Co to jest „utracone światło” w tym niezwykłym obrazie Głębokiego Nieba Hubble'a?

Artykuł Daily Galaxy „The Lost Hubble” - Nowość! Najgłębszy obraz wszechświata, jaki kiedykolwiek wykonano :

Aby stworzyć obraz, grupa naukowców z Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC) kierowanych przez Alejandro S. Borlaffa wykorzystała oryginalne obrazy HUDF z Teleskopu Kosmicznego Hubble'a. Po usprawnieniu procesu łączenia kilku zdjęć grupa była w stanie odzyskać dużą ilość światła z zewnętrznych stref największych galaktyk w HUDF. Odzyskanie tego światła, emitowanego przez gwiazdy w tych zewnętrznych strefach, było równoważne odzyskaniu światła z całej galaktyki („rozmazanej” na całym polu), a dla niektórych galaktyk brakujące światło pokazuje, że mają średnice prawie dwa razy większe niż wcześniej zmierzone.

Obraz wygląda naprawdę dziwnie, co się dzieje? Czy jest artykuł techniczny związany z tą pracą?

Zobaczę, czy potrafię wyjaśnić główny cel i osiągnięcie tej pracy.

Po pierwsze: obraz, nad którym zastanawiasz się, to obraz „luminancji RGB”, w którym jasne obszary są reprezentowane przez kolor (rodzaj pseudo-prawdziwego koloru za pomocą obrazów w bliskiej podczerwieni), a drugie najsłabsze części są reprezentowane przez czerń i bardzo słabe części z białym. Te ostatnie nie są qitowymi „śmieciami”, jak sugeruje Hobbes w swojej odpowiedzi, ale relatywnie mówią najgłośniejsze części obrazu, więc nie ma tam wielu prawdziwych informacji.

Ten artykuł (Borlaff i in .; patrz link w odpowiedzi Hobbesa) dotyczy ponownego przetwarzania zdjęć HST w bliskiej podczerwieni pierwotnie wykonanych około dziesięć lat temu jako część Ultra Deep Field. Poprzednie przetwarzanie tych obrazów (np. Koekemoer i in. 2013 [„HUDF12”] oraz Illingworth i in. 2013 [„XDF”]) koncentrowało się na uzyskiwaniu informacji o najmniejszych, najsłabszych galaktykach, które są przeważnie naprawdę odległymi, wysokimi -czerwone galaktyki. Z tego powodu kluczowy etap odejmowania nieba miał pewne uprzedzenia: w szczególności traktował słabe zewnętrzne obszary dużych, bliższych galaktyk jako część nieba, które należy odjąć. Jest to w rzeczywistości przydatne do analizy małych, odległych galaktyk, ale oznacza to, że jeśli tak zrobiszchcesz przeanalizować obszary zewnętrzne (dyski zewnętrzne, słabe aureole gwiezdne, resztki struktur fuzji, itp.) większych, bliższych galaktyk, masz problem z tym, że ich obszary zewnętrzne są nadmiernie odjęte (stąd „brakujące światło”) i dlatego nie do zmierzenia.

(Odejmowane „niebo” jest kombinacją emisji niektórych atomów w delikatnej zewnętrznej atmosferze powyżej HST , światła słonecznego rozproszonego z ziaren pyłu w wewnętrznym układzie słonecznym i tak zwanego „tła pozagalaktycznego” = połączone światło z nierozwiązanej odległej galaktyki).

Abstrakt wspomina o czterech ulepszeniach wprowadzonych w nowym badaniu, gdy ponownie przetworzyli obrazy HST: „1) tworzenie nowych płaskich pól absolutnych nieba, 2) modele przedłużonej trwałości, 3) dedykowane odejmowanie tła nieba i 4) solidne wspólne dodawanie”.

Sugerowałbym, że trzeci element jest być może najważniejszy: wdrażają metodę, która nie odejmuje słabych zewnętrznych obszarów większych galaktyk, a zatem otrzymane obrazy nadal mają informacje o zewnętrznych częściach tych galaktyk.

Poniższy wykres (zaczerpnięty z ryc. 20 artykułu) ilustruje rodzaj poprawy, której szukali. Pokazuje jasność powierzchni (w filtrze bliskiej podczerwieni F105W) jednej z największych galaktyk (gigantyczny eliptyczny - myślę, że jest to duża, okrągła, żółta galaktyka w dolnej środkowej części kolorowego obrazu) jako funkcja promienia (mierzone w pierścieniu eliptycznym). Czerwone trójkąty zostały zmierzone przy użyciu obrazu przetworzonego XDF, niebieskie kwadraty wykorzystały obraz przetworzony HUDF12, a czarne punkty wykorzystały nowo przetworzony obraz wytworzony jako część tego artykułu [ABYSS]. Widać, że punkty XDF spadają w promieniu około 55 kpc, punkty HUDF12 spadają przy około 90 kpc - ale światło z tej galaktyki można prześledzić do 140 kpc na przetworzonym obrazie ABYSS.

(Powinienem zaznaczyć, że przyjaźniłem się z kilkoma autorami i mam współautorów), więc mogę być nieco stronniczy - ale myślę, że to naprawdę imponująca praca!)

Gdy podłączysz nazwisko głównego badacza do Arxiv, pierwszym wynikiem wyszukiwania będzie brakujące światło Hubble Ultra Deep Field .

3 główne kroki:

• Tworzenie płaskich pól nieba dla czterech filtrów. Proces ten jest w pełni opisany w Sek. 2.4

- Utworzenie katalogu wszystkich zestawów danych WFC3 / IR, które mogą wpływać na nasze mozaiki (w tym ekspozycje kalibracyjne), w celu wygenerowania zestawu ulepszonych modeli trwałości dla każdej ekspozycji HUDF. Szczegółowo opisujemy ten proces w Sek. 2.5

- Pobieranie i redukcja wszystkich zestawów danych WFC3 / IR, które obejmują obserwacje za pomocą filtrów F105W, F125W, F140W i F160W na HUDF.

Płaskie pole nieba:

Aby zmierzyć względną czułość pikseli detektora (płaskie pole), optymalnym procesem byłoby obserwowanie jednolitego zewnętrznego źródła światła.

Zasadniczo próbują usunąć wszystkie źródła szumu z obrazu, próbując sprawić, że słabe sygnały pojawią się w miejscach, w których sygnał został przytłoczony przez szum.

Modele trwałości:

Znanym efektem, który wpływa na detektory matrycowe HgCdTe IR (jak w przypadku WFC3 / IR) jest trwałość. Trwałość pojawia się jako poświata pikseli, które były eksponowane na jasne źródło światła podczas poprzedniej ekspozycji.

Obecna metoda korekcji trwałości WFC3 / IR polega na modelowaniu liczby elektronów, które powstałyby na podstawie trwałości w każdym pikselu przez wszystkie poprzednie ekspozycje (do pewnego czasu), które zostały wykonane przed korektą (Long i wsp. 2012).

Podczas długich ekspozycji tło nieba może się znacznie różnić, wprowadzając składnik nieliniowy do wskaźników zliczania obliczanych przez calwf3.

Indywidualnie szacujemy i odejmujemy emisję tła nieba od każdego odczytu pośrednich plików ima.fits.

Aby uniknąć systematycznych błędów wynikających z obecności defektów w niektórych obszarach detektora, stworzyliśmy ręczną maskę jakości danych, aby oznaczyć te regiony, w których płaskie pole nie może w pełni skorygować różnic w czułości.

Więcej przetwarzania obrazu w celu usunięcia tła nieba:

W tej sekcji opisujemy metody stosowane do usuwania tła nieba z poszczególnych ekspozycji i końcowych mozaik HUDF.

Wyrównanie obrazu:

W związku z tym, porównując obrazy z różnych wizyt, zwykle widać, że nie są dokładnie wyrównane. Aby wykorzystać pełne możliwości WFC3, musimy dokładnie wyrównać obrazy różnych wizyt w jednym układzie współrzędnych światowego odniesienia (dalej WCS).

i jako ostatni krok, kombinacja obrazów.

Wynik:

W wersji XDF mozaik HUDF WFC3 / IR dominuje systematyczne odchylenie w postaci znacznego przejęcia tła nieba wokół obiektów o dużych rozmiarach kątowych. Podobny wynik (w mniejszym stopniu) uzyskano dla HUDF12. Z powodzeniem odzyskujemy znaczną ilość przejętego światła rozproszonego wokół największych obiektów HUDF, nie wykrytych przez poprzednie wersje mozaik.

Streszczenie:

Przetworzyli zdjęcia, aby wydobyć szczegóły galaktyk. W przestrzeni między galaktykami przetwarzanie obrazu daje śmieciowe wyniki (białe obszary), ale udało im się wydobyć szczegóły na krawędzi wcześniej galaktyk.

W odpowiedzi na kilka komentarzy, że odpowiedź Hobbesa jest nieco gruba, co powiesz na:

Aby zredukować efekty szumu, zespół dokonał korekty płaskiego pola, a następnie zsumował wiele ekspozycji, umożliwiając w ten sposób dodanie słabych sygnałów, a efekty szumu anulowano.

To właśnie TL; DR pomija wiele naprawdę fajnych metod identyfikowania „prawdziwych ciemności” i łatek szumowych w porównaniu do niezawodnych sygnałów (gwiazd, galaktyk itp.).