6. TRAITEMENT SEMI-AUTOMATIQUE DE SPECTRES FAIT AVEC LE RESEAU DE 1200 TRAITS/MM

Les spectres de cette section ont été acquis dans la nuit du 30 juillet au 1 juin 2006 avec LHIRES III monté sur un télescope Celestron 11 (D=0.28 m). Le spectrographe est équipé d'un réseau de 1200 traits/mm donnant une dispersion spectrale inverse de 0.34 A/pixel. La fente d'entrée a une largeur de 26 µm, soit 1.9 seconde d'arc sur le ciel.

6.1 Calcul des images maîtres

Télécharger les images brutes de calibration. (2.9 Mo)

6.1.1. Calcul de la carte du signal d'offset

>number  o-

Le logiciel nous informe qu'il y a 19 images dans la séquence. Calcul de la médiane de cette séquence :

>smedian  o-  19
>save  offset

Télécharger l'image offset.pic

6.1.2. Calcul de la carte du signal d'obscurité

>number  n-
>smedian  n-  8
>sub offset  0
>save  dark

Télécharger l'image dark.pic

Remarquez bien que l'image dark ne contient pas le signal d'offset (celui-ci à été soustrait avec la commande sub).

6.1.3. Calcul du fichier cosmétique (fichier cosme.lst)

>load dark
>find_hot  cosme  2000

Nous recensons de cette manière environ les 50 pixels les plus affectés du signal thermique (points chauds).

Télécharger le fichier cosme.lst

6.1.4. Calcul du flat-field

Les images flat-field sont faite en éclairant l'entrée du télescope, recouverte d'un diffuseur, avec une lampe halogène de 150 W. Les images flat-field individuelles sont posées 90 secondes pour accumuler un signal suffisant (un peu au dessus de la dynamique totale de la caméra).

Nous avons 9 images posées 90 secondes dans l'obscurité totale (de nom générique "nf-"), faites juste après l'acquisition des flat-field (pour télécharger les images "nf", cliquer ici). Nous calculons une image "noir+offset" médiane :

>smedian nf-  9
>save n

Nous retirons le signal d'obscurité et l'offset of 8 images flat-field disponibles (de nom générique "f-") :

>sub2  f-  n  i  0  8

Depuis une boite de dialogue, la commande précédente s'écrit (Soustraire à une séquence... du menu Traitement) :

Lors de l'acquisition des images flat-field l'intensité de la lampe halogène peut légèrement fluctuer. Nous allons harmoniser l'intensité des pixels entre les images de la séquence i1, i2, ...,i8 que nous venons de calculer. Nous normalisons l'intensité des images de la séquence à la valeur 12000 :

>ngain2  i  i  12000  8

La séquence "i" de départ est remplacée une séquence dans laquelle l'intensité médiane de tous les pixels est égale à 12000.

Nota : la valeur de normalisation de 12000 n'est pas prise tout à fait au hazard. Si vous regardez le niveau médian des images de la séquence "i" avant normalisation vous allez trouver environ 12000 (pour récupérer l'intensité médiane de tous les pixels de l'image actuellement en mémoire, utilisez la commande bg).

Nous allons maintenant compositer les 8 images normalisée du flat-field. Nous pourrions faire une simple addition, mais pour être sur de ne pas laisser la trace de l'impact d'un rayon cosmique qui pourrait affecter l'une des images, nous effectuons une somme optimale. Par exemple (Addition d'une séquence... depuis le menu Traitement) :

Bien penser à sélectionner l'option Normalisation si dépassement.

Le résultat du compositage s'affiche à l'écran et est situé en mémoire. Lancer la commande stat :

>stat

Vous aller noter que le pixel le plus intense de l'image à l'intensité 32700. On ne dépasse donc pas le seuil fatidique des 32767 (intensité maximale codable avec des entiers 16 bits signé, qu'utilise Iris/SPIris). Sauvegardons ce flat-field :

>save flat

Voici l'allure de ce flat-field :

Télécharger l'image flat.pic

Quelques commentaires à propos de cette image importante.

- Les stries en diagonales sont une caractéristique du composant KAF-0402ME utilisé. Si vous faites la comparaion avec le flat-field réalisé avec le réseau de 2400  traits/mm, vous aller voir que ces structures ont une allure tout à fait comparables. Elles sont a peu près indépendantes du réseau utilisé.

- On note une zone plus sombre vers le centre que sur les bords. En grande partie, la raison est que le capteur CCD est légèrement moins sensible à la couleur des rayons percutant le centre de l'image qu'aux rayons un peu plus rouge (à droite) et un peu plus bleu (à gauche). Cette variation lente de signal traduit bien la variation spectrale du rendement quantique du CCD. Ceci est propre au composant utilisé. C'est sa signature. Il est sur qu'avec un composant ayant un autre numéro de série, l'allure serait différente. Ces variations de réponse spectrale sont assez caractéristique des CCD de la famille Kodak KAF.

- Les zones verticales dans les bords extrêmes sont liées à la microstructure du capteur CCD, peut être un effet de bord sur la grille de microlentilles qui recouvre chaque pixels dans ce composant.

- pratiquement à l'extrémité du bord droit on peut devenir une très faible raie en émission. Il s'agit de la signature spectrale d'un résidu de gaz qui se trouve dans la lame halogène. Cette raie n'est pas très gênante (elle pourrait être éliminer à la limite par traitement d'image). La lampe utilisée produit un spectre quasi continu et satisfaisant.

De manière générale, lorsqu'on voit ces variations dans le flat-field, qui module l'intensité de tous les spectres d'étoiles acquis, on devine l'importance d'acquérir un bon flat-field et de bien savoir s'en servir. L'utilisation d'un flat-field est ici indispensable.

Pour vérifier l'efficacité de notre flat-field, nous allons faire un test simple. L'image ci-après a été obtenu en pointant le télescope sur le fond de ciel aux premières lueurs de l'aube. On y voit le spectre du Soleil, qui commence à illuminer l'atmosphère :

Charger le spectre sky.pic

Le temps de pose est de 90 secondes. Le signal d'offset et le signal thermiques sont retirés en utilisant l'image "n" calculée précédemment :

>load  sky
>sub  n  0

L'image du ciel après retrait du bias et du thermique :

A présent, la division par le flat-field :

>div  flat  30000

Le strie diagonale ont bien été gommée. Le continuum est maintenantt uniforme, caractéristique de ce l'on peut attendre d'une étoile G0V dans cette région du spectre. Le flat field a bien jouer son rôle.

6.2. Prétraitement du spectre de l'étoile Altair

Nous avons déjà traité cette séquence de manière entitèrement automatique (voir la section). Ici, le traitement va être un peu plus décomposé.

Pour télécharger les spectres bruts (et le spectre de calibtration néon), cliquer ici.

Chargeons en premier une image néon de calibration :

>load altair_neon-1

Alors qu'avec le réseau de 2400 traits/mm, seulement 2 raies de calibration étaient disponibles, ici 5 raies s'offrent à nous. Nous allons nous servir de ces raies pour trouver l'angle de slant :

>mirrorxy

puis

et enfin

>l_ori

Le logiciel retourne un angle de 0,48° (faire la moyenne d'autant de mesure qu'il y a de raies).

Nous disposons de 3 spectres de l'étoile Altair réalisée en toute fin de nuit. Ces spectres sont des poses de 60 secondes.

Faire

>number altair-

La première image de la séquence s'affiche (altair-1). Sélectionner une zone pour le calcul du signal d'obscurité optimal :

Lancer la commande Prétrairement des spectres (basic)... du menu Spectro :

Cliquer sur OK. Au terme du calcul, le logiciel affiche le résultat ainsi que l'erreur d'orientation en tilt. Ce défaut d'angle est ici de -0.074.

On corrige le slant des raies (basculement) :

>slant  50  0.48

puis le tilt :

>tilt  380  -0.047

Voici le résultat :

Retirer le fond de ciel en lançant la commande :

>l_sky2

et en pointant 4 points dans le fond de ciel (deux de part et d'autre).

Vous pouvez sauvegarder ce spectre de niveau 0b :

>save taltair_1

Charger l'image taltair_1.pic

Pour calculer le profil spectral (produit de niveau 0c), utiliser la commande l_opt. Sélectionner avec le point de souris une zone qui délimite le spectre suivant l'axe vertical (penser à augmenter le contraste pour bien identifier les "pieds" du spectre) :

puis faire

>l_opt
>save taltair_2

Voici le spectre 1D calculé :

Charger l'image taltair_2.pic

Pour montrer tout l'enjeu d'un prétraitement complet et réussi, voici ci-après le profil spectral déterminer à partir du vrai flat-field (à gauche) et à partir d'un flat-field synthétique où tous les points ont la même intensité (à droite). Pour tracer ces graphes, utiliser la commande l_plot.

La spectre traité avec la vrai flat-field est considérablement plus régulier et proche de la vrai distribution spectrale de l'étoile Altair (voir plus loin). Le spectre à droite en est bien plus éloigné et pourrait être interpréter de manière tout à fait erronée. De l'importance de bien prétraiter !

6.3. Calibration spectrale du spectre de Altair

Nous avons vu lors du prétraitement des spectres acquis avec le réseau de 2400 traits/mm l'existance de la commande l_calib2. Cette dernière utilise la position des raies telluriques pour graduer en longueur d'onde le spectre et générer ainsi un produit de niveau 1b.

La calibration des spectres acquis avec le réseau de 1200 traits/mm en utilisant les raies telluriques est plus délicat. D'une part, les raies sont moins contrastées et isolées du fait de la moindre résolution spectrale, d'autre part, les raies telluriques sont concentrées presque uniquement sur l'aile bleu de la raie Halpha, rendant l'étalonnage de la partie rouge du spectre problématique.

La commande l_calib a été écrite spécialement pour étalonner rapidement les spectres acquis avec le spectrographe LHIRES III dans sa version 1200 traits/mm. Le spectre de l'étoile doit impérativement être associé à un spectre de la lampe néon interne. Ce spectre d'étalonnage fait partie intégrante de la procédure.

Traitons rapidement le spectre de la lampe néon associé au spectre d'Altair :

>load taltair_neon-1

Ce spectre est une pose unique de 20 secondes. Par rapport à notre image dark, elle est posée 20/300=0.067 fois moins longtemps. Pour éliminer le signal thermique et l'offset nous faisons :

>load  dark
>mult  .067
>save   n
>load  taltair_neon-1
>sub  n  0
>sub  offset 0

Nous effectuons ensuite les mêmes corrections géométriques que pour le spectre de Altair :

>slant  50  0.48
>tilt  380  -0.047

Voici, l'allure du spectre à ce stade (un produit de niveau 0b) :

Les points noirs visibles sont des parasites électronique qui affectent de temps à autre les images. Ils ne sont pas très gênant ici, mais il faut connaître l'astuce pour les supprimer lorsqu'ils sont isolés. Entourer le ou les point(s) noir(s)

puis lancer la commande

>min 5

Le paramètre signifie que les 5 pixels les moins intenses dans la zone vont être remplacés par l'intensité médiane des pixels voisins. Vous pouvez faire varier ce nombre en fonction du contexte. La command max existe aussi pour traiter des points chauds de la même manière.

Nous réalisons un binning sommaire du spectre pour produire un spectre 1D en utilisant la partie centrale.

>l_add  30  70

Enfin, nous sauvegardons ce résultat, dont voici l'allure (spectre de niveau 0c) :

>save neon

Charger le fichier neon.pic

Les 5 raies du néon sont aux longueurs d'onde

6506.528 A
6532.882 A
6598.953 A
6678.276 A
6717.043 A

l_calib réalise une calibration spectrale en en ajustant un polynôme de degré 3 passant par la position de ces 5 raies.

Mesurer approximativement la position en pixel de la première raie à gauche. On trouve ici x=113. C'est un des paramètres de la commande l_calib. Les deux autres paramètres sont les spectres 1-D (niveau 1c) de Altair et du néon. Pour réaliser la calibration spectrale, faire :

>load  taltair_2
>l_calib  taltair_2   neon  113

Le premier paramètre est le nom du spectre 1-D à traiter, le second paramètre est le nom de l'image de calibration et le troisième paramètre est la position de la raie à 6506.528 A en pixel.

Au terme du calcul un nouveau spectre apparaît à l'écran. Le pas en longueur dans celui-ci est uniforme et égal à 0,3440 angstroms. Par ailleurs les paramètres du polynôme apparaissent de la fenêtre de sortie :

Ici la loi de calibration est

Les coefficients du polynôme peuvent accessoirement être utilisé sous VisualSpec, à l'exception du terme constant (6467.221 A) qui est propre à un spectre donné.

Enfin, la commande l_calib a produit dans le répertoire de travail le fichier taltair_2.dat. C'est le profil spectral calibré en longeur d'onde sous la forme d'un fichier simple ASCII à deux colonnes, utilisable par exemple sous VisualSpec pour achever le traitement et réaliser des analyses.

6.4. Correction de la réponse instrumentale sous VisualSpec

Une petit digression sous VisualSpec.

Ouvrir VisualSpec. Définir comme répertoire images et spectres le même répertoire qui a était utilisé sous SPiris.

Charger le fichier taltair_2.dat en faisant Ouvrir profil depuis le menu Fichier et en sélectionnant l'option ".dat". Le profil s'affiche à l'écran. Remarquer qu'il est déjà calibré spectralement.

Charger le spectre taltair_2.dat

Nous allons extraire la réponse spectrale de l'instrument en faisant le rapport du spectre ci-dessus et d'un spectre de Altair obtenu avec le spectrographe UVES sur le VLT. Voici un extrait du spectre UVES centré sur la raie Halpha :

Charger le spectre UVES de Altair.

Par rapport au spectre LHIRES III on note que le spectre UVES est quasiment vierge de raies telluriques. Celui-ci a été acquis dans un observatoire d'altitude, à l'atmosphère extrêmement sèche. Pour pouvoir exploiter au mieux le rapport de ces deux spectres, une bonne initiative est de tenter d'éliminer par traitement les raies telluriques du spectre LHIRES III, comme si le spectre avait été acquis en haute montagne. On utilise la fonction H20 correction du menu Radiomètrie de VisualSpec.

Charger le spectre taltair_2, puis plaquer dessus le spectre synthétique de la vapeur d'eau atmosphérique :

Dans la figure ci-dessus, en bleu le spectre de départ, en orange le spectre synthétique de H2O, en vert, le rapport du spectre de Altair par le spectre de H2O. Aprèsavoir ajusté la résolution et l'intensité du spectre de la vapeur d'eau, cliquer sur OK et sauvegarder le résultat du rapport. Voici notre spectre de Altair sans les raies telluriques :

Charger le spectre de Altair sans les raies de H2O.

Nous pouvons à présent diviser le spectre de Altair sans raies H2O et le spectre UVES. Voici ces deux spectres superposées sur le même graphe :

En bleu, le spectre LHIRES III, en violet, le spectre UVES. Au besoin, il faut légèrement translater le spectre UVES pour qu'il se superpose exactement au spectre LHIRES III (commande Translater du menu Opérations). Ici, la translation est de 0,25 angstrom (moins d'un pas d'échantillonnage du spectre LHIRES III). Elle correspond à une correction Doppler du fait de la différence de vitesse héliocentrique entre les deux dates d'acquisition.

Le graphe ci-après est le résulat du rapport du spectre LHIRES III et du spectre UVES :

Charger le fichier rapport.spc.

Le rapport contient un bruit haute fréquence que l'on peut éliminer en pratiquant un lissage. On procède en ajustant intéractivement un fonction dérivée des spline en utilisant l'outil Extraire le continuum... du menu Radiométrie. Voici le résultat :

Charger la réponse instrumentale.

Ce spectre, que l'on sauvegarde précieusement, est la réponse instrumentale relative. Les spectres de niveau 1b doivent être divisée par cette courbe pour trouver un spectre de niveau 1c. On rappelle que se sont les spectres de niveau 1c qui seront préférentiellement utilisé dans la base de donnée des spectres d'étoiles Be. Voici ce que donne le résultat de la division :

Le spectre de niveau 1c de l'étoile Altair.

Charger le spectre taltair_2.spc.

La superposition de notre produit de niveau 1c avec le spectre UVES d'Altair. Notre estimation
de la réponse instrumentale est jugée correcte si le spectre UVES peut être considéré comme une référence.

Voici le spectre de niveau 2a, qui est le spectre de niveau 1c dans les raies telluriques :

Charger le spectre taltair_3.spc.

et enfin, le spectre de niveau 2b, dans lequel le continuum a été normalisé (outil Diviser par son propre continuum... du menu Radiométrie) :

Charger le spectre taltair_4.spc.

6.5. Traitement de l'étoile HD174237

Nous traitons une séquence de 7 spectres de l'étoile Be HD174237 (CX Dra), de magnitude V=5.9. Chaque spectre est posé 300 secondes lors de cette chaude nuit d'été.

Charger les images brutes de HD174237 et l'image de calibration spectrale.

>number 174237-

Sélection de la zone de calcul du noir optimal :

puis comme d'habitude :

Ignorer le résultat de l'addition simple qui s'affiche. Faire une addition optimale (menu Traitement, commande Addition d'une séquence...) :

En haut, le résultat de l'addition avec pondération adaptative. En bas, le résultat d'une addition arithmétique simple
des 7 clichés de HD174237. Cette seconde image montre nettement plus d'artifact (rayons cosmiques).

Nous effectuons les corrections géométriques. La commande de prétraitement nous signale que le spectre est incliné de -0.061°, d'où

>slant 50 0.48
>tilt 380 -0.061

Puis nous retirons le fond de ciel :

>l_sky2

Ce spectre de niveau 0b est sauvegardé :

>save t174237_1

Charger l'image t174237_1.pic

Nous effectuons le binning suivant l'axe vertical. Le spectre est sélectionné avec le pointeur de souris (remarquer que nous travaillons avec une version à haut contraste de l'image, le but est de bien repérer les pieds du spectre 2-D) :

puis

>l_opt

Nous sauvegardons ce spectre 1-D de niveau 0c :

>save t174237_2

Charger l'image t174237_2.pic.

La commande l_plot permet de tracer le profil spectral non calibré :

A titre d'exercice vous pouvez retraiter ce spectre, mais sans utiliser le vrai flat-field. Vous allez voir que le résultat est fort différent, avec un continuum bien moins régulier.

Le spectre du néon associé à l'observation de HD174237 est traitée de manière standard (voir le paragraphe 10.3) :

>load 174237_neon-1

Image en négatif du spectre néon pris juste après l'acquisition des 7 spectres de l'étoile HD174237.

Voici une astuce pour vite trouver le coefficient optimal à appliquer à l'image dark pour traiter au mieux notre spectre du néon. A la souris, sélectionner une zone de l'image ne comportant par de raies spectrales :

Puis, ouvrir le menu contextuel en cliquant avec le bouton droit de la souris dans l'image :

Lancer la commande Optimisation du noir. Le logiciel retourne dans la fenêtre de sortie de résultats la valeur optimale du coefficient. Vous allez trouver dans l'exemple traité environ 0,061. Noter que cette astuce ne fonctionne que si vous avez pris la précaution de sauvegarder votre carte du signal thermique sous le nom dark.

Pour traiter le spectre du néon, nous faisons en fin de compte :

>load dark
>mult 0.061
>add offset
>save n
>load 174237_neon-1
>sub n 0
>slant 50 0.48
>tilt 380 -0.061
>add 30 70
>save neon2

L'image 1-D "neon2".

Charger l'image neon2.

Nous pouvons procéder à un étalonnage spectral avec la commande l_calib :

>l_calib   t174237_2 neon2  114

Le fichier t174237_2.dat produit dans le répertoire de travail est un spectre de niveau calibré de niveau 1a.

A présent nous utilisons VisualSpec pour supprimer le restant de réponse instrumentale qui module le spectre.

Depuis VisualSpec, ouvrir le fichier t174237_2.dat (charger le fichier t174237_2.dat) :

Nous divisons ce spectre par la réponse instrumentale trouvée avec le spectre de Altair (instrument.spc). On utilise pour cela la commande Diviser un spectre par un autre... du menu Opérations. Voici le résultat :

C'est un spectre de niveau 1b.

A ce stade, optionnellement, on peut chercher à retirer les raies telluriques pour mieux voir l'emission Halpha complexe de cette étoile :

puis normaliser le continuum, pour par exemple ensuite calculer une largeur équivalente :

Ce dernier spectre est dit de niveau 2b (charger le fichier spc).

A titre de rappel, en utilisant les fonctions de traitement entièrement automatique, le niveau 1b peut être rapidement atteint en faisant :

>number 174237-

puis, une sélection

puis, enfin

6.6. Traitement de l'étoile HD174512

L'étoile Be HD174512 est ldifficile car sa magnitude est  V=8.00. Il s'agit d'une cible potentielle du satellite Corot.

Voici un spectre brut en négatif de cette étoile, posé 300 secondes :

Nous disposons de 11 images de ce type, alors que l'étoile était baisse sur l'horizon, avec un turbulence atmosphérique importante.

Charger les images brutes de HD174512 (11 images + une image néon).

La vision de cette étoile dans la caméra de guidage (une Watec 120N et un temps de pose de 0,64 seconde) :

Une nuée d'étoiles faibles entourent HD174512 (située un peu en haut à gauche du centre). Nous nous trouvons au coeur du bel amas ouvert Messier 11.

L'étoile est traitée de manière traditionnelle.

Voici le spectre 2-D prétraitée, somme optimale des 11 spectres élémentaires :

Le spectre 1-D sous la forme d'une image :

et le spectre 1-D non calibré sous la forme d'une courbe :

Charger les fichiers t174512_1 et t174512_2.

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