Champ profond de Hubble Sud - Définition
La liste des auteurs de cet article est disponible ici.
Observations
La stratégie d'observation pour HDF-S était similaire à celle de HDF-N, avec les mêmes filtres optiques utilisés pour les images de la caméra WFPC2 (isolant les longueurs d'ondes de 300, 450, 606 et 814 nanomètres, et des temps d'expositions totaux similaires. Les expositions se sont succédé pendant dix jours entre septembre et octobre 1998 à l'occasion d'un total de 150 orbites. Pendant que WFPC2 prenait des images optiques très profondes, les champs étaient simultanément imagés par les instruments STIS et NICMOS. Un certain nombre de champs voisins furent aussi observés pendant des périodes plus courtes.
Les images de WFPC2 mesuraient 5,3 arcminutes carrées alors que celles de NICMOS et STIS ne mesuraient que 0,7 arcminutes carrées.
| Camera | Filtre | Longueur d'onde | Temps d'exposition total | Nombre de prises de vues |
|---|---|---|---|---|
| EN:WFPC2 | F300W | 300 nm (U-band) | 140 400 s | 106 |
| WFPC2 | F450W | 450 nm (B-band) | 103 500 s | 67 |
| WFPC2 | F606W | 606 nm (V-band) | 99 300 s | 53 |
| WFPC2 | F814W | 814 nm (I-band) | 113 900 s | 57 |
| EN:NICMOS NIC3 | F110W | 110 nm (J-band) | 162 600 s | 142 |
| NICMOS NIC3 | F160W | 160 nm (H-band) | 171,200 s | 150 |
| NICMOS NIC3 | F222M | 222 mm (K-band) | 105,000 s | 102 |
| EN:STIS | 50CCD | 350–950 nm | 155 600 s | 67 |
| STIS | F28X50LP | 550–960 nm | 49 800 s | 64 |
| STIS | MIRFUV | 150–170 nm | 52 100 s | 25 |
| STIS | MIRNUV | 160–320 nm | 22 600 s | 12 |
| Spectroscopie | G430M | 302.2–356.6 nm | 57 100 s | 61 |
| Spectroscopie | G140L | 115–173 nm | 18 500 s | 8 |
| Spectroscopie | E230M | 227.8–312 nm | 151 100 s | 69 |
| Spectroscopie | G230L | 157–318 nm | 18 400 s | 12 |
Comme pour le HDF-N, les images étaient traitées en utilisant une technique appelée drizzling photometry avec laquelle le pointage du télescope est très peu modifié entre chaque pose, et les images résultantes sont combinées par l'utilisation de techniques sophistiquées. Ceci permet d'obtenir une résolution angulaire supérieure à celle qu'il aurait été possible d'obtenir autrement. Les mouvements de translation du télescope se déroulèrent convenablement durant la période des prises de vue. Cependant, durant les travaux de spectroscopie, la position du télescope a du être modifiée par des rotations de faible importance, au lieu d'être repointé de façon que le centre de l'instrument STIS soit conservé sur le centre d'un quasar. L'image finale du HDF-S a une échelle de pixels de 0,0398 arcsecondes.
Poursuite des observations
À la suite des observations du HDF-S, le champ a également été étudié dans les gammes de fréquences UV/optiques/infrarouge, par l'observatoire anglo-australien (AAO), l'Observatoire inter-américain du Cerro-Tololo et l'Observatoire européen austral (ESO). Dans les infrarouges moyens, il a été étudié par l'observatoire ISO (Infrared Space Observatory), et les observations radio furent réalisées à l'aide du Australia Telescope National Facility
Résultats scientifiques
Comme pour le HDF-N, l'imagerie du HDF-S a fourni une riche récolte aux cosmologistes. De nombreuses études du HDF-S ont confirmé les résultats obtenus sur le champ Nord, tels que le taux de formation des étoiles au long de la durée de vie de l'univers. Le HDF-S a également été énormément utilisé dans les études sur l'évolution des galaxies avec le temps, que ce soit à la suite de processus internes, ou à l'occasion des rencontres avec d'autres galaxies.
