¿Qué es la "luz perdida" en esta inusual imagen del Cielo Profundo del Hubble?

Déjame ver si puedo explicar el objetivo principal y el logro de este trabajo.

En primer lugar: la imagen con la que está desconcertado es una imagen de "luminancia RGB", en la que las regiones brillantes están representadas por color (una especie de color pseudo-verdadero que usa imágenes de infrarrojo cercano), con las segundas partes más débiles representadas con negro y las partes más tenues con blanco. Estos últimos no son "basura", como sugiere Hobbes en su respuesta, pero son, en términos relativos, las partes más ruidosas de la imagen, por lo que hay poca información real allí.

Este documento (Borlaff et al .; consulte el enlace en la respuesta de Hobbes) trata sobre el reprocesamiento de imágenes del HST en el infrarrojo cercano tomadas originalmente hace unos diez años como parte del campo ultraprofundo. El procesamiento anterior de estas imágenes (p. ej., Koekemoer et al. 2013 ["HUDF12"] e Illingworth et al. 2013 ["XDF"]) se centró en obtener información sobre las galaxias más pequeñas y débiles, que en su mayoría son las realmente distantes y altas. - Galaxias con corrimiento al rojo. Debido a esto, la etapa crucial de la sustracción del cielo tenía algunos sesgos: en particular, tendía a tratar las débiles regiones exteriores de las galaxias grandes y más cercanas como parte del cielo a sustraer. Esto está bien para el análisis de las galaxias pequeñas y distantes, pero significa que si lo hacedesea analizar las regiones exteriores (discos exteriores, halos estelares tenues, restos de estructuras de fusión, etc.) de las galaxias más grandes y cercanas, tiene el problema de que sus regiones exteriores están sobresustraídas (de ahí la "falta de luz" ) y por lo tanto inconmensurable.

(El "cielo" que se sustrae es una combinación de la emisión de ciertos átomos en la tenue atmósfera exterior por encima del HST , la luz del sol dispersada por los granos de polvo en el sistema solar interior y el llamado "fondo extragaláctico" = la luz combinada de partículas distantes no resueltas galaxias.)

El resumen menciona cuatro mejoras que implementó el nuevo estudio cuando reprocesaron las imágenes del HST: "1) creación de nuevos campos absolutos de cielo plano, 2) modelos de persistencia extendida, 3) sustracción de fondo de cielo dedicada y 4) suma conjunta sólida".

Sugeriría que el tercer elemento es quizás el más importante: implementan un método que no resta las débiles regiones exteriores de las galaxias más grandes y, por lo tanto, las imágenes resultantes todavía tienen información sobre las partes exteriores de estas galaxias.

El siguiente gráfico (extraído de la Figura 20 del artículo) ilustra el tipo de mejora que buscaban. Muestra el brillo de la superficie (en el filtro de infrarrojo cercano F105W) de una de las galaxias más grandes (una elíptica gigante; creo que es la galaxia grande, redonda y amarilla en la mitad inferior de la imagen en color) en función del radio. (medido en anillos elípticos). Los triángulos rojos se midieron con la imagen procesada con XDF, los cuadrados azules con la imagen procesada con HUDF12 y los puntos negros con la imagen recién reprocesada producida como parte de este documento [ABYSS]. Puede ver que los puntos XDF caen en un radio de aproximadamente 55 kpc, los puntos HUDF12 caen en alrededor de 90 kpc, pero la luz de esta galaxia se puede rastrear hasta 140 kpc en la imagen reprocesada por ABYSS.

(Debo señalar que soy amigo y he sido coautor de artículos con un par de autores, por lo que puede ser un poco parcial, ¡pero creo que este es un trabajo realmente impresionante!)

Cuando introduce el nombre del investigador principal en Arxiv, el primer resultado de la búsqueda es La luz perdida del campo ultraprofundo del Hubble .

3 pasos principales:

• Creación de campos sky flat para los cuatro filtros. Este proceso se describe completamente en la Secc. 2.4.

– Creación de un catálogo de todos los conjuntos de datos WFC3/IR que pueden afectar a nuestros mosaicos (incluidas las exposiciones de calibración) para generar un conjunto de modelos de persistencia mejorados para cada exposición del HUDF. Detallamos este proceso en la Secc. 2.5.

– Descarga y reducción de todos los conjuntos de datos WFC3/IR que incluyen observaciones utilizando los filtros F105W, F125W, F140W y F160W en el HUDF.

Campo de cielo plano:

Para medir la sensibilidad relativa de los píxeles de un detector (campo plano), el proceso óptimo sería observar una fuente de luz externa uniforme.

Básicamente, están tratando de eliminar todas las fuentes de ruido de la imagen, en un intento de hacer que aparezcan señales débiles en lugares donde esa señal ha sido superada por el ruido.

Modelos de persistencia:

Un efecto conocido que afecta a los detectores de matriz IR de HgCdTe (como es el caso del WFC3/IR) es la persistencia. La persistencia se muestra como un resplandor en los píxeles que se expusieron a una fuente de luz brillante en una exposición anterior.

El método actual de corrección de persistencia de WFC3/IR consiste en modelar el número de electrones que se crearían por persistencia en cada píxel por todas las exposiciones previas (hasta un tiempo determinado) que se tomaron antes de la a corregir (Larga). et al. 2012).

Durante exposiciones prolongadas, el fondo del cielo puede variar notablemente, introduciendo un componente no lineal en las tasas de conteo calculadas por calwf3.

Estimamos y restamos individualmente la emisión de fondo del cielo de cada lectura de los archivos intermedios ima.fits.

Para evitar sesgos sistemáticos debido a la presencia de defectos en algunas regiones del detector, creamos una máscara de calidad de datos manual para marcar aquellas regiones donde el campo plano no puede corregir completamente las diferencias de sensibilidad.

Más procesamiento de imágenes para eliminar el fondo del cielo:

En esta Sección describimos los métodos utilizados para eliminar el fondo del cielo de las exposiciones individuales y los mosaicos finales del HUDF.

Alineación de imagen:

Como consecuencia, al comparar imágenes de diferentes visitas, es habitual ver que no están exactamente alineadas. Para explotar todas las capacidades de resolución de WFC3, debemos volver a alinear cuidadosamente las imágenes de diferentes visitas a una única solución de sistema de coordenadas mundiales de referencia (WCS en adelante).

y como paso final, combinación de imágenes.

Resultado:

La versión XDF de los mosaicos HUDF WFC3/IR está dominada por un sesgo sistemático en forma de una sobresustracción significativa del fondo del cielo alrededor de los objetos con gran tamaño angular. Un resultado similar (en menor medida) se obtiene para el HUDF12. Recuperamos con éxito una cantidad significativa de luz difusa sustraída en exceso alrededor de los objetos más grandes del HUDF, no detectada por las versiones anteriores de los mosaicos.

Resumen:

Han procesado las imágenes para resaltar los detalles de las galaxias. En el espacio entre las galaxias, el procesamiento de imágenes arroja resultados basura (las áreas blancas), pero han logrado resaltar detalles en el borde de las galaxias que antes estaban ocultos.

En respuesta a un par de comentarios de que la respuesta de Hobbes es un poco espesa, ¿qué tal:

Para reducir los efectos de ruido, el equipo realizó un ajuste de campo plano y luego sumó exposiciones múltiples, lo que permitió que se agregaran señales débiles mientras se cancelaban los efectos de ruido.

Ese es el TL; DR que deja de lado muchos métodos realmente geniales para identificar "verdadera oscuridad" y parches de ruido frente a señales confiables (estrellas o galaxias o lo que sea).