4. SEQUENCE DE TRAITEMENT POUR LES SPECTRES DU PROGRAMME "ETOILES Be"

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(décembre 2001)

Ce chapitre décrit les diverses étapes du traitement de spectres obtenues avec le spectrographe Littrow "haute-résolution" (dispersion de 0.38 angstroms/pixel, pour une résolution spectrale mesurée d'environ 0.9 A vers 6500 A, soit un pouvoir de résolution de 7000 à cette longueur d'onde). La séquence est adaptée à l'étude des étoiles Be dans l'optique du programme systématique de surveillance et de mesure sur une longue période entrepris sur ces objets.

Le déroulement de la séquence est illustrée par le traitement de l'étoile Be HD169033 (AD=18H23.2m, DEC= -12°01') de magnitude V=5.73 et de type spectral B8IV/V. L'observation a été effectué à Castanet-Tolosan (sud de Toulouse) dans de bonnes conditions de transparences avec le spectrographe monté au foyer Newton d'un télescope Takahashi CN-212 (F/D=3.9). Il a été obtenu 13 images successives de cet objet, posées chacune 120 secondes le 19/05/2001. Le spectrographe est utilisé en mode fente large (5 mm de large). Le logiciel d'acquisition est Pisco et la caméra est une Audine équipée d'un CCD Kodak KAF-1602E.

Le prétraitement des images est effectué sous Iris jusqu'à l'extraction du profil spectral, puis VisualSpec est mis en oeuvre pour tout ce qui concerne les opérations d'étalonnages.

On décrit ci-après deux procédures de traitement. La première décompose les opérations pour bien en montrer les enchaînements, la seconde est nettement plus automatisée et permet d'accroître très significativement la productivité.

4.1. Le pré-traitement (méthode manuelle)

L'image ci-après montre (en fausse-couleurs) l'un des 13 spectres bruts de HD169033. Pour la représentation, le spectre a été compressé suivant les deux axes d'un facteur 0,39. Les longueurs d'onde vont croissantes de gauche à droite. On peut apercevoir un peu à gauche du centre la raie Ha en émission. Sur le bord droit on trouve la bande B d'absorption atmosphérique provoquée par la molécule O2. Le domaine spectral couvert va de 6300 A à 6900 A environ.

Ci-dessous détail de l'un des spectres bruts à l'échelle originale et centrée sur la raie de l'hydrogène.

Pour effectuer le traitement nous disposons d'une image du signal d'offset portant le nom OFFSET (voir l'image ci-dessous ). Il s'agit du compositage médian de 13 images réalisées dans l'obscurité totale avec le temps de pose minimal permis par la caméra. Si O-1, O-2, O-3, ... O-13, sont les images acquises, ont lance les commandes suivantes depuis la console de Iris :

SMEDIAN  O-  13
SAVE  OFFSET

L'image du signal thermique a pour nom DARK (voir ci-dessous). C'est le résultat du compositage médian de 9 poses de 120 secondes réalisées dans l'obscurité (commande SMEDIAN). Au préalable, le signal d'offset a été retiré de chacune des 9 images (commande SUB2). Soit N-1, N-2, ... N-9 les images d'obscurité acquises, la séquence de traitement est alors :

SUB2  N-  OFFSET I 0 9
SMEDIAN  I  9
SAVE  DARK

La troisième image nécessaire au pré-traitement est l'image flat-field, qui est la carte de sensibilité relative en chaque point de l'image. La réalisation d'une image flat-field est toujours une opération délicate en spectroscopie. L'image ci-après, que nous assimilons à un flat-field (image appelée FLAT) est un spectre obtenu au crépuscule.

Les poussières déposées sur la vitre du CCD sont parfaitement visibles sous la forme d'auréoles. On remarque aussi du vignettage optique (le contraste de cette image est élevée pour le besoin de la visualisation). Le problème est que le signal enregistré est non seulement fonction de la transmission locale de l'instrument, mais aussi du contenu spectral de la scène observée, ici le fond de ciel au crépuscule. L'image FLAT n'est donc pas exactement un flat-field. Fort heureusement, telle qu'elle, elle permet de corriger de manière satisfaisante l'ombre des poussières et dans une certaine mesure, les variations lentes du vignetage optique.

Le biais introduit par la dépendance à la longueur d'onde dans l'image FLAT sera éliminer lors de l'étape de correction radiométrique (voir plus loin). Il faut souligner que le flat-field serait plus correct s'il été obtenu à l'ordre zéro (image directe du ciel sur le CCD sans dispersion spectrale), mais ceci n'était pas possible sur le prototype expérimenté, mais sera corrigé par la suite. Nota : l'utilisation d'un flat-field réalisé à l'ordre zéro pour corriger les spectres est possible grace à l'adoption du montage Littrow, car celui-ci ne produit pas de phénomène d'anamorphose (les poussières ont la même allure à l'ordre 0 et à l'ordre 1 en raison de l'égalité de l'angle moyen d'incidence et de l'angle moyen de diffraction sur le réseau).

Quatorze images élémentaires flat-field ont été faites au crépuscule avec un temps de pose variable permettant de couvrir les 3/4 de la dynamique de la caméra. Leur nom est F-1, F-2, ... F-14. Le signal d'obscurité est ajusté automatiquement à ces images (commande OPT2), puis soustrait. On soustrait ensuite le signal d'offset. Les 13 images sont alors normalisées au niveau de 25000 ADU (niveau typique moyen dans les images flat-field de l'exemple) à partir de leur intensité médiane, puis on en réalise la somme médiane de l'ensemble des images. Voici la séquence :

OPT2 F- DARK I 14
SUB2 I OFFSET I 0 14
NGAIN2 I I 25000 14
SMEDIAN I 14
SAVE FLAT

Une fois les 3 images de références acquises (OFFSET, DARK, FLAT) le pré-traitement des spectres se fait de manière traditionnelle. Si 16903-1, 16903-2, ..., 16903-13 sont les noms des images de la séquence de spectres bruts, on fait :

OPT2 16903- DARK I 13
SUB2 I OFFSET I 0 13
DIV2 I FLAT I 25000 13

La séquence traitée est alors I1, I2, ..., I13.

Voici le résultat pour l'une des images de la séquence : 

L'analyse fine montre que les spectres sont légèrement courbés. Ce problème sera traité plus tard. En outre il apparaît que l'axe de dispersion moyen est incliné de +0.1° par rapport à l'axe horizontal du CCD. Ceci est dû a une légère imperfection d'orientation des traits du réseau par rapport aux axes du CCD. C'est à présent le moment de corriger ce petit défaut en pratiquant une rotation de chaque image par rapport au centre moyen des spectres (coordonnées 840, 50 dans l'exemple) :

ROT2 I I 840 50 0.1 13

L'étape suivante consiste à translater suivant les deux axes les spectres I2, I3, ..., I13 de manière à ce qu'ils se superposent exactement au spectre I1. L'opération est automatique avec le commande L_REGISTER à partir du moment où il est possible d'observer un détail significatif commun sur chacune des images. C'est bien le cas ici. On peut se servir soit d'une raie en émission, soit d'une raie en absorption. Il faut pour cela sélectionner intéractivement à la souris la raie dans le premier spectre de la séquence (voir image ci-dessous), puis lancer la commande :

L_REGISTER I J 1 15 13

Le troisième paramètre (valeur 1 ici) indique au programme que la raie est en émission (pour une raie en absorption il faut inscrire 0). Le quatrième paramètre est la largeur en pixel sur laquelle est calculé de barycentre de la raie. Cette commande produit la séquence recentrée J1, J2, ..., J13.

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