La mode Quick Look est conçu pour une prise en main rapide de ISIS, idéale pour les débutants, ou pour vous permettre de réaliser un contrôle rapide des spectres au moment de leur observation (par exemple).

La vue à droite montre l'aspect de l'onglet "Quick Look" de ISIS (c'est le dernier onglet disponible, tout à droite).

Le nombre de paramètres à fournir pour un traitement "Quick Look" est relativement restreint. Nous allons voir comment tout ceci fonctionne.

Note for english users: Remenber, an english interface is available for ISIS. Go to "Setup" tab, select "English" option, quit ISIS, and re-run the program.

On suppose que vous devez traiter une séquence de spectres de l'étoile HD49048, de type spectral A1V. Les spectres on été acquis avec un spectrographe LISA.

Vous disposez de 6 images du spectre de cet objet, exposées chacun 30 secondes.

Les fichiers images sont situés dans le répertoire suivant de votre disque dur (c'est un exemple !) :

C:\LISA84\

Les images (au format FITS) sont nommés de la manière suivante :

hd49048-1.fit
hd49048-2.fit
hd49048-3.fit
hd49048-4.fit
hd49048-5.fit
hd49048-6.fit

Vous avez obtenu par ailleurs une image du signal d'obscurité de votre détecteur, correspondant à un temps de pose de 30 secondes. Nous avons nommé cette image de référence (ou maître) de la manière suivante :

dark30_10.fit

Cette manière de nommer les images est recommandée. Dans tous les cas, essayer de trouver des noms explicites, qui indiquent du premier coup d'oeil les caractéristiques du contenu du fichier image. Ici le nom indique qu'il s'agit d'une image du signal d'obscurité exposée 30 secondes pour une température du détecteur de -10°C.

Vous devez indiquer en premier à ISIS l'endroit où se situent les images à traiter. On passe pour cela par l'onglet "Configuration", comme l'indique la copie d'écran à droite.
 

Revenez à l'onglet  "Quick Look".

Fournissez à présent le nom générique de votre séquence de spectre à traiter. Ici le nom générique (hors index et extension) est :

hd49048-

Notez que vous pouvez entrer aussi bien des minuscule que des majuscules.

A ce stade il faut remarquer qu'il est parfaitement possible de traiter une seule image de la séquence. Par exemple, l'image hd49048-3.fit. Dans ce cas, sélectionnez l'option "Une image" et fournissez à ISIS le nom : hd49048-3.

La sélection du fichier peut être réalisée à partir d'une boite de dialogue, suivant la procédure habituelle sous Windows, comme le montre la figure à droite.

Après cette remarque, retournons au traitement des 6 images spectrales de l'étoile HD49048.

Indiquez le nombre d'images à traiter. Vous en avez 6. Pour obtenir automatiquement cette information, vous pouvez cliquer sur le petit bouton à droite au besoin. ISIS recherche alors pour vous le nombre d'images disponibles dans la séquence.
 

Fournir le nom de l'image d'obscurité.

Normalement cette image est la moyenne d'un grand nombre d'images élémentaires prisent dans le noir afin de réduire le bruit. On utilise alors les outils de l'onglet "Images maîtres" pour en faire le calcul. Mais ce n'est pas absolument obligatoire pour un traitement purement Quick Look.

Le signal d'offset peut fort bien ne pas avoir été soustrait des images brutes d'obscurité.

Important et pratique : vous pouvez parfaitement utiliser l'outil "Quick Look" sans disposer d'une image de dark : il suffit de ne rien indiquer dans la champ "Image d'obscurité" (laisser le champ vierge). Le traitement peut malgré tout s'exécuter. Mais dans ce cas, il y a risque que le résultat soit plus bruité à cause de la présente du signal d'obscurité non retiré dans les images.

Nous arrivons maintenant à la partie la plus délicate et critique de la procédure. Vous devez localiser la position de la raie Halpha de l'hydrogène dans un des spectres bruts de la séquence (le premier par exemple).

Avec un peu d'habitude, c'est facile.

En effet, cette raie rouge, à 6563 Angstroms environ, est souvent très facile à reconnaitre dans les spectres stellaires. C'est en particulier le cas dans l'étoile de type A1V que nous avons choisie de traiter. Notez aussi que pour une configuration instrumentale donnée, cette raie est toujours située approximativement au même endroit dans l'image. Il suffit de la voir une fois, pour ensuite la localiser avec facilité.

Afficher l'une des images de la séquence à traiter depuis l'onglet "Affichage image".

Avec l'aide du pointeur de souris, relevez les coordonnées X et Y de la raie Halpha, si possible au pixel près (surtout suivant la coordonnée X, horizontale).

Dans notre exemple, nous trouvons :

X = 1102
Y = 609

Rapportez ces valeurs dans l'onglet "Quick Look" comme l'indique la figure à droite.

Astuce : si depuis l'onglet "Affichage image" vous faites un double click (bouton gauche de la souris) sur la position de la raie Halpha, le coordonnées (X, Y) correspondante sont automatiquement copiés dans l'onglet "Quick Look" sans avoir rien à copier à la main.

Indiquez le nom de l'objet que vous traitez.

Ici nous précisons fort logiquement que l'objet s'appelle HD49048. Les majuscules éventuelles sont gardées dans le nom de l'objet inscrit dans l'entêtre FITS du profil spectral final. Vous avez droit de mettre des espaces dans le nom.

Il ne reste plus qu'à fournir la valeur de la dispersion spectrale pour que le spectre puisse être gradué en longueur d'onde (on dit aussi étalonné).

Indiquez la taille des pixels de votre caméra. Dans l'exemple, la caméra est un modèle ATIK314L+, dont les pixels font 6,45 microns.

Les paramètres de divers instruments sont pré-programmés. Nous indiquons ici que le spectrographe est un modèle LISA, et ISIS retourne alors mmédiatement la dispersion moyenne caractétrisque. Ici 2,57148 A/pixel

Cela signfie que chaque pixel de notre détecteur "voit" un intervalle spectral de 2,57 Angstroms environ.

Vous avez par ailleurs le choix d'entrer manuellement la valeur de la dispersion spectrale (option "Autre", dans le cas où votre modèle de spectrographe d'entre pas dans la liste prédéfinie).
 

Vous êtes à présent en mesure de calculer le spectre de l'étoile HD49048. Cliquez sur le bouton "Go". Le traitement ne dure que quelques secondes.

Le profil spectral est généré sous deux formes, dans un format FITS et dans un format DAT (ASCII).

Le nom des fichiers est construit en accolant le nom de l'objet et la date du milieu de prise de vue. Par exemple ici :

_hd49048_20111124_089.dat

et

_hd49048_20111124_089.fit

Vous pouvez visualiser le spectre calculé en ouvrant l'onglet "Affichage profil", mais il est possible d'aller encore plus vite en cliquant sur le bouton :

Cette procédure ouvre automatiquement l'onglet "Affichage image" et présente instantanément le profil de l'étoile étalonné en longueur d'onde sous la forme d'un graphe.

L'intensité est en unité de pas codeur (ADU). Plus précisémentn il s'agit de la somme, pour un échantillon spectral donné, de l'intensité de nos 6 spectres de départ.

ISIS a produit d'autres fichiers que le profil que nous venon de visualiser. Ils sont utiles pour diagnostiquer un problème éventuel.

Vous pouvez par exemple examiner l'image 2D correspondant à la somme de nos 6 images de départ après que les spectres soient recentrés suivant l'axe vertical et que le fond de ciel soit retiré.

Cette image FITS est toujours construite de la même manière par ISIS, quelque soit l'outil utilisé :

_NOMOBJET.FIT

Par exemple, pour nous cette image a pour nom :

_HD49048.FIT

(voir la copie d'écran à droite avec une visualisation de l'image en question depuis l'onglet "Affichage image").

Une manière très expédive d'afficher cette image consiste à cliquer sur le bouton

Tout est alors automatique. Vous n'avez qu'à ajuster les seuils de visualisation pour examiner l'image avec confort.
 

Pour parfaire le traitement du spectre nous pouvons essayer de calculer la réponse instrumentale. L'instrument (mais aussi l'atmosphère) est un filtre spectral qui distord la vrai distribution spectrale de l'étoile. La correction de la réponse instrumentale revient à appliquer une opération inverse sur le spectre observé pour déduire la vrai distribition astrophysique du signal reçu en fonction de la longueur d'onde. La procédure est décrite en de nombreux endroits dans la documentation de ISIS. Nous ne faisons ici qu'un bref rappel.

L'étoile est de type A1V. Nous allons rechercher dans la base de données de ISIS le profil spectral théorique le plus approchant de ce type d'étoile.

Un spectre type Pickles convient parfaitement ici. Aller dans l'onglet "Affichage profil", puis cliquez sur le bouton "Database". Dans la boite de dialogue qui s'ouvre, choisir un profil d'étoile A2V dans la base Pickles depuis le menu déroulant correspondant. Faites ensuite "Afficher", puis "Fermer".
 

Nous avons à présent à l'écran le spectre théorique d'une étoile de type spectral A2V (suffisemment voisin du type A1V de HD49048).

Sauvegardons ce spectre comme un fichier DAT sous le nom REF_A2V dans le répertoire de travail (vous pouvez choisir une autre nom bien sur).

Affichons maintenant à nouveau le profil spectral calculé de l'étoile HD49048 aux étapes précédentes.

Une très bonne idée à ce stade, qui doit devenir un réflexe, est de normaliser le profil spectral à l'unité pour une région donnée. Si possible une zone sans raies spectrales importantes.

Cette opération de mise à l'échelle (scaling en anglais) permet de manipuler des intensités dont les valeurs sont plus raisonnables que dans un spectre en pas codeurs. Par exemple, après mise à l'échelle, il est bien plus facile de comparer des profils spectraux issus de diverses sources.

Nous utilisons l'outil "Normaliser" (barre verticale d'outils) et nous choisissons une région de normalisation pour la mise à l'échelle proche de la raie Halpha. Dans l'exemple à droite, elle est prise entre 6600 A et 6700 A. Cliquez sur "Calcul". A présent les intensité dans le continuum au voisinage de la raie Halpha sont proches de 1 (le vérifier en déplaçant le pointeur de souris dans l'image).

Sauvegarder si vous le désirez ce profil mis à l'échelle avec le nom de votre choix. Sous cette forme, une fois de plus, il est bien plus aisément exploitable pour un usage scientifique.

Comparons notre profil spectral observé avec celui issu de la base Pickles. Nous utilisons pour cela l'outil "Comparer".

Pour la comparaion, choisissons le spectre de référence "ref_a2v" extrait précédemment. Il s'affiche en rouge après avoir cliqué sur "Comparer".

La réponse instrumentale n'est autre que le rapport des courbes bleu et rouge. On l'obtient instantanément en sélectionnant l'option "Afficher le rapport", puis "Comparer".

La réponse instrumentale s'affiche en vert.

Pour la conserver comme le profil courant, cliquez sur le bouton "Fermer" de la boite à outil de l'onglet "Affichage image" (barre verticale de boutons à droite).

A ce stade la réponse instrumentale est emplie d'artefacts du fait de la différence de résolution entre le spectre observé et le spectre Pickles, où encore à cause de l'étalonnage spectral simplifié pratiqué en mode Quick Look (loi de dispersion linéaire).

L'outil "Continuum" (barre d'outil verticale à droite) permet de nettoyer facilement le profil de ces problèmes locaux. Vous pouvez les gommer en double cliquant de part et d'autre.

Une fois majorité des artéfact enlevés,ainsi que les raies résiduelles d'origine tellurique (bandes O2 et H2O),on procéde au lissage du profil (jouer sur le curseur vertical, puis "Lissage" pour voir l'effet - le profil lissé est affiché en bleu).

Une fois le résultat jugé satisfaisant (là, il faut un peu d'habitude pour trouver le juste milieu dans cette procédure qui ne peux souvent être que manuelle), sortez du mode lissage en cliquant sur le bouton "Fermer" de la boite à outil de l'onglet (à droite).
 

Sauvegarder la réponse instrumentale sous le nom de votre choix dans le format DAT. Ici nous avons choisi le nom REPONSE, tout simplement.
 

Aller maintenant à l'onglet "Quick Look" et refaire le traitemen, avec pour seule différence l'entrée du nom du fichier de réponse instrumentale à l'endroit approprié de l'onglet, comme l'indique la copie d'écran à droite.

Remarquez au passage que le fichier de réponse instrumentale est optionnel. Si vous ne mettez rien dans le champ, "Fichier de réponse", ISIS accepte le calcul sans se soucier de la correction de la réponse instrumentale. C'est ce que nous avons fait lors du premier traitement.

Le résultat est un beau spectre étalonné en longeur d'onde et avec un profil bien représentatif de ce qui est attendu (courbe de Planck d'une étoile chaude pour ce qui concerne le continuum).

La réponse spectrale que nous avons calculé est propre à l'instrument et pour une certaine hauteur angulaire des astres observés au dessus de l'horizon. Elle peut reservir pour un traitement rapide de spectres acquis dans des conditions similaires à HD49048.

Par exemple, à droite, le traitement d'une séquence de 17 spectres de l'étoile V832 Cas de la classe B{e].

Le temps de pose est de 180 secondes. Nous avons indiqué la nouvelle position de la raie Halpha trouvée dans les images brutes, puis "Go".

Voici le profil spectral à droite, avec une raie Halpha extrémement intense.

Il n'a que 10 à 20 secondes pour repérer la raie Halpha puis procéder au traitement.

Mais attention, pour aller jusqu'à un résultat exploitable scientifiquement, au delà d'un simple QuickLook, vous devez effectuer un étalonnage plus précis.

Ce n'est pas bien plus difficile, d'autant plus que ce tutorial a montré la philosphie générale d'usage de ISIS. Franchir un cap en qualité ne demande que  peu d'effort supplémentaire.

Pour franchir ce cap, consultez le reste de la documentation, par exemple, le tutorial suivant pour le traitement précis des spectres LISA, avec des notions qui devraient êtres plus familières maintenant :

Traitement rapide des spectres LISA