Qual è la "luce persa" in questa insolita immagine di Hubble Deep Sky?

L'articolo del Daily Galaxy "The Lost Hubble" - Novità! L'immagine più profonda dell'universo mai presa dice:

Per produrre l'immagine un gruppo di ricercatori dell'Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC) guidato da Alejandro S. Borlaff ha usato immagini HUDF originali del telescopio spaziale Hubble. Dopo aver migliorato il processo di combinazione di più immagini, il gruppo è stato in grado di recuperare una grande quantità di luce dalle zone esterne delle più grandi galassie dell'HUDF. Recuperare questa luce, emessa dalle stelle in queste zone esterne, equivaleva a recuperare la luce da una galassia completa ("spalmata" sull'intero campo) e per alcune galassie questa luce mancante mostra che hanno un diametro quasi doppio rispetto a precedentemente misurato.

L'immagine sembra davvero strana, cosa sta succedendo? C'è un articolo tecnico associato a questo lavoro?

Fammi vedere se riesco a spiegare l'obiettivo principale e la realizzazione di questo lavoro.

Prima di tutto: l'immagine su cui ti stai scervellando è un'immagine "luminanza RGB", in cui le regioni luminose sono rappresentate dal colore (una sorta di colore pseudo-vero che utilizza immagini nel vicino infrarosso), con le seconde parti più deboli rappresentate con il nero e le parti più deboli con il bianco. Questi ultimi non sono "immondizia" di qite, come suggerisce Hobbes nella loro risposta, ma stanno relativamente parlando delle parti più rumorose dell'immagine, quindi lì si trovano poche informazioni reali.

Questo articolo (Borlaff et al .; vedi il link nella risposta di Hobbes) riguarda la rielaborazione di immagini HST nel vicino infrarosso originariamente scattate circa dieci anni fa come parte di Ultra Deep Field. L'elaborazione precedente di queste immagini (ad es. Koekemoer et al. 2013 ["HUDF12"] e Illingworth et al. 2013 ["XDF"]) era focalizzata sull'ottenimento di informazioni sulle galassie più piccole e deboli, che sono per lo più molto distanti, alte galassie a spostamento laterale. Per questo motivo, la fase cruciale della sottrazione del cielo presentava alcuni pregiudizi: in particolare, tendeva a trattare le deboli regioni esterne delle grandi galassie più vicine come parte del cielo da sottrarre. Questo in realtà va bene per l'analisi di piccole galassie distanti, ma significa che se lo faivuoi analizzare le regioni esterne (dischi esterni, aloni stellari deboli, resti di strutture di fusione, ecc.) delle galassie più grandi e vicine, hai il problema che le loro regioni esterne sono sovra-sottratte (da qui la "luce mancante") e quindi non misurabile.

(Il "cielo" che viene sottratto è una combinazione di emissione da alcuni atomi nella tenue atmosfera esterna sopra HST , la luce solare dispersa dai grani di polvere nel sistema solare interno e il cosiddetto "sfondo extragalattico" = la luce combinata da lontano irrisolto galassie.)

L'astratto menziona quattro miglioramenti che il nuovo studio ha implementato quando hanno rielaborato le immagini HST: "1) creazione di nuovi campi piatti cielo assoluti, 2) modelli di persistenza estesa, 3) sottrazione dello sfondo del cielo dedicata e 4) aggiunta robusta".

Vorrei suggerire che il terzo elemento è forse il più importante: implementano un metodo che non sottrae le deboli regioni esterne delle galassie più grandi, e quindi le immagini risultanti contengono ancora informazioni sulle parti esterne di queste galassie.

La trama di seguito (estratta dalla Figura 20 del documento) illustra il tipo di miglioramento che stavano cercando. Mostra la luminosità della superficie (nel filtro nel vicino infrarosso F105W) di una delle più grandi galassie (una gigantesca ellittica - penso che sia la grande galassia rotonda, gialla nella metà inferiore dell'immagine a colori) in funzione del raggio (misurato in annuli ellittici). I triangoli rossi sono stati misurati usando l'immagine elaborata con XDF, i quadrati blu hanno usato l'immagine elaborata con HUDF12 e i punti neri usano l'immagine appena rielaborata prodotta come parte di questo documento [ABYSS]. Puoi vedere che i punti XDF scendono ad un raggio di circa 55 kpc, i punti HUDF12 cadono a circa 90 kpc - ma la luce di questa galassia può essere rintracciata a 140 kpc nell'immagine rielaborata da ABYSS.

(Devo sottolineare che sono amico di, e ho co-autore di articoli con un paio di autori, quindi potrei essere un po 'di parte - ma penso che sia davvero un lavoro impressionante!)

Quando inserisci il nome del ricercatore principale in Arxiv, il primo risultato della ricerca è La luce mancante del campo ultra profondo di Hubble .

3 passaggi principali:

• Creazione di campi piatti cielo per i quattro filtri. Questo processo è completamente descritto in Sez. 2.4.

- Creazione di un catalogo di tutti i set di dati WFC3 / IR che possono influire sui nostri mosaici (comprese le esposizioni di calibrazione) per generare una serie di modelli di persistenza migliorati per ciascuna esposizione dell'HUDF. Descriviamo in dettaglio questo processo in Sect. 2.5.

- Download e riduzione di tutti i set di dati WFC3 / IR che includono osservazioni utilizzando i filtri F105W, F125W, F140W e F160W sull'HUDF.

Campo di cielo piatto:

Al fine di misurare la sensibilità relativa dei pixel di un rivelatore (campo piatto), il processo ottimale sarebbe quello di osservare una fonte di luce esterna uniforme.

Fondamentalmente stanno cercando di rimuovere tutte le fonti di rumore dall'immagine, nel tentativo di far apparire dei segnali deboli in luoghi in cui quel segnale è stato travolto dal rumore.

Modelli di persistenza:

Un effetto noto che influenza i rilevatori di array IR HgCdTe (come nel caso del WFC3 / IR) è la persistenza. La persistenza si presenta come un bagliore finale sui pixel che sono stati esposti a una sorgente luminosa luminosa in una precedente esposizione.

L'attuale metodo di correzione della persistenza di WFC3 / IR consiste nel modellare il numero di elettroni che sarebbero creati dalla persistenza in ciascun pixel da tutte le esposizioni precedenti (fino a un certo tempo) che sono state prese prima di quella da correggere (Long et al. 2012).

Durante esposizioni lunghe, lo sfondo del cielo può variare notevolmente, introducendo una componente non lineare ai tassi di conteggio calcolati da calwf3.

Stimiamo e sottraggiamo individualmente l'emissione di sfondo del cielo da ogni lettura dei file intermedi ima.fits.

Al fine di evitare distorsioni sistematiche dovute alla presenza di difetti in alcune regioni del rivelatore, abbiamo creato una maschera manuale di qualità dei dati per contrassegnare quelle regioni dove il campo piatto non è in grado di correggere completamente le differenze di sensibilità.

Più elaborazione delle immagini per rimuovere lo sfondo del cielo:

In questa sezione descriviamo i metodi utilizzati per rimuovere lo sfondo del cielo dalle singole esposizioni e dai mosaici finali dell'HUDF.

Allineamento dell'immagine:

Di conseguenza, quando si confrontano le immagini di diverse visite, è normale vedere che non sono esattamente allineate. Al fine di sfruttare tutte le capacità di risoluzione di WFC3, è necessario riallineare attentamente le immagini di diverse visite a un'unica soluzione di sistema di coordinate del mondo di riferimento (WCS di seguito).

e come passaggio finale, combinazione di immagini.

Risultato:

La versione XDF dei mosaici HUDF WFC3 / IR è dominata da una sistematica distorsione sotto forma di una significativa sovrastrazione dello sfondo del cielo attorno agli oggetti con grandi dimensioni angolari. Un risultato simile (in misura minore) si ottiene per l'HUDF12. Recuperiamo con successo una quantità significativa di luce diffusa sovra-sottratta attorno agli oggetti più grandi dell'HUDF, non rilevata dalle versioni precedenti dei mosaici.

Sommario:

Hanno elaborato le immagini per mettere in evidenza i dettagli nelle galassie. Nello spazio tra le galassie, l'elaborazione delle immagini dà risultati spazzatura (le aree bianche), ma sono riusciti a mettere in evidenza i dettagli sul bordo delle galassie che prima erano nascoste.

In risposta a un paio di commenti che la risposta di Hobbes è un po 'spessa, che ne dici di:

Per ridurre gli effetti del rumore, il team ha eseguito la regolazione del campo piatto e quindi ha sommato più esposizioni, consentendo in tal modo di aggiungere segnali deboli mentre gli effetti del rumore sono stati annullati.

Questo è il TL; DR che tralascia un sacco di metodi davvero interessanti per identificare "vero buio" e patch di rumore rispetto a segnali affidabili (stelle o galassie o altro).