)에 표적이 있어야 한다고 결정했다.[6]워킹그룹은 펙 망원경, 키트피크 국립 천문관측망원경, 초거대배열망원경(VLA) 등 북반구 망원경이 후속 관측을 할 수 있도록 북반구 CVZ에 집중하기로 했다.[7]

이 기준을 만족하는 20개 필드가 초기에 확인되었고, 이 중에서 우르사장 별자리 내에서 3개의 최적 후보 필드가 선택되었다.VLA와의 무선 스냅샷 관찰은 밝은 무선 소스를 포함하고 있기 때문에 이러한 필드 중 하나를 배제했으며, 나머지 두 필드 사이의 최종 결정은 필드 근처의 가이드 스타의 가용성에 기초하여 이루어졌다.허블 관측에는 일반적으로 망원경의 미세한 유도 센서가 노출 중에 잠길 수 있는 한 쌍의 근처의 항성이 필요하지만 HDF 관측의 중요성을 감안할 때 작업 그룹은 두 번째 백업 안내 별 세트가 필요했다.결국 선택된 필드는 12 36hm 49.4의s 우측 상승과 +62° 12° 58°[6][7]의 하강에 위치하며, 폭은 약 2.6 아크분 또는 달의 폭 1/12이다.[2][8]면적은 대략 하늘 전체 면적의 1/24,000,000,000이다.

관측치

HDF는 이 다이어그램에서 볼 수 있듯이 허블의 북쪽 연속 보기 영역에 있었다.
HDF와 2004 허블 Ultra-Deep 필드의 비교 샘플링 거리를 나타낸 다이어그램

일단 분야를 선택했으면 관찰 전략을 개발해야 했다.WFPC2는 천체물리학적 관심의 특정 방출선을 분리하는 협대역 필터와 별과 은하의 색상을 연구하는 데 유용한 광대역 필터를 포함하여 48개의 필터를 장착했다.HDF에 사용할 필터 선택은 각 필터의 '투과' 즉 투과가 허용하는 총 빛의 비율과 사용 가능한 스펙트럼 범위에 따라 결정된다.밴드패스가 가능한 한 적게 겹치는 필터가 바람직했다.[6]

결국 300nm(근파선), 450nm(파란색 조명), 606nm(적색 조명), 814nm(근적외선)의 파장을 중심으로 4개의 광대역 필터를 선택했다.300nm 파장의 허블 검출기의 양자 효율은 상당히 낮기 때문에 이 파장의 관측 소음은 주로 하늘 배경보다는 CCD 소음에 기인한다. 따라서 높은 배경 소음이 다른 통과 대역의 관측 효율을 해칠 수 있는 때에 이러한 관측을 실시할 수 있다.[6]

1995년 12월 18일과 28일 사이에 허블이 지구 궤도를 약 150번 돌았을 때, 선택된 필터의 대상 영역의 342개의 이미지가 촬영되었다.각 파장의 총 피폭 시간은 42.7시간(300nm), 33.5시간(450nm), 30.3시간(606nm), 34.3시간(814nm)으로 개별 피폭 342개로 나누어 CCD 검출기를 타격할 때 밝은 줄무늬가 나타나게 했다.다른 계측기의 후속 관측을 돕기 위해 측면 영역을 짧게 노출하기 위해 10개의 허블 궤도를 추가로 사용했다.[6]

데이터 처리

최종 버전을 구성하는 데 사용되는 4개 파장의 각 파장에서 약 14아크초의 HDF 섹션: 300nm(좌측 상단), 450nm(우측 상단), 606nm(좌측 하단), 814nm(우측 하단)

각각의 파장에서 최종 결합 이미지를 생성하는 것은 복잡한 과정이었다.노출 중 우주선 충격으로 인한 밝은 픽셀은 동일한 길이의 피폭을 차례로 비교하고, 한 노출에서 우주선의 영향을 받은 픽셀을 식별하여 제거했다.원래 이미지에는 우주 파편과 인공위성의 자국이 남아 있었고, 조심스럽게 제거되었다.[6]

데이터 프레임의 약 4분의 1에서 지구로부터의 산란된 빛이 선명하게 나타나 이미지에 가시적인 "X" 패턴을 만들었다.이는 산란된 빛에 의해 영향을 받는 이미지를 취하여 영향을 받지 않는 이미지와 정렬하고 영향을 받지 않는 이미지를 제거하였다.결과 영상이 평활화되었고, 밝은 프레임에서 뺄 수 있었다.이 절차는 영향을 받은 영상에서 산란된 빛을 거의 모두 제거했다.[6]

342개의 개별 영상을 우주선 적중으로 세척하고 산란된 빛에 대해 보정하면 결합해야 했다.HDF 관측에 참여한 과학자들은 '드라이즐링(drizzling)'이라는 기술을 개척했는데, 이 기술을 통해 망원경의 포인팅은 일련의 노출 사이에 미세하게 변화되었다.WFPC2 CCD 칩의 각 픽셀은 가로로 0.09아크초의 하늘 영역을 기록했지만, 망원경이 가리키는 방향을 노출 사이의 방향보다 작게 변경함으로써 결과 영상을 정교한 영상 처리 기법을 사용하여 결합하여 이 값보다 나은 최종 각도 분해능을 산출했다.각 파장에서 생성된 HDF 영상은 최종 픽셀 크기가 0.03985아크초였다.[6]

데이터 처리로 각 파장에 하나씩 4개의 단색 이미지(300nm, 450nm, 606nm, 814nm)가 생성되었다.[9]한 이미지는 빨간색(814nm), 두 번째는 녹색(606nm), 세 번째는 파란색(450nm)으로 지정됐으며 세 개의 이미지를 조합해 컬러 이미지를 부여했다.[3]이미지가 촬영된 파장은 적색, 녹색, 청색의 파장과 일치하지 않기 때문에 최종 이미지의 색상은 이미지에 있는 은하의 실제 색상을 대략적으로 나타낼 뿐이다; HDF(및 대부분의 허블 이미지)를 위한 필터 선택은 주로 최대화되도록 설계되었다.인간의 눈이 실제로 지각하는 것에 해당하는 색상을 창조하는 것보다 관찰의 과학적 [9]유용성

내용물

1996년 1월 미국천문학회 회의에서 최종 영상이 공개되었고,[10] 멀고 희미한 은하계가 많이 보였다.약 3,000개의 구별되는 은하가 이미지에서 확인될 수 있는데,[11] 이 분야의 일부 은하는 단지 몇 픽셀의 가로에 불과하지만 불규칙한 은하와 나선은하 둘 다 선명하게 보인다.전체적으로, HDF는 20개 미만의 은하계 전경을 가진 별들을 포함하고 있는 것으로 생각된다; 단연코 이 분야의 대부분의 물체는 먼 은하계들이다.[12]

HDF에는 약 50개의 파란 점 모양의 물체가 있다.많은 은하들이 근처의 은하계와 연관되어 있는 것으로 보이며, 은하계는 쇠사슬과 호를 형성하고 있다. 이것들은 강한 항성 형성의 지역일 가능성이 있다.다른 사람들은 멀리 떨어진 퀘이사일지도 모른다.천문학자들은 처음에 점처럼 생긴 물체들 중 일부가 백색 왜성일 가능성을 배제했는데, 이는 백색 왜성들이 당시 널리 퍼져 있던 백색 왜성 진화의 이론과 일치하기에는 너무 파랗기 때문이다.그러나, 더 최근의 연구는 많은 백색 난쟁이들이 나이가 들면서 점점 더 파랗게 된다는 것을 발견했고, HDF가 백색 난쟁이를 포함할지도 모른다는 생각에 지지를 보냈다.[13]

과학적 결과

HDF의 세부 사항은 먼 우주에서 발견되는 다양한 은하 모양, 크기, 색상을 보여준다.
ALMA와 허블이 찍은 심층 현장 이미지.[14]

HDF 데이터는 우주론자들이 분석하기에 매우 풍부한 자료를 제공했으며 2014년 말 이미지와 관련된 과학 논문은 900개 이상의 인용문을 받았다.[15]가장 근본적인 발견 중 하나는 적색 편향 값이 높은 많은 은하수의 발견이었다.

우주가 팽창함에 따라, 허블 흐름이라고 불리는, 더 많은 먼 물체들이 지구로부터 더 빨리 물러난다.아주 먼 은하에서 나오는 빛은 우주적 적색 변형에 의해 크게 영향을 받는다.적색 편향이 높은 퀘이사는 알려져 있었지만, HDF 영상이 제작되기 전에는 적색 편차가 1개보다 큰 은하는 거의 알려져 있지 않았다.[10]그러나 HDF는 약 120억 광년 거리에 해당하는 6개의 높은 적색 편차를 가진 많은 은하들을 포함하고 있었다.적색편향으로 인해 HDF(Lyman-break 은하)에서 가장 멀리 떨어져 있는 물체는 허블 이미지에서는 실제로 보이지 않는다; 그것들은 지상 망원경에 의해 더 긴 파장으로 촬영된 HDF의 이미지에서만 감지될 수 있다.[16]제임스 웹 우주 망원경을 위해 계획된 첫 번째 관측 중 하나는 허블 초심장의 중간 적외선 이미지다.[17]

HDF 은하는 지역 우주보다 교란되고 불규칙한 은하의 비율이 훨씬 더 많았다;[10] 은하의 충돌과 합치는 오늘날보다 훨씬 작았기 때문에 젊은 우주에서 더 흔했다.거대한 타원형 은하는 나선과 불규칙한 은하가 충돌할 때 형성된다고 여겨진다.

진화의 서로 다른 단계에 있는 은하의 풍부함은 또한 천문학자들이 우주의 수명 동안 별 생성 속도의 변화를 추정할 수 있게 해주었다.HDF 은하의 적색변형 추정치는 다소 조잡하지만, 천문학자들은 항성생성이 80억~100억년 전 최대 속도로 발생했고, 그 이후 약 10배 정도 감소했다고 믿고 있다.[18]

HDF에서 나온 또 다른 중요한 결과는 극소수의 전광 스타들이 존재하는 것이었다.천문학자들은 수년 동안 암흑 물질의 본질에 대해 골똘히 생각해 왔었는데, 질량은 감지할 수 없을 것 같지만 어떤 관측 결과가 우주 전체 물질의 약 85%를 질량으로 구성한다는 것을 암시하는 질량이었다.[19]한 가지 이론은 암흑 물질이 별난 적색 왜성이나 은하 외부의 행성들과 같은 기이하지만 거대한 물체인 거대 천체물리학 콤팩트 헤일로 물체들로 구성될 수 있다는 것이었다.[20]그러나 HDF는 우리 은하의 바깥 부분에 적색 왜성이 많지 않다는 것을 보여주었다.[10][12]

다요량 후속 조치

HDF는 스피처 우주 망원경에 의해 이미징되었다.상단 세그먼트는 필드의 전경 객체를 나타내고, 하단에는 전경 객체를 제거한 배경이 표시된다.

매우 높은 적색변형물(Lyman-break 은하)은 가시광선에서는 볼 수 없으며 일반적으로 HDF의 적외선 또는 서브밀리미터 파장 조사에서는 검출된다.[16]적외선 우주 관측소(ISO)를 통해 관측된 결과 광학 영상에 보이는 13개 은하에서 적외선 방출이 나타났으며, 이는 강렬한 별 형성과 관련된 많은 양의 먼지로 인한 것으로 나타났다.[21]스피처 우주 망원경으로 적외선 관측도 이뤄졌다.[22]제임스 서커스 맥스웰 망원경에서 스쿠버를 통해 이 분야의 하위 밀리미터 관측은 매우 낮은 해상도로 처음에는 5개의 선원을 탐지했다.[11]하와이에 있는 스바루 망원경으로도 관측되었다.[23]

찬드라 X선 관측소의 X선 관측 결과 HDF에서 6개의 선원이 나왔으며, 이는 푸른 빛 배출을 흡수하는 먼 은하로 추정되는 먼 은하로 추정되는 먼 은하로 추정되는 3개의 타원형 은하, 1개의 나선 은하, 1개의 은하, 1개의 활성 은하핵, 1개의 물체와 일치하는 것으로 밝혀졌다.[24]

VLA를 이용해 촬영한 지상 무선 영상에는 HDF의 7개 무선 소스가 공개되었는데, 모두 광학 영상에서 볼 수 있는 은하에 해당된다.[25]이 필드는 또한 웨스터보크 합성 전파 망원경과 1.4GHz의 MERLIN 전파 망원경을 가지고 조사되었다;[26][27] 3.5와 20cm의 파장으로 만들어진 VLA와 MERLIN 지도의 조합은 HDF-N 필드에서 16개의 전파원을 배치했고, 그 외측 필드에서 더 많은 전파원을 배치했다.[11]이 분야의 일부 개별 소스의 무선 이미지는 허블 지도보다 해상도가 높은 1.6GHz의 유럽 VLBI 네트워크로 만들어졌다.[28]

후속 HST 관측치

허블 딥 필드 남부는 원래의 HDF와 매우 유사하게 생겼으며, 우주 원리를 보여준다.
허블 초심장(Hubble Ultra-Deep Field)은 이를 더욱 확증한다.

남반구의 HDF 상대는 1998년에 HDF-남방(HDF-S)이 만들어졌다.[29]유사한 관찰 전략을 사용하여 만들어진 HDF-S는 원래의 HDF와 외관이 매우 유사했다.[29][30]이것은 가장 큰 규모에서 우주는 동질적이라는 우주론적 원리를 뒷받침한다.The HDF-S survey used the Space Telescope Imaging Spectrograph (STIS) and the Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer (NICMOS) instruments installed on the HST in 1997; the region of the original Hubble Deep Field (HDF-N) has since been re-observed several times using WFPC2, as well as by the NICMOS and STIS instruments.[8][11]HDF-N의 1기 및 2기초 관측치를 비교하여 몇 가지 초신성 이벤트가 검출되었다.[11]

보다 광범위한 조사가 Great Observatory Origines Deep Survey의 일환으로 수행되었다; 그 후 2012년에 허블 eXtreme Deep Field가 완성되기 전까지 수년간[31] 가장 민감한 광학 심층 이미지였던 허블 초심장(Ultra-Deep Field)[32]을 만들기 위해 더 오랫동안 관찰되었다.익스트림 딥 필드(XDF)의 영상은 2012년 9월 26일 다수의 언론사에 공개되었다.XDF에 공개된 이미지들은 빅뱅 이후 처음 5억년 동안 형성된 것으로 여겨지는 은하들을 보여준다.[33][34]

참고 항목

참고 및 참조

  1. ^ Clark, Stuart (2011). The Big Questions The Universe. Hachette UK. p. 69. ISBN 978-1-84916-609-6.
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참고 문헌 목록

외부 링크

위키미디어 커먼스의 허블 딥 필드 관련 매체