Hubble Space Telescope, dai suoi raw alle immagini a colori

di Andrea Bertocco

L’altro giorno ho avuto uno scambio d’opinioni con Alessandro e ho capito che alcune informazioni, riguardanti la strumentazione di HST e le relative immagini, non sono disponibili o perlomeno non di facile accesso a chi non è “addetto ai lavori”. Pertanto ho deciso che, prima di passare a mostrare cosa si ottiene dalle elaborazioni delle immagini di HST, forse è il caso di dare un’infarinatura generale sulla strumentazione che c’è a bordo del telescopio spaziale e spiegare quali dati siano necessari per poter elaborare un immagine.
Per i nostri fini elaborativi è essenziale conoscere le camere di ripresa dello strumento, cioè la WFPC2 (anche se dismessa), la ACS e la WFC3, ma credo sia giusto spiegare, almeno a grandi linee, quali altri strumenti importanti sono presenti a bordo del telescopio e quali siano le loro funzioni.
Ovviamente gli strumenti montati sull’Hubble non servono tutti per il telescopio. Infatti non bisogna scordare che l’HST è a tutti gli effetti un satellite, grande come un autobus, e che orbita intorno alla terra, per cui ha bisogno anche di altri sistemi per il suo corretto funzionamento (alimentazione, comunicazione-trasmissione dei dati e calcolo).
L’alimentazione della navicella è garantita da 2 pannelli solari della misura di circa 12 metri che producono più o meno 2400 W e provvedono anche a ricaricare 6 batterie al nickel-idrogeno, che vengono usate solo quando i pannelli solari si trovano in zone d’ombra.
Le comunicazioni avvengono mediante satelliti TDRSS (Tracking and Data Relay Satellite System). Le immagini catturate dai sensori dell’Hubble vengono convertite in dati digitali ed inviati al TDRSS, il quale a sua volta provvede a rinviarli a terra (precisamente alla stazione di White Sands nel New Mexico) e ritrasmetterli direttamente al centro
NASA di Goddard nel Maryland, per metterli a disposizione degli scienziati.
Le funzioni di calcolo vengono garantite da un computer con SO Linux e processore Intel 486 da 25 MHz (alla faccia degli i3-i5 e i7 presenti nei comuni pc di oggi).

Strumenti di HST

Ecco di seguito, il “bagaglio scientifico” dello strumento che comprende la strumentazione di guida, spettrografi, camere per l’ultravioletto, visibile e infrarosso, che tutte insieme coprono lunghezze d’onda comprese tra 115-2500 nm (2,5μ), cioè tra l’UV-lontano e il MIR (medio infrarosso).


FGS – Fine Guidance Sensor
Il sistema di puntamento è uno degli strumenti più importanti senza il quale gli altri non potrebbero funzionare. Infatti considerando che l’HST è in costante movimento, sarebbe impossibile fotografare degli oggetti celesti senza poterli in qualche modo inseguire, come si fa con un normale telescopio motorizzato. Grazie a dei sensori, il sistema di puntamento riesce a tenere un oggetto fisso per gli altri strumenti.


STIS – Space Telescope Imaging Spectrograph
Lo STIS è uno spettrografo che utilizza tre sensori (un CCD e due MAMA – Multi-Anode Microchannel Array) con diversa sensibilità spettrale, ma tutti con un formato di 1024×1024 pixel. I due MAMA hanno una risoluzione di 25×25 arcosecondi, mentre il CCD è di 50×50 arcsecondi. Lo spettrografo ha una capacità bidimensionale, rispetto a quella di
un normale spettroscopio, che gli consente di registrare lo spettro in più punti di una galassia o rilevare in una sola volta più lunghezze d’onda di uno spettro stellare.


COS – Cosmic Object Spectrograph
Il Cosmic Object Spectrograph è stato installato nel maggio 2009. Questo strumento ha esteso enormemente la sensibilità del telescopio spaziale per sorgenti deboli di radiazioni ultraviolette comprese tra 115-320 nm.
I suoi principali obiettivi scientifici sono lo studio dell’origine delle strutture cosmiche a larga scala, la formazione e l’evoluzione delle galassie, l’origine di sistemi stellari e planetari ed il mezzo interstellare freddo.


NICMOS – Niar Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer
La camera ad infrarossi è molto importante e serve principalmente nelle situazioni in cui un gran numero di nubi di gas e polveri interstellari sono presenti davanti ad un oggetto.
Mediante la camera NICMOS è infatti possibile vedere oltre le nubi interstellari e questo grazie al sensore ad infrarossi, che può rivelare molti segreti riguardo alla nascita delle stelle e dei sistemi solari. La camera ad infrarossi è molto sensibile al calore per cui deve essere tenuta sempre e costantemente al freddo, per tale motivo i sensori sono contenuti
in una specie di barile raffreddato ad una temperatura di circa -77° !!
Riesce a rilevare lunghezze d’onda comprese tra 0,8-2,5 micron.
Veniamo ora alle camere di ripresa, che ci forniscono le immagini che poi andremo ad utilizzare per i nostri scopi. Ogni immagine che andremo ad analizzare presenta all’inizio del nome file un suffisso di rootname, che ne identifica lo strumento con cui è stata fatta (vedi in fondo “Note sulla strumentazione”). Questo già ci facilita la scelta di come
vogliamo elaborare e cosa cercare nell’immagine.


WFPC2 – Wide Field Planetary Camera 2 (sostituita dalla WFC3 nel maggio 2009)
Nella figura sottostante, si possono osservare i quattro ccd della WFPC2 (Wide Field Planetary Camera 2) che compongono le immagini del HST.

Fig 1: WFPC2

I ccd WF2, 3 e 4 sono composti da una griglia di 800×800 pixel con un campo di 80”x80” e una scala di 0,0996” per pixel, mentre il ccd PC ha le stesse dimensioni, ma un campo di 36”x36” e una scala di 0,0455” per pixel. E’ importante sapere che il software di visualizzazione delle immagini ds9, che in pratica effettua il display delle immagini, ci
consente di visualizzare un ccd alla volta oppure tutti e quattro i ccd singolarmente, cioè ognuno per ogni memoria del software (ds9 ha 32 memorie). Solo con un comando di IRAF, possiamo visualizzare tutti e quattro i ccd collegati insieme con la caratteristica forma di Fig. 1.

Altro punto importante per le immagini è il filtro principale utilizzato durante l’esposizione.
I filtri che maggiormente si usano con la WFPC2 sono i seguenti (Tab.I.):

Tabella 1: filtri WFPC2

Sebbene esistano altre tipologie di filtri, tuttavia le immagini del HST sono in linea di massima effettuate con quelli sopra elencati, in modo da mantenere una certa linearità con il sistema fotometrico standard di Johnson-Morgan e la SDSS.

ACS – Advanced Camera for Surveys
La ACS (Advanced Camera for Surveys) è composta da tre camere fotometriche a multi-banda e ciascuna camera è dotata di un rivelatore appropriato.
La WFC utilizza due CCD rettangolari thinned back-illuminated da 2048 x 4096 pixel (pixel size = 15 micron), realizzati dalla SITe, che vengono montati a mosaico per un totale di 4096 x 4096 pixel, un campo di vista di 200″ x 204″ ed una scala di 0.0491″/pixel. Questa camera viene utilizzata per le osservazioni nelle bande visuali B-g-V-r-R ed infrarosse i-I-z (Fig. 2).

Fig 2: CCD del ACS

La HRC utilizza un CCD (SITe) da 1024 x 1024 pixel (pixel size = 24 micron) che ha uno speciale trattamento per ottenere elevate sensibilità nel range spettrale 200-400 nm. La HRC permette un campo di vista di 26″ x 29″ ed una scala di 0.025″/pixel, inoltre viene utilizzata per le osservazioni ad alta risoluzione nella banda 200-1000 nm. I filtri
utilizzati dalla camera ACS sono quelli elencati in Tab.II.
Infine la Solar Blind Camera SBC è ottimizzata per ottenere una elevata efficienza di rivelazione nel range spettrale 150 – 170 nm. Essa fa uso di un rivelatore a “conteggio di fotoni”, chiamato Multi Anode Microchannel Array (MAMA), formato da un Micro Channel Plate (MCP) con un fotocatodo ad Ioduro di Cesio (CsI) e da un anodo a multi-elettrodi
capace di ottenere un’area di 1024 x 1024 pixel (pixel size = 25 micron). La SBC permette un campo di vista di 26″ x 29″ ed una scala di 0.030″/pixel, inoltre viene impiegata per osservazioni nella banda 150 – 200 nm.


WFC3 – Wide Field Camera 3
La WFC3 (Wide Field Camera 3) che ha sostituito la WFPC2, è una fotocamera ad alta risoluzione per catturare immagini ad ampio spettro con copertura continua delle lunghezze d’onda, che vanno dall’ultravioletto all’infrarosso.
WFC3 ha due CCD per UV/Visibile, ciascuno di 2048×4096 pixel con una scala di 0,0395” per pixel, ed un CCD separato per IR di 1024×1024 pixel con una scala di 0,13” per pixel, in grado di ricevere radiazione infrarossa fino a 1700 nm.

L’attuale bagaglio tecnico-scientifico dell’Hubble, che ci consente la visione di quelle meravigliose immagini che dopo trent’anni ancora ci tolgono il fiato, è stato raggiunto nel corso del tempo, grazie alle varie missioni di modifiche e migliorie, effettuate con gli Space Shuttle.
Come molti sanno sin da subito HST ha presentato un problema di messa a fuoco, anzi per essere precisi di aberrazione sferica, legato ad un assemblaggio errato dello specchio principale. Tale problema fece sì che “voci di corridoio”, nello STScI (Scace Telescope Science Institute) di Baltimora, “serpeggiassero” proponendo un paio di nomignoli per quello che veniva definito un “elefante bianco”, cioè un progetto i cui eccessivi costi di realizzazione e gestione non venivano compensati dai benefici successivi. Il telescopio spaziale venne così soprannominato, proprio dagli astronomi che dovevano essere quelli che più avrebbero dovuto ricavarne i suddetti benefici, “trash telescope” o “space bin”, cioè
“telescopio spazzatura” o “bidone spaziale”.
Per fortuna dopo tre anni, con la missione shuttle Endeavour ST61, venne installato il COSTAR (Corrective Optics Space Telescope Axial Replacement) che corresse il problema ottico a scapito però del High Speed Photometer, che venne ovviamente rimosso. Nella stessa missione venne anche sostituita anche la WFPC con la WFPC2 che ci ha ampliato la visione ai confini dell’Universo.

M100 prima e dopo l’installazione di COSTAR

Le immagini raw di HST
Ora che abbiamo un’idea della strumentazione di bordo del HST, passiamo ad analizzare l’header delle immagini, il quale ci fornisce alcuni dati fondamentali per eseguire le elaborazioni. Se carichiamo un’immagine e la esaminiamo, possiamo ottenere subito la magnitudine della stella o dell’oggetto che più ci interessa. Tuttavia questa magnitudine è puramente strumentale e non ha nulla a che fare con le classiche magnitudini stellari a cui siamo abituati e che troviamo nei cataloghi e negli atlanti. Pertanto a questa magnitudine è necessario aggiungere due parametri; il punto zero strumentale, che per tutte le camere di Hubble equivale a PHOTZPT=-21, e il punto zero vero e proprio (CVOMAG0), che indica il valore della magnitudine fuori dell’atmosfera e cambia a seconda del filtro e della camera utilizzati.

Fig 3: WFC3

Nel caso quest’ultimo parametro non fosse presente, è possibile calcolarlo utilizzando un altro parametro chiamato PHOTFLAM. Inoltre nell’header è sempre presente il dato che indica la scala dell’immagine (PIXELSCALE), espressa in arcsecondi per pixel, e il filtro utilizzato (PHOTMODE).
Comprendo che dare una sfilza di parametri, che a molti neofiti probabilmente non dicono nulla, non è di facile comprensione, ma questi dati sono fondamentali per incominciare a elaborare le immagini del Hubble Space Telescope.
Senza conoscere tali dati è impossibile trarre delle conclusioni di valore scientifico sui risultati che si sono ottenuti.
Infatti solo con questi parametri possiamo calcolare la vera magnitudine dell’oggetto (es. magnitudine con F625W filtro “r” della SDSS, r=22,5) mentre con la scala dell’immagine ricaviamo le dimensioni di una galassia o del suo nucleo barrato, oppure l’estensione dei getti che fuoriescono dal nucleo di un quasar.

Come vengono create le immagini a colori
Ora, con questa infarinatura sulle caratteristiche principali della strumentazione a bordo del HST e sui parametri fondamentali delle immagini, possiamo passare ad analizzare come e cosa è stato possibile trovare in alcune immagini di Hubble utilizzando il software IRAF.

Guardando un’immagine grezza di HST, molti potrebbero chiedersi come si riesce a far sparire i raggi cosmici, le tracce di eventuali difetti delle camere, ma soprattutto come si riescono ad eliminare le linee di separazione tra i ccd in un’immagine a largo campo, come può essere quella di un ammasso di galassie.
La cosa non è semplicissima, ma risulta comunque possibile utilizzando sempre IRAF. Innanzitutto dovete sapere che per fare una bella immagine a colori, la strumentazione di HST effettua più immagini (sempre dispari) di un oggetto e in tre colori diversi (supponiamo B, V, R).

Le riprese vengono inviate a terra e sottoposte alle elaborazioni. Prima di tutto, ogni singola immagine viene pulita dal rumore di fondo. In un secondo passaggio ognuna viene allineata e pacchettizzata con tutte quelle dello stesso colore (es. B1+B2+B3). Proprio durante questo allineamento dei singoli colori viene eseguito un processo “mediano”, che in pratica rimuove i difetti strumentali (singoli pixel o intere colonne del ccd difettose) e anche i raggi cosmici e le linee di separazione tra i sensori del ccd. In pratica il processo analizza almeno tre immagini e, dato che sicuramente la posizione dei difetti che compaiono in una immagine non è la stessa nelle altre altre due, il difetto viene riconosciuto ed eliminato. Questo processo viene rifatto ulteriormente nel momento in cui si allineano tutti e tre i colori per ottenere l’immagine finale. Oggi tutto il processo sin qui descritto può essere eseguito dall’astronomo, se ne ha il tempo, altrimenti viene curato dallo STScI, che rilascia però le immagini finali nei tre colori “calibrate”, e pertanto l’utente deve solo assemblarle. Per quest’ultima parte vengono usati due sistemi. Il primo utilizza uno script python creato da Prof. Lupton (et altri) che preleva le immagini calibrate nei tre colori, le elabora e restituisce quella finale, che a sua volta può essere ulteriormente modificata con software di ritocco come Gimp o Photoshop. Mentre il secondo sistema consiste nell’utilizzare un software fornito dallo STScI, che si chiama FITS LIBERATOR, il quale consente di elaborare sempre le immagini calibrate per ottenerne quella finale, che poi verrà ulteriormente ritoccata con i software sopra citati.


Per ora mi fermo qui, il resto lo spiegherò in dettaglio in un prossimo articolo.


Cieli Sereni!

NOTE SULLA STRUMENTAZIONE DI HST
SUFFISSI DELLA STRUMENTAZIONE AL ROOTNAME DELLE IMMAGINI DI HST
Questi sono i suffissi dei nomi files che in pratica identificano gli strumenti con i quali vengono fatti immagini e spettri.

Suff. Strumento Descrizione
E Engineering Data
F FGS Fine Guidance Sensor
J ACS Advanced Camera for Survey
N NICMOS Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrograph
O STIS Space Telescope Imaging Spectrograph
S Engineering Subset Data
T Guide Star Position Data
U WFPC2 Wide Field/Planetary Camera 2
V HSP High Speed Photometer
W WFPC Wide Field/Planetary Camera
X FOC Faint Object Camera
Y FOS Faint Object Spectrograph
Z GHRS Goddard High Resolution Spectrograph
L COS Cosmic Origin Spectrograph
I WFC3 Wide Field Camera 3

Nella seguente immagine infine un esempio del campo osservato da HST con gli strumenti ACS e WFC3 ed i rispettivi cammini luminosi. Mezzo grado corrisponde a circa il diametro della luna piena.

Fig 4: campo di vista di HST

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