5.4. Traitement du spectre de l'étoile HD192685

Nous disposons de 8 spectres de l'étoile Be HD192685. Ils sont exposés chacun 300 secondes. Nous allons utiliser les mêmes images maîtres que pour l'étoile Altair.

Les images ont pour nom générique "192685-". Pour les télécharger les images : 192685.zip  (740 Ko)

Une remarque à propos de la manière de nommer les fichier images. Tout d'abord, Nous utilisons un répertoire par nuit (son non est la composition du jour, mois et année, par exemple 130606 pour 13 juin 2006). Dans ce répértoire les objets sont désignés par leurs noms, ici le numéro HD. Pour bien séparer le numéro de catalogue de l'objet et le numéro d'indice de l'image, un tiret est toujours ajouté entre les deux. Nos images sur le disque ont ainsi les noms 192685-1.pic, 192685-2.pic, 192685-3.pic, ...

Faire :

>number 192685-

Sélectionner à la souris la zone dans laquelle l'optimisation du signal thermique va être réalisée :

Ouvrir la boite de dialogue de prétraitement basic (menu Spectro) :

Normalement tous les champs sont pré-remplis. Vous n'avez qu'a cliquer sur OK.

A la fin du calcul, SPiris retourne l'angle de tilt du spectre (ici -0,041°).

Ignorer le spectre qui s'affiche à l'écran, qui est la somme arithmétique simple des 8 spectres individuels. Nous allons calculer une addition optimale des images pré-traitées i1, i2, ... i8pour elliminer les quelques points parasites présents. Ouvrir la boite de dialogue Addition d'une séquence... du menu Traitement :

Choisir l'option Pondération adaptative, puis OK. Le résultat :

Faisons les correction géométriques :

>slant 50 -3.5
>tilt  380  -0.041

Lancer la commande

>l_sky2

puis, pointer 4 points pour identifier le fond de ciel :

Le résultat est un produit de niveau 0b

>save t192285_1

Le spectre de niveau 0b de l'étoile HD192285.

Calculons le profil 1D avec la commande l_opt. On sélectionne le spectre avec la souris :

puis on lance

>l_opt

Le spectre de niveau 0c de l'étoile HD192285.

>save t192285_2

>l_plot

Le traitement des données 2D est achevé. On peut passer à l'étoile suivante !

5.5. Traitement du spectre de l'étoile 55 Cyg

Nous disposons de 10 spectres de l'étoile Be 55 Cyg posés chacun 300 secondes.

Pour télécharger les images : 55cyg.zip  (900 Ko)

Un spectre brut de la séquence 55 Cyg.

Le spectre de niveau 0b de 55 Cyg.

Le spectre de niveau 0c de 55 Cyg.

Le profil spectral non calibré (produit de niveau 1a). Les deux raies à droite de Halpha
sont dues au CrII situées aux longueurs  d'onde de 6578.03 et 6582.85 A.

Pour contrôle, vous pouvez :

- charger l'image t55cyg_1
- charger l'image t55cyg_2

5.6. Traitement de l'étoile Delta Sco

Nous disposons de 9 spectres de l'étoile Be Delta Sco, posés chacun 300 secondes (dsco-1, dsco-2, ...).

Pour télécharger les images : dsco.zip  (860 Ko)

Voici le résultat du traitement :

Le produit de niveau 0b.

Affichage d'un produit de niveau 1a sous forme graphique.

5.7. Calcul d'un produit de niveau 1b

Une des grandes forces des outils de traitement entièrement automatiques vus dans les sections 3 et 4 est de permettre un étalonnage spectral précis de manière simple. C'est étalonnage est bien sur faisable en mode "manuel" à partir de commandes en ligne.

On rappelle tout d'abord qu'un produit de niveau 1a est un fichier ASCII dans lequel l'axe spectral est représenté par des numéros de pixels :

Un fichier spectre de niveau 1a.

Le but de l'étalonnage spectral est de passer d'un produit de niveau 1a à un produit de niveau 1b. On rappelle que la loi de dispersion d'un produit de niveau 1b est linéaire. Pour y parvenir, on applique au produit de niveau 1a une fonction de linéarisation polynomiale de degré 2 en longueur d'onde (éventuellement de degrés 3). Le résultat est un fichier 1-D à deux colonnes : les longueurs d'onde sont dans la première colonne, les intensités correspondantes sont dans la seconde colonne.

La commande l_calib2 se sert de la position des raies telluriques de la vapeur d'eau pour réaliser la calibration. Les raies atmosphériques utilisées sont les plus intenses dans le zone Halpha. Attention, cette commande ne fonctionne qu'avec un spectre acquis avec LHIRES III, avec un raiseau de 2400 t/mm et avec une raie Halpha approximativment centrée. Il faut bien sur aussi que les raies telluriques soient visibles avec un bon contraste (c'est quasiment toujours le cas dans un site en plaine à la saison d'été à partir du moment où l'étoile n'est pas trop faible). C'est la commande l_calib2 qui est appelé par la boite de dialogue Traitement des spectres LHIRES III - 2400 lors de la phase de calibration spectrale.

Les raies utilisées sont aux longueurs d'onde (en angstroms) :

6532.359
6543.907
6548.622
6552.629
6572.086
6574.852
6580.785
6586.570

Le logiciel réalise automatiquement un ajustement avec un polynome du deuxième ordre. C'est le logiciel qui trouve pour vous la position des raies telluriques. Les coefficients du polynôme sont retournés et un spectre de niveau 1b est créé dans le répertoire de travail. Les deux paramètres à fournir sont le nom du fichier de niveau 1b (SPiris ajoutera l'extension .dat au nom du fichier), et la position approximative en pixel suivant l'axe horizontal d'une des raies telluriques. La raie en question est à la longueur d'onde de 6574.852 A. Elle est bien isolée et facile à identifier sans ambiguité. Elle est localisée dans le spectre ci-après :

Localisation de la raie H2O à 6574.852 angstroms.

Dans notre exemple du spectre de Altair, la raie se situe approximativement à la coordonnée x=480. Se servir du pointeur de souris pour trouver cette valeur. Elle n'a pas besoin d'être précise, même si vous vous trompez de 3 ou 4 pixels, le logiciel peut encore travailler avec la précison maximale.

Charger le spectre de niveau 0c (spectre 1-D dupliqué 20 fois suivant l'axe verical) :

>load taltair_2

puis lancer la commande :

>l_calib2   taltair_3   480

Nota : la commande l_calib existe aussi, mais elle ne s'applique que sur des spectres acquis avec le réseau de 1200 t/mm. Elle utilise les raies du néon pour effectuer la calibration spectrale, alors que l_calib2 n'en a pas besoin (cette dernière exploite uniquement la position des raies telluriques).

Le fichier taltair_3.dat est écrit sur le disque. L'image en mémoire est aussi re-interpollé pour être linéarisée. A présent, un intervalle de 1 pixel suivant l'axe spectral représente un pas de 0,11570 angtrom.

La fenêtre de sortie donne le résultat du calcul :

Paramètres de l'étalonnage spectral.

Les paramètres a0, a1, a2 sont les coefficients du polynôme trouvé lors de l'ajustement des raies telluriques. Dans les spectres bruts, si x est la position d'un pixel; nous avons la relation :

Les coefficients a1 et a2 sont pratiquement des constantes instrumentales. Ils peuvent être utilisés sous VisualSpec pour réaliser des calibrations non linéaires de spectres qui ne montrent pas de raies telluriques marquées (par exemple du fait que les étoiles sont trop faibles).

La valeur RMS est l'écart quadratique en angstroms de la fonction ajustée par rapport aux points rééel du spectre. Ici cet écart est de 0,0077 angstrom, soit en vitesse, environ 350 mètres. C'est un résultat très précis, qui montre la qualité de la méthode employée (il n'y a pas d'intervention humaine pour mesurer la position des raies, ce qui diminue fortement les risques d'erreurs et régularise la consistance de la méthode). En revanche, si vous trouvez un erreur RMS de quelques dixièmes d'ansgtroms, vous avez surement fait un problème (souvent, une mauvaise identification de la raie H2O à 6574 angstroms).

Voici le contenu du spectre taltair_3.dat

Extrait du spectre de niveau 1b

Le spectre de niveau 1b peut alors être importé sous VisualSpec (avec l'option chargement de fichier dat) et peut être directement corrigé photométriquement (division par la réponse instrumentale, normalisation du continuum, ...), puis analysé.

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