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UN STAGE DE SPECTROGRAPHIE ASTRONOMIQUE SESSION 2 : L'ACQUISITION ET LE PRETRAITEMENT DES SPECTRES Article rédigé par Christian Buil - Mars 2002

Christian - Durant le repos une question m'est venue. Pourquoi la spectrographie devient d’actualité aujourd’hui pour les amateurs ?

Aude - C'est l'extraordinaire sensibilité des capteurs CCD et leur disponibilité qui rendent la spectrographie accessible aux amateurs. En même temps, des outils logiciels apparaissent pour une exploitation des spectres nettement facilité et efficace. La spectrographie c'est aussi un moyen de sortir des sentiers battus et de s'approcher d'une collaboration constructive avec le milieu de l'astronomie professionnelle. Je pense qu'une bonne génération d'astronomes amateurs cherche un nouvel Eldorado. Or, la spectrographie offre l'occasion de découvrir un ciel totalement nouveau et dynamique.

Raymond - Que veux-tu dire par dynamique ?

Aude - Au premier abord, le ciel étoilé parait bien statique. Mais au fur et à mesure que les outils d'investigations des astronomes deviennent de plus en plus précis, c'est un monde qui apparaît vivant. Le spectrographe permet de vraiment plonger dans l'intimité des astres. L'étoile par exemple perd son caractère ponctuel, elle prend en quelque sorte du volume. Sur des périodes de temps de quelques minutes à quelques jours, ce qui est très bref à l'échelle astronomique, il est possible en auscultant le spectre de voir les pulsations d'une étoile, de saisir ces humeurs lorsqu'elle éjecte de la matière, ou encore suivre quasiment en temps réel un compagnon tournant autour d'elle. C'est très frappant comme sentiment. Il est assez étonnant aussi de constater qu'avec un petit télescope de 200 mm il est possible de mesurer le décalage vers le rouge des galaxies et de quelques quasars. Re-démonter l'expansion de l'univers depuis son jardin c'est tout de même assez classe et spectaculaire.

Christian - J'ai tout de même un peu de mal à croire à ce que tu dis...

Aude - Tout ceci est vrai, mais au prix de quelques efforts. Il sera toujours nécessaire de bien maîtriser ces outils, aussi modestes soient-ils, de les utiliser avec rigueur et se forger une solide expérience. Bien des observations sont à la limite du possible, mais c'est cela qui est bien. Et puis il faut en premier lieu apprendre, et si je peux y contribuer, j'en serais très heureuse.

Pour cette deuxième session je vous propose une l'immersion totale ! Vous aller traiter avec moi un certain nombre d'images de spectres d'étoiles. Nous partirons de l'image brute telle que vous la voyez au télescope, pour finir avec un spectre qui va déjà être exploitable pour quelques interprétations. Nous achèverons le traitement de ce spectre lors de la troisième session du stage. Ce faisant, vous aller voir pour une bonne part ce qui fait la spécificité du traitement des données spectrales. J'espère que je vais être en mesure de démystifier le sujet et ... surtout pas vous embrouiller !

Raymond - Je m'attends au pire ma brave dame !

Aude - Soit optimiste Raymond ! On va faire du concret et je vais tâcher de répondre à toutes les questions. Voici justement un spectre brut, tout frais sortie du télescope :

Christian - Oups ! Mais où est le spectre ? C'est les machins horizontaux ? Pourquoi il y en a deux ? C'est quoi cette énorme barre verticale ? Et puis il est bizarre ce format d'image, tout en largeur ?

Aude - Du calme Christian, je vais tout expliquer, pas de panique. Il y a deux spectres d'étoiles dans cette image. Le spectre de l'étoile qui nous intéresse est le trait horizontal juste au-dessous du centre. Un autre spectre est visible tout en haut de l'image : il correspond à une étoile qui se trouve par hasard dans notre champ de vue.

Alain - D'accord mais pour moi un spectre cela évoque les couleurs de l'arc-en-ciel. Ce n'est pas très coloré ce que tu nous montres Aude.

Aude - Je sens Alain que tu aimes bien la couleur  ! Tu risques d'être un peu déçus, tout au moins dans l'immédiat. A vrai dire les couleurs sont bien là, mais elles sont masquées car le capteur CCD utilisé ne permet pas de les restituer directement. Il voit le ciel en noir et blanc.

Alain - Mais peux-tu nous décrire quel serait l'aspect de cette image si elle était en couleurs ?

Aude - Dans ces spectres d'étoiles vous verriez immédiatement une bande de couleurs continu allant de rouge au bleu de gauche à droite. On appelle une telle bande un "continuum" car il s'agit d'un changement continu des couleurs. Le simple examen de la répartition de l'intensité des couleurs donne déjà des informations astrophysiques importantes : suivant la prépondérance d'une couleur il est possible de déduire par exemple la température de l'étoile. Ainsi, une étoile qui produit plus de lumière bleue que de lumière rouge est chaude :

Inversement, une étoile qui émet plus de lumière rouge que de lumière bleue est froide :

Mais en regardant bien, vous notez sur les spectres de mon image CCD des interruptions ou des sur-intensités de lumières très locales. Ce sont les fameuses raies spectrales, les empreintes digitales des éléments chimiques présents dans l'étoile, plus précisément, dans les couches externes, les seules visibles. Voici l'aspect des deux spectres simulés précédents, respectivement d'une étoile chaude et d'une étoile froide, avec en plus du continuum, la présence des raies spectrales :

Christian - D'accord, dans les exemples que tu montre, les raies spectrales sont bien évidentes, mais par contre il n'est pas facile de les voir dans ton image CCD !

Aude - C'est vrai, et c'est bien pour cela que nous allons devoir traiter nos images avec soin. Leur contenu sera bien mieux révélé au terme de notre périple. Cela vaut la peine de travailler, vous allez voir.

Alain - Dans le spectre du bas dans l'image CCD, les raies apparaissent brillantes il me semble.

Aude - Exact. C'est du reste sur le spectre de cette étoile que vont porter nos efforts. Les raies lumineuses sont appelées "raies d'émission" car l'objet émet à ces longueur d'ondes plus de lumière que le continuum voisin. Elles prennent naissances dans le cas présent dans une sorte de vaste disque de gaz rarifié qui tourne rapidement autour de l'étoile. Des raies du même type sont observables dans les tubes fluorescent de nos éclairages. Ce sont des décharges électriques qui en excitant les atomes du gaz sont alors les responsables de l'émission de lumière dans des longueurs d'ondes précises, caractéristiques de la nature du gaz emprisonné dans le tube. Les mécanismes de production des raies d'émission sont bien sur différent dans les étoiles. Parmi ceux-ci on peut signaler l'excitation des atomes par le fort rayonnement ultraviolet émis par l'étoile. La notre est propice justement à l'émission d'un tel rayonnement car elle est très chaude. Elle fait partie de la famille des étoiles B, mais compte tenu de la présence des raies d'émission, on la classe dans la catégorie des étoiles Be, en ajoutant le "e" pour "émission".

Raymond - Pourquoi ne pas utiliser une webcam, le spectre serait immédiatement visible en couleur ?

Aude - Parce que les webcams ne sont pas assez sensibles aujourd'hui. Le fait d'étaler la lumière dans un spectre ne facilite pas le travail du capteur, nous avons parlé de cela lors de la première session. Tout dépend bien sur aussi de la classe de magnitude des astres visés, de la taille du télescope, de la résolution spectrale...

Alain - Tu viens de dire tout à l'heure que la partie rouge du spectre de l'étoile se trouve à gauche dans l'image CCD. Pourquoi ce choix ? Est-ce une convention ?

Aude - La convention veut que l'on parcoure le spectre des courtes longueurs d'ondes vers les grandes longueurs d'ondes en allant de gauche à droite, et c'est donc l'inverse que vous voyez actuellement sur mon image. Rappelez-vous en que les courtes longueurs d'onde sont celles qui donnent la sensation du bleu alors que les grandes longueurs d'onde apparaissent rouge. Nous verrons vers la fin de cette session qu'il est facile de retourner le spectre de 180° par traitement d'image. Bien sûr, j'aurais pu faire pivoter d'un demi-tour la caméra dans le spectrographe, mais je suis assez paresseuse ! Si le logiciel le fait très bien, à quoi bon !

Raymond - La couleur verte doit normalement se situer au centre de l'image donc ?

Aude - C'est exact dans le cas présent. Mais attention, il n'en est pas toujours ainsi. Tu te rappelle Raymond, j'ai introduit la notion de dispersion de la lumière lors de la première session. Et bien certains spectrographes dispersent tellement les couleurs, que seule une petite partie du spectre est visible en une fois sur le capteur. Parfois, tu ne verras qu'un trait coloré parcourant les nuances de rouges seulement. Il se trouve que le spectrographe utilisé ici est conçu pour montrer le spectre pratiquement en entier, du rouge au bleu.

Christian - En entier ? Est-ce bien sûr ? Tu nous as parlé des radiations lumineuses infrarouges et ultraviolettes tout à l'heure, que l'on ne peut percevoir à l'oeil, mais qui existent bel et bien, non ?

Aude - C'est vrai que le spectre ne se limite par à ce que voit l'oeil. Nous verrons plus tard quelles sont les limites en longueur d'onde de notre spectre. Mais pour l'instant, faites-moi confiance, le rouge est à gauche et le bleu à droite !

Il y avait une interrogation tout à l'heure sur le format bizarre de l'image. Je crois que c'est Christian qui était surpris. La forme filiforme du spectre explique le format adopté pour l'image. Seules les parties utiles de l'image CCD sont transférées vers l'ordinateur. On limite la taille de cette image afin de ne pas trop occuper de mémoire et pour réduire le temps de lecture du CCD. Le format de la sous-image utilisée couvre la largeur maximale du spectre et une région de part et d'autre de celui-ci suffisante pour être tolérant vis à vis du pointage du télescope. On appelle cela fenêtrer l'image.

Christian - Et l'explication de cette bande blanche verticale vers le centre ?

Aude - Il faut tout d'abord que je vous donne le contexte de l'observation. J'utilise le spectrographe en mode fente large. Celle-ci est ouverte sur 1 mm environ. En outre, le ciel est fortement illuminé par des lampadaires d'éclairage urbain à lampes de vapeur de sodium. La lumière émise est très jaune car le spectre de ces lampes est du type à émission avec des raies très intenses vers 5890 angstroms. Ce que vous voyez dans l'image, ce sont en fait deux familles de spectre. La premiere famille correspond aux spectres des étoiles. Ces dernières sont focalisées au niveau du plan de la fente et apparaissent dans notre image sous la forme de spectres bien nets.

Raymond - Avec deux étoiles dans la fente...

Aude - Oui, et on peut préciser quelles sont positionnées par rapport à cette ouverture, bien sur, l'une au-dessus de l'autre, mais aussi, très légèrement décalés dans le champ dans le sens droite/gauche.

Christian - Tu vois cela comment ?

Aude - Regarde bien l'image, j'ai indiqué la position des principales raies visibles dans l'image brute. Ces deux étoiles montrent les raies de l'hydrogène, sauf que, dans une, elles sont en absorption, et dans l'autre, elles sont en émission. Tu remarque probablement le petit décalage horizontal : dans le champ, l'étoile du haut est décalée vers la droite par rapport à l'étoile du bas. Bien se rappeler l'analogie que j'ai d'écrite lors de la première session entre l'aspect du champ en imagerie directe et le spectre correspondant.

Christian - OK, j'ai compris !

Aude - J'en viens à la seconde famille de spectres. Elle est associée aux objets diffus, qui occupent tout le champ image. Je veux parler bien sur de la brillance du ciel sous-jacente au spectre des étoiles. On parle aussi la lueur du "fond de ciel". Cette lumière parasite passe abondamment par la fente large et produit un spectre dans l'image qui occupe toute sa hauteur. Mais, je vous ai dit que lumière du ciel est jaune, presque monochromatique, aussi le flux provenant du fond va se concentrer uniquement dans la partie jaune de l'image spectrale.

Alain - C'est à dire en gros vers le centre de l'image...

Aude - Exactement, et c'est bien ce que l'on voit. Cette raie est large d'une part, parce qu'elle n'est pas unique en fait, il y a un petit groupe de raies d'émissions toutes proches l'une de l'autre, d'autre part, parce que la fente d'entrée est très large et que l'on voit sont image dans le spectre. Pour bien saisir ce dernier point, rappelez-vous l'exemple des images monochromatiques dans le spectre de Messier 57 tout à l'heure. Vous pouvez faire la correspondance avec ce que vous voyez à présent si vous imaginez une nébuleuse qui occuperait toute la surface de la fente, mais qui ne produirait que quelques raies brillantes dans le jaune.

Raymond - Mais dit donc, il me semble que tu viens de fabriquer un filtre anti-pollution lumière parasite !

Alain - Effectivement, si la lumière parasite se concentre dans le jaune uniquement, alors cela veut dire que la partie rouge et la partie bleue du spectre sont protégées. C'est juste ?

Aude - Vos remarques sont justes et très importantes. Le fait de décomposer la lumière permet en effet de voir que certaines régions du spectre ne sont pas touchées par l'éclairage urbain et que le spectrographe permet de bien séparer ces zones.

Christian - Si j'interprète bien ce que tu dit, il y a intérêt à avoir une fente bien fine pour limiter la zone de pollution du spectre ?

Aude - Exactement. A la limite, si la fente est très étroite, on va voir des raies du fond de ciel très fines et très localisées. Mais dans ce cas, le problème se pose de maintenir l'étoile dans une fente très peu ouverte durant l'exposition. J'ai choisit ici un compromis. J'admets que j'aurai peu faire mieux ici, car pour tout vous dire, la fente n'était pas tout à fait au foyer du télescope faute d'avoir finaliser le réglage du spectrographe au moment de cette observation. En conséquence, les étoiles et la fente ne sont pas nets en même temps sur le CCD. Comme j'ai décidé bien sur d'avoir les spectres d'étoiles les plus fins possibles, l'image de la fente sur le CCD est un peu floue. Normalement les raies du fond de ciel devraient avoir des bords plus net ce qui limite encore la zone d'influence de la pollution dans le spectre. Noter au passage que dans mon malheur d'habiter en ville, j'ai en fait la chance d'avoir devant moi des lampes à vapeur de sodium qui produisent des raies très localisées dans le jaune, ce qui laisse intact notamment la partie rouge du spectre, particulièrement importante à cause de la présence de la raie H-alpha de l'hydrogène. Un éclairage plus blanc, à base de lampe à vapeur de mercure, montrerait des raies plus nombreuses et distribuées plus uniformément dans le spectre. C'est moins favorable, mais il demeure possible de travailler dans ces conditions aussi. Le plus grave, se sont des lampes à incandescence qui émettent un spectre continu car alors toutes les longueurs d'onde sont polluées. Fort heureusement, ce type d'ampoule à disparu de nos villes. L'éclairage urbain moderne a du bon finalement !

Raymond - Ce sont toutes ces considérations qui expliquent pourquoi on peut faire de la spectrographie en ville.

Aude - Exactement. Je pense qu'avec ce type d'instrument il est possible de pratiquer de la bonne astrophysique depuis un toit situé en plan Paris ! Cela peut vous donner quelques espoir si vous désespériez de pouvoir tirer quelque chose d'un observatoire citadin. Il sera toujours plus satisfaisant de travailler dans le ciel bien noir de la campagne, mais la spectrographie est une activité qui diminue sensiblement les méfaits de la pollution lumineuse.

Alain - Tu viens de nous parler de focalisation. On procède comment pour focaliser un spectrographe au juste ?

Aude - Justement, ça tombe bien, j'ai un exemple. Regardez...

Aude - C'est une image en entier du CCD avec le spectre très défocalisé d'une étoile. Pour acquérir rapidement l'image j'ai choisi de travailler ici avec un facteur de binning de 2, ce qui signifie que les pixels ont été additionné deux par deux suivant les deux axes du capteur. Ceci explique le petit format de l'image. On perd de la résolution mais ce n'est pas grave puisque l'objectif est de dégrossir la focalisation. Ce mode d'acquisition est aussi très pratique pour centrer le spectre. Vous remarquez immédiatement que le spectre est très large dans le sens transversal par rapport à la dispersion. Les raies sont très peu contrastées alors que j'ai sélectionné pour l'exemple une étoile chaude dans laquelle ces raies sont normalement très marquées.

Alain - Oui, c'est très démonstratif !

Raymond - Dis-moi Aude, je note une contradiction dans ton propos. Tu viens de dire que tu centres le spectre alors que dans ton exemple, il me semble être localisé dans la partie inférieure de l'image. C'est normal  ? Moi je l'aurai mis au centre de l'image, cela me parait plus logique.

Aude - Tu es un petit malin Raymond... Hum, tu m'obliges à dévoiler mes secrets d'observateurs. Allons y. J'utilise le spectrographe à un seul objectif photographique. C'est le montage Littrow que j'ai décrit à la fin de la première session. Comme tous les instruments, celui-ci a un mode opératoire qu'il faut respecter et notamment il doit être réglé. Une des particularités intéressantes de ce spectrographe est qu'il est possible de l'exploiter dans un mode imagerie directe. Dans ce cas, le réseau à diffraction est orienté de manière à ce qu'il se comporte comme un simple miroir. Il n'y a plus de spectre. L'image visible sur le CCD est alors tout à fait équivalente à celle que vous verriez en plaçant la caméra directement au foyer du télescope. Voila ce que cela donne avec une étoile très défocalisée et mal centrée :

Raymond - Comment interpréter cette image ?

Aude - C'est une image que les opticiens décrivent en oeil de chat car elle ressemble à la pupille du félin. L'un des contours de la tache image est l'image du pourtour du miroir du télescope, la pupille d'entrée de l'instrument diront les mêmes opticiens...

Christian - La pupille, comme la pupille de l'oeil ?

Aude - La pupille de l'oeil est l'équivalent d'un objectif de lunette astronomique. Avec un télescope, ce qui fait office de pupille d'entrée dans l'instrument, c'est le miroir primaire. Revenons à l'image défocalisée. Un autre pourtour apparaît, non concentrique au contour du miroir primaire du télescope. Il provient d'un élément mécanique qui intercepte malencontreusement la lumière. On appelle cela du vignettage. Il serait à la rigueur possible de travailler ainsi, mais vous perdez alors 40 pour-cent du flux entrant dans le télescope. L'instrument est en quelque sorte diaphragmé, ce qui est dommage.

Raymond - Mais quel est donc ce maudit élément qui empêche d'amener toute la lumière jusqu'au CCD  ?

Aude - Il faut examiner le schéma optique du spectrographe pour comprendre. Un petit rappel par rapport à ce que nous avons vu lors de la première session...

... la lumière de l'étoile provenant du télescope entre par la fente d'entrée, ce réfléchie sur un petit miroir à 45°, transite une première fois dans l'objectif photographique qui rejète à l'infinie l'image de l'étoile, la lumière se réfléchie sur le réseau, repasse dans l'objectif photographique et enfin, est focalisée sur le CCD. Ouf ! Pour que ce trajet optique soit possible il faut donner des angles précis aux composants. Il y a deux endroits, entre-autre, où la lumière peut être accidentellement interceptée lorsqu'elle revient de l'objectif. Ces endroits sont marqués par des carrées bleus dans le schéma : il s'agit du bord du miroir de renvoi d'une part, et du bord mécanique de l'objectif d'autre part. Si l'étoile n'est pas correctement centrée, son faisceau lumineux lèche l'un de ces bords et il y a alors vignettage.

Raymond - C'est très technique, ça me plait ! Mais comment on se rend compte que l'étoile est correctement positionnée ?

Aude - Facile. Toujours en maintenant l'étoile défocalisée, c'est l'astuce pour voir le contour de la pupille du télescope, vous agissez sur les mouvements lents du télescope en ascension droite et en déclinaison jusqu'à ce que la tache image soit bien ronde. Voici le film des événements ...

Aude - Là c'est bon. On voit que l'image de l'étoile n'est pas centrée au milieu du CCD lorsqu'il n'y a pas de vignettage. Ce n'est pas grave en spectrographie car on n'utilise qu'une faible zone de la surface sensible. Chaque fois que le spectre d'une nouvelle étoile sera acquis, il faudra toujours penser au préalable à amener son image dans cette partie du capteur pour profiter de tout le flux lumineux disponible.

Christian - Et si je continue dans le même sens, qu'est-ce qui se passe ?

Aude - Il suffit de demander (air malicieux en direction de Christian) !

Aude - Le vignettage apparaît à nouveau, mais de l'autre coté de la tache image. Rappelez-vous toujours l'astuce de la défocalisation pour vérifier si tout va bien dans votre instrument. Notez que j'utilise une lunette car dans le cas d'un télescope, on verrait l'ombre du miroir secondaire dans la tache image. A présent, vous pouvez commencer à focaliser l'étoile en agissant sur la crémaillère ou le bouton de déplacement du miroir du télescope...

Alain - C'est quoi cette traînée verticale qui part de l'étoile ?

Aude - J'utilise une caméra CCD Audine sans obturateur dans mon spectrographe. C'est le phénomène de smearing. Lorsque le CCD est en phase de lecture la lumière de l'étoile impressionne toujours la surface sensible du capteur, ce qui produit la traînée. Le phénomène de smearing n'est perceptible que pour des objets brillants et pas vraiment gênant en spectrographie.

Aude - Revenons à la focalisation. Pour l'affiner, on se place dans la meilleure résolution possible, c'est à dire en binning 1x1, on passe du mode imagerie directe au mode spectro en faisant pivoter le réseau à diffraction et on focalise jusqu'à avoir un spectre bien étroit et des raies spectrales bien fines. Voici la séquence :

Raymond - En pratique, tu changes la mise au point, tu fais une image pour voir le résultat, tu refais la mise au point, et ainsi de suite ?

Aude - Exactement Raymond. Il faut de la patience et un peu d'habitude, mais ça vient vite. En spectroscopie, une difficulté provient du chromatisme des optiques. Par exemple, l'objectif photographique ne focalise pas en même temps parfaitement les rayons lumineux rouges, verts ou bleus sur le CCD. Il n'est donc pas facile dans ces conditions de savoir si la focalisation est correcte car on peut tout aussi bien favoriser la partie rouge, verte ou bleu du spectre. Pour limiter les risques, il faut si possible choisir un objectif de qualité réputée.

Christian - J'ai toujours éprouvé de la difficulté pour faire une bonne mise au point. Y a t-il une recette ?

Aude - Par dessus tout il y a la patience et l'exigence de l'opérateur. Ne pas hésiter à reprendre la focalisation si on sent que quelque chose ne va pas, et ceux plusieurs fois dans la nuit. Lors du réglage proprement dit, vous devez toujours dépasser dans les deux sens la position qui vous paraît la plus judicieuse afin de vous assurer que vous ne manquez pas le point de focalisation optimum. La molette de mise au point doit bien entendu être très douce et les mouvements fortement démultipliés. Avec la lunette utilisée, une FSQ-106 de Takahashi, très ouverte, à F/D=5, la tolérance de mise au point est inférieure à 10 microns. Il faut du doigté ! Pour le faciliter la tâche, j'utilise un comparateur de mécanicien qui prend appui sur le corps du spectrographe. A vrai dire, avec une lunette aussi ouverte ce type d'accessoire est pratiquement indispensable, à moins d'utiliser un très bon moteur de focalisation. Voici comment ça se présente...

Christian - Fichtre, c'est tout de même du beau matériel que tu utilise. Il me semble reconnaître une grosse monture NJP-160 Takahashi ? C'est la condition pour faire de la spectroscopie !?

Aude - Fort heureusement non ! Par exemple, Christian, tu nous as dit au début que tu possédais un LX200 de 200 mm, ce qui est déjà un très joli matériel au passage. Ne change rien, c'est parfait. Mon seul vrai conseil est de travailler avec des télescopes ou des lunettes de bonnes qualités optiques ouverts entre F/D=5 et F/D=8. Une très longue focale conduit à des images un peu empattées au foyer, ne serais-ce que par l'effet de la turbulence atmosphérique. Avec ton LX200, je te recommande vivement d'utiliser un réducteur de focale qui amène le rapport d'ouverture vers F/D=6. Les lunettes sont bien sûr utilisables. Tous les modèles apochromatiques conviennent. Un diamètre de 100 mm permet d'étudier des étoiles jusqu'à la magnitude 12 au moins avec le spectrographe que j'utilise pour ce stage. Cela permet d'abattre pas mal de travail.

Christian - Et la monture ? Il faut tout de même qu'elle supporte le télescope ou la lunette, plus le spectrographe !

Aude - Comptez dans les 1,8 kg pour le spectrographe équipé de la caméra. J'ai pu faire des spectres corrects avec une lunette FSQ-106, un engin assez lourd en soit, le tout sur une monture GP-DX très maniable et transportable. Une règle d'or en astronomie CCD : il vaut mieux privilégier la monture que le diamètre de l'instrument. Un télescope de 115 mm porté par une robuste monture, résistant au vent et suivant au poil sera toujours plus rentable et efficace qu'un télescope de 400 mm associé à une monture flexible.

J'ai le sentiment que vous voulez en voir plus sur mon installation. Voilà, je travaille au dernier étage d'un immeuble sur une petite terrasse sans toit (j'ai de la chance mais j'ai mis du temps à trouver, car à Toulouse, les promoteurs sont fous : à cause du soit disant Soleil ils couvrent toutes les terrasses - ils ne pensent absolument pas aux astronomes amateurs ces gros bêtas)...

Alain - Le suivi durant la pose doit être irréprochable, sinon on perd en résolution spectrale ?

Aude - La qualité finale en dépend effectivement. Mais vous serez peut-être surpris d'apprendre que l'on est plus tolérant en spectrographie qu'en imagerie du ciel profond. L'astuce est de bien orienter le spectrographe par rapport au mouvement d'ascension droite et de déclinaison. L'axe sensible pour le suivi est l'axe d'ascension droite. C'est suivant le mouvement horaire que les erreurs périodiques se manifestent. Seuls les défauts de mise en station et de flexion sont sensibles en déclinaison. En faisant des poses relativement courtes, deux minutes tout au plus dans mon cas, l'effet des flexions est pratiquement imperceptible. Donc, je vous conseille d'orienter votre spectrographe de manière à ce que l'axe de la dispersion soit perpendiculaire au mouvement en ascension droite, comme je vous le montre sur cette image :

Alain - OK, je vois l'astuce, un défaut de suivi va élargir le spectre verticalement, mais la finesse des raies dans le sens de la dispersion n'est pas modifiée.

Aude - Tout à fait, et nous verrons plus tard que l'étalement dans le sens transverse à la dispersion n'est pas critique car il s'élimine lors du traitement numérique des images. Justement, il est temps de parler traitement car l'heure tourne. Regardez bien l'image... Si je vous dis qu'elle représente une exposition de 120 secondes, ne remarquez-vous pas un trait commun à vos images du ciel profond ?

Alain - Il me semble voir des points chauds...

Aude - C'est bien. Petite révision, c'est quoi un point chaud ?

Christian - Je me lance : c'est un pixel pour lequel le signal d'obscurité est bien plus important que dans ces voisins. Ce signal à une origine thermique et il est d'autant plus important que la température du CCD est élevée. C'est du reste pour cela que le capteur est refroidi, afin de limiter les dégâts du signal d'obscurité.

Aude - Fort bien, je vois que tu as été attentif lors des stages précédents Christian. Tu peux me dire pourquoi cette expression de signal d'obscurité ?

Christian - Parce qu'il s'agit d'un signal que l'on peut observer alors même que le capteur est plongé dans le noir le plus total. C'est un signal parasite dont le seul responsable est le CCD lui-même. Le fait qu'il y ait de la lumière ou pas ne change rien à l'affaire, le signal thermique, que l'on appelle aussi signal thermique je crois, est toujours présent et s'ajoute de manière indépendante au signal produit par les astres.

Aude - Tout le monde est d'accord ?

Alain - Peut pas mieux dire !

Raymond - Ca fait du bien de réviser !!! (grand sourire)

Aude - Je vous propose de continuer dans la révision, on ne sait jamais ! Le mot parasite est important. Un parasite c'est quelque chose qui vit au dépend d'un autre. Dans notre image électronique CCD, on trouve du signal utile, le spectre de l'étoile, mais en plus, c'est le théâtre d'une vie souterraine et nuisible. Le signal d'obscurité en est un exemple. Il prend naissance spontanément au sein même du capteur et il ne dépend pas de la quantité de lumière incidente, tu la fort bien dit Christian. C'est le but du prétraitement d'isoler le seul signal qui provient de l'astre étudié en excluant des intrus, tel que le signal thermique qui s'invite sans rien demander à personne. Pour ce qui est du signal d'obscurité, sa valeur est liée à la température du capteur CCD, mais elle est aussi proportionnelle au temps de pose. D'une image à l'autre, si vous doublez le temps de pose, vous doublez aussi le signal thermique.

Raymond - Le signal d'obscurité est-il le seul signal parasite ?

Aude - Il y en a un autre : le signal d'offset, on dit aussi "bias" en anglais. Celui là il est toujours présent dans vos images, quel que soit le temps de pose. Du reste pour le débusquer, il suffit de jouer avec ce temps de pose. Imaginez votre capteur dans l'obscurité et devinez ce que devient le signal thermique lorsque le temps de pose tend vers zéro...

Christian - (court silence) .... Ben, si le temps de pose est nul il n'y a plus de signal thermique puisqu'il n'a pas eu le temps de se former.

Aude - C'est bien cela, c'est très logique (sourire en coin à Christian). Pourtant malgré un temps d'exposition si bref, on constate que les pixels de l'image ont une intensité non nulle. C'est ce signal résiduel que l'on appelle l'offset. Il prend surtout naissance dans l'électronique intégrée qui se trouve dans la puce CCD et dont le rôle est d'amplifier le signal électrique. L'offset est approximativement le même d'un pixel à l'autre, mais il n'est pas toujours possible de le voir comme une constante pour toute l'image.

Résumons les deux signaux parasites identifiés. Dans toute image CCD vous avez un signal à peu près constant que l'on nomme offset. Il n'a rien à voir avec l'interaction de la lumière puisqu'on l'observe alors que le capteur est dans le noir. Au signal d'offset, s'ajoute un signal d'origine thermique qui est nul si le temps de pose est très bref, mais qui augmente ensuite proportionnellement à la valeur du temps de pose. Il est aussi dépendant de la température du détecteur.

Raymond - L'objectif du prétraitement des images est donc bien de débarrasser notre image CCD à la sortie de la caméra de ces deux signaux parasites.

Aude - Exact... à une petite nuance près. Il se trouve que les pixels du capteur ne répondent pas de la même manière à la lumière. Certains sont plus chanceux que d'autres : ils vont produire un signal électrique plus important que les voisins pour un même éclairement lumineux. On dit qu'ils sont plus sensibles. Pour l'astronome le résultat peut être catastrophique : supposons qu'il observe un champ dans le ciel de brillance parfaitement uniforme, la caméra en retourne une image granuleuse puisque les pixels ne répondent pas de la même manière aux stimuli lumineux. La caméra distord la réalité. Ce sont parfois même des zones entières du capteur qui vont réagir à la lumière complètement différemment, par exemple du fait qu'une poussière sur une surface optique intercepte une partie du flux incident. Le vignettage optique que nous avons évoqué tout à l'heure participe à la fête aussi. Je vous montre dans cette image comment se comporte notre instrument lorsqu'il est être éclairé par une plage de lumière uniforme, en abrégé PLU :

Christian - Plage de lumière uniforme ?

Aude - C'est une scène que l'on pointe avec le télescope et que l'on considère comme uniformément brillante sur une étendue correspondant au moins au champ de l'instrument. Ce sera par exemple le ciel au crépuscule ou encore un écran de cinéma placé un peu en avant du télescope.

Raymond - On a le sentiment que le CCD est moins sensible dans les coins et notamment en haut à droite. C'est la bonne interprétation ?

Aude - Oui, c'est une très bonne manière de voir les choses, à ceci près que le responsable n'est pas seulement le capteur lui-même, mais aussi l'ensemble de l'instrument. Analysons les conséquences de cet état de fait. Supposons que la sensibilité, comme tu le dis Raymond, soit deux fois moins bonne sur le bord de l'image qu'au centre. Ca veut dire que pour un éclairement à la base uniforme du champ image on enregistre deux fois moins de signal en bord de capteur qu'au centre. Il est facile lors du prétraitement d'inverser cette tendance : il suffit de multiplier l'intensité des pixel qui se situent sur le bord par deux et de laisser tels quels les pixels du centre. Pour trouver le bon coefficient multiplicatif pour chaque pixels il nous faut la réponse de l'instrument lorsque celui-ci observe une plage de lumière uniforme. C'est exactement ce que montre l'image précédente, que l'on appelle une PLU ou un "flat-field". Flat-field, c'est de l'anglais, que l'on peut traduire mot à mot par "champ plat". Pour corriger notre image spectrale il suffit de la diviser à posteriori par l'image flat-field. En faisant ainsi on inverse le processus d'atténuation multiplicatif du flux optique produit lors de l'acquisition.

Alain - Je suis en terrain connu, c'est exactement ce que je fais pour traiter mes images de galaxies. Y a t -il des spécificités propres au prétraitement des images spectrales.

Aude - Oui, il y en a, nous allons le voir par la suite. Mais le retrait de l'offset, du signal d'obscurité et la division par le flat-field demeure un dénominateur commun.

Christian - Quel logiciel utilises tu pour faire le prétraitement ?

Aude - Pour ce qui est des phases classiques du prétraitement, et que je viens de rappeler à l'instant, il y a un très large choix de logiciels. Tous se valent et je me garderais de porter un jugement de valeur. A vous de choisir en fonction de votre sensibilité, de l'ergonomie proposée, etc. Cependant, vous allez voir que certaines manipulations sont assez spécifiques à la spectrographie, et à cause de cela, j'utilise le logiciel Iris qui possède des fonctions pour cela. Je suis désolé pour ceux qui ne sont pas trop habitués à ce programme, mais je suis sûre que tous les logiciels seront mis à niveau au fur et à mesure que la spectrographie deviendra populaire ! Si vous avez accès à Linux vous pouvez tenter d'utiliser des logiciels professionnels comme IRAF ou MIDAS. Vous y trouverez tout, mais l'apprentissage risque d'être long.

Alain - Va pour Iris, mais donne-nous une décomposition des traitements pour que l'on puisse les reproduire chez nous et comprendre ce que tu fais.

Aude - Je vais essayer. On va commencer par le signal d'offset. J'ai fait 11 images dans l'obscurité juste à la fin de la séance d'observation avec le temps d'intégration le plus bref possible. Bien sûr le facteur de binning est de 1 et la fenêtre dans le CCD est la même que pour les images spectrales. Voici une de ces onze images :

Christian - Pourquoi 11 images ?

Aude - J'aime bien ce nombre, c'est pas une blague ! Mais vous devinez que nous allons moyenner ces 11 images afin de réduire le bruit présent dans chaque images.

Raymond - Le bruit, que veux-tu dire au juste ?

Aude - Si on fait plusieurs images successives d'un même objet, et que l'on relève l'intensité d'un pixel donné dans chacune des images, il apparaît que les valeurs obtenues ne sont jamais rigoureusement identiques. C'est cette fluctuation autour de la valeur moyenne du signal que l'on appelle le bruit. Concrètement, elle signifie qu'une mesure unique est entachée d'une sorte d'erreur que l'on ne peut prédire en raison du caractère aléatoire du bruit. Le seul moyen d'approcher la vrai valeur du signal est de moyenner un grand nombre de mesures. C'est pour cela que je vais acquis 11 images.

Alain - Mais tu aurais pu réaliser 50 images pour diminuer plus encore le bruit par effet de moyenne !

Aude - Certe, mais on montrer qu'au delà d'un certains nombre d'images moyenner, le bruit diminue très lentement. Un nombre d'images entre 9 et 15 est un bon choix ici.

Raymond - D'où vient le bruit ?

Aude - Pour une bonne part, le bruit provient d'imperfections du CCD et de l'électronique de la caméra.

Raymond - L'offset et le signal thermique sont aussi des bruits alors ?

Aude - Attention, tu fais une confusion que j'ai bien souvent entendue. Ce que l'on appelle signal d'offset et signal d'obscurité, ce sont justement, comme leur nom l'indique, des signaux. Ils s'ajoutent simplement au signal utile. On peut prédire la valeur de ces signaux parasites que j'ai énuméré, et c'est pour cela qu'il est possible de les retirer des images du ciel. Ce ne sont donc pas des bruits, puisque cette information est prédictibles, à partir d'images d'étalonnages spécifiques : des poses courtes et longues dans l'obscurité. En revanche, les signaux d'offset et thermique sont affectés d'un bruit. C'est pour cela que pour en trouver la valeur fidèle il est nécessaire de réaliser des moyennes.

Raymond - Que fait-tu au juste avec ces 11 images ? J'ai entendu dire que l'on pouvait les associer en faisant une somme médiane. Ce n'est pas pareil qu'une moyenne je suppose ?

Aude - Le compositage des images, ce que tu appelle "associer", est effectivement ici plus efficace en utilisant une somme médiane en remplacement de la simple moyenne. La grande affaire de la somme médiane est qu'elle est très efficace pour éliminer un point aberrant qui se trouve dans une seule image. La présence de cet artefact, accidentelle et propre à l'instant où est acquise l'image en question, peut être gommée grâce à des traitements statistiques.

Raymond - Peux-tu donner un exemple d'artefact ?

Aude - Ce sera par exemple l'impact fortuit d'un rayon cosmique qui produira une tache brillante dans l'image, pouvant couvrir parfois plusieurs pixels. C'est aussi un parasite électrique au moment où quelqu'un chez vous allume le four micro-onde en produisant une sorte de balafre dans l'image..

Voyons comment je m'y prends pour effectuer le traitement. J'ai l'habitude de nommer mes images d'offset O-1, O-2 et ainsi de suite jusqu'à O-11 par exemple. Par exemple sous Iris vous ferez le compositage médian en tapant la commande :

SMEDIAN   O-   11

Dans tous les programmes spécialisés vous trouverez une fonction équivalente. Pour un même pixel dans les images, le logiciel ordonne par ordre croissant les 11 valeurs disponibles. La médiane, qui sera la valeur affectée au pixel correspondant dans l'image finale, est l'intensité qui se trouve au milieu de la séquence triée.

Nous sauvegardons l'image médiane sous un nom évocateur. Comme c'est une image du signal d'offset, nous appelons OFFSET le fichier image sur le disque dur. Vous aller trouver la fonction de sauvegarde dans le menu fichier de la plupart des logiciels. C'est le cas pour Iris bien sur, mais vous pouvez aussi utiliser une commande entrée au clavier, comme :

SAVE   OFFSET

Alain - Tu confirmes bien que cette image d'offset permettra de traiter toutes les images de la nuit ?

Aude - Tout à fait. Même si les conditions au cours de la nuit changent, par exemple la température, nous allons considérer que cette carte du signal d'offset est une constante de l'instrument et s'applique donc à toutes les images. C'est une approximation très légitime en pratique. En revanche, je recommande d'acquérir une nouvelle séquence d'offset chaque nuit. Ce n'est pas difficile à faire et ça ne peut pas faire de mal. Regardez à présent l'image suivante, telle qu'elle sort de la caméra. Je l'ai faite dans l'obscurité totale, en bouchant l'entrée de la lunette, avec un temps de pose de 120 secondes, c'est-à-dire la même exposition que pour les images du ciel.

Alain - C'est l'image du signal thermique. On voit bien les points chauds !

Aude - C'est presque juste. Attention, ce n'est pas que le signal thermique. Le signal d'offset est aussi présent dans cette image. Si vous voulez isoler le seul signal thermique il est nécessaire de retirer l'offset, mais nous verrons cela dans un instant. J'ai fait onze images de ce type vers la fin de nuit, ce qui m'a pris tout de même 11 x 2 minutes = 22 minutes.

Christian - Pourquoi 11 images... (air malicieux)

Aude - Tu me taquines Christian (rougissement). Même raisons que pour les images d'offset : limiter le bruit et surtout retirer l'effet d'un toujours possible artefact accidentel dans une des images. Je les nomme N-1, N-2, ... Le compositage médian s'écrit :

SMEDIAN   N-    11

A ce stade, vous avez la somme d'une image du signal d'obscurité généré par le CCD en 2 minutes et du signal d'offset. Pour extraire le signal d'obscurité proprement dit il reste à soustraire l'image d'offset précédemment calculée :

SUB   OFFSET    0

Notez au passage que j'ai traité en premier l'offset puis le signal thermique, vous comprenez pourquoi.

Christian - Elle est vraiment très maline Aude...

Aude - (re-rougissement) - Le résultat est sauvegardé sous le nom DARK (noir en français). Ce nom est une tradition, mais vous êtes libre d'utiliser celui qui vous passe par la tête.

SAVE   DARK

Alain - Aude, je suppose que, plus tard, tu vas soustraire aux images spectrales cette image du signal d'obscurité. Mais une chose me turlupine. Tu as dit plusieurs fois que le signal thermique est fonction de la température. Si la température du CCD a changé entre le moment où tu as obtenu les images de noir et les images des spectres, il va y avoir un problème.

Aude - C'est un très vaste débat que tu soulèves. L'idéal est d'avoir une caméra dans laquelle la température du CCD est régulée d'un bout à l'autre de la nuit à une fraction de degré près. Ceci répond complètement à ta question. Dans mon modèle d'Audine, la température du CCD peut fluctuer de plusieurs degrés en cours de nuit et effectivement, cela pose potentiellement un problème. Pour le régler, au moins en partie, j'utilise une procédure automatique dans le logiciel Iris qui ajuste le niveau de l'image du signal d'obscurité pour que la soustraction soit optimale. Par optimale, il faut entendre que le résultat est le meilleur possible vis à vis du bruit dans l'image après le traitement. Ca marche pas trop mal en pratique.

Raymond - Est-il obligatoire que le temps de pose des images de noirs soit égal au temps de pose des images de spectres ?

Aude - La règle importante est que le temps de pose pour les images de noirs ne soit pas inférieur à celui des images à traiter. Par expérience, un temps de pose très supérieur pour l'image du signal d'obscurité n'est pas non plus nécessairement une bonne chose : c'est très long à acquérir, les risques augmentent d'avoir des incidents durant les poses, il n'y a pas obligatoirement une relation strictement linéaire entre le signal thermique et le temps de pose... Avec la caméra Audine, j'ai pris l'habitude de pratiquer le même temps de pose pour les noirs et pour les images du ciel. Normalement, au minimum, il faudrait faire une séquence en début de nuit et une autre en fin de nuit, mais je reconnais que ce n'est pas toujours mon cas et je m'appui assez fortement sur la technique d'optimisation numérique du courant d'obscurité dont je viens de vous parler. Ces contraintes sont les conséquences de la non-régulation thermique du CCD.

Passons à présent au calcul de l'image flat-field, qui je le rappelle est une sorte de carte de sensibilité de votre instrument en fonction de l'endroit où vous vous trouvez dans l'image. Là, il y a une différence par rapport à vos habitudes en ciel profond.

Alain - Le flat-field c'est la bête noire de l'imagerie CCD ! Je souffre vraiment avec affaire.

Aude - Oui, et je vais même en ajouter une couche ! Normalement pour obtenir l'image flat-field, il faut pointer le télescope vers une plage de lumière uniforme, par exemple, le fond de ciel au crépuscule, un écran blanc placé devant le télescope, ou encore un diffuseur que l'on observe en transparence à l'entrée du tube. Dans le cas présent, j'ai visé un écran pas vraiment blanc, le mur de mon appartement, éclairé par une vulgaire lampe de bureau. J'ai un peu honte... Voici comment ça se présente :

Christian - Dit donc Aude, tu faiblis ! J'ai entendu parler de boites à lumière sophistiquées que l'on place en avant du télescope. Ta solution est pour le moins rustique en comparaison !

Aude - Rustique oui, mais il ne faut pas trop se fier aux apparences. Il faudrait un stage entier pour discuter de la meilleure manière d'obtenir une image flat-field. Crois-moi par expérience, un large mur éclairé à 3 ou 4 mètres de l'entrée du télescope ce n'est pas si mal que cela. Même si le mur n'est pas parfaitement uni, comme ici, ce n'est pas très grave car son image est tellement défocalisée au foyer du télescope ou de la lunette, que les non-uniformités sont complètement gommées. Là où je suis un peu coupable c'est que le mur n'est pas d'un blanc immaculé et que l'éclairage utilisé est une vulgaire lampe à incandescence, dont la lumière ne ressemble pas à celle parvenant des étoiles ou du fond de ciel. Mais je vais essayer de vous expliquer que tout ceci n'est pas très gave. Voici une image flat-field typique obtenue dans ces conditions :

Raymond - Diantre, elle n'est pas vraiment uniforme cette image.

Aude - Exact. Il faut être maintenant bien attentif, car nous entrons de plain-pied dans ce qui fait le sel de l'acquisition spectrale. Lorsque vous faites un flat-field pour corriger des images du ciel profond, chaque pixel réagit à sa manière à la quantité de lumière qu'il reçoit. La couleur de la lumière reçue, souvent une lumière blanche du reste, est identique en tout point du CCD. La carte flat-field obtenue dans ces conditions traduit bien alors la réponse relative de l'instrument dans le champ image. En spectrographie la situation est toute autre du fait que la lumière est dispersée spectralement sur la surface sensible, le signal sortant du CCD sera certes fonction de la sensibilité intrinsèque de chaque pixel ou de la présence de poussières en avant de ceux-ci, mais aussi et surtout, du contenu spectral de la lumière analysée. De plus les pixels d'un capteur CCD ne répondent pas tous de la même manière suivant la couleur de la lumière incidente.

Supposons que l'on observe une lumière riche en rayons rouges et pauvre en rayons bleus. Les pixels qui se situent dans la partie bleue du spectre verrons donc moins de lumière que les pixels qui ont la chance d'intercepter la partie rouge (à gauche dans notre image). Comme en plus le CCD répond mieux en général aux rayons rouges qu'aux rayons bleus, le signal observé dans l'image sera nettement plus important du coté rouge que du coté bleu. Pour ma part j'utilise une lampe à incandescence banale à filament de tungstène pour éclairer le mur. Une telle source de lumière envoie un maximum de rayonnement dans la partie rouge du spectre, voir même dans l'infrarouge. Toutes ces considérations expliquent l'aspect de notre image flat-field. Si j'affiche à nouveau cette image en colorant artificiellement en rouge les parties les plus lumineuses et en bleu les parties les plus faibles, j'ai une sorte de représentation du spectre en vraie fausses couleurs :

Raymond - Tu nous montres dans cette image que la partie rouge du spectre se situe à gauche et que c'est cette partie du spectre qui est la plus intense.

Aude - C'est ça. Le point important à retenir est qu'il n'est pas possible d'utiliser cette image flat-field comme carte de sensibilité du CCD et plus globalement, de l'instrument. En effet, si l'aspect du flat-field dépend de la réponse intrinsèque des pixels, elle dépend aussi du contenu spectral de la source lumineuse utilisée pour l'acquérir, et c'est la que ça coince. Diviser nos images du ciel par ce flat-field, que l'on nomme flat-field moyen, fait plus de mal que de bien. C'est un peu comme si en imagerie CCD traditionnelle vous faisiez le flat-field en observant une plage de lumière qui ne serait pas uniforme : la carte de sensibilité ne dépend plus seulement des caractéristiques de l'instrument car l'homogénéité de la source lumineuse intervient.

Christian - Quelle est alors l'issue pour obtenir un flat-field en spectrographie ? Ca m'inquiète un peu !

Aude - Moi aussi ! Blague à part, c'est une difficulté assez sérieuse, mais il y a au moins deux méthodes pour nous tirer d'affaire.

La première, que je ne ferai qu'évoquer rapidement est liée à la propriété de notre spectrographe qui permet d'envoyer l'image d'ordre zéro du réseau à diffraction directement vers le CCD, sans dispersion. Dans ce cas, le capteur est éclairée par une lumière blanche et on se retrouve dans la situation d'un flat-field classique ciel profond. Il faut être prudent avec cette méthode car le chemin optique suivi par la lumière n'est pas exactement le même que lors de l'acquisition des spectres.

La seconde méthode revient à considérer que le flat-field moyen observé est le produit de deux flat-field élémentaires. Le premier flat-field élémentaire est caractéristiques des variations lentes de lumière dans le champ image. On l'appellera le "flat-field normalisé". Le second flat field élémentaire traduit en revanche les variations rapides de sensibilités à des échelles de la taille de quelques pixels ou quelques dizaines de pixels au plus. Ce dernier flat-field prend en compte les variations de sensibilité de pixel à pixel ou encore les ombres projetés de tailles relativement modestes causées par la présence de poussières dans le trajet optique.

L'idée de fond est d'extraire ces deux flat-fields élémentaires du flat-field moyen, celui obtenu en observant l'écran, puis d'utiliser le flat-field normalisé pour traiter uniquement les variations de sensibilité à petite échelle. Le problème des variations lentes de sensibilité dans le champ, par exemple en raison d'un vignettage optique, ou encore la prise en compte de la réponse des pixels à une lumière colorée, sera traité ultérieurement, lorsque ferons l'étalonnage en flux des spectres lors de la session 3. Nous nous servirons pour cela de la mesure du spectre d'une étoile connue et nous comparerons ce spectre avec le spectre théorique attendu pour cet astre.

Raymond, Christian, Alain - (en coeurs) Oups, ça devient complexe !!!

Aude - Je l'admets. On est ici dans une partie musclée de la spectrographie, je vous avais prévenue. Je vais essayer de vous montrer concrètement ce qui se passe avec des images, ou plus précisément, avec des courbes. Regardez le graphique suivant :

C'est une coupe photométrique dans l'image flat-field moyen réalisée en observant le mur. La coupe passe par l'axe horizontal de l'image. Sur l'axe des abscisses on trouve des numéros de pixels et sur l'axe des ordonnées on trouve l'intensité de ces pixels. Que voit ton ? La pente descendant lentement de gauche à droite correspond au gradient que nous avons déjà mis en évidence dans l'image à deux dimensions. Pour l'essentiel cette variation est due au contenu spectral de la source lumineuse utilisée, qui est une lampe à filament de tungstène banale et qui émet principalement du signal dans la partie rouge du spectre. L'effet est encore accentué du fait que le détecteur CCD est intrinsèquement plus sensible pour la lumière rouge que la lumière bleu. En outre, j'ai ajouté de manière artificielle dans l'image des incidents qui simulent la présence de poussières de plus ou moins grandes dimensions et de plus ou moins grande opacité. Ce sont les échancrures que l'on observe dans le profil photométrique.

Voici à présent l'allure de notre flat-field après un lissage numérique intensif :

Les défauts de petites échelles ont disparut.

Nous calculons à présent le flat-field normalisé en divisant le flat-field de départ par sa version lissée :

Ce flat-field normalisé ne porte la signature que des défauts liés à la présence des poussières ou des variations de sensibilités de pixels à pixels.

Prenons à présent le spectre d'une étoile et affichons son profil photométrique :

La courbe est la distribution du flux de l'étoile en fonction de la longueur d'onde, mais on y voit aussi les défauts de notre instrument. Les échancrures provoquées par les poussières sont bien visibles et pourraient être confondues avec des raies spectrales si elles n'étaient pas éliminées.

Divisons à présent le profil spectral de l'étoile par le flat-field normalisé :

Le flat-field normalisé à fait son travail : les défauts induits par les poussières ont complètement disparu. On note que l'allure générale du spectre reste intacte. Les bosses que l'on voie ne sont pas propres à l'étoile, mais traduisent la manière dont l'instrument dans son ensemble répond à un flux coloré incident. Ce défaut instrumental résiduel sera traité lors de l'étalonnage en flux que nous verrons dans la troisième session de ce stage.

Alain - Mais si je devise le spectre de l'étoile directement par le flat-field réalisé sur le mur que se passe-t-il ?

Aude - Faisons-le. Voici le résultat :

Les ombres projeté des poussières ont complètement disparue. C'est normal car le flat-field contenait leur signature. Apparemment tout va bien... mais regardez l'allure du spectre. Sa physionomie est profondément modifiée et s'écarte à présent du contenu spectral effectivement envoyé par l'étoile. Ce qui est grave ici c'est que si j'avais utilisé une lampe tungstène plus chaude, la pente dans le flat-field moyen aurait changé car cette lampe émet alors plus de radiation dans le bleu. En divisant le spectre de l'étoile par ce dernier flat-field j'obtiendrais un profil spectral encore différent. Ce n'est clairement pas la bonne méthode pour retrouver le spectre vrai de l'étoile.

En résumé, nous allons traiter ici seulement les défauts du type poussières en utilisant le flat-field normalisé. Le problème de la correction de la réponse spectrale de l'instrument sera régler lors de l'opération d'étalonnage en flux que nous verrons ultérieurement.

Alain - D'accord, ça commence à venir !

Aude - De toute manière j'espère mieux faire comprendre la procédure en l'exécutant devant vous. Je vais tout d'abord calculer un flat field médian à partir d'une séquence de trois flat-field réalisées en observant mon mur.

Christian - C'est aussi un nombre que tu aime bien !?

Aude - Non, là j'ai fait une petite erreur au moment de l'acquisition. Le nombre d'image flat-field en stock est insuffisant. Mais bon, ça va passer tout de même car le niveau moyen de ces images est supérieur à l'intensité des spectres que nous allons traiter. C'est une règle à respecter pour ne pas abîmer nos chères données.

Christian - Je te pardonne tout (oeil attendrie).

Aude - ..., avant de calculer la médiane de nos trois flat-fields, il faut harmoniser leur intensité, un peu comme si l'éclairement et le temps de pose pour les trois acquisitions avaient été rigoureusement identiques. Ce n'est pas le cas ici car pour acquérir ces images j'ai opéré de la manière suivante : je lance une pose de 10 secondes, dès que le décompte du temps d'intégration débute j'allume la lampe 8 secondes puis je l'éteins juste avant la fin du décompte, enfin je laisse s'achever tranquillement la fin de pose et la lecture du CCD. Le temps d'illumination du mur est donc de 8 secondes mais avec une marge d'erreur de quelques dixièmes de seconde vu le coté manuel de l'opération. Les flat-fields élémentaires n'ont donc pas rigoureusement la même intensité, d'où la nécessité de les harmoniser, on dit aussi les normaliser, avant le compositage. Pour cela, ils doivent être multiplier par une constante adéquate. Avec le logiciel Iris, voici ce qu'il faut faire pour les trois flat-fields F-1, F-2, F-3 :

SUB2  F-  OFFSET I  0  3
NGAIN2  I  I  20000  3
SMEDIAN   I   3
SAVE  FLAT1

La première commande retire le signal d'offset de chaque flat-field en produisant une nouvelle séquence d'images I1, I2, et I3. Ne surtout pas oublier cette opération ! On ne soustrait pas le signal d'obscurité car le temps de pose est ici considéré comme suffisamment bref pour que le signal thermique ait une valeur négligeable. La seconde commande amène le niveau médian de chaque flat-field à 20000 et on écrase la séquence I1, I2, I3 avec ce résultat. La valeur de la constante de normalisation, ici 20000, est arbitraire. Une valeur relativement élevée est un bon choix, mais il faut bien regarder si un point des flat-fields ne dépasse pas le niveau fatidique de 32767 après normalisation.

Christian - Pourquoi 32767 est un niveau fatidique ?

Aude - C'est spécifique au logiciel Iris qui code les images dans la mémoire de l'ordinateur sur 15 bits. L'intensité maximale pouvant être représenté avec un tel codage est 32767.

La commande suivante est désormais classique. Elle donne l'image médiane des trois flat-fields normalisés. Enfin le résultat est sauvegardé sous le nom FLAT1. Voici à quoi il ressemble :

Alain - On ne voit pas beaucoup de différences avec un flat-field élémentaire...

Aude - Oui c'est vrai compte tenu de la visualisation. Mais fais-moi confiance, le bruit a légèrement diminué et surtout, le risque de voir subsister des artefacts provenant d'un incident lors de la prise de vue des images élémentaires est sérieusement réduit.

Calculons à présent le flat-field normalisé. Pour cela, il faut commencer par lisser très fortement l'image FLAT1 pour y enlever tous les détails fins. J'utilise pour cela la commande GAUSS3 avec un fort coefficient, qui correspond à un lissage généreux :

GAUSS3    25    1
SAVE   LISSE

Le dernier paramètre de cette commande permet d'exclure du calcul une bordure de 1 pixel autour de l'image. Ceci évite quelques ennuis de calcul aux bords de l'image. Voici le résultat :

Raymond - Qu'entends-tu exactement par lissage ?

Aude - Il faut que tu imagine l'image comme une surface rugueuse, pleine d'aspérités. Le lissage revient à passer une sorte de rabot sur cette surface pour la rendre lisse. Mathématiquement, on procède en moyennant l'intensité de points voisins dans l'image.

On obtient le flat-field normalisé en divisant le flat-field moyen de départ (médiane de 3 flat-fields élémentaires) par le flat-field lissé :

LOAD  FLAT1
DIV  LISSE  20000
SAVE FLAT2

L'image FLAT2 a cet aspect :

Elle est très uniforme et ne montre pas de signes de poussières. Le CCD est très propre, une fois n'est pas coutume.

Nous avons à présent tous les ingrédients pour effectuer le prétraitement des spectres de notre étoile.

Alain - Au fait, tu ne nous as pas dit de quelle étoile il s'agit.

Aude - Elle répond au nom de HD45677. Ce n'est pas un objet très brillant, magnitude 7,55. Elle fait partie de la famille des étoiles Be qui montrent parfois des raies en émission, notamment celles de l'hydrogène. Ces raies sont souvent fortement variables. Dans le cas de HD45677, l'émission de la raie H-alpha de l'hydrogène dans le rouge, à 6563 angstroms de longueur d'onde, est exceptionnellement importante. Cette raie est le point brillant que l'on peut apercevoir tout à gauche du spectre. La raie H-bêta de l'hydrogène dans la partie bleu vert est aussi en émission à la longueur d'onde de 4861 angstroms...

J'ai fait 14 spectres successivement de cette étoile, posés chacun 120 secondes. Le temps de pose cumulé est donc de 28 minutes. Ce sont des fichiers images qui ont pour nom 45677-1, 45677-2, 45677-3, etc. Une astuce sous Iris pour connaître le nombre d'images dans une séquence : taper la commande NUMBER avec comme paramètre le nom générique des images :

Alain - Il y a une date qui est retournée aussi on dirait ?

Aude - Exact, c'est la date de milieu de prise de vue de la séquence. Bon, c'est le grand moment : nous allons commencer à traiter nos spectres. Tout d'abord avec la souris définir un rectangle autour de la raie rouge de l'hydrogène en glissant avec le bouton gauche enfoncé :

Appelez ensuite la boite de dialogue Prétraitement des spectres dans le menu Traitement. Voici cette boite de dialogue au moment de son ouverture :

Alain - Bizarre, le programme sait déjà que l'on veut traiter les fichiers 45677- et qu'il y a 16 images !

Raymond - C'est de la transmission de pensée ?

Aude - Non, il n'y a pas de mystère. C'est lorsque vous avez tapé la commande NUMBER que des champs de cette boîte de dialogue se sont remplis automatiquement. Eh bien, nous allons compléter le reste. Comment ferais-tu Christian ?

Christian - Pourquoi moi ?

Aude - Je ne sais pas, c'est la vie !

Christian - Bon d'accord. Pour le champ Offset, je mettrais le nom OFFSET, qui est l'image que l'on a produite toute-à-l'heure. Idem pour le champ Dark, j'entrerai DARK, l'image du signal thermique. Pour le champ flat-field, j'hésite. Faut-il mettre FLAT1 ou FLAT2 ?

Aude - Ce que l'on veut corriger ici se sont les défauts de petite échelle, par exemple, gommer la trace des poussières que l'on pourrait prendre accidentellement pour des raies spectrales si elle leur ombre se projette sur le spectre par malchance.

Christian - C'est donc l'image FLAT2 que nous allons utiliser. Pour le champ Fichier Cosmétique je ne vois pas.

Aude - Ce champ désigne un fichier texte dans lequel on peut mettre un ensemble de commandes simples qui permettent par exemple de gommer un pixel particulièrement malade dans toutes les images de la séquence. On peut de la même manière gérer des problèmes de colonnes inactives dans l'image. Notre CCD est en très bonne santé, aussi nous n'allons pas utiliser cette possibilité. Tu peux laisser ce champ vide. Je vais t'aider Christian pour la suite.

Il faut savoir que parmi les fonctions qui se cachent derrière la boite de dialogue, il s'en trouve une qui va se charger de recadrer tous les spectres par rapport au premier de la série. Pour cela Iris effectue une translation suivant l'axe horizontal et vertical à une fraction de pixel près afin que les spectres se superposent parfaitement. Pour que Iris puisse opérer, il faut tout d'abord désigner le détail dans le spectre qui servira de référence d'une image à l'autre. C'est ce que nous avons fait au tout-à-l'heure lorsque nous avons encadré la raie H-alpha avec un rectangle de sélection. Dans le champ Largeur de la raie vous entrez la largeur approximative de la raie en pixels à sa base. Ici cette largeur est estimée à 9 pixels. Ce paramètre sera utilisée pour calculer le centre de gravité de la raie, ce qui donnera sa position dans l'image. Il faut encore préciser si la raie sélectionnée est en émission ou en absorption. Dans le cas présent, c'est évidemment l'option Emission qu'il faut choisir.

L'avant dernier champ correspond au nom générique des images prétraitées et le dernier champ contient le nombre d'images dans la séquence. Voici la boite de dialogue remplie au complet :

Cliquez sur OK pour que le traitement débute. Au bout de quelques secondes le résultat s'affiche à l'écran.

Sauvegardez-le sur votre disque dur, en faisant par exemple :

SAVE  T

Remarquez que l'on commence à voir pas mal de détails dans le spectre. Ca devient intéressant...

Raymond - Houla tu vas un peu vite ! Il se passe plein de choses à l'écran, ça à l'air de bouger et de clignoter dans tous les sens. Peux-tu nous dire ce qu'il en est ?

Aude - Oui bien sûr, c'est important. Tout d'abord le logiciel soustrait l'image d'offset à toutes les images de la séquence d'entrée. Ensuite, il entreprend de soustraire de signal d'obscurité. Pour cela il multiplie par un coefficient adéquat l'image du noir, qui est notre image DARK, afin d'optimiser le niveau de bruit après soustraction à l'image à traiter. Vous vous rappelez, ceci permet de compenser un écart de température entre le moment où on a fait l'acquisition de l'image du signal thermique et les images du ciel. L'ajustement du noir est refait pour chaque image de la séquence.

Christian - C'est sans doute pour cela qu'il faut cocher l'option Optimisation dans le boite de dialogue ?

Aude - Tout à fait. Si vous ne sélectionnez pas cette option, c'est directement l'image DARK sans ajustement qui est soustraite à toutes les images de la séquence.

Après soustraction de l'offset et du signal d'obscurité, le programme divise les images par le flat-field. L'opération suivante consiste à amener proche de zéro le niveau du fond de ciel médian de chaque image. Pour ceux qui connaissent un peu Iris, c'est la fonction NOFFSET2 qui est utilisée pour cela. Le calcul est simple : pour une image donnée le programme calcule la valeur médiane de tous les pixels puis soustrait cette constante à tous ces pixels. Cette étape est intéressante car elle évite de perdre une bonne part de la dynamique lors des calculs qui vont suivre si le fond de ciel est lumineux, ce qui est un peu le cas ici du reste.

Raymond - Normalement le signal du fond de ciel et le signal de l'étoile s'ajoutent ?

Aude - Tu as raison de me demander de préciser, c'est un important problème, particulièrement en spectrographie. Vous savez que le ciel n'est jamais totalement noir la nuit. C'est pire si vous observez en ville, nous l'avons vu. Au signal proprement dit des astres s'ajoute donc cette espèce de lueur de fond, que l'on appelle fond de ciel. C'est un signal parasite au même titre que l'est le signal thermique. Un étape critique du traitement que nous verrons dans quelques instants revient à éliminer avec soin cette brillance du fond de ciel. L'image spectrale ressemblera alors à ce l'on obtiendrait avec un ciel idéal parfaitement noir, une image où seul est visible le spectre de l'étoile. Pour l'instant avec la commande NOFFSET2, Iris travaille de manière très grossière. Du reste, si vous promenez la souris autour du spectre à la fin de la procédure automatique vous allez voir que l'intensité de certains pixels est fortement négative. Ce n'est pas très physique ! Nous affinerons le retrait du fond de ciel tout à l'heure.

A ce stade, le programme supprime éventuellement les défauts cosmétiques, mais ce n'est pas notre cas. Iris exécute ensuite une procédure délicate qui consiste à déplacer horizontalement et verticalement, à une fraction de pixel près tous les spectres de la séquence pour qu'ils se superposent exactement au spectre de la première image. Je l'ai dit tout à l'heure, on appelle cela une registration. Le programme se sert pour cela de la raie que nous avons sélectionnée à la souris. Il faut que ce détail du spectre soit bien contrasté pour que la procédure fonctionne correctement. En général, on trouve toujours une raie qui convient. Si ce n'est pas le cas, sachez que, dans Iris, il existe des méthodes manuelles pour réaliser la registration, mais c'est plus laborieux. Vous l'avez compris, la registration compense à posteriori les défauts de suivi du télescope. Dans mon cas, je suis ne suis pas bien en station et c'est bien utile.

Christian - Toujours paresseuse Aude ?

Aude - Oui (regard fuyant). La première étape du prétraitement est presque terminée. Le programme sauvegarde sur le disque une séquence à laquelle a été appliqué l'ensemble des traitements décrits. Dans notre cas cette séquence, dite de sortie, est I1, I2, I3, ... I14. Mais ce n'est pas tout-à-fait terminé, notre procédure de traitement automatique continue encore un peu. Iris additionne les images de la séquence de sortie. Au besoin, il multiplie chaque image par un coefficient de manière à ce que la somme ne dépasse par 32000, pour éviter tout risque de débordement de capacité de calcul. Pour les spécialistes de Iris, vous feriez la même chose en tapant la commande :

ADD_NORM   I   14

La dernière fonction de la procédure automatique a pour objectif de redresser le spectre.

Alain - Redresser, tiens donc, il n'est pas droit ?

Aude - Regardez attentivement le spectre brut de HD45677. A l'évidence le spectre n'est pas parfaitement horizontal. C'est la faute à l'orientation des traits du réseau à diffraction qui ne sont pas parallèles aux lignes du CCD. Le problème est purement instrumental. Il peut être corrigé sur le spectrographe grâce à des petites vis poussantes sur le coté du réseau pour ajuster son orientation, mais le réglage n'a pas été affiné avant cette prise de vue.  En outre, le spectre n'est pas rigoureusement rectiligne. La légère courbure constatée est un défaut optique assez classique dans les spectrographes. Il est induit par les angles d'incidence et diffraction au niveau du réseau, et aussi peut-être par un peu de distorsion de la part de l'objectif photographique. Iris propose ne procédure qui vise à rendre rectiligne le spectre en corrigeant à la fois l'inclinaison et la courbure. L'enjeu est important lorsqu'il s'agira tout à l'heure de calculer un spectre monodimentionnel. Cette procédure est relativement simple : pour chaque colonne de l'image, le programme calcule la valeur d'une translation verticale spécifique de telle manière que le centre de gravité du spectre soit commun pour toutes les colonnes. Vous pouvez vérifier qu'au terme du traitement le spectre est effectivement rectiligne. La procédure automatique s'arrête ici.

Christian - Tout-à-l'heure tu nous as vanté les mérites du compositage médian, mais ici, si j'ai bien compris, tu te contentes de faire une simple addition des 14 images. N'y a-t-il pas une contradiction ?

Aude - Il serait possible, en effet, d'utiliser ici aussi le compositage médian, mais on montre qu'en terme de rapport signal sur bruit, la médiane est légèrement moins efficace que la bonne vieille addition. Cette considération devient importante lorsqu'on a affaire à des signaux assez faibles dans lesquels le bruit prend une part non négligeable. Lors du compositage des images d'offset, de noir, de flat-field, le problème ne se posait pas en ces termes. Dans le cas présent, si un artefact affecte une des images au mauvais endroit, c'est-à-dire sur le spectre, il existe des outils qui réalisent une addition tout en combatant ce type de problème. Par exemple la méthode du sigma-clipping rejette de l'addition les valeurs qui s'écartent de plus d'une certaine quantité par rapport à un seuil défini statistiquement. Puisque chaque image prétraitée est disponible après la procédure automatique, les fichiers I1, I2, I3... dans notre exemple, il est toujours possible de les additionner avec la méthode qui vous semble la plus appropriée. Par exemple, on emploiera sous Iris la commande COMPOSIT si on souhaite faire un compositage du type sigma-clipping.

Alain - La large barre verticale a une intensité vraiment impressionnante. N'est-ce pas gênant ?

Aude - C'est vrai que, par rapport au spectre de l'étoile, elle est très intense. Il faut se rappeler que l'on voit ici la signature spectrale de l'éclairage urbain local. La situation est d'autant plus critique que la déclinaison de HD45677 est de l'ordre de -11°, ce qui signifie qu'elle n'est jamais bien haute dans mon ciel. Rappelez-vous aussi que c'est objet est relativement faible et vous comprendrez alors pourquoi le spectre du fond de ciel domine le spectre de l'étoile en certains endroits, essentiellement dans la partie jaune. Je vais vous montrer qu'il est simple par traitement d'image de supprimer les traces de la pollution lumineuse dans notre spectre. Le seul problème, qui peut être sérieux lorsque l'on observe des astres faibles, est qu'au signal du fond de ciel est associé un bruit, que l'on appelle bruit de signal. Ce bruit fini par brouiller l'image des spectres lorsque l'objet étudié est très pâle. C'est cela qui limite la faculté de détection d'un instrument donné.

Le principe utilisé pour supprimer le fond de ciel repose sur l'idée que l'intensité de ce fond est en gros identique le long d'une colonne du CCD. En particulier, elle est approximativement la même dans des zones proches du spectre et situées de part et d'autre de celui-ci suivant l'axe perpendiculaire à la dispersion. La valeur du fond de ciel sous le spectre même est approchée en faisant la moyenne des intensités de part et d'autre du spectre. La valeur trouvée est alors soustraite à l'intensité des pixels appartenant à une colonne donnée. Le calcul est reconduit de la même manière pour toutes les colonnes de l'image. L'image suivante montre le principe :

L'estimation du niveau du fond de ciel S0 sous le spectre est calculée en faisant S0=(S1+S2)/2. On soustrait alors la valeur S0 à tous les pixels de la colonne, ce qui amène le ciel à l'intensité zéro approximativement. Dans Iris, les fonctions qui réalisent de telles opérations s'appellent L_SKY et L_SKY2, la seconde étant une version plus automatisée de la première. Je vais cependant vous proposer une procédure assez semblable, mais avec un raffinement qui donne une meilleure estimation du fond de ciel.

Christian - Je suis sûr que la commande s'appelle L_SKY3 !

Aude - Bien vu Christian ! L_SKY3 calcule les paramètres a et b d'une équation linéaire du type y=a.x+b par une méthode des moindres carrés passant au mieux par l'intensité relevée dans deux zones de part et d'autre du spectre. Par interpolation, on calcule alors une valeur du fond de ciel local obéissant à cette équation le long d'une colonne de l'image. Le graphique suivant montre un exemple de profil photométrique du spectre suivant une colonne, en rouge, et l'ajustement du fond de ciel par une droite, en bleu. On voit comment la droite suit la variation lente du fond de ciel le long de cette colonne de l'image :

Une petite subtilité : les calculs précédents ne sont valides que si tous les pixels appartenant à une colonne sont éclairés par une même couleur. L'examen attentif de notre image montre que ce n'est pas le cas. Il suffit de regarder la bande produite par la pollution lumineuse : elle apparaît inclinée. Elle penche en quelque sorte vers la droite. Prenez une bordure de cette bande. Si vous pouviez percevoir cette image en vrais couleurs, la bordure, sur toute sa longueur, apparaîtrait rigoureusement de la même couleur. Rappelez-vous que nous voyons ici une image monochromatique de la fente d'entrée. Le fait que la bande soit incliné signifie donc que les pixels d'une même colonne ne voient pas la même longueur d'onde du spectre, or ceci est indispensable pour réaliser une bonne estimation du fond de ciel. Le remède consiste, en quelque sorte, à redresser les raies spectrales. Pour cela, chaque ligne doit subir une petite translation, d'une valeur distincte, de telle manière qu'au final, les raies spectrales soient parfaitement verticales.

Christian - Mais pourquoi les raies sont inclinées ?

Aude - Ce sont les défauts optiques du spectrographe qui en sont la cause pour l'essentiel. L'inclinaison des raies est en fait un phénomène très classique dans ce type d'instrument. Elle peut être fort heureusement corrigée par traitement d'image. Le logiciel Iris possède une commande spéciale pour cela qui s'appelle SLANT. Elle nécessite deux paramètres. Le premier est l'angle d'inclinaison à corriger, le second est une coordonnée en pixels le long de l'axe vertical autour duquel Iris va pratiquer une sorte de pivotement de l'image. Iris fait glisser chaque ligne de l'image à une fraction de pixel près et d'une quantité proportionnelle à la distance qui la sépare de la coordonnées verticale du pivot et proportionnelle à la valeur de l'angle spécifié. L'angle exact est trouvé par approximations successives. Dans le cas présent, il est de -3,5° (le signe de l'angle est important). La position verticale du pivot doit être de préférence la coordonnée verticale du spectre de l'étoile, soit ici y=60, une valeur que l'on trouve facilement en promenant la souris dans l'image. Pour mettre les raies spectrales verticales ont fait alors :

SLANT  60  -3.5

Voici l'image avant et après correction.

Christian - Mais pourquoi tu n'as pas fait une simple rotation de l'image de 3,5°.

Aude - Christian, cette fois c'est toi qui faiblis (d'un ton taquin). En faisant comme tu dis j'aurais effectivement mis les raies spectrales verticales, mais l'axe de dispersion du spectre ne serait plus horizontal. Au lieu de cela, l'algorithme de la fonction SLANT redresse bien les raies en ne touchant pas à l'orientation du spectre.

C'est le moment d'appliquer la commande L_SKY3. Tapez-la. Rien ne se passe apparemment. Cliquez dans l'image en quatre endroits comme je vous le montre dans l'image suivante :

Respectez l'ordre si possible. Vous venez de définir deux zones de part et d'autre du spectre dans lesquelles Iris va calculer la droite qui épouse le mieux l'allure du fond de ciel colonne après colonne.

Le fond de ciel synthétique ainsi calculé est soustrait automatiquement à l'image et le résultat s'affiche à l'écran. Si vous regardez maintenant la valeur du fond de ciel autour du spectre, vous allez constater qu'il est quasiment nul. Le zéro de l'échelle des intensités de notre étoile est cette fois bien définie, ce qui va permettre d'exploiter le spectre pour des analyses photométriques. Remarquez comment les raies parasites provoquées par l'éclairage au sodium ont disparues. Si je puis dire, le spectre de HD45677 apparaît pour la première fois dans toute sa splendeur :

Alain - Spectaculaire ! Les petites fluctuations que je devine dans le spectres sont-elles bien réelles ?

Aude - Oui, d'ailleurs, il nous reste une toute dernière manipulation qui va mieux révéler le contenu spectral de l'étoile. L'idée est que le signal s'étale inutilement suivant l'axe vertical. L'information importante se situe en effet le long de l'axe de dispersion, c'est-à-dire l'axe horizontal de l'image. Nous allons donc rassembler par sommation tout le signal étalé suivant l'axe perpendiculaire à la dispersion dans une seule ligne, comme si l'image de l'étoile au moment de l'acquisition occupait une largeur inférieure à un pixel du CCD. Cette opération s'appelle un binning. Un spectre qui se limite à une seule ligne s'appelle un spectre monodimenionnel. La courbe d'intensité de ce spectre en fonction du numéro du pixel s'appelle le profil spectral. Puisque la tradition veut que la partie rouge du spectre soit à droite et que la partie bleu soit à gauche, il est temps d'inverser la droite et la gauche dans notre image. La commande MIRRORY, sans paramètre, réalise cela immédiatement :

Sauvegardons le résultat :

SAVE  T45677_1

La fonction adaptée dans Iris pour réaliser un binning vertical sur les spectres s'appelle L_BIN. Avec la souris définissez un rectangle qui englobe le spectre comme le montre l'image suivante. La taille de ce rectangle importe peu.

Tapez ensuite la commande L_BIN. Le logiciel calcule colonne après colonne le binning vertical en ne prenant en compte que les pixels qui ont une intensité représentative par rapport au bruit de l'image. Généralement, Iris additionne les intensités sur une largeur de 7 à 9 pixels. Bien sûr, l'intervalle de sommation est centrée sur la partie la plus intense du spectre. Voici le résultat :

C'est bien un spectre monodimentionnel, mais pour qu'il soit plus lisible sous la forme d'une image, Iris le dupliquer sur 20 lignes. Vous pouvez sauvegarder cette image, qui est le précieux résultat du prétraitement :

SAVE  T45677_2

Notez que la commande L_BIN demande à ce que le spectre soit bien rectiligne et horizontal. C'est pour cela que l'étape de redressement du spectre et de correction de la courbure que nous avons réalisée tout-à-l'heure est très importante. Iris possède des commandes qui permettent de travailler directement sur des spectres courbes, mais la méthode que j'ai développée devant vous est la plus efficace car elle offre un meilleur contrôle de ce que l'on fait.

Vous pouvez d'une manière un peu sommaire afficher le profil spectral à ce stade en tapant simplement la commande L_PLOT :

Raymond - On voit super bien les raies en émission !

Alain - Oui, l'histoire s'achève donc ici ?

Aude - Certainement pas !!! Ce que nous venons de faire jusqu'à présent ne sont que de basses besognes. Essentielles certes, mais le plus intéressant est à venir. En effet, tel quel, le spectre n'est pas utilisable. Par exemple, la bosse dans le continuum vers le centre du profil spectral n'est pas réelle, elle trahit simplement que l'instrument est plus sensible dans cette région du spectre. Difficile de faire de l'astrophysique avec de telles distorsions dans les données.

Raymond - Tu emploie souvent le mot continuum, c'est quoi au juste ?

Aude - C'est le signal le long du spectre en dehors des raies spectrales. Vous supprimez mentalement toutes les raies d'un spectre, et ce qui reste est alors un banal spectre continu, on dit aussi un continuum.

Alain - D'accord, j'avais compris cela. Mais sur qu'elle base tu déduit que le spectre n'est pas utilisable tel quel.

Aude - La forme du spectre qui sort des traitements précédents ne reflète pas l'exacte vérité. Par vérité, j'entend l'allure qu'aurait le spectre s'il était observé avec une chaîne instrumentale parfaite, une sorte d'oeil magique qui verrait le signal exact envoyé par l'étoile. On en est loin avec notre petit spectrographe, mais c'est aussi le cas pour tous les instruments optiques et élecrtoniques du monde, qui nous envoient une image déformée de la réalité. Le but des opérations de prétraitement et d'étalonnage est de faire le chemin inverse de la lumière pour corriger au mieux les défauts instrumentaux afin d'obtenir le signal tel qu'il était à l'entrée du télecope, voir même à l'entrée de l'atmosphère terrestre. Je sais que mon CCD est plus sensible dans le rouge que dans le bleu et donc, j'interprète avec pas mal de suspicion le fait que le signal enregistré est plus élevée dans le rouge que dans le bleu.  Les apparences sont trompeuses. Je vais devoir tenir compte de cet effet instrumental pour recomposer le spectre réel de l'étoile. Ce n'est qu'à ce prix qu'il sera apte à la consommation !

Alain - Quant tu dit apte à la consommation, je suppose que tu veux dire que l'on pourra faire des mesures fiables dessus. Quelles sont les étapes qu'il nous reste à parcourir pour y parvenir ?

Aude - Pour finaliser le traitement, le spectre doit subir deux types d'étalonnages, l'étalonnage spectral et l'étalonnage en flux. Ces opérations vont changer fondamentalement l'aspect du spectre, accroître considérablement la richesse de son contenu et le rendre propre, enfin, à un usage scientifique. Toute la noblesse de la spectrographie est donc à venir. Pour cela nous allons quitter Iris et travailler avec un logiciel spécialisé : VisualSpec.

Christian - Tu veux dire que nous n'avons fait qu'une partie du chemin ?

Aude - Oui en gros la moitié. Mais ne vous affolez pas. Vous avez sans doute noté que les opérations faites jusqu'à présent sont relativement automatisées. Avec un peu d'habitude, on réalise le prétraitement complet en 2 minutes ou mêmes moins, et presque sans réfléchir. Ce n'est pas trop difficile la spectrographie, mais je tenais à vous montrer dans le détail le pourquoi des choses. J'espère que vous avez appris quelques petits trucs.

Christian - Oh oui ! (mine attendrie).

Aude - Allez une petite pose, et on continue.