Hur bilderna från VST behandlas

Denna illustration visar hur rådata från ett teleskop omvandlas till en kalibrerad färgbild, som bilden av supernovaresten i Seglet fångad med VLT Survey Telescope (VST).

Detektorn registrerar ljus som har insamlats av teleskopet. OmegaCAM, kameran på VST, har 32 sammankopplade detektorer som täcker ett stort himmelsområde.
Råbilderna innehåller defekter och signaler från instrumenten, som döda pixlar, skuggor och känslighetsvariationer i detektorerna. Dessa måste korrigeras bort innan bilderna kan användas för vetenskapliga ändamål.
Astronomerna korrigerar defekterna med kalibreringsdata som är en viktig del i datareduktionsprocessen från en råbild till en färdig bild.
Bilder av objekt större än detektorernas synfält konstrueras genom att kombinera flera bilder till en stor bild som kallas mosaik. Denna teknik gör det också möjligt att fylla i fält med saknade data mellan detektorerna.
Bakgrundsljusstyrkan kan variera mellan olika delar av mosaiken om bilderna togs under flera nätter eller om himlen påverkades av ljuset från månen. Exempelvis är det övre vänstra hörnet i bild 4 mörkare än resten av bilden. Det kan korrigeras genom att jämföra överlappande områden mellan flera bilder.
Mosaikbilden inspekteras noggrannt för att kunna korrigera artefakter som har skapats under processen. Sådana kan vara icke-perfekta sömmar mellan närliggande bilder.
Astronomiska detektorer fångar ingen färginformation. Istället tas flera olika bilder genom olika filter som släpper igenom olika våglängdsområden. Dessa gråbilder får sedan specifika färger i när de läggs samman till en slutlig färgbild.
Den slutliga färgbilden.