Qual é a "luz perdida" nesta imagem incomum do Hubble Deep Sky?

O artigo do Daily Galaxy “O Hubble Perdido” - Novo! A imagem mais profunda do universo já vista diz:

Para produzir a imagem, um grupo de pesquisadores do Instituto de Astrofísica de Canárias (IAC), liderado por Alejandro S. Borlaff, usou imagens originais do HUDF do Telescópio Espacial Hubble. Depois de melhorar o processo de combinação de várias imagens, o grupo conseguiu recuperar uma grande quantidade de luz das zonas externas das maiores galáxias do HUDF. Recuperar esta luz, emitida pelas estrelas nessas zonas exteriores, equivalia a recuperar a luz de uma galáxia completa (“espalhada” por todo o campo) e, para algumas galáxias, essa luz ausente mostra que eles têm diâmetros quase duas vezes maiores que medido anteriormente.

A imagem parece realmente estranha, o que está acontecendo? Existe um artigo técnico associado a este trabalho?

Deixe-me ver se consigo explicar o principal objetivo e a realização deste trabalho.

Primeiro: a imagem em que você está intrigado é uma imagem de "luminância RGB", na qual as regiões brilhantes são representadas por cores (uma espécie de cor pseudo-verdadeira usando imagens de infravermelho próximo), com as segundas partes mais fracas representadas em preto e as partes mais fracas com branco. Os últimos não são "lixo", como Hobbes sugere em sua resposta, mas estão falando relativamente as partes mais ruidosas da imagem, então há pouca informação real lá.

Este artigo (Borlaff et al .; veja o link na resposta de Hobbes) é sobre o reprocessamento de imagens de infravermelho próximo do HST originalmente tiradas há cerca de dez anos como parte do Campo Ultra Profundo. O processamento anterior dessas imagens (por exemplo, Koekemoer et al. 2013 ["HUDF12"] e Illingworth et al. 2013 ["XDF"]]) foi focado em obter informações sobre as galáxias menores e mais fracas, que são na maioria das vezes muito distantes e altas. galáxias Por causa disso, o estágio crucial da subtração do céu tinha alguns vieses: em particular, tendia a tratar as regiões externas fracas das grandes galáxias mais próximas como parte do céu a ser subtraído. Este é realmente bom para a análise das pequenas galáxias, distantes, mas significa que se você fazerdeseja analisar as regiões externas (discos externos, halos estelares fracos, restos de estruturas de fusão etc.) das galáxias maiores e mais próximas, você tem o problema de que suas regiões externas são subtraídas em excesso (daí a "luz ausente") e assim incomensurável.

(O "céu" que está sendo subtraído é uma combinação de emissão de certos átomos na tênue atmosfera externa acima do HST , a luz do sol espalhada pelos grãos de poeira no sistema solar interno e o chamado "fundo extragalático" = a luz combinada de um distante distante não resolvido galáxias.)

O resumo menciona quatro melhorias que o novo estudo implementou ao reprocessar as imagens do HST: "1) criação de novos campos planos absolutos do céu, 2) modelos de persistência estendida, 3) subtração dedicada do fundo do céu e 4) co-adição robusta".

Eu sugeriria que o terceiro item é talvez o mais importante: eles implementam um método que não subtrai as regiões externas fracas das galáxias maiores e, portanto, as imagens resultantes ainda têm informações sobre as partes externas dessas galáxias.

O gráfico abaixo (extraído da Figura 20 do artigo) ilustra o tipo de melhoria que eles estavam buscando. Ele mostra o brilho da superfície (no filtro de infravermelho próximo F105W) de uma das maiores galáxias (um elíptico gigante - acho que é a galáxia grande, redonda e amarela no meio inferior da imagem colorida) em função do raio (medido em anéis elípticos). Os triângulos vermelhos foram medidos usando a imagem processada por XDF, os quadrados azuis usando a imagem processada por HUDF12 e os pontos pretos usando a imagem recém-processada novamente produzida como parte deste documento [ABYSS]. Você pode ver que os pontos XDF caem em um raio de cerca de 55 kpc, os pontos HUDF12 caem em torno de 90 kpc - mas a luz desta galáxia pode ser rastreada até 140 kpc na imagem reprocessada pelo ABYSS.

(Devo ressaltar que sou amigo e coautor de alguns autores, por isso posso ser um pouco tendencioso - mas acho que esse é um trabalho realmente impressionante!)

Quando você conecta o nome do pesquisador principal ao Arxiv, o primeiro resultado da pesquisa é A luz que falta no campo Ultra profundo do Hubble .

3 etapas principais:

• Criação de campos planos para os quatro filtros. Este processo está totalmente descrito na Seita. 2.4

- Criação de um catálogo de todos os conjuntos de dados WFC3 / IR que podem afetar nossos mosaicos (incluindo exposições de calibração) para gerar um conjunto de modelos de persistência aprimorados para cada exposição do HUDF. Nós detalhamos esse processo na Seita. 2.5

- Download e redução de todos os conjuntos de dados WFC3 / IR que incluem observações usando os filtros F105W, F125W, F140W e F160W no HUDF.

Campo do céu plano:

Para medir a sensibilidade relativa dos pixels de um detector (campo plano), o processo ideal seria observar uma fonte externa uniforme de luz.

Basicamente, eles estão tentando remover todas as fontes de ruído da imagem, na tentativa de fazer com que sinais fracos apareçam em locais onde esse sinal foi sobrecarregado por ruído.

Modelos de persistência:

Um efeito conhecido que afeta os detectores de matriz IR HgCdTe (como é o caso do WFC3 / IR) é a persistência. A persistência aparece como um brilho posterior nos pixels que foram expostos a uma fonte de luz brilhante em uma exposição anterior.

O método atual de correção de persistência do WFC3 / IR consiste em modelar o número de elétrons que seriam criados pela persistência em cada pixel por todas as exposições anteriores (até um certo tempo) que foram feitas antes da correção (Long et al. 2012).

Durante exposições longas, o fundo do céu pode variar visivelmente, introduzindo um componente não linear nas taxas de contagem calculadas pelo calwf3.

Nós estimamos e subtraímos individualmente a emissão de fundo do céu de cada leitura dos arquivos intermediários ima.fits.

Para evitar vieses sistemáticos devido à presença de defeitos em algumas regiões do detector, criamos uma máscara manual de qualidade de dados para sinalizar essas regiões onde o campo plano não pode corrigir completamente as diferenças de sensibilidade.

Mais processamento de imagem para remover o fundo do céu:

Nesta seção, descrevemos os métodos usados ​​para remover o fundo do céu das exposições individuais e dos mosaicos finais do HUDF.

Alinhamento da imagem:

Como conseqüência, ao comparar imagens de diferentes visitas, é comum ver que elas não estão exatamente alinhadas. Para explorar todos os recursos de resolução do WFC3, precisamos realinhar cuidadosamente as imagens de diferentes visitas a uma única solução de sistema de coordenadas do mundo de referência (WCS a seguir).

e, como etapa final, a combinação de imagens.

Resultado:

A versão XDF dos mosaicos HUDF WFC3 / IR é dominada por um viés sistemático na forma de uma super-subtração significativa do fundo do céu ao redor dos objetos com grande tamanho angular. Um resultado semelhante (em menor grau) é obtido para o HUDF12. Recuperamos com sucesso uma quantidade significativa de luz difusa subtraída em torno dos maiores objetos do HUDF, não detectados pelas versões anteriores dos mosaicos.

Resumo:

Eles processaram as imagens para trazer detalhes às galáxias. No espaço entre as galáxias, o processamento da imagem fornece resultados de lixo (as áreas brancas), mas eles conseguiram destacar detalhes nas bordas das galáxias que antes estavam ocultas.

Em resposta a alguns comentários, a resposta de Hobbes é um pouco grossa, que tal:

Para reduzir os efeitos do ruído, a equipe fez um ajuste de campo plano e, em seguida, resumiu várias exposições, permitindo que sinais fracos fossem adicionados enquanto os efeitos do ruído eram cancelados.

Esse é o TL; DR, que deixa de fora muitos métodos realmente legais de identificar "manchas escuras" e de ruído versus sinais confiáveis ​​(estrelas ou galáxias ou qualquer outra coisa).