Votre première lumière avec le spectrographe LISA
en compagnie du logiciel ISIS


Vous venez de recevoir votre spectrographe LISA. Nous sommes en milieu de journée et vous souhaitez acquérir et traiter un premier spectre. Pas de problème !

Toutes les sources de lumière peuvent être observées avec LISA, et notamment la lumière du jour, qui nous dispense un généreux spectre d'étoile de type G2V (le Soleil !). Le mode opératoire va être simple : vous posez le spectrographe sur une table et vous faites un spectre (après avoir accrocher la caméra de votre choix). Essayez de profiter d'une journée un peu ensoleillé (cela arrive parfois !) car les temps de pose les temps de pose seront brefs.

Pas besoin de télescope. Surtout pas ! Retenez qu'il est inutile de monter le spectrographe LISA sur le télescope pour la prise en main et pour vous exercer au traitement des spectres  C'est même nuisible car de nuit  vous aurez trop de paramètres à régler simultanément. Or, une large part des connaissances peut être acquise de jour. En passant pas cette étape vous serez bien plus efficace lorsqu'il s'agira d'effectuer des observations nocturnes.

Bien sûr, juste après le déballage lisez bien la notice d'utilisation du spectrographe pour vous familiariser avec ces principales fonctions. Pour l'acquisition des spectres, utilisez votre logiciel favori. Pour ma part je travaille avec Audela, très efficace et qui gère très bien l'autoguidage avec de nombreux équipements (pas utile ici bien sûr). Un très bon investissement, d'autant plus que Audela est gratuit.

Pour le prétraitement des spectres, c'est-à-dire aboutir à un spectre étalonné si possible de bonne qualité, le choix va bien sur ce porter bien sur vers ISIS. C'est cette partie du travail qui va être décrite dans cette page. Installez la version 4.0 et au-dessus de ISIS.

Enfin, pour l'exploitation du spectre, c'est-à-dire effectuer une analyse scientifique ou une présentation  pédagogique, vous avez un large choix. Par exemple le logiciel VisualSpec de Valérie Desnoux, lui aussi gratuit, ou encore SpAudace.

La photographie ci-dessous présente la méthode pour acquérir le spectre solaire :
 

 

Eclairez l'entrée du spectrographe avec la lumière solaire ambiante. Ici j'ai mis un écran blanc incliné pour que la fente soit illuminée uniformément et aussi plus intensément qu'avec la lumière qui vient du plafond. Le temps de pose caractéristique est de quelques secondes seulement, voire moins s'il fait grand Soleil.

Il ne faut pas oublier d'acquérir dans la foulée les images d'étalonnage, et en particulier celles de la lampe néon interne. Cela ne prend que quelques secondes :


Acquisition du spectre du néon interne en bouchant l'entrée du spectrographe. Si la fente d'entrée fait 23 microns le temps de pose caractéristique est de 10 à 60 secondes. Avec la même configuration, mais en éteignant la lampe néon, vous aller aussi acquérir les images d'offset et du signal thermique d'obscurité (dites "dark").

Si vous voulez tester les notions décrites ici sans même disposer du spectrographe LISA, il est possible de télécharger depuis le lien ci-après un jeu d'images caractéristiques prisent dans les conditions que je décrits : Charger le package d'images test ici (9 Mo)

Décomprimez le fichier zip dans un dossier du disque dur (voir plus loin la notion de répertoire de travail dans ISIS).

Remarque : dans le package, la taille des images est limitée à la zone utile du spectre afin de réduire le volume de données à télécharger. Ce détourage (ou cropping en anglais)  a été effectué a posteriori des observations (via la commande crop disponible depuis la ligne de commande de ISIS - mais cela sort de notre propos). Au moment des observations, les images ont été acquises dans le plein format du détecteur. Pour une question de gestion des images (oubli de le zone de cropping utilisée, risques d'erreur de paramétrage, ...), je recommande d'acquérir les images en plein format, même si cela prend de la place sur les disques dur, c'est vrai..

Lancez le logiciel ISIS.

Depuis l'onglet "Configuration", désignez le chemin du répertoire de travail (ou dossier) où sont sauvegarder les images à traiter. Ici C:\LISA_SUN (c'est un exemple).

Ce répertoire doit déjà exister sur le disque dur.  Copiez vos images dans celui-ci (celles du pakage par exemple). Au passage, j'ai l'habitude de créer un répertoire par nuit d'observation. Je trouve cela simple et efficace pour l'archivage.

Depuis l'onglet "Affichage image" (voir la copie d'écran ci-après), chargez en mémoire de l'ordinateur et visualisez l'image du néon incluse dans la package (c'est le fichier NEON.FIT). Il s'agit d'une pose de 60 secondes (la fente fait 19 microns de large). La valeur du temps de pose est rappelée dans la partie inférieure de l'onglet. Remarquez que vous n'avez pas à entrer l'extension du fichier dans le champ Nom de l'image (vous écrivez neon, pas neon.fit - c'est ISIS qui va ajouter l'extension pour vous). Pour valider l'opération, cliquez sur le bouton Charger ou encore appuyez sur la touche <Entrée> du clavier lorsque vous éditez le texte du nom du fichier :

Localisez ensuite la raie du néon située à la longueur d'onde de 5944.83 Angstroms (voir la figure ci-avant - elle est facile à reconnaitre, à droite de la raie la plus intense du spectre de ce composé chimique). Positionnez approximativement le pointeur de souris sur cette raie en tachant d'être au centre du spectre suivant l'axe vertical (a peu près - ce n'est pas critique). Faites ensuite un double click avec le bouton gauche de la souris avec cette position du pointeur. Dans l'exemple, ISIS indique que le centre de la raie se situe aux coordonnées X = 833 et Y = 240.

Nota : si le spectre du néon n'apparait pas aussi clairement que dans la copie d'écran ci-dessus, ajustez les curseurs de visualisation situés en bas de l'onglet pour régler la luminosité et le contraste.

L'image du néon que vous manipulez est une image brute, c'est-à-dire quelle est telle qu'à la sortie du détecteur CCD. Bien que cela soit de faible importance ici, cette image contient non seulement l'empreinte spectrale du gaz  néon, mais aussi celle du signal thermique (ou signal d'obscurité) ainsi que celle du signal d'offset (ou biais, une sorte de constante ajoutée par l'électronique à l'intensité de tous les pixels). Pour exploitation optimale du spectre, les signaux thermique et d'offset doivent être retirés. Cette opération qui fait partie du prétraitement des spectres. Elle est automatique avec ISIS, mais encore faut-il donner à manger au logiciel des images de références du signal thermique et du signal d'offset pour qu'il puisse les retirer. On les appelle aussi des images maîtres. Elles sont présentent dans le package, nommées DARK60.FIT et OFFSET.FIT.

L'offset est une pose très brève en durée, faite en masquant l'entrée du spectrogrape. La signal d'obscurité est une image faite elle aussi dans l'obscurité, mais en posant 60 secondes (dans l'exemple) Cette dernière est une carte du signal thermique produit par chaque pixels du détecteur.

Si vous ne savez pas comment construire les images maîtres, cliquez ici.

Nota : le temps de pose de l'image d'obscurité (signal thermique) coincïde avec le temps de pose de l'image NEON.FIT que l'on veut traiter. Ce n'est pas obligatoire. Par exemple, le temps de pose choisi pour l'image d'obscurité peut très bien être de 120 secondes (dans cette situation l'image s'appellera surement DARK120 pour être logique). ISIS utilise la valeur du temps de pose lu dans l'entête des fichiers FITS pour harmoniser les images qui sont utilisées dans le traitement.

Ouvrir l'onglet "Général" et entrez dans les champs correspondant, le nom de votre image d'offset et le nom de votre image du signal thermique (ou signal de dark dans une écriture comprimée). Précisez aussi la taille des pixels de votre détecteur en microns. Ici nous utilisons une caméra Atik 314L+ dont les pixels font 6,45 microns de coté. Voilà ce que cela donne :

Astuce : lorsque vous fermez l'application, tous vos paramètres sont conservés et restitués à la séance de travail suivante.

ISIS a besoin de connaitre la position (X, Y) de la raie du néon de longueur d'onde 5944.83 A. Vous vous rappelez : X = 833 et Y = 240. Inscrivez ces valeurs dans les champs correspondants marqués en rouge dans l'onglet "Général" (attention ISIS à déjà pré-rempli le champ Y, mais pas le champ X, vous devez fournir manuellement la valeur X = 833 - c'est écart de traitement entre les coordonnées X et Y est volontaire, il sécurise l'usage du programme) :

Remarquez dans le copie d'écran ci-avant que nous avons aussi indiqué à ISIS le nom de l'image de référence du néon (champ Etalonnage). Elle va servir à étalonner spectralement le spectre .

La package contient trois images du spectre du Soleil. C'est une séquence de trois spectres acquis les uns derrière les autres sans changer aucun paramètre instrumental. Les fichiers images ont pour nom SUN-1.FIT, SUN-2.FIT, SUN3-FIT. C'est a partir de ceux-ci que nous allons extraire le profil du spectre du Soleil. Au besoin, vous pouvez bien sur voir le contenu de ces fichiers via l'onglet "Affichage image" :

Astuce : vous pouvez forcer l'affichage de l'image dont vous avez entré le nom en faisant au clavier <Entrée> depuis le champ d'édition Nom de l'image. Vous pouvez encore cliquer sur le bouton Charger, ou sélectionner le fichier dans une liste en cliquant sur le bouton " ... ".

Les trois images de la séquence vont être traitées simultanément et les résultats fusionnés pour produire un seul spectre (bien sûr de meilleure qualité par rapport à l'acquisition d'une seule image).

Ouvrir à nouveau l'onglet "Général". Entrez le nom générique de la séquence à traiter :

Le petit bouton carré situé à droite du champ Nombre retourne automatiquement le nombre d'images indexés avec la nom générique fourni par ailleurs.

Analysez bien ce qu'est un nom générique : le nom du fichier image auquel on a retiré le numéro d'index. Une très bonne idée est de toujours mettre, au moment de l'acquisition, un tiret entre le nom effectif de l'objet et le numéro d'index dans la séquence. Donc ici le nom générique est "SUN-" (le tiret en fait partie).

Pourquoi j'insiste sur cette histoire de tiret (pas obligatoire notez-le bien). Supposons que vous ayez fait l'acquisition de trois image d'une étoile dont nom catalogue est HD20041. Comment nommer ces trois images ? Première approche sans les tirets :

HD200411
HD200412
HD200413

A l'examen, on pourrait penser qu'il s'agit de trois étoiles qui se distinguent par leur numéro HD. En plus, ces objets existent dans le catalogue Henry Drapper ! Rien ne dit qu'il sagit d'une séquence. Quant dans plusieurs années vous reprendrez le traitement de ces images, la confusion sera encore bien plus grande car vous aurez tout oublié !

L'écriture ci-après est bien plus logique est explicite :

HD20041-1
HD20041-2
HD20042-3

Le nom générique est HD20041-. Soyez vraiment simples, précis, constant et rigoureux dans la manière de nommer les fichiers. C'est un gage important de votre succès. Coté simplicité, évitez vraiment des choses du genre :

ma_belle_etoile_HD200411
ma_belle_etoile_HD200412
ma_belle_etoile_HD200413

... vous allez vite vous lasser. Pour les images du Soleil qui nous occupent, nous avons fait sobres, et c'est très bien ainsi !

Astuce : que faire si ma caméra produit des fichiers nommés ainsi : SUN-001.FIT, SUN-002.FIT, SUN-003.FIT, ... ? Cliquez ici.

Indiquez le nombre d'image à traiter, ici 3, dans le champ Nombre.

Astuce : si vous avez entré le bon nom générique, cliquez sur le petit bouton carré situé à droite du champ Nombre. ISIS retourne le nombre d'images dans la séquence. Si ISIS retourne une valeur nulle vous vous êtes probablement trompé en écrivant le nom générique.

Astuce : que faire si vous devez traiter une image spectrale isolée, unique ? Supposons que le fichier soit nommé SUN.FIT. La méthode lourde d'abord. Modifiez le nom du fichier à la main en ajoutant un index, SUN-1.FIT, puis indiquez que vous n'avez qu'une seule image à traiter. La bonne méthode maintenant. Ne changez pas le nom du fichier et entrez comme nom générique SUN tout simplement. En revanche, pour ce qui concerne le nombre d'images indiquez 0. De cette manière ISIS n'ajoute pas d'index au nom fourni et traite votre image comme un fichier isolé.

ISIS va produire un profil spectral extrait de nos trois images du Soleil. Vous devez indiquer quel nom doit avoir ce fichier résultat. Contentez-vous du nom TEST ici. Ce n'est vraiment qu'un exemple - vous avez tous les choix possibles, mais soyez en rapport simple avec le nom catalogue de l'objet. Le fichier résultat (en fait il y en a plusieurs produits par ISIS, avec des fichiers intermédiaires de contrôles) est toujours sauvegardé dans le répertoire de travail :

Il reste encore une ou deux formalités à remplir. Mais arrêtons-nous un instant à ce stade. Peut-être trouvez-vous que remplir ces champs, finalement en grand nombre, est bien fastidieux, pas très pratique et même décourageant ? Je ne vous donne pas entièrement tort, mais... la plupart des informations que vous fournissez sont des quasi constantes de l'instrument, et vous n'aurez pas à les saisir lors du traitement des spectres suivant. A l'usage vous verrez que ISIS est plus convivial que l'on ne le pense au premier abord, avec en plus la capacité d'agir très finement sur comportement du logiciel si on le souhaite.

Revenons aux formalités restantes. Il faut dire à ISIS quelle méthode d'étalonnage spectral il doit utiliser (l'opération consiste à attribuer une longueur d'onde à chaque point acquis du spectre). Nous utilisons dans cette prise en main une méthode simple qui n'exploite que les raies du néon présentent dans l'image NEON. En vérité, on trouve aussi un peu d'argon en plus du néon. Les raies sont faible dans la partie bleu du spectre, c'est pour cela que le temps de pose est relativement long dans l'exemple (60 secondes on le rappelle).

Dans l'onglet "Général" sélectionnez l'option Mode prédéfini et dans la liste déroulante choisir l'option LISA (lampe néon interne). Assurez-vous que la coordonnée X correspond bien à la position horizontale de la raie néon à 5944 A mesurée dans l'image NEON.FIT :

Avec le choix que nous venons de faire, ISIS va identifier automatiquement la position en pixels des raies dans l'image NEON.FIT et va leur attribuer des longueurs d'onde, puis pouvoir étalonner tous vos spectres (du Soleil, des étoiles, ...). C'est la raison pour laquelle vous avez dû fournir la position X d'au moins une raie du néon (celle située à la longueur d'onde de 5945 A). Maintenant, ISIS sait trouver tout ce dont il a besoin dans le spectre pour travailler.

Pour finir, il reste la question du retrait du "fond de ciel". Cette procédure est importante lorsqu'on fait l'acquisition de spectres stellaires (la grande majorité des cas !). Le spectre est réduit à un trait horizontal étroit. Il est possible d'évaluer le niveau du fond de ciel en haut et en bas de cette trace pour soustraire sa contribution (le fond de ciel produit un signal parasite). La question ne se pose pas avec notre spectre du Soleil car celui-ci occupe toute la hauteur de la fente. La notion de fond de ciel ne s'applique pas et pour cette raison, l'opération d'évaluation ne doit pas être faite. Voilà pourquoi il est important de penser à cocher l'option Fond de ciel non retiré depuis l'onglet "Général" :

Vous pouvez maintenant lancer le traitemenr en cliquant sur le bouton Go de l'onglet "Général" :

Le traitement ne dure qu'une poignée de seconde. Notez que ISIS délivre bon nombre d'informations dans la zone de statuts en bas à droite de l'onglet "Général'. En particulier, il est indiqué que le résultat final est disponible dans deux fichiers, l'un au format FITS, l'autre au format DAT (simple fichier texte à deux colonnes) sous le nom _test_20120104_510. Cette nomination reprend le nom de l'objet indiqué et ajoute la date du début de prise de vue (ici le 4,510 janvier 2013).

Pour voir le spectre ouvrez l'onglet "Affichage profil" puis cliquez sur Charger, ou mieux et plus simple, depuis l'onglet "Général", appuyez sur le bouton Voir le profil :

Remarquez que le spectre est bien étalonné en longueur d'onde en déplaçant le pointeur de souris dans le profil. Vous pouvez reconnaitre les principales raies du spectre solaire.

Vous découvrirez au fur et à mesure de l'apprentissage qu'il existe d'autres voies possibles pour traiter un spectre. Survolons par exemple les méthodes d'étalonnage spectral.

Ouvrez l'onglet "LISA" en passant par l'onglet "Instruments". Vous avez à disposition un certain nombre d'outils qui facilitent le traitement des spectres provenant spécifiquement du spectrographe LISA.

Exérimentons une méthode d'étalonnage puissante pour le spectrographe LISA, qui sera probablement votre quotidien lorsque vous réaliserez des spectres stellaires. Commençons par calculer l'image moyenne de nos trois images spectrales élémentaires du Soleil :

Visualisez cette image moyenne depuis l'onglet "Affichage image". Repérez la raie Halha de l'hydrogène, intense et sur la droite du spectre. Faire un double click dessus :

On trouve X = 1074. Cette valeur est une quasi constante pour votre spectrographe si vous ne modifiez pas les réglages (aux flexions mécaniques près). En outre, ISIS est assez tolérant quant à l'exactitude de cette valeur. Une erreur d'évaluation de +/-5 pixels est sans conséquences.

Dans l'onglet LISA, remplissez les champs comme indiqué dans la copie d'écran ci-après, puis cliquez sur Go :

ISIS vient d'évaluer la loi de dispersion spectrale de votre instrument, c'est-à-dire la relation entre les numéros de chaque point du spectre avec la longueur d'onde. Cette loi prend la forme mathématique d'un polynôme. Les coefficients de ce polynôme sont retournés dans la fenêtre de résultats dans la partie inférieure de l'onglet LISA. Vous avez aussi une idée de la précision de l'étalonnage spectrale (valeur RMS), ici de l'ordre de 0,3 Angstrom. C'est un résultat d'autant plus satisfaisant que la procédure que vous venez d'utiliser est en fait optimisée pour la spectrographie stellaire (la précision peut alors être aussi bonne que 0,1 A) - voir plus loin.

Ces coefficients de polynômes sont des quasi constantes propres à votre instrument et votre réglage. Malheureusement, à cause des flexions et autres imperfections que subit l'instrument, il faut effectuer l'étalonnage spectral au minimum une fois par nuit, souvent plus, surtout si le télescope est fortement dépointé. Les coefficients sont sauvegardés dans une fenête spéciale (on les retrouve de manière identique à la session de travail suivante). Pour ouvrir cette fenêtre allez dans l'onglet "Affichage profil" puis cliquez sur le bouton Dispersion de la liste d'outil à droite :

La méthode d'étalonnage utilisée ici est dite mixte. ISIS se sert d'abord de votre image du spectre du néon (dont le nom est rappelé dans l'onglet LISA, dans le champ Image du spectre néon d'étalonnage, mais qui n'est autre qu'une copie du nom de l'image d'étalonnage déjà fournie dans l'onglet "Général"). Ce spectre du néon est utilisé par ISIS pour trouver les coefficients d'étalonnage de la partie rouge des spectres de vos objets. ISIS se sert par ailleurs du spectre proprement dit de l'objet courant traité (ici la moyenne des trois images du spectre du Soleil disponibles) pour trouver les coefficients d'étalonnage de la partie bleu. Dans ce dernier cas, ISIS exploite les raies de l'hydrogène Hbeta, Hgamma, Hdelta, ... La loi de dispersion finale de votre instrument est la fusion de ces deux lois élémentaires.

Nota : cette procédure mixte est très efficace en spectrographie stellaire lorsqu'on choisit comme objet de référence une étoile de type spectral A ou B car les raies utilisées sont très marquées et isolées. C'est la technique recommandée pour trouver efficacement la loi de dispersion du spectrographe LISA. Le spectre du Soleil est loin de l'idéal pour cette opération car les raies de l'hydrogène y sont peu contrastées. Je ne décris ici cette fonction que dans le but d'un survol des possibilités d'étalonnage offertes. Nous n'avons sous la main qu'un spectre du Soleil - nous l'utilisons !

Si vous allez dans l'onglet "Général" vous verrez que ISIS a changer pour vous le mode d'étalonnage. Maintenant c'est le bouton Polynôme prédéfini qui est sélectionné. Comme à l'accoutumé vous devez bien penser à fournir une position position X aproximative de la raie du néon à 5945 A (la coordonnée n'a pas changé en fait). Cliquez sur Go. ISIS refait tout le traitement, mais avec un étalonnage spectral plus précis qu'avec la procédure expoitant la lampe néon seule.

Note : les coefficients d'étalonnages exploités en sélectionnant l'option  Polynôme prédéfini  sont celà même que vous avez examiné en ouvrant la boite de dialogue "Calcul de la dispersion specrale", et calculés automatiquement par ISIS. On peut remarquer au passage que vous avez le droit de modifier manuellement la valeur de ces coefficients. C'est une fonction avancée et puissante du logiciel. Pour l'heure ne changez rien dans cette boite de dialogue.

Affichez le profil spectral traité de manière habituelle.

Nous allons à présent évaluer la réponse instrumentale. C'est une fonction qui permet de retrouver le vrai flux spectral relatif qui entre dans l'instrument malgré les distorsions induites par l'instrument lui-même (et l'atmosphère).

Affichons et sauvegardons dans le répertoire de travail le spectre théorique du soleil (le spectre attendu avec un spectrographe radiométriquement parfait situé en dehors de l'atmosphère terrestre). Depuis l'onglet "Affichage profil", cliquez sur le bouton Database. Dans le boite dialogue, cliquez sur le bouton Soleil. ISIS récupère depuis la base le spectre vrai du soleil et l'affiche automatiquement.

Note : la procédure pour installer la base de données spectrales de ISIS est décrite ici.

Fermez la boite de dialogue de la base de données (si vous voulez, ce n'est pas obligatoire - vous pouvez l'avoir sous la main en permanence) :

Ce spectre solaire est un peu trop résolu par rapport aux spectres délivrés par ISIS. Nous allons réduire légèrement la résolution spectrale. Cliquez sur le bouton Filtrer (ISIS réalise une convolution, ou lissage si on préfère, avec une fonction gaussienne), puis :

Le coefficient de valeur 3 est trouvé par essais successifs pour harmoniser la résolution spectrale des spectres. Sauvegardez ce profil spectral lissé théorique du Soleil dans le répertoire de travail. Par exemple, nous l'appelons REF_SOLEIL.FIT (n'indiquez pas l'extension, c'est ISIS qui va l'ajouter pour vous) :

Ouvrir l'onglet LISA pour calculer automatiquement la réponse spectrale instrumentale :

Il est important de comprendre ce que fait ISIS quant vous appuyez sur le bouton Go de la section Calcul automatique de la réponse instrumentale. Dans l'ordre :

1) ISIS lance le traitement du spectre tel que nous le ferions en cliquant sur le bouton Go de l'onglet "Général". En réalité c'est même strictement ce qui ce produit : par un mécanisme logiciel interne, ISIS appui bel et bien sur ce bouton Go de l'onglet "Général", même si celui-ci n'est pas affiché. Donc, si vous avez fait une entrée erronée dans l'onglet "Général", ISIS va vous la signaler, et le processus va s'arrêter. A vous de corriger cette erreur.

2) Le profil spectral que vient de calculer ISIS à l'étape précédente est non corrigé de la réponse instrumentale, et pour cause, nous souhaitons justemement l'évaluer. Le logiciel divise ce spectre calculé par le spectre attendu de l'objet (spectre vrai), dit de référence. Son nom a été fourni à ISIS dans le champ Spectre de référence de l'onglet "LISA" (dans notre exemple c'est le profil spectral théorique du Soleil ref_soleil.fit).

3) Le résultat de cette division est la réponse spectrale recherchée (l'écart relatif entre notre spectre observé du Soleil et le spectre théorique de l'astre du jour). En réalité le travail de ISIS n'est pas tout à fait achevé - ni le votre.... Comme les spectres observés et attendus (ou de référence ou théorique) ne sont pas strictement identiques dans leurs détails; leur rapport laisse des résidus. On parle d'atéfacts. On les a réduit significativement en égalisant la résolution spectrale entre le spectre observé et le spectre attendu - c'est l'opération de lissage faite précédemment. Malheureusement ce n'est pas suffisant, surtout avec un spectre aussi complexe que celui du Soleil. ISIS procède à un lissage de la réponse instrumentale calculée (application d'un filtre adoucissant numérique) dont but est de gommer les artéfatcts résiduels. La force de ce filtre est ajusté par un coefficent dont la valeur est fournie dans le champ Coefficient de lissage. Le choix de la valeur dépend considérablement de la nature des artéfacts résiduels. Il n'y a pas de régles pour trouver la bonne valeur du coefficient automatiquement. Vous devez faire des essais successifs et vérifier par vous même le résultat. Au terme de l'avaluation de la réponse instrumentale, vous pouvez visualiser celle-ci immédiatement en ouvrant l'onglet "Affichage profil" (ISIS a prérempli le contenu de cet onglet pour faciliter votre travail). Voici le résulat constaté dans notre exemple avec respectivelent des valeurs de coefficients de 10, 100 et 500 :

L'allure générale de la réponse spectrale caractéristique recherchée est restituée lorsqu'on réalise un faible lissage (coefficient = 10, où même ici = 0, celà ne changerait pas grand chose ici). Malheureusement le profil apparait bruité. Ce sont des résidus de raies spectrales. Un profil spectral qui se respecte est une fonction bien plus continue. En choisissant un coefficient de 100. La forme de la réponse est alors respectée, avec en plus une suppression des atréfacts. Avec un coefficient de 500, la réponse est fortement émoussée et ne traduit plus la forme générale repérée lorsque le lissage est nul ou quasi nul. Finalement, pour notre exemple nous choisissons un coefficient de 100. C'est un coimpromis. Avec un peu d'habitude, vous allez réaliser ce processus itératif rapidement et de manière fiable.

4) Finalement, la réponse spectrale est sauvegardée dans le répertoire de travail sous la forme d'un profil spectral au format FITS. Dans notre exemple, ce fichier a pour nom reponse.fit.

Remarquez que tout cette procédure peut être réalisée manuellement dans ISIS. Les outils pour conduire les traitements intermédaires sont accessibles (c'est une grande force de ISIS : vous pouvez agir très finement sur les calculs si le besoin s'en fait sentir). Considérez que l'outil de la section Calcul automatique de la réponse instrumentale est un assistant qui va vous faciliter la vie. En observation stellaire, on sélectionne dans le ciel un objet de référence dont le spectre est bien lisse pour optimiser la précision - typiquement une étoile de type spectral A ou B. Notez encore que normalement la réponse instrumentale est une constante de l'instrument. Dans un mode idéal on ne devrait avoir à l'évaluer une fois pour toute. En pratique, il faut être un peu plus attentif (en toute rigueur, le résultat dépend par exemple de la transmission atmosphérique qui affecte le spectre de l'étoile observée pour établir spécifiquement la réponse instrumentale).

Voici notre résultat :

Remarquez que le pic de réponse de l'ensemble instrumental se situe vers la longueur d'onde de 5250 A.

Recalculons le spectre du Soleil armé de cette réponse. Dans l'onglet "Général", remarquez que le champ Réponse instrument a été rempli automlatiquement par ISIS. Vous n'avez qu'à cliquer sur Go pour rejouer tout le traitement, mais en tenant compte à présent de la réponse instrumentale :

Vous pouvez comparer le spectre calculé avec le spectre théorique en cliquant sur le bouton Comparer depuis l'onglet "Affichage profil" :

Le spectre observé est en bleu, le spectre théorique en rouge. Vous pouvez zoomer dans le profil pour facilier la comparaison :

Avec le même nom que le profil spectral traité, ISIS écrit dans le répertoire de travail un fichier texte qui contient l'ensemble des paramètres du traitement effectué. Cela permet un contrôle ou encore de rejouer le traitement plus tard. Vous allez trouver dans ce fichier des choses dorénavant connues (repérez les coefficients du polynôme de dispersion spectrale par exemple). Ce fichier texte ce termine par l'extension .LOG :

Si vous examinez la package d'images, vous allez trouver un fichier nommé FLAT.FIT. C'est le spectre de la lampe blanche d'étalonnage du système LISA (lampe tungstène). Le spectre 2D est continu, mais peu présenter l'ombre portée de poussières (par exemple). Ces dernières affectent bien sûr aussi les spectres du Soleil que vous avez acquis. C'est là tout l'intérêt de l'image flat-fied spectral : en divisant vos images du Soleil par cette image maître (une carte de la réponse des pixels à un éclairement donné) vous pouvez gommer ces traces de poussières.

L'image FLAT.FIT (flat = contraction de flat-field, ou Plage de Lumière Uniforme en français).

Le fichier FLAT.FIT est en fait la somme d'une séquence d'images élémentaires de la source blanche. On les additionne pour que le rapport signal sur bruit dans l'image finale FLAT.FIT soit élevé. C'est une garantie de qualité pour le traitement en général. Au départ nous avions 18 images nommés F-1.FIT, F-2.FIT, F-3.FIT, ..., F-18.FIT (notez la sobriété dans le choix du nom). Ce sont des poses de 15 secondes (attention de ne pas saturer le détecteur à l'acquisition). Voici comment on les fusionne pour générer le fichier FLAT présent dans le package :

Dans l'onglet "Général" ISIS a ajouté automatiquement une référence à votre l'image flat-field (si ce n'est pas le cas, inscrivez le nom de l'image flat-field dans le champ flat) :

Recalculez une nouvelle réponse instrumentale avec cette situation depuis l'onglet LISA. Cliquez simplement sur le bouton Go, il n'y a rien d'autres à changer :

La forme de la réponse intrumentale est fort differente. Il ne faut pas s'inquiéter : elle tient compte du contenu spectral de la source blanche interne du spectrographe (beaucoup de rouge, peu de bleu, dans la lampe tungstène du LISA) - la bosse dans le bleu est un atefacts caraftéristique de la lampe utilisée, mais il n'a pas d'impact sur le résultat :

Lancez le traitement des trois spectres du Soleil en tenant compte du flat-field :

*

Affichez le profil. Vous n'allez pas voir de différence notable avec le traitement précédent (sans le flat-field). Mais en réalité, le spectre que vous venez juste de calculer est plus fiable (correction des défauts de gain éventuels à la surface du détecteur, des stries horizontales causées par des poussières sur la fente, ...) et globalement de meilleure qualité.

Notez le nom du fichier résultta produit par ISIS. Nous allons bientôt en avoir besoin...

Peut être souhaitez vous à ce stade conserver une copie de qualité de votre premièr spectre  pour par exemple la coller dans un fichier document ou l'exposer sur Internet ? ISIS peut lancer Gnuplot, un application célèbre du monde du logiciel libre, qui vous permet d'afficher des graphiques irréprochables. Avant de pouvoir profiter de cette possibilité, vous devez bien sur avoir installé le logiciel Gnuplot sur votre ordinateur. Cliquez ici pour lire une procédure d'installation et de configuration. Ensuite, ouvrir l'onglet "GnuPlot" depuis l'onglet "Divers" :

Copier-coller le nom du fichier FITS résultat (récupéré dans l'onglet d'affichage du profil), ajuster les paramètres de votre choix, puis Plot. Un graphique de contrôle apparait à l'écran (validé en cliqaunt sur OK). Surtout, ISIS produit dans le répertoire de travail le fichier premier.png (c'est un exemple en relation avec la copie d'écran ci-avant), que vous pouvez utiliser dorénavant dans vos propres présentations graphiques (articles, Internet, ...)..

Voilà, vous avez appris les concepts de base de ISIS en mettant en route votre spectrographe LISA. Pour continuer l'entrainement, pensez que vous pouvez observer le spectre d'un écran d'ordinateur ou de TV, d'une lampe à basse consommation d'énergie, etc. Et finalement allez sur le ciel !


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