Le spectrographe LORIS

Séquence de prétraitement des spectres
 

Cette page montre la procédure de prétraitement des spectres issus du spectrographe LORIS. L'exemple pris en illustration est le quasar 3C273 (1226+023). L'observation a était faite en ville avec une lunette de 128 mm à F/D=8 le 6 avril 2003. L'image suivante est un cliché brut exposé 4 minutes. On dispose de 20 poses de ce type. Le quasar est l'objet le plus "brillant" visible au centre de la fente (V=12,6). On aperçoit une étoile juste en dessous de magnitude V=13,6. Les images sont classées sous les noms 3C273-1, 3C273-2, ..., 3C273-20.

Le première opération est le retrait du signal d'offset, d'obscurité et la division par le flat-field (Plage de Lumière Uniforme). Sous Iris on utilise classiquement pour cela la boite de dialogue Prétraitement du menu Traitement :

Les images de bias (OFFSET) et de noir (DARK) sont réalisées de manière traditionnelles en faisant le compositages médian d'images acquises dans l'obscurité avec respectivement un temps de pose court et long. La réalisation du FLAT est plus délicate, voir l'annexe. Le fichier cosme.lst regroupe la liste des défauts cosmétiques fixes de l'image (problèmes de colonnes par exemple - voir la commande COSME). Voici le résultat sur la première image de la séquence (quelques impacts de rayons cosmiques sont visibles) :

Il faut ensuite corriger la courbure des raies spectrales (le smile dans le jargon de la spectrographie). Le rayon de courbure est estimé par essais successifs au voisinage du centre du spectre. On trouve ici un rayon de -13000 pixels. La commande est :

SMILE2 I J 150 -13000 20

On part de la séquence I1, i2, ... pour produire la séquence corrigée J1, J2, ... La valeur 150 est la coordonnées en pixels du centre de courbure (ici les raies sont les plus bombées à 150 pixels en partant du bas de l'image - ceci est déterminé à quelques pixels près en traçant un trait vertical avec la souris le long d'une raie spectrale).  La valeur -13000 est le rayon de courbure des raies en pixels (le signe donne le sens de la courbure). 20 est le nombre d'images dans la séquence à traiter.

Nota : la commande SLANT est cousine de la commande TILT. Elle corrige l'inclinaison des raies verticale alors que TILT travaille suivant l'axe horizontal.

Il faut recentrer ensuite les 20 spectres avant de les additionner. Le détail commun entre les spectres sur lequel le logiciel ce base pour réaliser l'opération est soit une raie intense (utiliser alors la commande L_REGISTER), soit l'image de l'objet dans l'ordre zéro (utiliser alors la commande REGISTER). C'est cette dernière méthode qui est utiliser ici :

REGISTER J K 20

Vous devez au préalable entourer l'étoile d'un petit rectangle de sélection avec la souris. La séquence recentrée est K1, K2, ..., K20.

Si la recentrage échoue pour une raison ou une autre (faire défiler les images avec la boite de dialogue Animation... du menu Visualisation pour s'en rendre compte), il faut procéder manuellement avec la boite de dialogue Mosaïque du menu Géométrie :

Les images sont ensuite additionnées deux par deux pour réduire leur nombre :

COPYADD K T 20 2

K est le nom générique de la séquence de départ. T est le nom générique de la séquence d'arrivée. 20 est le nombre total d'images à traiter. 2 est le nombre d'images à additionner (ici par paires).

On dispose a présente des 10 images T1, ... T10 qu'il va falloir toutes additionner. On procède au compositage en utilisant la technique du sigma-clipping (elle facilite l'elimination des points aberrants en suppriment ceux qui s'éloignent trop de la moyenne, dans l'exemple à 2,5 sigma et en faisant 2 itérations successives) :

COMPOSIT T 2.5 2 0 10

2,5 est le coefficient de l'écart type au delà duquel les points aberrants sont supprimer de l'addition finale. 2 est le nombre d'iteration. 0 est un drapeau (flag en anglais) qui indique si une normalisation à 32767 est faite lorsqu'un point du spectre dépasse cette valeur. Ici la normalisation n'a pas d'objet compte tenu de la faiblesse du spectre. 10 est le nombre d'images à additionner.

Il faut à présent éliminer le fond de ciel, ici très lumineux en regard de la brillance du quasar (observation en ville avec une magnitude limite à l'oeil de 3,5). On voit ici les raies de l'éclairage urbain, dont le flux est assez concentré dans la partie jaune du spectre (lampe à haute pression de sodium - cliquer ici pour des détails). On utilise la famille de commandes L_SKY, qui calcule, colonne après colonne, le niveau du fond de ciel de part et d'autre du spectre, puis soustrait ce niveau au spectre. Dans le cas présent c'est la commande L_SKY3 qui est approprié : elle calcule le niveau du ciel par interpolation linéaire dans deux bandes de pixels situées en haut et en bas du spectre (d'une trentaine de pixels de large). Les bandes sont définies intéractivement avec la souris en cliquant 4 points. Il faut au préalable lancer la commande L_SKY3 qui ce met alors en attente des 4 clicks. La soustraction s'enchaîne dans la foulée.

Voici la sélection des points, en dehors du spectre, mais pas trop éloigné de lui afin de calculer un bon fond de ciel local. La position horizontale des points n'a aucun effet :

Voici le résultat :

Un examen attentif montre que l'axe de la dispersion n'est pas strictement horizontal. Il s'en faut de -0,4°. Le spectre doit être redressé. Il faut utiliser la commande TILT (surtout par la commande ROT car TILT à l'avantage sur cette dernière d'interpoler les pixels uniquement suivant l'axe vertical, ce qui préserve totalement la résolution spectrale). On fait ici :

TILT  430  -.4

Le premier paramètre est la coordonnées en pixels du pivot suivant l'axe horizontal (approximativement au centre du spectre) et le second l'angle d'inclinaison du spectre en degrés (estimé par essais successifs).

La spectre à deux dimensions doit être transformé en un spectre à une dimension (le profil spectral). Pour cela un certain nombre de pixels suivant l'axe transverse à la dispersion sont additionnée en une seule ligne de pixels. La largeur de la zone d'addition doit être juste suffisante pour sommer l'essentiel de l'information utile et éviter au maximum le bruit provenant du fond de ciel. La commande L_BIN calcule automatiquement la largeur optimale d'agglomération des pixels, réalise l'addition, puis affiche le résultat dans une image où est dupliqué 20 fois le profil spectral pour des raisons de visibilité. Avant de lancer L_BIN il faut tracer avec la souris une zone rectangulaire qui englobe la partie la plus brillante du spectre. C'est dans cette zone que va être calculée la largeur optimale d'agglomération (binning en anglais) vis à vis du bruit. En même temps L_BIN normalise le point le plus brillant du profil spectral à 32767 dans l'image résultat. Dans le cas présent, il est préférable d'employer la fonction dérivée L_BIN2 qui calcule la normalisation uniquement dans la partie du spectre entourée par le rectangle de sélection, ce qui permet d'éviter l'image de l'étoile d'ordre zéro, qui n'est pas intéressante ici.

L'image suivante montre le résultat de L_BIN2 :

A ce stade, le profil spectral peut être tracé sous la forme d'une courbe à l'aide de la fonction L_PLOT. Cette commande affiche toujours le profil d'intensité de la première ligne de l'image en mémoire :

Le profil peut être exporté sous la forme d'un tableau de nombre à partir du menu Fichier de cette boite de dialogue pour une exploitation avec le logiciel VisualSpec. Le but est alors d'éliminer l'effet de la réponse instrumentale et de réaliser l'étalonnage spectral.

Un étalonnage spectral très grossier peut être fait depuis Iris avec la commande IMAGE2SPEC (modèle linéaire de dispersion). Dans le cas de LORIS et de notre exemple de spectre il faut taper :

IMAGE2SPEC PROFIL 300 35.7 70 0.018

• PROFIL : le nom du fichier profil spectral produit (deux colonnes, avec la longueur d'onde en angstroms et l'intensité). Le nom complet du fichier sur le disque est ici PROFIL.DAT et il se trouve dans le répertoire de travail.
• 300 : le nombre de traits par millimètre du réseau
• 35,7 : la distance focale de l'objectif de la caméra en millimètre. La valeur est ajustée à partir d'un spectre ayant des raies aux positions bien connues, ce qui permet de tenir compte de la distortion optique. La valeur de 35,7 mm est une constante de l'instrument.
• 70 : est la position en pixels le long de l'axe horizontal de l'image d'ordre zéro de l'objet étudié. Ici on a trouvé X=70 pixels à partir du bord gauche de l'image.
• 0,018 : dimension des pixels en millimètres (ici on travaille en binning 2x2).

Le fichier PROFIL.DAT peut être visualisé avec GNUPLOT par exemple. Cette fois l'axe horizontal représente des longueurs d'ondes.

Le graphe suivant montre le spectre final de 3C273 corrigé sous VisualSpec :

La loi de dispersion mesurée de LORIS est (x en pixels agglomérés de 18 microns) :

Le rendement spectral est donné dans la courbe ci-après (inclue outre LORIS avec un CCD Kodak KAF-1602E, la transmission de lunette de 128 mm et de l'atmosphere pour une masse d'air de 2) :

Cliquer ici pour charger la réponse instrumentale de LORIS

Vous trouverez ici la description d'une autre séquence de traitement de spectres.

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