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ハッブル超深宇宙領域（HUDF）は、推定1万個の銀河を含むろ座の小さな宇宙領域の深宇宙画像です。この画像の元のデータは、ハッブル宇宙望遠鏡によって2003年9月から2004年1月にかけて収集され、画像の最初のバージョンは2004年3月9日に公開されました。[ 1 ]この画像には、ビッグバンから約4億年から8億年後の約130億年前に存在した銀河からの光が含まれています。
HUDF 画像は、近視野の明るい星の密度が低い空の領域で撮影されたため、暗くて遠い天体の見やすさが大幅に向上しました。オリオン座の南西、南半球の星座であるろ座に位置するこの長方形の画像は、辺までが2.4分角[ 2 ] 、対角線が 3.4 分角です。これは、地球から見た満月の角直径(34 分角未満)の約 10 分の 1 [ 3 ] 、1 m 離れた場所に持った 1 mm 2の紙よりも小さく、空の全体の面積の約 2600 万分の 1 に相当します。この画像は、左上隅が天球上の北 (-46.4°) を指すように配置されています。
2009年8月と9月には、最近取り付けられた広視野カメラ3 （WFC3）の赤外線チャンネルを使用して、HUDF領域がより長い波長（1.0～1.6μm ）で観測されました。この追加データにより、天文学者は潜在的に非常に遠い銀河の新しいリストを特定することができました。[ 4 ] [ 5 ]
2012年9月25日、NASAは超深宇宙探査（Ultra-Deep Field）の新バージョンであるエクストリーム深宇宙探査（eXtreme Deep Field 、 XDF）を公開した。XDFは132億年前の銀河を明らかにしており、その中にはビッグバンからわずか4億5000万年後に形成されたと考えられている銀河も含まれている。[ 6 ]
2014年6月3日、NASAはハッブル超深宇宙フィールド2014画像を公開した。これは紫外線から近赤外線までの全範囲の光を使用した初のHUDF画像である。[ 7 ]ハッブル宇宙望遠鏡の先進観測カメラと広視野カメラ3で2002年から2012年にかけて撮影された別々の露光画像を合成したもので、約1万個の銀河が写っている。[ 8 ]
2019年1月23日、カナリア天体物理研究所は、WFC3装置で取得したハッブル超深宇宙領域の赤外線画像のさらに深いバージョン[ 9 ] 、 ABYSSハッブル超深宇宙領域を公開しました。新しい画像は、視野内の最大の銀河の周りの空の背景を慎重に差し引くなど、WFC3/IR画像の以前の処理を改善しています。この更新後、いくつかの銀河は以前の測定値のほぼ2倍の大きさであることがわかりました。[ 10 ] [ 11 ]
オリジナルのハッブル・ディープ・フィールド以来、ハッブル・ディープ・フィールド・サウスとGOODSサンプルが分析され、HDFによって調査された高赤方偏移での統計が増強されました。HSTにAdvanced Camera for Surveys (ACS)検出器が設置されると、超深宇宙フィールドによって、現在観測されているよりもさらに高い赤方偏移での銀河形成を観測できるだけでなく、中間赤方偏移(z~2)での銀河形成に関するより多くの情報が得られることが認識されました。[ 12 ] ACSを使用してサーベイを最適に実施する方法に関するワークショップが2002年後半にSTScIで開催されました。ワークショップで、マッシモ・スティアヴェッリは、宇宙の再電離の原因となった天体を研究する方法として超深宇宙フィールドを提唱しました。 [ 13 ]ワークショップの後、STScI所長のスティーブン・ベックウィズは、所長裁量時間の400軌道をUDFに充てることを決定し、スティアヴェッリを観測を実施するホームチームのリーダーに任命しました。
ディープフィールドとは異なり、HUDFはハッブルの連続観測領域（CVZ）には含まれていません。以前の広視野惑星カメラ2（WFPC2）を使用した観測では、地球照が観測を汚染する時間帯にノイズの多い波長を使用して観測することで、これらの領域での観測時間の増加を利用することができました。しかし、ACSはこれらの波長で観測しないため、その利点は減少しました。[ 12 ]
以前のフィールドと同様に、このフィールドも銀河からの放射が非常に少なく、黄道塵もほとんど含まれていないことが求められました。また、このフィールドは、アタカマ大型ミリ波サブミリ波干渉計などの南半球の機器と、ハワイにある機器などの北半球の機器の両方で観測できるような赤緯の範囲にあることも求められました。最終的に、チャンドラX 線観測衛星による既存の深部 X 線観測と、同じ場所ですでに GOODS サンプルで観測されている 2 つの興味深い天体 (赤方偏移 5.8 の銀河と超新星) のため、チャンドラ深部フィールド サウスの一部を観測することに決定しました。フィールドの座標は、赤経3時間32分39.0秒、赤緯-27 ° 47 ′ 29.1 ″ ( J2000 ) です。この領域は一辺が200秒角で、総面積は11平方分角[ 12 ]であり、ろ座に位置している[ 1 ] 。
ACSでは、435、606、775、850 nmを中心とする4つのフィルターが使用され、すべてのフィルターで同じ感度が得られるように露光時間が設定されました。これらの波長範囲はGOODSサンプルで使用されたものと一致するため、両者を直接比較できます。ディープフィールドと同様に、HUDFではディレクター裁量時間を使用しました。可能な限り最高の解像度を得るために、ハッブルディープフィールドで試行されたプロセスである、各露光ごとに望遠鏡をわずかに異なる位置に向けることで観測をディザリングし、最終的な画像はピクセル単独では通常得られるよりも高い解像度を持つようにしました。[ 12 ]
観測は、2003 年 9 月 23 日から 10 月 28 日と 2003 年 12 月 4 日から 2004 年 1 月 15 日の 2 つのセッションで行われました。総露光時間は 400 周回で 100 万秒弱 (約 11 日) で、典型的な露光時間は 1200 秒です。[ 12 ]合計で 800 回の ACS 露光が 11.3 日にわたって行われ、1 周回につき 2 回です。NICMOSは4.5 日観測されました。個々の ACS 露光はすべて、Anton Koekemoer によって処理され、科学的に有用な画像のセットに結合されました。各画像の総露光時間は 134,900 秒から 347,100 秒の範囲です。全天を同じ感度で観測するには、HST は 100 万年間連続して観測する必要があります。[ 1 ]
ACS の感度により、高赤方偏移の銀河を検出できる範囲は約 6 に制限されます。ACS 画像と並行して取得された NICMOS の深層視野は、原理的には赤方偏移 7 以上で銀河を検出するために使用できますが、同様の深さの可視光帯画像が不足していました。高赤方偏移の天体は可視光帯では見えないはずなので、これらの画像が必要です。NICMOS の並行視野の上に深層可視光露光を取得するために、フォローアップ プログラム HUDF05 が承認され、2 つの並行視野を観測するために 204 回の軌道が割り当てられました (GO-10632)。[ 14 ] HST の向きは、NICMOS の並行画像がメインの UDF 視野の上に重なるように選択されました。
2009年にハッブル宇宙望遠鏡にWFC3が設置された後、HUDF09プログラム（GO-11563）は、新たに利用可能になったF105W、F125W、F160W赤外線フィルター（Y、J、Hバンドに対応）を使用して、HUDFを含む3つの領域の観測に192軌道を費やしました。[ 5 ] [ 15 ]
HUDFはこれまで撮影された宇宙の画像の中で最も深いものであり、ビッグバンから4億年から8億年後に存在した銀河（赤方偏移7から12）を探すために使用されてきました。[ 1 ] HUDF内のいくつかの銀河は、測光赤方偏移に基づいて、最も遠い天体の一つである候補となっています。59,000光年の距離にある赤色矮星UDF 2457は、HUDFによって分解された最も遠い星です。[ 16 ]視野の中心付近にある星はUSNO-A2.0 0600–01400432で、見かけの等級は18.95です。[ 17 ]
ACS によって撮影された領域には 10,000 個以上の天体が含まれており、その大部分は銀河で、多くは赤方偏移が3 以上であり、一部はおそらく赤方偏移が 6 ～ 7 の間である。[ 12 ] NICMOSの測定では、赤方偏移が 12 までの銀河が発見された可能性がある。[ 1 ]
HUDFは、ビッグバンから10億年以内の銀河形成のごく初期段階において、高い星形成率を示しました。 [ 12 ]また、さまざまな時代における銀河の分布、数、サイズ、光度をより詳細に特徴づけることを可能にし、銀河の進化の研究に役立っています。[ 12 ]高赤方偏移の銀河は、低赤方偏移の銀河よりも小さく、対称性が低いことが確認されており、ビッグバンから最初の数億年における銀河の急速な進化を明らかにしています。[ 12 ]
2012年9月25日に公開されたハッブルエクストリームディープフィールド（HXDF）は、ハッブルウルトラディープフィールド画像の中央にある宇宙の一部を写した画像です。10年間にわたって収集された合計200万秒（約23日間）の露光時間を表すこの画像は、2.3分角×2分角の領域をカバーしており[ 18 ] 、これはHUDFの領域の約80%に相当します。これは、空の約3200万分の1に相当します。
HXDFには約5,500個の銀河が含まれており、最も古い銀河は132億年前の姿で観測されています。最も暗い銀河は、人間の目で見える明るさの100億分の1です。画像中の赤い銀河は、銀河が老齢期に大規模な衝突を起こした後の残骸です。画像中の小さな銀河の多くは、天の川銀河や私たちの銀河系近傍の他の銀河と同様に、最終的に大きな銀河に発達した非常に若い銀河です。[ 6 ]
