8 : L’étalonnage latéral

Comme à l’accoutumée, pour bien suivre cette partie, téléchargez les données d’observations correspondantes sur ce lien : starex198.zip

Vous allez trouver dans cette archive une séquence de d’images brutes du spectre de l’étoile Altair et de l’étoile 12 Vul. Le télescope utilisé est un C9.25 (Celestron), exploité directement au foyer direct f/10. Le spectrographe est un Star’Ex configuré en mode haute résolution (réseau 2400 t/mm, combinaison objectifs 80x125, fente de 35 microns, caméra ASI533MM).  Les spectres sont centrés sur la raie H-alpha.

Les données sont acquises en mettant en oeuvre une technique d’étalonnage particulière, le mode « latéral ». De notre point de vue il s’agit d’une avance qui apporte facilité, confort et précision. Cette technique favorise en outre l’usage de spectrographes conçus léger et peu coûteux, car issue de l’impression 3D - qui est en soi une révolution. Souvent les instruments réalisés à partir de cette technologie présentent un point de faiblesse au niveau de la rigidité, qui laisse à désirer. Ils se déforment plus ou moins sous leurs propres poids suivant l’endroit du ciel visé. On connaît par ailleurs des spectrographes lourds et en métal qui souffre du même défaut, il est en effet impossible d’atteindre la rigidité absolue. A  ceci s’ajoutent les déformations dites « terme-élastique », liées aux changements de température. Il en résulte des erreurs d’étalonnage spectral qui grèvent la qualité des spectres acquis. L’idée force du « mode latéral » est de réaliser une surveillance quasi continue durant l’observation des déformations qui affectent cet étalonnage et dans tenir compte pour obtenir un meilleur résultat.

Dans le même temps, on réalise donc l’acquisition du spectre des cibles célestes et du spectre de raies d’émission de la lampe d’étalonnage. Au final, l’image du spectre de la lampe étalon chevauche l’image du spectre de l’étoile, l’un s’imprimant sur l’autre. Le but est évident : si durant l’exposition sur une cible, qui peut être long (10 minutes… 30 minutes) le spectrographe se déforme, puisque la lumière du signal d’étalonnage suit approximativement le même chemin optique, et surtout dans le même temps, le mouvement consécutif du spectre affecte à la fois le spectre de l’astre et le spectre de la lampe étalon, du coup, les erreurs d’étalonnage spectral sont très réduites.

Accessoirement, on élimine une étape, celle de réaliser un spectre d’étalonnage distinct en fin de session sur un astre (ou en début, ou les deux à la fois).

Mais acquérir sur la même image deux spectres simultanément n’est-elle pas une cause de brouillage de l’information, l’un pouvant écraser l’autre ? La question est légitime. Ce qui nous sauve ici est que la nature des spectres est fort différente : un trait de lumière plus ou moins continu dans la situation du spectre d’une étoile, un spectre de raies discrètes, très localisées, pour la lampe étalon de référence. Certes, il y a un chevauchement, mais celui-ci n’est que très local et peu gênant en pratique devant l’intérêt que l’on tire de la méthode. 

Voici ce que cela donne sur l’image 12vul-1.fits, que vous allez trouver dans la session « starex198 » :

Le trait horizontal est la trace du spectre de l’étoile 12 Vulpecula au terme d’une exposition de 900 secondes. Simultanément, nous apercevons les raies en émission de la lampe néon, dans la même image. Nous avons donc deux spectres en un. Rassurez-vous, le traitement qui va suivre va nous permettre d’isoler le seul spectre de l’étoile au final. L’information qui nous sert pour étalonner ce spectre est celle qui se trouve de part et d’autre de la trace, dans ces parties latérales, d’où le nom d’ « étalonnage latéral « donné à cette technique, ou « mode latéral ».

L’approche générale n’est pas nouvelle : elle n’est pas sans rappeler celle mise en oeuvre par la quasi-totalité des professionnels qui réalisent de la spectrographie astronomique (cela représente du monde et de nombreux appareillages !). Pour éviter les biais temporels (glissements mécaniques …), ceux-ci s’arrangent eux aussi pour capturer simultanément le spectre de l’astre étudié et l’information utile à l’étalonnage. Cette façon de faire a été malheureusement oubliée par la communauté amateur qui pratique la spectrographie alors qu’elle est l’un des socles de la spectrographie instrumentale et de la métrologie. Les professionnels raffinent un peu plus la technique en s’arrangeant pour le spectre d’étalonnage accompagne celui de l’astre, mais sans chevauchement grâce à des systèmes optiques plus ou moins sophistiqués, mais le principe est le même. 

Le grief plus sérieux n’est pas celui de la superposition des spectres, mais le fait que lorsqu’on réalise le guidage sur l’étoile, le signal d’étalonnage, qui arrive aussi en permanence sur la fente d’entrée du spectrographe, produit un flux parasite. On est en quelque sorte ébloui. Fort heureusement, il s’avère que notre éclairage d’étalonnage doit être de très faible intensité pour que les raies en émission ne saturent pas le détecteur après 15 minutes de poses (par exemple). Du coup, ce signal parasite évoqué est automatiquement ténu, d’autant plus qu’en haute résolution spectrale (le mode latéral est surtout adapté à la haute résolution) les cibles sont des astres assez brillants. Le flux provenant de la lampe étalon n’est donc pas gênant en règle générale.

Quand bien même, on peut aussi imaginer un éclairage semi-permanent, allumé par périodes plus ou moins longues (via l’usage d’un minuteur, de commandes envoyées par l’ordinateur d’acquisition, …). Mais la solution ultime, car très efficace, consiste à disposer juste à l’avant de la caméra de guidage un filtre spectral (au diamètre 31,75 mm) dont la bande passante bloque la lumière de la lampe étalon. Dans notre cas, toutes les raies d’émission intenses du néon étant situées dans la partie rouge du spectre, l’emploi d’un filtre large bande de couleur verte constitue une barrière infranchissable aux photons d’étalonnage (un modèle relativement économique de filtre, tels ceux utilisés en imagerie du ciel profond pour obtenir des images couleurs à partir de capteurs noir et blanc, convient parfaitement). Le fond dans l’image de la caméra de guidage devient alors quasi noir. Par la même occasion, en filtrant au niveau de la caméra de guidage, on réduit certaines aberrations optiques et le guidage est plus précis, avec des images d’étoiles bien nettes.

Après cet aparté sur le mode latéral, nécessaire, car pas obligatoirement connu, venons-en au traitement des spectres.

 

Du côté du fichier d’observation, puisque nous avons deux séries de spectres à traiter (Altair et 12 Vul), on écrit donc depuis l’onglet « Observations » :

Les choses sont simples : nous fournissons le nom des deux objets, puis «Auto». specINTI ne trouve pas de série d’images brutes pour l’offset, le dark et le flat-field, aussi indique-t-il un nombre d’images nul. Ce sont des images maîtres d’étalonnage fournies sous une forme prétraitée qui sont ici exploitées, présentes dans l’archive « starex198 » (_offset, _dark, et _flat). C’est tout du côté du fichier d’observation. 

Voici à présent la trame du fichier de configuration recommandé, mais il peut y avoir des variantes en fonction de votre équipement (voir aussi le fichier « conf_starex2400_mode3.yaml », présent dans la distribution de specINTI)  :

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# Configuration Star'Ex  haute resolution

# C9.25 = réseau 2400 t/mm - 80x125 - fente 35 microns 

# Etalonnage en mode 3

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# Répertoire de travail

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working_path: D:/starex198

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# Fichier batch de traitement

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batch_name: obs_12vul

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# Mode d'étalonnage spectral

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calib_mode: 3

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# Recherche automatique des raies d'étalonnage

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auto_calib: [6500, 6700]

# ---------------------------------------------------

# Largeur de binning (obligatoire)

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bin_size: 30

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# Zones de calcul du fond de ciel

# ---------------------------------------------------

sky: [150, 25, 25, 150]

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# Mode d'évaluation du ciel

# --------------------------------------------------

sky_mode: 1

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# Rayon de courbure du smile

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smile_radius: -16000

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# Remove artifact at the calibration lines wavelength

# -----------------------------------------------------------------------

clean_wave: [6506.52, 6532.88, 6598.95, 6678.28]

clean_wide: [0.9, 0.9, 0.9, 1.0]

# ---------------------------------------------------

# Bornes x pour mesures géométriques

# ---------------------------------------------------

xlimit: [450, 2000]

# ----------------------------------------------------------------

# Largeur en pixels de la zone de recherche des raies

# d'étalonnage spectral

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search_wide: 100

# ----------------------------------------------------------------

# Ordre du polynôme d'étalonnage à évaluer

# Obligatoire si calib_mode = 0 ou 3 

# ----------------------------------------------------------------

poly_order: 2

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# Nom du fichier de réponse instrumentale (optionnel)

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instrumental_response: reponse_C9

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# Température de couleur de la lampe tungstène

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planck: 2900

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# Motif de filtrage médian

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kernel_size: -3

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# Filtrage gaussien

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sigma_gauss: 0.8

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# Extraction optimale

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extract_mode: 1

gain: 0.083

noise: 1.3

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# Zone de normalisation à l'unité

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norm_wave: [6640, 6660]

# ----------------------------------------------------------------

# Zone de cropping du profil

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crop_wave: [6501, 6700]

# ----------------------------------------------------------------

# Longitude du lieu d'observation (optionnel)

# ----------------------------------------------------------------

Longitude: 7.0940

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# Latitude du lieu d'observation (optionnel)

# ----------------------------------------------------------------

Latitude: 43.5801

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# Altitude du lieu d'observation en mètres (optionnel)

# ----------------------------------------------------------------

Altitude: 40

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# Site d'observation (optionnel)

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Site: Antibes Saint-Jean

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# Description de l'instrument (optionnel)

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Inst: C9 + StarEx2400  + ASI544MM

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# Observateur (optionnel)

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Observer: cbuil

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# Goodies

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check_mode: 1

spectral_shift_wave: 0.01

sky_remove: 1

Une importante modification par rapport au traitement haute résolution spectrale réalisé à la section précédente - l’usage du mode latéral, que l’on signifie à specINTI en écrivant :

calib_mode: 3

Ce mode de calibration #3 exploite l’éclairage latéral. Après la détection des raies du néon de part et d’autre du spectre de l’étoile, specINTI calcule le polynôme d’étalonnage optimal, qu’il applique ensuite au spectre de l’étoile. Par ailleurs, le spectre du néon est gommé au mieux dans le spectre final de la cible..

Le paramètre « auto_calib » est présent pour faciliter votre travail, la recherche automatique des raies d’étalonnage étant parfaitement compatible avec le mode 3.

La hauteur de binning est prise de 30 pixels (paramètre « bin_size ») pour être sur de collecter la quasi totalité du signal venant de nos cibles. Les zones définie par le paramètre « sky » (150, 25, 25, 150), sont comme toujours choisie pour exclure tout signal venant de l’astre visée, avec marge, mais aussi suffisamment large de part et d’autre de la trace du spectre pour évoluer correctement le niveau du ciel sans trop de bruit. Mais ici, le paramètre « sky » a une double fonction. D’abord, évaluer le signal du fond de ciel, mais aussi extraire le profil des raies du néon du mode latéral pour ensuite effectuer l’étalonnage spectral. Ce spectre du néon, pris dans le spectre même de l’astre pointé, est calculé dans l’exemple en agglomérant colonne après colonne, le signal entre les coordonnées y=-150 à y = -25 relativement à la trace et en dessous celle-ci, et le signal entre les coordonnées y=25 à y = +150 relativement à la trace et au dessus celle-ci.

Les paramètres « clean_wave » et « clean_wide » sont optionnels et nouveaux. Il servent conjointement à réduire, au besoin, les artefacts résiduels lors du retrait du spectre d’étalonnage après la soustraction du ciel. Ce retrait n’étant pas toujours parfait, les raies d’étalonnage peuvent laisser des traces, que l’on peut chercher à effacer avec cette procédure supplémentaire. Le paramètre « clean_wave » est une liste des longueurs en angströms des raies concernées. La paramètre « clean_wide » est une liste de largeurs spectrale en angströms centrée sur les raies indiquées dans la paramètre « clean_wise ».  specINTI réalise une interpellation linéaire dans ces intervalles ce qui retire les défauts qui s’y trouve.

La réponse instrumentale « reponse_C9 » est fournie dans la distribution (typique d’un spectre à haute résolution spectrale, voir la partie 4 de cette documentation).

Les images subissent un traitement de réduction du bruit classique dans le contexte  (« kernel_size », « sigma_gauss, » « extract_mode »), pour aboutir à un pouvoir spectral proche de R = 12000, avec un bon rapport signal sur bruit.

A la fin du fichier de configuration on trouve quelques paramètres optionnels (les «goodies»).

Lancez le traitement en confiance. Le résultat au bout de quelques instants :

Astuce : Si le paramètre optionnel « check_mode »  est défini avec la valeur 1, le logiciel délivre un grand nombre d’informations dans la console, ce qui permet de bien surveiller les résultats. specINTI écrit aussi dans le dossier de travail des profils spectraux et des images de contrôles, au fur à mesure que le programme se déroule. Une image de vérification est particulièrement intéressante, l’image « _step101.fits », qu’il faut apprendre à consulter lors de la mise en route d’un fichier de configuration en cas de doutes :

Il s’agit de la somme de toutes les images de la séquence 12 Vul après le pré-traitement et le retrait du ciel. specINTI a ajouté des marques horizontales pour faciliter vos choix et diagnostics. 

On voit d’abord au centre un extrait de la trace du spectre 2D de l’étoile.

On remarque que cette trace est bien horizontale (le logiciel réalise le traitement pour qu’il en soit ainsi, même si vos données brutes ne sont pas parfaites sur ce point). Le logiciel a aussi bien reconnu la position verticale du spectre (coordonnée Y dans le « log »), ceci dans les images individuelles, afin de réaliser un recentrage vertical de toutes les traces.

Les deux traits intenses de part et d’autres de la trace délimitent la hauteur de binning (paramètre « bin_size »). Vous pouvez juger si cette hauteur est suffisante en augmentant le contraste pour bien voir les basses lumières et donc, l’extension du spectre suivant l’axe spatial.

Les autres traits horizontaux précisent les zones d’évaluation du fond de ciel choisies. On rappelle que c’est aussi depuis ces zones que le profil du spectre d’étalonnage latéral est extrait.

Il est utile d’examiner les détails de faible intensité, comme ici en jouant sur les seuils de visualisation :

Il apparaît d’abord que le traitement se concentre dans les extremums définis par le paramètre « sky » par rapport à la trace du spectre. C’est aussi le cas pour le retrait du fond de ciel. Il apparaît ensuite que le retrait des raies du néon n‘est pas parfait. Un bruit structurel subsiste à leurs niveaux. C’est ce qui va provoquer des artefacts éventuels dans le profil du spectre de l’étoile, très localisées.

L’origine du défaut est inhérente à la façon d’éclairer la pupille avec la source d’étalonnage, en des points (sortie de fibre) et avec une lumière relativement monochromatique. Le faisceau d’étalonnage présente ainsi un certain niveau de cohérence optique (comme un laser) responsable d’interférences, qui se traduisent par des « speckles » (des granules dans l’image ou tavelures). On n’obtient pas ce résultat si la source est large à l’entrée du télescope en raison de la destruction de la cohérence spatiale dans ce cas. Ce phénomène « speckle » est le talon d’Achille de la technique d’éclairement dans la pupille, compte tenu de sa mise en oeuvre dans le cas présent. Mais les inconvénients sont inférieurs aux avantages, nettement. On rappelle que le résidu des raies est très local (la forme de la raie H-alpha n’est pas touchée, par exemple, mais plus gênant, la raie de l’hélium à 6676 A l’est en revanche). Les paramètres « clean_wave » et « clean_size » peuvent  ici venir en aide.

Remarque : Un très petit décalage spectral systématique (« spectral_shift_wave »), de 0,01 A, à peine perceptible, est appliqué pour tenir compte d’un biais d’étalonnage spectral, la pupille d’entrée étant éclairée différemment suivant que la lumière vient du ciel ou de la source d’étalonnage. S’il n’y a qu’un seul point source d’étalonnage, faites en sorte de le disposer dans le prolongement de l’axe long de la fente. Enfin, par rapport à la position radiale, placez la source, ou les sources, à environ 0,7 rayon en partant du centre, une couronne optimale sur le plan optique, car la plus représentative d’un éclairage uniforme global.

Astuce : Si vous ajoutez le paramètre optionnel « sky_remove » avec la valeur 0 dans le fichier de configuration, le fond de ciel n’est pas retiré, et donc les raies d’étalonnage latéral demeurent présentes dans le profil comme des pics au-dessus du continuum (cette option est surtout utile pour, par exemple, le traitement des nébuleuses gazeuses ou des comètes qui présentent une surface angulaire étendue) :

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