Démarrage rapide (partie 2)

Dans le lot d'images de Valérie, vous trouvez le fichier DARK10_5.FIT.

Il s'agit de la moyenne de plusieurs poses réalisées dans l'obscurité totale avec un temps de pose de 10 secondes et une température du détecteur de -5°C, celle-là même qu'avait ce déttecteur lors de la séquence d'acquisition de l'étoile Véga. ISIS dispose d'outils pour calculer simplement et efficacement cette moyenne (onglet "Images maîtres"), mais laissons cela de côté dans cette prise en main, pour aller à l'essentiel.

Visualisons l'image du dark depuis l'onglet "Affichage image" (voir la copie d'écran ci-après). Vous devez resserrer les seuils de visualisation autour de la valeur 360 pour éclaircir l'image et deviner ce qu’elle contient. L'image est en effet sombre : normal, puisqu'elle est acquise dans l'obscurité :

Astuce : le réglage des curseurs d'ajustement de contraste et de luminosité de l'image peut s'avéré trop peu sensible dans certaines circonstances. Jusqu'alors, l'excursion totale des curseurs couvrait un domaine d'intensité allant de 0 à 65000 ADU (Analog Digital Unit). Vous pouvez modifier ces bornes pour faciliter l'usage de ces curseurs. Dans le cas présent, en limitant le domaine de visualisation entre les intensités 0 et 1000 par exemple..

Il est tout à fait possible d'indiquer une valeur négative pour les seuils, par exemple un seuil bas de -500, ce qui offre la possibilité de mieux percevoir les basses lumières de l'image, dont le niveau est proche de l'intensité nulle. Attention, pensez à revenir à une grande excursion si vous devez visualiser des images lumineuses, sous peine d'avoir toujours un affichage blanc.

Que voit-on dans l'image faite dans l'obscurité ? Un signal approximativement uniforme, d'intensité moyenne quasi nulle. Seuls des pixels chauds sont visibles. C'est le signal thermique produit pa le détecteur durant le temps de pose.On l'appelle signal de dark.

Examinons maintenant le signal d'offset :

.

Le signal d'obscurité proprement dit est la somme du signal thermique et du signal d'offset. C'est un parasite puisqu'il existe même lorsqu'aucune lumière ne parvient au détecteur. Ils est présent dans les images du spectre de Véga, il s'ajoutent donc au signla prduit par cette étoile.

Une opération importante lors du traitement est d'éliminer ces signaux parasites des images brutes. L'opération est simple : il suffit de calculer la différence de chaque image brute de l'étoile et d'une image faite dans l'obscurité dans des conditions identiques (même température du détecteur), c'est le dark, et d'une image faite avec un temps de pose très court en obscurité, c'est l'offset. Le résultat est une image sans signal d'offset et sans les points chauds thermiques. La qualité du spectre extrait n'en est que meilleure.

Dans l'onglet "Quick Look", indiquez les noms des fichiers offset et dark, puis faire Go :

Le traitement est toujours aussi rapide. Notez que dans le fenêtre de sortie, ISIS indique qu'il soustrait l'image dark10_5 de toutes nos images de Véga.

Si vous affichez le spectre traité (bouton Voir le profil), l'effet de la soustraction du signal d'obscurité (et de l'offset) n'est pas criant. Il le deviendra nettement dès lors que vous observerez des objets très faibles avec des temps de pose bien plus long.

Astruce : le fichier dark10_5 est nommé ainsi car c'est une pose de 10 secondes faire dans l'obscurité avec une température du CCD de -5°C. Plus précisément, il s'agit de la moyenne de plusieurs images faites dans ces conditions.

 Occupons-nous maintenant de la signification du champ Fichier de réponse de l'onglet "Quick Look".

Le profil spectral trouvé jusqu'alors ne représente pas exactement la vraie distribution du flux en fonction de la longueur d'onde qui nous parvient de l'étoile Véga. Le problème vient du télescope, du spectrographe, et même de l'atmosphère. Ces divers éléments agissent comme des filtres spectraux qui atténuent les parties du spectre différemment suivant la longueur d'onde. L'allure du continuum stellaire (partie du spectre sans raies) ne reflète donc pas exactement celui de l'étoile, tel qu'il pourrait être observé depuis le vide de l'espace et avec un instrument parfait.

Notre travail consiste à présent à trouver le spectre exact, ce qui revient à éliminer les biais induits par l'instrument (l'atmosphère en fait partie).

Note : la procédure pour installer la base de donnée spectrale de ISIS est décrite ici.

Une boite de dialogue s'ouvre alors, où est proposé un certain nombre de catalogues de spectres. Vous devez avoir installé la database ISIS pour bénéficier de toutes les librairies de spectres. Le catalogue "Pickles" est cependant disponible directement dès la première utilisation de ISIS. Il s'agit d'un ensemble de profils spectraux calculés numériquement. Les spectres Pickles sont très souvent utilisés en astrophysique, où ils font référence.

Choisir dans la liste déroulante le type A0V, puis cliquez sur le bouton Afficher. Fermez la boite de dialogue. Le fichier sélectionné apparait comme le profil courant dans la zone d'affichage de l'onglet "Affichage profil". C'est le spectre attendu d'une étoile de type A0V, le même que celui de l'étoile Véga.

Nous allons conserver ce profil théorique sous la forme d'un fichier intermédaire dans le répertoire de travail. Nous choisissons un nom de fichier facile à retenir. Par exemple : REF_A0V (littéralement, spectre de référence théorique d'une étoile de type A0V).

Cliquez sur le bouton Sauver de la barre d'outils, comme indiqué dans la copie d'écran ci-dessous :

Dans la boite de dialogue qui vient de s'ouvrir alors, entrez le nom du fichier, sélectionnez le format .FITS, puis cliquez sur le bouton Sauver de la boite. Un nouveau fichier est apparu dans le répertoire de travail : ref_a0v.dat.

Nota : Le profil spectral qui est effectivement sauvegardé suivant cette procédure est toujours celui qui est affiché à l'écran.

Affichons à nouveau le profil spectral de l'étoile Véga qu nous avons traité précédemment. C'est facile. Le nom du spectre n'est pas modifié au niveau du champ Nom du profil. Il suffit de cliquer sur le bouton Charger pour valider ce choix de nom et transférer en mémoire vive le contenu du fichier ainsi pointé.

Ce contenu du fichier _vega_20110701_888 apparait à l'écran.

Nous allons maintenant comparer le profil spectral observé et le profil théorique d'un astre de type A0V.  Pour cela cliquez sur le bouton Comparer de la barre d'outil. La boite de dialogue qui s'ouvre vous invite à comparer deux spectres, celui qui a été observé d'une part et le fichier de référence A0V :

Dans le champ Spectre à comparer, entrez le nom du spectre de référence (l'ajout du chemin n'est pas obligatoire). Par défaut ISIS va chercher le spectre indiqué dans le répertoire de travail (mais vous pouvez aussi préciser un tout autre chemin). Entrez ref_a0v (majuscules ou minuscules, peu importante).

Cliquez sur le bouton Comparer. Le spectre à comparer s'affiche à l'écran en même temps que le spectre de base. Ils se distinguent par les couleurs, comme le montre la vue ci-après :

Vous pouvez ajuster le contraste de la visualisation en modifiant la valeur des bornes. Vous devez cliquer sur Comparer pour que votre modification soit prise en compte.

La résolution spectrale du spectre de Valérie est typiquement 5 fois supérieure à celle du spectre Pickles. C'est un problème, mais nous allons faire avec (la base de ISIS propose des spectres plus résolu, mais leur usage sort du cadre simple de cette prise en main).

Sélectionnez l'option Afficher le rapport, puis appuyez sur le bouton Comparer.

Le profil qui s'affiche à présent, en vert, est le résultat de la division point à point du spectre de l'étoile observée (Véga) et du spectre de référence (théorique A0V). Le ratio met en évidence les raies telluriques (H2O, O2) présentent dans notre spectre de Véga, mais pas dans la modélisation numérique d'un spectre d'étoile A0V. La raie Halpha demeure visible dans le ratio, car la résolution spectrale des spectres comparés n'est pas identique. Nous allons traiter ce problème dans un instant.

La forme générale du rapport des deux spectres est la réponse instrumentale recherchée. Ainsi notre instrument (CCD, spectrographe, ...) atténue ici plus la partie rouge (à droite) que la partie bleue (à gauche) du spectre.

Nous allons conserver la trace de ce rapport. Pour cela, cliquer sur le OK de la boite de dialogue (ou le bouton Fermer de la barre d’outils à droite).

La vue ci-après montre le résultat. Ce profil ressemble grossièremebt de la réponse instrumentale. Les raies telluriques et l'image "fantômes" Halpha n'ont en effet rien ày faire. Nous allons à tenter de gommer ces défauts pour ne conserver que la variation lente du profil en fonction de la longueur d'onde, qui est la réponse spectrale proprement dite au premier ordre.

Cliquez sur le bouton Continuum de la barre d’outils de l'onglet "Affichage profil". Une nouvelle boite de dialogue s'ouvre.

Dans la fenêtre graphique, faire un double click (bouton gauche de la souris) alors que le pointeur se situe un peu à gauche du résidu de la raie Halpha. Le seul effet apparent pour l'instant est l'apparition d'une barre verticale large et noire qui se déplace avec la souris. Faire un nouveau double click, mais cette fois à droite du reste de la raie.

ISIS remplace alors automatiquement la partie comprise entre les deux points sélectionnés par une interpolation linéaire.

Refaire la même opération pour éliminer la forêt de raies tout à droite de notre spectre, associé à la présence de l'oxygène diatomique de l'atmosphère terrestre (O2, ce sont des bandes d'absorption qui apparaissent lorsque la lumière de l'étoile traverse notre atmosphère - elles ne sont donc pas modélisées dans les spectres Pickles, qui ne concerne que la physique propre de l'étoile).

La vue ci-après montre l'allure de la réponse spectrale à ce stade. Les principaux artefacts sont gommés :

Il demeure des fluctuations rapides dans le profil (des détails "hautes fréquences") qui sont associées à d'autres raies telluriques faibles, décidément nombreuses dans cette partie rouge du spectre  (elles sont produites par la vapeur d'eau de notre atmosphère). Bien que cela soit possible, nous n'allons pas les effacer manuellement. Nous allons demander à ISIS de réaliser l'opération lui-même, de manière automatique, en procédant à un lissage du spectre.

Il suffit pour cela de cliquer sur le bouton Automatique #1 de la boite de dialogue "Recherche du continuum". La fonction lissée s'affiche en bleu.

Astuce : le bouton Automatique #2, réalise la même chose, mais le profil lissé suit de plus près le profil original. A vous de juger la meilleure option à sélectionner. Ce choix est souvent un peu subjectif.

On quitte la boite de dialogue de recherche du continuum en cliquant sur le bouton Fermer de la liste d'outils de l'onglet "Affichage profil".

Sauvegardons dans le répertoire de travail la réponse instrumentale. Nous appellons ce dernier par exemple  : reponse (un nom facile à retenir) :

Procédons à un nouvel essai de traitement de la séquence d'images spectrales de l'étoile Véga, mais cette fois en tenant compte de la réponse instrumentale, qui est dorénavant connue.

Astuce : cette réponse instrumentale est une caractéristique de propre votre instrument, une constante pour celui-ci. Vous pouvez donc l'utilisée pour traiter le spectre d'une autre étoile (attention pris avec le même instrument).

Remplir l'onglet "Quick Look" comme l'indique la copie d’écran ci-dessous, puis cliquer sur Go :

Le profil spectral de l'étoile est à présent étalonné en longueur d'onde, mais aussi en intensité (en unité relative). Vous êtes arrivé à un résultat intéressent, déjà d’une bonne qualité :

Mais pour viser l'excellence dans le traitement (étalonnage de haute précision, optimisation du rapport signal sur bruit, ...), pour aboutir à un produit scientifiquement exploitable, n'hésitez pas à vous plonger dans la documentation complète de ISIS et apprendre à exploiter les nombreuses possibilités de l'onglet "Général" notamment.

Expérimentez par vous même, faites vous une opinion, établissez votre protocole de travailler, ISIS vous le permet.