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ハッブル・ディープ・フィールド・サウスは、1998年9月と10月の10日間にハッブル宇宙望遠鏡の広視野惑星カメラ2 （WFPC2）で撮影された数百枚の画像を合成したものです。これは、進化の初期段階にある極めて遠方の銀河の研究を容易にした、オリジナルのハッブル・ディープ・フィールドの大きな成功に続くものです。WFPC2が非常に深い光学画像を撮影する一方で、近傍の領域は宇宙望遠鏡撮像分光器（STIS）と近赤外線カメラ・多天体分光器（NICMOS）によって同時に撮影されました。
別のディープフィールド画像を作成した根拠は、北半球の観測所に提供されたのと同様に、南半球の観測所にも遠方の宇宙の同様に深い光学画像を提供することであった。[ 1 ]
選択された領域は、トゥカナ座の赤経22時間32分56.22秒、赤緯-60 ° 33′02.69 ″の領域であった。[ 2 ]オリジナルのハッブル・ディープ・フィールド（以下「HDF-N」と呼ぶ）と同様に、ターゲット領域は、大量の遮蔽物質を含む天の川銀河円盤面から遠く離れ、銀河星が可能な限り少ない領域として選択された。しかし、この領域はHDF-Nよりも銀河面に近いため、銀河星が多く含まれている。また、近くに明るい星と中程度の強さの電波源があるが、どちらの場合も、これらは追跡観測を妨げないと判断された。[ 3 ]
HDF-Nと同様に、この領域はハッブル宇宙望遠鏡の連続観測領域（CVZ）内にあり、今回は南半球に位置しているため、軌道ごとに通常の2倍の観測時間を確保できます。特定の時期には、HSTはこの領域を地球による遮蔽を受けることなく連続的に観測できます。[ 4 ]ただし、この領域の観測には、南大西洋異常帯の通過や日中の散乱地球照による問題があります。後者の問題は、例えばCCD読み出しプロセスからのノイズ源が大きい機器を使用することで回避できます。この調査でも、ディレクター裁量時間が使用されました。[ 3 ]
1997年10月30日～31日に、視野内のガイド星が適切であることを確認するために、視野内の画像が短時間撮影されました[ 5 ]。これらのガイド星は、実際の観測中にHSTが正確にその領域を指し続けるために必要でした[ 1 ] 。
HDF-S の観測戦略は HDF-N と同様で、 WFPC2 画像に使用された光学フィルター(300、450、606、814 ナノメートルの波長を分離) と総露光時間も同様でした。観測は 1998 年 9 月と 10 月の 10 日間にわたって行われ[ 6 ] 、合計 150 周回、総露光時間は 130 万秒を超えました。WFPC2 が非常に深い光学画像を撮影する一方で、フィールドは宇宙望遠鏡撮像分光器(STIS) と近赤外線カメラおよび多天体分光器(NICMOS) によって同時に撮影されました。また、いくつかの周辺フィールドもより短い期間観測されました。[ 3 ]
WFPC2 の画像は 5.3 平方分角であるのに対し、NICMOS と STIS の画像はわずか 0.7 平方分角である。[ 7 ]
HDF-Nと同様に、画像は「ドリズリング」と呼ばれる手法を用いて処理された。この手法では、露光の間に望遠鏡の向きを非常にわずかに変更し、得られた画像を高度な技術を用いて合成することで、通常では不可能なほど高い角度分解能を実現した。観測の画像撮影中は並進方向の変更は問題なかったが、分光観測中はSTIS装置の中心が中心クエーサーに留まるように、望遠鏡をわずかに回転させる必要があった。[ 3 ] HDF-Sの最終画像のピクセルスケールは0.0398秒角であった。[ 8 ]
宇宙論原理によれば、宇宙は最大スケールでは均質かつ等方的であり、どの方向から見ても同じように見えるはずである。したがって、HDF-SはHDF-Nと非常によく似ていると予想され、実際その通りで、HDF-Nで見られるものと同様の色と形態を示す多数の銀河が観測され、各視野における銀河の数も非常に似通っていた。[ 4 ]
HDF-N との 1 つの違いは、HDF-S には、ターゲット領域の探索中に発見された、赤方偏移値 2.24 の既知のクエーサーJ2233-606が含まれていたことです。クエーサーは、前景天体も観測される視線に沿ったガスのプローブとなり、銀河と吸収線との関連性の調査を可能にします。視野内にクエーサーを含めることは、当初 HDF-N で検討されましたが、クエーサーに関連する銀河の数の増加が銀河の数のカウントを歪める可能性があるという懸念と、好ましい位置にあるクエーサーがなかったため、見送られました。しかし、南の領域では、HDF-N からの既知のカウントがあるため、そのような歪んだカウントは問題になりませんでした。[ 3 ]
HDF-Nと同様に、HDF-Sも宇宙論研究者にとって貴重なデータを提供した。HDF-Sに関する多くの研究は、宇宙の生涯にわたる星形成率など、HDF-Nから得られた結果を裏付けた。HDF-Sはまた、内部プロセスと他の銀河との遭遇の両方によって、銀河が時間とともにどのように進化するかの研究にも広く使用された。[ 9 ] [ 10 ]
ハッブル宇宙望遠鏡によるHDF-S領域の観測に続き、この領域はアングロ・オーストラリア天文台、セロ・トロロ米州天文台、ヨーロッパ南天天文台によって紫外線/可視光/赤外線周波数範囲で調査された。中間赤外線では赤外線宇宙天文台によって観測され、電波観測はオーストラリア国立望遠鏡施設によって行われた。[ 12 ]