3.5. Transmission et refraction atmosphérique

L'onglet "Atmosphère" propose un outil permettant de calculer la transmission spectrale de l'atmosphère. Le modèle de calcul est expliqué ici :

http://astrosurf.com/aras/extinction/calcul.htm

Voici un exemple d'utilisation :

Le calcul est réalisé dans le contexte d'une atmophère dite "standard" (pression, humidité, température). Les paramètres d'entrée sont la hauteur angulaire au dessus de l'horizon (en degrés) pour lequel le calcul est réalisé, l'atlitude de l'observatoire (en mètres) et un coefficient lié au contenu en aérosol de l'atmosphère (AOD = Aerosol Optical Depth).

L'extinction k atmosphérique à la longueur d'onde l causée par les aérosols (atténuation en magnitude par masse d'air) est donnée par l'équation :

Le paramètre a est fixé à -1,3 dans le modèle ISIS. La valeur du paramètre AOD est typquement comprise entre 0,02 et 0,20 suivant la densité colonne et la distribution en taille des aérosols. Pour une évaluation approximative on peut se baser sur la table rappelé encouleur vert en la section "Transmission" de l'onglet "Atmosphère". On retiendra par exemple que le AOD moyen en France est de 0,13 alors qu'au sommet du Paranal, qui héberge le VLT, la valeur caractéristique est un AOD de 0,04.

La valeur du AOD peut être aussi estimée par approche sucessives en observant une étoile proche du zénith et une étoile proche de l'horizon de manière à ce que la transmission atmosphérique calculée traduise au mieux l'allure spectrale du continuum stellaire observé (voir plus loin).

Dans l'exemple ci-dessus, le profil spectral de l'atmosphère trouvé est sauvegardé dans le fichier ATMO.DAT (vous pouvez choisir un autre nom). La transmission est évaluée entre les longueurs d'onde de 4000 et 10000 A avec un pas de 0,5 A.

La transmission est calculé pour une hauteur au dessus de l'horizon de 30°.

L'altitude de l'observatoire est de 200 mètres.

Enfin, le coefficient AOD correspond à un ciel d'été typique aux latitudes tempérées.

Notre transmission atmosphérique ainsi évaluée peut aisément être visualisé depuis l'onglet "Profil" :

La valeur "Intensité" est ici le coefficient de transmission absolu de l'atmosphère.

L'outil délivre par ailleurs la transmission associée à la présence de l'ozone, à la diffusion de Rayleigh et à la présence des aérosols (poussières). Dans notre exemple, les transmissions correspondantes sont sauvegardée les fichiers atmo_ozone.dat, atmo_rayleigh.dat, et atmo_aerosol.dat. La transmission totale effective (atmo.dat) est le produit de ces trois transmissions élémentaires.

On montrera au paragraphe l'application pratique du calcul de la transmission atmopshérique afin d'améliorer la qualité spectrophométrique des données acquises.

Soilignons que depuis l'onglet "Atmposhère" vous avez la possibilité de d'estimer la réfraction atmosphérique et l'indice de réfraction précis de l'air. Cette fonction est surtout utile pour trouver la taille du petit spectre d'une étoile causé par réfractée de l'atmosphère terrestre. Pour obtenir une bonne qualité radiométrique dans les spectres il est en effet nécessaire que la dispersion spectrale atmosphérique soit faible par rapport à la largeur de la fente (2 ou 3 plus petite au moins).

Par exemple :

La dispersion atmosphérique est calculée entre 4000 A et 7000 A pour un objet situé 20° au-dessus de l'horizon. Il est nécessaire de fournir la température ambiante, la pression et le taux d'humidité pour trouver précisément l'indice de réfraction de l'air. On doit aussi donner la focale du télescope et la largeur de la fente.

Voici le résultat :

On apprend que l'étalement spectral provoqué par la dispersion atmosphérique (2,0 seconde d'arc) est presque aussi long que la largeur de la fente, ce qui n'est pas excellent. L'erreur radiométrique sera importante entre les différentes parties du spectre car les radiations correspondantes sont bloquées de manière plus ou moins forte suivant le centrage de l'étoile sur la fente. On réduit l'importance du problèle en orientant l'axe long de la fente perpendiculairement à la ligne d'horizon - on rappelle que l'atmosphère produit en effet un petit spectre vertical par rapport à cet horizon. Mais ce n'est pas toujours faisable en pratique.

3.6. Méthode d'exploitation de la transmission atmosphérique

3.6.1. Non prise en compte de la transmission de l'atmosphère

C'est la méthode que l'on qualifiera de standard.

La réponse spectrale de l'instrument est trouvée simplement en divisant le profil observé d'une étoile avec le profil théorique de cette étoile.

Par exemple, voici l'onglet de traitement du spectre de l'étoile HD103287 (gamma UMa), acquis avec un spectrographe LISA. On va se servir du spectre de cette étoile, de type A0V, pour trouver la réponse de l'instrument. Voici comment est rempli l'onglet pour trouver cette caractéristique instrumentale :

On note que l'on ne renseigne pas la zone de texte "Réponse instrument", car c'est justement la paramètre que l'on souhaite évaluer. A ce stade cette réponse est inconnue. Notez encore que nous avons décoché l'option "Atmosphère auto". Nous ne faisons aussi aucune référence à un fichier de transmission atmosphérique.

Voici le résultat du traitement (spectre LISA, lampe tungstène interne) :

Après division par le spectre théorique (hors atmosphère) de cette étoile (nous verrons plus loin comment l'obtenir), puis lissage, nous trouvons la réponse instrumentale :

Nous nommons le fichier de réponse instrumentale "reponse_hd103287.dat". C'est une convention, vous pouvez en choisir une autre (elle signifie ici que la réponse de l'instrument a été calculée à partir du spectre de l'étoile HD103287).

A ce stade, il est important de souligner que la réponse instrumentale calculée traduit les caractéristiques proprement dites de l'instrument proprement (transmission optique spectrale, rendement du réseau, rendement spectral du détecteur, ...), mais aussi la transmission atmosphérique au moment de l'observation de l'étoile.

Autrement dit, si la réponse est calculée avec une étoile plus basse sur l'horizon, le résultat sera plus ou moins différent, puisque la transmission de l'atmosphère change avec la hauteur angulaire de visée. La réponse instrumentale telle qu’évaluée avec la méthode simplifiée peut aussi varier dans le temps puisque la transmission de l'atmosphère est susceptible de changer d'une nuit à l'autre (voir même à l'intérieur d'une même nuit). Cette non-indépendance de la réponse instrumentale intrinsèque et des caractéristiques de l'atmosphère est le principal inconvénient de la méthode. Les conséquences seront assez peu critiques si on observe les étoiles hautes dans le ciel. La situation se complique pour des élévations inférieures à 45° si l'astre utilisé pour trouver la réponse est bien éloigné en hauteur angulaire de l'astre étudié.

Finissons le traitement de l'étoile HD103287 en utilisant le fichier de réponse trouvé (avec l'étoile du même nom). Pour cette deuxième passe de calcul, il suffit d'ajouter la référence au fichier de réponse dans l'onglet "Traitement" :

Par définition, le calcul est rigoureux. Voici le profil spectral trouvé de HD103287, tracé en noir, comparé à un profil attendu de cette étoile, tracé en rouge (base stellaire NOAO - voir plus loin) :

L'accord est quasi parfait. Noter que l'étoile se situait à une hauteur angulaire de près de 80°, soit proche du zénith.

A présent utilisons le fichier de réponse "instrument" (reponse_hd103287.dat) pour traiter le spectre de l'étoile HD92845, située seulement 13,8° au dessus de l"horizon au moment de l'observation. Voici l'onglet de calcul :

Seul a changé le nom de l'étoile, la durée du dark (180 secondes ici, correspondant à la durée élémentaire du temps de pose), le nombre d'images élémentaires (ici 8) et enfin, le nom du fichier image du néon associé (ici hd92845_neon-1.fit). Si on compare avec le spectre attendu de cette étoile (de type A0V), le résultat est catastrophique :

L'explication est simple. L'atmosphère attenue considérablement le rayonnement bleu par rapport au rayonnement rouge. Ceci cause une très forte distorsion dans le continuum de l'étoile. Puisque la valeur de la transmission différentielle de l'atmosphère en fonction de la hauteur angulaire n'est pas prise en compte, la manière dont elle colore la lumière des astres est confondue avec l'information astrophysique. Dans notre exemple un peu extrême, ce n'est pas admissible.

3.6.2. Prise en compte de la transmission atmosphérique

Les calculs sont fort simialires, à une nuance près au moment de trouver la réponse instrumentale :

Nous avons coché l'option "Atmosphère auto" et nous avons donné une valeur au paramètre AOD. La valeur de 0,18 correspond à une atmosphère assez brumeuse, caractéristique au moment de l'observation. Avec un peu d'habitude, on évalue à l'oeil assez précisément ce coefficient. Il peut aussi être ajusté sur les données d'observation comme nous allons le voir.

Comme il s'agit de trouver la réponse instrumentale, le champ "Réponse instrumentale" n'est pas rempli.

Pensez aussi à renseigner les coordonnées géographiques de votre observatoire depuis l'onglet "Configuration" :

ISIS va trouver de lui-même la courbe de transmission spectrale. Cela allège considérablement le travail de l'opérateur. Au préalable, le logiciel calcule la hauteur de l'astre au-dessus de l'horizon. Il a besoin pour cela des coordonnées équatoriales de l'astre. Via Internet, ISIS interroge automatiquement la base SIMBAD du Centre de Données Astronomique de Strasbourg. Pour que la procédure fonctionne, outre la nécessité de disposer d'une liaison Internet, vous devez fournir un nom d'objet valide, pouvant être résolu par SIMBAD. Dans notre cas HD103287 est parfait. Par contre H103287 ou 103287 conduits à un échec. D'une manière générale pour vos références aux objets, évitez d'utiliser les noms usuels d'étoiles (genre Polaris, Regulus, ...). Faites aussi attention aux noms composés, genre gam Uma, sources de problèmes. Une très bonne discipline, bien plus scientifique, consiste à utiliser les numéros HD, HR, SAO, ... La rigueur est de mise.

ISIS divise cette fois automatiquement le profil de l'étoile par la courbe de transmission atmosphérique. De cette manière, la réponse instrumentale que vous allez calculer sera indépendante de ladite transmission atmosphérique. Elle ne dépend vraiment que de l'instrument. Cette réponse est plus universelle, car vous allez pouvoir l'exploiter sans soucis sur tous les astres, à partir du moment où vous demandez à ISIS de calculer la transmission atmosphérique pour l'astre en question. Voici par exemple comment in traite maintenant le spectre de HD92845 :

Et voici le résultat :

Le profil spectral observé et celui attendu sont bien plus proches que précédemment. Le résultat à une valeur scientifique supérieure.

Noter que si l'accord n'est pas bon, c''est que la valeur du AOD est probablement mal ajustée. Suivant que la transmission calculée sur corrige ou sous corrige, vous pouvez être amené à la retoucher à la main le AOD pour faire coller le modèle sur une étoile choisie relativement basse sur l'horizon (l'opération peut être expéditive si on sélectionne une étoile relativement brillante, voir une liste de cible plus loin, prise dans la base de données spectrale intégrée dans ISIS).

A titre indicatif, voici l'aspect du profil spectral suivant la stratégie de traitement choisie pour 3 astres localisés à des hauteurs angulaires différentes (observés la même nuit) :

ISIS offre une possibilité de prise en compte semi-automatique de la transmission atmosphérique. Vous devez calculer alors vous-même la transmission atmosphérique pour la hauteur de l'astre. Nous avons déjà vu comment faire via l'onglet "Atmosphère". Pour trouver la hauteur de l'astre, vous pouvez utiliser l'outil "Calcul de la vitesse héliocentrique" qui se trouve dans l'onglet "Outils 5". Par exemple (notez que vous pouvez entrer les coordonnées équatoriales à la main, ou les trouver via SIMBAD et le nom de l'objet) :

Lors du traitement du spectre, il faut par exemple faire :

Noter pour finir que la prise en compte de la transmission atmopshérique est d'autant plus critique que le domaine spectral observé est large. A l'exclusion des raies telluriques, le profil spectral d'un spectre acquis avec un spectrographe Lhires III 2400 traits/mm sera peu affecté par les problèmes de transmission atmosphérique. A la limite, vous pouvez même ignorer cet aspect du traitement. A l'inverse, l'exploitation des spectres LISA demande d'être vigilant sur ce point.

3.7. Base de données spectrale

ISIS est associé à une petite base de données spectrale utile pour vérifier la qualité des spectres acquis, pour trouver la réponse spectrale et contrôler l'étalonnage en longueur d'onde. Pour une partie d'entre elles, cette collection de spectres est disponible directement sans ajouter de fichiers auxiliaires. C'est la base de spectres Pickles. Il s'agit de données synthétiques couvrant en basse résolution un large domaine de types spectraux.

Vous pouvez aussi télécharger une base de fichiers à décompresser dans le répertoire de votre choix. Vous pouvez télécharger cette base ici (7.8 Mo). Supposons que le chemin d'accès soit c:\rlhires_base. Depuis l'onglet "Configuration" faire alors :

Pour accéder à la base de données, cliquer sur le bouton "Database" de l'onglet "Profil". Choisissez une étoille où un type de profil, puis cliquez sur "Afficher" :

Les étoiles sont le plus souvent de type A ou B. La base est pensée en particulier pour aider à étalonner le continuum (voir le paragraphe précédent consacré à la transmission atmosphérique).

Vous avez aussi à votre disposition un aide-mémoire des raies utiles dans le spectre du néon, de l'argon et dans une étoile de type A0V. Vous pouvez afficher à tout moment le contenu de cette aide :

<PRECEDENT>                                                   <DEBUT>