Głębokie pole Hubble'a - Hubble Deep Field
Współrzędne : 12 h 36 m 49,4 s , +62° 12′ 58″
Głębokie Pole Hubble'a (ang. Hubble Deep Field - HDF ) to obraz małego obszaru w gwiazdozbiorze Wielkiej Niedźwiedzicy , zbudowany na podstawie serii obserwacji wykonanych przez Kosmiczny Teleskop Hubble'a . Obejmuje ona obszar około 2,6 minutach łuku o boku około jednej 24-milionowych części całej przestrzeni powietrznej, co jest równoważne w kątowej wielkości do piłki tenisa na odległości 100 metrów. Obraz został złożony z 342 oddzielnych ekspozycji wykonanych za pomocą Wide Field and Planetary Camera 2 Teleskopu Kosmicznego 2 w ciągu dziesięciu kolejnych dni między 18 a 28 grudnia 1995 roku.
Pole jest tak małe, że znajduje się w nim tylko kilka gwiazd pierwszego planu w Drodze Mlecznej ; w ten sposób prawie wszystkie z 3000 obiektów na zdjęciu to galaktyki , z których niektóre należą do najmłodszych i najbardziej odległych znanych. Odkrywając tak dużą liczbę bardzo młodych galaktyk, HDF stał się przełomowym obrazem w badaniach wczesnego Wszechświata .
Trzy lata po wykonaniu obserwacji HDF, w podobny sposób sfotografowano region na południowej półkuli niebieskiej, który nazwano Południowym Głębokim Polem Hubble'a . Podobieństwa między tymi dwoma regionami ugruntowały przekonanie, że wszechświat jest jednorodny w dużych skalach, a Ziemia zajmuje typowy region we Wszechświecie ( zasada kosmologiczna ). Szersze, ale płytsze badanie przeprowadzono również w ramach głębokiego przeglądu Great Observatories Origins . W 2004 roku z kilkumiesięcznej ekspozycji na światło zbudowano głębsze zdjęcie, znane jako Ultragłębokie Pole Hubble'a (HUDF). Obraz HUDF był w tym czasie najczulszym obrazem astronomicznym, jaki kiedykolwiek wykonano przy widzialnych długościach fal i tak pozostało aż do opublikowania Hubble eXtreme Deep Field (XDF) w 2012 roku.
Koncepcja
Jednym z kluczowych celów astronomów, którzy zaprojektowali Teleskop Kosmiczny Hubble'a, było wykorzystanie jego wysokiej rozdzielczości optycznej do badania odległych galaktyk na poziomie szczegółowości, który nie był możliwy z Ziemi. Umieszczony nad atmosferą , Hubble unika poświaty atmosferycznej, dzięki czemu może wykonywać bardziej czułe obrazy w świetle widzialnym i ultrafioletowym niż te, które można uzyskać za pomocą naziemnych teleskopów o ograniczonym widzeniu (gdy możliwa jest dobra korekcja optyki adaptacyjnej przy widzialnych długościach fal, 10-metrowe teleskopy naziemne może stać się konkurencyjna). Chociaż zwierciadło teleskopu wykazywało aberrację sferyczną, gdy teleskop został wystrzelony w 1990 roku, nadal można go było używać do robienia zdjęć bardziej odległych galaktyk niż było to możliwe do uzyskania wcześniej. Ponieważ światło potrzebuje miliardów lat, aby dotrzeć do Ziemi z bardzo odległych galaktyk, widzimy je takimi, jakimi były miliardy lat temu; w ten sposób rozszerzenie zakresu takich badań na coraz bardziej odległe galaktyki pozwala lepiej zrozumieć ich ewolucję.
Po skorygowaniu aberracji sferycznej podczas misji promu kosmicznego STS-61 w 1993 roku, ulepszone możliwości obrazowania teleskopu zostały wykorzystane do badania coraz bardziej odległych i słabszych galaktyk. Badanie Medium Deep Survey (MDS) wykorzystywało Wide Field and Planetary Camera 2 (WFPC2) do wykonywania głębokich zdjęć losowych pól, podczas gdy inne instrumenty były wykorzystywane do zaplanowanych obserwacji. W tym samym czasie inne dedykowane programy skupiały się na galaktykach, które były już znane z obserwacji naziemnych. Wszystkie te badania ujawniły istotne różnice między właściwościami dzisiejszych galaktyk a tymi, które istniały kilka miliardów lat temu.
Do 10% czasu obserwacji HST jest określane jako czas dyskrecjonalny dyrektora (DD) i jest zazwyczaj przyznawany astronomom, którzy chcą badać nieoczekiwane zjawiska przejściowe, takie jak supernowe . Kiedy okazało się, że optyka korekcyjna Hubble'a działa dobrze, Robert Williams , ówczesny dyrektor Space Telescope Science Institute , postanowił poświęcić znaczną część swojego czasu DD w 1995 roku na badanie odległych galaktyk. Specjalny Komitet Doradczy Instytutu zalecił użycie WFPC2 do zobrazowania "typowej" plamy nieba na dużej szerokości galaktycznej przy użyciu kilku filtrów optycznych . Powołano grupę roboczą do opracowania i realizacji projektu.
Wybór celu
Pole wybrane do obserwacji wymagało spełnienia kilku kryteriów. Musiało to być na dużej szerokości geograficznej galaktycznej, ponieważ pył i zaciemniająca materia w płaszczyźnie dysku Drogi Mlecznej uniemożliwia obserwacje odległych galaktyk na niskich szerokościach galaktycznych. Pole docelowe musiało unikać znanych jasnych źródeł światła widzialnego (takich jak gwiazdy na pierwszym planie) oraz emisji podczerwonych , ultrafioletowych i rentgenowskich , aby ułatwić późniejsze badania na wielu długościach fal obiektów w głębokim polu, a także musiało być w region o niskim tle podczerwonym „cirrus” , rozproszona, niewyraźna emisja podczerwieni, która, jak się uważa, jest powodowana przez ciepłe ziarna pyłu w chłodnych obłokach gazowego wodoru ( regiony HI ).
Kryteria te ograniczały pole potencjalnych obszarów docelowych. Zdecydowano, że cel powinien znajdować się w „strefach ciągłego obserwacji” Hubble'a (CVZ) – obszarach nieba, które nie są zasłonięte przez Ziemię ani Księżyc podczas orbity Hubble'a. Grupa robocza postanowiła skoncentrować się na północnym CVZ, tak że półkula północna-teleskopy, takie jak teleskopy Keck , w Kitt Peak National Observatory teleskopów i Very Large Array (VLA) mógłby przeprowadzenia uzupełniających uwag.
Początkowo zidentyfikowano dwadzieścia pól spełniających te kryteria, z których wybrano trzy optymalne pola kandydujące, wszystkie w konstelacji Wielkiej Niedźwiedzicy . Migawki radiowe wykonane za pomocą VLA wykluczyły jedno z tych pól, ponieważ zawierało ono jasne źródło radiowe, a ostateczną decyzję między pozostałymi dwoma podjęto na podstawie dostępności gwiazd przewodnich w pobliżu pola: obserwacje Hubble'a zwykle wymagają pary pobliskie gwiazdy, na których czujniki precyzyjnego naprowadzania teleskopu mogą namierzyć podczas naświetlania, ale biorąc pod uwagę znaczenie obserwacji HDF, grupa robocza potrzebowała drugiego zestawu zapasowych gwiazd przewodnich. Pole to ostatecznie wybrany jest umieszczony w prawym wznoszenia się z 12 h 36 m 49.4 s i odchyłki od + 62 ° 12 ', 58 "; ma około 2,6 minuty kątowej szerokości, czyli 1/12 szerokości Księżyca. Powierzchnia wynosi około 1/24 000 000 całkowitej powierzchni nieba .
Obserwacje
Po wybraniu pola należało opracować strategię obserwacji. Ważną decyzją było określenie, jakich filtrów użyją obserwacje; WFPC2 jest wyposażony w czterdzieści osiem filtrów, w tym filtry wąskopasmowe izolujące poszczególne linie emisyjne o znaczeniu astrofizycznym oraz filtry szerokopasmowe przydatne do badania kolorów gwiazd i galaktyk. Wybór filtrów do zastosowania w HDF zależał od „ przepustowości ” każdego filtra — całkowitej proporcji światła, które przepuszcza — oraz dostępnego pokrycia spektralnego. Pożądane były filtry z pasmowoprzepustami zachodzącymi na siebie w jak najmniejszym stopniu.
Ostatecznie wybrano cztery filtry szerokopasmowe, wyśrodkowane na długości fal 300 nm (bliskie ultrafioletowe ), 450 nm (światło niebieskie), 606 nm (światło czerwone) i 814 nm (bliska podczerwień ). Ponieważ wydajność kwantowa detektorów Hubble'a przy długości fali 300 nm jest dość niska, szum w obserwacjach na tej długości fali jest głównie spowodowany szumem CCD, a nie tłem nieba; w związku z tym obserwacje te mogą być prowadzone w czasie, gdy wysoki szum tła mógłby zaszkodzić wydajności obserwacji w innych pasmach przepustowych.
Między 18 a 28 grudnia 1995 r. — w tym czasie Hubble okrążył Ziemię około 150 razy — wykonano 342 zdjęcia obszaru docelowego za pomocą wybranych filtrów. Całkowite czasy ekspozycji przy każdej długości fali wynosiły 42,7 godziny (300 nm), 33,5 godziny (450 nm), 30,3 godziny (606 nm) i 34,3 godziny (814 nm), podzielone na 342 indywidualne ekspozycje, aby zapobiec znacznemu uszkodzeniu poszczególnych obrazów przez kosmiczne promienie , które powodują pojawianie się jasnych smug, gdy uderzają w detektory CCD. Kolejnych 10 orbit Hubble'a wykorzystano do wykonania krótkich ekspozycji pól oskrzydlających, aby wspomóc dalsze obserwacje przez inne instrumenty.
Przetwarzanie danych
Produkcja końcowego połączonego obrazu przy każdej długości fali była złożonym procesem. Jasne piksele spowodowane przez promieniowanie kosmiczne podczas ekspozycji zostały usunięte przez porównanie ekspozycji o tej samej długości, wykonanych jedna po drugiej, i zidentyfikowanie pikseli, na które promienie kosmiczne miały wpływ w jednej ekspozycji, ale nie w drugiej. Na oryginalnych zdjęciach znajdowały się ślady kosmicznych śmieci i sztucznych satelitów , które zostały starannie usunięte.
Rozproszone światło z Ziemi było widoczne w około jednej czwartej ramek danych, tworząc widoczny wzór „X” na obrazach. Zostało to usunięte przez zrobienie zdjęcia z efektem rozproszonego światła, wyrównanie go z niezmienionym obrazem i odjęcie niezmienionego obrazu od dotkniętego. Powstały obraz został wygładzony, a następnie można go było odjąć od jasnej klatki. Ta procedura usunęła prawie całe rozproszone światło z dotkniętych obrazów.
Gdy 342 pojedyncze obrazy zostały oczyszczone z uderzeń promieniowania kosmicznego i skorygowane pod kątem światła rozproszonego, należało je połączyć. Naukowcy zaangażowani w obserwacje HDF opracowali technikę zwaną mżawką , w której wycelowanie teleskopu było bardzo zróżnicowane pomiędzy seriami ekspozycji. Każdy piksel na chipach WFPC2 CCD rejestrował obszar nieba o średnicy 0,09 sekundy kątowej , ale zmieniając kierunek, w którym wskazywał teleskop o mniej niż między ekspozycjami, powstałe obrazy zostały połączone przy użyciu zaawansowanych technik przetwarzania obrazu, aby uzyskać ostateczny kąt rozdzielczość lepsza niż ta wartość. Obrazy HDF wytworzone przy każdej długości fali miały końcowe rozmiary piksela 0,03985 sekundy kątowej.
Przetwarzanie danych dało cztery obrazy monochromatyczne (przy 300 nm, 450 nm, 606 nm i 814 nm), po jednym dla każdej długości fali. Jeden obraz oznaczono jako czerwony (814 nm), drugi jako zielony (606 nm), a trzeci jako niebieski (450 nm), a trzy obrazy połączono w celu uzyskania obrazu kolorowego. Ponieważ długości fal, przy których wykonano zdjęcia, nie odpowiadają długościom fal światła czerwonego, zielonego i niebieskiego, kolory na ostatecznym zdjęciu dają jedynie przybliżoną reprezentację rzeczywistych kolorów galaktyk na zdjęciu; wybór filtrów dla HDF (i większości obrazów Hubble'a) został zaprojektowany przede wszystkim w celu maksymalizacji naukowej użyteczności obserwacji, a nie tworzenia kolorów odpowiadających temu, co ludzkie oko faktycznie postrzega.
Zawartość
Ostateczne zdjęcia zostały opublikowane na spotkaniu Amerykańskiego Towarzystwa Astronomicznego w styczniu 1996 roku i ujawniły mnóstwo odległych, słabych galaktyk. Na zdjęciach można zidentyfikować około 3000 różnych galaktyk, przy czym wyraźnie widoczne są zarówno galaktyki nieregularne, jak i spiralne , chociaż niektóre galaktyki w polu mają tylko kilka pikseli średnicy. Ogólnie uważa się, że HDF zawiera mniej niż dwadzieścia galaktycznych gwiazd pierwszego planu; zdecydowanie większość obiektów w polu to odległe galaktyki.
W HDF jest około pięćdziesięciu niebieskich, podobnych do punktów obiektów. Wiele z nich wydaje się być powiązanych z pobliskimi galaktykami, które razem tworzą łańcuchy i łuki: prawdopodobnie są to regiony intensywnego formowania się gwiazd . Inne mogą być odległymi kwazarami . Astronomowie początkowo wykluczyli możliwość, że niektóre z podobnych do punktów obiektów są białymi karłami , ponieważ są one zbyt niebieskie, aby były zgodne z rozpowszechnionymi w tamtym czasie teoriami ewolucji białych karłów. Jednak nowsze prace wykazały, że wiele białych karłów z wiekiem staje się bardziej niebieskich, co potwierdza tezę, że HDF może zawierać białe karły.
Wyniki naukowe
Dane HDF dostarczyły kosmologom niezwykle bogatego materiału do analizy, a pod koniec 2014 r. powiązany artykuł naukowy dotyczący tego obrazu otrzymał ponad 900 cytowań. Jednym z najbardziej fundamentalnych odkryć było odkrycie dużej liczby galaktyk o wysokich wartościach przesunięcia ku czerwieni .
W miarę rozszerzania się Wszechświata bardziej odległe obiekty oddalają się od Ziemi szybciej, w tak zwanym Przepływie Hubble'a . Kosmologiczne przesunięcie ku czerwieni znacząco wpływa na światło z bardzo odległych galaktyk . Chociaż znane były kwazary z dużymi przesunięciami ku czerwieni, bardzo niewiele galaktyk z przesunięciem ku czerwieni było większe niż jeden było znanych przed wyprodukowaniem obrazów HDF. HDF zawierał jednak wiele galaktyk z przesunięciem ku czerwieni aż do sześciu, co odpowiada odległości około 12 miliardów lat świetlnych . Z powodu przesunięcia ku czerwieni najbardziej odległe obiekty w HDF ( galaktyki załamania Lymana ) nie są tak naprawdę widoczne na zdjęciach z Hubble'a; można je wykryć tylko na zdjęciach HDF wykonanych przy dłuższych falach przez teleskopy naziemne.
Galaktyki HDF zawierały znacznie większy odsetek galaktyk zaburzonych i nieregularnych niż wszechświat lokalny; Zderzenia i fuzje galaktyk były częstsze w młodym wszechświecie, ponieważ był on znacznie mniejszy niż dzisiaj. Uważa się, że gigantyczne galaktyki eliptyczne powstają, gdy zderzają się galaktyki spiralne i nieregularne.
Bogactwo galaktyk na różnych etapach ewolucji pozwoliło również astronomom oszacować zmienność tempa powstawania gwiazd w ciągu życia Wszechświata. Chociaż szacunki przesunięć ku czerwieni galaktyk HDF są nieco prymitywne, astronomowie uważają, że formowanie się gwiazd miało miejsce w maksymalnym tempie 8–10 miliardów lat temu i od tego czasu zmniejszyło się około dziesięciokrotnie.
Innym ważnym wynikiem HDF była bardzo mała liczba obecnych gwiazd na pierwszym planie. Przez lata astronomowie zastanawiali się nad naturą ciemnej materii , która wydaje się niewykrywalna, ale z obserwacji wynika, że stanowi ona około 85% masy we Wszechświecie. Jedna z teorii głosiła, że ciemna materia może składać się z Massive Astrophysical Compact Halo Objects ( MACHO ) – słabych, ale masywnych obiektów, takich jak czerwone karły i planety w zewnętrznych obszarach galaktyk. HDF pokazał jednak, że w zewnętrznych częściach naszej galaktyki nie ma znaczącej liczby czerwonych karłów.
Obserwacja wieloczęstotliwościowa
Obiekty o bardzo dużym przesunięciu ku czerwieni (galaktyki załamujące się Lymana) nie są widoczne w świetle widzialnym i generalnie są wykrywane w podczerwonych lub submilimetrowych badaniach HDF. Obserwacje w Infrared Space Observatory (ISO) wykazały emisję podczerwoną z 13 galaktyk widocznych na zdjęciach optycznych, przypisywaną dużym ilościom pyłu związanego z intensywnym formowaniem się gwiazd. Obserwacje w podczerwieni zostały również wykonane za pomocą Kosmicznego Teleskopu Spitzera . Submilimetrowe obserwacje pola zostały wykonane za pomocą SCUBA na Teleskopie Jamesa Clerka Maxwella , początkowo wykrywając 5 źródeł, choć z bardzo niską rozdzielczością. Obserwacje prowadzono również za pomocą teleskopu Subaru na Hawajach.
Obserwacje rentgenowskie przeprowadzone przez Obserwatorium Rentgenowskie Chandra ujawniły sześć źródeł w HDF, które odpowiadają trzem galaktykom eliptycznym, jednej galaktyki spiralnej, jednemu aktywnemu jądru galaktyki i jednemu niezwykle czerwonemu obiektowi, uważanemu za odległą galaktykę zawierającą duża ilość pyłu pochłaniająca jego emisję światła niebieskiego.
Naziemne zdjęcia radiowe wykonane za pomocą VLA ujawniły siedem źródeł radiowych w HDF, z których wszystkie odpowiadają galaktykom widocznym na obrazach optycznych. Teren został również zbadany za pomocą radioteleskopu Westerbork Synthesis Radio Telescope i zestawu radioteleskopów MERLIN na częstotliwości 1,4 GHz; Połączenie map VLA i MERLIN wykonanych na długościach fal 3,5 i 20 cm pozwoliło zlokalizować 16 źródeł radiowych w polu HDF-N, a wiele więcej na polach flankujących. Obrazy radiowe niektórych pojedynczych źródeł w terenie zostały wykonane za pomocą europejskiej sieci VLBI z częstotliwością 1,6 GHz z wyższą rozdzielczością niż mapy Hubble'a.
Kolejne obserwacje HST
Odpowiednik HDF na południowej półkuli niebieskiej powstał w 1998 roku: HDF-South (HDF-S). Stworzony przy użyciu podobnej strategii obserwacyjnej, HDF-S był bardzo podobny z wyglądu do oryginalnego HDF. Potwierdza to kosmologiczną zasadę, że w swojej największej skali Wszechświat jest jednorodny . Przegląd HDF-S wykorzystywał instrumenty Space Telescope Imaging Spectrograph (STIS) oraz Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer (NICMOS) zainstalowane na HST w 1997 roku; region oryginalnego Hubble Deep Field (HDF-N) był od tego czasu wielokrotnie ponownie obserwowany przy użyciu WFPC2, a także instrumentów NICMOS i STIS. Kilka zdarzeń supernowych zostało wykrytych przez porównanie obserwacji HDF-N z pierwszej i drugiej epoki.
Szersze badanie, ale mniej czułe, zostało przeprowadzone w ramach Great Observatories Origins Deep Survey ; fragment tego był następnie obserwowany dłużej, aby stworzyć Ultra-Głębokie Pole Hubble'a , które było najbardziej czułym optycznym obrazem głębokiego pola od lat, aż do ukończenia Hubble eXtreme Deep Field w 2012 roku. zostały wydane 26 września 2012 roku wielu agencjom medialnym. Zdjęcia opublikowane w XDF pokazują galaktyki, które, jak się obecnie uważa, powstały w ciągu pierwszych 500 milionów lat po Wielkim Wybuchu.
Zobacz też
Uwagi i referencje
Bibliografia
- Abrahama, RG; i in. (1996). „Morfologie odległych galaktyk. II. Klasyfikacje z Średniogłębokiego Przeglądu Kosmicznego Teleskopu Hubble'a” (PDF) . Dodatek do czasopisma astrofizycznego . 107 : 1–17. Kod Bibcode : 1996ApJS..107....1A . doi : 10.1086/192352 . hdl : 10183/109045 .
- Alcock, C.; i in. (1992). AV Fillipenko (red.). Poszukiwanie masywnych, kompaktowych obiektów halo za pomocą (pół)zrobotyzowanego teleskopu . 103. doroczne spotkanie Towarzystwa Astronomicznego Pacyfiku. Teleskopy zrobotyzowane w latach 90-tych . 34 . s. 193-202. Kod Bibcode : 1992ASPC...34..193A . Numer ISBN 0-937707-53-8.
- Beckwith, SV; i in. (2006). „Ultra głębokie pole Hubble'a”. Czasopismo Astronomiczne . 132 (5): 1729-1755. arXiv : astro-ph/0607632 . Kod Bib : 2006AJ ....132.1729B . doi : 10.1086/507302 . S2CID 119504137 .
- Casertano, S.; i in. (2000). „WFPC2 Obserwacje Hubble Deep Field South” . Czasopismo Astronomiczne . 120 (6): 2747–2824. arXiv : astro-ph/0010245 . Kod Bib : 2000AJ...120.2747C . doi : 10.1086/316851 . S2CID 119058107 .
- Connolly, AJ; i in. (1997). „Ewolucja historii globalnego powstawania gwiazd mierzona z Hubble Deep Field”. Astrofizyczne listy czasopism . 486 (1): L11–L14. arXiv : astro-ph/9706255 . Kod Bibcode : 1997ApJ...486L..11C . doi : 10.1086/310829 . S2CID 6869133 .
- Ferguson, HC (2000a). N. Manset; C. welon; D. Crabtree (red.). Głębokie Pola Hubble'a . Oprogramowanie i systemy do analizy danych astronomicznych IX. Materiały konferencyjne ASP . 216 . Towarzystwo Astronomiczne Pacyfiku. s. 395 . Numer ISBN 1-58381-047-1.
- Ferguson, HC; Dickinson, Mark; Williams, Robert (2000b). „Głębokie pola Hubble'a”. Roczny Przegląd Astronomii i Astrofizyki . 38 (1): 667–715. arXiv : astro-ph/0004319 . Kod Bib : 2000ARA&A..38..667F . doi : 10.1146/annurev.astro.38.1.667 . S2CID 20107441 .
- Ferguson, AS (1998). „Głębokie pole Hubble'a”. Recenzje w nowoczesnej astronomii . 11 : 83–115. Kod Bib : 1998RvMA...11...83F .
- Flynn, C.; Gould, A.; Bahcall, JN (1996). „Ograniczenie głębokiego pola Hubble'a na barionowej ciemnej materii”. Astrofizyczne listy czasopism . 466 (2): L55–L58. arXiv : astro-ph/9603035 . Kod Bibcode : 1996ApJ...466L..55F . doi : 10.1086/310174 . S2CID 15891406 .
- mgr Schilizzi; i in. (2000). „Obserwacje WSRT regionu Hubble Deep Field” . Astronomia i astrofizyka . 361 : L41–L44. arXiv : astro-ph/0008509 . Kod Bibcode : 2000A&A...361L..41G .
- mgr Garretta; i in. (2001). „AGN i wybuchy gwiazd przy dużym przesunięciu ku czerwieni: obserwacje radiowe EVN o wysokiej rozdzielczości Hubble Deep Field”. Astronomia i astrofizyka . 366 (2): L5–L8. arXiv : astro-ph/0102037 . Kod Bibcode : 2001A&A...366L...5G . doi : 10.1051/0004-6361:20000537 . S2CID 14344612 .
- Hansena, BMS (1998). J. Paweł; T Montmerle; E Aubourg (red.). Obserwacyjne sygnatury starych białych karłów . 19 Teksańskie Sympozjum Astrofizyki Relatywistycznej . arXiv : astro-ph/9808273 . Kod Bibcode : 1998astro.ph..8273H .; opublikowane także w Nature 394 :860 Bibcode : 1998Natur.394..860H .
- Hornschemeier, AE; i in. (2000). „Źródła rentgenowskie w Hubble Deep Field wykrytym przez Chandrę”. Czasopismo Astrofizyczne . 541 (1): 49–53. arXiv : astro-ph/0004260 . Kod bib : 2000ApJ...541...49H . doi : 10.1086/309431 . S2CID 119409090 .
- Richards, EA; i in. (1998). „Emisja radiowa z galaktyk w Głębokim Polu Hubble'a”. Czasopismo Astronomiczne . 116 (3): 1039-1054. arXiv : astro-ph/9803343 . Kod Bibcode : 1998AJ....116.1039R . doi : 10.1086/300489 . S2CID 15644905 .
- Gonzalez-Serrano, M.; i in. (1997). „Obserwacje Hubble Deep Field z Infrared Space Observatory – V. Rozkłady energii spektralnej, modele starburst i historia powstawania gwiazd”. Miesięczne zawiadomienia Królewskiego Towarzystwa Astronomicznego . 289 (2): 490–496. arXiv : astro-ph/9707030 . Kod bib : 1997MNRAS.289..490R . doi : 10.1093/mnras/289.2.490 .
- Trauger, JT; i in. (1994). „Wydajność na orbicie WFPC2” . Astrofizyczne listy czasopism . 435 (1): L3–L6. Kod Bibcode : 1994ApJ...435L...3T . doi : 10.1086/187580 .
- Trimble, V. (1987). „Istnienie i natura ciemnej materii we wszechświecie” . Roczny Przegląd Astronomii i Astrofizyki . 25 (1): 425–472. Kod Bibcode : 1987ARA&A..25..425T . doi : 10.1146/annurev.aa.25.090187.002233 .
- Williamsa, RE; i in. (1996). „Głębokie pole Hubble'a: obserwacje, redukcja danych i fotometria galaktyki”. Czasopismo Astronomiczne . 112 : 1335-1389. arXiv : astro-ph/9607174 . Kod bib : 1996AJ....112.1335W . doi : 10.1086/118105 . S2CID 17310815 .
- Williams, RE; i in. (2000). „The Hubble Deep Field South: Formuła kampanii obserwacyjnej” . Czasopismo Astronomiczne . 120 (6): 2735–2746. Kod bib : 2000AJ....120.2735W . doi : 10.1086/316854 .
Zewnętrzne linki
Multimedia związane z Hubble Deep Field w Wikimedia Commons
- „Głębokie pole Hubble'a” . STScI. Strona główna Hubble Deep Field.
- „Najgłębsze spojrzenie Hubble'a na wszechświat ujawnia oszałamiające galaktyki na przestrzeni miliardów lat” . 15 stycznia 1996 r. Oryginalna informacja prasowa NASA.