Le traitement des spectres du spectrographe eShel
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Le traitement des spectres du spectrographe eShel
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Complement
to the present notice: Click here
for a detailled description of ISIS internal processing of echelle
spectra (text in english). Classiquement, on doit fournir au logiciel les images maitres d'étalonnage d'offset, de dark (carte du signal thermique) et de flat-field (carte du gain de l’instrument en fonction de l’endroit où on se trouve à la surface du détecteur). Dans la situation spécifique du traitement de spectres provenant d'un spectrographe type échelle équipé d'une fibre optique, la correction flat-field (égalisation de la réponse relative des pixels du capteur) est réalisée en plusieurs étapes. D'abord au travers d'une image maître appelée PRNU (pour Pixel Response Non Uniformity). Cette carte identifie les variations de sensibilité de pixels à pixels pour toute la surface du détecteur. Cette carte ignore les variations lentes de sensibilité le long de la surface du détecteur (poussières, vignetage optique, par exemple). Détaillerons plus loin avec détails ce qu'est une carte PRNU. NOTE IMPORTANTE : depuis la version 3.1.0 les fichiers d'étalonnage nécessaires au traitement doivent être localisé dans un sous répertoire du répertoire de travail. Le nom de se sousrepertoire (ou sous-dossier) est imposé : CALIB. Les documents qui doivent se trouver dans le répertoire CALIB sont : L'image
maître de l'offset, En revanche, les images tungstène, LED et Thorium doivent demeurer dans le répertoire de travail car elles sont en général attachées à un objet particulier. La
figure 1bis montre un extrait du sous répertoire CALIB. L'idée de base du répertoire CALIB est que les documents qu'il contient peuvent êtres transposter aisément d'un répertoire de travail à l'autre (pour ma part, un répertoire de travail par nuit d'observation - dans l'exemple, nous nous trouvons dans le répertoire de travail de la nuit de numéro 233 avec la version commerciale de eShel).
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La carte PRNU est acquise en utilisant uniquement la caméra. Cette dernière est détachée du spectrographe. On couvre l'entrée de la caméra un diffuseur de lumière, constitué d'une ou plusieurs épaisseurs de papier calque (figure 2). L'ouverture ainsi équipée est disposée à l'avant d'une source de lumière large (un mur blanc par exemple), très faiblement éclairée. Plusieurs expositions sont réalisées dans cette configuration avec un temps de pose de quelques dixièmes de secondes à quelques secondes. Il faut que le signal enregistré représente environ le tiers de la dynamique de la caméra. Les images acquises (il faut en obtenir une quinzaine ou plus) n'ont pas obligatoirement un aspect parfaitement uniforme. Ce n'est pas critique ici. La carte PRNU proprement dite est calculée ensuite avec l'outil "Faire une carte PRNU" de l'onglet "Images maîtres". Dans l'exemple de la figure 2, nous avons réalisé 19 images PRNU élémentaires (nommés f-1, ... f-19) exposées 3 secondes. Nous devons fournir la carte d'obscurité correspondant à ce temps de pose, ainsi que la carte d'offset. Nous décidons d'appeler la carte résultat PRNU, tout simplement. Cette image est une constante de votre caméra CCD, vous n'avez pratiquement jamais à la refaire (j'utilise toujours une carte PRNU qui a été générée il y a près de deux ans). La figure 3 est une image traitée et très réduite de la PRNU d'un CCD KAF-3200. Cette image est très uniforme. Son côté attractif tient dans les détails. La figure 4 montre cette fois un extrait de la carte PRNU à l'échelle 1. On note, entre autres, des structures verticales subtiles. Elles correspondent à des défauts de sensibilité (variation inférieure à 1% ici) de colonnes à colonnes. La raison de cette structure est liée à l'architecture CCD. C'est précisément le type de non-uniformité de réponse à petite échelle qui est cartographié par la carte PRNU. |
Figure 2. Acquisition et calcul de la carte PRNU.
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ISIS parachève le traitement en ajoutant à la carte PRNU un spectre échelle réalisé sur lampe halogène (spectre continu). Cette lampe est absente dans les premières versions du boitier d'étalonnage eShel, aussi la fibre d'étalonnage est-elle désolidarisé momentanément du boitier pour réaliser la mesure. Celle-ci est réalisée sur table, en observant une lampe incandescence avec la fibre (voir la figure 5). On note la présence d'un verre opalin entre la lampe et la fibre afin que le flux entrant dans cette dernière soit homogène dans toute son étendue géométrique. Je réalise toujours 13 poses de ce type, toujours exposées 10 secondes (dans ces conditions, le point le plus intense du spectre occupe environ 80% de la dynamique). Les images du spectre du tungstène spectres ainsi acquises sont aussi TOUJOURS nommées de la même manière : xxxx_tung-1 Bien sûr, ISIS ajoute toujours l'extension .FIT (ou .FITS suivant votre choix dans l'onglet « Réglage »). Dans ce protocole, xxxx est la racine du nom générique adopté pour les fichiers stellaire au moment de l’observation. Par exemple, dans la situation de l'observation de l'étoile Delta Scorpii, le nom générique est ici "dsco-" (un nom compact pour aller vite sur le "terrain"). Nos images tungstène seront donc nommées au moment de la prise de vue : dsco_tung-1 Le confort d'utilisation de ISIS dépend fortement du respect de cette règle de nomination des fichiers images. L'image du spectre tungstène (figure 6) est géométriquement et spectralement assez stable dans le temps. Son aspect peut cependant être modifié par les dilations thermiques que subit le spectrographe. J'ai l'habitude de refaire le spectre tungstène tous les 3 ou 4 objets observés par prudence. Cela veut aussi dire que le même spectre tungstène est capable de servir pour traiter des objets distincts. Le spectre tungstène final est simplement calculé en faisant la somme de toutes les images élémentaires (au nombre de 13 ici - bien sûr ce nombre peut varier pour vous, ainsi que le temps de pose, mais essayez de conserver ensuite toujours ces valeurs, elles sont quasiment coulées dans le marbre pour votre instrument). Il est possible d'utiliser la fonction de sommation d'image de l'onglet "Outil 1" pour cela. Nous verrons plus loin qu'il y a plus efficace. Dans tous les cas, l'image somme du tungstène est TOUJOURS nommé de la même manière : tung_xxxx avec xxx, le nom générique d'acquisition de l’objet adopté lors de l'acquisition. Dans notre exemple, l’image tungstène de référence pour traiter le spectre de l'étoile delta Scorpii est appelée "tung_dsco". Ce fichier est localisé dans le répertoire de travail courant.
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ISIS utilise les spectres de la lampe LED interne du boitier d'étalonnage pour localiser avec précision la position des ordres. C'est le seul usage fait de ce spectre continu, mais il est d'importance (bien noter que la lampe LED n'est donc pas exploitée pour la correction flat-field - nous avons vu que cette fonction était du ressort de la lampe tungstène externe). La figure 7 montre le boitier d'étalonnage en configuration d'acquisition d'un spectre LED. Avec mon installation, je fais TOUJOURS l'acquisition d’une séquence de 3 spectres LED exposés chacun 60 secondes pour obtenir un bon signal. Tout comme pour la lampe tungstène, j'emploie un protocole strict de nomination de ces fichiers bruts : xxxx_led-1 Le résultat du traitement de ces trois spectres (soustraction de l’offset et du dark, puis addition) est nommé : led_xxxx Voir la figure 8 pour le résultat. Dans l’exemple, le nom de l'image de référence LED associée à l’acquisition des spectres de l'étoile delta Scorpii est donc : led_dsco. Tout comme pour la lampe tungstène, je renouvelle l'image d'étalonnage LED tous les 3 ou 4 objets observés. Ce
fichier est localisé dans le répertoire de travail courant. |
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Le jeu d'images d'étalonnage est complété par une image de la lampe thorium-argon intégrée dans le boitier. Ce spectre sert à étalonner en longueur d'onde le spectre des objets observés. La figure 7 montre le boitier d'étalonnage en configuration d'acquisition d'un spectre Thorium-Argon. Avec mon installation, je fais TOUJOURS l'acquisition d’une séquence de 3 spectres Thorium en séquence exposé chacun 30 secondes pour obtenir un signal jugé suffisant pour un bon étalonnage spectral (il faut éviter absolument de saturer les raies spectrales dans la partie utile du spectre). Un fois de plus, j'ai un protocole rigoureux pour nommer les fichiers à l'acquisition : xxxx_thor-1 Après traitement des spectres brut et addition, le résultat (voir la figure 10) est nommé : thor_xxxx Dans notre exemple, le nom de l'image de référence Thorium-Argon est : thor_dsco. Tout comme pour la lampe tungstène, je renouvelle l'image d'étalonnage Thorium-Argon tous les 3 ou 4 objets observés. Pour résumer, en observation, tous les 3 ou 4 objets (voir pour tous les objets, si je cherche une précision maximale), je réalise dans cet ordre : 3 images du
thorium-argon exposées 30 secondes C'est en s'infligeant ce type de protocole et de discipline que l'on arrive à de très bons résultats au final. J'utilise le
logiciel Audela pour les acquisitions (elles sont faites à partir du panneau d'acquisition
standard en sélectionnant le mode "série"). |
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Si le protocole indiqué de nomination des images brutes est respecté, et que l'on si tient sur la durée, il est facile de traiter les images en question. Un traitement qui consiste en un retrait du signal d'obscurité, de l'offset, à une addition et à pré remplissage des champs correspondants de l'onglet d'acquisition (ce qui réduit les erreurs de transposition). Tout ce processus est alors automatique (voir la figure 11). L'usage de l’outil de traitement automatique des images d’étalonnage est bien sûr facultatif : vous pouvez aussi calculer les images d'étalonnage manuellement. Mais le travail sera long et fastidieux, avec tous les risques d’erreurs que cela comporte. Dans l’outil de traitement automatique, vous allez reconnaitre les paramètres de notre exemple. Ainsi le nombre d'images brutes du tungstène est bien de 13. De plus, le temps de pose est de 10 secondes. Si la convention des noms est respectée, vous n'avez pas à modifier ces paramètres. Il suffit d'entrer la racine du nom générique de l'astre étudié, puis de cliquer sur "Go". Remarquer que la température du capteur CCD doit être fournie. Ici nous avons T = -20°C. Cette demande de ISIS peut paraitre étrange. ISIS se sert en fait de cette information de température pour synthétiser le nom des images de dark (noir) nécessaires au traitement des images d'étalonnage. La convention pour nommer les dark dans ISIS lors d'un traitement eShel (mais la méthode est aussi recommandée lors d'une acquisition LHIRES, LISA, Star Analyser) est la suivante : DARKxxxx_yyy avec xxxx, le temps de pose en seconde, et yyy la température. Par exemple dark240-20, est une carte du signal d'obscurité posée 240 secondes avec un détecteur CCD refroidi à -20°C. Dans notre exemple, le calcul des images de calibration oblige donc de disposer par avance dans le répertoire de travail des images : dark10-20 Si vous vous
tenez toujours aux mêmes temps de pose pour acquérir les images d'étalonnage
(et il n'y a pas de raison de faire autrement avec eShel), ces images de dark
sont à fabriquer qu'une seule fois (à partir d'une image maitre posée plus
longtemps par exemple). Au final, l'usage de l'outil de calcul des images
d'étalonnage est très simple d'usage et performant si vous prenez soin de nommer comme
indiqué vos images brutes. Le gain en productivité est très significatif. |
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Vous pouvez maintenant lancer le traitement du spectre échelle de l'étoile (figure 12). De nombreux calculs sont effectués. A leur terme, le spectre complet (avec les ordres de diffractions mis bout à bout) est produit dans le répertoire de travail (format FITS et DAT) avec la structure habituelle de la base BeSS. Le modèle de nomination des fichiers produits par ISIS est immuable : _NOMOBJET_YYYYMMJJ_FFF_FULL avec YYYY l'année d'observation, MM, le mois, JJ le jour entier et FFF la fraction de jour avec 3 décimales. Noter le "_" au début du fichier spectre afin de le localiser plus facilement lors d'un trie du répertoire de travail. Vous pouvez visualiser le profil spectral calculé en ouvrant l'onglet "Affichage profil". Notez que le champ "Nom du profil" est déjà rempli. Vous n'avez qu'à cliquer sur "Charger" ou faire return dans le champ de saisi du nom. ISIS produit aussi les spectres individuels des ordres, un spectre distinct par ordre donc. La figure 14, montre comment est nommé automatiquement pas ISIS le spectre d'ordre 34, à titre d’exemple. Noter que c'est ce jeu d'ordre individuel qu'il faut envoyer à la base BeSS et non pas le spectre complet abouté. ISIS
retourne un certain nombre d'informations importantes pour vérifier la bonne
qualité du résultat produit (voir la figure 15). Relever en particulier le
pouvoir de résolution, toujours voisin de 10000, ou encore l'erreur RMS
d'étalonnage spectral, typiquement de l'ordre de 0,01 A ou mieux. ISIS indique
aussi le nombre de raies utilisées lors de l'étalonnage spectral par ordre. |
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Le réglage initial des paramètres du spectrographe eShel est surement la partie la plus délicate pour l'utilisateur. La plus intimidante. Elle demande un peu d'attention et de temps. Mais l'enjeu est important car bien sur, la qualité de ce réglage influence la qualité des résultats produits. Il faut aussi être bien conscient qu'une fois les bons paramètres trouvés de votre spectrographe, les valeurs demeurent à vie. C'est une caractéristique fondamentale du spectrographe à fibre eShel. Une fois ajusté, ISIS et eShel forment un couple qui fonctionne comme une horloge. Cliquer sur le bouton "Réglage" depuis l'onglet "eShel". La figure 16 montre une copie d'écran de la boite de dialogue qui s'ouvre alors. Vous pouvez considérer les valeurs de pamatres comme un bon point de départ pour votre instrument. On fournit en premier les paramètres de la caméra utilisée (section "Caméra" de la boite de dialogue). Dans notre cas (CCD KAF-3200) la taille de l'image est de 2184 x 1472 pixels de 6,8 microns. On donne aussi à ISIS la distance focale de l'objectif de caméra. Dans le cas du spectrographe eShel, toujours adopter la valeur de 85 mm. On fixe ensuite le domaine des ordres typiquement exploités. Ici, de l'ordre 32 à l'ordre 52, ce qui couvre un domaine allant du rouge profond (6800 A) jusqu'au bleu profond (4300 A). Pour une raison ou une autre, vous pouvez diminuer (ou augmenter) ce domaine. Il sera par exemple diminué si vous ne vous intéressez qu'à une zone précise et restreinte du spectre ou encore, pour accélérer les calculs lors de la phase de recherche des bons paramètres du spectrographe. La valeur de la zone de binning correspond au nombre de pixels qui interviennent suivant l'axe spatial pour construire le profil spectral à partir de l'image 2D. Une valeur de 17 à 18 pixels est correcte pour un CCD KAF-3200, qui possède des petits pixels (6,8 microns) et qui échantillonne assez finement bien le spectre. Avec un CCD du type KAF-1600, dont les pixels font 9 microns, il faudra réduire un peu la largeur de binning. On peut essayer une largeur de 14 à 15 pixels. Comme bien souvent, il faut tester. Ne jamais hésiter à procéder ainsi. Le critère de succès ici est le rapport signal sur bruit et la qualité de restitution du continuum. La boite de recherche des raies est une zone rectangulaire que ISIS positionne dans l'image du spectre Thorium-Argon pour trouver la position en pixel des raies d’émission. On donne la largeur de cette zone en pixels. La valeur de 18 pixels est typique pour un CCD KAF-3200. Pour un KAF-1600, on diminuera un peu cette valeur (14 à 15 pixels typiquement). Si la boite de recherche est trop large, ISIS risque de ne pas identifier la bonne raie spectrale espérée, ce qui peut conduire à une erreur d'étalonnage spectral (cependant ISIS possède une méthode sophistiquée pour détecter ces situations anormales et rejette ces cas la plupart du temps). Si la boite de recherche des raies est trop étroite, le risque est que ISIS ne trouve pas les raies. Le symptôme d'une boite de recherche mal ajustée est de disposer de très peu de raies pour étalonner le spectre par ordre ou que les raies de référence soient mal distribué le long d'un ordre, ce qui affecte la précision. Le seuil de détection des ordres ajuste la sensibilité de détection et de mesure de position des dits ordres. La valeur de 40 (celle de l'exemple) est typique, mais pour détecter des ordres de degré élevé vous pouvez être ammené à diminuer ou augmenter la valeur du seuil (jusqu'à 100 par exemple). Faire des essais successifs pour vérifier si tous les ordres souhaités sont mesurés (voir ci-après le contenu du fichier image CHECK.FIT - les ordres identifiés valides sont marqués par un trait fin courbe).. Depuis la boite de dialogue, sélectionner l'option "Test étalonnage spectral ThAr" (figure 16), puis lancer le traitement du spectre.. Remarquez que ISIS à produit dans le répertoire de travail les images CHECK.FIT et CHECK2.FIT (figure 17). Visualisez cette dernière image (figure 18). ISIS représente l'image du spectre du Thorium-Argon de référence avec en superposition la position estimée des raies du Thorium-Argon pris dans une liste (voir plus loin), sous forme de carrés en pointillé et la position des raies effectivement exploitée pour l'étalonnage spectral sous la forme d'un carré à trait plein (centré sur la position effective des raies). Les traits courbes marquent la position des ordres trouvés par ISIS (en se servant du spectre de la lampe LED). Les longueurs d'onde des raies spectrales du Thorium-Argon utilisées par ISIS se trouvent dans un fichier texte nommé LINES.LST. Ce fichier doit être obligatoirement présent dans le sous-répertoire CALIB du répertoire de travail courant. Pour télécharger mon fichier LINES.LST, cliquez ici. La figure 19 montre une portion du fichier LINES.LST. Il regroupe les longueurs d'onde précisent (mesurées dans l'air) d'un jeu de raies du thorium et de l'argon. Vous avez tout loisir de modifier ce fichier pour enlever des raies ou en ajouter si vous en sentez le besoin. L'ordre d'entrée des raies n'est pas imposé (les longueurs d'onde ne sont pas obligatoirement croissantes dans la liste). Le nombre d'itérations
(4 dans l'exemple) fixe le degré de réjection des raies spectrales du
Thorium-Argon lorsqu'une anomalie est rencontrée. La valeur par défaut est
typique. |
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La section "Identification des ordres" de la boite de dialogue "Réglage eShel" contient les paramètres qui aident ISIS pour sa recherche de la trace des ordres de diffraction dans l'image et pour l'étalonnage spectral. Le numéro d'ordre de référence est celui qui contient la raie spectrale Thorium-Argon de référence. Il est recommandé de toujours choisir l'ordre 34, qui correspond à la partie rouge du spectre. On doit fournir la position verticale de cet ordre de référence en pixel au centre de l'image. Cette coordonnée Y est mesurée simplement avec le pointeur de souris (au pixel près ou 2 ou 3 pixels près, ce n'est pas critique). Il est facile de localiser l'ordre 34 par la présence d'un groupe de 4 raies du Thorium-Argon bien caractéristique (voir la figure 20). Il faut sélectionner une raie du thorium ou de l'argon facilement identifiable. Le choix de la raie du Thorium à 6583.906 A dans l'ordre 34 est recommandé. Cette raie est identifiée dans la figure 21 (elle fait partie du groupe de 4 raies, déjà utilisé ci-devant). On mesure avec la souris la coordonnée horizontale (X) de cette raie (à 2 ou 3 pixels près). Le paramètre
"Seuil de détection des ordres" est la sensibilité de détection
des ordres dans l’image LED. Une trop valeur trop forte peut empêcher ISIS d’identifier
les ordres de faible intensité (dans le bleu en particulier). A l'inverse, une
valeur trop basse peut conduire à la détection de faux ordres. La valeur de 40
proposée est un bon choix initial. |
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Les paramètres du spectrographe (section "Spectrographe" de la boite de dialoguer "Réglage") adressent les angles d'incidence (alpha) et de hors axe (gamma) sur le réseau à diffraction échelle. Les valeurs proposées par défaut, respectivement 63,2° et 5,8°, sont généralement correctes, mais la valeur exacte dépend du réglage usine de l'angle d'inclinaison du réseau. Vous pouvez aussi avoir retouché cet angle (le réglage de alpha est accessible depuis l'extérieur du boitier eShel). L'angle critique est l'angle alpha. De sa valeur dépend la capacité a repérer automatiquement les raies du Thorium-Argon. Cette détection des raies de la lampe spectrale étalon dépend aussi de l'angle que fait la caméra CCD autour de l'axe optique une fois montée sur l'objectif de 85 mm de focale. La rotation de la caméra est du reste le premier réglage physique à réaliser (et en général le seul) avec eShel (en dehors de la focalisation de l'objectif). Il faut pour cela jouer sur le degré de liberté en rotation offert à la base de l'objectif photographique de 85 mm. Le réglage est correct lorsque la ligne qui joint notre groupe de 4 raies à l'ordre 34 est bien horizontale dans l'image (voir la figure 22). Une fois la chose acquise, serré la base de fixation de l'objectif photographique avec les vis latérales. L'essentiel est fait. ATTENTION : le réglage d’orientation de la caméra CCD est le tout premier à faire avec eShel lors de la prise en main du spectrographe. Ensuite, il n'y a plus de raison que cet angle de caméra change avec le temps si vous ne démontez pas cette dernière (noter que même en cette circonstance, le système de baïonnette photo permet un montage et un démontage rapide et reproductible de la caméra sur l'objectif). Il reste à présent à vérifier que la valeur de l'angle alpha est correcte (la valeur de gamma est ici peu critique, vous pouvez en général conserver la valeur de 5,8°). Pour cela, sélectionner l'option "Test rotation caméra" depuis la boite de dialogue de réglage, comme la montre la figure 23. Lancer le traitement du spectre. ISIS produit une nouvelle image CHECK2.FIT, mais différente de la première. Examinons là (figure 24). ISIS entoure d'un petit cercle 3 raies du thorium distribuées dans l'image. Lorsque les 3 raies sont incluses dans le cercle, comme sur la figure 25, le réglage de alpha est bon. Votre spectrographe eShel est opérationnel. Dans l'exemple de la figure 26, la valeur de l'angle alpha est incorrecte. La sensibilité caractéristique du réglage de l'angle alpha est de 0,1° environ. Depuis la version 3.2.0 de ISIS vous pouvez sélectionner les longueurs d'onde (et ordre) des 3 raies utilisées pour ajuster la rotation de la caméra (voir la figure 26bis - il s'agit d'une fonction avancée, utile pour les observateurs n'utilisant pas la lampe ThorAr standard fournie avec le spectrographe eShel).
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Examinons l'image CHECK2 dans sa globalité (voir la figure 27). ISIS a calculé la position des ordres et a dessiné leur forme sous l'aspect de traits fins et courbes. On remarque immédiatement que la longueur des ordres évalués n’est pas identique suivant le rang considéré. Prenons par exemple l'ordre numéro 34. Sa valeur modélisée débute à la coordonnée X1 = 160 (pixels) et fini à la coordonnée X2 = 2020 (pixels). Ces bornes ont été en fait fournies à ISIS dans un fichier liste qui définit le début et la fin de tous les ordres que l'on souhaite exploiter. Ce fichier doit obligatoirement être nommé DEF_ORDER.LST et être présent dans le sous répertoire CALIB du répertoire de travail. Pour télécharger mon fichier DEF_ORDER.LST, cliquez ici. La figure 28 montre le fichier de définition des ordres que j'utilise. On y trouve une ligne par ordre. La première colonne est le numéro du premier ordre exploité (du rang 32 au rang 52). Les seconde et troisième colonnes contiennent respectivement les coordonnées X1 et X2 du début et fin d'ordre suivant l'axe horizontal de l'image. Par exemple, pour l'ordre numéro 34, on retrouve bien X1 = 160 et X2 = 2020. Ces valeurs sont choisies pour que l'ordre ainsi défini inclue un maximum de raies (intenses) du mélange Thorium-Argon pour le calcul de la dispersion spectrale. Par exemple, la figure 29 explique pourquoi l'ordre 32 est plus long que ces voisins. Le but est d’ajouter dans le calcul de la dispersion spectrale une raie utile, située tout à gauche (isolée et intense, idéale donc). Vous pouvez ainsi sculpter à votre bon vouloir la longueur des ordres à ce stade. Il est important de souligner que les informations dans le fichier DEF_ORDER.LST n'ont un rôle que pour l'étalonnage spectral (ce sont dans les limites en pixels qui y sont définie que ISIS recherche les raies thorium/argon exploitées pour l'étalonnage). Le découpage effectif des ordres en longueur d'onde est le sujet d'un autre jeu de paramètres, décrit plus bas.
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Le fichier DEF_ORDER.LST possède une quatrième colonne, correspondant à des valeurs angulaires. Voyons pourquoi. Malgré la présence d'une fibre optique à l'entrée du spectrographe eShel, de contour parfaitement circulaire, l'image de cette fibre à la surface du détecteur n'est pas parfaitement circulaire. Cette image est ovalisée (distorsion optique). Remarquez d'abord qu'il est parfaitement possible de traiter les spectres de la lampe Thorium-Argon de la même manière que nous traitons les spectres stellaires. La figure 30 montre comment procéder. Le nom générique de la séquence d'entrée est cette fois "dsco_thor-". Le nombre d'images est de 3. Pensez aussi à modifier l'image master de dark, qui correspond à une pose de 30 secondes. Ce sont les seules modifications. Cliquez sur "Go" pour effectuer le traitement. Lors du traitement des spectres, ISIS produit un certain nombre de fichiers images intermédiaires dans le répertoire de travail pour vous permettre de diagnostiquer des anomalies. Nous allons les exploiter à présent pour régler ce problème de forme des raies. Par exemple, visualisez le fichier #1_34.FIT situé dans le répertoire de travail (voir la figure 31). Voici la signification de nom de ce fichier un peu étrange. Le "#" au début indique qu'il s'agit d'un fichier intermédiaire de calcul. Vous pouvez parfaitement effacer ces fichiers de votre répertoire à la fin de la session de travail. Le nombre "1" indique que ce fichier image est rattaché à la première acquisition e la série (qui en comporte 3 dans l'exemple). Enfin, le nombre "34" indique que le fichier contient une image de l'ordre 34. Par exemple, le fichier #3_42 contient l'image de l'ordre 42 prise dans l'image numéro 3 de la séquence d'entrée. Dans l'image #1_34, l'ordre 34 est isolé dans une bande étroite (le reste de l'image n'a pas d'importance, nous nous intéressons ici qu'à l'ordre numéro 34, ISIS a donc supprimé ces parties inutiles). On constate que le spectre a été redressé, que son axe de dispersion est à présent bien horizontal, comme si le spectre avait été acquis avec un spectrographe LHIRES III ou LISA parfaitement réglé. Le "fond de ciel" a aussi été retiré (le niveau du signal au voisinage du spectre est mis à zéro). C'est à partir de ce type de portion de spectre que ISIS va extraire les profils spectraux au travers d'une opération de binning suivant l'axe vertical. On suppose que lors de ce premier traitement, toutes les valeurs de la colonne 4 du fichier DEL_ORDRE.LST sont mises à zéro. Un examen attentif de l'image révèle alors qu'effectivement les images monochromatiques de la fente sont ovalisé. Le plus ennuyeux est surtout que le grand axe de cette ovalisation n'est pas strictement vertical. Dans cette situation, une opération de binning conduira à une légère perte de résolution spectrale. ISIS est capable de redresser les raies d'un angle variable d'un ordre au suivant. Par exemple dans le cas de l'ordre 34, on estime que l'inclinaison moyenne des raies spectrales est de 10° (cette valeur peut être trouvée par des essais successifs). C'est la raison de la valeur adoptée (10) dans la quatrième colonne pour l'ordre 34 dans mon fichier DEF_ORDRE.LST. Refaisons le traitement avec cette modification du fichier DEF_ORDRE.LST (pensez à sauvegarder le fichier après modification). Le résultat est montré dans la figure 32. Les raies sont grandement redressées, moins affectées par les distorsions géométriques. Patiemment, vous devez trouver les angles de correction optimaux de chacun des ordres et inscrire les valeurs dans le fichier DEL_ORDRE.LST. Cette opération va vous prendre une bonne heure typiquement. Mais comme toujours avec ISIS, il s'agit d'un réglage à vie. Vous n'aurez plus jamais à le refaire. Cela vaut bien la peine de prendre un peu de temps au début. Pour en finir avec le paramétrage de l'onglet eShel, notez qu'il est possible de définir un fichier DEF_LAMBDA.LST dont on trouvera le contenu (pour ma propre configuration) dans la figure 33. Cette information est facultative pour ISIS, mais il est tout de même vivement recommandé de créer ce fichier. Comme toujours, c'est un fichier propre à votre configuration et il n'est à constituer qu'une seule fois. La seule obligation est de le copier dans le sous répertoire CALIB du répertoire de travail courant. Pour télécharger le fichier DEF_LAMBDA.LST que j'utilise, cliquez ici. Depuis la version 3.2.0 de ISIS vous disposez d'un utilitaire qui précalcule le fichier DEF_LAMBDA.LST (voir la figure 33bis). Ceci n'exclue pas un ajustement manuel des bornes des segments d'ordre calculé pour affiner la qualité du résultat produit par ISIS. Les données de ce fichier ne sont utilisées par ISIS qu'en fin de traitement, au moment de ne conserver que les tronçons utiles de chaque ordre. Dans notre exemple, l'ordre 34 couvrira au final un domaine spectral allant de 6485 A à 6715 A. Remarquez que l'ordre 35 débute à la longueur d'onde 6321 A. Il y a donc un chevauchement entre les ordres 34 et 35 dans la partie du spectre comprise entre 6485 A et 6510 A. Dit autrement, il y a redondance d'information, les mêmes éléments du spectre se trouvant simultanément dans une portion de deux ordres successifs. ISIS exploite ce chevauchement pour calculer un spectre complet en mettant bout à bout les ordres individuels. La valeur du chevauchement doit être d’environ 20 Ansgtroms. Bien sûr, si le chevauchement est nul, ISIS sera incapable de recoller les ordres entre eux (il vous le dira en cours de traitement). A l’inverse, il ne faut pas que le chevauchement soit trop large, car à coup sûr vous aller mélanger de l’information à bas rapport signal sur bruit à ce compte. Il faut savoir couper les ordres à la bonne longueur, là où le signal qu’ils contiennent est encore significatif. Définir les bornes finales des ordres demande un peu de doigté et de bon sens. Noter que
ISIS calcule la moyenne des deux parties en chevauchement pour synthétiser le
spectre final. |
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Calcul de la réponse instrumentale Généralement, pour produire un spectre de qualité il est nécessaire de retirer la réponse spectrale propre de l'instrument (et parfois de l'atmosphère). Cette réponse inclut la variation de transmission en fonction de la longueur d'onde des éléments optiques qui compose l'instrument, ou encore, la variation spectrale du rendement quantique du détecteur. Ce n'est qu'après division par la réponse instrumentale du profil prétraité (et corrigé de la fonction de blaze du réseau) que le spectre révèle la vraie distribution (relative) du flux produit par l'astre observé. La figure 34 indique comment introduire la réponse spectrale instrumentale dans le calcul. Cette réponse se présente sous la forme d'un profil spectral étalonné en longueur d'onde de type .DAT (format ASCII). Dans l'exemple, le fichier en question est nommé "reponse.dat" (vous pouvez choisir un tout autre nom). Il se trouve obligatoirement dans le sous-répertoire CALIB. Dans les faits, depuis la version 3.1.0 de ISIS, deux stratégies de correction de la réponse instrumentale sont proposées. Stratégie 1 : vous désélectionnez le bouton "Par ordre". Dans ce cas, le fichier réponse est unique, comme indiqué précédemment. Il couvre en longueur d'onde l'ensemble du domaine spectral que l'on souhaite traiter. La figure 35 montre sous forme graphique une réponse spectrale caractéristique couvrant un domaine spectral allant des ordres 32 à 52. ISIS applique alors la correction de la réponse instrumentale en utilisant ce fichier unique global et en divisant le spectre complet prétraité (ordre raccordé), ainsi qu'en divisant chaque ordre calculé (voir l'annexe 3) par le tronçon adéquat du profil de réponse global. Stratégie 2 : vous sélectionnez l'option "Par ordre". Dans ce cas, on doit trouver dans le sous-répertoire CALIB un fichier de réponse distinct par ordre. ISIS effectue alors la correction de la réponse instrumentale ordre par ordre, et ce n'est que dans un second temps que les ordres sont raccordés pour produire un spectre global de l'objet étudié. Dans cette stratégie, le nom de fichier réponse est le nom générique partiel des fichiers réponses associées à chaque ordre. ISIS ajoute automatiquement le texte "_xxx.dat" au non indiqué, avec xxx le rang de l'ordre auquel est associée la réponse. Supposons par exemple que l'on entre "reponse". Dans ce cas, les fichiers de réponse des ordres se trouvent dans le sous-dossier CALIB sous les noms : reponse_32.dat, reponse_33.dat, ..., reponse_52.dat. ISIS exige qu'il y ai autant de fichiers de réponse d'ordre qu'il y a d'ordre à traiter. Les numéros de rang d'ordre doivent aussi correspondre dans les noms de fichier (voir la figure 35, en bas). La stratégie 1 est expéditive, mais pas toujours la plus efficace si la réponse instrumentale est très changeante avec la longueur d'onde. La stratégie 2 est la plus précise, car elle met en œuvre un traitement local du spectre, nécessairement plus fin qu'un traitement global. C'est donc cette stratégie 2 qu'il est recommandé d'utiliser. Malheureusement, c'est aussi la plus fastidieuse au moment de générer les données d’étalonnage, mais l'effort vaut la peine, en particulier dans les circonstances particulières où les fonctions de blazes calculés laissent des résidus de traitement (irrégularité basse fréquence du spectre non physique). Il faut souligner que l'effort en question représente moins d'une demi-heure de travail et que ce travail n'est à renouveler que sur des intervalles de temps qui peuvent se chiffrer en mois, voire en années, si le spectrographe et le télescope sont en postes fixes. C'est donc un effort raisonnable qui est demandé. Nous allons
à présent détailler la procédure pour évaluer le ou les fichiers de réponse
(suivant la stratégie). |
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STRATEGIE 1 : réponse
spectrale globale Il est impératif d'avoir observé avec le spectrographe eShel une étoile chaude dont on connaît par ailleurs la distribution spectrale effective. Cette dernière peut être trouvée dans les librairies de spectres professionnel ou extraites de modèles d'atmosphère stellaire. Le choix d'une étoile chaude (type spectral A ou B) est important. Ces étoiles sont pauvres en raies spectrales, ce qui facilité considérablement l'évaluation de la réponse instrumentale. Des étoiles comme Véga ou Altair sont de bonnes candidates. Dans notre exemple, nous avons sélectionné un astre un peu plus faible, de magnitude 3,8, mais cependant aisément observable, haute dans le ciel d'été (pour les observateurs de l'hémisphère nord) : alpha Delphinus. Il se trouve qu'un spectre de cette étoile, de type B9V, est disponible dans la base de données de ISIS avec une résolution spectrale relativement cohérente avec celle du spectrographe eShel. Pour extraire ce spectre vrai de alpha Delphinus (tel qu'il serait observé depuis l'espace avec un instrument neutre spectralement) cliquer sur le bouton "Database" de l'onglet "Affichage profil". Le spectre recherche est dans la sous-base NOAO (voir la figure 36), désigné par son nom HD : HD196867 (notez que vous pouvez bien sur utiliser une autre étoile de votre choix). Sauvegarder ce spectre attendu de Alpha Del sous un nom facile à retenir dans le répertoire de travail. Utiliser par exemple "ref", pour "réference" - voir la figure 37. Pour la procédure ici décrite, le fichier créé peut être en format FITS ou en format DAT. C'est indifférent. Lors de vos toutes premières observations avec le spectrographe eShel, vous ne disposez bien sûr par de la réponse spectrale instrumentale. Chaque équipement à sa spécificité et cette réponse ne peut donc être fournie avec eShel. C'est à vous à faire ce travail d'évaluation. Hors donc, nous avons observé l'étoile alpha Del (ou tout autre étoile de type équivalent). Essayez de réaliser un spectre avec un assez bon rapport signal sur bruit, ce qui suppose d'adopter un temps d'intégration relativement long. Rappelez-vous qu'il est question ici d'obtenir des données de référence pour votre instrument. Autant les calculer avec une bonne qualité (et notez que la réponse instrumentalement ne change en principe que très peu avec le temps). Pour ce premier traitement de l'étoile alpha Del, puisque la réponse instrumentale est inconnue, il faut laisser le champ correspondant vierge dans l'onglet eShel. C'est très important. Lancez ensuite le traitement de manière conventionnelle en cliquant sur le bouton "Go" principal (figure 38). Noter le nom adopté pour le spectre traité : TMP (comme "temporaire" - vous pouvez faire un autre choix). Dans notre exemple nous disposons d'une séquence de 4 images de Alpha Delphinus exposées chacune 300 secondes. Remarquez que nous avons fait juste suivre l'observation de cette étoile de l’acquisition de 3 spectres du thorium/argon (30 secondes de pose), de 3 spectres de la lampe LED (60 secondes) et de 13 spectres de la lampe tungstène (10 secondes de pose chaque). Pour un résultat optimal, le temps entre toutes ces acquisitions doit être minimal pour se prémunir des conséquences de toutes déformations mécaniques du spectrographe (celles-ci peuvent induire un biais lors du calcul de la réponse). La figure 39 montre le résultat de ce traitement. Le profil spectral à quelques ressemblances avec la spectre espéré pour cette étoile, mais il s'en distingue par plusieurs aspects : l'inflexion générale du continuum, la baisse de signal dans le bleu, ... A ce stade, la réponse instrumentale peut être trouvée en divisant le spectre observé par le spectre attendu, en utilisant par exemple la fonction "Division par un profil" de l'outil "Arithmétique". Nous allons procéder de manière plus visuelle avec l'outil "Comparer", disponible depuis l'onglet "Affichage profil", comme le montre la figure 40. Si vous sélectionnez l'option "Afficher le rapport", puis si vous cliquez sur "Comparer", ISIS affiche en bleu le spectre observé, en rouge le spectre comparé (ici le spectre "ref.fit", notre référence) et en vert, le rapport des deux spectres précédents. Ne fermez pas la boite de dialogue "Comparaison de deux spectres" en cliquant sur le bouton "Annuler". Cliquer plutôt sur le bouton "Fermer" de la barre d'outils à droite. En faisant ainsi, le nouveau spectre courant est le rapport, comme si vous aviez divisé le spectre observé par le spectre théorique de l'étoile avec un outil arithmétique spécifique. Le résultat (le ratio) présente du bruit - voir figure 41. C'est normal, il s'agit du bruit d'acquisition du spectre de l'étoile alpha Delphinus. Il n'est pas question de conserver ce bruit dans le fichier de réponse instrumentale, car il n'a aucun rapport avec ladite réponse. On remarque aussi la trace des raies telluriques dans le rapport. Elles n'ont pas été éliminées lors de l'opération, car si elles sont bien présentent dans le spectre observé, elles ne le sont pas dans le spectre théorique de l'étoile. Il nous reste donc deux opérations à réaliser (dans cet ordre) : (1) gommer les raies telluriques, (2) lisser le spectre pour ne garder que les variations basse fréquence et éliminer le bruit. Les deux opérations s'effectuent à partir de la même fonction de ISIS si vous utilisez l'outil "Continuum" de l'onglet "Affichage profil". De manière interactive, vous pouvez par des couples de doubles clicks effacer des parties indésirables du spectre, par exemple la région des raies telluriques du CO2 vers 6920 A (voir la figure 42). L'outil "Recherche du continuum" est une fonction très importante de ISIS. Son usage est décrit en de nombreux endroits de la documentation (voir ici par exemple). Il est essentiel de bien le maitriser. Il faut ensuite procéder au lissage du ratio, comme l'indique la figure 43. Un peu de jugement est nécessaire pour trouver le coefficient de lissage qui ajuste de manière réaliste le profil pour trouver la réponse instrumentale. L'évaluation est un peu arbitraire, mais avec de l'expérience, on arrive à faire épouser à la courbe de réponse lissée la vraie forme de la réponse tout en évitant d'inclure les artéfacts (comme le bruit). Après avoir déplacé le curseur vertical, cliquez sur le bouton "Lissage" pour voir le résultat. Attention, avec un spectre eShel complet, le temps de calcul est assez long (typiquement une dizaine de secondes), vous devez patienter un peu. Si vous êtes attentifs, sur la figure 43 vous aller constater que les raies telluriques H2O sont absentes (ou quasi). Comparer avec la figure 42 pour vous en convaincre. C'est une astuce : les raies telluriques ont été retirées avant le calcul du rapport avec l'outil "H2O", ce qui facilite ensuite l'ajustement de la réponse instrumentale. Pour obtenir la courbe finale de réponse instrumentale, cliquez sur le bouton "Fermer" dans la barre d’outils à droite (pas sur le bouton "Annuler" de la boite de dialogue "Recherche du continuum"). Il ne vous reste plus qu'à sauvegarder votre réponse instrumentale, comme un fichier DAT (c'est important), comme l'indique la figure 44 (vous pouvez choisir un autre nom). Attention ici. Le profil est sauvegardé par défaut dans le répertoire de travail. Vous devez impérativement ensuite le copier dans le sous-répertoire CALIB pour que ISIS puisse l'exploiter lors des traitements. Il ne reste plus qu'à effectuer le calcul définitif du spectre de notre étoile de référence en ajoutant la réponse instrumentale trouvée précédemment dans le processus de traitement – voir la figure 45. Si vous devez traiter une autre étoile, vous pouvez utiliser le même profil de réponse instrumentale. Vous n'avez pas à recalculer ce dernier. Ceci est fondamental : la réponse instrumentale ne dépend pas de l'astre observé, mais de l'instrument. Note : en toute rigueur, la réponse telle que nous la calculons inclut la transmission de l'atmosphère terrestre, qui varie spectralement en fonction de la hauteur des astres sur l'horizon ou même de la nuit. Donc, il ne faut pas trop s'étonner si la réponse instrumentale change dans le temps. En observant une étoile vers 50° de hauteur, nous avons pris un objet moyen au cours d'une bonne nuit. Un calcul plus rigoureux impose de tenir compte de la transmission de l'atmosphère avant de calculer le ratio. ISIS possède des outils pour réaliser cette opération - voir ici par exemple.
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STRATEGIE 2 : réponse spectrale par ordre Le calcul démarre de la même manière que pour la stratégie 1 : au départ vous ne disposez pas de la réponse instrumentale, aussi vous faite un premier traitement de l'étoile étalon sans remplir le champ "Réponse" de l'onglet "eShel". Mais attention, vous devez maintenant cocher l'option "Par ordre", comme l'indique la figure 47. Comme toujours ISIS effectue le traitement en considèrent les ordres indépendamment les uns des autres. Ces ordres distincts constituent même le produit principal de eShel. L'opération de raccordement pour présenter un spectre dans sa globalité est presque anecdotique (disons esthétique). Ce n'est du reste pas en général se spectre global qui est exploité pour une analyses à caractère scientifique, mais les ordres distincts. C'est bien tout l'intérêt de la stratégie que nous décrivons dans cette partie qui se focalise sur les ordres plutôt que le spectre complet. Il faut bien avoir à l'esprit que le spectrographe eShel est un instrument qui produit une vingtaine de tronçon du spectre simultanément de l'objet étudié (et pas vraiment un spectre global de l'objet). C'est la spécificité des spectrographes échelle, et tous les instruments de ce type sont exploités avec cette idée, y compris dans les observatoires professionnels. ISIS génère les profils spectraux de tous les ordres demandés dans un format FITS (fichier de la forme, _NOMOBJET_YYYMMDD_FFF_xx, avec xx le numéro d'ordre, mais aussi dans un format ASCII simple, avec le nom générique prédéfini "objet". Par exemple, on trouve l'ordre 42 traité (sans la correction de la réponse instrumentale à ce stade) sous le nom objet_42.dat dans le répertoire de travail (voir aussi l'annexe 3 pour plus d’explications). Visualisons ce bout de spectre comme l'indique la figure 48. Faisons la comparaison avec le spectre de référence de alpha Delphinus et calculons le rapport - voir figure 49. Quitter la boite de dialogue "Comparaison de deux spectres" en cliquant sur le bouton "Fermer" de la boite d'outils, ce qui a pour effet de conserver le profil rapport. Nous n'avons plus qu'à lisser ce dernier pour éliminer le bruit. Ouvrir pour cela la boite de dialogue "Continuum" et cliquer simplement sur le bouton "Automatique". Le calcul est instantané. Vous n'avez pas besoin de chercher à tâtons le meilleur coefficient de lissage, ISIS le fait pour vous. C'est automatisme est rendu possible car nous travaillons sur une bout de spectre seulement. Quitter la boite de dialogue "Recherche du continuum" en cliquant sur le bouton "Fermer" de la barre d'outils. Il ne reste plus qu'à sauvegarder le résultat, par exemple sous le nom "reponse_42.dat". Attention, l'extension du nom "_42" est imposée, et vous devez obligatoirement sauvegarder cette réponse spectrale locale en format DAT (voir la figure 51). Notez que le nom "ma_reponse_spectrale_42.dat" est tout aussi valable, mais c'est un peu long et compliqué ! Vous devez reproduire la même opération pour tous les ordres, c'est-à-dire une vingtaine de fois si par exemple vous explorez les ordres 32 à 52 de eShel. C'est le côté fastidieux de la méthode. Mais vous allez arriver au bout en moins de 30 minutes et rappelez-vous que vous n'avez à faire cette opération qu'une seule fois pour caractériser votre instrument. A titre illustratif, la figure 52 montre le calcul du profil rapport pour l'ordre 46, qui contient l'intense raie Hbeta de l’hydrogène. Cette raie est quasi gommée dans le résultat, ce qui est excellent et la garantie d'une évaluation précise de la réponse instrumentale à ce niveau du spectre. L'examen attentif du rapport montre malgré tout un léger résidu de la raie Hbeta. Celui-ci n'affecte pas vraiment la procédure de lissage automatique. Vous pouvez cependant gommer facilement ce résidu avant le calcul de la réponse lissée, comme l'indique la figure 53. L'explication de l'origine de l'artefact est intéressante : la vitesse radiale de l'étoile n'est pas nulle au moment de l'observation à cause du mouvement annuel de la Terre autour du Soleil. On comprend qu'une recherche d'une grande précision demande à corriger le spectre observé de cet effet Doppler avant de calculer le ratio ce qui équivaut à donner une position héliocentrique à l’observateur). ISIS sait très bien effectuer cette opération (voir l’onglet Vitesse héliocentrique), mais elle ne se justifie pas ici. Autre conseil, avant de calculer la réponse de l'ordre 32, qui contient la raie Halpha, une bonne idée est de retirer au préalable les raies telluriques, comme indiqué sur la figure 54. On voit ensuite sur la figure 55 que le continuum est maintenant propre, bien défini (au petit artéfact près lié à la vitesse radiale de la Terre décrit ci-avant). Copier les réponses instrumentale calculées ordre par ordre dans le sous-répertoire CALIB (voir la figure 56). Vous pouvez à présent effectuer le traitement final de l'étoile alpha Del, ou de tout autre étoile, en sélectionnant définitivement l'option "Par ordre" dans l'onglet « eShel ». ISIS va alors exploiter les réponses spectres individuelles que nous avons calculées (figure 57). La figure 58
montre le résultat final obtenu. Il est excellent. |
Figure 49. Calcul du ratio pour l'ordre 42. Noter comment la faible raie stellaire sur la gauche est présente à la fois dans le spectre observé et dans le spectre de référence. Cette raie, qui n'a pas de relation avec la réponse instrumentale, disparait bien dans la rapport.
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Mode
Batch Pour cela il faut créer dans le répertoire de travail concerné un fichier texte renseignant ISIS des conditions d'observations de ces objets. La figure 36 montre un exemple. Nous avons une ligne par objet. La première ligne concerne une observation de l'étoile Delta Scorpii. Le nom générique des images brutes est "dsco-". Le nombre d'images brutes est de 9. On utilise un fichier de carte d'obscurité posé 300 secondes pour une température de -16°C du CCD, de nom "dark300-16" (le temps de pose des images élémentaires est donc de 300 secondes). On utilise les images de références tung_dsco, tled_dsco et thor_dsco (vous devez les synthétiser au préalable, avant de lancer le traitement par lot). Enfin, le nom de l'objet est Delta Sco (c’est un nom qui permet de l’identifier au CDS de Strasbourg sans ambiguïté). Notez que vous n’avez droit qu’à un seul blanc pour constituer le nom de l’objet. La seconde ligne concerne l'étoile CI Cygnii. Nous disposons de 12 poses brutes exposées 600 secondes de cette étoile. Le nom générique des cliches bruts est "cicyg-". Des images tungstène, LED et Thorium-Argon ont été réalisées pour cette étoile. Nous attribuons le nom d'objet (ou catalogue) « CI Cyg ». Le troisième objet est l'étoile HD6226, de nom générique "6226-", et ainsi de suite. Si vous n'avez observé qu'un seul objet dans la nuit, bien sûr, le fichier batch ne contient qu'une seule ligne. Pour réaliser le traitement de tous les objets désignés dans le fichier batch.lst (vous pouvez choisir un autre nom pour ce fichier) rapportez-vous à la section "Traitement par lot" (figure 37), indiquez le nom du fichier batch (sans lextension .lst), puis cliquez sur "Go". Tout le reste est automatique. Revenez dans une demi-heure, toute votre nuit d'observation est traitée. Le mode
batch est si puissant que je n'utilise que cette technique pour piloter ISIS
lorsqu'il est question de traiter les spectres issus du spectrographe eShel ! |
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ANNEXE 1 : exemples de fichiers de configuration (sample of configuration files)
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... Fichier
LINES.LST (LINES.LST file) - extrait. Format ASCII. Longueur
d'onde des raies du thorium/argon utilisées pour l'étalonnage spectre
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ANNEXE 2 : fichier LOG : ce fichier résume les paramètres du traitement une fois celui-ci effectué). Example of LOG file (the file resume all processing parameters). |
Exemple
de fichier LOG (_deltasco_20110711_848_ful.log). Il s'agit d'un
fichier au format ASCII. Il résume les paramètres du traitement
une fois celui-ci effectué et donne quelques résultats intermédaires
(pouvoir de résolution moyen par ordre, précision d'ajustement de
la loi de dispersion en Angstroms, ...). |
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ANNEXE 3 : données
produites (data products) |
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