The Exposure Time Calculator for LISA (ETC Lisa) give the ability to predict LISA spectrograph signal to noise ratio achieved under a set of assumptions about instrument performance and observation conditions : telescope diameter, seeing, type of star, slit with, ...

Le Exposure Time Calculator for LISA (ETC LISA) donne la possibilité de prévoir pour le spectrographe LISA le rapport signal à bruit atteint pour un jeu d'hypothèses concernant la configuration instrumentale et les conditions d'observation : diamètre du télescope, seeing, type spectral de l'étoile, largeur de la fente, ...

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The LISA spectrogragraph

Give the input parameters.

For the right example, we observe a star with a magnitute V = 12.4. The star spectral type is A (hot star).

The total exposure time is of 3600 seconds (one-hours) with 6 subexposures (so, the elementary exposition time for a each frame is 600 seconds).

The seeing is of 4 arcsec and the zenithal angle of the star is 30° (60° above the horizon).

The observatory is located at sea level.

The LISA is equipped with a 32 microns entrance slit.

The telescope diameter is 28 centimers with an effective f/ratio of 5.6 (a focal reducer can be considered).

The CCD camera used is a Atik314L+ model (the typical modelized camera parameters are listed here). The bin 1x1 is the nominal mode.

Finally, for the date of observation, the moon is not present.

Fournir les paramètres d'entrée.

Dans l'exemple à droite, nous observons une étoile de magnitude V = 12.4 et de type spectral A (étoile chaude).

Le temps d'exposition total est de 3600 secondes - soit 1 heure, fractionné en 6 poses élémentaires (la durée d'exposition de chaque pose élémentaire est donc de 600 secondes).

Le seeing est de 4 secondes d'arc. La hauteur zénithale de l'étoile est de 30° (soit 60° au dessus de l'horizon).

L'observatoire est situé au niveau de la mer.

Le spectrographe LISA est équipé d'une fente de 32 microns de large.

Le diamètre du télescope est de 28 centimètres avec un F/D effectif de 5.6 (inclu un éventuel réducteur de focale).

Le modèle de caméra CCD utilisé est une Atik314L+ (utilisée en binning 1x1). Les paramètres caractéristiques des caméras modélisées peuvent être consulter ici.

Finalement, l'observation est réalisée au moment de la Nouvelle Lune.
 

The result is given on the right screen copy for spectral bands U, B, V, R, I (the respective central wavelength are respectively 360 nm, 440 nm, 550 nm, 640 nm and 790 nm).

For example, the total electronic signal (for a 3600 seconds exposure) near 640 nm (R-band) is 2700 electrons per pixel (after signal bining along a transverse axis relative to dispersion axis). The observed signal is of 10565 ADU (after spatial binning operation). ADU = Analog Digital Unit.

The signal to noise ratio per pixel (one bin along spectral axis, after spatial binning) is 46.

The signal to noise per resolution spectral element is 80 (for a signal integraded in a spectral band equal to the resolution FWHM). The latest is the most important information about instrument performances (the useful signal to noise ratio is coupled to spectral resolution and spectral sampling).

The total spectrograph efficiency is given in pourcent (here 7.9% at 640 nm, including detector qantum efficiency). The spectral resolution power of LISA is provided (here R = 820).

The slit angular width on the sky and flux slit loss are also given.

Le résultat est donnée dans la copie d'écran à droite pour les bandes U, B, V R, I (les longueurs d'onde centrale respectives sont respectivement 360 nm, 440 nm, 550 nm, 640 nm et 790 nm).

Par exemple, le signal électronique total (pour une pose de 3600 secondes) au voisinage de 640 nm (bande R) est de 2700 électrons par pixel. Le signal observé est de 10565 ADU (après l'opération de binning suivant l'axe spatial). ADU = Analog Digital Unit.

Le rapport signal sur bruit (suivant un pixel le long de l'axe spectre, après le binning spatial) est de 46.

Le rapport signal sur bruit par élément de résolution (pour un signal mesuré dans une bande passante égale au FWHM). Cette dernière information est la plus importante pour caractériser l'instrument (le rapport signal sur bruit effectif est couplé à la résolution spectrale et à l'échantillonnage spectral).

Le rendement total de l'instrument est donné en pourcent (ici 7,9% à 640 nm). Le pouvoir de résolution du spectrographe dans la configuration calculée est de R = 820 environ.

La largeur angulaire de la fente sur le ciel et les pertes de flux au niveau de la fente d'entrée sont aussi données.