5. TRAITEMENT SEMI-AUTOMATIQUE DES SPECTRES ACQUIS AVEC LE RESEAU DE 2400 TRAITS/MM

Les sections précédentes ont montré des fonctions puissantes permettant de traiter en une seule passe des séquences de spectes bruts pour aboutir à un spectre étalonné spectralement. Ces outils encapsulent un très grand nombre de fonctions plus élémentaires qui peuvent être appeler individuellements. Normalement, vous n'avez pas à les utiliser pour un usage normal du spectrographe LHIRES III et du logiciel SPiris. Dans la très grande majorité des cas vous pouvez ignorer les mécanismes intermédiaires. Mais partant du principe que l'on utilise d'autant mieux un outils que l'on sait comment il fonctionne, les sections qui vont suivre vont vous donner de nombreux détails sur le déroulement des opérations de traitement.

Cette lecture peux aussi vous apporter des informations importantes sur le manière de produire les images maîtres, qui sont fondamentales pour effectuer un prétraitement de qualité de vos spectres.

Enfin, dans certains cas difficiles, il est bon de pouvoir réaliser des traitement "manuel" (semi-autolatique est un terme plus approprié ici) si l'automatisme intégral ne fonctionne pas ou fonctionne mal.

La lecture des section suivante est donc optionnelle, mais peu vous vous donner des bases bien utiles.

5.1. Organisation des données

Les spectres proposés en exemple dans cette section 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. ment, 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.

Le spectre principal que nous allons traiter ici est celui de l'étoile Altair (Alpha Aql). Cet objet à l'avantage d'être bien placé dans le ciel d'été (pour les observateurs de l'hémisphère nord), d'être brillant, et de montrer un spectre simple, particulièrement approprié pour déterminer la réponse instrumentale.

A tout spectre d'étoile acquis doit être associé au moins un spectre d'une lampe de calibration montrant des raies d'émission (dont on connait la longueur dans des tables). Dans LHIRES III, la lampe de calibration interne produit un spectre du gaz néon.

Par ailleurs, il nous faut disposer des images maîtres classiques nécessaires au prétraitement : une image du signal d'offset (bias), une image du dark (signal thermique ou noir), une image du flat-field (gain).

Au final voici le nom des images à notre disposition pour cet exemple et leur significations :

o-1, o-2, ...., o-19 : 19 images du signal d'offset

n-1, n-2, ..., n-9 : 9 images du signal de dark (poses de 300 secondes réalisée dans l'obscurité)

f-1, f-2, ... f-17 : 17 images du flat-field (image d'un champ uniforme, ou "plat")

nf-1, nf-2, ..., nf-11: 11 images du signal d'obscurité correspondant au temps de temps utilisé pour réaliser les images flat-field

altair-1, altair-2, altair-3 : 3 spectres de l'étoile Altair, posé chacun 120 secondes.

Toutes ces images ont été fenétré lors de l'acquisition au format de 768 x 100 pixels. L'axe le plus long de ces images est dans la direction de la dispersion du spectre.

Télécharger les images (en deux parties):

- fichier1 altair1.zip (2.3 Mo)
- fichier2 altair2.zip (2.6 Mo)

5.2. Calcul des images maîtres

Nous allons calculer les trois images maîtres fondamentales pour tout traitement d'image numérique : l'offset, le noir (ou dark) et le flat-field. Que vous utilisiez une caméra CCD sophistiquée ou un appareil photographique numérique, ces images sont nécessaires.

Cette partie est s'en doute la plus fastidieuse de traitement des spectres. Mais ce travail de prépération a une importance cruciale sur la qualité des résultats.

Fort heureusement, les images maîtres ne sont à calculer systématiquement. Un même jeu d'images maître peut servir à traiter de nombreux spectres, parfois acquis lors de nuits différentes. Il n'est donc pas nécessairement obligatoire d'acquérir ces images et de les traiter pour chaque séance d'observation. Il faut simplement vérifier de temps à autre que les images maîtres employées demeurent valables (par exemple, que la qualité du flat-field n'est pas détériorée par une poussière qui c'est déplacée).

Dans le présent tutorial, il est considéré que l'on part de zéro. Il faut donc tout calculer.

5.2.1. Image d'offset

L'image d'offset est calculée en compositant les 19 images individuelles de nom générique "o-". Ce sont des images réalisées avec le temps de pose minimal dans l'obscurité totale.

On les composistes en faisant la médiane de la pile de 19 images. Depuis le menu Traitement, lancer la commande Addition d'une séquence... et sélectionner l'option Médiane :


Calcul de l'image maitre d'offset.

Indiquer le nom générique "o-" et le nombre d'images dans la séquence, puis OK.

La ligne de commande équivalente depuis la console est :

>smedian  o-  19

Sauvegarder le résultat sous le nom offset :

>save   offset


L'image d'offset.

Un rappel sur une astuce que nous avons déjà utilisé. La commande number est importante sous SPIris (ou Iris). Elle retourne le nombre d'images contenu dans une séquence. Le seul paramètre de la commande number est le nom générique de la séquence. Par exemple, depuis la console, faire :

>number  o-

Le logiciel retourne la valeur 19, car il y a bien 19 images d'offset dans notre répértoire de travail.

En outre number charge en mémoire et visualise automatiquement la première image de la séquence (ici l'image o-1.pic). Le commande retourne par ailleurs dans la fenêtre de sortie la date du milieu de prise de vue de la séquence, ce qui est précieux pour le rapport d'observation. Enfin, après le lancement de la commande number, un certain nombre de champs des boites de dialogue de SPiris sont automatiquement rempli. Par exemple, si avant d'ouvrir la boite Addition d'une séquence... vous faites !

>number o-

les champs du nom générique de la séquence d'entrée et du nombre d'images sont déjà rempli. Un bon reflexe avant de lancer un traitement portant sur une séquence est donc d'exécuter la commande number.

5.2.2. Image du dark

La carte du signal d'obscurité est calculée à partir de 9 images faites dans l'obscurité. Ces images sont posées 300 secondes car c'est ce temps de pose qui est typiquement pratiqué pour l'acquisition des spectres stellaires (vous êtes bien sur libre de choisir le temps de pose qui vous convient, mais rappelez-vous que les images de dark doivent êtres réalisées avec une durée semblable à celle des images à traiter). Ces images ont pour nom n-1, n-2,..., n-9. Pour vous assurer du nombre d'images, faire

>number  n-

L'image maître du signal d'obscurité, dite aussi carte de dark, est calculée en faisant le compositage médian des 9 images individuelles n-1, n-2, .... Depuis le menu Traitement, lancer la commande Addition d'une séquence... (remarquer que les champs sont pré-rempli du fait de la commande number précédente) :


Compositage de la pile d'images de dark.

Depuis la console de commande, on peut faire :

>smedian  n-   9

Attention, à ce stade l'image en mémoire n'est pas exactement l'image du signal thermique. C'est la somme du signal d'obscurité et du signal d'offset. Pour obtenir le seul signal thermique, il est important de soustraire l'image d'offset à l'image résultant du compositage de la séquence n-1, n-2, ... Vous avez deux méthodes pour faire cela.

Depuis la ligne de commande

>sub  offset   0 

ou, depuis la commande Soustraction... du menu Traitement, remplir la boite de dialogue comme indiqué sur la figure suivante :


Retrait du signal d'offset à la médiane des images du dark.

Dans tous les cas, sauvegarder le résultat sous le nom dark :

>save dark


L'image du dark. Remarquer la présence des points chauds.

On voit au passage pourquoi la carte du signal d'offset est calculée avant la carte du signal d'obscurité : la carte d'offset est nécessaire à l'extraction du signal thermique pur.

Noter encore que les pixels les plus intenses de la carte de noir ont souvent un comportement anormal et sont difficiles à retirer des images à traiter par simple soustraction. Ces points "très chauds" de l'image peuvent être repéré pour subir ensuite un traitement spécifique (du type satistique, avec les pixels du voisinage). La commande find_hot est votre alliée pour recencer les points les plus chauds de l'image. La commande find_hot a deux paramètres : (1) le nom d'un fichier texte de type liste où seront inscrit les coordonnées des points chauds trouvés, (2) un seuil au delà duquel tout pixel trouvé est considéré comme un point chaud.

Par exemple ici

>load  dark
>find_hot  cosme  1500

permet de localiser les 50 points chauds les plus intenses et d'inscrire les coordonnées de ceux-ci dans le fichier cosme (Iris/SPiris ajoute automatiquement l'extension "lst" au nom du fichier donné). Ce dernier fichier est sauvegardé dans le répertoire de travail (ici sous le nom cosme.lst - il est possible de lire de contenu de ce fichier avec un éditeur de texte). Vous pouvez parfaitement lancer plusieurs fois de suite la commande find_hot en modifiant la valeur du seuil. Typiquement, dans une image de 769 x 100 pixels, vous vous arrangez pour recenser entre 10 et 100 points chauds en ajustant la valeur du seuil (100 pixels chauds ne represente que 0,1 % du total des pixels de l'image). Une valeur d'environ 50 points chauds dans le fichier cosmétique est un bon nombre.

5.2.3. Image du flat-field

Les images flat-field (ou de champ-plat) ont été obtenu en disposant un diffuseur (rustique !) à l'entrée du télescope, ici de simples feuilles de papier calque. Ce diffuseur est éclairé par un spot halogène (de 150 W) :


Méthode utilisée pour obtenir le flat-field.

17 images élémentaires ont été acquises (images f-1, f-2, ..., f-17). Elles sont posées chacune 60 secondes. Cliquer ici pour d'autres méthodes d'acquistion du flat-field. Juste après la séquence d'acquisition du flat-field, 11 poses de mêmes durées d'exposition ont été réalisée dans l'obscurité (images nf-1, nf-2, ..., nf-11).

A partir des images intermédiaires de nom générique 'nf-" nous calculons un "noir" correspondant à un temps de pose de 60 secondes. Une méthode pour y parvenir est de faire depuis la console :

>smedian  nf-  11
>save  n

L'image n.pic, sauvegardée dans le répertoire de travail, contient à la fois le signal thermique pour une pose de 60 secondes et le signal d'offset.

Si vous êtes réfractaires aux lignes de commandes, vous pouvez depuis le menu Traitement lancer la commande Addition d'une séquence..., puis


Compositage des images du noir (poses de 60 secondes).

Comme indiqué plus haut, sauvegarder ce noir intermédiaire sous le nom "n" (c'est un exemple, mais partant du principe qu'il est plus facile de taper des noms courts que des noms longs...).

Questions, pourquoi avoir acquis la séquence "nf-" posée 60 secondes, alors que nous disposons déjà d'une séquence du signal d'obscurité "n-" posée 300 secondes ? L'image dark peut effectivement retirer le signal thermique des images flat-field à partir du moment où l'intensité de tous les pixels de l'image dark sont multiplié par le coefficient 0,2 (60 secondes / 300 secondes = 0,2). Cependant, pour réduire les effets de non linéarité du signal thermique, assez caractéristiques des points chauds des CCD de la famille KAF, il est judicieux de toujours traiter une image avec un noir réalisé avec un temps de pose proche. Mais surtout, la séquence de noir a été faite ici à très peu de temps d'intervalle de la séquence flat-field correspondante, ce qui évite de ce poser des questions sur la possible évolution de température du capteur CCD en cours de nuit (ce capteur n'est pas régulé dans la caméra Audine employée).

Retirons aux images de la séquence f-1, f-2, ..., f-17 la carte du signal thermique et du signal d'offset (l'image n). A partir d'une ligne de commande on peut faire

>sub2   f-  n  i  0  17

ou à partir de la boite de dialogue Soustraction à une séquence... du menu Traitement :


Retrait de l'offset et du noir des images de la séquence flat-field.

Il faut remarquer que cette opération retire en une passe le signal thermique et l'offset. Il est tout à fait déterminant de retirer ces deux composantes pour générer une image flat-field maître correcte (le zéro d'intensité réel de l'image flat-field est alors bien représenté par un niveau nul en compte numérique).

Dans les deux cas, le nom générique de la séquence flat-field corrigée du signal thermique et de l'offset est une nouvelle séquence d'images de nom génériques "i" (i1, i2, i3, ..., i17).

L'intensité du signal dans les images de la séquence "i" étant relativement basse, il est décider de calculer la somme arithmétique des 17 images de la séquence pour construire l'image flat-field maître finale :

>add_norm  i  17

Dans la circonstance, noter l'usage de la commande add_norm plutot que de la commande add2. Avec add_norm l'intensité globale de l'image est au besoin normalisée de manière à ce qu'aucun pixel ne dépasse le niveau 32700. Avec add2, tout pixel ayant une valeur supérieure à 32767 après addition des 17 images élémentaires serait écrêté à la valeur 32767, ce qui biaisera le flat-field maitre. Le comportement de la commande add_norm peut être reproduit depuis la boite de dialogue Addition d'une séquence... si l'option Normalisation si dépassement est cochée :


Compositage des images flat-field.

On sauvegarde le flat-field maitre sous le nom flat :

>save flat

Voici son image :


L'image flat-field.

Les irrégularités visibles dans cette images représentent les variations locales de sensibilité du détecteur. Elle sont fortement accentuées dans cette vue à haut contraste (les variation de gain sont de l'ordre de 2% dans cet exemple).

Malgré tout, des variations locales de réponse de l'ordre du pourcent peuvent avoir un impact significatif sur la qualité du résultat obtenu si elles ne sont pas corrigées, d'où l'importance d'acquérir un bon flat-field.

Que faire si vous ne disposez pas de flat-field ? Tout d'abord, on comprend que cela peut être préjudiciable à la qualité photométrique des données. Mais en cas de force majeure... charger en mémoire un spectre d'étoile à corriger (peu importe l'étoile, cette image ne sert au logiciel qu'à connaître le format de vos données). Puis depuis la console taper :

>fill   20000
>save  flat

Tous les pixels de l'image en mémoire prennent la valeur 20000 (c'est une valeur arbitraire, sans importance, vous pouvez choisir celle qui vous convient, sauf une valeur nulle). Votre flat-field artificiel est donc parfaitement uniforme (il ne reflète pas l'exacte vérité, ce serait trop facile !).

Voici encore une méthode très particulière pour acquérir le flat-field de jour sur le télescope. On l'obtient en observant le spectre solaire, mais pour éliminer les raies de celui-ci, on modifie constamment l'angle du réseau en agissant sur le micromètre durant toute la pose (celle-ci doit durer plusieurs secondes). Il y a donc brouillage du spectre. Pour parfaire l'élimination des raies de Fraunhofer, la médiane de plusieurs images est calculée.


Exemple de flat-field calculé à partir de l'observation du spectre solaire. Les taches de poussières les plus sombre représente un déplétion de 3 % par rapport au niveau du continuum.

Nous disposons à présent de nos trois images OFFSET, DARK, FLAT. Le traitement proprement dit des spectres peu débuter.


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