在这张不寻常的哈勃深空影像中，“丢失的光”是什么？

每日银河篇文章“失落的哈勃” –新！拍摄过的最深宇宙图片说：

为了产生图像，由亚历杭德罗·S·博拉夫（Alejandro S. Borlaff）领导的加纳里亚天文学研究所（IAC）的一组研究人员使用了哈勃太空望远镜的原始HUDF图像。在改进了合并几张图像的过程之后，该小组能够从HUDF中最大的星系的外部区域回收大量的光。回收由这些外部区域中的恒星发出的光，相当于从完整的星系中回收光（在整个视场中“被涂抹”），对于某些星系，这种缺失的光表明它们的直径几乎是直径的两倍。先前测量。

图像看起来真的很奇怪，这是怎么回事？是否有与此工作相关的技术文章？

让我看看我是否可以解释这项工作的主要目的和成就。

首先，令人困惑的图片是“亮度RGB”图像，其中明亮的区域由颜色表示（使用近红外图像的一种伪真彩色），第二个最暗的部分由黑色表示最微弱的部分是白色。正如霍布​​斯在回答中所暗示的那样，后者并不是“垃圾”，但是它们相对来说是图像中最嘈杂的部分，因此在那儿几乎找不到真正的信息。

这篇论文（Borlaff等人；请参见Hobbes的答案中的链接）是关于重新处理最初是大约十年前作为Ultra Deep Field的一部分而拍摄的近红外HST图像。这些图像的先前处理（例如，Koekemoer等，2013 [“ HUDF12”]和Illingworth等，2013 [“ XDF”]）专注于获取有关最小，最微弱的星系的信息，这些星系大多是真正遥远的高星系。 -红移星系。因此，减法的关键阶段存在一些偏差：尤其是，它倾向于将较大的较近星系的微弱外部区域视为要减去的天空的一部分。实际上，这对于分析较小的遥远星系是很好的，但是这意味着如果您做想要分析更大，更接近的星系的外部区域（外盘，微弱的恒星光晕，合并结构的残留物等），您会遇到以下问题：它们的外部区域被过度减去（因此“缺失光”）并且因此无法衡量。

（减去的“天空”是HST上方微弱的外部大气中某些原子的发射，内部太阳系中尘埃粒子散射的阳光和所谓的“超自然背景”的组合）星系。）

摘要中提到了这项新研究重新处理HST图像时实现的四项改进：“ 1）创建新的绝对天空平坦场，2）扩展的持久性模型，3）专用天空背景减法和4）健壮的共添加”。

我建议，第三项也许是最重要的：它们实现了一种不减去较大星系外部微弱区域的方法，因此生成的图像仍具有有关这些星系外部的信息。

下图（摘自本文的图20）说明了他们所追求的改进。它显示最大的星系之一（巨大的椭圆形-我认为是彩色图像中下部的大而圆形的黄色星系）的表面亮度（在F105W近红外滤光片中）与半径的函数关系（以椭圆环为单位）。红色三角形是使用XDF处理过的图像测量的，蓝色正方形是使用HUDF12处理过的图像测量的，黑点使用了作为本文的一部分重新生成的新处理过的图像[ABYSS]。您可以看到XDF点的半径下降了约55 kpc，HUDF12点的半径下降了约90 kpc，但是在ABYSS重新处理的图像中，该星系发出的光可以追溯到140 kpc。

（我应该指出，我与一些作者是朋友，并且与他们共同撰写过论文，所以我可能有些偏颇-但我认为这确实是一件令人印象深刻的工作！）

当您将首席研究员的名字插入Arxiv时，第一个搜索结果是The Hubble Ultra Deep Field的缺失之光。

3个主要步骤：

• 为四个滤镜创建天平场。该过程在Sect中有完整描述。2.4。

–创建所有可能影响镶嵌图（包括校准曝光）的WFC3 / IR数据集的目录，以针对HUDF的每次曝光生成一组改进的持久性模型。我们将在Sect中详细介绍此过程。2.5。

–下载并减少所有WFC3 / IR数据集，包括使用HUDF上的F105W，F125W，F140W和F160W过滤器进行的观测。

平坦的天空领域：

为了测量检测器像素的相对灵敏度（平坦场），最佳过程是观察均匀的外部光源。

基本上，他们试图从图像中去除所有噪声源，以使微弱的信号出现在该信号已被噪声淹没的地方。

持久性模型：

影响HgCdTe IR阵列检测器的已知效果（如WFC3 / IR的情况）是持久性。持久性表现为在前一次曝光中暴露于明亮光源的像素的余辉。

WFC3 / IR的当前持久性校正方法包括对每个像素的持久性校正前（长时）进行的所有先前曝光（直到一定时间）在每个像素中的持久性产生的电子数量建模。等（2012）。

在长时间曝光期间，天空背景可能会发生明显变化，从而在calwf3计算的计数率中引入了非线性成分。

我们分别从中间ima.fits文件的每次读数中估计并减去天空背景发射。

为了避免由于检测器某些区域中存在缺陷而导致系统性偏差，我们创建了一个手动数据质量遮罩，以标记那些在平坦场无法完全校正灵敏度差异的区域。

更多图像处理以消除天空背景：

在本节中，我们描述了用于从HUDF的各个曝光和最终镶嵌中去除天空背景的方法。

图像对齐：

结果，当比较来自不同访问的图像时，通常会看到它们没有完全对准。为了利用WFC3的全部解析功能，我们需要仔细地将不同访问的图像重新对齐到单个参考世界坐标系解决方案（以下简称WCS）。

最后是图像组合。

结果：

HUDF WFC3 / IR马赛克的XDF版本以系统偏差为主导，该偏差以大角度尺寸的物体周围的天空背景明显过分减去为形式。对于HUDF12，获得了类似的结果（程度较小）。我们成功地在HUDF的最大对象周围恢复了大量的减减散射光，而先前版本的马赛克未检测到该散射光。

摘要：

他们已经处理了图像，以显示出星系中的细节。在星系之间的空间中，图像处理会产生垃圾结果（白色区域），但它们设法在先前隐藏的星系边缘上显示出细节。

为了回应霍布斯的回答有些粗略的一些评论，如何：

为了减少噪音影响，团队进行了平场调整，然后对多次曝光进行求和，从而在消除噪音影响的同时添加微弱的信号。

那就是TL; DR，它遗漏了很多非常酷的方法来识别“真正的黑暗”和噪声斑块，而不是可靠的信号（恒星或星系或其他任何东西）。