ハッブルディープフィールド

ハッブル・ディープ・フィールド（HDF ）は、ハッブル宇宙望遠鏡による一連の観測から構築された、おおぐま座の 小さな領域の画像です。一辺が約2.6分角の領域をカバーしており、これは全天の約2400万分の1に相当し、角度で言えば100メートルの距離にあるテニスボールの大きさに相当します。 ^{[1]この画像は、1995年12月18日から28日までの10日間連続で}、宇宙望遠鏡の広視野惑星カメラ2で撮影された342枚の個別の露出画像から構成されています。^{[2] [3]}

この視野は非常に小さく、その中には天の川銀河の前景の星がわずかしか存在しない。そのため、画像内の 3,000 個の物体のほぼすべてが銀河であり、その中には知られている中で最も若く、最も遠い銀河もいくつかある。このように非常に多くの若い銀河を明らかにした HDF は、初期宇宙の研究における画期的な画像となった。

HDF観測から3年後、南天半球の領域が同様の方法で撮影され、ハッブル・ディープ・フィールド・サウスと名付けられました。2つの領域の類似性により、宇宙は大規模に均一であり、地球は宇宙の典型的な領域を占めている（宇宙論的原理）という信念が強化されました。グレート・オブザバトリーズ・オリジンズ・ディープ・サーベイの一環として、より広く浅い調査も行われました。2004年には、ハッブル・ウルトラ・ディープ・フィールド（HUDF）として知られるより深い画像が、数か月間の光露出から構築されました。HUDF画像は当時、可視波長で作成された最も感度の高い天文画像であり、 2012年にハッブル・エクストリーム・ディープ・フィールド（XDF）が公開されるまでその地位を維持しました。

ハッブル宇宙望遠鏡を設計した天文学者の主な目的の 1 つは、その高い光学解像度を利用して、地上からは不可能なレベルの詳細さで遠方の銀河を研究することだった。ハッブルは大気圏上に設置されているため、大気の輝きを避け、視界が制限される地上の望遠鏡で得られるものよりも感度の高い可視光および紫外線画像を撮影することができる(可視波長での良好な適応光学補正が可能になれば、10 m の地上望遠鏡が競争力を持つようになるかもしれない)。1990 年に望遠鏡が打ち上げられたとき、望遠鏡の鏡は球面収差の影響を受けていたが、それでも、以前よりも遠方の銀河の画像を撮影するために使用できた。非常に遠方の銀河から光が地球に届くまでに数十億年かかるため、私たちが目にしているのは数十億年前の銀河である。したがって、このような研究の範囲をますます遠方の銀河に広げることで、銀河の進化をよりよく理解することができる。^[2]

1993年のスペースシャトルミッションSTS-61で球面収差が修正された後、^[4]望遠鏡の改良された画像機能は、ますます遠く暗い銀河の研究に使用されました。中深宇宙探査（MDS）では、他の機器が予定された観測に使用されている間に、広視野惑星カメラ2（WFPC2）を使用してランダムフィールドの深部画像を撮影しました。同時に、他の専用プログラムは、地上観測ですでに知られている銀河に焦点を当てていました。これらの研究はすべて、今日の銀河と数十億年前に存在していた銀河の特性の間に大きな違いがあることを示しています。^[5]

HST の観測時間の最大 10% は所長裁量 (DD) 時間として指定されており、通常は超新星などの予期しない一時的な現象を研究したい天文学者に与えられます。ハッブルの補正光学系が良好に機能していることが判明すると、当時宇宙望遠鏡科学研究所の所長であったロバート ウィリアムズは、1995 年に DD 時間のかなりの部分を遠方の銀河の研究に費やすことを決定しました。研究所の特別諮問委員会は、いくつかの光学フィルターを使用して、高銀河緯度の「典型的な」空の部分を撮影するために WFPC2 を使用することを推奨しました。プロジェクトの開発と実装のためにワーキング グループが設立されました。^[6]

観測のために選ばれた視野は、いくつかの基準を満たす必要があった。天の川銀河の円盤面にある塵や遮蔽物質が低銀河緯度の遠方銀河の観測を妨げるため、高銀河緯度でなければならなかった（回避領域を参照）。目標視野は、深宇宙の天体の多くの波長での後の研究を容易にするために、既知の明るい可視光源（前景の星など）や赤外線、紫外線、X線放射を避ける必要があり、また、背景赤外線巻雲（HI領域）の低い領域でなければならなかった。これは、水素ガスの冷たい雲（HI領域）内の温かい塵の粒子によって引き起こされると考えられている、拡散したかすかな赤外線放射である。^[6]

これらの基準により、潜在的なターゲット領域の範囲が制限されました。ターゲットはハッブル宇宙望遠鏡の連続観測領域、つまりハッブル宇宙望遠鏡の軌道上で地球や月に隠されない空の領域にすべきであると決定されました。^{[6]ワーキンググループは、}ケック望遠鏡、キットピーク国立天文台の望遠鏡、超大型干渉電波望遠鏡（VLA）などの北半球の望遠鏡が追跡観測を行えるように、北の連続観測領域に集中することを決定しました。^[7]

これらの基準を満たす20のフィールドが特定され、その中から最適な候補フィールド3つが選択されたが、すべておおぐま座内にある。VLAによる電波スナップショット観測では、明るい電波源が含まれていたため、これらのフィールドの1つが除外され、他の2つのフィールドのどちらにするかは、フィールド付近のガイド星の有無に基づいて最終決定された。ハッブル観測では通常、露出中に望遠鏡の高精度誘導センサーがロックできる近くの星のペアが必要であるが、HDF観測の重要性を考慮して、作業部会は2組目のバックアップガイド星を必要とした。最終的に選択されたフィールドは、赤経12時間36分49.4秒、赤緯+62°12′58″に位置している。[ 6 ^] [ ⁷ ]^幅は約2.6^分角、[ 2 ^{] [8]}つまり月の幅の1/12である。その面積は空の総面積の約2400万分の1です。

観測対象が選ばれると、観測戦略が立てられた。重要な決定は、観測にどのフィルターを使用するかを決めることだった。WFPC2 には、天体物理学的に興味深い特定の輝線を分離する狭帯域フィルターや、星や銀河の色の研究に役立つ広帯域フィルターなど、48 個のフィルターが搭載されている。HDF に使用するフィルターの選択は、各フィルターのスループット(通過させる光の総量) と、利用可能なスペクトル範囲によって左右された。バンドパスの重なりが可能な限り少ないフィルターが望ましい。^[6]

最終的に、300 nm (近紫外線)、450 nm (青色光)、606 nm (赤色光)、814 nm (近赤外線)の波長を中心とした 4 つの広帯域フィルターが選ばれました。ハッブルの検出器の 300 nm 波長での量子効率は非常に低いため、この波長での観測におけるノイズは、空の背景ではなく主にCCDノイズによるものです。そのため、これらの観測は、高い背景ノイズによって他の通過帯域での観測の効率が損なわれるようなときにも実施できます。^[6]

1995 年 12 月 18 日から 28 日にかけて、ハッブル宇宙望遠鏡は地球を約 150 周し、選ばれたフィルターで対象領域の 342 枚の画像が撮影されました。各波長での合計露出時間は 42.7 時間 (300 nm)、33.5 時間 (450 nm)、30.3 時間 (606 nm)、34.3 時間 (814 nm) で、宇宙線が CCD 検出器に当たると明るい筋が現れるため、個々の画像に重大な損傷が生じないように 342 枚の露出に分割されました。さらに 10 回のハッブル宇宙望遠鏡の周回で、他の機器による追跡観測を支援するために、側面のフィールドの短時間の露出が行われました。^[6]

各波長で最終的な合成画像を作成するのは複雑なプロセスでした。露光中に宇宙線の影響で生じた明るいピクセルは、同じ長さの露光を次々に比較し、一方の露光では宇宙線の影響を受けたがもう一方の露光では影響を受けなかったピクセルを特定することで除去されました。元の画像には宇宙ゴミや人工衛星の跡が存在していましたが、慎重に除去されました。^[6]

地球からの散乱光はデータフレームの約4分の1に見られ、画像上に目に見える「X」のパターンを作り出しました。これは散乱光の影響を受けた画像を撮影し、影響を受けていない画像と位置合わせし、影響を受けた画像から影響を受けていない画像を減算することで除去されました。結果として得られた画像は平滑化され、明るいフレームから減算されました。この手順により、影響を受けた画像から散乱光のほぼすべてが除去されました。^[6]

342 枚の個々の画像から宇宙線の影響を取り除き、散乱光を補正した後、それらを結合する必要がありました。HDF 観測に携わった科学者は、「ドリズリング」と呼ばれる手法を開発しました。これは、露出セット間で望遠鏡の向きをわずかに変える手法です。WFPC2 CCD チップ上の各ピクセルは、0.09秒角の空の領域を記録しますが、露出間で望遠鏡の向きをそれよりも小さい値に変更することで、結果として得られた画像は高度な画像処理技術を使用して結合され、この値よりも優れた最終的な角度解像度が得られました。各波長で作成された HDF 画像の最終的なピクセル サイズは 0.03985 秒角でした。^[6]

データ処理により、各波長で 1 枚ずつ、合計 4 枚のモノクロ画像 (300 nm、450 nm、606 nm、814 nm) が得られた。^[9] 1 枚目は赤 (814 nm)、2 枚目は緑 (606 nm)、3 枚目は青 (450 nm) と指定され、3 枚の画像が合成されてカラー画像が作成された。^[3]画像が撮影された波長は赤、緑、青の光の波長に対応していないため、最終画像の色は画像内の銀河の実際の色を近似的に表しているに過ぎない。HDF (およびハッブル画像の大部分) のフィルターの選択は、主に観測の科学的有用性を最大化するように設計されたものであり、人間の目が実際に知覚する色に対応する色を作成するためではない。^[9]

最終的な画像は1996年1月のアメリカ天文学会の会議で発表され、 ^[10]遠方の暗い銀河が多数写し出された。画像では約3,000個の銀河が識別され、^[11]不規則銀河と渦巻き銀河の両方が明瞭に見えたが、視野内のいくつかの銀河は幅が数ピクセルしかない。全体として、HDFには20個未満の銀河の前景星が含まれていると考えられており、視野内のオブジェクトの大多数は遠方の銀河である。^[12]

HDFには約50個の青い点状天体がある。その多くは近くの銀河と関連しているようで、一緒になって鎖状や弧状を形成している。これらは激しい星形成領域である可能性が高い。他のものは遠方のクエーサーかもしれない。天文学者は当初、点状天体のいくつかが白色矮星である可能性を否定した。なぜなら、それらは当時主流だった白色矮星の進化理論と矛盾するほど青すぎるからである。しかし、最近の研究で、多くの白色矮星は年月とともに青くなることがわかり、HDFに白色矮星が含まれているかもしれないという考えを裏付けている。^[13]

HDFデータは宇宙学者が分析するための非常に豊富な資料を提供し、2014年後半までにこの画像に関連する科学論文は900件以上の引用を受けた。^{[15]最も基本的な発見の1つは、高い}赤方偏移値を持つ多数の銀河の発見であった。

宇宙が膨張するにつれ、より遠くの物体は地球からより速く遠ざかります。これはハッブルフローと呼ばれています。非常に遠い銀河からの光は宇宙赤方偏移の影響を大きく受けます。高赤方偏移のクエーサーは知られていましたが、HDF画像が作成される前は、赤方偏移が1より大きい銀河はほとんど知られていませんでした。 ^{[10]しかし、HDFには、約120億}光年の距離に相当する、赤方偏移が6にも達する銀河が数多く含まれていました。赤方偏移のため、HDF内の最も遠い物体（ライマンブレーク銀河）は、ハッブル画像では実際には見えません。地上の望遠鏡でより長い波長で撮影されたHDFの画像でのみ検出できます。^[16]ジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡で計画された最初の観測の1つは、ハッブル超深宇宙フィールドの中赤外線画像でした。^[17]

HDF銀河には、局所宇宙よりもかなり多くの乱れた不規則銀河が含まれていました。 ^[10]若い宇宙は現在よりもはるかに小さかったため、銀河の衝突と合体はより一般的でした。渦巻き銀河と不規則銀河が衝突すると、 巨大な楕円銀河が形成されると考えられています。

進化のさまざまな段階にある銀河の豊富さから、天文学者は宇宙の一生を通じての星形成率の変化を推定することができました。HDF銀河の赤方偏移の推定値はやや粗いものですが、天文学者は星形成が80億～100億年前に最大速度で起こり、それ以降約10分の1に減少したと考えています。^[19]

HDF のもう一つの重要な結果は、前景の星の数が非常に少ないということである。天文学者は何年もの間、暗黒物質の性質について頭を悩ませてきた。暗黒物質は検出できない質量であるが、観測から宇宙の全物質の約 85% を占めると示唆されている。^[20]ある理論では、暗黒物質は巨大天体コンパクトハロー天体 ( MACHO ) で構成されている可能性があるとされている。MACHO とは、銀河の外側にある赤色矮星や惑星などの、かすかだが質量のある天体である。 ^[21]しかし、HDF は、銀河の外側に赤色矮星がそれほど多くないことを示した。^{[10] [12]}

非常に高い赤方偏移を持つ天体（ライマンブレイク銀河）は可視光では見ることができず、代わりにHDFの赤外線またはサブミリ波波長の調査で検出されるのが一般的です。 ^[16]赤外線宇宙望遠鏡（ISO）による観測では、光学画像で見える13の銀河からの赤外線放射が示され、これは激しい星形成に関連する大量の塵に起因するとされています。^[22]赤外線観測はスピッツァー宇宙望遠鏡でも行われています。^[23]ジェームズ・クラーク・マクスウェル望遠鏡のSCUBAによるサブミリ波観測では、当初5つの源が検出されましたが、解像度は非常に低いものでした。^[11]ハワイのすばる望遠鏡による観測も行われています。 ^[24]

チャンドラX線観測衛星によるX線観測により、HDF内に6つのX線源が発見され、それらは3つの楕円銀河、1つの渦巻銀河、1つの活動銀河核、そして1つの極端に赤い天体であることが判明した。極端に赤い天体は、青色光の放射を吸収する大量の塵を含む遠方の銀河であると考えられている。^[25]

VLAを使用して撮影された地上の電波画像により、HDF内に7つの電波源が明らかになりました。これらはすべて、光学画像で見える銀河に対応しています。^{[26]この領域は、}ヴェスターボルク合成電波望遠鏡と1.4GHzの電波望遠鏡のMERLINアレイでも調査されています。 ^{[27] [28]} 3.5cmと20cmの波長で作成されたVLAとMERLINのマップの組み合わせにより、HDF-N領域に16の電波源が見つかり、隣接する領域にはさらに多くの電波源がありました。^[11]この領域内のいくつかの個別の電波源の電波画像は、ハッブルマップよりも高い解像度で、1.6GHzのヨーロッパVLBIネットワークで作成されました。 ^[29]

1998年、南天半球のHDFに相当するHDF-South（HDF-S）が作成された。^[30]同様の観測戦略を使用して作成されたHDF-Sは、^[30]元のHDFと外観が非常に似ていた。^[31]これは、最大規模では宇宙は均質であるという宇宙論的原理を裏付けている。 HDF-S調査では、 1997年にHSTに搭載された宇宙望遠鏡撮像分光器（STIS）と近赤外線カメラおよび多天体分光計（NICMOS）機器が使用された。元のハッブル・ディープ・フィールド（HDF-N）の領域は、それ以来、WFPC2、NICMOS、STIS機器によって数回再観測されている。^{[8] [11]} HDF-Nの第1エポック観測と第2エポック観測を比較することで、いくつかの超新星イベントが検出された。^[11]

より広範囲だが感度の低い調査が、グレート・オブザバトリーズ・オリジンズ・ディープ・サーベイの一環として実施された。この調査の一部はその後、より長期間観測され、ハッブル・ウルトラ・ディープ・フィールドが作成された。これは、ハッブル・エクストリーム・ディープ・フィールドが2012年に完成するまで、何年にもわたって最も感度の高い光学深場画像であった。 ^{[32]エクストリーム}・ディープ・フィールド（XDF）からの画像は、2012年9月26日にいくつかのメディア機関に公開された。XDFで公開された画像には、現在ではビッグバン後の最初の5億年間に形成されたと考えられている銀河が写っている。^{[34] [35]}

• 深層フィールド一覧

ウィキメディア・コモンズのハッブル・ディープ・フィールドに関連するメディア

• 「ハッブルディープフィールド」STScI。ハッブル・ディープ・フィールドのメインウェブサイト。
• 「ハッブル宇宙望遠鏡による宇宙の最も深い観測で、数十億年にわたる驚くべき銀河が明らかになる」1996 年 1 月 15 日。NASA のオリジナルプレスリリース。