ISIS
Version
5
Guide
pour traiter les spectres Alpy 600
1. Propos
Ce guide concerne l'extraction des profils spectraux acquis avec le spectrographe Alpy 600.
Important : la procédure de traitement est fort voisine de celle utilisée pour les données LISA (voir ici l'aide LISA). Je ne décris ici que les principales différences.
En support à ce guide, nous allons traiter 8 images spectrales de l'étoile HD192640 (type A2V, elle fait partie de la base de données MILES incluse dans ISIS). Le télescope est un Newton de 200 mm f/4 (Takahashi CN212). La caméra d'acquisition est un modèle Atik460EX utilisé à sa pleine résolution spatiale (binning 1x1, pixels de 4,54 microns).
Les données sont placées dans le répertoire "c:\alpy_tuto" (c'est un exemple). Voici le contenu du dossier de travail :
L'image "hd192640_calib-1.fit" est une pose unique de 60 secondes sur la lampe Ar-Ne du module d'étalonnage optionnel du système Alpy 600. Je montre plus loin (section 4) comment il est possible malgré tout, d'étalonner Alpy 600 sans ce module.
Noter la présence de l'image "flat.fit". C'est une image flat-field déjà acquise avec le module d'étalonnage Alpy 600 (lampe blanche) ou en utilisant une lampe halogène à l'avant du télescope + un diffseur, comme le montre la photographie suivante (l'image maitre flat.fit est une moyenne de 25 clichés élémentaires posés chacun 3 secondes dans le cas présent, l'idée est d'obtenir un flat-field avec un très haut rapport signal sur bruit) :
Voici le contenu du sous dossier "calib" :
Le fichier "come.lst" est le fichier cosmétique qui localise la position des points chauds. Le fichier "dark300_15.fit" est une carte du signal d'obscurité (moyenne de 18 poses de 300 secondes exposées dans l'obscurité). La température du CCD est de -15°C. La fichier "offset_15.fit" est l'image d'offset (ou bias) prise dans des conditions identiques (ici une moyenne de 26 clichés élémentaires, toujours pour réduire le bruit dans ces images de référence). Utiliser les outils de l'onglet "Maitres" pour produire ces images de références.
Ajustez à présent les paramètres généraux de ISIS depuis l'onglet "Configuration" :
2. Calcul de l'équation d'étalonnage spectral et de la réponse instrumentale
Dans la copie d'écran suivante on voit l'aspect type du spectre d'une étoile chaude (A2V) pris avec Alpy 600. Noter la largeur et le fort contraste des raies de Balmer :
C'est la première image de la séquence que l'on souhaite traiter. Rappelez vous que je travaille ici en binning 1x1, d'où un spectre d'aspect très long. L'idée est de bien échantillonner le FWHM et limiter les bruits de pixelisation et de traitement numérique.
L'aspect de l'onglet "Général" pour le calcul de l'étalonnage spectral et de la réponse instrumentale :
Comme à l'accoutumé, entrer le nom de l'objet, ici "HD192640", puis "Suivant".
Voici le contenu de l'onglet "Etalonnage" :
Il est recommandé ici de choisir une assez large zone de binning. Le rapport signal sur bruit sera bon dans tous les cas, et on évite de perdre du signal en dehors de la zone de binning si l'image est affectée d'un fort chromatisme :
A cause de la présence de distorsions optiques produites par le grism du spectrographe Alpy 600, les raies spectrales ont un aspect incurvé. C'est l'effet "smile" (ou "sourire" en Français). Le smile est caractérisé par deux paramètres : la coordonnée Y (verticale) du centre de courbure et le rayon de courbure en pixels. Affichez le spectre de la lampe d'étalonnage. Sélectionner une raie intense (mais non saturée) et avec la souris, faire un rectangle qui l'englobe sur une bonne hauteur. Cliquer sur le bouton "Smile". ISIS calcule alors automatiquement les deux paramètres :
Maintenant, il faut évaluer la loi de dispersion spectrale :
Les opérations à faire depuis l'assistant : (1) calculer une image moyenne de la séquence, (2) double cliquer dans l'image à la position de la raie Halpha, les champs X,Y pour Halpha de la boite de dialogue sont complétés automatiquement, (3) click sur le bouton "Go". L'équation de dispersion est calculée (polynôme de degrés 4) et ISIS retourne l'erreur RMS, ici 0,3 A. Tout est bon, cliquez sur le bouton "Fermer" (avec Alpy 600 l'erreur maximale acceptable est de 0,8 à 1 A).
ISIS calcule aussi automatiquement l'angle de tilt de l'axe de dispersion du spectre (ici +0,1°), et la coordonnée horizontale de la raies néon à 5852,5 A (ici X = 1465 pixels) :
Note : pour densifier le nombre de raies spectrales utilisées pour l'étalonnage en longueur d'onde, et ainsi accroitre la précision, ISIS utilise des raies stellaires en absorption pour la partie bleu du spectre et des raies d'émission de la lampe spectrale pour la partie rouge. C'est le principe algorithmique de cet assistant.
Vous pouvez trouver ici un résumé des méthodes pour étalonner spectralement le spectrographe Alpy 600, de la plus simple à la plus sophistiquée. Cette page peu aide d'une grande aide dans de nombreuses circonstances.
A présent nous allons calculer la réponse instrumentale :
Sélectionner l'étoile HD192640 dans la librairie MILES. Choisir un coefficient de lissage, puis cliquer sur "Go". Plusieurs cycles essais/erreurs peuvent être nécessaires pour trouver le bon coefficient de lissage (voir ici). Effacer les résidus de raies specrales au besoin interactivement (voir le guide LISA). Le nom du fichier de réponse spectrale ainsi calculé est automatiquement rapporté dans le champ correspondant de l'onglet "Général" (ici "reponse_hd192640", mais vous pouvez changer ce nom si vous préférez) :
Le profil de la réponse spectrale instrumentale (RI) ainsi calculée pour le spectrographe Alpy 600 :
Voir
ici une large discussion sur les diverses méthodes pour trouver
la réponse instrumentale (nous n'avons pas ici calculé la vrai réponse
propre de l'instrument, car la transmission de l'atmosphérique ce
mèle au résultat...). C'est une pseudo réponse instrumentale.
3. Le calcul du spectre de l'objet
Nous pouvons à présent calculer le spectre de l'étoile. Aller sur l'onglet "Go" et cliquer sur le bouton "Go". C'est tout :
Affichez le profil spectral de HD192640 :
Pour traiter le spectre d'un nouvelle
étoile, vous pouvez ignorer la phase d'étalonnage si vous considerez
que les flexions mécaniques subit par le spectrographe sont minimes
(c'est une qualité de Alpy 600) et que les objets sont situés approximativement
dans la même région du ciel (même masse d'air). Entrez alors les
paramètres minimum (le nom de l'étoile à traiter, nombre d'images,
...) dans l'onglet "Général", puis "Go" directement
:
3. Je ne possède pas le module d'étalonnage Alpy 600 !
Il est facile d'étalonner spectralement avec une précision raisonnable les données sans disposer du module d'étalonnage optionnel Aply 600. L'idée est d'exploiter les raies de Balmer bien visibles dans le spectre des étoiles de type A.
En premier, dans l'onglet "Configuration", choisir un spectrographe "Alpy 600 (sans module d'étalonnage)" :
Identifier la raie Halpha dans le spectre de référence, de l'étoile de type A (observez si possible une étoile brillante, mais pas trop, typiquement de magnitude comprise entre 3 et 7). Noter la coordonnée X de Halpha (ici X = 1756, mais pas d'inquiétude, vous avez une tolérance de +/- 5 pixels typiquemet) :
Depuis l'onglet "Général", dans la section "Etalonnage spectral", sélectionnez le mode Prédéfini, puis l'option "Alpy 600 (raies de Balmer)" :
Dans le champ "Etalonnage", fournissez le nom d'une image brute d'une étoile de type A. Dans l'exemple, j'utilise la première image de la séquence à traiter car HD192640 est de type A2V, ce qui est commode. Mais ce n'est pas obligatoire, vous pouvez utiliser une tout autre étoile comme référence (mais si possible située proche sur la voute céleste de la cible traitée).
Vous pouvez aussi moyenner plusieurs images élémentaires pour construire l'image de référence d'étalonnage, ce qui améliore la précision. Par exemple :
Il est facile de moyenner plusieurs images d'une séquence avec ISIS. Par exemple, depuis l'onglet "Maitres" :
Dans l'onglet "Etalonnage", entrer la coordonnée X de la raie Halpha :
Note 1 : le spectrographe Alpy est mécaniquement très stable par conception. La coordonnée X de la raie Halpha est donc une quasi constante de votre instrument à la précision requise ici.
Note 2: si vous n'utilisez pas le module d'étalonnage Aply 600 vous n'avez pas une solution immédiate pour calculer les paramètres de smile. Il est recommandé de viser une source contenant des raies en émission, comme une lampe basse consommation (raies fines du mercure), une lampe néon,... que vous placez à l'entrée du télescope. Vous pouvez aussi utiliser des raies de la pollution urbaine éventuellement présentes dans vos spectres stellaire.
Dans l'exemple ci-après, j'utilise une pose unique de 600 secondes de l'étoile symbiotique YY Her, dans laquelle les raies du sodium de la pollution lumineuse peuvent servir à calculer le smile (pour un résultat meilleur, moyenner plusieurs images de ce type) :
Note 2 : si la caméra est correctement attachée au spectrographe, les paramètres de smiles sont des quasi constantes de l'instrument.
Voici le résultat du calcul de la loi de dispersion polynomiale à partir des raies stellaires :
Vérifier l'erreur résiduelle de la loi d'étalonnage, ici 0,37 A RMS (ou à 1 sigma), ce qui est très bon. ISIS calcule ici un polynôme de degré 3 avec un nombe limité de raies (les 6 premières raies de la série de Balmer + la raie tellurique O2 à 6872 A).
Ci-après, la comparaison du spectre extrait en utilisant la méthode mixte (étoile + lampe interne Alpy 600) et la méthode qui opère uniquement avec les raies de Balmer. Dans le cas présent, l'écart n'est vraiment significatif que dans le rouge profond et à la limite de l'ultraviolet enregistré.
Très bonnes observations avec le spectrographe Alpy 600 et ISIS !
