Arbeitsschritte der Bildbearbeitung für das VST

Dieses Bild zeigt den Weg von den vom Teleskop aufgenommenen Rohdaten zu einem beeindruckenden astronomischen Bild wie dem hier gezeigten, das den Supernova-Überrest Vela zeigt, wie er mit dem VLT Survey Telescope (VST) gesehen wurde.

1. Der Detektor registriert das vom Teleskop gesammelte Licht. OmegaCAM, die am VST angebrachte Kamera, verfügt über eine Anordnung von 32 Detektoren, die ein großes Sichtfeld abdecken.
2. Die Rohbilder enthalten Artefakte und instrumentelle Einflüsse wie tote Pixel, Schatten oder Helligkeitsunterschiede zwischen den Detektoren. Diese müssen korrigiert werden, bevor die Bilder für wissenschaftliche Zwecke verwendet werden können.
3. Astronomen und Astronominnen korrigieren diese Effekte mit Hilfe von Kalibrierungsdaten. Dieser Prozess der Umwandlung von Rohdaten in wissenschaftlich verwertbare Daten wird als „Datenreduktion“ bezeichnet.
4. Wenn ein astronomisches Objekt größer ist als das Sichtfeld, müssen mehrere Bilder zusammengefügt werden, was als Mosaik bezeichnet wird. So können wir auch die Lücken zwischen den Detektoren füllen.
5. Die Helligkeit des Hintergrunds kann zwischen den verschiedenen Teilen des Mosaiks variieren, vor allem wenn sie in verschiedenen Nächten beobachtet wurden, weil sich die Mondphase und andere Effekte ändern. Zum Beispiel ist die linke obere Ecke von Bild 4 dunkler als der Rest des Bildes. Durch den Vergleich sich überlappender Bereiche zwischen verschiedenen Bildern kann dies korrigiert werden.
6. Das Mosaikbild wird visuell überprüft und alle verbleibenden Artefakte werden korrigiert. Dazu gehören z. B. unvollkommene Nahtstellen zwischen benachbarten Bildern.
7. Astronomen und Astronominnen nehmen keine Farbbilder auf. Stattdessen werden mehrere Bilder separat durch Filter erstellt, die Licht mit unterschiedlichen Wellenlängen durchlassen. Diesen Bildern werden dann verschiedene Farben zugewiesen und zu einem endgültigen Farbbild kombiniert.
8. Das endgültige Farbbild.