허블 딥 필드 사우스

허블 딥 필드 사우스(Hubble Deep Field South, HDF-S)는 1998년 9월과 10월, 10일에 걸쳐 허블 우주 망원경의 광시야 및 행성 카메라 2(Wide Field and Planetary Camera 2, WFPC2)를 사용하여 촬영한 수백 장의 개별 이미지를 합성한 이미지이다. 그로부터 수년전 북반구에서는 허블 딥 필드(HDF)를 관측하여 초기 우주 진화 단계에 있는 매우 먼 은하를 연구하는 데 중요한 역할을 한 바가 있었다. 허블 딥 필드 사우스는 남반구를 촬영했는데 WFPC2는 심우주의 이미지를 촬영했고, 인근 지역은 동시에 우주망원경 이미징 분광기(Space Telescope Imaging Spectrograph, STIS)와 근적외선 카메라 및 다중 물체 분광기(Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer, NICMOS)로 촬영되었다.

 계획 
1995년에 허블 우주 망원경이 북반구의 어두운 영역을 관측하여 엄청난 성과를 거둔 이후, 남반구의 우주에서도 비슷한 방식의 관측하기 위한 계획이 수립되었다.

선택된 관측 지역은 큰부리새자리로, 적경은 22시간 32분 56.22초, 적위는 −60° 33′ 02.69″이었다. 허블 딥 필드와 마찬가지로 은하수의 은하 원반에서 멀리 떨어진 곳을 목적으로 선택했는데, 이는 원반에는 많은 양의 장애물이 있는 물질이 포함되어 있기 때문이다. 또한 이 지역은 가능한 한 우리은하의 별이 적게 포함되도록 선택되었다. 그러나 이 지역은 허블 딥 필디보다 은하 원반에 더 가까워서 우리은하의 별을 더 많이 포함하고 있다. 또한 근처에 밝은 별이 하나 있고, 강한 전파원이 가까이 있어 관측 후속 작업에 지장이 있을 수 있으나, 이 둘 모두 후속 관측에 큰 영향을 미치지 않는다고 판단되었다.Williams et al. (2000)

허블 딥 필드와 마찬가지로, 이 지역은 허블 우주 망원경의 지속적인 관측 영역(Continuous Viewing Zone, CVZ)에 위치해 있었다. 남반구의 이 지역은 한 궤도에서 보통의 두배 이상으로 관측 가능한 지역이었다. 마침 허블 우주망원경이 이 지역을 지속적으로 관측할 수 있으며, 지구에 의해서도 가려지지 않았다.Casertano et al. (2000) 그러나 이 지역을 관측하는 데는 일부 문제가 있다. 예를 들어, 남대서양 이상 지역(South Atlantic Anomaly)을 통과해야 하며, 낮 시간에는 지구 반사광이 산란되기도 한다. 후자는 CCD 읽기 과정에서 발생하는 큰 소음을 가진 장비를 사용하여 피할 수 있다. 이번 조사는 다시 한 번 소장 재량 시간(Director's Discretionary Time)을 사용하여 진행되었다.

이 지역은 1997년 10월 30일과 31일에 간단히 촬영되었으며, 이는 관측 전에 이 지역의 안내 별이 적합한지 확인하기 위한 작업이었다. 이 안내 별은 HST가 이 지역을 정확히 가리키는 데 필요하다.

 관측 
HDF-S의 관측 전략은 기존의 허블 딥 필드와 유사하였으며, WFPC2 이미지를 위한 동일한 광학 필터(300, 450, 606, 814나노미터 파장의 빛을 분리하는 필터)가 사용되었고, 총 노출 시간도 비슷하였다. 관측은 1998년 9월과 10월에 걸쳐 10일 동안 이루어졌으며, 총 150회의 궤도 관측과 130만 초가 넘는 누적 노출 시간으로 진행되었다. WFPC2가 매우 심도 깊은 광학 이미지를 촬영하는 동안, 관측 지역은 동시에 우주망원경영상분광기(STIS)와 근적외선카메라 및 다중천체분광기(NICMOS)로도 촬영되었다. 이와 함께 여러 주변 관측 지역(flanking fields)도 짧은 시간 동안 관측되었다.Williams et al. (2000)

WFPC2로 촬영된 이미지는 5.3제곱아크분의 면적을 가지며, NICMOS와 STIS로 촬영된 이미지는 각각 0.7제곱아크분에 불과하다.Ferguson (2000)

HDF-S의 이미지 역시 '드리즐링(drizzling)'이라 알려진 기법을 사용하여 처리되었다. 이 기법은 노출 사이에 망원경의 조준 방향을 아주 미세하게 변경하고, 이렇게 얻어진 이미지를 정교한 기술로 합성하여 본래보다 더 높은 각분해능을 달성하는 방법이다. 관측 중 영상 촬영 단계에서는 이러한 미세한 병진 이동이 문제가 되지 않았으나, 분광 작업 단계에서는 망원경을 다시 조준하는 대신 소폭 회전시켜야 했다. 이는 STIS 기기의 중심이 중앙 퀘이사에 정확히 유지되도록 하기 위함이었다.Williams et al. (2000) HDF-S 최종 이미지의 각 픽셀은 0.0398각초인 분해능을 가졌다.

 발견 
우주론 원리에서는 우주가 거시적인 관점에서는 균질하고 등방적이라고 규정한다. 이는 어느 방향을 바라보더라도 우주가 동일하게 보인다는 의미이다. 따라서 HDF-S 역시 북반구에서 촬영했던 기존의 허블 딥 필드(HDF-N)와 매우 유사할 것으로 예상되었으며, 실제로도 그러하였다. HDF-S에서는 다수의 은하들이 관측되었으며, 이들은 HDF-N에서 관측된 것과 유사한 색상과 형태를 보였고, 각 관측 필드 내 은하의 수 역시 매우 비슷하였다.Casertano et al. (2000)

HDF-N과의 한 가지 차이점은 HDF-S 관측 영역에 이미 알려진 적색편이 값 2.24를 가진 퀘이사 J2233-606이 포함되어 있었다는 점이다. 이 퀘이사는 관측 대상 영역을 찾는 과정에서 발견되었다. 퀘이사는 시선 방향을 따라 존재하는 가스의 분포를 탐사하는 수단을 제공하며, 전경에 위치한 천체들과 함께 관측되어 은하와 흡수선(absorption features) 사이의 연관성을 연구할 수 있도록 하였다. 관측 필드에 퀘이사를 포함하는 방안은 원래 HDF-N에서도 고려되었으나, 퀘이사에 연관된 은하 수가 증가하여 은하 수 집계에 왜곡을 초래할 우려와, 적절한 위치에 퀘이사가 존재하지 않았던 이유로 채택되지 않았다. 그러나 남쪽 하늘을 대상으로 한 관측에서는 이미 HDF-N을 통해 얻어진 은하 수 집계가 있었기 때문에 이러한 왜곡에 대한 우려가 없었다.Williams et al. (2000)

 과학적 성과 
HDF-N과 마찬가지로, HDF-S 역시 우주론을 연구하는 학자들에게 풍부한 연구 재료가 되었다. HDF-S를 대상으로 한 여러 연구들은 우주의 역사 동안의 별 형성률(star formation rate)과 같은 HDF-N에서 얻어진 결과들을 재확인하였다. 또한 HDF-S는 은하들이 내부 과정이나 다른 은하들과의 상호작용을 통해 시간에 따라 어떻게 진화하는지를 연구하는 데에도 폭넓게 활용되었다.

 각주 

 참고 문헌 





 외부 링크 
 Main Hubble Deep Field South website.

분류:미국의 사진
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분류:허블 우주망원경
분류:큰부리새자리
분류:1998년 사진
분류:1998년 우주 개발
분류:1998년 9월
분류:1998년 10월