Note technique

Comparaison d'acquisitions
en multiconfiguation avec le spectrographe LHIRES III

Stage spectrographie Aude/Aras
Observatoire de Haute-Provence
21 - 24 juillet 2007


 Des vues de quelques instruments sur le site de l'OHP dont les spectres sont comparés...


A gauche, la lunette Astrophysics de 120 mm sur monture GPDX de Valérie Desnoux,
à droite le Celestron 8 sur monture EM200 de Christian Buil (photo Francois Colas).


Le Celestron 8 avec au foyer, un spectrographe LHIRES III équipé d'un appareil photo numérique Canon EOS 350D (photo Olivier Thizy).


Au premier plan, le télescope LX200 de 12 pouces sur monture EQ6 de Stéphane Charbonnel (photo Francois Colas).


L'installation de Stéphane Charbonnel au claire de Lune. On apperçoit à gauche la coupole du télescope de 1,2 m (photo Francois Colas).


Le Celestron 11 sur monture Titan de Olivier Thizy. A gauche, Valérie Desnoux et la lunette de 120 mm en opération (photo Francois Colas).


Le Celestron 11 de OlivierThizy équipé d'un spectrographe LHIRES III. En arrière plan, la coupole du télescope de 1,93 m (photo Olivier Thizy).


Observations durant les douces nuits d'été de l'OHP (merci l'autoguidage, même en spectrographie !). A gauche, Ernst Pollman, à droite Valérie Desnoux,
au fond, la coupole du télescope de 193 cm (photo Olivier Thizy).

Le principal problème adressé dans cette note technique est la consistance des images flat-field et leur capacité à corriger les images spectrales.

On peut identifier deux méthodes pour réaliser le flat-field : soit en éclairant la pupille du télescope au travers d'un diffuseur, soit en isolant le spectrographe pour n'éclairer que sa fente d'entrée dans un angle d'ouverture proche de celui du télescope. Ces deux méthodes sont décrites ici. Voici des flat-field réalisés dans ces deux conditions et acquis par Stéphane Charbonnel lors du stage OHP :




En haut, un flat-field (dit FLAT1) réalisé de jour le 22 août en éclairant l'entrée du spectrographe (isolé du télescope)
avec une lampe produisant un spectre continu (temps de pose de 10 s, mais caractéristiques inconnues de la source). En bas, un flat-field (dit FLAT2) réalisé
le 25 août avec le spectrographe monté sur le télescope, de nuit, et en éclairant l'ouverture du télescope recouverte de papier calque (diffuseur sommaire)
avec un puissant spot halogène. Le temps de pose est de 60 secondes.

Ces deux flat-field montrent des similitudes, mais aussi des différences. Globalement l'allure est proche et on retrouve la signature des mêmes traces de transversalium (lignes horizontales causées par des poussières déposées entre les deux bords de la fente d'entrée du spectrographe). Mais le transversalium est moins contrasté dans FLAT1 par rapport à FLAT2. Sans être absolument affirmatif on peut soupçonner que la perte de contraste est liée à des entrées de lumière parasites, provenant d'interstice autre que la fente. Il faut bien veiller à rendre bien étanche à la lumière parasite le spectrographe Lhires III - où au moins le recouvrir d'un épais drap noir lors de la prise de vue des flat, c'est très important. La perte de contraste dans FLAT1 peut aussi s'expliquer par l'usage d'un source de lumière éclairant les optiques du spectrographe sous des incidences élargies par rapport à l'ouverture effective du télescope et non prévues, ce qui induit des aberrations optiques et un surcrois de lumière parasite (reflets dans les montures optiques par exemple). Il faut penser à diaphragmer l'entrée du spectrographe, comme indiqué ici. Il faut aussi bien sur que le réglage du spectrographe soit réalisé lors de l'acquisition du flat-field (focalisation de l'image de la fente sur le détecteur bien effective). On note que les poussières se sont déplacées entre ces deux flat réalisés a des dates différentes (d'où l'importance de réaliser ce type d'image de calibration régulièrement)

Mais le plus ennuyeux entre ces deux flat-field est que la réponse instrumentale locale mesurée n'y est clairement pas identique. Il est facile de s'en rendre compte en divisant FLAT2 par FLAT1 :


Le résultat de la division FLAT2/FLAT1.

Le résultat devrait être une teinte plate. Ce n'est pas le cas. Les poussières n'ont pas disparut (car elles ont bougé) et un gradient est présent. Le graphe suivant est une coupe horizontale (axe spectral) du rapport des deux flat-field (après redressement du transversalium ou défaut de tilt du spectre) :


Profil photométrique relatif du ratio flat2/flat1.

L'écart en gain entre les deux flats atteint de l'ordre de 10%. Cette erreur est relativement importante et fixe la limite de précision de calibration en flux relatif des spectres corrigés avec l'un ou l'autre flat-field. Il n'est pas évident avec les données en main de savoir quel est le flat le plus pertinent à utiliser. A priori FLAT2 est préférable car il est obtenu dans un configuration instrumentale proche de celle employée lors de l'observation des étoiles, mais la garantie n'est pas absolue. Dans une phase où on prend en main son instrumentation, une bonne idée est de faire des flats à toutes les occasions possibles afin de jauger la stabilité de l'instrument et des procédures.

Stéphane n'a acquis que 3 flats élémentaires à chaque session. C'est un nombre un peu juste car même en calculant leur médiane, le bruit présent dans les flats peut détériorer encore les spectres traitées. Un nombre de flat de 7 ou plus est préférable.

Bien sur, l'offset et le dark correspondant doivent être retirés avant une utilisation. Une fois ceci fait un bon schéma et de normaliser l'intensité mediane des flats à une valeur arbitraire, sous Iris et en ligne de commande on fera par exemple :

>NGAIN  FLAT  I  20000  7

Ce n'est qu'ensuite que l'on calcule la médiane des 7 images :

>SMEDIAN  I   7

Ces opérations sont automatiques sous Iris en utilisant le commande Faire un flat... du menu Prétraitement.

Le normalisation est très importante la lampe tungstène n'est pas stable d'un flat à l'autre et le niveau moyen (ou médian) de ceux-ci varie donc.

Voici ci-dessous un spectre brut de l'étoile Altair obtenu le 25 aout avec l'intrumentation de Stéphane Charbonnel. Le temps de pose est de 300 secondes. LHIRES III est équipé d'un réseau de 2400 traits/mm. La taille des pixels de la caméra est de 6,8 microns.

Le spectre est très bien échantillonné avec un pas de 0,087 angstrom par pixel. Les raies telluriques de H2O sont très fines, ce qui dénote un bon réglage du spectrographe. On note un défaut d'orientation du spectre : il n'est pas horizontal. L'angle de tilt est 0,81°, ce qui est excessif (cela peut générer des problèmes de bruit d'échantillonnage et des bruit de prétraitement, notamment lors de l'estimation du fond de ciel de part et d'autre du spectre). Il n'est pas trop difficile d'orienter la caméra pour réduire c'est angle à 0,1° ou moins, ce qui est fortement recommandé. Il faut essayer de soigner ce réglage, s'obliger à une bonne discipline quitte à perdre un peu de temps au début de la session d'observation.

La largeur mesurée des spectres bruts (suivant l'axe transverse) est de l'ordre de 12 pixels. Compte tenu de la taille des pixels et du télescope utilisé, c'est une valeur que l'on peut juger comme satisfaisante. Cette largeur dépend de la turbulence atmosphérique (seeing), de la qualité de focalisation de l'étoile sur la fente et de la qualité du suivi. Plus le spectre est étroit, plus le flux entrant dans le spectrographe est important, ce qui est tout bénéfice. La largeur du spectre est en particulier un bon critère de focalisation correcte du télescope.

Trois spectres de Altair sont disponibles. Nous disposons aussi des images de calibration standard OFFSET, DARK300, FLAT et COSME. Sous Iris, la boite de dialogue de traitement automatique des spectres est de la forme :

Le résultat est présenté sur la figure suivante :


En rouge, le spectre de Stéphane (non corrigé de la réponse instrumentale), en noir, le spectre de Altair obtenu
par le spectrographe UVES (VLT), qui nous sert de référence.

Le spectre de Stéphane non corrigé de la réponse instrumentale (mais divisé par le flat-field) montre immédiatement une remontée de signal dans la partie bleu (à gauche). Elle est bien mise en évidence en calculant le rapport entre le spectre observé et le spectre UVES. Ce calcul donne de la réponse instrumentale relative (elle inclue aussi la signature spectrale de la lampe utilisée pour acquérir le flat-field) :


Réponse intrumentale obtenue en divisant le spectre observé (en ayant au préalable elliminé les
raies telluriques sous VisualSpec) et le spectre de référence obtenu par UVES.

Le coude bien visible vers 6600 A ne reproduit pas correctement la courbe de corps noir inversé attendu de la lampe ayant servi à l'acquisition du flat-field (voir la démonstration plus loin). C'est un signe qui indique un imprécison lors de l'acquisition du flat-field. Pour mieux s'en rendre compte on peut mutiplier la réponse calculée par le courbe de corps noir estimée de la lampe (évaluée d'une température de 2900 K, ce qui est caractéristique d'une lampe halogène). Le résulat est la courbe rouge dans la figure ci-après :

Idéalement, la courbe rouge devrait être une droite lors de ce test. Ce n'est pas tout à fait le cas ici. L'erreur est de l'ordre de 8%. C'est aussi l'erreur radiométrique attendue sur le continuum des spectres qui vont être traitée dans l'intervalle spectral couvert si on considère que la lampe tungstène produit bien le spectre caractéristique d'un corps noir à 2900 K. Noter que les problèmes de transmission spectrale de l'atmosphère ne peuvent expliquer des variations aussi rapides dans cette région du spectre.

Comme tout ce qui est dit plus haut n'est pas obligatoirement intuitif, prenons un petit exemple numérique explicatif !

Considérons trois points dans le spectre aux longueurs d'onde l1, l2 et l3. Nous observons le spectre de Altair. Supposons que le vrai flux de l'étoile Altair entrant dans l'ouverture du télescope soit respectivement pour des trois longueur d'onde 0,8, 0,6 et 0,4. C'est le signal que nous cherchons à retrouver avec notre instrument. Par ailleurs, supposons que la réponse instrumentale vraie pour ces trois longueur d'onde soit 0,7, 0,3 et 0,9 (à l'endroit du détecteur où se projète la longueur l2 nous avons simulé la présence d'un poussière qui absorbe fortement le signal, d'où la faible valeur du coefficient de transmission local de l'instrument). Le signal effectivement enregistré est le produit point à point du signal vrai de l'étoile et de la réponse instrumentale, soit 0,56, 0,18 et 0,36. Ecrivons l'opération de calibration radiométrique telle que nous pouvons la réaliser en pratique. Nous décrivons ci-après trois méthodes pour extraite la réponse instrumentale (cas 1, 2 et 3).

CAS 1

 

l1

l2

l3

Signal observé sur l'étoile Altair

0,56

0,18

0,36

Signal théorique de l'étoile Altair (UVES par exemple)

0,8

0,6

0,4

Réponse instrumentale calculée :
Signal observé / Signal théorique

0,7

0,3

0,9

Le cas 1 consiste à diviser le spectre de l'étoile par un spectre déjà étalonné. Ici on suppose que le spectre UVES qui nous sert de référence est correctement corrigé en flux spectral relatif. La réponse inqtrumentale est ici directement trouvée, sans même avoir à faire un flat-field. Cette réponse s'applique ensuite pour corriger le spectre observé de toutes les étoiles de la nuit. La méthode semble expéditive et très simple. Mais en fait, elle est très dangereuse a appliquer telle quelle. Par exemple, l'étoile Altair peut fort bien se situé à un endroit de la fente qui n'est pas celui adopté pour les autres étoiles de la nuit. L'effet de la poussière à l2, qui est un défaut très local, peut alors être tout à fait différent. Suivant les cas, les spectres traitées peuvent alors être sur-corrigés ou sous-corrigés. D'une manière générale, le cas 1 rend compte difficilement des défauts locaux de réponse du capteur (réponse pixel à pixel). En revanche, la réponse moyenne est relativement bien traduite en général. Cependant cette méthode simpliste ne doit pas être appliquée pour un traitement précis des spectres..

CAS 2

On réalise un flat-field à partir d'une lampe produisant un spectre continu (tungstène) et on observe aussi l'étoile Altair comme référence. Supposons que le signal relatif émis par la lampe à nos trois longueur d'onde soit 0,9, 1,0 et 1,1 (c'est par exemple une courbe de corps noir pour la température T). Le signal enregistré dans l'image flat-field est égal au produit de cette distribution spectrale par la réponse instrumentale, soit respectivement pour les trois longueurs d'onde : 0,9x0,7=0,63, 1,0x0,3=0,3 et 1,1x0,9=0,99. Déroulons le prétraitement en utilisant cette fois l'image flat-field issus de l'observation de la lampe :

 

l1

l2

l3

Signal observé sur l'étoile Altair (niveau 1a)

0,56

0,18

0,36

Signal observé dans le flat-field (tungstène)

0,63

0,3

0,99

Division du spectre de Altair (2D) par le flat-field (2D)
On obtient un spectre de niveau 1b

0,89

0,6

0,36

Signal théorique de l'étoile Altair (UVES par exemple)

0,8

0,6

0,4

Réponse instrumentale obtenue en divisant le spectre de
niveau 1b de Altair par le signal théorique de cette étoile

1,11

1,00

0,90

Division du spectre de niveau 1b par la réponse instrumentale. Le résultat est un spectre corrigé de niveau 1c, pouvant, par exemple, être soumis à la base BeSS

0,8

0,6

0,4

Un oeil avisé notera que les valeurs dans l'avant dernière ligne de ce tableau sont l'inverse de la courbe de corps noir de la lampe utilisée pour générer le flat-field. C'est aussi la courbe dessinée en bleu dans les graphes montrant l'évaluation de la réponse de l'instrumentation de Stéphane. C'est la raison pour laquelle, tout écart de cette courbe par rapport à celle d'un corps noir doit si possible être analysée et comprise. Ici, les écarts peuvent par exemples provenir de reflets parasites à l'intérieur du spectrographe lors de l'acquisition du corps noir, et qui n'existent pas lorsqu'on fait le spectre des étoiles.

Si a présent cet écart est considéré comme contant, il est tout à faite licite d'utiliser la réponse instrumentale calculée dans le cas 2 pour traiter les images de la nuit. C'est même la méthode recommandée et la plus généralement utilisée. On note cependant quelle repose entièrement sur la confiance que l'on attribue à la valeur du signal théorique reçu de l'étoile de référence (ici le spectre UVES de Altair).

Pour le cas 2, la formule donnant la réponse instrumentale R est

Ensuite, pour toute étoile prétraitée de niveau 1b, on applique l'équation suivante pour effectuer la calibration radiométrique :

CAS 3

Le cas 3 correspond à une méthode de calibration expéditive et en principe rigoureuse si on fait confiance, (1) à la distribution spectrale de la source servant à acquérir le flat-field (tungstène), (2) à la qualité générale du flat-field obtenu (c-a-d un flat vraiment proportionnel à la réponse instrumentale). Il n'est pas alors utile d'observer une étoile de référence comme Altair pour calibrer radiométriquement les spectres (si ce n'est à titre de vérification, voir plus loi). Voici l'application numérique de la méthode :

 

l1

l2

l3

Signal observé sur une étoile (après prétraitement)

0,56

0,18

0,36

Signal observé dans le flat-field (tungstène)

0,63

0,3

0,99

Division du spectre de l'étoile (2D) par le flat-field (2D)
On obtient un spectre de niveau 1b

0,89

0,6

0,36

Signal théorique d'un corps noir de température T

0,9

1,0

1,1

Multiplication du spectre de niveau 1b par le signal théorique du corps noir de la lampe tungstène. Le résultat est un spectre corrigé de niveau 1c, pouvant, par exemple, être soumis à la base BeSS

0,8

0,6

0,4

La multiplication par la courbe de corps noir ellimine la signature spectrale de la lampe qui "colore" l'image flat-field. En effet la forme du flat-field obtenu sur le télescope dépend du vignetage optique, de la réponse spectrale du détecteur,... mais aussi de la température de couleur de la lampe (par exemple, si la lampe émet plus de photons rouge que de photon bleu, l'image flat-field tirera plus vers le rouge que vers le bleu). L'équation permettant de passer directement d'un spectre pré-traitée d'un étoile quelquonque au spectre de niveau 1c s'écrit pour le cas 3 :

On note qu'il n'est pas obligatoire d'observer une étoile de référence (sauf au début pour évaluer la température du corps noir qui permet de retrouver le spectre le plus approchant de Altair par exemple).

Sous Iris (v5.52), vous pouvez appliquer directement l'équation précédente en attribuant une valeur non nulle au champ Température de lampe tungstène qui a éclairé le spectrographe lors de la réalisation du flat-field. Dans ce cas, Iris produit un fichier de niveau 1b, mais aussi un fichier de niveau 1c.

.

On rappelle que les conditions d'applications de cette méthode reposent sur l'acquisition d'un flat-field de qualité. De nombreuses vérifications sont impératives pour contrôler que c'est bien le cas (en observant des étoiles UVES comme Altair, Castor, ...).

Voici par exemple, une situation où le cas 3 a donné de (très) bons résultats lors des observations à l'OHP. Il s'agit de spectres acquis par C. Buil avec un C8 équipé d'un LHIRES III 2400 traits/mm. Le détecteur est un appareil photo du commerce Canon 350D complètement défiltré (le filtre de rejection IR a été supprimé et remplacé par rien d'autre). Ce boîtier photo ainsi modifié permet d'enregistrer le spectre depuis 3900 A jusqu'à 8500 A environ.

Le spectre de niveau 1c ci-dessous est obtenu directement à partir du flat-field et de la courbe de Planck théorique d'un corps noir à 2900 K, donc sans passer par l'évaluation de la réponse instrumentale en s'aidant d'une étoile de "référence" :

Dans le graphe ci-après on a elliminé les raies telluriques de la vapeur d'eau sous VisualSpec. Le spectre de niveau 2a ainsi obtenu est comparé au spectre UVES. L'accord entre les deux spectres s'avère très bon.

On notera au passage la bonne tenu d'un appareil photo numérique pour la réalisation de spectres (voir aussi ici)...

On trouvera ci-après une séquence de 4 spectres de Altair réalisés par Valérie Desnoux les 22, 23, 24 et 27 août 2007 avec une lunette Astrophysics de 120 mm, LHIRES III avec réseau de 1200 traits/mm et une caméra CCD Audine KAF-0402ME. Les spectres de niveau 2a (raies telluriques supprimées) ont été calibré en suivant la méthode 3 (cas 3), à partir d'une température de corps noir fixée à 2800 K pour la lampe flat-field.




 

On note des écarts entre les spectres de V. Desnoux et UVES variables d'une nuit à l'autre. Il n'y a pas d'explications claire sur l'origine de ces variations. mais les écarts sont relativement faibles, surtout si on considère que le domaine spectral couvert est relativement large. En ce limitant au proche voisinage du Halpha, le continuum est bien restitué (noter que les spectres sont normalisé à l'unité en un seul point du spectre, vers 6605 A). Le résultat de la nuit du 27 août est excellent.

Pour ce convaincre, s'il en est besoin, de l'importance d'acquérir un flat-field et de bien l'employer, voici ci-après le spectre du 27 août de V. Desnoux, traitée de la même manière identique, à ceci près que le flat-field réel a été remplacé par un flat field-field synthétique rigoureusement plat (en utilisant la commande FILL 10000 sous Iris pour obtenir une image uniforme de niveau médian 10000). Comparer ce nouveau traitement avec le graphique précédent !

La séquence de 4 spectres ci-après a été réalisée par Olivier Thizy avec Lhires III monté sur un C11. Les dates de prises de vue sont différentes. La même lampe tungstène a servie pour les spectres de Stéphane, Christian, Valérie et Olivier (halogène de 1500 W).


 
Quatres spectres de Altair de Olivier Thizy (en bleu) comparés au spectre UVES (en rouge).
 

On a utilisé le cas 3 de calibration avec une lampe à 2900 K. Des variations dans la forme du continuum sont visibles, mais d'un niveau assez restreint. Les spectres de Olivier montrent en fait une erreur quasi systématique par rapport à la référence UVES. Ce biais constant ne peut cependant être corrigé en ajustant la température de la lampe.

Pour essayer de comprendre l'origine des instabilités et erreurs dans l'estimation du continuum de l'étoile, affichons l'allure du flat-field dans la région de Halpha obtenue par Stéphane Charbonnel, Olivier Thizy et Christian Buil (réseau de 2400 traits/mm) :






Le flat-field obtenu, de haut en bas, par S. Charbonnel, O. Thizy et C. Buil. L'échelle de ces images est identique
(on a tenu compte de la taille différente des pixels) et la vue est soigneusement centrée sur la même partie du spectre
(la raie Halpha serait approximativement au centre de ces images).

On est frappé dans la figure précédente par la différence d'allure des flat-fields en fonction des auteurs, alors que spectrographe est identique. Ceci dénote des réglages différents du spectrographe. Tout ce joue au niveau de l'angle de rotation du petit miroir plan à 45° qui injecte le faisceau dans le spectrographe après la fente.

Pour mieux quantifier ces flat-field, nous pouvons les afficher avec des courbes isophotes (ci-après). Entre chaque courbe de niveau, l'intensité du flat-field varie de 1% :





 
De haut en bas, le flat-field sous forme d'isophotes, obtenu par S. Charbonnel, O. Thizy et C. Buil.
Entre deux isophotes successifs, l'intensité du flat varie de 1%.

Entre le bord droit et la bord gauche du flat-field de Stéphane Charbonnel (suivant l'axe spectral, celui qui compte le plus ici), le signal évolue de 12% environ. C'est une non-uniformité élevée, trop s'en doute, qui révèle un anomalie optique. L'examen de l'image globale du flat-field révèle un très probable vignetage par le petit miroir de renvoi à 45°. Le faisceau en retour du réseau passe trop près de ce miroir (l'ombre du miroir est en haut dans ces représentations). En plus, Stéphane a positionné la raie Halpha sur l'extrème bord de sont grand capteur CCD afin de saisir simultanément la raie rouge de l'hélium. Hors, le vignetage augmente varie vite en bord de champ (l'effet de bord est bien visible sur l'image 2D du flat de Stéphane, sur le coté gauche). Ceci accentue la non uniformité de réponse en gain de l'instrument.

Le flat-field de Olivier Thizy est plus régulier, il montre une variation crête à crête de 7% environ. Mais on remarque que l'intensité du flat-field est maximale au centre, ce qui laisse encore soupçonner un problème de vignetage. L'origine de celui-ci semble inverse à la situation de Stéphane : Olivier a calé le miroir de renvoi pour amener le spectre à l'opposé du miroir de renvoi à 45°. Celui-ci ne vignete donc plus, mais l'effet de dôme semble provenir cette fois d'une occultation dans l'objectif f=200 mm du spectrographe à cause de l'excentrement élevée (en plus Olivier utilise un grand CCD du type KAF-1603ME, et lorsque le spectre est en bordure du capteur il est effectivement fortement hors axe).

Le flat-field de Christian Buil présente un gradient assez élevé, de l'ordre de 9%, plus fort que celui relevé dans le document de Olivier. Mais il y a une autre différence, plus importante : le gradient est très régulier entre la droite et la gauche du flat-field C. Buil. L'origine de ce gradient est probablement ici lié à la variation lente de luminance spectrale de la lampe ou à la variation progressive de sensibilité spectrale du capteur (pixels rouge du détecteur CMOS du Canon 350D). Il n'y a pas d'accident brutal entre la droite et la gauche de l'image, ce qui est un indicateur d'absence de vignetage (à part la présence de poussières). La continuité de ce gradient bien au delà de ce qui est montré dans ces extraits d'image est une confirmation de cette hypothèse (analyse globale de l'image flat-field sortant d'un Canon EOS 350D). On note la présence de franges d'interférence assez marquées dans le flat-field de C. Buil. On les retrouvent aussi dans les spectres des étoiles. C'est un problème très sérieux s'il n'est pas traité correctement. Heureusement, une procédure spéciale d'extraction des franges du flat-field a été définie et appliquée avec succès pour corriger les spectres (voir les images ci-dessous).






En haut, le flat field obtenu directement avec un Lhires III et un Canon EOS 350D. Au centre, la procédure retire les franges du flat-field.
En bas, les franges seules extraites du flat-field de départ. La procédure est semi-automatique sous Iris.
La division flat-field est réalisée en deux temps, avec le flat sans franges, puis avec l'image des franges, mais ces dernières sont décalées en
longueur d'onde pour leur retrait optimal du spectre traité.
Cliquer ici pour plus de détails sur cette procédure.

Dans le cas C Buil, le miroir à 45° est réglé de telle manière à envoyer un point situé au centre mécanique de la fente au milieu du capteur. C'est le seul critère employé, le seul qui compte. Il faudrait analyser si ce critère est respecté dans les spectrographes de Stéphane et de Olivier ? L'analyse des flat-fields semble indiquer que ce n'est pas le cas. A confirmer...

La présence de vignetage rend instable la correction flat-field. Certains reflets parasites peuvent aussi êtres présents lors de la réalisation du flat-field (source étendue) et absent lors de l'observation d'une étoile (source ponctuelle). Ce sont les causes possibles des problèmes rencontrés entre les auteurs. Au passage, l'usage d'un petit capteur oblige à une bonne discipline : cela impose de positionner la raie étudiée à la position nominale prévue lors de la conception du spectrographe !

L'étude du spectre du néon dans des vues cadrées de la même manière que pour les flat-field précédent est aussi informative :





Le spectre du néon au voisinage de la raie Halpha, de haut en bas, par S. Charbonnel, par O. Thizy et par C. Buil.
De gauche à droite les raies sont aux longueurs d'onde de 6506 A, 6532 A et 6599 A.

L'inclinaison des raies du néon est ici encore fort différente en fonction de l'auteur, alors que la dispersion spectrale dans chaque cas est approximativement horizontale. Le calcul optique montre qu'un Lhires III correctement réglé doit montrer une inclinaison des raies proches de celles noté dans le spectre C. Buil (3 à 4 degrés d'angle de slant). Il est en revanche anormal que les raies du spectre de Olivier soient si verticales paradoxalement - c'est en principe encore le signe d'un réglage non optimal du miroir de renvoi à 45°. L'inclinaion des raies s'explique optiquement par l'incidence oblique des rayons lumineux sur le réseau.

Les spectres de O. Thizy et de S. Charbonnel (au centre du champ pour ce dernier, voir plus loin) sont mieux résolus que les spectres de C. Buil, de 10% environ sur le FWHM, la largeur à-mi hauteur d'une raie non résolue (alors que les largeurs de fente sont proches). Cette remarque est le corolère de la précédente sur l'inclinaison des raies : une inclinaison élevée, associée aux aberrations optiques transverses propre à Lhires III (astigmatisme), conduit à un flou dans l'image et donc, à une perte de résolution. Dans le cas des spectres de Olivier Thizy, les aberrations optiques allongent les images dans le même sens que l'orientation des raies du néon, ce qui minimise leur effet et maximise le pouvoir de résolution. De fait, la résolution spectrale des spectres acquis par Olivier sur le site de l'OHP est très bonne - au voisinage immédiat de la raie Halpha le pouvoir de résolution mesuré est de 19000, ce qui est excellent (FWHM = 3.0 pixels sur les raies du néon). Mais la sanction est une moins bonne maîtrise de la correction flat-field, on la vu.

L'usage de grand capteurs est bien sur une tentation forte. Mais il ne faut pas oublier que Lhires III a été conçu pour donner une image d'une netteté constante que sur un nombre limité de millimètre sur le détecteur, en gros 7 mm pour fixer les idées. L'exploitation de toute la longueur d'un grand capteur (type KAF-1600 par exemple), doit se faire avec grande prudence, et pour tout dire, elle devrait être proscrite. On a vu précédemment que l'on s'expose à des problèmes du coté de la correction radiométrique. Le spectre ci-dessous de Altair obtenu par Stéphane Charbonnel, montre une autre source de problème. La raie Halpha est ici placée sur le bord du détecteur, loin de la zone de qualité du spectrographe Lhires III. Le bord du détecteur est à gauche dans cette figure (coté bleu du spectre). On note rapidement que les raies telluriques (H2O) voient leur largeur augmenter en allant de droite à gauche, alors qu'en réalité ces raies devraient êtres fine et surtout de largeur constante. La variation du FWHM, visible à l'oeil, sans mesure, est un sérieux problème pour exploiter scientifiquement un tel spectre. Il faut résister à la tentation, et placer la zone spectrale d'intéret (ici Halpha) vers le centre du capteur, sinon... Il faut bien se faire à l'idée que Lhires III est un spectrographe spécialisé dans l'étude d'un petit intervalle spectral à la fois. On ne doit pas lui faire dire plus de chose qu'il n'est possible - les lois de l'optique et la rigueur scientifique d'une mesure sont intangibles !


Portion du spectre de Altair acquit par Stéphane Charbonnel. On note la variation du FWHM des raies telluriques en fonction de la longueur d'onde.

Christian Buil, septembre 2007


 Participants du stage OHP 2007



 
Spectro star party 2007: photos and presentations here 
http://astrosurf.com/aude/spectro/ohp2007/ohp2007.html 


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