Quelle est la «lumière perdue» dans cette image inhabituelle de Hubble Deep Sky?

L'article du Daily Galaxy «The Lost Hubble» - Nouveau! L'image la plus profonde de l'univers jamais prise dit:

Pour produire l'image, un groupe de chercheurs de l'Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC) dirigé par Alejandro S. Borlaff a utilisé des images HUDF originales du télescope spatial Hubble. Après avoir amélioré le processus de combinaison de plusieurs images, le groupe a pu récupérer une grande quantité de lumière des zones extérieures des plus grandes galaxies du HUDF. La récupération de cette lumière, émise par les étoiles dans ces zones externes, était équivalente à la récupération de la lumière d'une galaxie complète («étalée» sur tout le champ) et pour certaines galaxies, cette lumière manquante montre qu'elles ont des diamètres presque deux fois plus grands que précédemment mesuré.

L'image a l'air vraiment étrange, que se passe-t-il? Y a-t-il un article technique associé à ce travail?

Permettez-moi de voir si je peux expliquer le but principal et la réalisation de ce travail.

Tout d'abord: l'image qui vous intrigue est une image "luminance RVB", dans laquelle les régions lumineuses sont représentées par la couleur (une sorte de couleur pseudo-vraie utilisant des images proche infrarouge), avec les deuxièmes parties les plus faibles représentées avec du noir et les parties les plus pâles avec du blanc. Ces derniers ne sont pas des "ordures", comme Hobbes le suggère dans leur réponse, mais ils sont relativement les parties les plus bruyantes de l'image, donc il n'y a pas vraiment d'informations réelles.

Cet article (Borlaff et al .; voir le lien dans la réponse de Hobbes) traite du retraitement des images HST proche infrarouge prises à l'origine il y a une dizaine d'années dans le cadre du champ ultra profond. Le traitement précédent de ces images (par exemple, Koekemoer et al. 2013 ["HUDF12"] et Illingworth et al. 2013 ["XDF"]) était axé sur l'obtention d'informations sur les plus petites et les plus faibles galaxies, qui sont pour la plupart les très éloignées, les hautes -Galaxies redshift. À cause de cela, l'étape cruciale de la soustraction du ciel avait quelques biais: en particulier, elle avait tendance à traiter les régions externes faibles des grandes galaxies plus proches comme faisant partie du ciel à soustraire. C'est en fait très bien pour l'analyse des petites galaxies lointaines, mais cela signifie que si vous le faitesvoulez analyser les régions externes (disques externes, halos stellaires faibles, restes de structures de fusion, etc.) des galaxies plus grandes et plus proches, vous avez le problème que leurs régions externes sont sous-traitées (d'où la "lumière manquante") et donc incommensurable.

(Le "ciel" soustrait est une combinaison d'émissions de certains atomes dans l'atmosphère extérieure ténue au-dessus de la TVH , de la lumière du soleil diffusée par les grains de poussière dans le système solaire intérieur et du soi-disant "fond extragalactique" = la lumière combinée de distance non résolue galaxies.)

Le résumé mentionne quatre améliorations que la nouvelle étude a mises en œuvre lors du retraitement des images HST: "1) création de nouveaux champs de ciel absolus plats, 2) modèles de persistance étendue, 3) soustraction de fond de ciel dédiée et 4) co-ajout robuste."

Je dirais que le troisième point est peut - être le plus important: ils mettent en œuvre une méthode qui ne pas soustraire au large des régions extérieures faibles des plus grandes galaxies, et donc les images résultantes ont encore des informations sur les parties extérieures de ces galaxies.

Le graphique ci-dessous (extrait de la figure 20 de l'article) illustre le type d'amélioration qu'ils recherchaient. Il montre la luminosité de la surface (dans le filtre proche infrarouge F105W) de l'une des plus grandes galaxies (une elliptique géante - je pense que c'est la grande galaxie ronde et jaune dans le milieu inférieur de l'image couleur) en fonction du rayon (mesuré en anneaux elliptiques). Les triangles rouges ont été mesurés en utilisant l'image traitée XDF, les carrés bleus ont utilisé l'image traitée HUDF12 et les points noirs utilisent la nouvelle image retraitée produite dans le cadre de cet article [ABYSS]. Vous pouvez voir que les points XDF chutent dans un rayon d'environ 55 kpc, les points HUDF12 chutent à environ 90 kpc - mais la lumière de cette galaxie peut être retracée à 140 kpc dans l'image retraitée par ABYSS.

(Je dois souligner que je suis ami avec et ai co-écrit des articles avec quelques-uns des auteurs, donc je suis peut-être un peu partial - mais je pense que c'est vraiment un travail impressionnant!)

Lorsque vous branchez le nom du chercheur principal dans Arxiv, le premier résultat de la recherche est La lumière manquante du Hubble Ultra Deep Field .

3 étapes principales:

• Création de champs plats pour les quatre filtres. Ce processus est décrit en détail dans la section. 2.4.

- Création d'un catalogue de tous les jeux de données WFC3 / IR qui peuvent affecter nos mosaïques (y compris les expositions d'étalonnage) pour générer un ensemble de modèles de persistance améliorés pour chaque exposition du HUDF. Nous détaillons ce processus dans Sect. 2.5.

- Téléchargement et réduction de tous les jeux de données WFC3 / IR qui incluent des observations à l'aide des filtres F105W, F125W, F140W et F160W sur le HUDF.

Champ de ciel plat:

Afin de mesurer la sensibilité relative des pixels d'un détecteur (champ plat), le processus optimal serait d'observer une source de lumière externe uniforme.

Fondamentalement, ils essaient de supprimer toutes les sources de bruit de l'image, dans le but de faire apparaître des signaux faibles dans des endroits où ce signal a été submergé par le bruit.

Modèles de persistance:

Un effet connu qui affecte les détecteurs matriciels HgCdTe IR (comme c'est le cas du WFC3 / IR) est la persistance. La persistance apparaît comme une rémanence sur les pixels qui ont été exposés à une source lumineuse lumineuse lors d'une exposition précédente.

La méthode actuelle de correction de la persistance du WFC3 / IR consiste à modéliser le nombre d'électrons qui seraient créés par la persistance dans chaque pixel par toutes les expositions précédentes (jusqu'à un certain temps) qui ont été prises avant celle à corriger (Long et al. 2012).

Lors de longues expositions, le fond du ciel peut varier sensiblement, introduisant une composante non linéaire aux taux de comptage calculés par calwf3.

Nous estimons et soustrayons individuellement l'émission de fond de ciel de chaque lecture des fichiers intermédiaires ima.fits.

Afin d'éviter les biais systématiques dus à la présence de défauts dans certaines régions du détecteur, nous avons créé un masque manuel de qualité des données pour signaler ces régions où le champ plat ne peut pas entièrement corriger les différences de sensibilité.

Plus de traitement d'image pour supprimer le fond de ciel:

Dans cette section, nous décrivons les méthodes utilisées pour supprimer l'arrière-plan du ciel des expositions individuelles et des mosaïques finales du HUDF.

Alignement de l'image:

Par conséquent, lors de la comparaison d'images de différentes visites, il est habituel de voir qu'elles ne sont pas exactement alignées. Afin d'exploiter toutes les capacités de résolution de WFC3, nous devons soigneusement réaligner les images des différentes visites sur une seule solution de système de coordonnées mondial de référence (WCS ci-après).

et comme dernière étape, la combinaison d'images.

Résultat:

La version XDF des mosaïques HUDF WFC3 / IR est dominée par un biais systématique sous la forme d'une sous-soustraction importante du fond de ciel autour des objets de grande taille angulaire. Un résultat similaire (dans une moindre mesure) est obtenu pour le HUDF12. Nous récupérons avec succès une quantité importante de lumière diffuse sur-soustraite autour des plus grands objets du HUDF, non détectée par les versions précédentes des mosaïques.

Sommaire:

Ils ont traité les images pour faire ressortir les détails dans les galaxies. Dans l'espace entre les galaxies, le traitement d'image donne des résultats poubelles (les zones blanches), mais ils ont réussi à faire ressortir les détails sur le bord des galaxies qui étaient cachés auparavant.

En réponse à quelques commentaires que la réponse de Hobbes est un peu épaisse, que diriez-vous:

Pour réduire les effets de bruit, l'équipe a effectué un ajustement de mise à plat, puis a additionné plusieurs expositions, permettant ainsi aux signaux faibles de s'ajouter tandis que les effets de bruit s'annulaient.

C'est le TL; DR qui laisse de côté beaucoup de méthodes vraiment cool pour identifier les "vrais sombres" et les correctifs de bruit par rapport aux signaux fiables (étoiles ou galaxies ou autre).