השדה העמוק של האבל (באנגלית: Hubble Deep Field; ראשי תיבות: HDF) הוא תמונה משובצת של אזור קטן בקבוצת הכוכבים הדובה הגדולה. התמונה מורכבת מכ-342 חשיפות נפרדות שבוצעו עם המצלמה הפלנטרית והמצלמה בעלת השדה הרחב (WFPC2) של טלסקופ החלל האבל במשך עשרה ימים רצופים בין התאריכים ה-18 ל-28 בדצמבר 1995. גודל האזור המצולם הוא כ-2.6 דקות קשת, בערך אחד חלקי 24 מיליון מכלל שטח השמיים (שקול לקוטרו הזוויתי של כדור טניס ממרחק מאה מטרים).
האזור המצולם הוא כה קטן, עד כדי כך שרק מספר כוכבים של גלקסיית שביל החלב נכללים בתוכו, וכמעט כל העצמים המופיעים בתמונה, כ-3,000 במספר, הם גלקסיות. חלקן הן מהמרוחקות ביותר שהיו ידועות בתקופת הצילום, ועל כן התמונה מראה את צורתן כגלקסיות צעירות (בשלב מוקדם של קיום היקום).
תיעוד מספר כה גדול של גלקסיות בשלבי התפתחותן המוקדמים הפך את התמונה לאבן דרך בתולדות חקר מבנה היקום.
ב-1998, שלוש שנים לאחר צילום תמונות השדה העמוק, נוצרה באופן דומה תמונה נוספת של חלק משמי הדרום (הרקיע הנראה מחצי הכדור הדרומי) בשם "השדה העמוק של האבל דרום". הדמיון במאפייני שתי התמונות חיזק את ההשערה כי היקום הוא אחיד בקנה מידה גדול מבחינת פיזורן וסידורן של גלקסיות וצבירי גלקסיות, וכי מיקומו של כדור הארץ אינו מיוחד (העיקרון הקוסמולוגי). תמונה רחבה יותר אך עמוקה פחות צולמה כחלק מתצפיות החלל העמוק של טלסקופי החלל הראשיים (GOODS). בשנת 2004 צולמה תמונה עמוקה יותר הידועה בשם השדה האולטרה-עמוק של האבל (HUDF), אשר שולבה מתצפיות שהצטברו לאורך מספר חודשים. תמונת ה-HUDF הייתה עד אז התמונה האסטרונומית הרגישה ביותר שנעשתה אי פעם בספקטרום האור הנראה, והיא נשארה כך עד ליצירת ה-Hubble eXtreme Deep Field, תמונה של של אזור במרכז ה-HUDF, שהיא בעלת פירוט עוד יותר גבוה, בשנת 2012.
רקע.
אחת המטרות המרכזיות של האסטרונומים והמהנדסים שתכננו את טלסקופ החלל האבל הייתה להשתמש ברזולוציה האופטית הגבוהה שלו כדי לחקור גלקסיות מרוחקות עד לרמת פירוט שאינה אפשרית מהקרקע. שכן, במיקומו מעל האטמוספירה, זוהר אוויר אטמוספירי לא חוסם אור מעצמים שמימיים אל עדשותיו של האבל, דבר המאפשר לו לצלם תמונות בטווחי האור הנראה והאולטרה סגול רגישות הרבה יותר ממה שניתן לצלם בטלסקופים מבוססי קרקע אשר מוגבלים על ידי הזוהר (אם כי כאשר מתאפשר תיקון אופטיקה מסתגלת טוב באורכי גל נראים, טלסקופים קרקעיים עם עדשות 10 מ' יכולים להתקרב לרמת הפירוט של האבל). אף על פי שהמראה של הטלסקופ סבלה מאברציה כדורית כאשר הטלסקופ שוגר בשנת 1990, עדיין ניתן היה להשתמש בה כדי לצלם תמונות של גלקסיות רחוקות יותר ממה שהיה ניתן להשיג קודם לכן. מכיוון שלאור לוקח מיליארדי שנים להגיע לכדור הארץ מגלקסיות רחוקות מאוד, אנו רואים אותן כפי שהיו לפני מיליארדי שנים; לפיכך, הרחבת היקף מחקר כזה לגלקסיות מרוחקות יותר ויותר מאפשרת הבנה טובה יותר של האופן שבו הן מתפתחות.
לאחר שהאברציה הכדורית תוקנה במהלך משימת מעבורת החלל STS-61 בשנת 1993, נעשה שימוש ביכולות הדימות המשופרות של הטלסקופ כדי לחקור גלקסיות מרוחקות וקלושות יותר ויותר. תוכנית שהובלה על ידי מדעני נאס"א שנקראה MDS השתמשה במצלמת WFPC2 כדי לצלם תמונות עמוקות של שדות אקראיים בעוד מכשירים אחרים היו בשימוש לתצפיות מתוזמנות. במקביל, תוכניות ייעודיות אחרות התמקדו בגלקסיות שכבר היו מוכרות מתצפיות קרקעיות. כל המחקרים הללו חשפו הבדלים מהותיים בין תכונות הגלקסיות כיום לאלו שהיו קיימות לפני כמה מיליארדי שנים.
10% מזמן התצפית של הטלסקופ מוגדר כזמן הנתון לשיקול דעתו של מנהל הפרויקט, והוא יכול לחלקו בכל אופן העולה על דעתו. לרוב, הזמן מוענק בדרך כלל לאסטרונומים המעוניינים לחקור תופעות חולפות בלתי צפויות, כגון סופרנובות. לאחר שהוכח שהאופטיקה המסתגלת של האבל מתפקדת היטב, רוברט ויליאמס, המנהל בזמנו של המכון למדע טלסקופ החלל, החליט להקדיש חלק ניכר מזמן שיקול הדעת שלו במהלך 1995 לחקר גלקסיות רחוקות. ועדה מייעצת מיוחדת של המכון המליצה על שימוש במצלמת ה-WFPC2 לצילום חלקת שמים "טיפוסית" בקו רוחב גלקטי גבוה, תוך שימוש במספר מסננים אופטיים. עבור משימת חקר הגלקסיות הוקמה קבוצת עבודה לפיתוח ויישום הפרויקט.
בחירת מיקום.
השדה שנבחר לתצפיות נדרש לעמוד במספר תנאים; עליו היה להיות בקו רוחב גלקטי גבוה מכיוון שאבק קוסמי וצבירי גזים במישור הדיסק של שביל החלב מונעים תצפיות על גלקסיות רחוקות בקווי רוחב גלקטיים נמוכים יותר. שדה המטרה היה חייב להיות מבודד ורחוק ממקורות חזקים של אור נראה (כגון כוכבי חזית), ומאזורים מרובי פליטות באורכי גל שונים, זאת כדי להקל על מחקרים עתידיים באורכי גל שונים של העצמים בשדה העמוק וכן היה עליו להיות באזור עם רקע נמוך של קרינת תת-אדום (סירוס תת-אדום) . אשר ככל הנראה נגרמות על ידי צבירי אבק חמים באזורי גז מימן (אזור H II).
תנאים האלו הגבילו את שדות היעד הפוטנציאליים. הוחלט שהמטרה צריכה להיות באזורי הצפייה הרציפים של האבל - אזורים בשמיים שאינם מוסתרים על ידי כדור הארץ או הירח במהלך מסלולו של האבל. קבוצת העבודה החליטה להתרכז באזור צפוני, כך שמצפי כוכבים חזקים בחצי הכדור הצפוני כגון קק, קיט פיק והמערך הגדול מאוד יוכלו לבצע תצפיות נרדפות בהמשך.
בתחילה זוהו 20 שדות העומדים בתנאים אלה, מתוכם נבחרו שלושה מועמדים אופטימליים, כולם בקבוצת הכוכבים הדובה הגדולה. תצפיות רדיו שנעשו על אחד השדות עם המערך הגדול מאוד (ר"ש: VLA) שללו אותו מכיוון שהוא הכיל מקור רדיו חזק, וההחלטה הסופית בין השניים האחרים התקבלה על בסיס הזמינות של כוכב מנחה בקרבת השדה: תצפיות האבל דורשות בדרך כלל זוג של כוכבים סמוכים שעליהם חיישני הנחיה העדינה של הטלסקופ יכולים להינעל במהלך חשיפה, אך בהתחשב בחשיבותן של תצפיות השדה, קבוצת העבודה דרשה קבוצה שנייה של כוכבי מנחה כגיבוי. השדה שנבחר בסופו של דבר ממוקם בקוארדינטות השמימיות, בעלייה ישרה: ורוחבו כ-2.6 דקות קשת, או 1/12 מקוטרו של הירח. שטח השדה הוא בערך 1/24,000,000 משטח השמים הכולל.
תצפיות.
לאחר שנבחר שדה הראייה הרצוי, היה צורך לקבוע אסטרטגיית תצפית. החלטה חשובה הייתה בחירת המסננים האופטיים שיהיו בשימוש עבור הצילומים. למצלמת ה-WFPC2 יש 48 מסננים אופטיים, הכוללים מסננים צרי-סרט המבודדים קווים ספקטרליים מסוימים שבהם יש עניין אסטרופיזי, ומסננים רחבי-סרט שהם שימושיים לזיהוי הצבעים של כוכבים וגלקסיות. בחירת המסננים שישמשו עבור הצילומים הייתה תלויה במידת ההעברה של כל מסנן - השיעור הכולל של האור שהוא מעביר, מתוך האור הנכנס אליו - ובכיסוי הספקטרלי הזמין. הועדפו מסננים בעלי חפיפה מינימלית בין תחומי ההעברה.
בסופו של דבר, נבחרו ארבעה מסנני רחבי סרט, שמרכזיהם באורכי גל של 300 ננומטר (קרוב לתחום העל-סגול), 450 ננומטר (כחול), 606 ננומטר (אדום) ו-814 ננומטר (קרוב לתת-אדום). מכיוון שהיעילות הקוונטית של גלאי ה-CCD של האבל באורך גל של 300 ננומטר היא נמוכה למדי, הרעש בתצפיות באורך גל זה נובע בעיקר מרעש הגלאי ולא מרעשי רקע (זיהום אור); לפיכך, ניתן היה לבצע תצפיות אלו בזמנים שבהם רעש רקע גבוה היה פוגע ביעילות של תצפיות באורכי גל אחרים.
בימים שבין 18 בדצמבר ל-28 בדצמבר 1995, שבמהלכם הקיף האבל את כדור הארץ 150 פעמים, צולמו 342 תמונות של אזור המטרה במסננים שנבחרו. זמני החשיפה הכוללים היו 42.7 שעות ב-300 ננומטר, 33.5 שעות ב-450 ננומטר, 30.3 שעות ב-606 ננומטר, ו-34.3 שעות ב-814 ננומטר, והצילומים בוצעו ב-342 חשיפות נפרדות כדי לאפשר טיפול בנזקי קרניים קוסמיות, הגורמות להופעת פסים בהירים כשהן פוגעות בגלאי CCD. עשר הקפות נוספות שימשו לצילום תמונות בחשיפות קצרות של שולי שדה הראייה, כדי לסייע בתצפיות מעקב עתידיות על ידי מכשירים אחרים.
עיבוד המידע.
הפקת תמונה משולבת בכל אורך גל הייתה תהליך מורכב. פיקסלים בהירים שנוצרו מפגיעת קרניים קוסמיות במהלך חשיפות הוסרו על ידי השוואת חשיפות באורך שווה שצולמו בזו אחר זו והסרת הפיקסלים הפגומים לפי צורך. בנוסף, שבלים שהופיעו בחלק תמונות המקוריות כתוצאה ממעברים של פסולת חלל ולוויינים מלאכותיים הוסרו בזהירות.
בערך ברבע מהתמונות נראה אור שהוחזר מכדור הארץ, אשר יצר כתם בצורת "X" על התמונות. הכתם הוסר על ידי שילוב של התמונות שהושפעו מאור הארץ עם תמונות אחרות של אותם אזורים שבהן לא הייתה השפעה כזו. בעזרת אלגוריתמי עיבוד תמונה התאפשר תיקון כמעט מלא של אפקט האור המוחזר.
לאחר ש-342 התמונות הבודדות נוקו מפגיעות קרניים קוסמיות ואור מוחזר, הן שולבו לתמונה אחת. מדענים המעורבים בתצפיות השדה הגו שיטת עיבוד תמונה מתוחכמת בשם Variable-pixel linear reconstruction , שבה מספר תמונות משולבות ליצירת תמונת ברזולוציה גבוהה יותר (סופר-רזולוציה). כל פיקסל בגלאי ה-CCD של ה-WFPC2 מכסה רוחב של 0.09 שניית קשת, אך על ידי שינוי כיוון הטלסקופ בזווית קטנה מזו בין חשיפה לחשיפה, התקבל מידע שאיפשר יצירת תמונה משולבת ברזולוציה זוויתית עדינה יותר מזו של המצלמה. בתמונות ה-HDF שהופקו בכל אורך גל, גודל הפיקסלים היה 0.03985 שניות קשת בלבד.