この珍しいハッブルディープスカイ画像の「失われた光」とは何ですか？

デイリーギャラクシーの記事「失われたハッブル」–New！これまでに撮影された宇宙の最も深い画像は言う：

画像を作成するために、アレハンドロS.ボーラフが率いるカナリア諸島研究所（IAC）の研究者グループが、ハッブル宇宙望遠鏡のオリジナルHUDF画像を使用しました。複数の画像を結合するプロセスを改善した後、グループはHUDFの最大銀河の外側のゾーンから大量の光を回収することができました。これらの外側のゾーンの星から放出されたこの光の回復は、完全な銀河からの光の回復（フィールド全体で「にじんだ」）に相当し、一部の銀河では、この失われた光は直径が約2倍であることを示しています以前に測定した。

画像は本当に奇妙に見えますが、何が起こっていますか？この作品に関連する技術記事はありますか？

この仕事の主な目的と成果を説明できるかどうか見てみましょう。

最初に：困惑させている画像は「輝度RGB」画像で、明るい領域は色（近赤外線画像を使用した疑似トゥルーカラーの一種）で表され、2番目のかすかな部分は黒で表されますそして非常に微弱な部分は白です。後者は、ホッブズが答えで示唆しているように、「ごみ」ではありませんが、画像の中で最もノイズの多い部分を比較的話しているので、そこには実際の情報はほとんどありません。

この論文（Borlaff et al .; Hobbesの回答のリンクを参照）は、元々約10年前にウルトラディープフィールドの一部として撮影された近赤外HST画像の再処理に関するものです。これらの画像の以前の処理（たとえば、Koekemoer et al。2013 ["HUDF12"]およびIllingworth et al。2013 ["XDF"]）は、ほとんどの非常に遠い、最も高い最も小さい銀河に関する情報を取得することに焦点を当てていました。 -赤方偏移銀河。このため、空の減算の重要な段階にはいくつかのバイアスがありました。特に、大きく、より近い銀河のかすかな外側の領域を、減算される空の一部として扱う傾向がありました。これは、実際には小さな遠方の銀河の分析には適していますが、大きくて近い銀河の外側の領域（外側の円盤、かすかな恒星のハロー、結合構造の残骸など）を分析したい場合、外側の領域が過剰に減算されているという問題があります（そのため「光の欠落」）したがって、測定不能です。

（差し引かれる「空」は、HST上の希薄な外部大気中の特定の原子からの放射、内部太陽系の塵粒から散乱した太陽光、およびいわゆる「銀河系外背景」=未解決の遠方からの結合光の組み合わせです銀河。）

アブストラクトでは、HST画像を再処理するときに新しい研究で実装された4つの改善点について言及しています。「1）新しい絶対スカイフラットフィールドの作成、2）拡張永続モデル、3）専用の空の背景の減算、4）堅牢な同時追加。

私は、3番目の項目は、おそらく最も重要であることを示唆している：それらはない方法で実装していない大きな銀河のかすかな外側の領域をオフに引くので、得られる画像は、依然としてこれらの銀河の外側の部分についての情報を持っています。

以下のプロット（この論文の図20から抜粋）は、彼らがどのような改善を行ったかを示しています。半径の関数として、最大の銀河の1つ（巨大な楕円形-私はそれがカラー画像の中央下部にある、大きくて丸い、黄色の銀河だと思います）の表面輝度（F105W近赤外線フィルター）を示します（楕円環状で測定）。赤い三角形はXDF処理された画像を使用して測定され、青い正方形はHUDF12処理された画像を使用し、黒い点はこのペーパーの一部として作成された新しく再処理された画像を使用します[ABYSS]。XDFポイントは約55 kpcの半径で落ち、HUDF12ポイントは約90 kpcで落ちますが、この銀河からの光はABYSS再処理された画像で140 kpcに追跡できます。

（私は2人の著者と友達であり、共同執筆した論文があるので、少し偏見があるかもしれませんが、これは本当に印象的な作品だと思います！）

主任研究者の名前をArxivに接続すると、最初の検索結果は、ハッブルウルトラディープフィールドの光の欠落です。

3つの主な手順：

• 4つのフィルター用のスカイフラットフィールドの作成。このプロセスについては、セクションで詳しく説明します。2.4。

–モザイク（キャリブレーション露出を含む）に影響する可能性のあるすべてのWFC3 / IRデータセットのカタログを作成して、HUDFの露出ごとに改善された永続モデルのセットを生成します。このプロセスについては、セクションで詳しく説明します。2.5。

– HUDFでF105W、F125W、F140W、およびF160Wフィルターを使用した観測を含むすべてのWFC3 / IRデータセットのダウンロードと削減。

平らな空のフィールド：

検出器のピクセルの相対感度（フラットフィールド）を測定するための最適なプロセスは、均一な外部光源を観察することです。

基本的に、彼らは、その信号がノイズに圧倒されている場所にかすかな信号を出現させようとして、画像からすべてのノイズ源を除去しようとしています。

永続性モデル：

（WFC3 / IRの場合のように）HgCdTe IRアレイ検出器に影響する既知の影響は持続性です。永続性は、以前の露出で明るい光源にさらされたピクセルの残光として現れます。

WFC3 / IRの持続性補正の現在の方法は、補正する前に取られた（特定の時間までの）以前のすべての露光による各ピクセルの持続性によって作成される電子の数のモデリングに一貫しています（長いet al。2012）。

長時間の露出では、空の背景が著しく変化する可能性があり、calwf3によって計算されるカウントレートに非線形成分が導入されます。

中間のima.fitsファイルの各読み出しから、空の背景放射を個別に推定し、減算します。

検出器の一部の領域に欠陥が存在することによる系統的な偏りを回避するために、フラットフィールドでは感度の差を完全に補正できない場合に、それらの領域にフラグを付ける手動データ品質マスクを作成しました。

空の背景を削除するための画像処理の追加：

このセクションでは、個々の露出とHUDFの最終的なモザイクから空の背景を削除するために使用される方法について説明します。

画像の配置：

結果として、異なる訪問からの画像を比較するとき、通常、それらが正確に整列していないことがわかります。WFC3の完全な解決機能を活用するには、異なる訪問の画像を単一の参照世界座標系ソリューション（以下、WCS）に慎重に再配置する必要があります。

最後のステップとして、画像の組み合わせ。

結果：

HUDF WFC3 / IRモザイクのXDFバージョンは、大きな角度サイズのオブジェクトの周囲の空の背景の大幅な過減算という形での系統的バイアスによって支配されています。HUDF12でも同様の結果（程度は低い）が得られます。モザイクの以前のバージョンでは検出されなかった、HUDFの最大のオブジェクトの周囲の過剰に減算された拡散光の回復に成功しました。

概要：

彼らは銀河の詳細を引き出すために画像を処理しました。銀河の間の空間では、画像処理によりゴミの結果（白い領域）が得られますが、以前は隠されていた銀河の端の詳細が明らかになりました。

ホッブズの答えは少し厚いといういくつかのコメントに応えて、次のようになります。

ノイズ効果を低減するために、チームはフラットフィールド調整を行い、複数の露出を合計したため、ノイズ効果が相殺されながら弱い信号が追加されました。

それはTL; DRであり、「真の暗闇」とノイズパッチと信頼できる信号（星や銀河など）を識別するための多くの本当にクールな方法を省きます。