Correction de la transmission atmosphérique : le traitement pas à pas

1 - Calcul de la réponse instrumentale
(les spectres traités ont été acquis avec un Lhires III 150 t/mm sur un télescope de 0.28 m, caméra QSI-532)

 


Image du flat-field sur une lampe halogène. Somme médiane de 15 images élémentaires (le temps de pose est de 1 seconde, les images de l'offset et du dark correspondant sont soustraites). Le bleu est à gauche. Noter le déficit de flux dans la partie bleu du spectre car la lampe rayonne surtout dans le rouge. Les oscillations correspondent à des variations caractéristiques du rendement quantique du CCD KAF-3200ME qui équipe la caméra QSI-532.


 


Profil suivant une ligne de l'image flat-field de gauche. Les variations périodiques en fonction de la longueur d'onde du rendement quantique sont bien visibles.

 


L'image flat-field après un fort lissage du type passe-bas. Sous Iris, on utilise la commande >GAUSS2 25.

 


Le résultat du rapport de l'image flat-field de départ par l'image flat-field lissée. Ce résultat est l'image flat-field "maitre" qui va être dorénavent utilisée (image dite "A"). Noter que les structures périodiques sont très stables et reproductibles pour la caméra utilisée (c'est une constante de l'instrument). Sous Iris, on obtient ce  document en faisant quelque chose du genre : >load flat_depart,  >div flat_lisse 25000, >save flat_maitre. Il faut bien prendre garde à n'avoir aucune valeur du flat-feld qui dépasse la capacité de calcul du logiciel (sous Iris, aucune valeur au dessus de 32767 ADU).


Profil suivant une ligne de l'image flat-field "maitre" de gauche.


 

 


Le spectre pré-traité de l'étoile Sirius (somme de 9 poses de 1 seconde). L'offset et la dark ont été retiré. C'est l'image "B".


 

 


Une image à haut contraste du spectre de Sirius. Il faut bien faire attention pour calculer le profil spectral d'utiliser une largeur de binning suffisemment large pour intégrer tout le signal du spectre quelque soit l'endroit où on se trouve le long de la trace. Prendre un peu de marge au besoin. Noter le début du spectre d'ordre 2 vers 760 nm.

 


Le profil spectral de Sirius avant la division par le flat-field.
 


Le profil spectral de Sirius après la division par le flat-field "maitre".
Les variations pseudo périodiques du rendement quantique ont été gommé.

 


Image #1 : avant les corrections géométriques.


Image #2 : après les corrections géométriques.


Image #3 : après le retrait du ciel.

Attention !!! Il faut réaliser la division par l'image par le flat-field "maitre" au bon endroit.
Le calcul est fait sur l'image en 2 dimensions (2D) AVANT de réaliser les corrections géométriques. Dans l'exemple ci-dessus (compositage de 3 spectres de 300 secondes de l'étoile Be HD48282 - V=8.78), la division flat-field est faite sur l'image pré-traité #1 (le signal d'offset et le signal d'obscurité ont été déjà soustrait). Ce n'est qu'après que l'on redresse le spectre géométriquement (image #2), ici sous Iris >slant 78 2.5 et >tilt 500 0.22. Enfin, dans l'image #3, le ciel est retiré (commande l_sky2 sous Iris). On note au passage l'importance de la pollution lumineuse (lame haute pression à vapeur de sodium), somme toute discrète malgré le site suburbain, alors que l'étoile est relativement faible.

 


Le profil spectral observé de Sirius après l'étalonnage spectral (ajustement d'un polynôme de degré 2 sous VisualSpec). Spectre "A"


Le profil spectral synthétique (Pickles) d'une étoile de même type que Sirius (type A1V), extrait de la bibliothèque disponible sous VisualSpec. Spectre "B".


 


Le résultat du rapport du spectre "A" et du spectre "B" = le spectre "C".

 


La transmission atmosphérique calculée pour une hauteur de l'étoile au dessus de l'horizon de 25,2°. La nuit est très claire sans être exceptionnelle, on adopte un AOD de 0,07. C'est le spectre "D".

 


Le résultat du rapport du spectre "C" et du spectre "D" = le spectre "E".




 


Le lissage du spectre "E" (courbe bleu) permet d'elliminer les raies spectrales résiduelles (les raies tellurique en particulier). On utilise pour cela la procédure "Extraite le continuum..." du menu "Radiométrie" de VisualSpec. La courbe bleu est la réponse spectrale instrumentale relative recherchée. C'est la valeur qui serait mesurée directement si l'instrument était disposé dans l'espace (on a retiré ici la contribution atmosphérique).

 

Réponse spectrale calculée avec l'étoile Sirius (h=25.2°)

Réponse spectrale calculée avec l'étoile Véga (h=46.1°)

Réponse spectrale calculée avec l'étoile Régulus (h=57.2°)


La réponse spectrale moyenne calculée à partir des 3 mesures précédentes (réponse "maitre").
Si l'écart entre les mesures est trop élever, il faut essayer de retoucher
la valeur du AOD et refaire la comparaison (le but est de réduire les écarts en
fonction de la hauteur de l'astre au dessus de l'horizon).

2. Le traitement de routine d'une étoile

 


Le spectre pré-traité de l'étoile Delta Sco avant la division par le flat-field "maitre" (somme de 8 poses de 15 secondes).




 


Le profil spectral de Delta Sco tel qu'il apparait si la division par le flat-field "maitre" n'est pas réalisée. Noter la présence des oscillations dans le continuum.

 


Le profil spectral de Delta Sco après la division par le flat-field "maitre" (dans le spectre 2D) et après l'étalonnage spectral.

 


Le profil spectral final de Delta Sco, 
après la division par la réponse spectrale intrumentale "maitre" et 
après la division par la courbe de transmission atmosphérique (h=21.9° et AOD=0.07).
La travail est terminé, on peut passer à l'étoile suivante... !

Retour