La survey VVDS (VLT-VIMOS Deep Survey) realizzata dal consorzio VIRMOS copre quattro aree di cielo di quattro gradi quadrati ciascuna. Si compone di una parte fotometrica (UBVRI) e di una parte spettroscopica, mirata alla misurazione dei redshift di galassie fino a z ~ 1.
La survey spettroscopica, che comprende attualmente più di 10,000 spettri nell’intervallo 0 < z < 5, sta permettendo di ottenere nuovi risultati sulle proprietà ed evoluzione delle galassie normali ed attive.
Lo scopo primario della survey fotometrica è stata la selezione delle sorgenti da osservare spettroscopicamente con VIMOS; tuttavia la survey ha permesso anche la determinazione della funzione di luminosità e della sua evoluzione in redshift nelle diverse bande fotometriche utilizzando sia i redshift spettroscopici che quelli fotometrici.
Un’altra importante applicazione della survey fotometrica è stata la determinazione del cosmic shear tramite lo studio del weak lensing gravitazionale.
I dati BVRI sono stati ottenuti con la camera CFH12K del CFHT: tale strumento, predecessore della camera MEGACAM con la quale viene attualmente realizzata la Canada-France Legacy Survey (CFHTLS), è costituito da 12 CCD per una dimensione complessiva di 8000×12000 pixels. I dati U sono stati invece ottenuti con la camera WFI dell’ESO-MPI da 2.2m (La Silla, Cile): questa camera ha per rivelatore un mosaico di 8 CCD, per una dimensione complessiva di 8000×8000 pixels ed un campo di vista di 33’×34′.
Le osservazioni, iniziate nel 1999 e conclusesi nel 2003, comprendono:

1. 1. Una wide survey su tre campi di 4 gradi quadrati ciascuno, sino ad una magnitudine limite U_AB = 24.5
   2. Una deep survey su un grado quadrato sino a U_AB = 26.

Il campo deep (F02) in U. L’immagine risulta dalla combinazione di quattro puntamenti WFI; la parte circolare è stata presa con un filtro caratterizzato da un forte vignettamento, poi sostituito. Il riquadro tratteggiato indica l’area in cui si ha fotometria nelle bande BVRI. Si può notare, nello zoom della regione centrale, come l’accuratezza della calibrazione astrometrica abbia permesso un’ottima sovrapposizione delle sorgenti nella zona comune ai diversi puntamenti.

Ricerca

Tutti i dati ottenuti sono stati ridotti, corretti astrometricamente e calibrati fotometricamente dal gruppo dell’OAC. Per ogni puntamento è stata ottenuta un’immagine monolitica da cui poi sono stati estratti i cataloghi. Con queste informazioni si possono ottenere, per esempio, diagrammi (U-B) vs. (B-V) per oggetti puntiformi da confrontarsi con i colori stellari ottenuti dalle librerie per popolazioni di disco e di alone, oppure i conteggi di oggetti extragalattici in banda U, che possono essere confrontati con i dati presenti in letteratura, ottenuti da osservazioni o di minore profondità, o più profonde ma da aree meno estese.