Le chemin du répertoire de travail.
TRAITEMENT DES SPECTRES LHIRES
Procédure avec Iris / SPiris
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Sommaire
1.INTRODUCTION
2. LANCEMENT DU LOGICIEL ET REGLAGES
3.
TRAITEMENT AUTOMATIQUE DE SPECTRES 2400 TRAITS/MM
3.1.
Traitement du spectre de Gamma Cas
3.2.
Traitement du spectre de 64 Ser
4. TRAITEMENT
AUTOMATIQUE DE SPECTRE 1200 TRAITS/MM
4.1.
Traitement du spectre de Altair
4.2.
Traitement du spectre de HD173292
5. TRAITEMENT
SEMI-AUTOMATIQUE DES SPECTRES 2400 TRAITS/MM
5.1.
Organisation des données
5.2.
Calcul des images maîtres
5.2.1. Image
d'offset
5.2.2. Image de dark
5.2.3. Images flat-field
5.3.
Traitement de l'étoile Altair
5.4.
Traitement de l'étoile HD192625
5.5.
Traitement de l'étoile 55 Cyg
5.6.
Traitement de l'étoile Delta Sco
5.7. Calcul
d'un spectre de niveau 1b
6.
TRAITEMENT SEMI-AUTOMATIQUE DES SPECTRES 1200 TRAITS/MM
6.1.
Calcul des images maîtres
6.2.
Prétraitement du spectre de Altair
6.3.
Calibration spectrale
6.4.
Correction de la réponse instrumentale sous VisualSpec
6.5.
Traitement de l'étoile HD174237
6.6.
Traitement de l'étoile HD174512
7.
GRAPHE D'UN SPECTRE
8.
SAUVEGARDE D'UN SPECTRE DANS LE FORMAT BeSS
1. INTRODUCTION
Ce document présente une procédure de prétraitement des spectres LHIRES avec le logiciel SPiris. L'usage élémentaire de ce dernier (ou de Iris) est un pré-requis pour pouvoir lire le tutorial.
La partie du traitement décrite concerne le passage des images brutes à deux dimensions (2-D) jusqu'à l'extraction du profil spectral calibré spectralement.
Les spectres proposés en exemple (et que vous pouvez télécharger) ont été acquis avec le spectrographe LHIRES III monté au foyer f/10 d'un télescope Celestron 11. Le réseau utilisé est soit le 1200 traits/mm (dispersion de 0,344 A/pixel), soit le 2400 traits/mm (dispersion de 0,115 A/pixel). La caméra est une Audine équipée d'un CCD Kodak KAF-0402ME. La fente d'entrée est réglée sur une largeur de 26 microns. La région du spectre observée est centrée sur la raie Halpha. Le pouvoir de résolution est de l'ordre R=15000 avec le réseau de 2400 traits/mm. L'observatoire est situé dans un lieu sévèrement pollué par la lumière parasite, non loin de la ville de Toulouse.
2. LANCEMENT DU LOGICIEL ET REGLAGES
Ce tutorial est basé sur le logiciel SPIris. SPIris est une version alégée de Iris, essentiellement axée sur le traitement des données spectrale. Cliquer ici pour télécharger SPIris.
Lancer le programme SPIris, puis indiquer quel est votre répertoire de travail (c'est à dire le répertoire qui contient les images à traiter). Par exemple si les images se situent dans le répertoire "d:\130606" (ce nom de répertoire est la date d'observation), ouvrir la boite de dialogue Réglages... du menu Fichier et la remplir de la manière suivante :
Le
chemin du répertoire de travail.
Indiquer aussi le type de fichier image, ici des images au format propriétaire PIC.
Fermer la boite de dialogue en cliquant sur OK. Vous êtres pret à traiter les spectres.
Les spectres proposés en exemple (et que vous pouvez télécharger) ont été acquis dans la nuit du 13 au 14 juin 2006 avec le spectrographe LHIRES III monté au foyer f/10 d'un télescope Celestron 11. Le réseau utilisé est le 2400 traits/mm. La caméra est une Audine équipée d'un CCD Kodak KAF-0402ME. Avec cet équipement, la dispersion spectrale inverse moyenne est de 0,115 A/pixel. La fente d'entrée est réglée sur une largeur de 26 microns. Le pouvoir de résolution attendu est R=15000. L'observatoire est proche de la ville de Toulouse.
3. TRAITEMENT AUTOMATIQUE DE SPECTRES 2400 TRAITS/MM
3.1. Traitement du spectre de l'étoile Gamma Cas
Nous traitons 7 spectres de l'étoile Be Gamma Cas, réalisés dans le nuit du 10 au 11 juin 2006. Le temps de pose unitaire est de 180 secondes.
Pour télécharger ces 7 spectres, cliquer ici (décompresser les fichiers images dans votre répertoire de travail).
Voici l'un de ces spectres brut :
Ces spectres ont pour non générique "gcas-". Cela signifie que les fichiers sont nommés gcas-1, gcas-2, ..., gcas-7.
Remarquer que les images sont fenétrées au format 768 pixels x 100 pixels dès l'acquisition. Cette taille est suffisante pour enregistrer la totalité possible du spectre suivant l'axe spectral (horizontal). La taille de 100 pixels suivant l'axe transverse (vertical) est suffisante pour dégager suffisemment d'espace autour du spectre pour pouvoir mesurer le fond de ciel. Bien sur, cela permet aussi de préserver de l'espace de stockage et d'accéler les traitements.
On remarque dans l'image brute l'intense émission de la raie Halpha au centre et quelques points brillants dûs au signal thermique. On devine aussi des raies étroites, provoquées par la vapeur d'eau présente dans notre propre atmosphère. Ce sont des raies dites telluriques. Elles sont nombreuses et bien marquées autour de la raie Halpha. Elles peuvent perturber l'interprétation du vrai spectre de l'étoile, mais ici, elles vont être notre allier pour nous permettre d'étalonner le spectre en longueur d'onde. Il faut prendre l'habitude de reconnaitre ces raies. Une en particulier. Elle est situé à droite de la raie Halpha, sur son flanc rouge, identifiée sur l'image suivante :
Cette raie fine, la dernière bien marquée en allant vers le rouge, est située à la longueur d'onde de 6574,852 A. Avec le pointeur de souris relever approximativement la position de cette raie en pixel suivant l'axe spectral (axe X, horizontal). Vous pouvez mesurer cette position à 3 ou 4 pixels près, SPIris affinera lui même ce résultat plus tard. Dans l'exemple nous avons X = 468. Bien retenir cette position.
Remarquer que l'axe de dispersion est bien horizontal, on a pris soin à cela lors du réglage du spectragraphe (en orientant la caméra CCD).
Juste après l'observation de Gamma Cas, nous avons réalisé un spectre de la lampe néon. Il a pour nom gcas_neon-1. Voici ce spectre :
Pour télécharger ce spectre de la lampe néon, cliquer ici.
On note que les raies spectrales sont inclinées, ce qui est une caractéristique du spectrographe LHIRES III. Il n'y a rien d'anormal à cela. Par traitement d'image, nous aurons l'occasion de les redresser. Il nous faut pour cela mesurer l'angle d'inclinaison des raies par rapport à la verticale. Nous verrons comment procéder dans la suite de ce tutorial, mais donnons immédiatement le résultat angle d'inclinaison = -3.6° (on appelle aussi c'est angle l'angle de slant). La commande en ligne slant (ou la boite de dialogie Slant d'un spectre 2D... pouvant être ouverte depuis le menu Spectro) permet de redresser les raies, et éventuellement évaluer l'angle par essais successifs :
>slant 50 -3.6
Le premier paramètre de cette commande est la coordonnées verticale du centre de l'image (100 / 2). Le second paramètre est l'angle de slant. Le résultat :
Nous disposons aussi des trois images habituelles pour réaliser le prétraitement : l'image d'offset, l'image de dark (carte du signal thermique), l'image du flat-field (plage de lumière uniforme).
La
carte du signal d'offset.
L'image
du dark
L'image
du flat-field
Les fichiers images correspondant sont nommés de manière naturelle : offset; dark et flat. Pour télécharger ces trois fichiers, cliquer ici.
Nous avons besoin d'un quatrième fichier pour parfaire le traitement, dit fichier cosmétique. Ce fichier est optionnel, mais il permet de traiter les cas difficiles de points chauds thermiques très intenses ou encore le problème de colonnes défficientes du capteur CCD. Ce fichier, que l'on nomme de manière standard cosme.lst, est un liste en format ASCII qui recense ces défauts. Nous verrons dans la suite du tutorial comment générer ce fichier automatiquement. Pour l'instant, vous pouvez le télécharger ici (cette version ressence les 50 pixels chauds les plus intenses de l'image dark).
Nous avons tout en main pour traiter les spectres de Gamma Cas (ainsi que tous les spectres acquis cette nuit là, et probablement les suivantes !).
SPIris dispose d'un outil puissant, spécialement mis au point pour le traitement des spectres LHIRES III. Vous devez procéder en deux étapes.
Etape1
Charger en mémoire le premier spectre de la séquence à traiter :
>load gcas-1
Une autre manière est d'utilser la commande number à la place de la commande load. La syntaxe est alors :
>number gcas-
Remarquer que nous avons fourni uniquement le nom générique. La commande number retourne dans la fenêtre de sortie du logiciel le nombre d'images présent dans la séquence de nom générique "altair-". Ici le résultat est 7. En plus, cette commande charge en mémoire et affiche la première image de la séquence, ce qui est le but chercher. Enfin number initialise certaines variables du programme comme nous allons le voir dans l'étape suivante.
Vous devez à présent sélectionner dans l'image qui s'affiche le spectre en l'encadrant avec un rectangle dessiné avec le pointeur de souris :
Pour tracer tracer le rectangle, glisser avec la souris en appuyant sur le bouton gauche du pointeur.
Ce qu'il faut savoir :
Ce rectangle sert au logiciel à identifier le spectre et ca vrai zone d'influence dans l'image, telle que l'opérateur la juge.
Etape 2
Ouvrir la boite de dialogue Traitement des spectres LHIRES III - 2400 du menu Spectro :
Cette boite de dialogue peut paraitre impressionnante, mais il ne faut pas se laisser intimider ! Bien des champs de cette sont déja pré-rempli. C'est le cas pour le nom standrat des images maîtres de prétraitement. C'est aussi le cas pour le nom générique de la séquence d'images à traiter et leur nombre si vous avez pris la précaution de lancer la commande number au préalable.
Les seuls champs que vous avez à remplir sont :
Laisser tout le reste en l'état.
Dès que vous cliquer sur OK, SPIris effectue un calcul très intensif. Il réalise le prétraitement complet des 7 spectres (soustraction de l'offset, du dark optimisé pour le temps de pose, la division par le flat-field, les corrections cosmétriques), corrige la géométrie (slant et tilt), le recentrage des spectres, le retrait soigné du fond de ciel, effectue un compositage de précision des 7 images en elliminant efficacement les artefact (rayons cosmiques, parasites électroniques, ...), effectue un binning pour passer d'un spectre 2-D en un spectre 1-D (profil spectral) tout en optimisant le rapport signal sur bruit, réalise l'étalonnage spectral de précision en se servant des raies telluriques présentes dans le spectre et enfin l'échantillannage à pas constant en longueur d'onde.
Suivant la puissance de votre ordinateur, ce traitement ne prend que 3 à 5 secondes !
Un des résultats s'affiche à l'écran :
C'est le profil spectral de l'étoile Gamma Cas traité (somme des spectres individuels avec tous les calculs décrits précedemment). Pour faciliter la visualisation sous la forme d'une speudo image 2-D, le profil spectral est dupliqué sur 20 lignes. Ce spectre a outre une dispersion linéaire, ce qui n'est pas le cas dans les spectres bruts. Dans le cas présent, un intervale de 1 pixel suivant l'axe horizontal représente précisément un intervalle de 0,1157 angstroms en longueur d'onde.
Des informations sur l'étalonnage spectral apparaisse dans la fenêtre de sortie, qui s'ouvre automatiquement :
On y retrouve le pas en longueur d'onde, ainsi que la longueur d'onde du premier pixel de l'image (ici 6520.5 angstrom). Les coefficients du polynôme du deuxième ordre ayant servi à étalonner le spectre en longueur d'onde est aussi donné. Ces coefficients sont importants pour étalonner un spectre dans lequel les raies telluriques de H20 sont peut visibles (voir l'exemple ci-après).
Une petite note à propos de la précision de l'étalonnage spectral. Le résidu d'ajustement en terme d'erreur quadratique (paramètre RMS) est de 0,018 angstrom (écart entre les longueurs d'ondes observées et celles calculées avec le polynôme ajusté). C'est ici une erreur raisonnablement faible, mais il est possible d'obtenir un résultat meilleurs encore en utilisant une étoile ayant un profil spectral moins tourmenté que celui de Gamma Cas, par exemple l'étoile Altair. Plus loin dans ce tutorial, nous nous consacrerons au traitement d'un spectre de ce dernier objet. Un fois les coefficients de calibration spectale obtenu (termes a1 et a2), ils peuvent être re-utiliser pour traiter d'autres étoiles sans avoir à ce servir des raies telluriques (nous le verrons dans l'exemple suivant, consacré à l'étoile 64 Ser).
Actuellement, dans un spectre brut de Gamma Cas, la relation entre un numéro x de pixel et la longueur d'onde correspondante est :
Les coefficients a1 et a2 définissent la loi de dispersion du spectrographe. Ce sont des quasi constantes instrumentales, propre à votre spectrographe et à son réglage actuel. Le terme a0 défini le calage spectral au moment de l'observation (c'est la longueur d'onde située à l'extrème gauche de votre spectre). Si vous bougez le micromètres du spectrographe, cette valeur est modifiée. Elle est modifiée aussi du fait des flexions mécaniques différentielles que subit le spectrographe en fonction du point observé dans le ciel. La plupart du temps, le travail réalisé par le logiciel consiste à calculer le terme a0, les termes a1 et a2 étant supposés connus (nous verrons cela avec l'étoile 64 Ser).
SPIris a écrit dans le répertoire de travail
trois fichiers, correspondant à des produits de niveau 0b, 0c et 1b. La notion
de niveau de produit est importante car elle permet de bien décomposer les étapes
de traitement et le degré atteint. Les étapes intermédiares sont importantes
pour effectuer des contrôles, mais aussi ces produits intermédaires peuvent
être utilisé tels quel pour certaines exploitations. Les niveaux des produits
spectraux sont décrits ici.
SPIris sauvegarde une image de niveau 0b. C'est la somme optimale de nos 7 spectres élémentaires. Les corrections géométriques sont réalisée et le fond de ciel est retiré. Cette image a pour nom 0b.pic dans l'exemple, mais vous auriez pu la nommer différemment bien sur (par exemple gcas_0b).
>load 0b
Le
spectre de niveau 0b.
SPIris sauvegarde aussi un spectre de niveau 0c, qui est la version 1-D du spectre de niveau 0b. Pour cela, SPIris applique un binning optimal sur le plan du rapport signal sur bruit.
>load 0c
Spectre
de niveau 0c.
Enfin, le plus important ici, SPIris génère un produit de niveau 1b, qui est le profil spectral de l'étoile calibré en longueur d'onde. Ce profil est un fichier simple fichier ASCII à deux colonne. La première colonne contient les longueurs d'onde en ansgtroms et la seconde colonne l'intensité normalisé correspondante (la norme est la moyenne de l'intensité du spectre). Dans notre application, ce fichier à pour nom dans le répertoire de travail 1b.dat (SPIris a ajouté pour vous l'extension .dat, pour bien le distinguer des fichier images). Une fois encore, vous pouvez utiliser le nom de votre choix (par exemple gcas_1b.dat).
Le contenu du fichier de niveau 1b peut être vu et édité avec un traitement de texte, la fenêtre de sortie de SPIris/Iris, afficher sous la forme d'un graphique avec Excel ou tout autre grapheur. Surtout il peut être aisément transporter dans un logiciel d'analyse spectrale, comme VisualSpec, pour achever le traitement et pratiquer des analyses (contrôles supplémenarires, retrait de la réponse instrumentale, normalisation du continuum, mesure de largeurs équivalentes de raies, etc).
Voici un extrait du fichier 1b.dat :
C'est le contenu de ce fichier qui est affiché à la fin du traitement sous la forme d'une speudo image 2-D. Pour la retrouver, faire
>load 1b
Traduction
sous forme d'image d'un produit de niveau 1b (dispersion spectrale linéaire).
A ce stade vous pouvez avoir une idée plus précise du profil spectral en l'affichant sous une forme graphique :
>l_plot
Pour télécharger les produits de niveau 0b, 0c et 1b de Gamma Cas, cliquer ici.
3.2. Traitement du spectre de l'étoile 64 Ser
L'étoile 64 Ser (HD175869) est une étoile Be de magnitude 5.57, donc nettement plus faible que Gamma Cas. Sont spectre a été obtenu la même nuit et avec la même instrumentation que pour l'observation de Gamma Cas. Nous avons réaliser 15 spectres de cette étoile, posés chacun 300 secondes. Leur nom générique est "64ser-".
Pour confirmer le nombre d'images dans la séquence faire depuis la console :
>number 64ser-
Vue
en négatif d'une des 15 images brutes de 64 Ser.
Nous pouvons nous servir des mêmes images maîtres de calibration que pour Gamma Cas.
Pour télécharger les images brutes de 64 Ser, cliquer ici.
Répérer la position de la raie telluriques H2O à 6574 A :
L'identification est nettement moins aisée par rapport à Gamma Cas. C'est que 64 Ser est nettement moins brillante. On peut malgré tout la reconnaitre et constater que sa position n'a pas changé. Les autres raies telluriques sont nettement plus faibles, et on devine que le logiciel va peiner pour réaliser l'étalonnage spectral à partir de celles-ci. Aussi nous n'allons pas chercher à ajuster un polynôme de calibration avec la maigre information contenu dans le spectre de 64 Ser, mais re-utiliser le polynôme calculé lors du traitement de Gamma Cas.
Sélectionner avec le pointeur de souris la trace du spectre de 64 Ser :
Ouvrir ensuite la boite de dialogue Traitement des Spectres LHIRES III - 2400 du menu Spectro. La totalité des champs sont déjà rempli si vous n'avez pas quitter l'application depuis le traitement de cette dernière étoile. Vous avez en principe simplement à cliquer sur OK, on ne peut faire plus simple ! Ne le faire pas cependant. Nous voulons utiliser les paramètres de calibration spectrale trouvé pour l'étoile Gamma Cas, aussi, nous demandons à SPIris de ne pas les recalculer. Pour celà, désélectionner l'option Calibration sur les raies telluriques (H20). Assurez-vous cependant que la bonne position pour la raie à 6575 A est bien fourni, ainsi que les bons coefficients du polynôme :
Vous pouvez à présent cliquer sur OK.
Il existe une méthode alternative de calibration, si définitivement, les raies telluriques sont invisibles (soit parce que l'étoile est trop faible, soit parce que l'atmosphère est trop sèche, ...).
Charger l'image du néon associé à l'observation de 64 Ser :
>load 64ser_neon-1
Deux raies du néon seulement sont visibles avec notre dispersion inverse de 0,115 A/pixel. De gauche à droite, elles sont situées aux longueur d'onde de 6532,8822 A et 6598,9529 A. Repérer approximativement la position de la première raie suivant l'axe horizontal en utilisant le pointeur de souris. Vous aller trouver en gros X = 105. Téléchargez le spectre 64ser_neon-1.
Recharger le premier spectre de la séquence de 64 Ser, sélectionner la trace du spectre avec la souris, puis ourvrir la boite de dialogue Traitement des spectres LHIRES III - libre du menu Spectro :
La boite est imposante, mais comme à l'accoutumer, tout est presque déjà rempli.
Vous avez tout de même un petit travail à faire :
A présent, cliquer sur OK. Tout le traitement jusqu'à une calibration spectrale de qualité se déroule en une poignée de secondes.
SPIris à non seulement traité le spectre de 64 Ser, mais aussi celui de votre lampe néon. Il s'agit d'une donné intermédiaire, normalement non accessible, mais à titre de vérification (et pédagogique) vous pouvez voir ce spectre traité (correction avec les images maîtres, corrections géométriques), en faisant :
>load @@
>load @@@
La raie du néon a servit à trouver le paramètre a0 du polynôme de calibration, et de completer les termes a1 et a2, entrés comme paramètres de la commande de traitement. La calbration spectrale est donc possible.
Noter que si vous déselectionnez l'option Faire la calibration spectrale, SPIris ne génère que les produits de niveau 0b et 0c.
Voici pour 64 Ser le spectre de niveau 0b calculé
(noter la quasi absence de défauts cosmétiques)
et le spectre de niveau 0c
Le profil de niveau 1b (1b.dat) a été importé sous le logiciel MATLAB pour un tracé graphique :
Après un passage dans le logiciel VisualSpec, nous obtenons un produit de niveau 2b (raies telluriques retirées et continuum normalisé) :
Pour télécharger les produits 0b, 0c, 1b et 2b de 64 Ser, cliquer ici.
4. TRAITEMENT AUTOMATIQUE DE SPECTRES 1200 TRAITS/MM
4.1. Traitement du spectre de l'étoile Altair
Nous traitons 3 spectres de l'étoile Altair, acquis dans la nuit du 30 juin au 1 juillet. Les spectres sont posés chacun 60 secondes. Le spectrographe est équipé du réseau de 1200 traits/mm.
Pour télécharger les 3 images brutes d'Altair et une image du néon correspondante, cliquer ici.
Pour télécharger les images maîtres pour le prétraitement et le fichier cosme.lst, cliquer ici.
Charger tout d'abord l'image altair_neon-1 :
>load altair_neon-1
Compte tenu que le réseau de 1200 traits/mm disperse moins que le réseau de 2400 traits/mm nous disposons cette fois de 5 raies du néons autour de halpha, facilement identifiables.
Noter la position approximative en pixels de la première raie à gauche (suivant l'axe horizontal).
La raie localisée à la position X = 114 pixels dans notre exemple est située à la longueur d'onde précise de 6506.528 angstroms.
SPiris va se servir de l'ensemble des 5 raies du néon pour étalonner en longueur d'onde notre spectre de l'étoile Altair.
Le "slant" des raies est nettement moins accentué qu'avec le réseau de 2400 traits/mm. Il existe tout de même un petit angle de basculement, que l'on évalue à 0,48° (voir la section).
Charger la première image de la séquence de l'étoile Altair :
>number altair-
Sélectionner le spectre avec la souris :
On notera au passage que la raie Halpha n'est pas centrée sur le domaine spectral acquis C'est volontaire. Le but est d'enregistrer en même temps que la raie Halpha (6563 A), la raie de l'hélium situé à 6678 A, situé sur la partie droite du spectre.
Ouvrir la boite de dialogue Traitement des spectres LHIRES III - 1200 du menu Spectro :
Entrer l'angle de slant, la position de la raie du néon à 6507 A et le nom du fichier néon. Cliquer sur OK.
Au bout de quelques secondes, SPiris produit dans votre disque dur un spectre 2-D de niveau 0b, un spectre de niveau 0c et un spectre calibré de niveau 1b (échantillonné avec un pas de 0.344 A/pixel).
Pour l'étalonnage spectral, SPiris ajuste un polynôme de degré 3 passant au mieux par la position des raies du néon. L'erreur RMS est ici très faible. Les paramètres du polynôme sont retrournés dans la fenêtre de sortie (a3, a2, a1). Ils peuvent être utiliser pour étalonner d'autres spectres de la séance d'observation.
Le spectre de niveau 0b de Altair :
Le spectre de niveau 0c sous forme graphique (utilisation de la commande l_plot) :
Le produit de niveau 1b (remarquer que la calibration spectrale est ici réalisée) :
4.2. Traitement du spectre de l'étoile HD173292
Avec l'étoile HD173292 nous avons affaire à une étoile bien plus faible que Altair. Elle est de magnitude V=8.6, ce qui est proche de la magnitude raisonnablement atteignable avec le spectrographe LHIRES III équipé du réseau de 1200 traits/mm. Cet objet est une cible potentielle du satellite Corot.
Cliquer ici pour télécharger les images brutes.
Nous disposons de 10 images brutes exposées chacune 300 secondes.
On fait :
>number 173292-
On sélectionne la trace du spectre :
Puis on on ouvre la boite de dialogue de traitement
Voici le spectre de niveau 0b prétraitée :
et le spectre de niveau 0c.
L'activité Halpha est aisément mise en évidence sur cet objet un peu extrème apès une pose cumulée 50 minutes: