specINTI & specINTI Editor
11 : Dans l’intimité du fichier d’observation
Dans les sections précédentes, nous avons vu comment écrire le fichier d’observation au travers de l’onglet « Observations » de l’interface specINTI Editor. Ce fichier, après sauvegarde, ce retrouve dans le dossier de travail courant avec un nom qui se termine par l’extension .yaml. De fait, il est conforme à la « norme » YAML, connue dans le monde informatique pour échanger des paramètres entre applications. Vous pouvez parfaitement créer et éditer ce fichier avec un simple traitement de texte. Il peut être aussi écrit pas un logiciel tiers, par exemple le logiciel d’acquisition lui-même au fur et à mesure que l’on observe durant la nuit. Voici quelques explications sur la constitution interne de ce fichier d’observation au cas où vous voudriez vous lancer dans la programmation. L’agencement indiquée constitue en quelque sorte une norme pour specINTI, qu’il faut respecter pour être compris par ce ce dernier.
Voici un contenu caractéristique :
# *******************************************************
Altair:
# *******************************************************
- Altair # catalog name
- altair- # generic target file name
- 13 # number of target spectral images
- altair_neon- # generic spectral lamp files name
- 1 # number of spectral lamp images
- altair_tung- # generic flat lamp files name
- 18 # number of flat images
- n900- # generic dark files name
- 16 # number of dark images
- o- # generic offset files name
- 25 # number of offset files name
- none # optical atmospheric transmission
# *******************************************************
Notez d’abord que vous pouvez insérer des commentaires où bon vous semble, ce qui améliore la lisibilité. Un commentaire débute par le caractère « # » .
A chaque objet cible à traiter est associé un bloc de données. Il y a donc autant de blocs qu’il y a d’objets observés. Le début d’un bloc est marqué par un texte (ou clefs) suivi de deux points « : ».
Le texte en commentaire en préambule sert seulement à circonscrire le bloc actuel des blocs précédents ou suivants. Les minuscules ou majuscules, ou encore les espaces sont possibles. Vous auriez par exemple pu écrire « Ma belle observation de Altair: ».
Ma belle observation de Altair:
Viennent ensuite 12 lignes (ce nombre est imposé, hors commentaires) décrivant l’observation proprement dite d’une cible donnée, en l’occurrence celle du spectre de l’étoile Altair (c’est un exemple). Chaque ligne doit débuter par un tiret « - » suivi d’au moins un blanc. L’ordre de ces lignes doit impérativement être respecté relativement à leurs significations.
Ligne 1 : la désignation « officielle » de l’étoile, que l’on trouve dans les catalogues, et compris pas le CDS. Pour cette étoile on pourrait encore choisir « HD 187642 » ou encore « 53 Aql », et on écrirait alors,
- HD187642
ou
- 53 Aql
Lignes 2 et 3 : le nom générique des images brutes au format FITS de l’étoile à traiter et le nombre d’images correspondant de la séquence. Dans l’exemple, les fichiers images de la séquence sont nommés sur le disque de stockage : altair-1, altair-2…, altair-13. Pour une question de lisibilité, on recommande au moment de l’acquisition de faire en sorte que le nom générique donné aux fichiers images ce terminer par un tiret, comme dans cet exemple..
Lignes 4 et 5 : le nom générique des fichiers d’étalonnage spectral et leur nombre. Notez que vous êtes absolument libre du nom donné au fichier. Dans l’exemple, il n’y a qu’un seul fichier d’étalonnage, appelé « altair_neon-1 ».
Lignes 6 et 7 : le nom générique des images flat-field et leur nombre. Ici, on dispose de la séquence altair_tung-1, altair_tung-2…, altair_tung-18. On précise plus loin comment ces images ont été acquises. Ces images sont combinées par specINTI pour produire un « flat maître », sauvegardé sous le nom réservé « _flat dans le dossier de travail..
Lignes 8 et 9 : le nom générique des images du signal d’obscurité et leur nombre. Dans l’exemple, on utilise 16 images de dark exposées 900 secondes dans l’obscurité, que l’on a décidé d’appeler : n900-1, n900-2…, n900-18. Ces images vont être combinées automatiquement par specINTI de manière à construire un « dark maître » (et le fichier « _offset »).
Lignes 10 et 11 : le nom générique des images du signal d’offset et leur nombre. Ici : o-1, o-2…, o-25. Ces images sont prises dans l’obscurité avec un temps de pose très bref. specINTI exploite ces images individuelle pour produire automatiquement une image « offset maître » (et la fichier « _dark »).
Ligne 12 : le nom d’un fichier FITS contenant le spectre de la transmission atmosphérique au moment de l’observation et dans la ligne de visée de la cible. Pour simplifier, nous n’utilisons pas ici un tel fichier, et on indique pour cette raison le nom « none ».
Si ces 12 lignes sont impératives, Il se peut malgré tout que vous ne disposiez pas de tous les fichiers nécessaires. Par exemple, vous avez oublié d’acquérir les images flat-field (ce qui n’est pas bien !). Comment faire alors ?
L’astuce consiste à indiquer un nombre nul d’images pour la séquence correspondante. Par exemple, supposons donc que vous n’avez pas d’images flat-field pour cette observation. Dans ce cas vous allez écrire quelque chose comme :
- altair_neon- # generic spectral lamp files name
- 1 # number of spectral lamp images
- altair_tung- # generic flat lamp files name
- 0 # number of flat images
- n900- # generic dark files name
- 16 # number of dark images
Le nom générique de la séquence n’a alors plus d’importance, et vous pourriez parfaitement écrire :
- pas de flat-field # generic flat lamp files name
- 0 # number of flat images
specINTI va traiter dans tous les cas vos spectres avec les données dont il dispose, mais attention tout de même, la disponibilité du trio de fichiers « flat, dark, offset » est vraiment la règle pour bien exploiter vos observations.
Le fichier d’observation révèle sa puissance lorsqu’on comprend qu’il est possible d’enchaîner le traitement de plusieurs cibles à la suite et de manière entièrement automatique. Il suffit de réaliser des copier-coller des blocs cibles, la structure du fichier étant répétitive. Par exemple :
# *******************************************************
Altair:
# *******************************************************
- Altair # catalog name
- altair- # generic target file name
- 13 # number of target spectral images
- altair_neon- # generic spectral lamp files name
- 1 # number of spectral lamp images
- altair_tung- # generic flat lamp files name
- 18 # number of flat images
- n900- # generic dark files name
- 16 # number of dark images
- o- # generic offset files name
- 25 # number of offset files name
- none # optical atmospheric transmission
# *******************************************************
# *******************************************************
Vega:
# *******************************************************
- Vega # catalog name
- vega- # generic target file name
- 18 # number of target spectral images
- vega_neon- # generic spectral lamp files name
- 1 # number of spectral lamp images
- altair_tung- # generic flat lamp files name
- 18 # number of flat images
- n900- # generic dark files name
- 16 # number of dark images
- o- # generic offset files name
- 25 # number of offset files name
- none # optical atmospheric transmission
# *******************************************************
Ici specINTI va d’abord calculer le spectre de l’étoile Altair, puis poursuivre avec le traitement du spectre de l’étoile Véga. Vous pouvez inclure de cette façon autant de blocs cibles que vous souhaitez dans le fichier d’observation.
Noter dans l’exemple que pour le traitement de l’étoile Véga, on utilise les mêmes données d’étalonnage (même flat-field,, mêmes dark, etc). Ce n’est pas obligatoire, mais c’est souvent le cas en pratique.
Telles que les choses sont écrites, à chaque objet, specINTI calcule les images maîtres du flat-field, du dark et de l’offset, chaque bloc étant indépendant des autres. Ce calcul est heureusement rapide, mais il y a une manière plus élégante d’écrire le fichier « batch » d’observation, comme le montre l’exemple suivant :
# *******************************************************
Altair:
# *******************************************************
- Altair # catalog name
- altair- # generic target file name
- 13 # number of target spectral images
- altair_neon- # generic spectral lamp files name
- 1 # number of spectral lamp images
- altair_tung- # generic flat lamp files name
- 18 # number of flat images
- n900- # generic dark files name
- 16 # number of dark images
- o- # generic offset files name
- 25 # number of offset files name
- none # optical atmospheric transmission
# *******************************************************
# *******************************************************
Vega:
# *******************************************************
- Vega # catalog name
- vega- # generic target file name
- 18 # number of target spectral images
- vega_neon- # generic spectral lamp files name
- 1 # number of spectral lamp images
- _flat # generic flat lamp files name
- 0 # number of flat images
- _dark # generic dark files name
- 0 # number of dark images
- _offset # generic offset files name
- 0 # number of offset files name
- none # optical atmospheric transmission
# *******************************************************
Il faut comprendre les choses de la manière suivante : lors du traitement de la première cible (Altair), specINTI génère les fichiers maîtres flat-field, dark et offset, et les sauvegardes dans le répertoire de travail en utilisant les noms réservés respectifs suivant « _flat », « _dark » et « _offset ». Si vous examinez votre système de stockage des données, vous allez trouver ces fichiers.
Pour le traitement du second objet, « Vega », on fait en sorte d’indiquer à specINTI d’utiliser les images maîtres pré-calculées et non pas refaire le calcul complet de ces images maîtres. Il suffit de préciser pour cela le nom réservé aux lignes correspondantes et mettre la valeur 0 pour le nombre d’images. Dans cette situation, le calcul est bien sûr plus rapide.
Ce processus est souple, car les fichiers en question peuvent très bien avoir été créés lors d’une session antérieure, il y a un jour, il y a un mois… Il suffit de copier ces images maîtres dans l’actuel dossier de travail.
Astuce : supposons que dans une longue séquence d’étoiles décrites dans le fichier d’observation, vous ne souhaitez pas traiter les données d’un ou plusieurs de ces objets. Il est inutile d’écrire un fichier d’observation spécifique, dans lequel il faudrait supprimer les blocs des objets non désirés. Le plus simple dans cette situation consiste à indiquer un nombre nul pour la séquence des images « science » que l’on ne veut pas traiter. Ainsi, dans l’exemple :
# *******************************************************
Altair:
# *******************************************************
- Altair # catalog name
- altair- # generic target file name
- 0 # number of target spectral images
- altair_neon- # generic spectral lamp files name
- 1 # number of spectral lamp images
- altair_tung- # generic flat lamp files name
- 18 # number of flat images
- n900- # generic dark files name
- 16 # number of dark images
- o- # generic offset files name
- 25 # number of offset files name
- none # optical atmospheric transmission
# *******************************************************
# *******************************************************
Vega:
# *******************************************************
- Vega # catalog name
- vega- # generic target file name
- 18 # number of target spectral images
- vega_neon- # generic spectral lamp files name
- 1 # number of spectral lamp images
- altair_tung- # generic flat lamp files name
- 18 # number of flat images
- n900- # generic dark files name
- 16 # number of dark images
- o- # generic offset files name
- 25 # number of offset files name
- none # optical atmospheric transmission
# *******************************************************
specINTI saute le traitement de l’étoile Altair, et va directement au traitement de l’étoile Vega. Cette astuce est utile pour la mise au point du fichier d’observation ou pour reprendre le traitement en cas d’un échec sur seulement quelques objets, ainsi isolés dans le fichier d’observation. Ce principe du nombre d’image nul peut aussi être mis en application depuis l’interface specINTI Editor.
12 : Les modes d’étalonnage’
Quelques uns des mode d’étalonnage utilisables avec specINTI pour étalonner les spectres en longueurs d’onde ont été décrit dans les sections précédentes. Ces modes couvrent l’essentiel des besoins en fonction de situations étroitement liées à la manière d’exploiter son spectrographe ou du type d’objet observé. Le mode est indiqué au logiciel au travers du paramètre « calib_mode ». Voici la liste complète, avec une description succincte.
Mode #0 : C’est ce mode que l’on peut considérer comme « standard » en spectrographie. Vous utilisez une lampe d’étalonnage à raies d’émission (néon, argon, mercure…) et dans la mesure du possible, vous réalisez une prise de spectre de cette lampe avant et après la session d’observation des images sciences de l’objet visé. specINTI exploite le ou les spectre(s) de cette lampe pour calculer automatiquement le polynôme d’étalonnage (loi de dispersion qui rattache les numéros des pixels de l’image à des longueurs d’onde) et l’applique aux données « science ». Ci-après le spectre caractéristique d’une lampe d’étalonnage spectral à raies d’émission (extrait du spectre d’une lampe à décharge contenant du gaz néon) :
Mode #1 : Vous avez déjà évalué par ailleurs les termes du polynôme d’étalonnage spectral caractéristique de votre spectrographe — une sorte de constante du matériel. Pour réaliser cette évaluation vous vous êtes servi du spectre d’une lampe spectrale à raies d’émission ou des raies d’absorption d’une étoile chaude de type spectral A ou B. Cette loi de dispersion peut être calculée avec un logiciel autre que specINTI (VisualSpec, ISIS, …) ou avec specINTI lui-même (voir à la section 5.4). Ce polynôme est directement appliqué aux données à traiter et vous n’avez pas besoin d’utiliser une source d’étalonnage durant toute la session d’observation. Ce mode #1 est dit « expérimental » ou de « test », car difficile à utiliser normalement car rien ne dit en effet que la fonction d’étalonnage est stable au cours de la session, en fonction de la température, du pointage du télescope… L’usage du seul polynôme de dispersion générique peut conduire à des erreurs d’étalonnage significatives. Il existe tout de même des situations où le mode #1 peut se révéler bien utile. Par exemple, en spectrographie planétaire, lorsqu’on en cherche à comparer le spectre de plusieurs régions de la surface, pouvoir fixer le polynôme d’étalonnage facilite considérablement l’analyse.
Mode #2 : Ce mode est mixte entre les modes #0 et #1 précédemment décrits. L’idée est qu’un phénomène de flexion mécanique du spectrographe, variable en fonction du point du ciel pointé, ou suite à une déformation thermoplastique, conduit au premier ordre à une translation de l’image du spectre sur le détecteur. Supposons le polynôme d’étalonnage suivant, d’ordre 3 :
Lambda = A3 x X^3 + A2 x X^2 + A1 x X + A0
avec lambda, la longueur d’onde, X le rang d’un pixel dans l’image suivant l’axe spectral et (A0, A1, A2, A3), les coefficients du polynôme d’étalonnage.
On admet (ce qui se vérifie aussi) qu’au premier ordre, si l’instrument subit une déformation mécanique ou thermique, c’est le terme A0 qui est majoritairement affecté. Cela signifie que malgré ces accidents, le spectre demeure conforme à lui-même au cours de la session (ou plusieurs sessions) à une translation près. Par exemple, son échelle moyenne (terme A1) ne change pas. On dit que le spectre demeure affine. Les termes d’ordres supérieurs sont eux aussi raisonnablement constants dès lors que la translation n’est pas considérable (disons quelques pixels à quelques dizaines de pixels, en règle générale.).
En fin de compte, le mode #2 d’étalonnage consiste : (1) à évaluer tous les termes du polynôme d’étalonnage une seule fois, en observant une lampe spectrale à large bande spectrale ou éventuellement, faute de mieux, les raies de la série de Balmer des étoile de type A ou B, dont les positions sont bien définies et connues, (2) à considérer que ce polynôme est une constante instrumentale si le spectrographe n’est pas déréglé, voir démonté, à l’exception cependant du terme A0, qui est considéré comme libre, (3) à exploiter une source d’étalonnage (lampe à raie d’émission) pour chaque étoile observée afin de seulement recaler le terme A0 (une seule raie est nécessaire, mais vous pouvez en utiliser plusieurs, et dans ce cas, specINTI calcule une valeur moyenne du terme A0, plus précise).
Le mode #2 règle un problème délicat et assez commun : il est la solution lorsque votre lampe spectrale sur le télescope ne propose pas assez de raies pour couvrir tout le domaine spectral observé par le spectrographe, ou lorsque les raies de la lampe sont peu intenses et mal distribuées. Ce mode #2 est particulièrement utile si vous travaillez en basse résolution spectrale avec un spectrographe couvrant donc un large domaine de longueurs d’onde.
Mode #3 : specINTI réalise un étalonnage spectral avec les raies d’une lampe étalon qui éclaire le spectrographe alors même que l’on observe les étoiles. L’illumination d’étalonnage prend idéalement la forme d’un éclairage permanent de faible intensité du miroir du télescope alors même que l’on observe les cibles « science » (la brillance de cette source d’étalonnage est ajustée pour qu’au bout d’un temps long d’exposition son signal électronique ne représente qu’une fractionne de la dynamique du capteur). A chacune des poses élémentaires sur les cibles, est donc associé un spectre d’étalonnage, qui s’imprime dans le spectre même de la cible. Il y a bel et bien superposition de deux spectres au final. On parle de mode d’étalonnage latéral car les raies d’émission d’étalonnage apparaissent de part et d’autre de la trace du spectre. Lors du processus de traitement, ce spectre d’étalonnage est gommé du spectre science. Au préalable, le spectre d’étalonnage est analysé pour en extraire de manière automatique le polynôme d’étalonnage parfaitement adapté aux données que l’on veut traiter.
L’intérêt du mode #3 est la simultanéité entre la prise du spectre des cibles et la prise de la source d’étalonnage spectral. Ainsi les flexions mécaniques ou les déformations thermiques n’ont plus d’effet sur la qualité de l’étalonnage spectral. Ceci ouvre la voie à des spectrographe réalisées léger et économique, comme par exemple l’instrument Star’Ex. Le mode latéral tel que décrit constitue donc une vraie rupture dans le monde de la spectrographie amateur, qui peut être abordée d’une tout autre façon. Cette façon de faire n’est en fait pas nouvelle : avec des moyens techniques différents, mais pour un but identique, c’est grâce à l’étalonnage parallèle aux prises de vues science que l’on réalise des mesures de vitesses radiales de très haute précision, par exemple à l’origine de la découverte des exoplanète. Le mode #3 est plus particulièrement adapté à la spectrographie à haute résolution spectrale (R>10000).
L’image ci-après montre une image du spectre de l’étoile Pléione (dans Messier 45) obtenue avec une lunette de 100 mm de diamètre est un spectrographe Star’Ex exploité avec une haute résolution spectrale. Nous sommes bien en mode latéral, car en superposition au spectre de l’étoile (le trait horizontal), dans la même image, nous avons un peigne de raie provenant d’une lampe néon (les raies verticales) :
Ce même spectre de Pleione, mais sous forme d’un profil spectral, alors que l’on n’a pas retiré les raies d’étalonnage :
Ci-dessous le spectre après l’élimination logicielle des raies d’étalonnage. Son aspect est alors devenu habituel (paramètre « sky_remove » prenant la valeur 1 dans le fichier de configuration, ce qui est aussi le comportement par défaut de specINTI).
Dans l’image ci-contre, l’illumination du miroir d’un télescope Newton de 250 mm de diamètre par 4 lampes néon fixées sur les branches de l’araignée porte secondaire.
Mode #4 : Ce mode est intermédiaire entre le mode #0 et le mode #3. On évalue les termes du polynôme d’étalonnage en choisissant une lampe spectrale riche en raies (éventuellement sur table, hors du télescope, donc avec des moyens relativement lourd, voir la section 3). Ces coefficients sont alors considérés comme des constantes de l’instrument, ou tout au moins, des valeurs qu’on ne réactualise pas fréquemment. specINTI utilise ensuite le spectre latéral pour le recalage du terme A0 du polynôme, qui lui peut évoluer en fonction du temps ou encore du pointage du télescope.
Le mode #4 peut être mis en oeuvre lorsqu’on observe sous un ciel pollué, en ville, en présence de raies de lampes d’éclairage urbain du sodium ou du mercure : on se sert alors de cette source de pollution comme un avantage puisqu’on dispose de l’équivalent d’une lampe étalon gratuite et permanente. C’est un des rares cas où la pollution lumineuse sert à quelques chose de positif en astronomie ! Si l’observatoire est très isolé de la pollution lumineuse, il est parfois possible d’exploiter des raies émises par la haute atmosphère, en particulier la raie verte à 5577 A, toujours présente lorsqu’on travaille en basse résolution. Cette utilisation des raies artificielles ou naturelles, venant du ciel lui-même, est bien sûr fort simple, mais aussi précise, sans aucun biais d’étalonnage, puisque les rayons venant de la cible science et de la source d’étalonnage suivant le même chemin optique , ce qui est la Graal en matière d’étalonnage.
Pour illustrer, l’image ci-après est celle du spectre 2D d’une étoile réalisé dans un zone désertique au Chili (2SPOT) avec un spectrographe Alpy600 : on se sert ici de la raie de fluorescence atmosphérique à 5577 A, toujours plus ou moins visible (qui donne la couleur verte aux aurores boréales, par ailleurs), pour tarer les spectres (ajustement du terme A0) :
Un autre exemple sur un spectre Star’Ex basse résolution de l’étoile HL Tau (remarquer l’émission de la raie H-alpha dans la partie droite), cette fois réalisée en milieu urbain. Les raies pouvant servir pour l’étalonnage en mode 4 peuvent alors être ici celles du sodium ou mieux, du mercure (Hg) produites par l’éclairage urbain.
Voici un exemple typique de fichier de configuration exploitant le mode 4, avec en rouge, les différences par rapport au mode 3 décrit à la section 4 (principalement les longueurs d’onde et position des raies servant de point d’accroche pour caler le paramètre A0 du polynôme de dispersion, actuellement valant 3773.712 A (paramètre « calib_coef »), mais qui va être modifié par le logiciel suite à l’observation de ces raies :
# *****************************************************************
# Configuration Sol'EX 300 t/mm - Newton 250 f/4 - fente 19 microns
# Etalonnage mode 4
# *****************************************************************
# ---------------------------------------------------
# Répertoire de travail
# ---------------------------------------------------
working_path: /Volumes/Samsung_T5/starex_16102021
# ---------------------------------------------------
# Fichier batch de traitement
# ---------------------------------------------------
batch_name: obs_hltau
# ---------------------------------------------------
# Mode d'étalonnage spectral
# ---------------------------------------------------
calib_mode: 4
# ----------------------------------------------------------------
# Coefficients du polynôme d'étalonnage spectral
# ----------------------------------------------------------------
calib_coef: [-1.336316e-9, 7.98424e-6, 0.96625, 3773.712]
# ---------------------------------------------------
# Largeur de binning
# ---------------------------------------------------
bin_size: 40
# ---------------------------------------------------
# Zones de calcul du fond de ciel
# ---------------------------------------------------
sky: [150, 24, 24, 150]
# ---------------------------------------------------
# Bornes x pour mesures géométriques
# ---------------------------------------------------
xlimit: [1500, 2500]
# ----------------------------------------------------------------
# Largeur en pixels de la zone de recherche des raies
# ----------------------------------------------------------------
search_wide: 40
# ---------------------------------------------------
# Longueurs en A d'onde d'étalonnage (obligatoire)
# ---------------------------------------------------
wavelength: [5577.35, 5460.73]
# ---------------------------------------------------
# Position des raies en pixels (obligatoire)
# ---------------------------------------------------
line_pos: [1857, 1738]
# ----------------------------------------------------------------
# Nom du fichier de réponse instrumentale
# ----------------------------------------------------------------
instrumental_response: reponse
# ----------------------------------------------------------------
# Taille noyau de filtrage médian
# ----------------------------------------------------------------
kernel_size: -3
# ----------------------------------------------------------------
# Filtrage gaussien
# ----------------------------------------------------------------
sigma_gauss: 1.0
# ----------------------------------------------------------------
# Mode d'évaluation du fond de ciel
# ----------------------------------------------------------------
sky_mode: 1
# ----------------------------------------------------------------
# Mode d'extraction du profil
# ----------------------------------------------------------------
extract_mode: 1
# ----------------------------------------------------------------
# Bruit de lecture en e-
# ----------------------------------------------------------------
noise: 1.5
# ----------------------------------------------------------------
# Gain électronique en e-/ADU
# ----------------------------------------------------------------
gain: 0.0418
# ----------------------------------------------------------------
# Zone de normalisation à l'unité
# ----------------------------------------------------------------
norm_wave: [6640, 6660]
# ----------------------------------------------------------------
# Zone de cropping du profil
# ----------------------------------------------------------------
crop_wave: [3850, 7000]
# ----------------------------------------------------------------
# Longitude du lieu d'observation
# ----------------------------------------------------------------
Longitude: 7.0940
# ----------------------------------------------------------------
# Latitude du lieu d'observation
# ----------------------------------------------------------------
Latitude: 43.5801
# ----------------------------------------------------------------
# Altitude du lieu d'observation en mètres
# ----------------------------------------------------------------
Altitude: 40
# ----------------------------------------------------------------
# Site d'observation
# ----------------------------------------------------------------
Site: Antibes St-Jean
# ----------------------------------------------------------------
# Description de l'instrument
# ----------------------------------------------------------------
Inst: Newton250 + SolEx (300) + ASI183MM
# ----------------------------------------------------------------
# Observateur (optionnel)
# ----------------------------------------------------------------
Observer: cbuil
13 : Les modes spéciaux
13.1 : Mode -1 : évaluation du polynôme de dispersion avec un spectre en absorption
Remarquer d’abord que les mode spéciaux ce distinguent par une numérotation négative.
Le mode -1 permet de calculer le polynôme de dispersion spectrale du degré de son choix à partir de la position observée des raies de Balmer (spectre d’absorption de l’hydrogène) depuis specINTI. L’ideal pour cela est d’observer une étoile chaude de type spectral A ou B, car ces raies y sont intenses. Voici la procédure. Ecrivez un fichier de configuration de la manière suivante (extrait) :
# ---------------------------------------------------
# Mode d'étalonnage spectral
# ---------------------------------------------------
calib_mode: -1
# ---------------------------------------------------
# Longueur d’onde des raies de Balmer
# ---------------------------------------------------
fit_wavelength: [3889.05, 3970.08, 4101.75, 4340.48, 4861.34, 6562.81]
# ---------------------------------------------------
# Position approximative des raies de Balmer en pixels
# ---------------------------------------------------
fit_posx: [259, 283, 318, 386, 528, 1012]
# ---------------------------------------------------
# Intervalle de recherche des raies
# ---------------------------------------------------
seach_wide: 8
# ---------------------------------------------------
# Degré du polynôme d’étalonnage
# ---------------------------------------------------
fit_order: 3
Les paramètres fit_wavelength et fit_posx représentent respectivement les longueurs d’onde des raies de Balmer choisies et leur coordonnée approximative en pixel dans l’image. On choisit le degré du polynôme au travers du paramètre fit_ordre (ici le degré 3). Rappelez-vous que si n est le nombre de raies de Balmer choisies, le degré ne peut pas dépasser n-1. Le traitement porte sur une étoile dans laquelle les raies de Balmer sont bien contrastées, par exemple :
# *********************************************************
HD 223352:
# *********************************************************
- HD 223352 # catalog name
- HD 223352- # generic target file name
- 11 # number of target spectral images
- HD 223352_Neon- # generic spectral lamp files name
- 1 # number of spectral lamp images
- flat- # generic flat lamp files name
- 32 # number of flat images
- Dark_1200- # generic dark files name
- 5 # number of dark images
- Dark_bias- # generic offset files name
- 17 # number of offset files name
- none # optical atmospheric transmission
Le traitement s’arrête avec l’affichage du polynôme de dispersion calculé (le traitement de l’étoile n’est pas complet) :
Computed calibration coefficients:
-2.6658628005617566e-07, 0.0003809274285578211, 3.4241240905489154, 2991.942942846281
Residue = 0.04 A
End.
Vous pouvez à présent rapporter ces éléments dans le fichier de configuration pour les traitements proprement dits :
# ----------------------------------------------------------------
# Coefficients d'étalonnage spectral
# ----------------------------------------------------------------
calib_coef: [-2.6658628005617566e-07, 0.0003809274285578211, 3.4241240905489154, 2991.9429428]
13.2 : Mode -2 : évaluation du polynôme de dispersion avec un spectre en émission
Tout comme le mode -1, le mode -2 permet de calculer le polynôme de dispersion spectrale du degré de son choix, mais à présent en exploitant un spectre d’émission, provenant par exemple d’une lampe spectrale de référence.
La structure typique du fichier d’observation est :
# *********************************************************
POLYNOME DE DISPERSION A PARTIR D’UNE LAMPE NEON:
# *********************************************************
- Lampe neon # catalog name
- neon- # generic target file name
- 4 # number of target spectral images
- none # generic spectral lamp files name
- 0 # number of spectral lamp images
- none # generic flat lamp files name
- 0 # number of flat images
- n600- # generic dark files name
- 16 # number of dark images
- o- # generic offset files name
- 29 # number of offset files name
- none # optical atmospheric transmission
Ici, neon-1, … neon-4 sont les images brutes du spectre d’une lampe néon (un seul spectre ou une séquence, au choix).
Le fichier de configuration caractéristique s’écrit alors de la manière suivante (extrait) :
# ---------------------------------------------------
# Mode d'étalonnage spectral
# ---------------------------------------------------
calib_mode: -2
# ---------------------------------------------------
# Longueur d’onde des raies de Balmer
# ---------------------------------------------------
wavelength: [6506.53, 6532.88, 6598.95, 6678.28, 4861.34]
# ---------------------------------------------------
# Position approximative des raies de Balmer en pixels
# ---------------------------------------------------
line_pos: [1163, 1574, 2625, 386, 528, 3911]
# ---------------------------------------------------
# Degré du polynôme d’étalonnage à évaluer
# ---------------------------------------------------
poly_order: 2
# ---------------------------------------------------------------
# Position verticale typique de la trace du spectre
# ---------------------------------------------------------------
posy: 345
# ---------------------------------------------------------------
# Hauteur de binning des raies, entre 10 et 100 pixels
# ---------------------------------------------------------------
bin_size: 40
# ---------------------------------------------------------------
# Largeur de recherche des raies par rapport à la position indiquée (optionnel)
# ---------------------------------------------------------------
search_wide: 40
# ---------------------------------------------------------------
# Définition des zones de calcul pour trouver l’angle de plant des raies
# ---------------------------------------------------------------
sky: 40
# ---------------------------------------------------------------
# Angle de tilt typique relevé sur la trace des spectres (optionnel)
# ---------------------------------------------------------------
tilt: -0.021
# ---------------------------------------------------------------
# Rayon de courbure du smille (optionnel, mais recommandé)
# ---------------------------------------------------------------
smile_radius: -17000
# ---------------------------------------------------------------
# Filtrage gaussien (optionnel)
# ---------------------------------------------------------------
sigma_gauss: 0.5
Les paramètres wavelength et line_pos sont obligatoires. Ils représentent respectivement les longueurs d’onde des raies d’émission choisies et leurs coordonnées approximatives en pixel dans l’image. Noter que le paramètre auto_calib n’est pas opérationnel dans ce mode -2, mais noter aussi que specINTI Editor propose une manière interactive de générer la liste des coordonnées des raies dans l’image d’étalonnage (la première par exemple si c’est une séquence) par un simple « Alt - click » à la souris. Il suffit ensuite de copier et coller cette liste comme argument du paramètre line_pos. Le paramètre posy, obligatoire, précise la coordonnée verticale approximative en pixels de la trace des spectres stellaires à étalonner (en général, le centre de l’image suivant l’axe vertical). Il faut aussi inclure le paramètre bin_size qui indique sur quelle hauteur des raies d’émission le calcul est réalisé. La valeur caractéristique est d’une quarantaine de pixels pour obtenir un bon rapport signal sur bruit. La définition du paramètre sky est nécessaire pour évaluer l’angle de slant des raies d’émission. Vous êtres par ailleurs libres d’utiliser les paramètres tilt, smile_radius ou encore sigma_gauss pour tester l’effet du lissage gaussien sur la résolution spectrale.
Le traitement s’arrête avec l’affichage du polynôme de dispersion calculé et l’évaluation du pouvoir de résolution spectral. Plus précisément, voici une sortie type du mode spécial -2 :
Vous pouvez utiliser en l’état la ligne calib_coef: … elle est prête à l’usage pour étalonner vos spectres. On remarque l’erreur d’évaluation mathématique du polynôme (mieux que 1/100 angström), le FWHM caractéristique des raies, la valeur de la dispersion spectrale ainsi que le pouvoir de résolution sur la base de votre lampe étalon. Autant d’informations qui vous seront sûrement utiles. Une application clef du mode spécial -2 est de venir en support du mode 4 d’étalonnage latéral des spectres.
13.3 : Mode -3 : évaluation du bruit et du gain d’une caméra
Le mode -3 permet de calculer le gain et le bruit de lecture de votre caméra. Les valeurs en question sont utiles lorsque le mode d’extraction optimal (Horne) est demandé.
Le calcul est réalisé à partir de deux images flat-field et deux images d’offset (au minimum), dans une zone commune des images associée à un niveau de signal dans le flat-field relativement élevé et uniforme. Cette zone est délimitée par un rectangle en valeurs de pixels dont on donne les coordonnées des coins opposés (X1, Y1) et (X2, Y2). Ces valeurs sont fournies à specINTI au travers du paramètre area, sous la forme :
area: [x1, y1, x2, y2]
Définition de la surface de l’image flat-field à partir de laquelle specINTI va calculer le gain et le bruit de la caméra.
Voici comment remplir le fichier de configuration :
# ---------------------------------------------------
# Mode d'étalonnage spectral
# ---------------------------------------------------
calib_mode: -3
# ---------------------------------------------------
# Longueur d’onde des raies de Balmer
# ---------------------------------------------------
area: [940, 350, 1000, 600]
Par exemple, si le fichier batch d’observation comporte les éléments suivants :
# *********************************************************
HD 223352:
# *********************************************************
- HD 223352 # catalog name
- HD 223352- # generic target file name
- 11 # number of target spectral images
- HD 223352_Neon- # generic spectral lamp files name
- 1 # number of spectral lamp images
- flat- # generic flat lamp files name
- 32 # number of flat images
- dark1200- # generic dark files name
- 5 # number of dark images
- offset- # generic offset files name
- 17 # number of offset files name
- none # optical atmospheric transmission
le logiciel exploite les images flat-1, flat-2, offset-1, offset-2 pour calculer le gain et le bruit de lecture. Voici un exemple de sortie :
Camera gain = 0.250 e-/ADU - Read Out Noise = 3.73 e-
End.
13.4 : Mode -4 : calcul manuel du polynôme de dispersion spectrale
Le mode -4 ajuste un polynôme du degrés de son choix, de la forme lambda=f(x), avec lambda une liste de longueur d’onde, et x la coordonnée en pixels de ces mêmes longueurs. Les coefficients du polynômes sont retournés dans la console de sortie.
La liste des longueurs d’onde est le contenu du paramètre « fit_wavelength ». La liste des coordonnées est le contenu du paramètre « fit_posx ». Le degré du polynôme est l’argument du paramètre « fit_order ».
Exemple :
# ----------------------------------------------------------------
# Mode d'étalonnage spectral
# ----------------------------------------------------------------
calib_mode: -4
# ----------------------------------------------------------------
# Ordre du polynôme de dispersion à évaluer
# ----------------------------------------------------------------
fit_order: 3
# ----------------------------------------------------------------
# Longueurs d'onde des raies étalon
# ----------------------------------------------------------------
fit_wavelength: [3948.979, 4044.418, 4259.362, 5037.751, 5116.590, 5400.562, 5852.488, 6143.063, 6402.248, 6506.528, 6717.043, 7032.413, 7245.166, 7438.898, 7635.106]
# ----------------------------------------------------------------
# Coordonnée des raies étalons en pixels dans l'image
# ----------------------------------------------------------------
fit_posx: [307, 369, 508, 1009, 1061, 1244, 1535, 1722, 1889, 1955, 2090, 2292, 2427, 2551, 2675]
13.5 : Mode -5 : extraction du profil spectral brut
Le mode -5 est très basique. Il s’emploi lorsqu’on souhaite extraire la profil brut de l’objet. Par brut, on entend un profil non étalonné en longueur d’onde, obtenu par un binning simple en colonne. Les intensité sont celles de la somme de tout les spectres de la liste d’image fournie. L’unité est le compte numérique brut dans les images. Le fond de ciel peut être retiré ou pas (la possibilité de ne pas le retirer peut s’avérer utile pour extraire le profil brut d’une lampe spectrale, par exemple).
Un exemple typique:
# ---------------------------------------------------
# Répertoire de travail
# ---------------------------------------------------
working_path: D:/starex260
# ---------------------------------------------------
# Fichier batch de traitement
# ---------------------------------------------------
batch_name: regulus
# ---------------------------------------------------
# Mode d'étalonnage spectral
# ---------------------------------------------------
calib_mode: -5
# --------------------------------------------
# Largeur de binning
# --------------------------------------------
bin_size: 30
# --------------------------------------------
# Retrait du fond de ciel
# --------------------------------------------
sky_remove: 1
# ---------------------------------------------------
# Zones de calcul du fond de ciel
# ---------------------------------------------------
sky: [200, 22, 22, 200]
# ---------------------------------------------------
# Mode extraction du ciel
# ---------------------------------------------------
sky_mode: 0
# ---------------------------------------------------
# Bornes x pour mesures géométriques
# ---------------------------------------------------
xlimit: [400, 1700]
# ----------------------------------------------------------------
# Motif de filtrage médian
# ----------------------------------------------------------------
kernel_size: -3
# ----------------------------------------------------------------
# Filtrage gaussien
# ----------------------------------------------------------------
sigma_gauss: 1.0
# ----------------------------------------------------------------
# Goodies
# ----------------------------------------------------------------
check_mode: 0
On remarque l’usage du paramètre optionnel sky_remove, et la capaciter de filtrer les images (kernel_size, sigma_gauss, et dans ce cas, le profil n’est plus tout à fair brut - pour obtenir un profil aussi proche que possible du contenu initial, supprimées ces paramètres du fichier de configuration).
14 : Manuel de référence des paramètres
Cette section constitue le manuel de référence du fichier de configuration. L’ensemble des paramètres possibles est décrit.
Sans que cela soit obligatoire, vous pouvez organiser (et écrire) le fichier de configuration en regroupant les paramètres dans trois sections distinctes :
- une section consacrée aux paramètres que l’on modifie lorsqu’on passe d’une session d’observation à une autre (typiquement, le chemin du dossier de travail qui contient données à traiter).
- une section liée à vos préférences sur la manière de traiter les spectres, préférences qui sont en général génériques d’une session d’observation à l’autre (mais qui peuvent aussi être propres au traitement d’un objet particulier au sein d’une même session, mais ce cas est plutôt rare).
- une section de paramètres correspondant à la manière d’exploiter votre logiciel d’acquisition ou à votre observatoire (extension des fichiers FITS, vos coordonnées géographiques). Ces renseignements peuvent être isolés, car ils n’impactent pas la qualité de vos traitements.
C’est cette organisation par section que nous adoptons dans le présent manuel de référence pour décrire les paramètres.
14.1 : Paramètres liés à la session d’observation
BATCH_NAME : Paramètre optionnel. Précise le nom du fichier d’observation (de type .yaml) présent dans le dossier de travail qu’il faut traiter. Il est recommandé de définir le paramètre batch_name dans le fichier de configuration. Si ce paramètre n’est pas présent, specINTI postule que le fichier d’observation a pour nom de fichier : ‘object.yaml’.
Exemple:
batch_name: obs_qrvul
WORKING_PATH : Paramètre obligatoire. Chemin d’accès au dossier contenant les images à traiter et le fichier d’observation (.yaml). Ce dossier est appelé « répertoire de travail ».
Exemple sous maxOS :
working_path: /Volumes/Samsung_T5/specINTI_test/300/
Exemple sous Windows :
working_path: c:\observations\nuit_051221\
14.2 : Paramètres liées aux spectres
ATMO_BLUR : Paramètre optionnel. Si ce paramètre est défini, le fichier de transmission atmosphérique moléculaire transmis à specINTI (via le fichier d’observation) subit un filtrage gaussien (lissage) avec un FWHM égal à la valeur de ce paramètre. Cette possibilité permet d’ajuster la résolution spectrale du modèle de transmission atmosphérique (un fichier de raies) à la résolution des spectres traités.
Exemple :
atmo_blur: 25
AUTO_CALIB : Paramètre optionnel. Réalise une recherche automatique des raies d’étalonnage (uniquement du gaz néon) et un étalonnage spectral, lui aussi automatique. Cette fonction est utilisable aussi bien dans les modes standards d’étalonnage (#0 ou # 2) que dans les modes latéraux (#3 et #4). La recherche des raies est bornée par les deux longueurs d’onde passée dans une liste. MAIS ATTENTION : auto_calib n’est fonctionnel qu’en haute résolution spectrale (réseau de 2400 t/mm lorsqu’il est question de Star’Ex par exemple ou d’un Lhires III), dans un domaine spectral où les raies spectrales sont bien réparties sur toute la largeur du spectre enregistré, et bien sur, lorsque la source d’étalonnage est une lampe du type néon.
Exemple :
auto_calib: [6450, 6750]
Exemple :
auto_calib: [6450, 6750]
AUTO_CALIB_TH : Paramètre optionnel. Seuil de détection des raies d’étalonnage en ADU pour la fonction auto_calib. Les raies spectrales utilisées sont alors celles dont l’intensité au pic dépasse ce seuil. Normalement, il est inutile d’ajouter le paramètre auto_calib_th, (le seuil est dans ce cas calculé automatiquement par le logiciel), mais il peut dans quelques rares circonstances s’avérer utile de le définir manuellement.
BIN_FACTOR : Paramètre optionnel. Facteur de binning (agglomération) des points du spectre final. Par exemple, si la valeur de ce paramètre est 2, les points sont additionnées 2 par 2 (specINTI calcule une valeur moyenne). Le binning spectral permet d’accroitre le rapport signal sur bruit, lorsque celui-ci est bas dans le spectre initial, mais bien sur, le pouvoir de résolution diminue (dans une proportion déterminée par la valeur de l’échantillonnage relativement à la finesse spectrale — il n’y a pas nécessairement une relation directe entre le facteur de binning et la résolution spectrale au final).
Exemple :
bin_factor: 6
BIN_SIZE : Paramètre obligatoire. Largeur en pixels de la zone de binning (ou d’agglomération) du spectre 2D suivant l’axe spatial pour construire le profil spectral. Il est recommandé que cette largeur permette d’englober l’essentiel du signal de l’objet suivant l’axe spatial (vertical), disons 99% de ce signal afin d’éviter les erreurs photométriques. Une largeur excessive pour la zone de binning peut entrainer un ajout du bruit (dans un moindre mesure si la valeur du paramètre optionnel extract_mode est 1.).
Exemple :
bin_size: 24
CALIB_COEF : Paramètre obligatoire si la paramètre calib_mode prend les valeurs 1, 2 et 4. Termes du polynôme de dispersion spectrale sous la forme d’une liste commençant par le terme de degrés le plus élevé, par exemple [A4, A3, A2, A1, A0]. specINTI évaluer le degré du polynôme à partir du nombre de terme fourni.
Exemple :
calib_coef: [-4.82275e-10, 4.5412e-6, 0.96946, 3771.874]
CALIB_MODE : Paramètre optionnel. Sélection du mode d’étalonnage spectral en fonction de la valeur du paramètre.
Si la valeur et 0 : étalonnage classique avec un spectre de raies en émission d’une lampe de référence. specINTI calcule le polynôme de dispersion avec ces raies. C’est le mode par défaut.
Si la valeur est 1 : l’étalonnage est réalisé à partir des seuls termes d’un polynôme de dispersion prédéfini, que l’on a renseigné par ailleurs (paramètre calib_coef).
Si la valeur est 2 : l’étalonnage est réalisé à partir des termes d’un polynôme de dispersion prédéfini, que l’on a renseigné par ailleurs (paramètre calib_coef), mais en plus le logiciel se sert des raies en émission d’un spectre de lampe étalon pour caler précisément le spectre en translation uniquement.
Si la valeur est 3 : l’étalonnage est réalisé en mode latéral en se servant des raies d’émission d’un spectre de lampe de référence allumée dans le temps d’exposition de la cible. Le polynôme de dispersion est évalué à partir des raies en émission.
Si la valeur est 4 : l’étalonnage est effectué grâce aux termes d’un polynôme de dispersion prédéfini, que l’on indique par ailleurs (paramètre calib_coef), mais dont on ajuste le premier terme (translation) en se servant du spectre d’émission d’un spectre latéral de référence superposé au spectre de la cible.
Le paramètre peut aussi prendre des valeurs négatives pour des modes spéciaux — voir les sections 6 et 7 pour plus de détails.
Exemple :
calib_mode: 2
CLEAN_WAVE : Paramètre optionnel. Une liste de longueur d’onde d’onde autour desquelles le logiciel réalise une interpellation linéaire sur une largeur fournie dans le paramètre clean_wide correspondant. Cette fonction permet de gommer certains artefacts ou encore des raies telluriques identifiées par leurs longueur d’onde en angströms.
Exemple :
clean_wave: [6543.9, 6552.5]
CLEAN_WIDE : Paramètre optionnel. Une liste de largeurs spectrales en angströms aux extrémités desquelles le logiciel réalise une interpellation linéaire pour effacer un détail du profil spectral traité. Ce paramètre s’emploi en conjonction avec le paramètre clean_wave. l
Exemple :
clean_wave: [2.0, 2.4]
CORR_ATMO : Paramètre optionnel. Si ce paramètre est présent, le logiciel calcule la transmission atmosphérique non moléculaire et l’applique au spectre traité afin de trouver un profil hors-atmosphère. Le paramètre est la valeur du AOD (transparence de l’atmosphère aux aérosols). Rappel : un air très sec de montage correspond à un AOD de 0.02 et pour un désert sec le AOD vaut 0.04. En France, le AOD est de 0,07 en hiver, de 0,21 en été, et en moyenne sur l'année de 0,13. Lorsque le temps est très chauds et orageux, le AOD peut atteindre 0,50. Pour notre observation, réalisée l’été, à proximité de la mer, mais pas une nuit correctement transparente, nous adoptons la valeur moyenne : AOD = 0,13.
Les coordonnées équatoriales de l’objet sont indispensables pour le calcul de la hauteur angulaire de l’objet par rapport à la ligne d’horizon. Normalement, ces coordonnées sont retrouvées dans l’entête des fichiers, au travers des clefs CRVAL1 et CRVAL2. Si ces clefs ne sont pas défini, alors le calcul n’est pas poursuivi, à mon que soit demandé implicitement la recherche de ces coordonnées sur la base de données SIMBAD via une requête internet. Il y a trois condition à cela : (1) que le paramètre simbad avec la valeur 1 soit présent dans le fichier de configuration, (2) que l’on ait une liaison Internet ouverte, (3) que le nom de l’objet soit reconnu dans la base SIMBAD. La recherche des coordonnées équatoriales est alors automatique et transparente. On rappelle enfin qu’il est possible en cas de force majeure de définir les clefs CRVAL1 et CRVAL2 de manière manuelle grâce au processus des fonctions dans le fichier de configuration (fonction _img_add_item_float)
Exemple :
simbad: 1
corr_atmo: 0.13
CORR_ATMO2 : Paramètre optionnel. Similaire dans sa fonction à corr_atmo, celui-ci possède deux arguments, dans l’ordre, la valeur du AOD, puis la valeur de la hauteur angulaire de l’astre en degrés. Autrement dit, il n’est plus nécessaire de fournir les coordonnées équatoriales de l’astre, ni les coordonnées géographiques, mais vous devez avoir établi l’élévation angulaire de celui-ci par ailleurs.
Exemple :
corr_atmo2: [0.13, 42.7]
CORR_TOPO : Paramètre optionnel. Si ce paramètre est présent, le logiciel calcule la vitesse radiale topocentrique de l’observateur vis-à-vis de l’objet. Le calcul tiens compte des coordonnées géographiques de l’observateur à la surface de la Terre (les paramètres longitude, latitude et altitude deviennent obligatoire), et bien sur de la rotation de la Terre autour du Soleil. La précision interne de calcul est de l’ordre du centimètre par seconde (il est donc très précis).
Par ailleurs, la valeur du paramètre est la vitesse radiale propre de l’objet en km/s (cette information est récupérée dans les bases de données, comme SIMBAD, mais doit être fournie implicitement). Si la vitesse radiale propre à l’objet n’est pas connue, entrer la valeur 0. Conformément à la norme dans SIMBAD, si l’objet s’éloigne, la vitesse radiale est positive et dans le cas inverse, elle est négative.
Dans notre définition, la vitesse radiale globale calculée (vitesse topocentrique plus vitesse radiale propre) est positive si l’objet s’éloigne de la Terre et négative s’il s’en rapproche.
Dans un second temps le logiciel corrige les longueurs d’onde du spectre pour ce ramener à un objet au repos (« rest wavelength »).
Les coordonnées équatoriales de l’objet sont indispensables pour le calcul de la vitesse topocentrique Normalement, ces coordonnées sont retrouvées dans l’entête des fichiers, au travers des clefs CRVAL1 et CRVAL2. Si ces clefs ne sont pas défini, alors le calcul n’est pas poursuivi, à mon que soit demandé implicitement la recherche de ces coordonnées sur la base de données SIMBAD via une requête internet. Il y a trois condition à cela : (1) que le paramètre simbad avec la valeur 1 soit présent dans le fichier de configuration, (2) que l’on ait une liaison Internet ouverte, (3) que le nom de l’objet soit reconnu dans la base SIMBAD. La recherche des coordonnées équatoriales est alors automatique et transparente. On rappelle enfin qu’il est possible en cas de force majeure de définir les clefs CRVAL1 et CRVAL2 de manière manuelle grâce au processus des fonctions dans le fichier de configuration (fonction _img_add_item_float)
Exemple :
simbad: 1
corr_topo: -12.45
COSMIC_TH : Paramètre optionnel. Paramètre avancé agissant sur le seiul de détection des rayons cosmiques lorsque l’extraction optimale du profil est demandée (voir le paramètre extract_mode). La valeur par défaut est 25, et ne devrait pas être modifiée, sauf à repérer des artefacts dans le profil spectral lorsque l’extraction optimale est demandée.
Exemple :
cosmic_th: 50
CROP_WAVE : Paramètre optionnel. Isole une portion du spectre final calculé, portion délimité par deux longueurs d’onde : [lambda1, lambda2]. Ce paramètre aide par exemple à extraire la partie jugée significative du spectre.
Exemple :
crop_wave: [3800, 7500]
EXPAND : Paramètre optionnel. Si ce paramètre est défini, au terme du traitement, specINTI génère une nouvelle image 2D, représentant le profil spectral élargie suivant l’axe vertical sur le nombre de lignes passées en paramètre (le profil est dupliqué x fois). Il y a en fait deux images produites, au format FITS et au format PNG.
Exemple :
expand: 800
EXTRACT_MODE : Paramètre optionnel. Si la valeur est nulle (valeur par défaut), specINTI extrait le profil spectral brut des images spectrales 2D en réalisation une simple addition colonnes après colonnes dans la largeur bin_size. C’est une méthode expéditive qui convient pour les objets brillants. Si le signal du spectre est très peu intense par rapport au bruit, il est préférable d’employer une méthode d’extraction optimale qui réduit significativement le bruit dans le profil en effectuant une addition pondéré. L’algorithme élimine aussi les rayons cosmiques pouvant se trouver dans la zone de binning lors d’un processus itératif (Keith Horne ,1986; "An Optimal Extraction Algoritm for CCD Spectroscopy", PASP v. 98, p. 609). On active l’extraction optimale en donnant la valeur 1 au paramètre.
Attention, si l’extraction optimale est demandée, les paramètres noise et gain deviennent obligatoires.
Exemple :
extract_mode: 1
noise: 2.5
gain: 0.042
Un autre paramètre dépendant est cosmic_th.
FIT_ORDER : Paramètre obligatoire en mode -4. Ordre du polynôme ajusté avec le mode spécial -4.
Exemple :
fit_order: 800
FIT_POSX : Paramètre obligatoire en mode -4. Liste des positions de raies en pixels, exploitée avec le mode spécial -4 (l’application caractéristique est le calcul manuel d’un polynôme de dispersion spectrale).
Exemple :
fit_posx: [307, 369, 508]
FIT_WAVELENGTH : Paramètre obligatoire en mode -4. Liste de longueurs d’onde, exploitée avec le mode spécial -4 (l’application caractéristique est le calcul manuel d’un polynôme de dispersion spectrale).
Exemple :
fit_wavelength: [3948.979, 4044.418, 4259.362]
FLAT_MODE : Paramètre optionnel. Il s’agit d’un paramètre avancé, rattaché à l’extraction optimale du profil (binning optimal, voir le paramètre extract_mode). La valeur par défaut est 0, et correspond à une usage standard de l’image flat-field. Dans cette situation, la correction flat-field est réalisée au niveau des images brutes. Cependant, cette façon de faire peut modifier la distribution du bruit dans le fond de ciel en fonction de la longueur d’onde, ce qui va perturber l’algorithme d’extraction optimale (seulement dans la situation de la spectrographie à basse résolution spectrale en général). Si la valeur du paramètre extract_mode est 1, il peut être utile de réaliser la correction flat-field au niveau du profil final en attribuant la valeur 1 au paramètre flat_mode. Le résultat de la correction est moins rigoureux en terme de correction des biais, mais peut être plus favorable en terme de réduction du bruit pour les objets de très faible éclat (à tester en fonction des circonstance). Généralement on utilise la valeur 0, qui est aussi la valeur par défaut sin la paramètre n’est pas défini.
Exemple :
flat_mode: 1
GAIN : Paramètre optionnel, sauf si extract_mode = 1. Gain électronique de la caméra en électrons / ADU.
Exemple:
gain: 0.042
HOT_PIXELS : Paramètre optionnel. Elimine les pixels chauds dans l’image du signal d’obscurité (dark). On considère qu’un pixel est chaud si son intensité dépasse la valeur fournie en paramètre, exprimée en unité de ADU. L’intensité du pixel est remplacé par la moyenne de l’intensité de ces 8 voisins.
Exemple:
hot_pixels: 6500
HOT_PIXELS2 : Paramètre optionnel. Elimine les pixels chauds dans chacune des images du spectre d’une séquence. On considère qu’un pixel est chaud si son intensité dépasse la valeur fournie en paramètre, exprimée en unité de ADU. L’intensité du pixel est remplacé par la moyenne de l’intensité de ces 8 voisins.
Exemple:
hot_pixels2: 50000
INSTRUMENTAL_RESPONSE : Paramètre optionnel. Nom d’un fichier FITS, du type profil spectral, contenant la réponse instrumentale de l’ensemble instrumental (le télescope, le spectrographe, le détecteur). Ce fichier doit se trouver dans le répertoire de la session traitée (dossier de travail). Dès lors que le paramètre est utilisé, la spectre extrait est corrigé de la réponse instrumentale.
Exemple :
instrumental_response: reponse_starex300
KERNEL_SIZE : Paramètre optionnel. specINTI offre la possibilité d’appliquer un filtrage de type médian aux images 23D avant extraction du profil spectral. Ce filtre est particulièrement utile avec les capteurs CMOS où un bruit impulsionnel est présent (dit bruit télégraphe, ou RTS, ou encore « sel et poivre »). La valeur du paramètre est la taille du noyau de convolution (kernel). Il faut fournir une valeur impaire. Par exemple la valeur 3 correspond à un noyau de convolution de 3x3 pixels. Il n’est pas recommandé de dépasser la valeur 5.
Si vous fournissez une valeur négative, le logiciel réalise encore un filtrage médian, mais avec un algorithme de pondération optimisé, à la fois efficace sur le bruit impulsionnel, mais restituant lieux les détails de l’image qu’un filtrage médian classique. Noter que l’algorithme optimal est plus lent à l’exécution que l’algorithme standard.
Exemple :
kernel_size: -3
LINE_POS : Ce paramètre est obligatoire pour certains mode d’étalonnage. Il précise les coordonnés en pixels dans l’image du spectre, suivant l’axe spectral, de raies dont les longueurs d’onde sont par ailleurs fournies avec le paramètre wavelength. Si les raies d’étalonnage sont bien penchées (slant) faite en sorte de réaliser la mesure des positions au niveau de l’intersection avec la trace du spectre. Par exemple :
Ne vous inquiétez par trop de la précision de ces relevés. Par défaut, l’erreur peut être de +/-25 pixels. Vous pouvez modifier la valeur de ce domaine d’incertitude en vous servant du paramètre search_wide (la réduire ou l’augmenter).
Example :
line_pos: [237, 450, 633]
NOISE : Paramètre optionnel, sauf si extract_mode = 1. Fourni au logiciel la valeur du bruit de lecture du détecteur en électrons.
Exemple :
noise: 2.5
NORM_WAVE : Paramètre optionnel. Si ce paramètre est défini dans le fichier de configuration, le spectre final est normalisé à l’unité en utilisant la moyenne des intensités comprises dans une région spectrale déterminée par deux longueurs d’onde fournies en paramètre [lambda1, lambda2].
Exemple :
norm_wave: [6600, 6620]
PLANCK : Paramètre optionnel. Si ce paramètre est défini dans le fichier de configuration, le spectre final est multiplié par la profil de Planck calculé pour la température en degré K fournie en paramètre.
Exemple :
planck: 2900
POLY_ORDER : Paramètre obligatoire si calib_mode vaut 0, 3 ou -1. Fixe l’ordre du polynôme de dispersion trouvée à partir des raies d’une lampe d’étalonnage. Si n est le nombre de raies utilisées, l’ordre du polynôme ne peut pas être supérieur à n-1.
Exemple :
poly_order: 3
POSY : Paramètre optionnel. En temps normal, specINTI calcule une coordonnée verticale (suivant l’axe Y) de la trace du spectre spécifique à chacune des images d’une séquence. Le traitement est en quelque sorte individualisé pour chaque image, pour un résultat optimal. Mais Il peut y avoir des situations où la trace est quasi imperceptible ou des cas ou l’on ne souhaite pas que le logiciel fasse le calcul pour vous (traitement du spectre de nébuleuses par exemple). Dans cette dernière situation, définissez le paramètre posy dans le fichier de configuration en précisant la cordonnée Y du spectre. specINTI prend alors pour base la coordonnée verticale indiquée de la trace pour toutes images de la séquence.
Si la valeur de pose est négative, le logiciel considère que la trace du spectre se situe verticalement approximativement à la coordonnée Y indiquée (en valeur absolue), mais en plus, il recentre tous les spectres dans la limite de binning (paramètre bin_size). Le paramètre posy avec une valeur négative est un outil puissant qui permet de ce sortir de situations complexe, comme par exemple extraire le spectre d’un objet de faible éclat dont la trace se situe à proximité de celle d’un objet bien plus intense.
Attention à ne pas généraliser l’emploi de posy. L’usage doit être un cas de force majeure, car le calcul réalisé par specINTI sera toujours plus précis. Dans l’écrasante majorité des situations, le logiciel trouve automatiquement la bonne valeur de la position de la trace du spectre, et vous ne devez donc pas utiliser la commande posy.
Exemple :
posy: 376
POSY_EXCLUDE : Paramètre optionnel. Défini une zone d’exclusion pour le calcul de la coordonnée verticale Y de la trace d’un spectre. L’argument de ce paramètre est un couple de coordonnées (Y1, Y2) qui délimite une bande à l’intérieur de laquelle la recherche est effectuée. Les zones de l’image en dehors de cette bande ne sont pas utilisées. Le paramètre posy_exclude trouve son intérêt dans des applications particulières où des parties du spectre peuvent perturber la recherche de la trace du spectre. C’est par exemple le cas lorsqu’on exploite une fente photométrique, dont la partie élargie peut être une source de difficulté.
Exemple:
posy_exclude: [250, 600]
RATIO : Paramètre optionnel. Si la valeur de ce paramètre est 1, au terme du traitement, calcul du rapport du spectre des deux premiers objets fourni dans la « Liste objets » du fichier d’observation. Le résultat est un fichier profil dans le répertoire de travail, ayant le nom du profil du premier spectre, auquel est ajouté le texte « _ratio ».
Le calcul est ignoré s’il n’y a qu’un seul objet dans la « Liste objets ». La valeur par défaut est 0 (le calcul du rapport n’est pas réalisé).
Exemple :
ratio: 1
SEARCH_WIDE : Paramètre optionnel. Modifie la tolérance sur la valeur des coordonnés horizontale des raies indiquées avec le paramètre line_pos. Par défaut l’incertitude est de +/-25 pixels, ce qui correspond à une valeur du paramètre de 50. Au besoin, vous pouvez augmenter la valeur si les raies d’’étalonnage sont bien détachées les unes des autres et au contraire la réduire si les raies sont proches et s’il y a un risque quelles soient confondues par le logiciel.
Exemple :
search_wide: 68
SIGMA_GAUSS : Paramètre optionnel. Application d’un filtrage gaussien aux images 2D du spectre si valeur du paramètre n’est pas nulle. Plus la valeur est forte, plus le filtrage est appuyé. Ce lissage réduit le bruit, mais peut conduire à une réduction du pouvoir de résolution final. Une valeur comprise entre 0,5 et 1,5 est typique (elle est a tester pour trouver le meilleur compromis entre la réduction du bruit et la réduction de la finesse des spectres).
Exemple :
sigma_gauss: 1.0
SHIFT_POSX : Paramètre optionnel. Décale tous les éléments d’une liste du type POSX ou FIT_POSX de la valeur donnée en argument.
Exemple :
shift_posx: -10
SNR : Paramètre optionnel. Retourne dans la console de sortie le rapport signal sur bruit (RSB) au terme du traitement d’un spectre. La zone de calcul dans le profil spectral traité est compris en lamb1 et lamb2 (en angströms). Idéalement, la zone de calcul ainsi défini doit se situer dans le continuum du spectre, dans une partie sans raies spectrales. Avant de calculer le bruit, nécessaire à l’évaluation du rapport signal sur bruit, specINTI retire la meilleure droite passant par toues les points de la zone de manière à réduire le biais induit par un variation lente du profil spectral dans la zone.
Exemple :
snr : [6550, 6560]
SKY : Paramètre obligatoire. Jeu de coordonnées en pixels suivant l’axe spatial (vertical) délimitant deux zones de calcul du signal du fond de ciel de part et d’autres de la trace du spectre. Ces coordonnées sont relatives à la coordonnée verticale de la trace du spectre. Le format des données du paramètres est [y1, y2, y3, Y3], avec l’interprétation géométrique suivante (les valeurs sont toujours en absolu) :
Exemple:
sky: [180, 30, 30, 180]
Les coordonnées indiquées peuvent êtres parfaitement assymétriques par rapport à la trace du spectre, par exemple :
sky: [110, 25, 30, 180].
Il faut définir avec soin les valeurs des coordonnées ainsi fournie, car elles sont utilisée de nombreuses fois dans specINTI, pas seulement pour calculer le fond de ciel. Les coordonnées (y2, y3) définissent une zone dans laquelle un filtrage optimal est demandé (voir le paramètre kernel_size). Les coordonnées y1 et y4 sont par ailleurs employées pour évaluer l’angle de slant (basculement) des raies (un défaut géométrique, voir aussi le paramètre slant).
Noter que specINTI n’utilise par des valeurs par défaut pour définir la taille et la position des zones de calcul du fond de ciel car l’appréciation de l’utilisateur est ici importante. Ces zones doivent d’abord exclure la trace du spectre traitée. Par ailleurs, une largeur excessive peut faire que les erreurs résiduelles de correction géométriques du spectre affectent le profil spectral final, ou encore réalise un méllange accidentel avec la trace d’un objet voisin. Vous ne devez pas non plus sortie des limites de l’image (specINTI vous dira si tel est le cas). Une largeur trop étroite peut générer du bruit car alors on moyenne peu de pixels colonne après colonne --- pas d’effet de moyenne donc. Un hauteur de calcul de 100 à 250 pixels est généralement considérée comme correcte. En général, les valeurs du paramètre sky ne changent jamais pour une instrumentation données.
SKY_MODE : Paramètre optionnel. Choix de la méthode utilisée pour retirer le fond de ciel (voir aussi le paramètre sky). Si le paramètre vaut 0 (valeur par défaut), pour chaque colonne indépendamment, le logiciel calcule l’intensité médiane dans les zones d’évaluation du fond de ciel et soustrait cette valeur de la colonne. Si le paramètre est 1, le logiciel ajuste un polynôme de Legendre au travers de l’intensité du fond de ciel dans les zones de d’évaluation, puis soustrait la valeur interpolée à la trace du spectre le long de la colonne en question. Cette dernière technique est généralement plus précise, mais aussi plus lente en temps d’exécution.
Exemple :
sky_mode: 1
SKY_REMOVE : Paramètre optionnel. Si la valeur est 0, le fond de ciel n’est pas retiré des images (utile pour certaines observations de nébuleuses par exemple). Si la valeur est 1 (valeur par défaut, quasiment toujours adoptée), le fond de ciel est retiré (voir le paramètre sky_mode).
Exemple :
sky_remove: 1
SLANT : Paramètre optionnel. Normalement, l’angle de slant (basculement) des raies spectrales est déterminée automatiquement par specINTI :
Le logiciel se sert de cet angle pour redresser les raies afin quelles soient bien verticales. Vous pouvez cependant imposer la valeur de l’angle de slant au travers du paramètre slant, en fournissant la valeur de cet angle (en degrés).
Exemple :
Slant: -0.51
SMILE_RADIUS : Paramètre optionnel. Le smile (sourire en français) est une déformation géométrique des raies spectrales, qui au lieu d’êtres rectiligne présentent une forme courbe, avec un rayon de courbure R en pixel, qui est la valeur du paramètre :
Le smille est propre à certaines catégorie de spectrographe seulement. Lorsque le rayon de courbure des raies est défini au travers du paramètre smile_radius, specINTI corrige la distorsion dans le images 2D afin que les raies soient bien rectilignes au final.
Une astuce : si le paramètre check_mode vaut 1, le logiciel produit dans le répertoire de travail une image _step5.fits qui montre la forme des raies d’étalonnage avant correction de l’effet de smile, et l’image _step71.fits après correction La confrontation de ces images permet d’ajuster la valeur du rayon de courbure, ainsi que son signe (courbure concave ou convexe suivant l’axe des longueurs d’onde).
Exemple :
smile_radius: -18500
SPECTRAL_SHIFT_WAVE : Paramètre optionnel. Décalage spectral du profil final d’une certaine quantité en angströms. Peut corriger une erreur d’étalonnage systématique, par exemple.
Exemple :
spectral_shift_wave: 0.24
SPECTRAL_SHIFT_VEL : Paramètre optionnel. Décalage spectral du profil spectral final d’une certaine quantité en km/s. Peut corriger un décalage Doppler, par exemple.
Exemple :
spectral_shift_vel: -22.3
TILT : Paramètre optionnel. Normalement, l’angle de tilt (inclinaison) de la trace du spectre est déterminée automatiquement par le specINTI :
Le logiciel se sert de cet angle pour emmener la trace horizontale (ce qui est recommandé dès l’acquisition). Vous pouvez cependant imposer la valeur de l’angle de tilt au travers du paramètre tilt, en fournissant l’angle en degrés.
Exemple :
Tilt: -1.32
XLIMIT : Paramètre obligatoire. Jeu de deux valeurs en pixels délimitants une régions de la trace dans laquelle le logiciel va réaliser un certain nombre de calculs pour extraire le profil spectral. Le format est [x1, x2], avec x1 et x2 les bornes qui encadrent une partie de la trace du spectre jugée comme suffisamment intense pour que les calculs ce déroulent correctement. Le choix est très souple. Disons seulement que la trace doit y être perceptible et d’une largeur relativement constante. Typiquement la valeur de x2 - x1 doit être être supérieur à 200 pixels, mais peut très bien être de 2000 pixels.
Exemple:
xlimit: [452, 1966]
WAVELENGTH : Paramètre obligatoire suivant les modes d’étalonnage. Un ensemble de longueurs d’onde de raies d’étalonnage qui permettent à specINTI de calculer le polynôme de dispersion (relation entre le rang des pixels suivant l’axe spectral dans vos images et les longueurs d’onde).
Ce paramètre est étroitement lié au paramètre line_pos, qui précise quelles sont les positions approximatives des raies correspondantes dans vos images 2D.
Vous pouvez parfaitement indiquer une seule raie ou une liste de très nombreuses raies. Exemples :
wavelength: [6532.88]
wavelength: [6506.53, 6532.88, 6598.95, 6678.28]
WIDE_SOURCE : Paramètre optionnel. Si la valeur de ce paramètre est 1, specINTI entre dans un mode simplifié de calcul dès lors que l’objet présente une surface étendue (en particulier, les paramètres du fond de ciel ne sont pas requis). Voir l’annexe consacrée à l’application Lab’Ex pour plus de détails sur l’utilisation. La valeur par défaut du paramètre est 0.
Exemple :
wide_source: 1
14.3 : Paramètres d’exploitation
ALTITUDE : Paramètre optionnel. Altitude du lieu d’observation en mètres. Cette information est inscrite dans l’entête du fichiers FITS du spectre traité.
Exemple :
altitude: 105
CHECK_MODE : Paramètre optionnel. Ce paramètre détermine la nature des sorties à l’écran (console) ou dans le répertoire de travail lors du déroulement du traitement. Si la valeur est 0 (valeur par défaut), les informations délivrées se limitent au juste nécessaire. Si la valeur est 1, specINTI fourni un surplus d’informations concernant chaque étape du traitement et écrit dans le répertoire de travail des fichiers image et spectre correspondant à ces étapes (fichiers avec les noms réservés _stepxxx et _profilexxx). L’option 1 est notamment utile pour contrôler le bon déroulement du traitement et de repérer des erreurs et pour dépanner les utilisateurs en difficulté (une sorte de SAV !).
Exemple :
check_mode: 1
FILE_EXTENSION : Paramètre optionnel. Choix du type d’extension des fichiers FITS. Si la valeur est 0 (valeur par défaut), l’extension est «.fits». Si la valeur est 1, l’extension est «.fit».
Exemple :
file_extension: 1
INST : Paramètre optionnel. Intitulé du matériel d’observation. Cette information est inscrite dans l’entête du fichiers FITS du spectre traité.
Exemple :
inst: T250+Solex(300)+ASI183MM
LATITUDE : Paramètre optionnel. Latitude du lieu d’observation en degrés. Cette information est inscrite dans l’entête du fichiers FITS du spectre traité.
Exemple :
latitude: 34.5701
LONGITUDE : Paramètre optionnel. Longitude du lieu d’observation en degrés. Cette information est inscrite dans l’entête du fichiers FITS du spectre traité.
Exemple :
longitude: -1.4677
MASTER_PATH : Paramètre optionnel. Indique le chemin d’un répertoire contenant les DOF avec un nom commençant par « __ ». Les images de cet endroit sont utilisée si dans specINTI elles sont aussi désignées par un « __ ».
Example :
master_path: d:/my_master_directory
NEAR_STAR : Paramètre optionnel. Nom d’un objet situé à proximité de la cible étudiée. Si ce paramètre est défini, alors specINTI utilise le nom de l’objet fourni en paramètre pour calculer les coordonnées équatoriales d’observation plutôt que le nom catalogue fourni dans le fichier d’observation. Cette possibilité est utile lorsque la cible possède un nom qui n’est pas reconnu par SIMBAD (astéroïde, nova, etc), car vous pouvez malgré tout corriger les données de la transmission atmosphérique et la vitesse topocentrique de manière correcte, l’objet étant proche dans le ciel.
Exemple :
near_star: SAO 16325
POWER_RES : Paramètre optionnel, obligatoire seulement si calib_mode = 1. Renseigne le pouvoir de résolution spectral. Cette information est inscrite dans l’entête du fichiers FITS du spectre traité.
Exemple :
power_ref: 15000
SEQ_MODE : Paramètre optionnel. Ecriture des spectres individuels traités d’une séquence sur votre disque dans le dossier de travail. Les noms sont des fichiers sont dans le format @objet-xxx si la valeur du paramètre est 1 et _@objet_AAAAMMJJ_FFFF si la valeur du paramètre est 2.
Exemple :
seq_mode: 1
OBSERVER : Paramètre optionnel. Nom de l’observateur. Cette information est inscrite dans l’entête du fichiers FITS du spectre traité.
Exemple :
observer: C. Buil
SIMBAD : Paramètre optionnel. Si la valeur du paramètre est 1, le logiciel consulte la base de données SIMBAD pour obtenir les coordonnées équatoriales de l’objet traité si les mots clefs CRVAL1 et CRVAL2 ne sont pas défini dans l’’entête des fichiers FITS. Ces coordonnées sont nécessaire si on active les paramètres corr_atmo et corr_topo.
Exemple :
Simbad: 1
SITE : Paramètre optionnel. Nom du site d’observation. Cette information est inscrite dans l’entête du fichiers FITS du spectre traité.
Exemple :
site: Antibes St Jean
VERSION : Paramètre optionnel. Retourne la version du logiciel specINTI si la valeur du paramètre est 1. L’exécution du programme s’arrête après l’affichage du numéro de version.
Exemple :
version: 1
15 : Manuel de référence des fonctions
Les fonctions sont des commandes en une ligne que l’on insère dans le fichier de configuration. Lorsqu’une telle fonction est présente (son intitulé débute par le caractère « _ »), son code associé est exécuté, puis le programme s’arrête.
_version:
Retourne la version courante de specINTI.
_img_add: [in1, in2, out]
Additionne les images (in1) et (in2) avec le résultat (out).
_img_add_item_float: [in, item, value, out]
Ajoute un item du type (float) dans l’en-tête d’une image FITS.
_img_add_item_int: : [in, item, value, out]
Ajoute un item du type (int) dans l’en-tête d’une image FITS.
_img_add_item_str: [in, item, value, out]
Ajoute un item du type (string) dans l’en-tête d’une image FITS.
_img_compute_smile: [x1, y1, x2, y2, x3, y3]
Calcul du rayons de courbure et du centre d’un cercle à partir des coordonnées de 3 points sur ce cercle. Cette fonction trouve son utilité pour déterminer le rayon de courbure d’un raie (dont la forme est assimilé à un cercle) de telle manière à corriger cette distorsion et rendre la raie droite (c’est-à-dire dont le rayons de courbure est infini). Le résultat est fourni dans la console de sortie. Exemple :
_imag_compute_smile: [1669, 23, 1666, 414, 1669, 678], avec pour résultat un rayon de courbure de 17200 pixels.
_img_fill: [in1, x1, x2, out]
Met zéro les parties de l’image (in) entre x=1 et x=x1 d’une part, et entre x=x2 et x=largeur maxi. Le résultat est l’image (out).
_img_make_offset: [in, out]
Génère une image (out) dont l’intensité est égale à la moyenne des intensité dans l’image (in).
_img_merge: [in1, in2, threshold, out]
Fusion de deux images exposées brièvement (in1) et longuement (in2) par la technique HDR. Le seuil défini le niveau de saturation dans l’image (in2).
_img_offset: [in, offset, out]
Ajoute une constante (offset) à l’image (in). Le résultat est l’image (out).
_img_sub: [in1, in2, out]
Calcule la différence des images (in1) et (in2). Le résultat est l’image (out).
_img_uniform: [in, value, out]
Génère l’image (out) de même format que l’image (in) avec l’intensité de tous les pixels égale à (value).
_img_smile: [in, radius, y0, out]
Applique une distorsion du type « smile » à une image, avec le rayon de courbure (radius, en pixels) et y0, la hauteur du centre de courbure (en pixels).
_pro_blur: [in, coef, out]
Filtre un profil avec l’algorithme SAVGOL avec une force ajustée par la valeur (coef).
_pro_clean: [in, w1, w2, out]
Interpolation linéaire entre les longueurs d’onde w1 et w2. Vous pouvez cette fonction plusieurs fois en écrivant _pro_clean1, _pro_clean2, …
_pro_div: [in1, in2, out]
Divise le profil (in1) par le profil (in2) avec le résultat (out).
_pro_conv_melchiors: [in, in, telluric]
Conversion d’un spectre FITS de la librairie Melchiors en un profil FITS le profil FITS simplifié. Si telluric = 0, la version du spectre Melchiors est nettoyé des raies telluriques, si telluric = 1, les raies telluriques sont présentes.
_pro_fit: [in, w1, w2, w3, w4, out]
Lissage du profil (in1) par une fonction parabolique passant au mieux par les longueurs d’onde w1, w2, w3, w4 (en A). Le résultat lissé est le profil (out).
_pro_fit2: [in, w1, w2, w3, w4, w5, out]
Lissage du profil (in1) par une fonction polynomiale de degré 3 passant au mieux par les longueurs d’onde 5 longueurs d’onde.
_pro_fit3: [in, w1, w2, w3, w4, w5, w6, out]
Lissage du profil (in1) par une fonction polynomiale de degré 3 passant au mieux par les longueurs d’onde 6 longueurs d’onde.
_pro_gauss: [in, sigma, out]
Convolution du profil (in) par une fonction de gauss, de largeur (sigma, en A). Le résultat est le profil (out).
_pro_norm: [in, w1, w2, out]
Normalise à l’unité le profil d’entrée en utilisant la moyenne trouvée entre les longueurs d’onde (w1) et (w2). Le résultat est le profil (out).
_pro_offset: [in, offset, out]
Ajoute une constante (offset) au profil (in). Le résultat est le profil (out).
_pro_shift_vel: [in, v, out]
Applique un décalage spectral en vitesse (v, en km/s) à tous les points du profil (in) pour produire le profil (out).
_pro_shift_wave: [in, w, out]
Applique un décalage spectral en longueur d’onde (w, en A) à tous les points du profil (in) pour produire le profil (out).
_pro_snr: [in, lamb1, lamb2]
Retourne dans la console de sortie le rapport signal sur bruit (RSB) du profil spectral (in), calculé entre les bornes lamb1 et Lamb2 en ansgtröms.
_pro_telluric: [atmo, in, out]
Retire les raies telluriques d’un spectre. [atmo ] est le nom d’un fichier FITS du spectre moléculaire de l’atmosphère terrestre. Il s’agit d’un spectre synthétique, parmi ceux contenus dans l’archive « atmo_molecular » dont les données sont une mise en forme de spectre provenant du Sky Model Calculator de l'ESO. [in] est le nom du profil spectral de départ, et [out] est ce même profil après le retrait des raies telluriques. Cette fonction inscrit par ailleurs dans le répertoire de travail le spectre @atmo de l’atmosphère ajusté au sens des moindres carrés au spectre observé. Pour des exemples d’application se rapporter aux sections 5.8.4 et A4.3
16 : Ressources
Le site Sol’Ex/Star’Ex : http://www.astrosurf.com/solex/
La chaine YouTube Astro-Spectro
Sol’Ex/Star’Ex sur Facebook
La liste Sol’Ex : https://groups.io/g/Solex-project
Le site « Spectrographie, détecteurs et astronomie » : http://www.astrosurf.com/buil/index.html
Une présentation en deux parties introduisant l‘utilisation de specINTI, en s’appuyant sur des observations réalisées avec une lunette de 100 mm de diamètre en haute-résolution spectrale :
Vidéo #1 : cliquez sur la vignette
Vidéo #2 : cliquez sur la vignette
Sous la forme d’un fichier PDF, uneprésentation faite lors de l’atelier Star’Ex du 21 janvier 2022, avec plein de conseils et une introduction à specIINTI : bien_débuter_avec_starex.pdf
Ainsi que la vidéo complète de cet atelier, à voir en cliquant sur la vignette ci-après :
