Những gì bị mất ánh sáng trong một hình ảnh Hubble Deep Sky bất thường này là gì?

Bài viết về Galaxy hàng ngày của Nhật Bản bị mất Hubble Mới! Hình ảnh sâu sắc nhất về vũ trụ từng được thực hiện :

Để tạo ra hình ảnh, một nhóm các nhà nghiên cứu từ Viện nghiên cứu Astruto de Astrofísica de Canarias (IAC) do Alejandro S. Borlaff dẫn đầu đã sử dụng hình ảnh HUDF ban đầu từ Kính viễn vọng Không gian Hubble. Sau khi cải thiện quá trình kết hợp một số hình ảnh, nhóm đã có thể phục hồi một lượng lớn ánh sáng từ các vùng bên ngoài của các thiên hà lớn nhất trong HUDF. Thu hồi ánh sáng này, được phát ra bởi các ngôi sao ở các khu vực bên ngoài này, tương đương với việc thu hồi ánh sáng từ một thiên hà hoàn chỉnh (đã làm mờ đi trên toàn bộ trường) và đối với một số thiên hà, ánh sáng bị thiếu này cho thấy chúng có đường kính lớn gần gấp đôi đo trước đây.

Hình ảnh trông thật lạ, chuyện gì đang xảy ra vậy? Có một bài viết kỹ thuật liên quan đến công việc này?

Hãy để tôi xem nếu tôi có thể giải thích mục tiêu chính và hoàn thành công việc này.

Trước hết: hình ảnh bạn đang bối rối là hình ảnh "độ chói RGB", trong đó các vùng sáng được thể hiện bằng màu sắc (một loại màu giả giả sử dụng hình ảnh gần hồng ngoại), với phần mờ thứ hai được thể hiện bằng màu đen và những phần rất mờ với màu trắng. Cái sau không phải là "rác", như Hobbes gợi ý trong câu trả lời của họ, nhưng họ tương đối nói những phần ồn ào nhất của hình ảnh, vì vậy có rất ít thông tin thực sự được tìm thấy ở đó.

Bài viết này (Borlaff et al.; Xem liên kết trong câu trả lời của Hobbes) là về việc xử lý lại hình ảnh HST gần hồng ngoại ban đầu được chụp khoảng mười năm trước như một phần của Trường siêu sâu. Việc xử lý trước những hình ảnh này (ví dụ, Koekemoer và cộng sự 2013 ["HUDF12"] và Illingworth và cộng sự 2013 ["XDF"]) đã tập trung vào việc lấy thông tin về các thiên hà nhỏ nhất, mờ nhất, hầu hết là rất xa, cao thiên hà -redshift. Bởi vì điều này, giai đoạn quan trọng của phép trừ trên bầu trời có một số sai lệch: đặc biệt, nó có xu hướng coi các khu vực bên ngoài mờ nhạt của các thiên hà lớn, gần như là một phần của bầu trời bị trừ đi. Điều này thực sự tốt cho việc phân tích các thiên hà nhỏ, xa xôi, nhưng có nghĩa là nếu bạn làmmuốn phân tích các khu vực bên ngoài (đĩa ngoài, halos sao mờ, tàn dư của cấu trúc sáp nhập, v.v.) của các thiên hà lớn hơn, gần hơn, bạn có vấn đề là các khu vực bên ngoài của chúng bị trừ quá mức (do đó "thiếu ánh sáng") và do đó không thể đo lường được.

("Bầu trời" bị trừ là sự kết hợp phát xạ từ các nguyên tử nhất định trong bầu khí quyển bên ngoài phía trên HST , ánh sáng mặt trời rải rác từ các hạt bụi trong hệ mặt trời bên trong và cái gọi là "nền ngoài vũ trụ" = ánh sáng kết hợp từ xa không thể giải quyết các thiên hà.)

Tóm tắt đề cập đến bốn cải tiến mà nghiên cứu mới thực hiện khi họ xử lý lại các hình ảnh HST: "1) tạo ra các trường phẳng trên bầu trời tuyệt đối mới, 2) các mô hình bền bỉ mở rộng, 3) trừ nền trời chuyên dụng và 4) cộng tác mạnh mẽ."

Tôi muốn đề xuất rằng mục thứ ba có lẽ là quan trọng nhất: họ thực hiện một phương pháp không trừ đi các vùng bên ngoài mờ nhạt của các thiên hà lớn hơn, và do đó, hình ảnh thu được vẫn có thông tin về các phần bên ngoài của các thiên hà này.

Biểu đồ bên dưới (trích từ Hình 20 của bài báo) minh họa loại cải tiến mà họ có sau. Nó cho thấy độ sáng bề mặt (trong bộ lọc cận hồng ngoại F105W) của một trong những thiên hà lớn nhất (một hình elip khổng lồ - Tôi nghĩ đó là thiên hà lớn, tròn, màu vàng ở giữa dưới của hình ảnh màu) như là một hàm của bán kính (được đo bằng annuli hình elip). Các hình tam giác màu đỏ được đo bằng hình ảnh được xử lý XDF, hình vuông màu xanh sử dụng hình ảnh được xử lý HUDF12 và các điểm đen sử dụng hình ảnh mới được xử lý lại được tạo ra như một phần của bài báo này [ABYSS]. Bạn có thể thấy rằng các điểm XDF giảm xuống ở bán kính khoảng 55 kpc, các điểm HUDF12 rơi vào khoảng 90 kpc - nhưng ánh sáng từ thiên hà này có thể được tìm thấy ở mức 140 kpc trong hình ảnh được xử lý lại ABYSS.

.

Khi bạn cắm tên của nhà nghiên cứu chính vào Arxiv, kết quả tìm kiếm đầu tiên là Ánh sáng bị thiếu của Trường cực sâu Hubble .

3 bước chính:

• Tạo các trường phẳng trên bầu trời cho bốn bộ lọc. Quá trình này được mô tả đầy đủ trong Giáo phái. 2.4.

- Tạo một danh mục gồm tất cả các bộ dữ liệu WFC3 / IR có thể ảnh hưởng đến các bức tranh ghép của chúng tôi (bao gồm cả phơi sáng hiệu chuẩn) để tạo ra một bộ các mô hình bền vững được cải thiện cho mỗi lần phơi nhiễm của HUDF. Chúng tôi chi tiết quá trình này trong Giáo phái. 2.5.

- Tải xuống và giảm tất cả các bộ dữ liệu WFC3 / IR bao gồm các quan sát sử dụng bộ lọc F105W, F125W, F140W và F160W trên HUDF.

Trường trời phẳng:

Để đo độ nhạy tương đối của các pixel của máy dò (trường phẳng), quy trình tối ưu sẽ là quan sát một nguồn sáng bên ngoài đồng nhất.

Về cơ bản, họ đang cố gắng loại bỏ tất cả các nguồn nhiễu khỏi hình ảnh, trong nỗ lực làm cho các tín hiệu mờ xuất hiện ở những nơi mà tín hiệu đó bị nhiễu quá mức.

Các mô hình bền bỉ:

Một hiệu ứng đã biết ảnh hưởng đến các máy dò mảng IR HgCdTe (như trường hợp của WFC3 / IR) là tồn tại. Sự bền bỉ hiện lên như một hào quang trên các pixel được tiếp xúc với nguồn sáng chói trong lần phơi sáng trước.

Phương pháp hiệu chỉnh bền bỉ hiện tại của WFC3 / IR liên quan đến việc mô hình hóa số lượng điện tử sẽ được tạo ra bởi sự bền bỉ trong từng pixel theo tất cả các mức phơi sáng trước đó (đến một thời điểm nhất định) được thực hiện trước một lần chỉnh sửa (Dài et al. 2012).

Trong thời gian phơi sáng dài, nền trời có thể thay đổi đáng chú ý, giới thiệu một thành phần phi tuyến tính với tốc độ đếm được tính bằng calwf3.

Chúng tôi ước tính và trừ riêng phát xạ nền trời từ mỗi lần đọc các tệp ima.uits trung gian.

Để tránh các sai lệch hệ thống do sự hiện diện của một số vùng trong máy dò, chúng tôi đã tạo mặt nạ chất lượng dữ liệu thủ công để gắn cờ các vùng đó là trường phẳng không thể khắc phục hoàn toàn sự khác biệt về độ nhạy.

Xử lý hình ảnh khác để loại bỏ nền trời:

Trong Phần này, chúng tôi mô tả các phương pháp được sử dụng để loại bỏ nền trời khỏi các phơi sáng riêng lẻ và các bức tranh ghép cuối cùng của HUDF.

Căn chỉnh hình ảnh:

Kết quả là, khi so sánh hình ảnh từ các lượt truy cập khác nhau, thông thường sẽ thấy rằng chúng không được căn chỉnh chính xác. Để khai thác toàn bộ khả năng phân giải của WFC3, chúng ta cần căn chỉnh lại một cách cẩn thận các hình ảnh của các lượt truy cập khác nhau vào một giải pháp hệ thống tọa độ thế giới tham chiếu duy nhất (WCS sau đây).

và như một bước cuối cùng, kết hợp hình ảnh.

Kết quả:

Phiên bản XDF của khảm HUDF WFC3 / IR bị chi phối bởi sự sai lệch có hệ thống dưới dạng một sự bội thực đáng kể của nền trời xung quanh các vật thể có kích thước góc lớn. Một kết quả tương tự (ở mức độ thấp hơn) thu được cho HUDF12. Chúng tôi phục hồi thành công một lượng đáng kể ánh sáng khuếch tán bị trừ quá mức xung quanh các vật thể lớn nhất của HUDF, không được phát hiện bởi các phiên bản trước của khảm.

Tóm lược:

Họ đã xử lý các hình ảnh để đưa ra chi tiết trong các thiên hà. Trong không gian giữa các thiên hà, quá trình xử lý hình ảnh cho kết quả rác (các vùng màu trắng), nhưng chúng đã tìm cách đưa ra chi tiết ở rìa của các thiên hà đã bị ẩn trước đó.

Đáp lại một vài bình luận rằng câu trả lời của Hobbes hơi dày, thế còn:

Để giảm hiệu ứng nhiễu, nhóm nghiên cứu đã thực hiện điều chỉnh bảo vệ phẳng và sau đó tổng hợp nhiều mức phơi sáng, do đó cho phép các tín hiệu yếu được thêm vào trong khi hiệu ứng nhiễu bị hủy bỏ.

Đó là TL; DR để lại rất nhiều phương pháp thực sự tuyệt vời để xác định "bóng tối thực sự" và các bản vá nhiễu so với tín hiệu đáng tin cậy (sao hoặc thiên hà hoặc bất cứ điều gì).