매일 은하의 기사 “잃어버린 허블”– 새로운! 찍은 우주의 가장 깊은 이미지는 다음과 같이 말합니다.
Alejandro S. Borlaff가 이끄는 Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC)의 연구원 그룹은 허블 우주 망원경의 원본 HUDF 이미지를 사용하여 이미지를 제작했습니다. 여러 이미지를 결합하는 과정을 개선 한 후이 그룹은 HUDF에서 가장 큰 은하의 외부 영역에서 많은 양의 빛을 회수 할 수있었습니다. 이 외곽 지역의 별들에 의해 방출 된이 빛을 회복하는 것은 완전한 은하에서 빛을 회복하는 것과 같았으며 (전장에서 "바뀌어") 일부 은하에서이 누락 된 빛은 직경이 거의 두 배나 크다는 것을 보여줍니다 이전에 측정되었습니다.
이미지가 정말 이상하게 보입니다. 무슨 일입니까? 이 작업과 관련된 기술 기사가 있습니까?
답변:
이 사업의 주요 목표와 성과를 설명 할 수 있는지 살펴 보겠습니다.
우선, 수수께끼 같은 그림은 "휘도 RGB"이미지이며 밝은 영역은 색상 (근적외선 이미지를 사용하는 일종의 유사 트루 컬러)으로 표시되고 두 번째 가장 희미한 부분은 검은 색으로 표시됩니다. 가장 희미한 부분은 흰색입니다. Hobbes가 그들의 답변에서 제안한 것처럼 후자는 "쓰레기"라고 부르지 않지만 이미지의 가장 시끄러운 부분을 상대적으로 말하고 있으므로 실제 정보는 거의 없습니다.
이 논문 (Borlaff et al .; Hobbes의 답변 링크 참조)은 원래 약 10 년 전에 Ultra Deep Field의 일부로 찍은 근적외선 HST 이미지를 재 처리하는 것에 관한 것입니다. 이러한 이미지의 이전 처리 (예 : Koekemoer et al. 2013 [ "HUDF12"] 및 Illingworth et al. 2013 [ "XDF"])는 가장 작고 희미한 은하에 대한 정보를 얻는 데 중점을 두었습니다. 적색 편이 은하. 이로 인해 하늘 감쇄의 결정적인 단계에는 약간의 편견이있었습니다. 특히, 그것은 더 크고 가까운 은하의 희미한 외부 영역을 감산 할 하늘의 일부로 취급하는 경향이있었습니다. 이것은 실제로 작은, 먼 은하의 분석을위한 괜찮지 만, 즉, 당신이 경우에 할더 크고 더 가까운 은하의 외부 영역 (외부 디스크, 희미한 별의 후광, 합병 구조의 잔해 등)을 분석하려는 경우, 외부 영역이 과도하게 삭감 (따라서 "결 측광") 문제가 있습니다. 따라서 측정 할 수 없습니다.
(공제되는 "하늘"은 HST 위의 좁은 외부 대기에서 특정 원자의 방출 , 내부 태양계의 먼지 입자에서 산란 된 햇빛 및 소위 "외부 배경"= 해결되지 않은 먼 곳의 결합 된 빛의 조합입니다. 은하.)
초록은 HST 이미지를 재 처리 할 때 새로운 연구가 구현 한 4 가지 개선 사항을 언급합니다. "1) 새로운 절대 스카이 플랫 필드 생성, 2) 확장 지속성 모델, 3) 전용 하늘 배경 뺄셈 및 4) 강력한 동시 가산.
나는 세 번째 항목이 아마도 가장 중요하다고 제안 할 것입니다. 그것들 은 더 큰 은하의 희미한 바깥 영역을 빼지 않는 방법을 구현 하므로 결과 이미지에는 여전히 은하의 바깥 부분에 대한 정보가 있습니다.
아래의 도표 (종이의 그림 20에서 발췌)는 그들이 개선 한 종류를 보여줍니다. 그것은 가장 큰 은하들 중 하나 (거대한 타원형-컬러 이미지의 하단 중앙에있는 크고 둥글고 노란 은하라고 생각합니다)의 반경의 함수로 표면 밝기 (F105W 근적외선 필터에서)를 보여줍니다 (타원 고리로 측정). 빨간색 삼각형은 XDF 처리 된 이미지를 사용하여 측정되었으며 파란색 사각형은 HUDF12 처리 된 이미지를 사용했으며 검은 색 점은이 논문의 일부로 생성 된 새로 재 처리 된 이미지를 사용합니다 [ABYSS]. XDF 점은 약 55kpc의 반경에서 떨어지고 HUDF12 점은 약 90kpc에서 떨어지지 만 ABYSS 재 처리 이미지에서이 은하의 빛을 140kpc까지 추적 할 수 있습니다.
(저는 두 명의 저자와 친구이며 공동 저술 한 논문을 가지고 있다는 점을 지적해야합니다.
선임 연구원의 이름을 Arxiv에 꽂으면 첫 번째 검색 결과는 허블 울트라 딥 필드의 빛 누락 입니다.
3 가지 주요 단계 :
- 4 개의 필터를위한 스카이 플랫 필드 생성 이 과정은 Sect. 2.4.
– 모자이크에 영향을 줄 수있는 모든 WFC3 / IR 데이터 세트 카탈로그 (캘리브레이션 노출 포함)를 생성하여 HUDF의 각 노출에 대해 개선 된 지속성 모델 세트를 생성합니다. 이 과정을 Sect에서 자세히 설명합니다. 2.5.
– HUDF에서 F105W, F125W, F140W 및 F160W 필터를 사용한 관찰을 포함한 모든 WFC3 / IR 데이터 세트의 다운로드 및 축소.
평평한 하늘 필드 :
검출기 (평평한 필드)의 픽셀의 상대 감도를 측정하기 위해 최적의 프로세스는 균일 한 외부 광원을 관찰하는 것입니다.
기본적으로 그들은 이미지에서 노이즈의 모든 소스를 제거하려고 시도하는데, 그 신호가 노이즈로 인해 압도적 인 위치에 희미한 신호가 나타나게하기 위함입니다.
지속성 모델 :
HgCdTe IR 어레이 검출기 (WFC3 / IR의 경우와 같이)에 영향을 미치는 알려진 효과는 지속성입니다. 지속성은 이전 노출에서 밝은 광원에 노출 된 픽셀에서 잔광으로 나타납니다.
현재 WFC3 / IR의 지속성 보정 방법은 보정하기 전에 수행 된 이전의 모든 노출 (최대 특정 시간)에 의해 각 픽셀의 지속성에 의해 생성되는 전자 수를 모델링하는 데 있습니다 (긴 et al. 2012).
장시간 노출시 하늘 배경이 눈에 띄게 변할 수 있으며, calwf3에 의해 계산 된 카운트 속도에 비선형 성분이 도입됩니다.
중간 ima.fits 파일의 각 판독 값에서 하늘 배경 방출을 개별적으로 추정하고 뺍니다.
검출기의 일부 영역에 결함이 있기 때문에 체계적인 편견을 피하기 위해 플랫 필드가 감도 차이를 완전히 수정할 수없는 영역을 표시하는 수동 데이터 품질 마스크를 만들었습니다.
하늘 배경을 제거하기위한 추가 이미지 처리 :
이 섹션에서는 개별 노출 및 HUDF의 최종 모자이크에서 하늘 배경을 제거하는 데 사용되는 방법에 대해 설명합니다.
이미지 정렬 :
결과적으로 다른 방문의 이미지를 비교할 때 이미지가 정확하게 정렬되지 않는 것이 일반적입니다. WFC3의 전체 해결 기능을 활용하려면 여러 방문의 이미지를 단일 참조 세계 좌표계 솔루션 (이하 WCS)으로 신중하게 다시 정렬해야합니다.
마지막 단계로 이미지 조합입니다.
결과:
HUDF WFC3 / IR 모자이크의 XDF 버전은 각도 크기가 큰 물체 주변의 하늘 배경을 과도하게 빼는 형태의 체계적인 바이어스에 의해 지배됩니다. HUDF12에 대해 유사한 결과 (더 적은 정도로)가 얻어진다. 우리는 이전 버전의 모자이크에서 감지되지 않은 HUDF의 가장 큰 물체 주변에서 상당량의 과도 빼기 된 확산 광을 성공적으로 회수합니다.
요약:
그들은 은하계의 세부 정보를 얻기 위해 이미지를 처리했습니다. 은하 사이의 공간에서 이미지 처리는 가비지 결과 (흰색 영역)를 제공하지만 이전에 숨겨져있는 은하의 가장자리에 대한 세부 정보를 얻을 수있었습니다.
Hobbes의 답변이 약간 두껍다는 몇 가지 의견에 대한 답변으로, 어떻습니까?
노이즈 효과를 줄이기 위해 팀은 플랫 필드 조정을 수행 한 다음 다중 노출을 합산하여 노이즈 효과가 사라지는 동안 약한 신호를 추가 할 수있었습니다.
이것이 바로 TL; DR입니다. "진정한 어둠"과 노이즈 패치와 신뢰할 수있는 신호 (별 또는 은하 등)를 식별 할 수있는 정말 멋진 방법이 많이 없습니다.
+n!이것을 작성하는 시간을내어 주셔서 감사합니다,이는 정확히 내가 읽고, N-계승하여 내 최대 투표를 필요로 무엇. 한두 번 더 읽은 후에는 더 편안하게 종이로 돌아갈 수 있습니다. 내 생각에 그들은이 버전의 Ultra Deep Field를 최종 생성하기 전에 이러한 효과를 특성화하기 위해 상당히 많은 이미지 데이터를 사용했다고 생각합니다. 아마 약간의 인내와 훈련이 필요했을 것입니다.