Hubblovo hlboké pole: Rozdiel medzi revíziami

'''Hubblovo hlboké pole''' (angl. ''Hubble Deep Field'', skratka: HDF) je obrázok[[fotografia]] s rozmerom 3 x 3 [[oblúková minúta|oblúkovej minúty]] vo [[Asterizmus Veľký voz|Veľkom voze]], bez slabých hviezd alebo blízkej skupiny [[Galaxia|galaxií]], v ktorom [[Hubblov vesmírny ďalekohľad]] zaznamenal v roku [[1995]] na zloženej snímke 1500 galaxií v rôznom štádiu vývoja". <ref>Súpis termínov z astronómie (pokračovanie). In: Kultúra slova, 2016, roč. 50, č. 1, [https://www.juls.savba.sk/ediela/ks/2016/1/KS1-2016.pdf] S. 19 </ref>

TentoTáto obrázokfotografia tvorí asi jednu 24 milióntinu celej oblohy, čo z hľadiska uhlovej veľkosti zodpovedá tenisovej loptičke vo vzdialenosti 100 metrov. Obrázok bol zostavený z 342 samostatných [[Expozícia (fotografia)|expozícií]] nasnímaných pomocou [[Wide Field and Planetary Camera 2]] Hubblovho ďalekohľadu v priebehu desiatich po sebe nasledujúcich dní medzi 18. a 28. decembrom 1995.

Pole je také malé, že zo samostatných hviezd [[Galaxia (Mliečna cesta)|Mliečnej cesty]] sa ich v ňom nachádza len niekoľko, a teda takmer všetky z 3 000 objektov na obrázku sú galaxie, z ktorýchpričom niektoré patria medzi najmladšie a najvzdialenejšie, známeaké galaxiepoznáme. Tým, že odhalil tak veľký počet veľmi mladých galaxií sa obrázok HDF stal medzníkom v štúdiu raného vesmíru.

Tri roky po pozorovaní HDF bol podobne zobrazený región na južnej nebeskej pologuli a bol pomenovaný [[Hubblovo južné hlboké pole]]. Pozorovaná podobnosť medzi týmito dvoma regiónmi posilnila presvedčenie, že vesmír je jednotný vo veľkých mierkach, a že Zem zaberá typický región vo vesmíre ([[kozmologický princíp]]). Širší, ale plytší prieskum sa uskutočnil aj ako súčasť veľkého prieskumu [[Origins Deep Survey]].

V roku 2004 bolbola po niekoľkých mesiacoch svetelnej expozície vytvorenývytvorená hlbšífotografia obrázok, známyznáma ako [[Hubblovo ultrahlboké pole]]<ref>{{Citácia elektronického dokumentu|titul=The Hubble Deep Fields

|vydavateľ=www.spacetelescope.org|dátum prístupu=2019-11-23|jazyk=en|priezvisko=information@eso.org}}</ref> (HUDF). Obrázok HUDF bol vV tom čase bola najcitlivejším astronomickým obrazom, aký bol kedy urobený pri viditeľných vlnových dĺžkach, aurobený; zostal ním až do vydania [[Hubblovo extrémne hlboké pole|Hubblovho extrémne hlbokého poľa]] (XDF) v roku 2012.

Jedným z kľúčových cieľov astronómov, ktorí navrhli Hubbleov vesmírny ďalekohľad (teleskop), bolo použitie jeho vysokého optického rozlíšenia na štúdium vzdialených galaxií na úroveň detailov, ktorá nebola možná z povrchu Zeme. Hubble,Teleskop umiestnený nad [[Atmosféra Zeme|atmosférou,]] sa vyhýba atmosférickému vzduchovému žiareniu,skresleniu. ktoréTo mu umožňuje snímať citlivejšie snímky [[Viditeľné svetlo|viditeľného]] a [[Ultrafialové žiarenie|ultrafialového svetla]], ako je možné získaťs pomocou pozemných teleskopov pozorujúcich vo viditeľnej časti spektra. (akAk je možná dobrá adaptívna optická korekcia na viditeľných vlnových dĺžkach, pozemné teleskopy nanad 10 m môžu byť konkurencieschopné.). Aj keď zrkadlo ďalekohľadu malo pri spustení ďalekohľadudo prevádzky v roku 1990 [[Aberácia|sférickú aberáciu]], stále sa dalo použiť na snímanie vzdialenejších [[Galaxia|galaxií]], akov sarozlíšení predtým dalo dosiahnuťnedosiahnuteľnom. Pretože svetlu trvá miliardy rokov, než sa dostane na Zem z veľmi vzdialených galaxií, vidíme ich tak, ako bolivyzerali pred miliardami rokov; rozšírenie rozsahu tohto výskumu na stále vzdialenejšie galaxie teda umožňuje lepšie porozumieť tomu, ako sa galaxie vyvíjajú.

Po korekcii sférickej aberácie počas misie [[STS-61|Space Shuttle STS-61]] v roku 1993 sa použili vylepšené zobrazovacie schopnosti ďalekohľadu na štúdium čoraz vzdialenejších a slabších galaxií. Stredne hlboký prieskum (MDS) použil fotoaparát Wide Field and Planetary Camera 2 (WFPC2) na vytváranie hlbokých snímok náhodných polí, zatiaľ čo iné nástroje sa používali na plánované pozorovania. Súčasne sa ďalšie špecializované programy zameriavali na galaxie, ktoré už boli známe pozemným pozorovaním. Všetky tieto štúdie odhalili podstatné rozdiely medzi vlastnosťami galaxií dnes a tými, ktoré existovali pred niekoľkými miliardami rokov.

Až 10% pozorovacieho času HST je určených ako režisérov diskrečný čas (DD) a zvyčajne sa udeľuje astronómom, ktorí chcú študovať neočakávané prechodné [[Jav|javy]], ako sú [[Supernova|supernovy]]. Keď sa ukázalo, že Hubbleova korekčná optika funguje dobre, [[Robert William Seton-Watson|Robert Williams]], vtedajší riaditeľ Vesmírneho teleskopického vedeckého ústavu, sa rozhodol venovať v roku 1995 podstatnú časť svojho času DD štúdiu vzdialených galaxií. Špeciálny poradný výbor inštitútu odporučil, aby sa WFPC2 použilo na zobrazenie „typickej“ oblohy vo vysokej galaktickej šírke pomocou niekoľkých [[Filter|optických filtrov]]. Bola zriadená pracovná skupina na vývoj a implementáciu projektu.

Pole vybrané pre pozorovania muselo spĺňaťsplniť niekoľko kritérií. Muselo byť vo vysokej galaktickej šírke, pretože prach a zakrývajúca [[hmota]] v rovine disku Mliečnej dráhy bránia pozorovaniu vzdialených galaxií v nízkych galaktických šírkach. Cieľové [[pole]] sa muselo vyhnúť známym jasným zdrojom viditeľného svetla (ako sú napríklad hviezdy v popredí) a [[Infračervené žiarenie|infračervenéinfračerveného]], [[Ultrafialové žiarenie|ultrafialovéultrafialového]] a [[Röntgenové žiarenie|röntgenovéröntgenového]] žiareniežiarenia, aby sa uľahčilo neskoršie štúdium na mnohých vlnových dĺžkach objektov v hlbokom poli, a. tiežTiež sa muselo nachádzať v oblasti s nízkym infračerveným „cirrusom“ v pozadí, pričom rozptýlená, múdra infračervená emisia je pravdepodobne spôsobená horúcimi prachovými zrnami v chladných oblakoch plynného [[Vodík|vodíka]] (oblasti HI) .

Tieto kritériá obmedzili oblasť potenciálnych cieľových oblastí. Rozhodlo sa, že cieľ by mal byť v Hubbleových „zónach nepretržitého pozorovania“ (CVZ) - v oblastiach oblohy, ktoré nie sú počas Hubblovej [[Obežná dráha|obežnej dráhy]] zakryté Zemou alebo Mesiacom. Pracovná skupina sa rozhodla sústrediť na severnú CVZ, aby ďalekohľady na severnej pologuli, ako sú napríklad [[Keckove teleskopy|Keckove ďalekohľady]], ďalekohľady Národného observatória Kitt Peak a VLA (LargeVery Large Array), mohli vykonávať následné pozorovania.

Pôvodne bolo identifikovaných dvadsať polí, ktoré spĺňajú tieto kritériá, z ktorých boli vybrané tri optimálne kandidátske polia, všetkovšetky v konštelácii [[Veľká medvedica|Veľkej medvedice]]. Pozorovania rádiovým snímkom sz VLA vylúčili jedno z týchto polí, pretože obsahovalo jasný rádiový zdroj a konečné rozhodnutie medzi ostatnýmiposlednými dvoma bolo vykonané na základe dostupnosti vodiacich hviezd v blízkosti poľa: Hubbleove pozorovania zvyčajne vyžadujú dvojicu blízkych hviezd, na ktorých sa môžu teleskopické snímače Fine Guidance Sensors počas [[Expozícia|expozície]] uzamknúť, ale vzhľadom na dôležitosť pozorovaní HDF vyžadovala pracovná skupina druhú sadu sprievodných sprievodných hviezd. Pole, ktoré bolo nakoniec vybrané, sa nachádza na [[Rektascenzia|rektascenzii]] 12 h 36 m 49,4 s a [[Deklinácia (astronómia)|deklinácii]] + 62 ° 12 '58 ″; [6] [7] má plochu približne 2,6 [[Arcminúta|arcminút]], alebo plochu 1/12 [[Mesiac|Mesiaca]]. Táto oblasť predstavuje približne 1/24 000 000 z celkovej plochy oblohy.

Po výbere poľa sa musela vypracovať stratégia pozorovania. Dôležitým rozhodnutím bolo určiť, ktoré [[Optický filter|filtre]] budú použité na pozorovania použité; WFPC2 je vybavený štyridsiatimi ôsmymi filtrami vrátane [[Úzkopásmový filter|úzkopásmových filtrov]] izolujúcich konkrétne emisné línie [[Astrofyzika|astrofyzikálneho]] záujmu a širokopásmových filtrov užitočných na štúdium farieb hviezd a galaxií. Výber filtrov, ktoré sa majú použiť pre HDF, závisel od „[[Priepustnosť svetla (nerast)|priepustnosti]]“ každého filtra - celkového podielu svetla, ktorýmktorému umožňuje priechod - a dostupného spektrálneho pokrytia. Požadovali sa filtre s čo najmenším prekrývaním pásiem. Nakoniec sa vybrali štyri širokopásmové filtre so stredom pri vlnových dĺžkach 300 [[Nanometer|nm]] (takmer [[Ultrafialové žiarenie|ultrafialové]]), 450 nm (modré svetlo), 606 nm (červené svetlo) a 814 nm (takmer [[Infračervené žiarenie|infračervené]]). Pretože kvantová účinnosť Hubbleových detektorov pri vlnovej dĺžke 300 nm je pomerne nízka, šum pri pozorovaní pri tejto vlnovej dĺžke je spôsobený skôr šumom [[CCD]] než pozadím oblohy; tieto pozorovania by sa teda mohli vykonávať v čase, keď by vysoký šum v pozadí poškodil účinnosť pozorovaní v iných priepustných pásmach. V období od 18. do 28. decembra 1995 - v tom čase Hubble obiehal Zem približne 150-krát - bolo vybratých 342 snímok cieľovej oblasti vo vybratých filtroch. Celkové expozičné časy pri každej vlnovej dĺžke boli 42,7 hodín (300 nm), 33,5 hodiny (450 nm), 30,3 hodiny (606 nm) a 34,3 hodiny (814 nm), rozdelené do 342 jednotlivých expozícií, aby sa zabránilo významnému poškodeniu jednotlivých snímok kozmickými lúčmi, ktoré spôsobujú jasné pruhy, keď narážajú na detektory CCD. Ďalších 10 dráh Hubble sa použilo na krátke vystavenie priľahlých polí, aby sa uľahčilo následné pozorovanie inými nástrojmi.

Vytvorenie konečného kombinovaného obrazu pri každej [[Vlnová dĺžka|vlnovej dĺžke]] bolo zložitým procesom. Jasné [[Pixel|pixely]] spôsobené dopadmi kozmického žiarenia počas expozícií boli odstránené porovnaním expozícií rovnakej dĺžky, ktoré boli odobraté jeden po druhom, a identifikáciou pixelov, ktoré boli ovplyvnené kozmickými lúčmi pri jednej expozícii, ale nie druhej. Na pôvodných obrázkoch sa nachádzali stopy vesmírnych trosiek a umelých satelitov a boli dôkladne odstránené. Rozptýlené svetlo zo Zeme bolo zrejmé asi v štvrtine dátových rámcov, čo na obrázkoch vytvorilo viditeľný vzor „X“. Toto bolo odstránené nasnímaním obrázka ovplyvneného rozptýleným svetlom, jeho zarovnaním s neovplyvneným obrazom a odpočítaním neovplyvneného obrázka od postihnutého. Výsledný obrázok sa vyhladil a potom sa mohol odpočítať od svetlého rámu. Tento postup odstránil takmer všetkyvšetko rozptýlené svetlo z postihnutých snímok.

Keď bolo 342 jednotlivých snímok očistených o zásahy [[Kozmické žiarenie|kozmickým žiarením]] a opravenéopravených na rozptýlené svetlo, museli sa skombinovať. Vedci zapojení do pozorovaní HDF boli priekopníkmi v technike nazývanej „mrholenie“, pri ktorej sa mierka zameriavania ďalekohľadu medzi [[Súbor|súbormi]] expozícií nepatrne menila.<!-- (zrozumiteľnosť?)Každý pixel na čipoch WFPC2 CCD zaznamenal plochu oblohy 0,09 arcsekundy naprieč, ale zmenou smeru, v ktorom ďalekohľad ukazoval menej ako medzi expozíciami, sa výsledné snímky skombinovali pomocou sofistikovaných techník spracovania obrazu, aby sa získal konečný uhol rozlíšenie lepšie ako táto hodnota. --> Obrazy HDF vytvorené pri každej vlnovej dĺžke mali konečnú veľkosť pixelov 0,03985 sekundy. Spracovanie údajov poskytlo štyri [[Jednofarebnosť|monochromatické obrázky]] (pri 300 nm, 450 nm, 606 nm a 814 nm), jeden na každej vlnovej dĺžke. Jeden obrázok bol označený ako červený (814 nm), druhý ako zelený (606 nm) a tretí ako modrý (450 nm) a tripo obrázkyich sa spojili, čímspojení sa získal farebný obrázok. [3] Pretože vlnové dĺžky, pri ktorých boli obrázky nasnímané, nezodpovedajú vlnovým dĺžkam červeného, ​​zeleného a modrého svetla, farby na výslednom obrázku poskytujú iba približnú reprezentáciu skutočných farieb galaxií v obraze; výber filtrov pre HDF (a väčšinu snímok z Hubbleovho teleskopu) bol navrhnutý primárne s cieľom maximalizovať vedeckú užitočnosť pozorovaní a nie vytvárať farby zodpovedajúce tomu, čo by ľudské oko skutočne vnímalo.

Konečné obrázky boli zverejnené na stretnutí [[Americká astronomická spoločnosť|Americkej astronomickej spoločnosti]] v januári 1996 a odhalili množstvo vzdialených slabých galaxií. Na obrázkoch ich bolo možné identifikovať približne 3 000 rôznych galaxií , pričom boli jasne viditeľné nepravidelné aj [[Špirálová galaxia s priečkou|špirálové galaxie]], hoci niektoré galaxie v poli majú len niekoľko pixelov. VoU všetkých sa predpokladá, že HDF obsahuje menej ako dvadsať galaktických hviezd v popredí; zďalekaabsolútna väčšina objektov v teréne sú vzdialené galaxie. V HDF je asi päťdesiat modrých objektov. Zdá sa, že mnohé sú spojené s blízkymi galaxiami, ktoré spolu tvoria reťazce a oblúky: pravdepodobne ide o oblasti [[Intenzita|intenzívnej]] tvorby hviezd. Ďalšími môžu byť vzdialené [[Kvazar|kvasarykvazary]]. Astronómovia spočiatku vylúčili možnosť, že niektoré z bodových objektov sú [[Biely trpaslík|bielybieli trpaslíci]], pretože sú príliš modré na to, aby boli v súlade s teóriami vývoja bieleho trpaslíka, ktoré v tom čase prevládali. Novšia práca však zistila, že mnoho bielych trpaslíkov sa s pribúdajúcim vekom stáva modrejšoumodrejšími, čo podporuje myšlienku, že HDF môže obsahovať bielebielych trpaslíkytrpaslíkov.<ref>{{Citácia knihy|titul=Spectral Atlas for Amateur Astronomers|url=http://dx.doi.org/10.1017/9781316694206.032|vydavateľ=Cambridge University Press|miesto=Cambridge|isbn=978-1-316-69420-6|strany=209–210|meno=Richard|priezvisko=Walker}}</ref>

Údaje o HDF poskytovali [[Kozmológia|kozmológom]] mimoriadne bohatý materiál na analýzu a do konca roku 2014 súvisiace vedecké práce týkajúce sa obrázka dostalizískali viac ako 900 citácií. Jedným z najzákladnejších nálezov bol objav veľkého počtu galaxií s vysokými hodnotami červeného posunu. Ako sa vesmír rozpína, vzdialenejšie objekty sa od Zeme vzďaľujú rýchlejšie, o čom hovorí [[Hubblov Zákonzákon]]. Svetlo z veľmi vzdialených galaxií je významne ovplyvnené kozmologickým [[Červený posun|červeným posunom]]. KýmHoci boli známe [[Kvazar|kvazary]] s vysokým červeným posunom, pred vytvorením snímok HDF bolo známych iba veľmi málo galaxií s červeným posunom väčším ako jeden1. HDF však obsahoval veľa galaxií s červeným posunom až šesť6, čo zodpovedá vzdialenostiam približne 12 miliárd [[Svetelný rok|svetelných rokov]]. Kvôli červenému posunu nie sú najvzdialenejšie objekty v HDF (lymské zlomené[[Lyman-break]] galaxie) v Hubbleových snímkach skutočne viditeľné; môžu byť detekované iba na snímkach HDF nasnímaných na dlhších vlnových dĺžkach pozemnými ďalekohľadmi. Galaxie HDF obsahovali podstatne väčší podiel narušených a nepravidelných galaxií ako miestny vesmír; [[Zrážka galaxií|zrážky]] a [[Fúzia|fúzie]] galaxií boli v mladom vesmíre častejšie, pretože boli oveľa menšie ako dnes. Predpokladá sa, že sa pri zrážke [[Špirálová galaxia|špirál]] a nepravidelných galaxií vytvárajú obrovské [[Eliptická galaxia|eliptické galaxie]]. Bohatstvo galaxií v rôznych [[Fáza|fázach]] ich vývoja tiež umožnilo astronómom odhadnúť zmeny v rýchlosti tvorby hviezd počas celého života vesmíru. Zatiaľ čo odhady červených posunov galaxií HDF sú trochu surové, astronómovia sa domnievajú, že k tvorbe hviezd došlomaximálnou prirýchlosťou maximálnej rýchlostidošlo pred 8 až 10 miliardami rokov a odvtedy sa znížilznížila asi desaťkrát. Ďalším dôležitým výsledkom z HDF bol veľmi malý počet prítomných hviezd v popredí. Astronómovia sa celé roky zmätilibádali nad povahou [[Temná hmota|temnej hmoty]], hmoty, ktorá sa zdá byť nedetekovateľná, ale z ktorýchktorej pozorovania vyplynulo, že tvorí okolo 85% všetkej [[Hmota|hmoty]] vo [[Vesmír|vesmíre]] podľa [[Hmotnosť|hmotnosti]]. Jedna teória spočívala v tom, že temná hmota by sa mohla skladať z masívnych astrofyzikálnych kompaktných halo objektov (MACHO) - slabých, ale masívnych objektov, ako sú [[Červený trpaslík|červené trpaslíky]] a [[Planéta|planéty]] vo vonkajších oblastiach galaxií. HDF však preukázal, že vo vonkajších častiach našej galaxie nebolo významné množstvo červených trpaslíkov. <ref>{{Citácia periodika|titul=Hubble Finds an Off-Center Black Hole|url=http://dx.doi.org/10.2307/4018161|periodikum=Science News|dátum=1995-12-16|dátum prístupu=2019-11-23|ročník=148|číslo=25|strany=407|issn=0036-8423|doi=10.2307/4018161|meno=R.|priezvisko=Cowen}}</ref>

Objekty s veľmi vysokým červeným posunom ([[Lyman-break]] galaxie) sa nedajú vidieť vo [[Viditeľné svetlo|viditeľnom svetle]] a zvyčajne sa detegujú namiesto toho v [[Infračervené žiarenie|infračervených]] alebo submilimetrových [[Vlnová dĺžka|vlnových dĺžkach]] HDF. Pozorovania pomocou infračerveného vesmírneho observatória ([[ISO]]) naznačujú infračervenú emisiu z 13 galaxií viditeľných na optických obrazoch, ktorá sa pripisuje veľkému množstvu [[Prach|prachu]] spojeného s intenzívnou tvorbou hviezd. Infračervené pozorovania sa uskutočnili aj pomocou vesmírneho teleskopu [[Spitzerov vesmírny ďalekohľad|Spitzer]]. SubmillimeterSubmillimetrové pozorovania poľa boli vykonané s SCUBA na [[James Clerk Maxwell|James Clerk Maxwell Telescope]], kde spočiatku detegovaťdetegoval 5 zdrojov, aj keď s veľmi nízkym rozlíšením. Pozorovali sa aj ďalekohľady Subaru na [[Havaj (štát USA)|Havaji]]. [[Röntgenové spektrum|Röntgenové]] pozorovanie pomocou röntgenového observatória [[Chandra]] odhalilo v HDF šesť zdrojov, o ktorých sa zistilo, že zodpovedajú trom eliptickým galaxiám, jednej špirálovitej galaxii, jednému aktívnemu galaktickému jadru a jednému extrémne červenému objektu, ktoréktorý sa považujúpovažuje za vzdialenú galaxiu obsahujúcu veľké množstvo prachu [[Absorpcia|absorbujúceabsorbujúceho]] jeho emisie modrého svetla. Pozemné [[Rádiové žiarenie|rádiové]] snímky nasnímané pomocou VLA odhalili v HDF sedem rádiových zdrojov, z ktorých všetky zodpovedajú galaxiám viditeľným na optických obrazoch. Toto pole sa skúmalo aj pomocou rádiového teleskopu [[Westerbork Synthesis Radio]] a so súborom rádiových ďalekohľadov MERLIN pri 1,4 [[GHz]]; kombináciou máp VLA a MERLIN vytvorených pri vlnových dĺžkach 3,5 a 20 cm sa nachádzalonašlo 16 rádiových zdrojov v polepoli HDF-N, s mnohými ďalšími v priľahlých poliach. Rádiové snímky niektorých jednotlivých zdrojov v teréne boli vytvorené v Európskej sieti VLBI pri 1,6 GHz s vyšším rozlíšením ako mapy Hubbleovho teleskopu. <ref>{{Citácia elektronického dokumentu|titul=ESO — The European Southern Observatory|url=https://www.eso.org/public/|vydavateľ=www.eso.org|dátum prístupu=2019-11-23|jazyk=en|priezvisko=information@eso.org}}</ref>

V roku 1998 bol na južnej pologuli vytvorený náprotivok HDF: Južné Hubblovo hlboké pole (HDF-S). Bolo zachytené použitím podobnej stratégie pozorovania a aj jeho vzhľad bol veľmi podobný pôvodnému HDF. Tento fakt podporuje [[kozmologický princíp]], ktorý hovorí, že [[vesmír]] je vo veľkých škálach [[Homogénnosť|homogénny]]. Na získanie sníkmovsnímkov z HDF-S bol použitý [[Space Telescope Imaging Spectrograph]] (STIS) a [[Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer]] (NICMOS),; prístroje, ktoré boli na [[Hubblov vesmírny ďalekohľad|HST]] nainštalované rok predtým. HDF bolo odvtedy pozorované ešte niekoľkokrát, aj za pomoci prístrojov WFPC2, STIS a NICMOS. Porovnaním pôvodných a nových záberov bolo objavených niekoľko [[Supernova|supernov]].

Širší, no menej podrobný prieskum sa uskutočnil ako súčasť projektu [[Great Observatories Origins Deep Survey]] (GOODS). Časť oblohy pozorovaná počas tohto prieskumu bola potom skúmaná oveľa dlhšie, z čoho vzniklo [[Hubblovo ultra hlboké pole]]. Toto pole bolo najpodrobnejším optickým hlbokým poľom až do roku 2012, kedy vzniklo [[Hubblovo extrémne hlboké pole]] (XDF). Fotky tohto poľa boli 26. septembra 2012 sprístupnené viacerým mediálnym [[Agentúra|agentúram]]. Galaxie, ktoré je možné vidieť na fotke XDF pravdepodobne vznikli počas obdobia prvých 500 miliónov rokov po [[Veľký tresk|Veľkom tresku]].<ref>{{Citácia knihy|titul=The New Cosmos|url=http://dx.doi.org/10.1017/cbo9781107706125.014|vydavateľ=Cambridge University Press|miesto=Cambridge|isbn=978-1-107-70612-5|strany=157–170|meno=David J.|priezvisko=Eicher|meno2=Alex|priezvisko2=Filippenko}}</ref><ref>{{Citácia knihy|titul=Hubble Deep Field|url=https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Hubble_Deep_Field&oldid=908971386|rok=2019-08-02|jazyk=en|poznámka=Page Version ID: 908971386}}</ref>