Τα Βαθιά Πεδία Hubble (Deep Field Hubble) κρατούν το κλειδί στο να καταλάβουμε, με ποιό τρόπο σχηματίζονται και εξελίσσονται οι γαλαξίες ­από την άποψη αυτή, αυτός ο χώρος του Ουρανού, έχει μια παρόμοια επίδραση σε σχέση με το θέμα του σχηματισμού των γαλαξιών όπως έχουν τα απολιθωμένα όργανα στην κατανόηση της προέλευσης των ειδών και της εξέλιξης της ζωής.

Οι εικόνες από τα Βαθιά Πεδία Hubble δίνουν τη γωνιακή θέση περισσότερων από 5000 γαλαξιών στον ουρανό, αλλά όμως καμία άμεση πληροφορία για τις αποστάσεις τους ή τις ερυθρές μετατοπίσεις τους. Η γνώση της απόστασης είναι πολύ σημαντική για την εξαγωγή όλων των πληροφοριών που περιλαμβάνονται στις εικόνες, αλλά η μέτρηση όλων των ερυθρών μετατοπίσεων άμεσα, με τη λήψη ενός φάσματος για κάθε γαλαξία, θα ήταν μια πολύ χρονοβόρος στοιχειώδης εργασία. Επιπλέον, πολλοί από τους γαλαξίες είναι πάρα πολύ εξασθενημένοι στα φάσματά τους για να είναι μετρήσιμοι ακόμη και με ένα τηλεσκόπιο τόσο μεγάλο όσο είναι το Keck.

Μια πολύ νέα λύση στο πρόβλημα του καθορισμού των αποστάσεων στους μακρινούς γαλαξίες, βρέθηκε από τον Chuck Steidel του Τεχνολογικού Ιδρύματος της Καλιφόρνιας και των συνεργάτων του, στις αρχές της δεκαετίας του '90. Οι γαλαξίες  θα πρέπει να εκπέμπουν φως πέρα από ένα ευρύ φάσμα μηκών κύματος, και η θερμική ακτινοβολία από τα θερμά αστέρια συν την εκπομπή γραμμών από το ήλιο και άλλα βαρύτερα στοιχεία (γνωστά σαν "μέταλλα" στην αστροφυσική) μπορεί να επεκταθεί αρκετά καλά στην περιοχή των υπεριωδών ακτίνων.

Εντούτοις, ο Steidel και οι συνάδελφοι του αναγνώρισαν ότι το υπεριώδες φάσμα ενός απόμακρου γαλαξία, θα μειωνόταν αισθητά, σε σχεδόν μηδέν, στα μήκη κύματος κάτω από το 91.2 nm, το μήκος κύματος που αντιστοιχεί στην ενέργεια ιονισμού ή όριο Lyman του υδρογόνου. Αυτό το χαρακτηριστικό γνώρισμα, γνωστό ως "σπάσιμο" ή χάσμα, προκύπτει επειδή η πλειοψηφία των φωτονίων που εκπέμπονται στις υψηλότερες συχνότητες απορροφούνται από τα άτομα του υδρογόνου, του ιδίου του γαλαξία ή από τα νέφη του υδρογόνου που υπάρχουν μεταξύ του απόμακρων γαλαξιών και μας. Κατά συνέπεια, το φάσμα ενός απόμακρου γαλαξία θα εμφανίσει ένα σπάσιμο (χάσμα) στο μήκος κύματος που αντιστοιχεί στο όριο Lyman: παραδείγματος χάριν, το φάσμα ενός γαλαξία με z= 3.0 θα έχει ένα κενό σε ένα μήκος κύματος l = (1 + 3) / 91.2 nm = 364.8nm

O Steidel και οι συνάδελφοι του χρησιμοποίησαν μια σειρά φίλτρων στα οποία περνούσε μόνο το φως μιας περιοχής μηκών κύματος,   εύρους περίπου 50­100 nm, για την παρατήρηση γαλαξιών. Ένα φίλτρο που θα χρησιμοποιείτο, για να περνάει φως στη περιοχή, για παράδειγμα, 450­500 nm θα ανίχνευε έναν γαλαξία με z = 3, αλλά αυτός ο ίδιος γαλαξίας δεν θα φαινόταν μέσω ενός φίλτρου περιοχής 325­375 nm δεδομένου ότι εκπέμπει πολύ λίγο φως στα μήκη κύματος πιό βραχέα από 364.8 nm Επομένως, με την αφαίρεση των δύο εικόνων, οι γαλαξίες με ερυθρή μετατόπιση γύρω από την z=3, θα μπορούσαν να προσδιοριστούν γρήγορα και να αναλυθούν με πολύ μεγαλύτερες λεπτομέρειες.

Χρησιμοποιώντας αυτήν την απλή ιδέα του "χάσματος Lyman", οι υποψήφιοι γαλαξίες, με μεγάλη υψηλή ερυθρή μετατόπιση, μπόρεσαν να προσδιοριστούν και στη συνέχεια να μετρηθούν τα μεμονωμένα φάσματά τους με το τηλεσκόπιο Keck. Αυτή η τεχνική τώρα έχει εφαρμοστεί επιτυχώς για να βρεί μεγάλα δείγματα των γαλαξιών με ερυθρή μετατόπιση που κυμαίνεται από z = 2 ως z = 4. Ο πιό απόμακρος γαλαξίας που ήταν γνωστός μέχρι σήμερα, z = 5.34, ανακαλύφθηκε το 1998 από τον Hy Spinrad του Πανεπιστημίου της Καλιφόρνιας στο Μπέρκλεϋ και των συνεργατών του χρησιμοποιώντας αυτήν την τεχνική.

2 Ιστορία σχηματισμού αστέρος

Η εφαρμογή της τεχνικής του χάσματος Lyman, παρείχε τα πρώτα δείγματα πραγματικών υψηλών- ερυθρών μετατοπίσεων των γαλαξιών. Σχεδόν μέρα και νύκτα, οι παρατηρητικές μελέτες των απόμακρων γαλαξιών, συνεχίζονταν. Μεταξύ των πρώτων αποτελεσμάτων που προκάλεσαν μια αναταραχή ήταν μια γραφική παράσταση του ρυθμού με τον οποίο διαμορφώνονται τα αστέρια στους γαλαξίες, από τότε που το σύμπαν ήταν περίπου μόνο το 10% της σημερινής ηλικίας του ( z » 4), σήμερα (σχήμα 2).

Αυτή η γραφική παράσταση, που σχεδιάστηκε πρώτα από τον Piero Madau του Επιστημονικού Ιδρύματος Διαστημικών Τηλεσκοπίων το 1996, προσφέρει την προοπτική της ιχνηλάτησης ολόκληρης της κοσμικής ιστορίας του σχηματισμού αστέρων και της συνοδευτικής παραγωγής των χημικών στοιχείων. Αυτά τα αποτελέσματα προτείνουν ότι ο ρυθμός του σχηματισμού αστέρων είναι αρκετά σταθερός κατά τη διάρκεια του χρόνου, έχοντας κορυφωθεί περίπου τέσσερις φορές με τον παρόντα ρυθμό, όταν το σύμπαν ήταν περίπου το 25% της παρούσας ηλικίας του (z » 2).