Résumé des méthodes d'étalonnage spectral applicables au spectrographe Alpy 600

English version

Méthode 1 : vous ne possédez le module d'étalonnage optionnel Alpy 600

Pour trouver la loi de dispersion spectral, vous allez vous servir des raies de Balmer (séquence des raies de l'hydrogène) d'une étoile de type A ou B.

Depuis l'onglet "Configuration", sélectionnez l'option :

Observez une étoile de type spectral A ou B. Ici je prend l'étoile de l'étoile HD198183 de type spectral B5Ve (noter qu'un type A0V à A5V est idéal). Voici la trace d'un des spectres de la séquence acquise :

Dans ce spectre brut, apprenez à identifier les raies de Balmer (comme indiquez ci-dessus). Repérez en particulier la raie Halpha.

Faire "Suivant".

Dans l'onglet "Général", choisir le mode d'étalonnage "prédéfini" et l'option "ALPY 600 (raies de Balmer)" :

IMPORTANT : par définition, vous n'avez pas de spectre d'étalonnage provenant d'une lampe spectrale. C'est ici que vous devez ruser avec ISIS. A la place d'un spectre de raie d'émission provenant d'une lampe néon, argon... dites à ISIS d'exploiter comme source d'étalonnage spectral l'un des spectres stellaires de votre séquence ! Par exemple le premier spectre de cette séquence.  C'est la raison pour laquelle dans l'eexemple ci-dessus, le champ "Etalonnage" est rempli avec le nom du premier fichier de la séquence à traiter (vous pourriez aussi indiquer ici un spectre moyen par exemple).  ISIS va faire tout le travail pour vous : il va identifier les raies de Balmer dans ce spectre pseudo spectre étalon, puis calculer l'équation d'étalonnage spectral à partir des positions trouvées.

Un autre point important concerne la taille du pixel détecteur que vous fournissez à ISIS. Ce n'est pas obligatoirement la dimension exacte que vous donne le constructeur (éventuellement après binning). Pour ISIS, ce paramètre n'est rien d'autre qu'un facteur d'échelle qui permet de trouver automatiquement la position des raies de Balmer dans les images. Si le coefficient n'est pas correct, ISIS ne peut identification la position correctes des raies.

ATTENTION ICI : en fonction des exemplaires de spectrographe, il est possible que vous soyez obligé d'adopter une taille légèrement déviante par rapport à la taille "officielle" des pixels de votre caméra. Ce sont les écarts de fabrications des spectrographes qui en sont à l'origine, mais aussi l'épaisseur de la bague de fixation de la caméra. Dans l'exemple, j'utilise une caméra Atik460EX dont les pixels font 9,08 microns en binning 2x2 (2 x 4,58 microns). J'entre en fait ici une valeur différente : 9.00 microns.

Voici une formule qui permet de trouver la taille p du pixel à fournir à ISIS :

p = 3123 / dx

avec dx , la distance en pixels entre les raie Hlalpha et les raie Hbeta suivant l'axe horizontal mesuré dans un image brute. Essayez de trouver cette distance au pixel près (l'usage du pointeur de souris suffit). Dans l'exemple, la raie de l'hydrogène se trouve à la coordonnée x = 882, alors que la raie Hbeta se trouve à la coordonnée x = 535. Donc dx = 882 - 534 = 347, et donc la taille pixel à adopter est p = 3123 / 347 = 9,00 pixels. Astuce : pour maximiser la précision, faire le calcul à partir d'une image acquise en binning 1x1, quitte à multiplier ensuite la valeur trouvée par 2 si vous travaillez en binning 2x2. Je montre plus loin une méthode expérimentale itérative utile pour confirmer la valeur trouvée avec la formule. Pour le moment, vous pouvez adopter le résultat donné par cette relation sans soucis.

Bien remplir les champ Offset, Dark, Flat (il est vraiment recommandé de faire un flat-field dès lors qu'on exploite un spectrographe basse-résolution spectrale - puisque vous n'avez pas le module d'étalonnage Alpy 600, utilisés une lampe halogène externe qui éclaire l'entrée du télecope au travars d'un diffuseur). Le fichier de réponse instrument n'est pas indispensable à ce stade, vous pouvez laisser le champ vierge, mis sachez que l'usage de cette réponse peut améliorer un tout petit peu la précision.

Faire "Suivant". Vous vous retrouvez dans l'onglet "Etalonnage" :

Dans cet onglet, fournissez la coordonnée X de la raie Halpha (lambda = 6562.81 A). Au besoin, ajustez la zone de binning en utilisant l'Assistant correspondant :

A ce point, vérifiez que la coordonnée Y de la trace du spectre est correctement trouvée (ici Y = 633 environ) : la zone de binning doit être centrée sur la trace du spectre.

Faire "Suivant".

Lancez le traitement en cliquant sur "Go" :

Bien repérer la valeur des coefficients du polynôme de l'équation de dispersion (ici ISIS ajuste ici un polynôme de degré 4). Surtout, regardez la valeur de l'erreur RMS d'ajustement en angstroms. C'est la mesure de l'erreur d'étalonnage caractéristique. Ici elle est de 0.98 A, ce qui est tout satisfaisant compte tenu de la méthode. C'est lorsque cette valeur est supérieure à 2 ou 3 A qu'il faut s'inquiéter - voir plus loin...

Vous pouvez afficher le profil (bouton "Voir le profil") :

Le spectre est étalonné, le traitement est achevé.

Par curiosité, cliquez sur bouton "Dispersion". C'est à cet endroit que ISIS sauvegarde les coefficients d'étalonnage après évaluation. C'est ici que ISIS va systématiquement rechercher les coefficients pour les traitements ultérieurs (vous pouvez sauvegarder ces coefficients, les recharger, les modifier à la main...) :

A partir de la version 5.4.0, ISIS dispose d'un outil qui permet de vérifier que la valeur du d'échelle "taille pixel" est correcte. Après avoir fait "Go", regardez dans la liste déroulante des opérations effectuées :

Les zones de recherche des raies sont les endroit du spectre brut de référence où ISIS tente de détecteur automatiquement la position des raie de Balmer. Par exemple, la première raie, de longueur d'onde 3835,4 A, est recherchée dans une plage centrée autour du pixel de coordonnée X = 675 dans votre spectre de référence. En fait, lors d'une première recherche rapide, ISIS localise la raie à la coordonnée X = 677 (la valeur retournée). Cette valeur est correctement incluse dans la plage de recherche, avec une limite 9 pixels à gauche de la position trouvée et 5 pixels à droite de la position trouvée. Dans un second temps, ISIS calcule une valeur plus précise de la position de la raie, à une fraction de pixel près. par exemple ici le résultat est X = 677,226 (l'ajustement ce fait ici dans une zone de +/-8 pixels - la valeur peu changer en fonction de la taille des pixels de votre caméra).

Si vous vous trompez sur le facteur d'échelle (ou sur la coordonnée de la raie Halpha) IRIS défini des zones erronées et ne peut trouver les raies de Balmer. Le résultat est une erreur d'étalonnage spectral (avec une valeur RMS très élevée). Ici en entrant du taille de pixel de 9,2 microns par exemple :

On trouve quelque chose comme :

Le fait trouver des limites de zones égales à 0 est le signe caractéristique d'un mauvais facteur d'échelle. Ajustez au besoin la valeur de ce dernier pour que les limites en + et en - par rapport au centre de raie trouvée soit approximativement équilibré (la perfection n'est pas nécessaire) et ce pour toutes les raies de référence.

Si vous voulez comprendre comment ISIS procède pour trouver précisément la position des raies de Balmer, visualisez le fichier "@@@.dat"  après le traitement (depuis l'onglet "Configuration" demandez à ISIS de ne pas effacer les fichiers intermédaires) :

Ce fichier @@@.dat est une transformation de votre spectre d'étalonnage de référence, calculée par ISIS pour notamment elliminer une large part de la variation spectrale du continuum, succeptible d'affecter la précision.

Comment exploiter le résultat d'étalonnage qui vient d'être trouvé pour traiter d'autres étoiles ?

On peut dégager deux procédures. Pour les illustrer je vais prendre l'exemple du traitement d'une séquence de l'étoile Vega (vega-1, ...., vega-22) en exploitant les coefficients qui viennent d'êtres calulés.

Technique  1

Voici la l'allure de la première image de la séquence à traiter (notez au passage le temps de pose très bref) :

Voici comment régler l'onglet "Général" :

On a bien sur modifié le nom générique de l'objet traité. En revanche, on se sert toujours de la même image de référence pour étalonner les spectres. Donc rien ne change quasiment.

Vous pouvez aller directement sur l'onglet "Go", puis faire "Go". ISIS recalcule la loi d'étalonnage avec HD198183c_slit-1. Ce sont donc toujours les mêmes coefficients pour l'équation d'étalonnage qui sont trouvés. Le calcul est rapide, vous ne le voyez même pas. Le spectre de Vega est traité.
 

Technique 2

On utilise la loi d'étalonnage en l'état sans jamais la recalculer. Elle devient une constante de l'instrument. Voici comment configurer l'onglet "Général" pour qu'il en soit ainsi :

On sélectionne d'abord l'option "Loi de dispersion calculée". On peut effacer le contenu du champ "Etalonnage" (mais ce n'est pas obligatoire). Il est inutile de donner le nom d'une image de référence d'étalonnage puisque les coefficient ne sont pas recalculés.

Faire "Suivant" :

Mettre à zéro les champs indiqués. C'est une astuce pour dire à ISIS de ne pas calculer un nouveau polynôme d'étalonnage. Aller dans "Go", et c'est fini, le spectre de Vega est traité. Vous pouvez enchainer ainsi le traitement des spectre de tous les objets de la nuit à grande vitesse.
 

METHODE 2 : vous disposez du module d'étalonnage Alpy 600. Vous allez utiliser la lampe ArNe seule pour étalonner

Dans l'onglet "Configuration", choisir le modèle :

Dans l'onglet "Général" :

Notez que l'on fourni le nom d'une image d'étalonnage standard à présent, avec un spectre de raies en émission. C'est une image spectrale de la lampe ArNe du module Alpy 600 (il faut quelle soit bien exposée, disons 30 à 60 secondes typiquement).

TRES IMPORTANT : bien sélectionner le mode d'étalonnage "ALPY 600 (module de calibration)" de l'onglet "Configuration".

Depuis l'onglet "Etalonnage", à présent :

Estimez la coordonnée X de la raie Ne de longueur d'onde 5852 A (en vous aidant du pointueur de souris et l'image ci-dessus pour identifier sans erreur la bonne raie). On trouve ici X = 736. Vous avez une tolérance de +/-5 pixels sur cette valeur. Remplissez le champ indiqué.

Lancez le traitement depuis l'onglet "Go"...  et c'est déjà fini !

Voici le résidu d'étalonnage trouvé par cette méthode (donc, en utilisant uniquement la lampe ArNe) :

Le résidu est vraiment très faible, de l'ordre de 0,1 A (!). Sachant que l'échantillonnage moyen est ici d'environ 4,8 A par pixel, cela signifie que l'on est potentiellement capable d'étalonner à mieux que 0,02 pixel près (c'est une erreur en vitesse radiale de 5 km/s seulement). Notez que ISIS utilise une série de 13 raies pour effectuer l'étalonnage (le résidu dlambda est donné pour chaque raie en angstroms, il aide à diagnostiquer une éventuelle anomalie).

La comparaison entre le spectre observé de HD198183 (en bleu) et le spectre de référence extrait de la base MILES pour cette même étoile (en rouge) est instructif :

Noter que le spectre MILES a été lissé avec l'outil "Filtre" pour le ramener à la résolution du spectrographe Alpy 600. L'accord est vraiment très bon sur la grande majorité du domaine spectral. Mais à y regarder de plus près, les choses divergent dans l'ultraviolet :

Pour une longueur d'onde plus courte que 3900 A, l'étalonnage devient moins précis. La raison vient de ce que la raie la plus bleue utilisable dans la lampe ArNe est  située à 3946 A. Pour des longueurs d'onde plus courtes, ISIS extrapole donc le polynôme, ce qui n'est jamais excellent. La lampe ArNe (modèle RELCO) n'est pas encore assez puissante pour étalonner l'ensemble du spectres acqis (il faut dire que Alpy 600 pousse loin la performance dans l'ultraviolet).

ATTENTION : c'est dans ce mode que le facteur d'échelle "pixel" doit être le mieux ajusté. Dans l'exemple, avec une valeur 8.92 microns ou supérieure à 9.08 microns (valeur physique du détecteur), l'algorithme diverge. Voici par exemple le résultat de l'étalonnage si j'utilise une taille de pixel de 9.08 microns :

Modifiez la valeur, faire Go et jugez le résultat. C'est rapide avec l'habitude et de toute manière, c'est à faire une seule fois, à la réception du spectrographe et après montage de votre caméra.
 

METHODE 3  méthode mixte : étoile + lampe ArNe

Une étoile de type A ou B est utilisée pour étalonner partie le bleue et l'ultraviolette du spectre. La lampe ArNe est utilisée pour étalonner la partie rouge. Le deux méthodes se marient.

D'abord, depuis l'onglet "Configuration", choisir l'option :

Voici comment configurer l'onglet "Général" :

Il n'y a pas de difficultés particulières : on donne le nom de l'image d'étalonnage (le spectre observé de la lampe ArNe). On choisi le mode "dispersion calculée". C'est ici la spécificité de ce mode calibration. Nous allons calculer la loi d'étalonnage avec un assistant spécifique.

Faire "Suivant".

Cliquez ensuite sur le bouton "Assistant étalonnage". Dans la boite de dialogue qui s'ouvre, je recommande d'abord de calculer une image moyenne des 22 images brutes du spectre de l'étoile HD198183 (même si vous n'avez que deux ou trois spectres brut, faire une moyenne) :

Rapportez le nom de cette image moyenne dans le champ "Image du spectre de l'étoile d'étalonnage" :

Indiquez ensuite les coordonnées X et Y de la raie Halpha. Astuce : vous pouvez double cliquer dans l'image au niveau de la raie Halpha, et les champs se remplissent automatiquement :

Cliquez maintenant sur le bouton "Go" de la boite assistant. ISIS calcule alors le polynôme d'étalonnage (à l'ordre 4) :

Le résidu n'est que de 0.28 A. C'est un très bon résultat. Vous allez souvent trouver un RMS de 0.5 à 0.7 A. Pas d'affolement, c'est déjà un bonne évaluation. Tout dépend de la qualité en rapport signal sur bruit du spectre de l'étoile observée, du contraste des raies de Balmer, de leur finesse.

On a sélectionné l'option "Etalonnage UV" et donc ISIS utilise ici des raies très bleues de la série de Balmer pour étalonner la partie ultraviolette du spectre :

Fermez la fenêtre d'assistant d'étalonnage.

Noter que l'assistant évalue tout seul l'angle de tilt du spectre et trouve pour vous automatiquement la coordonnée X de la raie néon à 5852 A. Vous n'avez même pas à renseigner ces champs :

Allez dans l'onglet "Go", puis "Go". Voici le résultat dans le bleu :

Le spectre est très correctement étalonné jusqu'à 3730 A, ce qui est très puissant. Ce résultat a un prix : comprendre le fonctionnement intime de ISIS, expérimenter et acquérir de bonnes images de référence (l'outil ne fonctionnera que si vous avez une bonne matière, une très bonne matière !!!). Les qualités remarquables de Alpy 600 dans l'UV (surtout si vous utilisez un télescope acrhromatique, sans réducteur de focale).

Conmme toujours, vous pouvez retrouver les coefficients d'étalonnage dans cette boite de dialogue... c'est votre trésor :

A ce stade, si je veux traiter le spectre d'une nouvelle étoile, rien de plus simple. Normalement vous avez à la fin ou au début de l'observation de cet objet acquis une image spectrale de la lampe d'étalonnage ArNe. Dans ce cas, dans le champ "Etalonnage" de l'onglet "Général", inscrivez de nom de l'image brute correspondante. Vérifiez à la limite en passant par l'onglet "Etalonnage" que la coordonnée Y de la trace du spectre est correcte (astuce : en réalité, dès que vous ouvez cet onglet, la coordonnée Y est automatiquement actualisé si la case à cocher "Auto" est activée). Puis lancez le traitement directement depuis l'onglet "Go". Tout est automatique. S'il n'y a pas d'image d'étalonnage associée à l'objet traité, indiquez le nom de l'image d'étalonnage acquise la plus proche dans le temps et la plus proche angulairement dans le ciel.

Retour