Processamento de imagens do VST

Esta imagem mostra o processo de tratamento de dados desde os dados brutos obtidos por um telescópio até uma imagem astronómica como a que aqui vemos do remanescente da supernova da Vela observado com o VLT Survey Telescope (VST).

1. O detector regista luz colectada pelo telescópio. A OmegaCAM, a câmara montada no VST, tem um conjunto de 32 detectores que cobrem um grande campo de visão.
2. As imagens brutas contêm artefactos e assinaturas instrumentais, tais como pixels mortos, sombras ou variações de luminosidade entre detectores, que têm que ser corrigidos antes das imagens poderem ser usadas para fins científicos.
3. Os astrónomos corrigem estes efeitos utilizando dados de calibração. O processo de passar de dados brutos para dados científicos prontos a serem analisados chama-se ‘redução de dados’.
4. Quando um objeto astrónomico é maior que o campo de visão é necessário juntar imagens diferentes, no que se chama tipicamente um mosaico, o que permite também cobrir os espaços entre detectores. 
5. O brilho de fundo pode variar entre as várias partes do mosaico, especialmente se tiverem sido observadas em noites diferentes, devido a mudanças nas fases da Lua e outros efeitos. Por exemplo, o canto superior esquerdo da imagem 4 é mais escuro que o resto da imagem. Ao comparar em imagens diferentes áreas que se sobrepõem, podemos corrigir este efeito.
6. O mosaico obtido é inspeccionado visualmente e qualquer artefacto residual é corrigido, o que inclui, por exemplo, fronteiras imperfeitas entre imagens adjacentes.
7. Os detectores astronómicos não capturam imagens a cores. Assim, são obtidas separadamente várias imagens através de filtros que deixam passar luz de diferentes comprimentos de onda. Atribuem-se diferentes cores a estas imagens, que são seguidamente combinadas numa imagem a cores final.
8. A imagem a cores final.