허블 딥 필드
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1. 개요
허블 딥 필드는 허블 우주 망원경을 사용하여 촬영된, 하늘의 작은 영역에 대한 광학 이미지이다. 1995년 로버트 윌리엄스 당시 우주 망원경 과학 연구소 소장의 결정에 따라, 허블 망원경의 관측 시간 중 일부가 멀리 떨어진 은하 연구에 할당되었다. 관측 대상 선정 기준을 충족하는 영역을 선택하고, 여러 필터를 사용하여 1995년 12월 18일부터 28일까지 10일 동안 촬영이 진행되었다. 최종 이미지는 약 3,000개의 은하를 포함하며, 초기 우주의 은하 형태와 진화, 별 생성률, 암흑 물질 연구 등 다양한 과학적 성과를 가져왔다. 이후, 허블 딥 필드 사우스, 허블 울트라 딥 필드, 허블 익스트림 딥 필드와 같은 후속 관측이 이루어졌다.
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| 허블 딥 필드 | |
|---|---|
| 기본 정보 | |
 | |
| 별자리 | 큰곰자리 |
| 은하 좌표 | 125.8875+54.8282 |
| 형태 | 원시 우주 은하단 |
| 크기 | 2'.5 X 5'.0 |
| 겉보기 등급 | +19.4 ~ +26.0 |
| 은하수 | 1,000 ~ 10,000 |
| 명칭 | 허블 딥 필드 |
| 영어 명칭 | Hubble Deep Field |
| 일본어 명칭 | ハッブル・ディープ・フィールド |
| 설명 | 빅뱅이 언제 시작되었는지 알게 함 |
| 위치 정보 | |
| 적색 편이 (근사 광속도) | 270,722km/s |
| 거리 | 12,000,000,000광년(3,700,000,000파섹) |
2. 역사적 배경
허블 우주 망원경 설계의 주요 목표 중 하나는 지상에서 불가능한 높은 분해능으로 멀리 떨어진 은하를 연구하는 것이었다. 허블은 대기권 위에 있어 지구 대기의 영향 없이, 대기 흔들림이나 대기광의 영향을 받는 지상 망원경보다 고감도 가시광선 및 자외선 사진을 촬영할 수 있었다. (보정 광학으로 영향을 크게 줄일 수 있지만 완전 제거는 불가능하다.) 1990년 발사 직후 주경 제조 결함으로 성능이 저하되었으나, 1993년 STS-61 미션에서 광학 기기로 보정하여 본래 성능을 회복했다.
이후 멀고 희미한 은하 연구가 활발해졌고, 미디엄 딥 서베이(MDS) 등 다양한 관측이 이루어졌다. 이를 통해 현재와 과거 은하 사이에 큰 차이가 있음이 밝혀졌다.
허블 관측 시간의 최대 10%는 소장 재량 시간(DD)으로, 초신성 같은 예측 불가능한 현상 연구에 주로 할당되었다. 로버트 윌리엄스 당시 우주 망원경 과학 연구소 소장은 1995년 DD 시간 상당 부분을 원거리 은하 연구에 할애하기로 결정했다. 특별 자문 위원회는 여러 광학 필터를 사용, 높은 은위의 "전형적인" 하늘 구역을 WFPC2로 촬영할 것을 권장했고, 작업반이 설치되었다.
2. 1. 허블 우주 망원경의 초기 목표와 한계
허블 우주 망원경을 설계한 천문학자들의 주요 목표 중 하나는 높은 광학 해상도를 사용하여 지상에서는 불가능했던 수준으로 멀리 떨어진 은하를 연구하는 것이었다. 대기 위에 위치한 허블은 대기 에어글로우를 피하여 시상에 제한된 지상 기반 망원경 (가시광선에서 양호한 적응 광학 보정이 가능해지면 10m 지상 기반 망원경이 경쟁력을 갖게 될 수 있음)으로 얻을 수 있는 것보다 더 민감한 가시광선 및 자외선 영상을 얻을 수 있었다. 망원경의 거울은 1990년 발사 당시 구면 수차로 인해 어려움을 겪었지만, 이전에는 얻을 수 없었던 더 멀리 떨어진 은하의 영상을 촬영하는 데 여전히 사용할 수 있었다. 빛의 속도는 매우 멀리 떨어진 은하에서 지구에 도달하는 데 수십억 년이 걸리기 때문에 수십억 년 전에 있었던 은하를 볼 수 있다. 따라서 이러한 연구의 범위를 점점 더 멀리 떨어진 은하로 확장하면 은하가 어떻게 진화하는지 더 잘 이해할 수 있다.[2]
1993년 우주 왕복선 미션 STS-61 동안 구면 수차가 수정된 후,[3] 망원경의 향상된 영상 촬영 기능을 사용하여 점점 더 멀리 떨어진 희미한 은하를 연구했다. 중간 심층 관측(MDS)은 다른 장비가 예정된 관측에 사용되는 동안 Wide Field and Planetary Camera 2 (WFPC2)를 사용하여 임의의 영역의 심층 영상을 촬영했다. 동시에 다른 전용 프로그램은 지상 관측을 통해 이미 알려진 은하에 초점을 맞추었다. 이러한 모든 연구는 오늘날의 은하와 수십억 년 전에 존재했던 은하의 특성 간에 상당한 차이점을 밝혀냈다.[4]
HST의 관측 시간의 최대 10%는 관장 재량 시간(Director's Discretionary, DD)으로 지정되며, 일반적으로 초신성과 같은 예상치 못한 과도 현상을 연구하려는 천문학자에게 수여된다. 허블의 교정 광학 장치가 잘 작동하는 것으로 확인되자, 당시 우주 망원경 과학 연구소 소장이었던 로버트 윌리엄스는 1995년 동안 상당한 비율의 DD 시간을 멀리 떨어진 은하 연구에 할애하기로 결정했다. 특별 연구소 자문 위원회는 여러 광학 필터를 사용하여 높은 은하 위도에서 "전형적인" 하늘 조각을 이미징하기 위해 WFPC2를 사용할 것을 권장했다. 이 프로젝트를 개발하고 구현하기 위해 작업 그룹이 구성되었다.[5]
2. 2. 1993년 STS-61 미션과 광학 보정
1993년 우주 왕복선 미션 STS-61 동안 구면 수차가 수정된 후,[3] 망원경의 향상된 영상 촬영 기능을 사용하여 점점 더 멀리 떨어진 희미한 은하를 연구했다. 중간 심층 관측(MDS)은 다른 장비가 예정된 관측에 사용되는 동안 Wide Field and Planetary Camera 2 (WFPC2)를 사용하여 임의의 영역의 심층 영상을 촬영했다. 동시에 다른 전용 프로그램은 지상 관측을 통해 이미 알려진 은하에 초점을 맞추었다. 이러한 모든 연구는 오늘날의 은하와 수십억 년 전에 존재했던 은하의 특성 간에 상당한 차이점을 밝혀냈다.[4]
2. 3. 로버트 윌리엄스의 제안과 특별 자문 위원회
1993년 우주 왕복선 임무 STS-61을 통해 구면 수차가 수정된 후,[3] 허블 우주 망원경의 향상된 영상 촬영 기능을 사용하여 점점 더 멀리 떨어진 희미한 은하를 연구했다. 중간 심층 관측(MDS)은 다른 장비가 예정된 관측에 사용되는 동안 'Wide Field and Planetary Camera 2'(WFPC2)를 사용하여 임의의 영역에 대한 심층 영상을 촬영했다. 동시에 다른 전용 프로그램은 지상 관측을 통해 이미 알려진 은하에 초점을 맞추었다. 이러한 모든 연구는 오늘날의 은하와 수십억 년 전에 존재했던 은하의 특성 간에 상당한 차이점을 밝혀냈다.[4]허블 우주 망원경(HST) 관측 시간의 최대 10%는 관장 재량 시간(Director's Discretionary, DD)으로 지정되며, 일반적으로 초신성과 같은 예상치 못한 과도 현상을 연구하려는 천문학자에게 수여된다. 허블의 교정 광학 장치가 잘 작동하는 것으로 확인되자, 당시 우주 망원경 과학 연구소 소장이었던 로버트 윌리엄스는 1995년 동안 상당한 비율의 DD 시간을 멀리 떨어진 은하 연구에 할애하기로 결정했다. 특별 연구소 자문 위원회는 여러 광학 필터를 사용하여 높은 은하 위도에서 "전형적인" 하늘 조각을 촬영하기 위해 WFPC2를 사용할 것을 권장했다. 이 프로젝트를 개발하고 구현하기 위해 작업 그룹이 구성되었다.[5]
3. 관측 대상 선정
1993년 우주왕복선 미션 STS-61을 통해 허블 우주 망원경의 광학계가 수정되면서, 멀리 떨어진 은하의 매우 상세한 이미지를 촬영할 수 있게 되었다.[5]
허블 우주 망원경 관측 시간 중 최대 10%는 소장의 자유 재량 시간(Director's Discretionary, DD)이었다. 당시 우주 망원경 과학 연구소 소장이었던 로버트 윌리엄스는 1995년에 자신의 DD 시간 상당 부분을 멀리 떨어진 은하 연구에 할애하기로 결정했다. 특별 연구 자문 위원회의 조언에 따라, 은위가 높은 "전형적인" 하늘 영역을 여러 필터를 사용하여 촬영하는 계획이 수립되었다.[6]
3. 1. 관측 대상 선정 기준
관측을 위해 선택된 필드는 몇 가지 기준을 충족해야 했다. 낮은 은하 위도에서는 먼지와 은하수 원반의 가리는 물질 때문에 멀리 떨어진 은하를 관측할 수 없기 때문에(회피대) 높은 은하 위도에 위치해야 했다.[5] 또한 심원 영역에 있는 물체의 여러 파장에서의 후속 연구를 용이하게 하기 위해 (예: 전경 별과 같은) 밝은 가시광선원과 적외선, 자외선, X선 방출을 피해야 했으며, 수소 가스 냉각 구름 속의 따뜻한 먼지 입자로 인한 것으로 여겨지는 확산된 잔물결 형태의 적외선 방출인 낮은 배경 적외선 권운을 가진 영역에 위치해야 했다 (H I 영역).[5]이러한 기준은 잠재적인 대상 영역을 제한했다. 대상은 허블의 연속 관측 구역, 즉 허블의 궤도 동안 지구 또는 달에 의해 엄폐되지 않는 하늘 영역에 있어야 했다.[5] 실무 그룹은 북반구의 켁 천문대, 키트 피크 국립 천문대 망원경 및 초대형 전파 간섭계(VLA)와 같은 망원경이 후속 관측을 수행할 수 있도록 북쪽 연속 관측 구역에 집중하기로 결정했다.[6]
이러한 기준을 충족하는 20개의 필드가 확인되었으며, 이 중 세 개의 최적 후보 필드가 큰곰자리 내에서 선택되었다. VLA를 사용한 전파 스냅샷 관측 결과, 밝은 전파원이 포함된 필드 하나가 제외되었으며, 나머지 두 필드 간의 최종 결정은 필드 근처의 유도 별 가용성에 따라 이루어졌다. 허블 관측은 일반적으로 망원경의 정밀 유도 센서가 노출 동안 고정할 수 있는 인근 별 두 개가 필요하지만, HDF 관측의 중요성을 감안하여 실무 그룹은 두 번째 백업 유도 별 세트를 요구했다. 최종적으로 선택된 필드는 적경 및 적위에 위치해 있으며,[5][6] 너비는 약 2.6분각이며,[2][7] 달 너비의 1/12에 해당한다. 이 영역은 하늘 전체 면적의 약 1/24,000,000에 해당한다.
3. 2. 후보 영역 검토 및 최종 선정
관측을 위해 선택된 필드는 몇 가지 기준을 충족해야 했다. 낮은 은하 위도에서는 먼지와 은하수 원반의 가리는 물질 때문에 멀리 떨어진 은하를 관측할 수 없기 때문에(회피대) 높은 은하 위도에 위치해야 했다.[5] 또한 심원 영역에 있는 물체의 여러 파장에서의 후속 연구를 용이하게 하기 위해 (예: 전경 별과 같은) 밝은 가시광선원과 적외선, 자외선, X선 방출을 피해야 했으며, H I 영역 속의 따뜻한 먼지 입자로 인한 것으로 여겨지는 확산된 잔물결 형태의 적외선 방출인 낮은 배경 적외선 권운을 가진 영역에 위치해야 했다.[5]
이러한 기준은 잠재적인 대상 영역을 제한했다. 대상은 허블의 연속 관측 구역, 즉 허블의 궤도 동안 지구 또는 달에 엄폐되지 않는 하늘 영역에 있어야 했다.[5] 실무 그룹은 북반구의 켁 천문대, 키트 피크 국립 천문대 망원경 및 초대형 전파 간섭계(VLA)와 같은 망원경이 후속 관측을 수행할 수 있도록 북쪽 연속 관측 구역에 집중하기로 결정했다.[6]
이러한 기준을 충족하는 20개의 필드가 확인되었으며, 이 중 세 개의 최적 후보 필드가 큰곰자리 내에서 선택되었다. VLA를 사용한 전파 스냅샷 관측 결과, 밝은 전파원이 포함된 필드 하나가 제외되었으며, 나머지 두 필드 간의 최종 결정은 필드 근처의 유도 별 가용성에 따라 이루어졌다. 허블 관측은 일반적으로 망원경의 정밀 유도 센서가 노출 동안 고정할 수 있는 인근 별 두 개가 필요하지만, HDF 관측의 중요성을 감안하여 실무 그룹은 두 번째 백업 유도 별 세트를 요구했다. 최종적으로 선택된 필드는 적경 및 적위에 위치해 있으며,[5][6] 너비는 약 2.6분각이다.[2][7]
4. 관측 수행 및 데이터 처리
허블 딥 필드(HDF) 관측은 1995년 12월 18일부터 28일까지 열흘 동안 이루어졌다. 이 기간 동안 허블 우주 망원경은 지구를 약 150번 공전하며, 광시야 행성 카메라 2 (WFPC2)를 사용하여 대상 영역을 촬영했다. 관측에는 300nm (근자외선), 450 nm (파란색 빛), 606 nm (빨간색 빛), 814 nm (근적외선)의 네 가지 광대역 필터가 사용되었다.[5]
각 필터별 총 노출 시간은 300nm에서 42.7시간, 450nm에서 33.5시간, 606nm에서 30.3시간, 814nm에서 34.3시간이었다. 이렇게 얻은 총 342개의 개별 이미지는 우주선 충돌로 인한 밝은 줄무늬를 제거하고, 지구에서 산란된 빛을 보정하는 등 복잡한 과정을 거쳐 결합되었다. 특히, '드리즐링'이라는 기술을 통해 최종 이미지의 해상도를 향상시켰다.[5] 데이터 처리 결과, 각 파장별로 하나의 흑백 이미지가 생성되었고, 이들을 합성하여 최종 컬러 이미지를 만들었다. 최종 이미지의 색상은 은하의 실제 색상을 정확하게 나타내지는 않지만, 과학적 분석에 유용하도록 설계되었다.[9]
4. 1. 관측 장비 및 필터
허블 딥 필드 (HDF) 관측에는 광시야 행성 카메라 2 (WFPC2)가 사용되었다. 관측 전략에서 중요한 결정 사항은 사용할 필터를 정하는 것이었다. WFPC2는 특정 방출선을 분리하는 협대역 필터와 별과 은하의 색상 연구에 유용한 광대역 필터를 포함하여 48개의 필터를 갖추고 있었다. HDF 관측을 위해 선택된 필터는 각 필터의 처리량과 사용 가능한 스펙트럼 범위를 고려하여 결정되었으며, 대역 통과가 가능한 한 적게 겹치는 필터가 바람직했다.[5]최종적으로 300nm (근자외선), 450 nm (파란색 빛), 606 nm (빨간색 빛), 814 nm (근적외선)을 중심으로 하는 4개의 광대역 필터가 선택되었다. 허블 우주 망원경은 300 nm 파장에서의 양자 효율이 매우 낮았기 때문에, 이 파장에서의 잡음은 하늘 배경보다는 주로 CCD 잡음에 기인했다. 따라서 300nm 대역 관측은 다른 대역 통과에서 관측 효율을 해칠 수 있는 높은 배경 잡음이 있는 시간대에 수행할 수 있었다.[5]
4. 2. 관측 수행 및 노출 시간
1995년 12월 18일부터 28일까지 총 열흘 동안 허블 우주 망원경이 지구를 약 150회 공전하면서 관측이 이루어졌다. 이 기간 동안 4개의 광대역 필터(300nm, 450nm, 606nm, 814nm)를 사용하여 총 342장의 이미지가 촬영되었다.[5] 각 필터별 총 노출 시간은 다음과 같다.| 필터 파장 | 총 노출 시간 |
|---|---|
| 300nm (근자외선) | 42.7시간 |
| 450nm (파란색 빛) | 33.5시간 |
| 606nm (빨간색 빛) | 30.3시간 |
| 814nm (근적외선) | 34.3시간 |
우주선이 CCD 검출기에 충돌하여 밝은 줄무늬를 발생시키는 현상을 방지하기 위해, 각 이미지는 여러 번에 걸쳐 짧게 노출하여 촬영되었다.[5] 또한, 다른 관측 장비의 후속 관측을 돕기 위해 인접 필드에 대한 짧은 노출도 10번의 허블 궤도 동안 이루어졌다.[5]
4. 3. 데이터 처리 및 이미지 생성
각 파장에서 최종 결합 이미지를 생성하는 것은 복잡한 과정이었다. 노출 중에 우주선 충돌로 인해 발생한 밝은 픽셀은 서로 연이어 촬영한 동일한 길이의 노출을 비교하고, 한 노출에서는 우주선의 영향을 받았지만 다른 노출에서는 영향을 받지 않은 픽셀을 식별하여 제거했다. 원본 이미지에는 우주 잔해와 인공위성의 흔적이 있었으며, 이를 신중하게 제거했다.[5]지구에서 산란된 빛이 데이터 프레임의 약 4분의 1에서 뚜렷하게 나타났으며, 이미지에 눈에 보이는 "X" 패턴을 생성했다. 이는 산란된 빛의 영향을 받는 이미지를 촬영하여 영향을 받지 않은 이미지와 정렬한 다음, 영향을 받지 않은 이미지를 영향을 받는 이미지에서 빼는 방식으로 제거되었다. 결과 이미지를 부드럽게 처리한 다음 밝은 프레임에서 뺄 수 있었다. 이 절차를 통해 영향을 받은 이미지에서 산란된 빛의 거의 전부를 제거했다.[5]
342개의 개별 이미지를 우주선 충돌로부터 정리하고 산란된 빛을 보정하고 나면, 이들을 결합해야 했다. HDF 관측에 참여한 과학자들은 '드리즐링'이라는 기술을 개척했는데, 이 기술은 일련의 노출 사이에서 망원경의 지점을 미세하게 변경하는 방식이었다. WFPC2 CCD 칩의 각 픽셀은 0.09 각초 크기의 하늘 영역을 기록했지만, 노출 사이에서 망원경의 방향을 그보다 적게 변경함으로써, 정교한 이미지 처리 기술을 사용하여 최종 이미지를 결합하여 이 값보다 더 나은 최종 각 해상도를 얻었다. 각 파장에서 생성된 HDF 이미지의 최종 픽셀 크기는 0.03985 각초였다.[5]
데이터 처리 결과 4개의 흑백 이미지(300 nm, 450 nm, 606 nm 및 814 nm), 즉 각 파장별로 하나씩 얻어졌다.[9] 한 이미지는 빨간색(814 nm), 두 번째는 녹색(606 nm), 세 번째는 파란색(450 nm)으로 지정되었으며, 세 이미지를 결합하여 컬러 이미지를 생성했다.[8] 이미지가 촬영된 파장이 빨강, 녹색 및 파란색 빛의 파장과 일치하지 않기 때문에, 최종 이미지의 색상은 이미지 내 은하의 실제 색상을 대략적으로 나타낼 뿐이다. HDF(및 대부분의 허블 이미지)에 대한 필터 선택은 인간의 눈이 실제로 인식할 색상에 해당하는 색상을 생성하기보다는 관측의 과학적 유용성을 극대화하도록 주로 설계되었다.[9]
5. 허블 딥 필드의 주요 내용
허블 딥 필드 이미지에서는 약 3,000개의 은하가 뚜렷하게 식별되었으며, 불규칙 은하와 나선 은하는 물론, 일부는 몇 픽셀 크기에 불과한 은하도 관측되었다.[11] 허블 딥 필드에 있는 대부분의 천체는 멀리 떨어진 은하이다.[21]
약 50개의 푸른 점 모양 물체도 발견되었는데, 일부는 격렬한 별 형성 지역으로 추정되는 사슬과 호를 형성하고 있었고, 다른 일부는 멀리 떨어진 퀘이사일 가능성이 제기되었다. 초기에는 이 점 모양 물체가 백색 왜성일 가능성이 낮다고 판단되었으나, 최근 연구에 따르면 나이가 들면서 푸르게 변하는 백색 왜성이 많다는 사실이 밝혀져 허블 딥 필드에 백색 왜성이 포함되어 있을 가능성도 제기되고 있다.[12]
5. 1. 은하의 다양성
최종 이미지는 1996년 1월 미국 천문학회 회의에서 공개되었으며,[10] 희미하고 멀리 떨어진 수많은 은하들을 드러냈다. 약 3,000개의 뚜렷한 은하가 이미지에서 식별되었으며,[11] 불규칙 은하와 나선 은하가 모두 명확하게 보였지만, 일부 은하는 단지 몇 픽셀 크기에 불과했다. 전체적으로 허블 딥 필드에는 20개 미만의 은하 앞쪽 별이 있는 것으로 생각되며, 이 필드의 대부분의 천체는 멀리 떨어진 은하이다.[21]허블 딥 필드에는 약 50개의 푸른 점 모양 물체가 있다. 많은 것들은 인접한 은하와 연관되어 보이며, 이들은 함께 사슬과 호를 형성하는데, 이는 아마도 격렬한 별 형성 지역일 것이다. 다른 것들은 멀리 떨어진 퀘이사일 수 있다. 천문학자들은 처음에는 일부 점 모양 물체가 백색 왜성일 가능성을 배제했는데, 그 이유는 당시 유행하던 백색 왜성 진화 이론과 일치하지 않을 정도로 너무 푸르기 때문이다. 그러나 최근 연구에 따르면 많은 백색 왜성이 나이가 들면서 더욱 푸르게 변하며, 허블 딥 필드에 백색 왜성이 포함되어 있을 수 있다는 생각을 뒷받침한다.[12]
5. 2. 점광원 천체
허블 딥 필드에는 약 50개의 푸른 점 모양 물체가 있다. 많은 경우 인접한 은하와 연관되어 보이며, 이들은 함께 사슬과 호를 형성하는데, 이는 아마도 격렬한 별 형성 지역일 것이다. 다른 경우에는 멀리 떨어진 퀘이사일 수 있다. 천문학자들은 처음에는 일부 점 모양 물체가 백색 왜성일 가능성을 배제했는데, 그 이유는 당시 유행하던 백색 왜성 진화 이론과 일치하지 않을 정도로 너무 푸르기 때문이다. 그러나 최근 연구에 따르면 많은 백색 왜성이 나이가 들면서 더욱 푸르게 변하며, 허블 딥 필드에 백색 왜성이 포함되어 있을 수 있다는 생각을 뒷받침한다.[12]5. 3. 전경 별의 희소성
최종 이미지는 1996년 1월 미국 천문학회 회의에서 공개되었으며,[10] 희미하고 멀리 떨어진 수많은 은하들을 드러냈다. 약 3,000개의 뚜렷한 은하가 이미지에서 식별되었으며,[11] 불규칙 은하와 나선 은하가 모두 명확하게 보였지만, 일부 은하는 단지 몇 픽셀 크기에 불과했다. 전체적으로 허블 딥 필드에는 20개 미만의 은하 앞쪽 별이 있는 것으로 생각된다; 이 필드의 대부분의 천체는 멀리 떨어진 은하이다.[21]6. 과학적 성과
HDF 데이터는 우주론 연구에 매우 풍부한 자료를 제공했으며, 2014년 말까지 이 이미지와 관련된 과학 논문은 900회 이상 인용되었다.[14] HDF 관측을 통해 높은 적색편이 값을 가진 많은 수의 은하가 발견되었다.
우주가 팽창함에 따라 멀리 있는 천체는 허블 유동 현상에 의해 지구에서 더 빠르게 멀어진다. 매우 멀리 떨어진 은하에서 오는 빛은 우주론적 적색편이의 영향을 크게 받는다. HDF 이미지가 생성되기 전에는 적색편이가 1보다 큰 은하는 거의 알려져 있지 않았지만,[10] HDF는 약 120억 광년 거리에 해당하는, 적색편이가 6에 달하는 많은 은하를 포함하고 있었다.
HDF 은하는 국부 우주보다 불규칙한 형태를 띤 은하의 비율이 높았는데,[10] 이는 은하 충돌과 합병이 어린 우주에서 더 흔했기 때문이다. 거대한 타원 은하는 나선 은하와 불규칙 은하가 충돌할 때 형성되는 것으로 여겨진다.
서로 다른 진화 단계를 거치는 은하가 많아 천문학자들은 우주의 수명 동안 별 형성 속도의 변화를 추정할 수 있었다. 천문학자들은 별 형성이 80억~100억 년 전에 최대 속도로 발생했고, 그 이후 약 10배 감소했다고 믿는다.[18]
HDF의 또 다른 중요한 결과는 전경 별의 수가 매우 적다는 것이었다. 이는 암흑 물질이 MACHO(적색 왜성, 행성 등)로 구성될 수 있다는 이론과 달리, 우리 은하 외부에 적색 왜성이 많지 않음을 보여준다.[10][21]
6. 1. 고적색편이 은하의 발견
HDF는 우주학자들에게 매우 풍부한 분석 자료를 제공했으며, 2014년 말까지 이와 관련된 과학 논문이 900회 이상 인용되었다.[14] 가장 기본적인 발견 중 하나는 높은 적색편이 값을 가진 은하가 많이 발견되었다는 것이다.우주가 팽창함에 따라, 더 멀리 있는 천체는 허블 유동 현상에 의해 지구에서 더 빠르게 멀어진다. 매우 멀리 떨어진 은하에서 오는 빛은 우주론적 적색편이의 영향을 크게 받는다. 높은 적색편이를 가진 퀘이사는 알려져 있었지만, HDF 이미지가 생성되기 전에는 적색편이가 1보다 큰 은하는 거의 알려져 있지 않았다.[10] 그러나 HDF는 약 120억 광년 거리에 해당하는, 적색편이가 6에 달하는 많은 은하를 포함하고 있었다. HDF에서 가장 멀리 떨어진 물체(라이먼-브레이크 은하)는 적색편이 때문에 실제로 허블 이미지에서는 보이지 않으며, 지상 망원경으로 촬영한 HDF의 더 긴 파장 이미지에서만 감지할 수 있다.[15]
HDF의 은하는 국부 우주보다 훨씬 더 많은 비율의 교란되고 불규칙한 은하를 포함하고 있었다.[10] 은하 충돌과 합병은 어린 우주에서 더 흔했다.
6. 2. 초기 우주의 별 생성률
HDF(허블 딥 필드) 데이터는 우주론 연구에 풍부한 자료를 제공했으며, 높은 적색편이 값을 가진 은하들이 많이 발견되었다는 것이 중요한 발견 중 하나이다. 우주 팽창으로 인해 멀리 있는 천체는 지구에서 더 빠르게 멀어지는데, 이를 허블-르메트르 법칙이라고 하며, 이로 인해 멀리 있는 은하에서 오는 빛은 도플러 효과의 영향을 크게 받아 붉은색으로 관측되는 우주론적 적색편이 현상이 발생한다. HDF 관측 이전에는 적색편이가 1보다 큰 은하는 드물었지만, HDF는 약 120억 광년 거리에 해당하며 적색편이가 6에 달하는 많은 은하를 포함하고 있었다.[15]HDF에 있는 은하들은 우리 은하 주변의 우주보다 불규칙한 형태를 띠는 경우가 많았는데, 이는 은하 충돌과 합병이 어린 우주에서 더 빈번했기 때문이다. 거대한 타원 은하는 나선 은하와 불규칙 은하가 충돌하며 형성되는 것으로 알려져 있다.
여러 진화 단계의 은하가 존재한다는 사실은 천문학자들이 우주의 역사 동안 별 생성률 변화를 추정하는데 도움을 주었다. HDF 은하들의 적색편이 추정치는 다소 부정확하지만, 천문학자들은 대략 80억~100억 년 전에 별 형성이 최대 속도로 발생했으며 그 이후 약 10배 감소했다고 추정한다.[18]
6. 3. 은하의 형태와 진화
HDF 데이터는 우주론 연구에 중요한 자료를 제공했으며, 관련 과학 논문은 2014년 말까지 900회 이상,[14] 2021년까지는 1000회 이상 인용되었다. HDF를 통해 높은 적색편이 값을 갖는 은하들이 많이 발견되었다.우주 팽창으로 인해 멀리 있는 천체는 허블 유동에 따라 지구에서 더 빠르게 멀어진다. 매우 먼 은하에서 오는 빛은 우주론적 적색편이의 영향을 크게 받는다. HDF 이전에는 적색편이가 1보다 큰 은하는 거의 알려지지 않았지만, HDF는 적색편이가 6에 달하는, 약 120억 광년 거리의 은하들을 포함하고 있었다. HDF에서 가장 멀리 떨어진 천체(라이먼-브레이크 은하)는 허블 이미지에서 보이지 않고, 지상 망원경을 이용한 더 긴 파장의 이미지에서만 관측 가능하다.[15]
HDF 은하는 국부 우주보다 교란되고 불규칙한 은하의 비율이 훨씬 높았다.[10] 이는 은하 충돌과 합병이 초기 우주에서 더 빈번했기 때문이다. 거대한 타원 은하는 나선 은하와 불규칙 은하의 충돌로 형성되는 것으로 추정된다.
HDF는 다양한 진화 단계의 은하를 포함하여, 천문학자들이 우주 역사에서 별 형성 속도 변화를 추정할 수 있게 했다. 별 형성은 80억~100억 년 전에 최대 속도였고, 이후 약 10배 감소했다.[18]
HDF의 또 다른 중요한 결과는 전경 별이 매우 적다는 것이다. 이는 암흑 물질이 MACHO(적색 왜성, 행성 등)로 구성될 수 있다는 이론과 달리, 우리 은하 외부에 적색 왜성이 많지 않음을 보여준다.[10][21]
6. 4. 암흑 물질 연구에 대한 기여
허블 딥 필드(HDF)는 우주론, 특히 암흑 물질의 정체를 밝히는 연구에 중요한 자료를 제공했다. 천문학자들은 오랫동안 관측 결과 우주 질량의 상당 부분을 차지하는 것으로 나타난 암흑 물질의 정체에 대해 연구해 왔다.[19] 암흑 물질이 적색 왜성이나 행성과 같이 희미하지만 질량이 큰 천체인 MACHO(Massive Astrophysical Compact Halo Objects, 무거운 천체 헤일로 물체)로 구성되어 있다는 가설이 있었다.[20]그러나 HDF 관측 결과, 우리 은하 외곽 영역(헤일로)에 적색 왜성이 예상보다 훨씬 적게 존재한다는 사실이 밝혀졌다.[10][21] 이는 MACHO가 암흑 물질의 주된 구성 요소가 아닐 수 있음을 시사한다.
7. 다파장 후속 관측
허블 딥 필드(HDF)는 가시광선 영역뿐만 아니라 적외선, 서브밀리미터파, X선, 전파 등 다양한 파장 영역에서 후속 관측이 이루어졌다. 이러한 관측은 가시광선으로는 관측하기 어려운, 적색 편이가 큰 라이먼 브레이크 은하 등을 발견하는 데 기여했다.
7. 1. 적외선 및 서브밀리미터파 관측
매우 높은 적색 편이를 가지는 천체(라이먼-알파 방출 은하)는 가시광선으로는 관측하기 어렵기 때문에, 일반적으로 허블 딥 필드의 적외선 또는 서브밀리미터 파장대 관측을 통해 발견된다.[15]
적외선 우주 관측소(ISO)를 이용한 관측 결과, 광학 이미지에서 보이는 13개의 은하에서 적외선 방출이 감지되었는데, 이는 격렬한 별 형성과 관련된 다량의 먼지 때문인 것으로 추정된다.[22] 스피처 우주 망원경을 이용한 적외선 관측도 수행되었다.[23]
제임스 클러크 맥스웰 망원경의 SCUBA를 사용한 서브밀리미터 관측에서는 처음에는 5개의 천체가 감지되었지만, 해상도가 매우 낮았다.[11] 하와이의 스바루 망원경을 이용한 관측도 이루어졌다.[24]
찬드라 X-선 관측소의 X선 관측 결과, 허블 딥 필드에서 6개의 천체가 발견되었다. 이들은 3개의 타원 은하, 1개의 나선 은하, 1개의 활동 은하핵 그리고 푸른 빛 방출을 흡수하는 다량의 먼지를 포함하는 것으로 추정되는 멀리 떨어진 은하인 하나의 극단적인 적색 천체와 일치하는 것으로 밝혀졌다.[25]
초대형 간섭 전파 망원경군(VLA)을 사용하여 촬영한 지상 기반 전파 이미지는 허블 딥 필드에서 7개의 전파 천체를 보여주었으며, 이들은 모두 광학 이미지에서 보이는 은하와 일치한다.[26] 이 영역은 1.4GHz에서 웨스터보크 합성 전파 망원경과 MERLIN 전파 망원경 배열로도 조사되었다.[27][28] 3.5cm 및 20cm 파장에서 제작된 VLA 및 MERLIN 지도의 조합은 허블 딥 필드-북쪽(HDF-N) 영역에서 16개의 전파 천체를 발견했으며, 주변 영역에도 훨씬 더 많은 천체가 존재한다.[11] 이 영역의 일부 개별 천체에 대한 전파 이미지는 허블 지도보다 더 높은 해상도로 1.6GHz에서 유럽 VLBI 네트워크를 사용하여 제작되었다.[29]
7. 2. X선 관측
찬드라 X선 관측 위성의 X선 관측 결과, 허블 딥 필드에서 6개의 X선원이 발견되었다. 이들은 3개의 타원 은하, 1개의 나선 은하, 1개의 활동 은하핵, 그리고 푸른 빛 방출을 흡수하는 다량의 먼지를 가진 것으로 추정되는 멀리 떨어진 은하인 극단적인 적색 천체 하나와 일치하는 것으로 밝혀졌다.[25] 관측된 X선원 중 CXOHDFN 123648.2+621309, CXOHDFN 123655.5+621311, CXOHDFN 123657.0+621301은 타원 은하이며, CXOHDFN 123641.9+621131은 나선 은하, CXOHDFN 123646.4+621404는 활동 은하핵이다. CXOHDFN 123651.8+621221은 먼지에 의해 붉게 보이는 천체로 추정되지만, 자세한 정보는 알려져 있지 않다.7. 3. 전파 관측
초대형 간섭 전파 망원경군(VLA)을 이용한 지상 전파 관측 결과, 허블 딥 필드에서 7개의 전파 천체가 발견되었으며, 이들은 모두 광학 이미지에서 보이는 은하와 일치한다.[26] 웨스터보크 합성 전파 망원경(Westerbork Synthesis Radio Telescope)과 MERLIN 전파 망원경 배열로도 1.4GHz에서 이 영역을 조사했다.[27][28] VLA 및 MERLIN 지도를 3.5cm 및 20cm 파장에서 조합하여 허블 딥 필드-북쪽(HDF-N) 영역에서 16개의 전파 천체를 발견했으며, 주변 영역에는 더 많은 천체가 존재한다.[11] 유럽 VLBI 네트워크(European VLBI Network)를 사용하여 허블 지도보다 더 높은 해상도인 1.6GHz에서 이 영역의 일부 개별 천체에 대한 전파 이미지를 제작했다.[29]7. 4. 허블 딥 필드 사우스(HDF-S)
1998년에는 남반구에서 HDF에 해당하는 관측인 HDF-사우스(HDF-S)가 이루어졌다.[30] 비슷한 관측 전략을 사용하여 생성된 HDF-S는 초기 HDF와 외관이 매우 유사했다.[31] 이는 우주의 가장 큰 규모에서 우주가 균질하다는 우주론적 원리를 뒷받침한다. HDF-S 조사는 1997년 HST에 설치된 우주 망원경 영상 분광기(STIS) 및 근적외선 카메라 및 다중 객체 분광기(NICMOS)를 사용했다. 초기 허블 딥 필드(HDF-N) 지역은 그 이후 WFPC2뿐만 아니라 NICMOS 및 STIS 기기를 사용하여 여러 차례 재관측되었다.[7][11] HDF-N의 첫 번째 및 두 번째 에포크 관측을 비교하여 여러 초신성 현상이 감지되었다.[11]7. 5. 허블 울트라 딥 필드(HUDF)
대형 관측소 기원 딥 서베이의 일부로 더 넓은 조사가 수행되었지만 감도가 낮았다. 이 조사의 일부는 허블 울트라 딥 필드를 생성하기 위해 더 오랫동안 관측되었다. 이는 2012년에 허블 익스트림 딥 필드가 완성될 때까지 수년 동안 가장 감도가 높은 광학 심원장 이미지였다.[32][33] 익스트림 딥 필드(XDF)의 이미지는 2012년 9월 26일에 여러 언론사에 공개되었다. XDF에서 공개된 이미지는 빅뱅 이후 처음 5억 년 이내에 형성된 것으로 추정되는 은하를 보여준다.[34][35]7. 6. 허블 익스트림 딥 필드(XDF)
2012년에 익스트림 딥 필드(XDF) 이미지가 공개되었다. 이 이미지는 허블 울트라 딥 필드(HUDF) 중앙을 10년 이상 촬영하여 합성한 것으로, 총 노출 시간은 200만 초(약 23일)이다. 이미지에는 나선 은하부터 은하 충돌 잔해로 더 이상 새로운 별을 생성하지 않는 적색 거대 은하까지 약 5500개의 은하가 담겨 있다.[34] XDF 이미지는 빅뱅 이후 처음 5억 년 이내에 형성된 것으로 추정되는 은하들을 보여준다.[34][35]
7. 7. 기타 심우주 관측
HDF-사우스(HDF-S)는 1998년에 남반구에서 이루어진 허블 딥 필드(HDF) 관측이다.[30] HDF-S는 초기 HDF와 매우 유사한데,[31] 이는 우주가 가장 큰 규모에서 균질하다는 우주론적 원리를 뒷받침한다. HDF-S 조사는 1997년 HST에 설치된 우주 망원경 영상 분광기(STIS) 및 근적외선 카메라 및 다중 객체 분광기(NICMOS)를 사용했다.[7][11] 초기 허블 딥 필드(HDF-N) 지역은 이후 여러 차례 재관측되었으며,[11] 이 과정에서 여러 초신성 현상이 감지되었다.[11]더 넓은 영역에 대한 조사는 대형 관측소 기원 딥 서베이(GOODS)의 일부로 수행되었지만, 감도는 낮았다. 이 조사의 일부는 허블 울트라 딥 필드(HUDF)를 생성하기 위해 더 오랫동안 관측되었는데, 이는 수년 동안 가장 감도가 높은 광학 심원장 이미지였다.[32] 허블 익스트림 딥 필드(XDF)는 2012년에 완성되었으며,[33] XDF 이미지는 빅뱅 이후 처음 5억 년 이내에 형성된 것으로 추정되는 은하를 보여준다.[34][35]
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ハッブル・ディープ・フィールドと似たハッブル・ディープ・フィールド・サウス(HDF-S)という領域が南天にあるため、それと対比してHubble Deep Field North(HDF-N)と言われることもある。
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