stanford-oval/wikipedia huggingface dataset:
השדה העמוק של האבל
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 לילי 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 שמיים "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) (אנ'). 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: 12ʰ 36ᵐ 49.4ˢ ורוחבו כ-2.6 דקות קשת, או 1/12 מקוטרו של הירח. שטח השדה הוא בערך 1/24,000,000 משטח השמיים 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, שיצר כתם בצורת "X" על התמונות. הכתם הוסר על ידי שילוב של התמונות שהושפעו מאור הארץ עם תמונות זהות 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 (אנ'), 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.
עיבוד הנתונים הניב ארבע תמונות מונוכרומטיות, אחת בכל אורך גל (300 ננומטר, 450 ננומטר, 606 ננומטר ו-814 ננומטר). שילוב תמונות אלה לתמונה צבעונית בוצע כך שתמונת 814 ננומטר קושרה לצבע אדום, תמונת 606 ננומטר קושרה לירוק, ותמונת 450 ננומטר קושרה לכחול, ושלוש התמונות האלה שולבו לכדי תמונה צבעונית אחת. מכיוון שאורכי הגל שבהם צולמו התמונות אינם תואמים בדיוק לאורכי הגל של אור אדום, ירוק וכחול, הצבעים בתמונה הסופית הם ייצוג מקורב בלבד של הצבעים האמיתיים של הגלקסיות בתמונה. בחירת המסננים עבור התמונה (ורוב תמונות האבל האחרות) נעשתה בעיקר משיקולים של תועלת התצפיות למחקר המדעי, ולא מתוך כוונה לייצג במדויק את התמונה שהעין האנושית הייתה רואה לכאורה.
תוכן

בינואר 1996, התוצאה הסופית שוחררה לציבור הרחב בכנס של האגודה האמריקנית לאסטרונומיה. התמונה הציגה שפע של גלקסיות מרוחקות וקלושות. מתוך העצמים בתמונה, ניתן היה לזהות מעל ל-3,000 גלקסיות בשלל צורות, החל מגלקסיות ספירליות ועד לגלקסיות לא-סדורות ואקראיות; וזאת, אף על פי שייצוגן האופטי של חלק מהגלקסיות בתמונה עמד על פיקסלים ספורים. רובם המכריע של העצמים בשדה הם גלקסיות מרוחקות וקלושות. לצד גלקסיות, השדה מכיל כמעט 20 כוכבי גלקסיית שביל החלב.
בשדה מופיעים כחמישים עצמים דמויי נקודות כחולות. נראה שרבים מהם קשורים כבידתית לגלקסיות סמוכות, אשר יחד יוצרים שרשראות וקשתות. שתי השערות הועלו באשר לטיבם: השערה אחת הציעה שהנקודות יכולות להיות אזורי ייצור כוכבים אינטנסיביים. שנייה הציעה שהנקודות עלולות להיות קוואזרים מרוחקים. אסטרונומים שללו בתחילה את האפשרות שחלק מהעצמים הם למעשה ננסים לבנים כיוון שבתמונה צבעם היה כחול מדי מכדי להתאים לתיאוריות התפתחות ננס לבן שרווחו באותה תקופה. עם זאת, מחקר מאוחר יותר גילה שננסים לבנים רבים מכחילים ככל שהם מזדקנים, ממצא המחזק את האפשרות שהשדה עלול להכיל ננסים לבנים.
תוצאות מדעיות

הנתונים סיפקו חומר עשיר ביותר לניתוח קוסמולוגי, כך שבסוף 2014 מאמר מדעי הנוגע לשדה קיבל למעלה מ-900 ציטוטים. אחד הממצאים הבסיסיים שנבעו מהשדה היה גילוי גלקסיות רבות המוסחות בדרגות גבוהות.
ככל שהיקום מתרחב, עצמים רחוקים יותר מתרחקים מכדור הארץ מהר יותר, במה שנקרא חוק האבל-למטר. האור מגלקסיות מושפע בהתאם למרחקן. לפני השדה, היה ידוע על קיומם קוואזרים המוסחים בדרגות גבוהות, אבל, רק על קיום גלקסיות מועטות המוסחות בדרגות גבוהות. בניגוד למה שהיה ידוע עד אז, השדה מכיל גלקסיות רבות המוסחות עד דרגה 6, המקבילה למרחקים של כ-12 מיליארד שנות אור.
בשל ההסחה לאדום, העצמים המרוחקים ביותר בשדה (גלקסיות לימן-בריק) אינם נראים בתמונות האבל; אך ניתן לראותן בתצפיות שבוצעו באורכי גל ארוכים יותר על ידי טלסקופים קרקעיים. (ראו בהמשך). אחת התצפיות הראשונות שתוכננו עבור טלסקופ החלל ג'יימס ווב תהיה תצפית תת-אדום שתבוצע על אזור השדה האולטרה-עמוק של האבל.
הגלקסיות המופיעות בשדה מכילות שיעור גדול בהרבה של גלקסיות לא סדורות מאשר ביקום המקומי; נתון שהוביל להנחה שהתנגשויות ומיזוגי גלקסיות היו נפוצים יותר ביקום הצעיר בשל היותו קטן וצפוף בהרבה מהיום. חוקרים מאמינים שגלקסיות אליפטיות ענקיות כגון IC 1101 (אנ') נוצרו כאשר גלקסיות ספירליות ולא סדורות התנגשו.
נתון שנבע מהשדה היה האפשרות להשוות את המגמה בקצב היווצרותם של כוכבים לאורך חיי היקום באמצעות ניתוח גלקסיות המופיעות בשלבים שונים של התפתחותן. על פי נתונים שהופקו, אסטרונומים מאמינים שקצב היווצרות כוכבים הגיע לשיאו לפני 8–10 מיליארד שנים והיה מהיר פי 10 יותר מאשר בזמננו.
ממצא חשוב נוסף היה הימצאותם המועטת של כוכבים. במשך שנים תהו אסטרונומים באשר לטבעו של החומר האפל, מסה שנראה שאינה ניתנת לזיהוי אך התצפיות המשתמעות ממנה מראות כי היא מהווה כ-85% מכלל החומר ביקום. תיאוריה אחת הציעה שחומר אפל עשוי להיות גופי הילה קומפקטיים מסיביים (MACHOs) – גרמי שמיים קטנים אך מסיביים כגון ננסים אדומים וכוכבי לכת בשוליים החיצוניים של גלקסיות המחזיקים את המבנה במעין רשת כבידתית. עם זאת, השדה שצפה דרך שביל החלב הראה שלא היה מספר משמעותי של ננסים אדומים בשולי הגלקסיה.
תצפיות נרדפות

כפי שנכתב לעיל; גלקסיות לימן-בריק אינן נראות באור נראה ולרוב מתגלות בתצפיות באורכי גל תת-אדום או תת-מילימטר; ולכן, כדי לחשוף את מסתרי השדה הסמויים מן העין, נעשו תצפיות נרדפות באורכי גל ארוכים.
תצפיות שבוצעו עם מצפה חלל בתחום התת-אדום זיהו פליטות תת-אדום מ-13 גלקסיות הנראות בשדה, המיוחסת לכמויות גדולות של אבק הקשור לאזורי היווצרות כוכבים אינטנסיביים. תצפיות תת-אדום נוספות בוצעו עם טלסקופ החלל שפיצר. תצפיות תת-מילימטרים שבוצעו עם טלסקופ ג'יימס קלרק מקסוול חשפו 5 מקורות קרינה ברזולוציה רדודה. תצפיות נוספות בוצעו גם עם טלסקופ סובארו בהוואי.
תצפיות שבוצעו עם טלסקופ החלל צ'נדרה חשפו 6 מקורות קרינה. שלושה זוהו כגלקסיות אליפטיות, אחד כספירלית, אחד כגרעין גלקטי פעיל ואחרון הוא עצם אדום מאוד, ככל הנראה גלקסיה רחוקה שכמות אבק גדולה בה בולעת את מקורות האור הכחולים ממנה.
תמונות רדיו קרקעיות שצולמו באמצעות ה-VLA חשפו 7 מקורות רדיו שמקור כולם בגלקסיות הנראות בתמונה. תצפיות רדיו נוספות בוצעו עם מערכי הטלסקופים WSRT ו-MERLIN בהולנד ובריטניה בהתאמה. מפה שמיימית שנעשתה בשיתוף המערכים MERLIN ו-VLA באורכי גל 3.5 ו-20 ס"מ חשפה 14 מקורות רדיו בשדה עצמו ובשדות סובבים נוספים.
תצפיות ממוקדות על מקורות רדיו אחדים בשדה שבוצעו עם מערך הטלסקופים EVN האירופאי חשפו נתונים ברזולוציה טובה אף יותר מזו של השדה עצמו.
שדות האבל נוספים

בשנת 1988 נצפה שדה נוסף בשם השדה העמוק של האבל דרום (HDF-S) על ידי האבל בחצי הכדור הדרומי. גם ה-HDF-S נצפה באמצעות אסטרטגיית תצפית דומה. ה-HDF-S דומה מאוד במראהו ל-HDF המקורי, ממצא המחזק את העיקרון הקוסמולוגי. על פי העיקרון, בקנה מידה הגדול ביותר שלו, היקום הוא הומוגני ואיזוטרופי וחוזר על עצמו באקראיות לכל כיוון.
לצפיית ה-HDF-S השתמשו בספקטוגרף הדמיה של טלסקופ החלל (STIS) ו-NICMOS שהותקנו בהאבל שנה קודם לכן.
השדה המקורי (HDF-N; "השדה העמוק של האבל צפון") נצפה שוב מספר פעמים מאז באמצעות WFPC2, כמו גם על ידי מכשירי ה-NICMOS ו-STIS. כשהשוו בין שתי התצפיות התגלו שינויים, העיקריים בהם היו התפרצויות סופרנובה חדשות.
שדה רחב יותר, אך רגיש פחות, בשם GOODS בוצע כחלק מתצפיות עמוקות משלושת הטלסקופים הגדולים של נאס"א: האבל, שפיצר וצ'נדרה. לאחר מכן נצפה אזור זה למשך זמן רב יותר כדי ליצור את השדה האולטרה-עמוק של האבל, שהיה תמונת השדה העמוק האופטית הרגישה ביותר למשך שנים. עד שה-Hubble eXtreme Deep Field הושלם ב-2012. תמונת ה-Extreme Deep Field, או XDF, פורסמה במספר ערוצי תקשורת ב-25 בספטמבר 2012. ה-XDF מציג גלקסיות שככל הנראה שנוצרו ב-500 מיליון השנים הראשונות לאחר המפץ הגדול.
השדה העמוק של האבל דרום. שני השדות דומים במראם ובאקראיותם ובכך ממחישים ומחזקים את העיקרון הקוסמולוגי.
השדה האולטרה-עמוק של האבל, תמונת שדה נוספת ואף חזקה יותר.
ה-Hubble eXtreme Deep Field היא תמונת השדה העמוקה ביותר שנעשתה על ידי האבל
ראו גם

Webb's First Deep Field
לקריאה נוספת

Abraham, R.G.; et al. (1996). "The Morphologies of Distant Galaxies. II. Classifications from the Hubble Space Telescope Medium Deep Survey". (PDF). Astrophysical Journal Supplement. 107: עמ' 1–17
Clark, Stuart (2011). The Big Questions The Universe. Hachette UK. עמ' 69. ISBN 978-1-84916-609-6.
Ferguson, H.C. (1998). "The Hubble deep field". Reviews in Modern Astronomy. 11: עמ' 83, 84, 115. editor: Reinhard E. Schielicke, Hamburg, Germany: Astronomische Gesellschaft.
Trauger, J.T.; et al. (1994). "The on-orbit performance of WFPC2" (PDF). Astrophysical Journal Letters. 435 (1): L3–L6.
Williams, R.E.; et al. (1996). "The Hubble Deep Field: Observations, Data Reduction, and Galaxy Photometry". The Astronomical Journal. 112: עמ' 1335 ו-1389.
Ferguson, H. (1996). "The Hubble Deep Field – field selection", Annu. Rev. Astron. Astrophys. 38
Ferguson, H.C. (2000a). N. Manset; C. Veillet; D. Crabtree (eds.). "The Hubble Deep Fields". Astronomical Data Analysis Software and Systems IX. ASP Conference Proceedings. Vol. 216. Astronomical Society of the Pacific. עמ' 395. ISBN 1-58381-047-1.
Ferguson, H.C.; Dickinson, Mark; Williams, Robert (2000b). "The Hubble Deep Fields". Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 38 (1): עמ' 667–715.
Flynn, C.; Gould, A.; Bahcall, J. N. (1996). "Hubble Deep Field Constraint on Baryonic Dark Matter". Astrophysical Journal Letters. 466 (2): L55–L58.
Hansen, B.M.S. (1998). J Paul; T Montmerle; E Aubourg (eds.). "Observational signatures of old white dwarfs".
Connolly, A.J.; et al. (1997). "The evolution of the global star formation history as measured from the Hubble Deep Field". Astrophysical Journal Letters. 486 (1): L11–L14.
Trimble, V. (1987). "Existence and nature of dark matter in the universe". Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 25 (1): 425–472.
M. Rowan-Robinson.; et al. (1997)  - "Observations of the Hubble Deep Field with the Infrared Space Observatory - V. Spectral energy distributions, starburst models and star formation history". Astrophysical Journal Letters. 289, עמ' 490–496
Hornschemeier, A.E.; et al. (2000). "X-Ray sources in the Hubble Deep Field detected by Chandra". The Astrophysical Journal. עמ' 541.
Garrett, M.A.; et al. (2001). "AGN and starbursts at high redshift: High resolution EVN radio observations of the Hubble Deep Field". Astronomy and Astrophysics. עמ' 366 (2): L5–L8.
Williams, R.E.; et al. (2000). "The Hubble Deep Field South: Formulation of the Observing Campaign". The Astronomical Journal. 120 (6): 2735–2746
Casertano, S.; et al. (2000). "WFPC2 Observations of the Hubble Deep Field South". The Astronomical Journal. 120 (6): 2747–2824.
Beckwith, S.V.; et al. (2006). "The Hubble Ultra Deep Field". The Astronomical Journal. 132 (5): 1729–1755.
הערות שוליים

↑  R. Williams, HUBBLE'S DEEPEST VIEW OF THE UNIVERSE UNVEILS BEWILDERING GALAXIES ACROSS BILLIONS OF YEARS, NASA, ‏15 בינואר, 1995
1 2  "Hubble's Deepest View of the Universe Unveils Bewildering Galaxies across Billions of Years". אתר נאס"א.
↑  Clark, Stuart (2011), עמ' 69.
1 2  Ferguson (1998), עמ' 84.
↑  Trauger et al. (1994)
↑  Abraham et al. (1996)
1 2 3 4 5 6 7 8 9 10  Williams et al. (1996)
1 2  Ferguson, H. (1996)
1 2  Ferguson (2000a)
1 2 3 4  Summary Of Key Findings From The Hubble Deep Field.
1 2 3 4 5  Ferguson et al. (2000b)
1 2  Flynn et al. (1996)
↑  Hansen (1998)
1 2  Ferguson (1998), עמ' 105
↑  "Program Information – GTO 1207".
↑  Connolly et al. (1997)
↑  Trimble (1987)
↑  Rowan-Robinson et al. (1997)
↑  "GOODS Spitzer and Ancillary Data".
↑  Hornschemeier et al. (2000)
↑  Preliminary MERLIN Observations of the HST Deep Field. באתר הרשמי של מערך MERLIN.
↑  Garrett et al. (2001)
1 2  Williams et al. (2000)
↑  Casertano et al. (2000)
↑  Beckwith et al. (2006)
↑  Hubble goes to the eXtreme to assemble the deepest ever view of the Universe. Hubble press release.
| --- | --- |
ערך טוב: 
השיפור הדרמטי ביכולות האופטיות של האבל לאחר תיקון האברציה הכדורית עודד ניסיונות להשיג תמונות עמוקות של גלקסיות רחוקות
קווי המתאר של השדה. הירח כפי שנראה מכדור הארץ ימלא בערך רבע התמונה
מיקומו של השדה ביחס לכדור הארץ
דיאגרמה המשווה את עומקם של שני השדות, המקורי והאולטרה-עמוק
קטע מהתמונה בגודל 14 שניות קשת. בכל אחד מארבעת אורכי הגל המשמשים לבניית הגרסה הסופית: 300 ננומטר (משמאל למעלה), 450 ננומטר (מימין למעלה), 606 ננומטר (שמאל למטה) ו-814 ננומטר (ימין למטה)
פרטים מהתמונה ממחישים את המגוון הרחב של צורות, גדלים וצבעים של גלקסיות הקיימים ביקום
השדה כפי שנצפה על ידי טלסקופ החלל שפיצר. התמונה למעלה מציגה את העצמים בשדה; החלק התחתון מציג את קרינת הרקע ללא העצמים.
ועידת קונסטנץ

הבישופים דנים עם האפיפיור בוועידת קונסטנץ
יאן הוס בוועידת קונסטנץ ציור של Václav Brožík
ועידת קונסטנץ הייתה ועידה אקומנית של הכנסייה הקתולית, שהתנהלה בעיר קונסטנץ בין השנים 1414–1418.
ועידת קונסטנץ כונסה על ידי זיגיסמונד, קיסר האימפריה הרומית הקדושה, תומך של האנטי-אפיפיור יוחנן העשרים ושלושה שזה עתה נבחר בפיזה. הוועידה קיבלה את פרישתו של האפיפיור גרגוריוס השנים עשר, דנה בפיצול שחל בכנסייה כתוצאה מבחירת יותר מאפיפיור אחד (באביניון נבחר האנטי-אפיפיור בנדיקטוס השלושה עשר), שפטה את יאן הוס, בחרה את האפיפיור מרטינוס החמישי והדיחה את יתר האפיפיורים והטוענים לאפיפיורות – ובכך סיימה את הקרע המערבי.
ראו גם

שלום קונסטנץ (1183)
ויסנטה פאולה

ויסנטה איטלו פֶאוֹלָה (בפורטוגזית: Vicente Ítalo Feola; ‏1 בנובמבר 1909, סאו פאולו – 6 בנובמבר 1975, סאו פאולו) היה כדורגלן ומאמן כדורגל ברזילאי. פאולה שימש כמאמנה של נבחרת ברזיל בגביע העולם בכדורגל 1958, שנערך בשוודיה, בו זכתה ברזיל בפעם הראשונה בגביע.
מועדון סאו פאולו

פאולה התחיל את הקריירה שלו כשחקן בסאו פאולו. לאחר מעבר קצר בשתי קבוצות נוספות, אאוטו ואמריקנו מסאו פאולו, שלא קיימות יותר, סיים את הקריירה כשחקן בגיל צעיר.
בשנת 1935 החל את הקריירה שלו כמאמן במועדון סיריו. לאחר מעבר קצר בפורטוגזה מסנטוס, חזר למועדון סאו פאולו, הפעם כמאמן.
פאולה אימן את סאו פאולו בשמונה תקופות בין 1937 ו-1960. למעט אימון בוקה ג'וניורס בשנת 1961, לא אימן קבוצה אחרת מאז. בהובלתו, זכתה סאו פאולו פעמיים ברציפות באליפות סאו פאולו (1948 ו-1949).
עם חזרתו מאימון בוקה ג'וניורס, הביא פאולה לסאו פאולו את רעיון הקמת בית ספר לכדורגל לילדים ונוער. באותה התקופה סבל מועדון סאו פאולו בקשיים כלכליים עקב בנייתו המתמשכת של האצטדיון שלו, מורומבי. עקב כך, הקמת בית הספר לכדורגל על ידי פאולה התרחשה בתזמון מתאים, מאחר שהיה יותר כלכלי לסאו פאולו באותה התקופה לפתח את הכדורגלנים שלה מאשר לרכוש שחקנים מקבוצות אחרות. כמחוה לפאולה, מיד לאחר מותו בשנת 1975 כינה מועדון סאו פאולו את בית הספר לכדורגל שלו על שמו של המאמן המנוח.
נבחרת ברזיל

פאולה נבחר להוביל את נבחרת ברזיל בגביע העולם 1958. לקראת אותה התחרות, צירף פאולה את פלה לנבחרת (אם כי תחילה לא בהרכב הפותח), למרות היותו אז עוד בן 17 בלבד ולמרות שנפצע זמן קצר לפני התחרות. פאולה אף ביצע צד אמיץ כאשר החליף שלושה שחקנים בהרכב הפותח לפני המשחק האחרון והגורלי בשלב הבתים מול ברית המועצות (לאחר ניצחון 3:0 על אוסטריה ותיקו 0:0 מול אנגליה): הוא הכניס להרכב את פלה, זיטו וגרינצ'ה במקום ז'ואל, דינו ומאזולה. החלפות אלו התבררו כמוצלחות (ברזיל ניצחה 2:0) ולדעת רבים פתחו למעשה את הדרך לזכייה בגביע.
בין כישוריו העיקריים של פאולה כמאמן הייתה היכולת ליצור קשרי עבודה מועילים עם שחקניו, אשר חיזקו את האווירה ואת המוראל של הסגל אותו אימן. תכונה זאת הייתה חשובה לזכיית גביע העולם ב-1958, לאור הביטחון העצמי הירוד ששרר בקרב העם הברזילאי לאחר כישלונות נבחרת ברזיל בשני גביעי העולם הקודמים (הפסד ביתי מפתיע לאורוגוואי בגמר גביע העולם 1950 והדחה ברבע הגמר בגביע העולם 1954).
פאולה נבחר על ידי התאחדות הכדורגל הברזילאית להוביל את הנבחרת גם בגביע העולם 1962 בצ'ילה, אך חלה לפני התחרות והוחלף על ידי איימורה מוריירה.
פאולה חזר לאמן את נבחרת ברזיל לקראת גביע העולם 1966 באנגליה. ההכנות לאותה התחרות היו מלוות בהפרעות ומאבקים פוליטיים רבים מצד קבוצות הכדורגל והפדרציות הברזילאיות. בסמוך למועד התחרות הגיע ל-46 מספר השחקנים שהתאמנו בנבחרת, כאשר רק 22 יכלו להרשם בפועל לנסוע לתחרות. בגביע העולם עצמו ברזיל לא העפילה לשמינית הגמר משלב הבתים ובכך רשמה את התוצאה החלשה ביותר בתולדותיה בתחרות. כתוצאה הודח פאולה מאימון הנבחרת.
בהובלתו של פאולה שיחקה נבחרת ברזיל 74 פעמים, מתוכן זכתה 55, סיימה בתיקו 13 והפסידה 6 פעמים.
הישגים כמאמן

סאו פאולו
אליפות סאו פאולו: 1948, 1949
נבחרת ברזיל
מונדיאל 1958
הערות שוליים

↑  "מועדון ספורט סיריו" הוא מועדון הקהילה הסורית-לבנונית בסאו פאולו. מאז סוף שנות ה-30 לא מתחרה עוד בכדורגל.
| נבחרת ברזיל – מונדיאל 1958 (מקום ראשון) |
| --- | --- | --- |
|  1 קסטיליו •  2 בליני •  3 ז'ילמר •  4 דז'למה סאנטוס •  5 דינו סאני •  6 דידי •  7 זגאלו •  8 אוריקו •  9 זוזימו •  10 פלה •   11 גארינצ'ה •  12 נילטון סנטוס • 13 מואקיר •  14 דה סורדי • 15 אורלנדו • 16 מאורו • 17 ג'ואל • 18 אלטפיני • 19 זיטו • 20 ואוה • 21 דידה • 22 פפה • מאמן: פאולה |  1 קסטיליו •  2 בליני •  3 ז'ילמר •  4 דז'למה סאנטוס •  5 דינו סאני •  6 דידי •  7 זגאלו •  8 אוריקו •  9 זוזימו •  10 פלה •   11 גארינצ'ה •  12 נילטון סנטוס • 13 מואקיר •  14 דה סורדי • 15 אורלנדו • 16 מאורו • 17 ג'ואל • 18 אלטפיני • 19 זיטו • 20 ואוה • 21 דידה • 22 פפה • מאמן: פאולה | ברזיל |
| נבחרת ברזיל – מונדיאל 1966 |
| --- | --- | --- |
|  1 ז'ילמר •  2 דז'למה סאנטוס •  3 פידליס •  4 בליני •  5 בריטו •  6 אלטאיר •  7 אורלנדו •  8 פאולו הנריקה •  9 רילדו •  10 פלה •   11 ז'רסון •  12 מאנגה • 13 דנילסון •  14 לימה • 15 זיטו • 16 גארינצ'ה • 17 ז'אירזיניו • 18 אלסינדו • 19 סילבה • 20 טוסטאו • 21 פאראנה • 22 אדו • מאמן: פאולה |  1 ז'ילמר •  2 דז'למה סאנטוס •  3 פידליס •  4 בליני •  5 בריטו •  6 אלטאיר •  7 אורלנדו •  8 פאולו הנריקה •  9 רילדו •  10 פלה •   11 ז'רסון •  12 מאנגה • 13 דנילסון •  14 לימה • 15 זיטו • 16 גארינצ'ה • 17 ז'אירזיניו • 18 אלסינדו • 19 סילבה • 20 טוסטאו • 21 פאראנה • 22 אדו • מאמן: פאולה | ברזיל |