Un Hubble Deep Field "fait maison" |
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Cette page décrit les résultats d'une pose longue durée
sur le ciel profond, réalisée avec un télescope de
305mm et une caméra Audine (KAF410E), afin de tester les magnitudes
limites atteignables avec un tel matériel. |
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I. Le Hubble Deep Field (ou HDF)Le projet du Hubble
Deep Field est né peu après 1993, avec l'idée qu'il
serait interessant d'utiliser le télescope spatial pour l'observation
d'un champ très profond, afin de mieux mettre en évidence
les détails d'objets très faibles et lointains.
(v. ci-contre - Image NASA) |
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II. Localisation du HDFLe HDF est situé dans une zone assez pauvre en étoiles, au coordonnées: 12h36m49.4s L'étoile 76 UMa, de magnitude 5.9, est assez proche et peut servir de jalon. Pour le reste, il est indispensable de se servir d'un catalogue très précis tel que le USNO A2.0 pour bien reconnaitre le champ. Ci-dessous, l'image du DSS (Deep Sky Survey) avec le HDF en surimpression:
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III. L'observationL'observation a été faire début Avril 2003, avec la Grande Ourse haute dans le ciel durant la majeure partie de la nuit. Des séries d'images ont donc été acquises durant une partie de la nuit, puis après tri et pré-traitement, elles ont été additionnées, donnant une image avec un temps de pose équivalent de environ 161 minutes (2h40).
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IV. Les résultatsVoici une petite analyse de l'image réalisée, faite avec le logiciel Prism5 |
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Image en négatifLes astres les plus brillants ont laissé une trace verticale("smearing" car pas d'obturateur), ce qui n'est pas bien génant au niveau du HDF, situé en dehors de toute trainée brillante. |
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Identification du champIci, on a superposé
la cartographie de l'USNO A2.0, et l'on a indiqué les magnitudes
R de quelques étoiles visibles. |
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Photométrie automatiqueIci, on se sert de
la fonction de photométrie automatique de Prism5. En effet, une
fois le champ identifié, Prism est capable de sélectionner
les objets stellaires dans le champ et de déduire leur magnitude
à partir du catalogue USNO A2.0. |
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Ci-contre, un tableau
montrant l'un des résultats de cette photométrie automatique: (Rque: l'échelle de l'axe Y est logarithmique)
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Pourtant, sur l'image
d'origine (ici en fausses couleurs), il semble bien qu'il y ait une multitude
de petits objets faibles, qui n'ont pas été comptabilisés
par la photométrie automatique, sans doute car étant parfois
trop "surfaciques". Une photométrie manuelle par une autre méthode a révélé des astres de magnitude limite environ 22. |
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Identification avec le "vrai" HDFAfin d'en vérifier la nature, il est temps de se servir de l'image de Hubble pour tenter d'identifier ces astres. L'image de Hubble a été redimensionnée et superposée sur notre image.
A titre de comparaison, l'image du DSS figure au dessous: on retrouve bien certains des points faibles. |
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L'identification de ces objets très faibles reste délicate, mais il semblerait bien que l'on trouve 11 objets non stellaires (galaxies) sur notre image. Il est donc probable que la plupart des autres objets très faibles visibles hors du champ du HDF soient aussi des galaxies très ténues. (Rque: les deux points communs proches du bord gauche sont des étoiles) |
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V. En conclusion...Cette petite manip
a permis de mesurer la magnitude atteignable avec Audine au foyer de notre
T305:
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Liens...http://www.stsci.edu/ftp/science/hdf/hdf.html La page "officielle" du HDF: toutes les infos détaillées! |