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

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、100メートルの距離にあるテニスボールの角度に相当します。 [ 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によって撮影された342枚の個別の露出画像から構成されています。 [ 2 ] [ 3 ]

この視野は非常に狭く、天の川銀河の前景にある星はほんのわずかしか含まれていない。そのため、画像に写っている3,000個の天体のほぼすべてが銀河であり、その中には既知の銀河の中で最も若く、最も遠いものも含まれている。HDFは、このように多数の非常に若い銀河を明らかにしたことで、初期宇宙の研究における画期的な画像となっている。

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・オブザーバトリーズ・オリジンズ・ディープ・サーベイの一環として、より広く浅いサーベイも行われました。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。

概念

補正光学系の設置後、ハッブルの撮像能力は劇的に向上し、遠方の銀河の非常に深い画像を取得する試みが促進されました。

ハッブル宇宙望遠鏡を設計した天文学者の主要な目的の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。ハッブルは大気圏の上に位置するため大気光を避け、シーイング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と紫外線の画像を撮影することができる（可視波長での良好な補償光学補正が可能になれば、10メートル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年の打ち上げ当時、この望遠鏡の鏡は球面収差の影響を受けていたが、それでもこれまで得られなかったより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は数十億年かかるため、私たちはそれらの銀河を数十億年前の姿で見ている。したがって、こうした研究の範囲をさらに遠方の銀河へと広げることで、それらの銀河の進化をより深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撮像能力は、より遠く暗い銀河の研究に利用されました。ミディアムディープサーベイ（MDS）では、広視野惑星カメラ2（WFPC2）を用いて、他の観測機器が定例観測に使用されている間に、ランダムフィールドの深宇宙画像を撮影しました。同時に、地上観測で既に知られている銀河に焦点を当てた専用プログラムも実施されました。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%は所長裁量時間（DD時間）として指定されており、通常は超新星などの予期せぬ突発現象を研究したい天文学者に与えられます。ハッブル宇宙望遠鏡の補正光学系が良好な性能を示した後、当時宇宙望遠鏡科学研究所（STSI）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、WFPC2を用いて複数の光学フィルターを用いて高銀河緯度における「典型的な」空の領域を撮影することを推奨しました。このプロジェクトの開発と実施のためにワーキンググループが設立されました。[ 6 ]

ターゲットの選択

HDFは、この1度の空の画像の中心にあります。地球から見た月は、この画像の約4分の1を占めます。

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にある遠方の銀河の観測を妨げるため、高銀河緯度にある必要があった（回避領域を参照）。対象領域は、後に深宇宙の視野にある天体の多くの波長での研究を容易にするため、既知の明るい可視光源（前景の恒星など）や赤外線、紫外線、X線放射を避ける必要があった。また、冷たい水素ガスの雲（ HI領域）内の温かい塵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背景赤外線巻雲の少ない領域でなければならなかった。[ 6 ]

これらの基準により、潜在的な観測対象領域が限定されました。観測対象はハッブル宇宙望遠鏡の連続観測領域、すなわちハッブル宇宙望遠鏡の周回中に地球や月によって掩蔽されない空域とすることが決定されました。 [ 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による追跡観測を可能にするため、北半球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。これらは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るという理由でこれらのフィールドの1つが除外され、残りの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利用可能性に基づいて最終決定された。ハッブルの観測では通常、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、ワーキンググループは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。

観察

この図に示されているように、HDF はハッブルの北部連続観測ゾーン内にありました。
HDFと2004年のハッブル超深宇宙フィールドのサンプリング距離の比較を示す図

観測対象が選定されると、観測戦略が策定されました。重要な決定事項の一つは、観測にどのフィルターを使用するかでした。WFPC2には48個のフィルターが搭載されており、天体物理学的に重要な特定の輝線を分離する狭帯域フィルターと、星や銀河の色の研究に役立つ広帯域フィルターが含まれています。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（透過する光の総量）と利用可能なスペクトル範囲に依存していました。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れました。[ 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）の波長を中心とする4つの広帯域フィルターが選定されました。ハッブル宇宙望遠鏡の検出器は300 nm波長における量子効率が非常に低いため、この波長における観測ノイズは主にCCDノイズによるものであり、空の背景ノイズによるものではありません。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効率が損なわれるような時間帯でも実施することができました。[ 6 ]

1995年12月18日から28日の間、ハッブル宇宙望遠鏡は地球を約150周回しました。この間、選択されたフィルターを用いて対象領域の342枚の画像が撮影されました。各波長における総露光時間は、それぞれ42.7時間（300 nm）、33.5時間（450 nm）、30.3時間（606 nm）、34.3時間（814 nm）でした。宇宙線はCCD検出器に当たると明るい筋を発生させるため、個々の画像に重大な損傷を与える可能性があるため、342枚の露光に分割されました。さらにハッブル宇宙望遠鏡を10周回することで、他の観測機器による追跡観測を支援するために、周辺領域の短時間露光が行われました。[ 6 ]

データ処理

最終バージョンの構築に使用された4つの波長（300 nm（左上）、450 nm（右上）、606 nm（左下）、814 nm（右下））のそれぞれにおける、約14秒角のHDFの断面

各波長における最終的な合成画像の作成は複雑なプロセスでした。露光中に宇宙線の影響によって生じた明るいピクセルは、同じ長さの露光を連続して比較し、一方の露光では宇宙線の影響を受け、もう一方の露光では影響を受けていない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軌跡が存在していましたが、これらは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に顕著に見られ、画像上に「X」字型のパターンを形成していました。このパターンは、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重ね合わせ、影響を受けていない画像から影響を受けた画像を減算することで除去されました。得られた画像は平滑化され、ブライトフレームから減算することができました。この手順により、影響を受けた画像から散乱光がほぼすべて除去されました。[ 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、それらを合成する必要がありました。HDF観測に携わった科学者たちは、「ドリズリング」と呼ばれる手法を開発しました。これは、露出画像間で望遠鏡の向きをわずかに変化させる手法です。WFPC2 CCDチップ上の各ピクセルは0.09秒角の空域を記録しますが、露出画像間で望遠鏡の向きをそれよりもわずかに変化させることで、得られた画像は高度な画像処理技術を用いて合成され、最終的な角度解像度はこの値よりも高いものとなりました。各波長で生成された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、計 4 枚のモノクロ画像 (300 nm、450 nm、606 nm、814 nm) が生成された。[ 9 ] 1 枚目は赤 (814 nm)、2 枚目は緑 (606 nm)、3 枚目は青 (450 nm) として指定され、3 枚の画像が合成されて 1 枚の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、青の光の波長と一致しないため、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 (およびハッブル宇宙望遠鏡によるほとんどの画像) 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 ]

コンテンツ

最終的な画像は1996年1月にアメリカ天文学会で公開され[ 10 ]、遠方の微光銀河が多数存在することが明らかになった。画像には約3,000個の銀河が識別され[ 11 ] 、不規則銀河と渦巻銀河の両方が明瞭に確認された。ただし、視野内には数ピクセル幅しかない銀河も含まれている。HDFには20個未満の銀河系の前景星しか含まれていないと考えられており、視野内の天体の大部分は遠方の銀河である[ 12 ] 。

HDFには約50個の青い点状天体が存在する。その多くは近傍銀河と関連しているようで、これらの銀河は連鎖や弧を形成している。これらの領域は活発な星形成が行われている可能性が高い。その他は遠方のクエーサーである可能性がある。天文学者たちは当初、点状天体の一部が白色矮星である可能性を否定した。なぜなら、それらの天体は青すぎるため、当時主流だった白色矮星の進化理論と矛盾するからである。しかし、最近の研究で、多くの白色矮星は年齢を重ねるにつれて青くなることがわかっており、HDFに白色矮星が含まれている可能性があるという考えを裏付けている。[ 13 ]

科学的結果

HDF から得られる詳細は、遠方の宇宙にある銀河の多様な形、大きさ、色を示しています。
ALMAとハッブル宇宙望遠鏡によって撮影された深宇宙の画像。[ 14 ]

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回以上引用されました。[ 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が発見されたことです。

宇宙が膨張するにつれ、遠方の天体ほど地球から遠ざかる速度が速まり、これをハッブルフローと呼ぶ。非常に遠方の銀河からの光は、宇宙赤方偏移の影響を強く受ける。高赤方偏移のクエーサーは知られていたものの、HDF画像が作成される以前は、赤方偏移が1を超える銀河はほとんど知られていなかった。[ 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にも及ぶ銀河が数多く含まれていた。赤方偏移のため、HDF内の最も遠方の天体（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ず、地上の望遠鏡でより長波長で撮影されたHDFの画像でのみ検出できる。[ 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一つは、ハッブル超深宇宙フィールドの中間赤外線画像であった。[ 17 ]

2022年10月11日、ジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡は、 NASA/ESAハッブル宇宙望遠鏡の長年研究されてきた超深宇宙領域を初めて20時間以上にわたって観測しました。[ 18 ]

HDF銀河には、近傍宇宙に比べて、擾乱を受けた不規則銀河がかなり多く含まれていました。[ 10 ]若い宇宙は現在よりもはるかに小さかったため、銀河の衝突や合体がより頻繁に発生していました。巨大楕円銀河は、渦巻銀河と不規則銀河が衝突することで形成されると考えられています。

進化の様々な段階にある銀河の豊富さは、天文学者が宇宙の寿命における星形成速度の変動を推定することを可能にした。HDF銀河の赤方偏移の推定値はやや粗いものの、天文学者たちは星形成速度が80億～100億年前に最大となり、それ以降約10分の1に減少したと考えている。[ 19 ]

HDFから得られたもう一つの重要な結果は、前景の星の数が非常に少なかったことです。天文学者たちは長年、暗黒物質の性質について頭を悩ませてきました。暗黒物質は検出不可能と思われる質量を持ちますが、観測結果から宇宙の全物質の約85%を占めると示唆されています。[ 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 ）で構成されていると考えられています。MACHOとは、銀河の外縁部に存在する赤色矮星や惑星などの、微弱ながらも質量の大きい天体です。 [ 21 ]しかし、HDFは、私たちの銀河の外縁部には赤色矮星がそれほど多く存在しないことを示しました。[ 10 ] [ 12 ]

多頻度フォローアップ

スピッツァー宇宙望遠鏡によって撮影されたHDF 。上段は視野内の前景天体を示し、下段は前景天体を取り除いた背景を示しています。

非常に高赤方偏移の天体（ライマンブレイク銀河）は可視光では見ることができず、通常は代わりにHDFの赤外線またはサブミリ波波長サーベイで検出されます。 [ 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、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によってこの領域のサブミリ波観測が行われ、非常に低い解像度ではありますが、最初に5つのソースが検出されました。[ 11 ]観測はハワイのすばる望遠鏡でも行われました。[ 24 ]

チャンドラX線観測衛星によるX線観測により、HDFには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つの非常に赤い天体に対応することが判明した。この天体は、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 を使っ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1.4 GHz の電波望遠鏡アレイMERLINでも調査されています。 [ 27 ] [ 28 ]波長 3.5 cm と 20 cm で作成された VLA マップと MERLIN マップの組み合わせにより、HDF-N 領域内に 16 個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す。[ 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を持つ 1.6 GHz の欧州 VLBI ネットワークで作成されています。 [ 29 ]

その後のHST観測

ハッブル・ディープ・フィールド・サウスは、オリジナルの HDF と非常によく似ており、宇宙論的原理を実証しています。
ハッブル超深宇宙フィールドはこれをさらに裏付けています。

南天半球の HDF に対応するものが 1998 年に作成されました。それがHDF-South (HDF-S) です。[ 30 ]同様の観測戦略を使用して作成された[ 30 ] HDF-S は、元の HDF と外観が非常によく似ていました。[ 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支持しています。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) の機器が使用されました。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、NICMOS および STIS の機器だけでなく、WFPC2 を使用して何度も再観測されています。[ 8 ] [ 11 ] HDF-N の第 1 エポックと第 2 エポックの観測を比較することにより、いくつかの超新星イベントが検出されました。[ 11 ]

より広範囲の調査だが感度は低いものが、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。その一部をより長期間観測してハッブル・ウルトラ・ディープ・フィールドを作成した。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、長年にわたって最も感度の高い光学深宇宙画像であった。[ 32 ] [ 33 ]エクストリーム・ディープ・フィールド（XDF）の画像は、2012年9月26日に複数のメディア機関に公開された。XDFで公開された画像には、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映っている。[ 34 ] [ 35 ]

参照

注釈と参考文献

  1. ^クラーク、スチュアート (2011). 『宇宙への大きな問い』ハシェットUK. p. 69. ISBN 978-1-84916-609-6。
  2. ^ a b cファーガソンら。 (1999)、p.84
  3. ^ a b「ハッブル宇宙望遠鏡が明らかにする数十億年にわたる驚異的な銀河の数々」 NASA、1996年。 2009年1月12日閲覧。
  4. ^ Trauger et al. (1994)
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  6. ^ a b c d e f g h i jウィリアムズら (1996)
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  34. ^ハッブル・サイト・ニュースセンター
  35. 天文学者、夜空の最も深い画像を公開

参考文献

ウィキメディア・コモンズの ハッブル・ディープ・フィールド関連メディア

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