Estaba mirando la comparación de imágenes HST de 2007 y 2015 de la estrella "que desaparece" N6946-BH1 en el artículo de Phys.org La estrella que colapsa da a luz a un agujero negro . Las imágenes de 2007 son de WFPC2 mientras que las de 2015 son de WFC3.
Me preguntaba por qué la imagen de WFPC2 es sustancialmente más borrosa que la de WFC3. Miré el manual WFPC2 para el ciclo 17 y descubrí que tiene el detector "en forma de L". Tres cuadrantes tienen elementos CCD con una separación entre píxeles de 0,1 segundos de arco, la cuarta matriz "planetaria" tiene una separación entre píxeles de 0,046. Sin embargo, parece más complicado porque, si entiendo correctamente, se utilizan diferentes relaciones focales para los dos.
El campo de visión de la WFPC2 está dividido en cuatro cámaras por un espejo piramidal de cuatro facetas cerca del plano focal del HST. Cada una de las cuatro cámaras contiene un detector CCD Loral de 800x800 píxeles. Tres cámaras funcionan a una escala de imagen de 0,1″ por píxel (F/12,9) y comprenden la cámara de campo amplio (WFC) con un campo de visión en forma de “L”. La cuarta cámara funciona a 0,046″ por píxel (F/28,3) y se denomina cámara planetaria (PC).
Sin embargo, mientras que el manual de WFC3 para el ciclo 23 da el espaciado de píxeles como
Tabla 5.1: Características del detector WFC3
0.04″ por píxel
No encontré una relación focal.
Me gustaría entender por qué la imagen de 2007 es tan "borrosa gaussiana". Si fuera solo por el mayor espacio entre píxeles, se vería más bloqueado o pixelado. ¿Significa esto que estaba usando una ruta óptica diferente con una resolución óptica más baja? ¿La imagen de 2007 de la parte WFC está en F/12.9? ¿El WFC3 usa F/28.3?
Tampoco entiendo la razón óptica por la que diferentes caminos tendrían diferentes resoluciones ópticas. Esto no vendría de diferentes discos de Airy por difracción simple: el tamaño angular no cambiaría.
arriba: secciones recortadas de la misma imagen que se muestra a continuación.
arriba: Desde aquí .
Como sugirió Rob Jeffries, en las observaciones de WFPC2, la estrella progenitora cayó ubicada en uno de los chips de campo amplio ("WF") de WFPC2. (Lo verifiqué descargando una de las imágenes de vista previa del Archivo Mukulski). Esto fue pura casualidad, ya que las observaciones de WFPC2 se tomaron años antes del descubrimiento de la supernova fallida. Es buena suerte que la región de la galaxia donde tuvo lugar el SN fallido haya sido fotografiada por WFPC2, y solo un poco de mala suerte que no estuviera en una región fotografiada por el chip de la cámara planetaria ("PC").
WFPC2 es/fue una matriz de cuatro chips CCD de igual tamaño, cada uno con 800 x 800 píxeles de 15 micras de ancho. Sin embargo, la óptica se configuró de modo que 3 de los chips (los chips WF) se fotografiaron con una relación focal de F/12,9, mientras que el cuarto (el chip de PC) se fotografiaron por separado con una relación focal de F/28,3. En esencia, se enfocó un haz óptico ampliado en el chip de la PC, dando una escala de alrededor de 3,0 milisegundos de arco por micrón, o 0,0455 segundos de arco por píxel. Mientras tanto, los chips WF recibieron una escala de 6,67 milisegundos de arco por micra, o 0,097 segundos de arco por píxel. Esto submuestrea la resolución real del telescopio (que tiene una función de dispersión de puntos con un medio máximo de ancho completo de aproximadamente 0,09 segundos de arco en la banda I).
La parte UVIS (UV-visual) de WFC3 tiene dos CCD de 2k x 4k (creo que con píxeles de 15 x 15 micras) y una relación focal de F/31, que equivale a 0,0395 segundos de arco por píxel.
Entonces, en la práctica, WFC3 siempre resolverá las cosas mejor que los chips WF de WFPC2, porque sus píxeles pueden muestrear adecuadamente la resolución del telescopio y los píxeles WF no.
Puede ver la diferencia en las imágenes superiores "progenitoras" (WFPC2), en comparación con las imágenes inferiores "2015" (WFC3/UVIS) del documento real :
Tenga en cuenta la pixelación visible más fuerte en las imágenes WFPC2 (los dos paneles superiores), debido al hecho de que los píxeles WF tienen un tamaño angular más grande.
Sospecho que cualquier otra diferencia aparente en las imágenes del comunicado de prensa probablemente se deba al procesamiento utilizado para crear la imagen en color. En particular, la imagen en color de lado a lado (WFPC2 vs WFC3/UVIS = "antes y después") del comunicado de prensa muestra ambas imágenes en la misma escala espacial, como parte de un solo archivo de imagen, lo que significa que el mismo la densidad de píxeles está presente en toda la imagen combinada. Pero dado que cada píxel WF original tiene aproximadamente 2,5 veces el tamaño (angular) de un píxel WFC3, la imagen WFPC2 tuvo que volver a agruparse para que coincida con la escala de píxeles WFC3 (1 píxel WF = 6,25 píxeles WFC3) antes de la combinación (JPEG/PNG/TIFF). ) se podría hacer una imagen en color. La interpolación utilizada para este proceso de rebinning puede ser lo que introdujo el suavizado adicional en la imagen WFPC2.
[Editado para agregar un comentario sobre el rebinning utilizado para generar una imagen de comunicado de prensa en color.]
ProfRob
UH oh
pedro erwin
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pedro erwin