Was ist das „verlorene Licht“ in diesem ungewöhnlichen Hubble Deep Sky-Bild?

Der Daily Galaxy-Artikel „The Lost Hubble“ - Neu! Das tiefste Bild des Universums, das jemals aufgenommen wurde, sagt:

Für die Erstellung des Bildes verwendete eine Gruppe von Forschern des Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC) unter der Leitung von Alejandro S. Borlaff Original-HUDF-Bilder des Hubble-Weltraumteleskops. Nachdem der Prozess der Kombination mehrerer Bilder verbessert wurde, gelang es der Gruppe, eine große Menge Licht aus den äußeren Zonen der größten Galaxien im HUDF zu gewinnen. Die Rückgewinnung dieses Lichts, das von den Sternen in diesen äußeren Zonen ausgesandt wurde, entsprach der Rückgewinnung des Lichts einer vollständigen Galaxie (über das gesamte Feld „ausgestrichen“), und für einige Galaxien zeigt dieses fehlende Licht, dass sie einen fast doppelt so großen Durchmesser haben zuvor gemessen.

Das Bild sieht wirklich komisch aus, was ist los? Gibt es einen technischen Artikel zu dieser Arbeit?

Lassen Sie mich sehen, ob ich das Hauptziel und die Leistung dieser Arbeit erklären kann.

Erstens: Bei dem Bild, über das Sie sich Gedanken machen, handelt es sich um ein "Luminanz-RGB" -Bild, bei dem die hellen Bereiche durch Farbe dargestellt werden (eine Art Pseudo-True-Color bei Bildern im nahen Infrarot), wobei der zweitschwachste Teil durch Schwarz dargestellt wird und die sehr schwächsten Teile mit Weiß. Letztere sind kein "Müll", wie Hobbes in ihrer Antwort andeutet, aber sie sind relativ gesehen die verrauschtesten Teile des Bildes, so dass dort nur wenige echte Informationen zu finden sind.

In diesem Artikel (Borlaff et al., Siehe den Link in Hobbes 'Antwort) geht es um die Neuverarbeitung von Nahinfrarot- HST- Bildern, die ursprünglich vor etwa zehn Jahren im Rahmen des Ultra Deep Field aufgenommen wurden. Die frühere Verarbeitung dieser Bilder (z. B. Koekemoer et al. 2013 ["HUDF12"] und Illingworth et al. 2013 ["XDF"]) konzentrierte sich darauf, Informationen über die kleinsten, schwächsten Galaxien zu erhalten, bei denen es sich zumeist um die wirklich weit entfernten, hohen Galaxien handelt -rotverschobene Galaxien. Aus diesem Grund gab es in der entscheidenden Phase der Himmelssubtraktion einige Verzerrungen: Insbesondere wurden die schwachen Außenbereiche der großen, näher gelegenen Galaxien als Teil des zu subtrahierenden Himmels behandelt. Dies ist eigentlich in Ordnung für die Analyse der kleinen, fernen Galaxien, bedeutet aber, dass, wenn Sie dies tunWollen Sie die äußeren Regionen (äußere Scheiben, schwache Sternhöfe, Reste von Fusionsstrukturen usw.) der größeren, näheren Galaxien analysieren, haben Sie das Problem, dass deren äußere Regionen übermässig subtrahiert werden (daher das "fehlende Licht") und somit nicht messbar.

(Der subtrahierte "Himmel" ist eine Kombination aus der Emission bestimmter Atome in der schwachen äußeren Atmosphäre über HST , dem von Staubkörnern im inneren Sonnensystem gestreuten Sonnenlicht und dem sogenannten "extragalaktischen Hintergrund" = dem kombinierten Licht aus ungelöster Ferne Galaxien.)

In der Zusammenfassung werden vier Verbesserungen erwähnt, die die neue Studie bei der erneuten Verarbeitung der HST-Bilder implementiert hat: "1) Erstellung neuer absoluter Himmelsebenenfelder, 2) erweiterte Persistenzmodelle, 3) dedizierte Himmelshintergrundsubtraktion und 4) robuste Co-Addition."

Ich würde vorschlagen, dass der dritte Punkt vielleicht der wichtigste ist: Sie implementieren eine Methode, die die schwachen äußeren Regionen der größeren Galaxien nicht subtrahiert, und daher enthalten die resultierenden Bilder immer noch Informationen über die äußeren Teile dieser Galaxien.

Die folgende Darstellung (aus Abbildung 20 des Papiers entnommen) veranschaulicht die Art der Verbesserung, nach der sie strebten. Es zeigt die Oberflächenhelligkeit (im Nahinfrarotfilter F105W) einer der größten Galaxien (eine riesige elliptische - ich denke, es ist die große, runde, gelbe Galaxie in der unteren Mitte des Farbbildes) als Funktion des Radius (gemessen in elliptischen Kreisringen). Die roten Dreiecke wurden mit dem XDF-verarbeiteten Bild gemessen, die blauen Quadrate mit dem HUDF12-verarbeiteten Bild und die schwarzen Punkte mit dem neu verarbeiteten Bild, das im Rahmen dieses Papiers erzeugt wurde [ABYSS]. Sie können sehen, dass die XDF-Punkte in einem Radius von ungefähr 55 kpc abfallen, die HUDF12-Punkte bei ungefähr 90 kpc - aber das Licht dieser Galaxie kann im ABYSS-aufbereiteten Bild auf 140 kpc zurückverfolgt werden.

(Ich sollte darauf hinweisen, dass ich mit einigen der Autoren befreundet bin und mit ihnen auch Artikel verfasst habe, daher bin ich vielleicht ein bisschen voreingenommen - aber ich denke, das ist eine wirklich beeindruckende Arbeit!)

Wenn Sie den Namen des leitenden Forschers in Arxiv eingeben, lautet das erste Suchergebnis Das fehlende Licht des Hubble Ultra Deep Field .

3 Hauptschritte:

• Erstellung von Himmelsfeldern für die vier Filter. Dieser Vorgang ist in Abschn. 2.4.

- Erstellung eines Katalogs aller WFC3 / IR-Datensätze, die sich auf unsere Mosaike auswirken können (einschließlich Kalibrierungsbelichtungen), um eine Reihe verbesserter Persistenzmodelle für jede Belichtung des HUDF zu erstellen. Wir beschreiben diesen Prozess in Abschn. 2.5.

- Herunterladen und Verkleinern aller WFC3 / IR-Datensätze, die Beobachtungen mit den Filtern F105W, F125W, F140W und F160W im HUDF enthalten.

Flaches Himmelsfeld:

Um die relative Empfindlichkeit der Pixel eines Detektors (flaches Feld) zu messen, ist es optimal, eine gleichmäßige externe Lichtquelle zu beobachten.

Im Grunde versuchen sie, alle Rauschquellen aus dem Bild zu entfernen, um zu versuchen, schwache Signale an Orten zu erzeugen, an denen dieses Signal durch Rauschen überfordert wurde.

Persistenzmodelle:

Ein bekannter Effekt, der HgCdTe-IR-Array-Detektoren beeinflusst (wie im Fall von WFC3 / IR), ist die Persistenz. Persistenz zeigt sich als Nachleuchten auf den Pixeln, die bei einer vorherigen Belichtung einer hellen Lichtquelle ausgesetzt waren.

Die derzeitige Methode zur Korrektur der Persistenz von WFC3 / IR besteht darin, die Anzahl der Elektronen zu modellieren, die durch die Persistenz in jedem Pixel bei allen vorherigen Belichtungen (bis zu einer bestimmten Zeit) erzeugt würden, die vor der Korrektur (Long et al., 2012).

Bei Langzeitbelichtungen kann der Hintergrund des Himmels erheblich variieren, wodurch die von calwf3 berechneten Zählraten nichtlinear werden.

Wir schätzen und subtrahieren die Hintergrundemission des Himmels individuell von jedem ausgelesenen Wert der ima.fits-Zwischendateien.

Um systematische Verzerrungen aufgrund von Defekten in einigen Regionen des Detektors zu vermeiden, haben wir eine manuelle Datenqualitätsmaske erstellt, um diese Regionen zu kennzeichnen, in denen das flache Feld die Unterschiede in der Empfindlichkeit nicht vollständig korrigieren kann.

Weitere Bildbearbeitung zum Entfernen des Himmelshintergrunds:

In diesem Abschnitt beschreiben wir die Methoden zum Entfernen des Himmelshintergrunds aus den einzelnen Aufnahmen und den endgültigen Mosaiken des HUDF.

Bildausrichtung:

Infolgedessen ist es beim Vergleich von Bildern aus verschiedenen Besuchen üblich, dass sie nicht genau ausgerichtet sind. Um die volle Auflösungsfähigkeit von WFC3 nutzen zu können, müssen die Bilder verschiedener Besuche sorgfältig an einer einzigen Referenzwelt-Koordinatensystemlösung (WCS im Folgenden) neu ausgerichtet werden.

und als letzter Schritt die Bildkombination.

Ergebnis:

Die XDF-Version der HUDF-WFC3 / IR-Mosaike wird von einer systematischen Verzerrung in Form einer deutlichen Übersubtraktion des Himmelshintergrunds um die Objekte mit großer Winkelgröße dominiert. Ein ähnliches Ergebnis (in geringerem Maße) wird für das HUDF12 erhalten. Wir haben erfolgreich eine signifikante Menge von über-subtrahiertem diffusem Licht um die größten Objekte des HUDF gewonnen, die von den vorherigen Versionen der Mosaike nicht erkannt wurden.

Zusammenfassung:

Sie haben die Bilder verarbeitet, um Details in den Galaxien hervorzuheben. Im Raum zwischen den Galaxien liefert die Bildverarbeitung Müllergebnisse (die weißen Bereiche), aber sie haben es geschafft, Details am Rand der Galaxien hervorzuheben, die zuvor verborgen waren.

Als Antwort auf ein paar Kommentare, die Hobbes 'Antwort ist ein bisschen dick, wie wäre es mit:

Um Rauscheffekte zu reduzieren, nahm das Team eine Flat-Fielding-Anpassung vor und summierte dann mehrere Belichtungen, sodass schwache Signale hinzugefügt und Rauscheffekte aufgehoben wurden.

Das ist der TL; DR, der viele wirklich coole Methoden zur Identifizierung von "True Dark" - und Rauschflecken gegenüber zuverlässigen Signalen (Sterne oder Galaxien oder was auch immer) auslässt.