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

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

Zunächst einmal: Das Bild, über das Sie rätseln, ist ein "Luminanz-RGB" -Bild, in dem die hellen Bereiche durch Farbe dargestellt werden (eine Art pseudo-echter Farbe unter Verwendung von Nahinfrarotbildern), wobei die zweitschwächsten Teile mit Schwarz dargestellt werden und die sehr schwächsten Stellen mit Weiß. Letztere sind kein ziemlicher "Müll", wie Hobbes in ihrer Antwort vorschlägt, aber sie sind relativ gesehen die lautesten Teile des Bildes, sodass dort nur wenige wirkliche Informationen zu finden sind.

In diesem Artikel (Borlaff et al.; siehe den Link in Hobbes Antwort) geht es um die erneute Verarbeitung von Nahinfrarot- HST- Bildern, die ursprünglich vor etwa zehn Jahren als Teil 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, die meistens die wirklich fernen, hohen sind -Rotverschiebungsgalaxien. Aus diesem Grund hatte die entscheidende Phase der Himmelssubtraktion einige Vorurteile: Insbesondere wurden die schwachen äußeren Regionen der großen, näheren Galaxien als Teil des zu subtrahierenden Himmels behandelt. Das ist eigentlich in Ordnung für die Analyse der kleinen, fernen Galaxien, bedeutet aber das, wenn Sie es tundie Außenbereiche (äußere Scheiben, schwache stellare Halos, Reste von Verschmelzungsstrukturen usw.) der größeren, näheren Galaxien analysieren möchten, haben Sie das Problem, dass deren Außenbereiche überzeichnet sind (daher das "fehlende Licht" ) und also nicht messbar.

(Der subtrahierte „Himmel“ ist eine Kombination aus Emissionen bestimmter Atome in der dünnen äußeren Atmosphäre über HST , Sonnenlicht, das von Staubkörnern im inneren Sonnensystem gestreut wird, und dem sogenannten „extragalaktischen Hintergrund“ = dem kombinierten Licht aus unaufgelöster Ferne Galaxien.)

Die Zusammenfassung erwähnt vier Verbesserungen, die die neue Studie bei der Neuverarbeitung der HST-Bilder implementiert hat: „1) Erstellung neuer absoluter Himmelsflachfelder, 2) erweiterte Persistenzmodelle, 3) dedizierte Himmelshintergrundsubtraktion und 4) robustes Co-Addieren.“

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

Das nachstehende Diagramm (Auszug aus Abbildung 20 des Papiers) veranschaulicht die Art der Verbesserung, die sie anstrebten. Es zeigt die Oberflächenhelligkeit (im Nahinfrarotfilter F105W) einer der größten Galaxien (einer riesigen Ellipse – ich glaube, es ist die große, runde, gelbe Galaxie in der unteren Mitte des Farbbildes) als Funktion des Radius (gemessen in elliptischen Ringen). 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 als Teil dieses Artikels [ABYSS] erstellt wurde. Sie können sehen, dass die XDF-Punkte bei einem Radius von etwa 55 kpc abfallen, die HUDF12-Punkte bei etwa 90 kpc abfallen – aber das Licht dieser Galaxie kann in dem von ABYSS neu verarbeiteten Bild bis zu 140 kpc zurückverfolgt werden.

(Ich sollte darauf hinweisen, dass ich mit einigen der Autoren befreundet bin und mit ihnen gemeinsam Artikel verfasst habe, daher bin ich vielleicht etwas voreingenommen – aber ich denke, dies ist eine wirklich beeindruckende Arbeit!)

Wenn Sie den Namen des leitenden Forschers in Arxiv eingeben, ist das erste Suchergebnis The missing light of the Hubble Ultra Deep Field .

3 Hauptschritte:

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

– Erstellung eines Katalogs aller WFC3/IR-Datensätze, die unsere Mosaike (einschließlich Kalibrierungsbelichtungen) beeinflussen können, um eine Reihe verbesserter Persistenzmodelle für jede Exposition des HUDF zu generieren. Wir beschreiben diesen Vorgang in Abschn. 2.5.

– Herunterladen und Reduzieren aller WFC3/IR-Datensätze, die Beobachtungen mit den Filtern F105W, F125W, F140W und F160W auf dem HUDF enthalten.

Flaches Himmelsfeld:

Um die relative Empfindlichkeit der Pixel eines Detektors (Flachfeld) zu messen, wäre das optimale Verfahren die Beobachtung einer einheitlichen externen Lichtquelle.

Grundsätzlich versuchen sie, alle Rauschquellen aus dem Bild zu entfernen, um schwache Signale an Stellen erscheinen zu lassen, an denen dieses Signal von Rauschen überwältigt wurde.

Persistenzmodelle:

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

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

Bei Langzeitbelichtungen kann der Himmelshintergrund merklich variieren, wodurch eine nichtlineare Komponente in die von calwf3 berechneten Zählraten eingeführt wird.

Wir schätzen und subtrahieren die Himmelshintergrundemission individuell von jeder Auslesung der ima.fits-Zwischendateien.

Um systematische Verzerrungen aufgrund des Vorhandenseins von Defekten in einigen Regionen des Detektors zu vermeiden, haben wir eine manuelle Datenqualitätsmaske erstellt, um diejenigen Regionen zu markieren, in denen das flache Feld die Empfindlichkeitsunterschiede nicht vollständig korrigieren kann.

Weitere Bildverarbeitung zum Entfernen des Himmelshintergrunds:

In diesem Abschnitt beschreiben wir die Methoden, die verwendet werden, um den Himmelshintergrund aus den einzelnen Aufnahmen und den endgültigen Mosaiken des HUDF zu entfernen.

Bildausrichtung:

Wenn man Bilder von verschiedenen Besuchen vergleicht, ist es daher üblich, dass sie nicht genau ausgerichtet sind. Um die vollen Auflösungsfähigkeiten von WFC3 auszuschöpfen, müssen wir die Bilder verschiedener Besuche sorgfältig an einer einzigen Referenzweltkoordinatensystemlösung (im Folgenden WCS) neu ausrichten.

und als letzten Schritt die Bildkombination.

Ergebnis:

Die XDF-Version der HUDF WFC3/IR-Mosaiken wird von einer systematischen Verzerrung in Form einer signifikanten Übersubtraktion des Himmelshintergrunds um die Objekte mit großer Winkelgröße dominiert. Ein ähnliches Ergebnis (in geringerem Maße) wird für HUDF12 erhalten. Wir haben erfolgreich eine beträchtliche Menge an übersubtrahiertem diffusem Licht um die größten Objekte des HUDF herum wiederhergestellt, das von den vorherigen Versionen der Mosaike nicht erkannt wurde.

Zusammenfassung:

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

Als Antwort auf ein paar Kommentare, dass die Antwort von Hobbes etwas dick ist, wie wäre es mit:

Um Rauscheffekte zu reduzieren, nahm das Team eine Flat-Field-Anpassung vor und summierte dann mehrere Belichtungen, wodurch schwache Signale hinzugefügt werden konnten, während Rauscheffekte aufgehoben wurden.

Das ist die TL; DR, die viele wirklich coole Methoden zur Identifizierung von "wahren dunklen" und Rauschflecken im Vergleich zu zuverlässigen Signalen (Sterne oder Galaxien oder was auch immer) auslässt.