Flujo de trabajo del procesamiento de imágenes del VST

Esta imagen muestra el proceso para pasar de los datos brutos captados por un telescopio a una impresionante imagen astronómica como la que se presenta aquí, donde contemplamos el remanente de supernova Vela visto con el VLT Survey Telescope (VST).

1. El detector registra la luz recogida por el telescopio. OmegaCAM, la cámara conectada al VST, tiene un conjunto de 32 detectores que cubren un gran campo de visión.
2. Las imágenes en bruto contienen artefactos y huellas instrumentales, como píxeles muertos, sombras o variaciones de luminosidad entre detectores. Estos deben corregirse antes de que las imágenes puedan usarse con fines científicos.
3. La comunidad astronómica corrige estos efectos utilizando datos de calibración. Este proceso de pasar de datos sin procesar a datos listos para la ciencia se llama "reducción de datos".
4. Cuando un objeto astronómico es más grande que el campo de visión, es necesario unir diferentes imágenes, típicamente llamadas mosaico. Esto también nos permite llenar los huecos entre los detectores.
5. El brillo del fondo puede variar entre las diferentes partes del mosaico, especialmente si se observaron en diferentes noches, debido a los cambios en la fase de la Luna y otros efectos. Por ejemplo, la esquina superior izquierda de la imagen 4 es más oscura que el resto de la imagen. Al comparar áreas superpuestas entre diferentes imágenes, esto se puede corregir.
6. La imagen en mosaico se inspecciona visualmente y se corrigen los artefactos residuales. Esto incluye, por ejemplo, uniones imperfectas entre imágenes adyacentes.
7. Los detectores astronómicos no captan imágenes en color. En realidad, se toman varias imágenes por separado a través de filtros que dejan pasar la luz de diferentes longitudes de onda. A estas imágenes se les asignan diferentes colores y se combinan en una imagen final en color.
8. La imagen final en color.