ISIS
Version
5
Guide
le traitement des
spectres LISA
1. Objet
Ce guide constitue une introduction à l'usage de ISIS (version 5 et au-dessus) dans le contexte du traitement des spectres issus du spectrographe LISA. On considère dans ce qui suit que vous disposez d'un minimum de connaissance sur l'usage du logiciel : réglage initial de la configuration, visualisation d'une image et d'un profil spectral, comparaison de deux profils, etc. Pour cela, il est important d'avoir lu au préalable de la page d'aide consacrée aux Lhires III et réalisé concrètement les traitements proposés, même si vous n’utilisez pas en pratique cet instrument. Cette page offre en effet une base d'apprentissage rapide aux principes fondamentaux de ISIS et ce, avec un caractère suffisamment généraliste. Voir ici.
Nous allons dans le présent guide traiter en guise de démonstration une série de spectres de l'étoile symbiotique CI Cyg (V=10,5 - voir ici pour plus d'informations sur cette étoile). Au préalable nous allons devoir calculer les paramètres d'étalonnage spectral et la réponse instrumentale en nous basant sur une observation de la brillante étoile Véga faite la même nuit.
Procédure pour changer la langue de l'interface ISIS.
2. Configurez ISIS
Vous devez en premier télécharger les données brutes qui accompagnent ce guide. Il est vivement recommandé d'effectuer le traitement en même temps que vous lisez ce texte - vous allez progresser très vite de cette manière, en étant confronté à une situation réelle de traitement. Téléchargez le fichier :
Décomprimez le fichier (taille de 10,2 Mo) dans un répertoire de votre choix. Ce sera votre répertoire de travail pour la session d'observation en question. Pour ma part, j'ai choisi comme répertoire :
C:\NUIT_20120914
En effet, les données ont été acquises dans la nuit du 14 au 15 septembre 2012. Vérifiez qu'un sous-répertoire CALIB est aussi créé.
L'observation a été faite avec un spectrographe LISA monté à l'arrière d'un Celestron 8. Un réducteur de focale Baader (Alen Gee) fait passer le faisceau optique initial de F/10 à F/6,5 à l'entrée du spectrographe. La fente fait 23 microns de large. La caméra utilisée pour l'acquisition des spectres est le modèle Atik460EX. L'acquisition proprement dite est réalisée avec le logiciel AudeLa en mode binning 2x2. La taille des pixels virtuels résultants est de 9,08 microns x 9,08 microns. L'observatoire ce trouve dans un milieu semi-urbain, avec un fort éclairage parasite produit par des lampes sodium haute pression.
Note : le format des images brutes qui sont fournies pour cette démonstration a été réduit verticalement pour que le fichier Zip à télécharger soit de taille raisonnable. Bien sur l'échelle originale des est conservée. Toujours dans le but de limiter le volume des données à télécharger, le nombre d'images dans les séquences a été considérablement diminué. Le nombre d’images brutes de Véga a été réduit à 3 alors que j'en ai en réalité acquis 16. Idem pour CI Cyg où je vous propose seulement les 4 premières images d'une séquence originale qui en contient en réalité 14. L'idée n'est pas la performance proprement dite dans le résultat final, mais de vous apprendre les bons réflexes d’usage de ISIS.
Dans l'onglet "Configuration", choisissez le type de spectrographe utilisé : ici c'est le modèle LISA bien sûr.
Précisez le répertoire de travail : C:\NUIT_20120914
Définissez une zone de mise à l'échelle des profils valide pour l'intervalle spectral analysé. On sélectionne une zone dans le rouge comprise entre les longueurs d'onde de 6650 A et 6750 A (une partie du spectre vierge de raies spectrales intenses).
Cochez l'option "Bilinéaire" pour le type d'interpolateur (une mesure de prudence vis-à-vis des risques d'artefact si vous choisissez un interpolateur "Spline" avec des données LISA).
Enfin, demandez à ISIS d'ajouter votre nom d'observateur dans l'intitulé des fichiers résultat (de manière à ce que l'on vous identifie du premier coup d'œil si vous distribuez vos résultats d'observation).
Voici l'aspect de l'onglet "Configuration" à ce stade :
3. Etalonnage
Une séquence rapide de spectre de l'étoile Véga a été réalisée afin d'évaluer l'équation de dispersion du spectrographe LISA au moment de l'observation et pour évaluer la réponse instrumentale.
Note : la réponse instrumentale au sens où on l'entend ici inclut aussi la transmission atmosphérique. L'étoile Véga a été choisie, car elle est non loin de notre cible (CI Cyg), d’où un faible écart de masse d'air.
L'étoile Véga n'est pas idéale pour ce que nous allons faire à présent, en particulier trouver la réponse instrumentale. C'est un objet trop brillant. Le temps de pose n'est que de 0,1 seconde pour éviter absolument les risques de saturation. Le bouger de l’étoile à cause du seeing peut provoquer des erreurs dans le continuum, qui ne sont pas du tout moyennées en raison de la brièveté du temps de pose. J'ai atténué le problème en réalisant 16 images successives de Véga, en comptant sur un effet de moyenne en les additionnant. Pour des raisons de volume de données, seules les 3 premières images de cette séquence vous sont proposées.
Idéalement, pour trouver la réponse instrumentale, visez des étoiles chaudes (type A ou B) de magnitude 4 à 6 typiquement. Ne suivez pas mon mauvais exemple avec Véga !
Affichez la première image de la séquence Véga (les fichiers images sont nommés vega-1, vega-2, vega-3) :
Passez à l'étape suivante (numéro 2), en cliquant sur le bouton "Général".
L'onglet "Général" souvre automatiquent avec un certains nombre de champs pré-remplis, notamment le nombre d'images dans la séquence :
Du fait des suffixes définis et d'un protocole strict de nomination des fichiers lors de l'acquisition (très utile et important pour faciliter la vie), le champ "Etalonnage" est aussi correctement pré-rempli.
N'oubliez pas d'entrer la taille des pixels de votre détecteur (avec le binning), d'inscrire la description de votre instrument, de votre observatoire et de vous-même.
Validez aussi l'option "Binning optimisé".
Pour le reste, on considère que les images maîtres du signal d'offset et du signal thermique (appelé "dark" dans le jargon ISIS) sont déjà calculées (notez que la température du détecteur est de -5°C, cela ce voit dans le nom donné aux fichiers). On dispose aussi d'un fichier cosmétique (cosme.lst) qui recense les points déviants. La manière de réaliser ces images maîtres est décrite ici.
On passe maintenant à l'étape 3 en ouvrant l'onglet "Etalonnage" :
Le contenu de la première image de la séquence s'affiche automatiquement. ISIS calcule aussi la coordonnée Y du milieu du spectre (car la case "Auto" est sélectionnée). Le logiciel trouve Y = 134. Notez que nous avons aussi décider d'afficher le réticule afin de jauger la pertinance des zones de binning et de mesure du fond de ciel.
Nous allons effectuer en premier l'étalonnage spectral. Un assistant est disponible pour cela. Pour l'activer, cliquez sur le bouton "Assistant étalonnage" :
Une nouvelle fenêtre s'ouvre :
La première opération a réalisé est le calculer d'une image moyenne à partir des images de la séquence. Le but est donc de calculer ici (vega-1 + vega-2 + vega-3) / 3. Normalement, les champs "Nom générique" et "Nombre d'images" de la section "Calcul de l'image moyenne d'une séquence d'images" sont préremplis. Si ce n'est pas le cas, remplissez les champs "Nom racine" et "Nom de l'objet" dans la section de définition automatique des noms, puis cliquez sur "Go".
Donnez un nom à l'image moyenne calculée. On choisit : moyenne (ce n'est pas très original - par la suite vous utiliserez toujours le même nom, car il s'agit ici d'évaluer seulement un fichier image intermédiaire de calcul). Entrez donc le nom de l'image dans le champ "Résultat", puis cliquez sur "Go" :
La zone de sortie de résultat vous informe précisément sur les calculs réalisés. Dorénavant, vous disposez d’une image moyenne de vos 3 spectres bruts de l'étoile Véga dans le répertoire de travail.
Remarquez que le nom "moyenne" a été reporté automatiquement dans la section suivante "Etalonnage spectral avec ...".
Pour trouver les coefficients d'étalonnage (ou équation de dispersion), nous allons utiliser une technique mixte, qui mélange le contenu de l'étoile de référence (ici la moyenne des images brutes du spectre de Véga) et le contenu de l'image du néon acquise juste après la séquence de Véga, et nommé "vega_neon-1". Au passage, nous n'avons pas eu encore l'occasion de visualiser cette image d'étalonnage !
Le spectre de l'étoile est utilisé pour trouver les paramètres de dispersion dans le bleu, le spectre du néon est utilisé pour trouver ces mêmes paramètres dans le rouge. Pour initialiser le calcul, votre seule action consiste à identifier la raie Halpha dans le spectre de Véga, puis de réaliser un double clic sur celle-ci avec le pointeur de souris. Tout en maintenant la fenêtre de l'assistant ouverte (mettez de côté au besoin), faites-le donc :
Le résultat est automatiquement rapporté dans l'assistant :
Les coordonnées trouvée pour la raie Halpha sont X = 969 et Y = 134 (vous auriez pu rentrer ces valeurs au clavier si cela est plus commode pour vous). La précision d'évaluation n'a pas besoin d'être très grande. Ne vous prenez pas trop la tête pour bien positionner le pointeur au moment du double clic. Un écart de 3 ou 4 pixels est tout à fait toléré.
Tout est près pour effectuer l'étalonnage spectral. Cliquez simplement sur le bouton "Go" :
L'erreur quadratique d'étalonnage spectral (valeur RMS, Root Mean Square) est de 0,22 A. C'est une erreur faible et typique avec la procédure utilisée (l'échantillonnage spectral est de 3,5 pixels environ, ce qui signifie que l'erreur d'étalonnage caractéristique vaut 1/10 de la taille d'un pixel).
Nous souhaitons pousser l'étalonnage le plus loin possible dans le bleu. Si vous cochez l'option "Etalonnage UV", ISIS sélectionne des raies stellaires situées plus loin vers le bleu, dans la région ultraviolette du spectre. Cela donne une validité supplémentaire aux coefficients pour étalonner la partie ultraviolette. Vous pouvez utiliser cette option, car le spectre de Véga présente un haut rapport signal sur bruit et le réglage est tel que la partie bleue du spectre est assez nette. Le plus souvent cette option conduit à une dégradation moyenne sur l'ensemble du spectre. Voici le résultat dans le cas présent :
L'erreur RMS est a présent de 0,24 A, ce qui reste tout à fait acceptable. On peut conserver ce choix.
Par curiosité, vous pouvez consulter les coefficients du polynôme d'étalonnage calculé (jusqu'à l'ordre 4) :
Notez que ces coefficients sont conservés, même si vous sortez du programme.
Fermer la fenêtre de l'assistant d'étalonnage (bouton "Fermer").
Note : l'image de calibration vega_neon-1 a une grande importance, mais elle est utilisée en tache de fond par ISIS. Vous pouvez bien sur l'afficher par curiosité :
Notez la raie position de la raie du néon située à la longueur d'onde de 5945 A. La position du pointeur de souris indique que la coordonnée horizontale de X = 797. Ouvrez maintenant l'onglet "Etalonnage" et regardez attentivement les champs qui ont été remplie automatiquement par notre assistant d'étalonnage :
ISIS a justement sélectionné de lui-même la raie du néon à 5945 A et a évalué automatiquement coordonnée X associée correctement. Remarquez encore que ISIS à trouver automatiquement les angles de tilt et de slant du spectre. Autant d'opération en moins à réaliser manuellement.
Nous allons à présent procéder à la recherche de la réponse spectrale. Comme toujours, c'est l'opération la plus délicate !
Ouvrez l'assistant "Réponse" :
Calculer d'abord l'image flat-field. On utilise pour cela une séquence d'image du spectre de la lampe tungstène interne du spectrographe LISA, réalisée juste à la suite de la séquence Véga. Assez logiquement, les images de cette séquence flat-field sont nommées : vega_tung-1, vega_tung-2, vega_tung-3, ... Il ne faut pas hésiter à réaliser un grand nombre d'images de ce type à la suite pour obtenir une bonne moyenne au moment du traitement et faire en sorte que le bruit propre du flat-field soit le plus faible possible (surtout dans la partie bleue du spectre). Dans le cas présent, j'ai acquis 18 images flat-field avec une intensité au pic qui atteint environ 55000 pas codeurs numériques. Ici, nous ne disposons que des 5 premières images de cette séquence pour des raisons de place lors du téléchargement :
Après avoir cliquer sur "Go" dans la section de calcul de l'image flat-field, ISIS déroule les opérations et produit l'image flat_vega.fit dans le répertoire de travail (c'est le nom choisi par nous).
Voici l'image flat-field calculée :
Véga est une étoile de type A0V. Nous allons diviser le spectre observé de cette étoile par le spectre théorique d'une étoile de type A0V. D'abord nous allons isoler un tel spectre. Il est disponible dans la base de données spectrale de ISIS. Depuis l'assistant "Réponse instrument", cliquez sur le bouton "Sélectionner un spectre de référence". Dans la boîte de dialogue qui s'ouvre alors, sélectionnez un spectre "Pickles" de type A0V. Les spectres de la base Pickles sont des spectres théoriques d'étoiles rangés en fonction de leur type spectral. Validez votre choix en cliquant sur le bouton "Sélectionner" :
ISIS rappelle le type de spectre de référence sélectionné (plus précisément, le nom du fichier correspondant dans la base de données) :
Nous allons maintenant procéder à la division du spectre de l'étoile Véga observé par un spectre synthétique d'étoile de type A0V. Indiquez d'abord le nom du fichier qui va contenir le résultat de la division. Ce n'est autre que la réponse instrumentale recherchée. Logiquement on donne le nom : reponse_vega. Sous-entendu, une réponse spectrale calculée à partir d'un spectre de l'étoile Véga. Fournissez une valeur dans le champ "Coefficient de lissage". Cette quantité peut paraître ésotérique à ce stade, mais vous allez vite comprendre. Un peu au hasard, donner la valeur 70. Cliquez ensuite sur "Go" :
Le logiciel réalise un très grand nombre d'opérations. En particulier, il fait un traitement complet de la séquence Véga, mais ISIS vous masque ces choses. Il calcule le fameux rapport, et l'affiche directement dans l'onglet "Profil", qui s'ouvre aussi automatiquement.
ISIS procède encore a un lissage du profil issu du rapport (étoile observée) / (étoile théorique). La force du lissage est ajustée par le coefficient que nous venons de fixer à 70, de manière arbitraire. Mais comment connaître la bonne valeur ? C'est le plus difficile et cela demande un peu de métier. Faites un test. Changez la valeur du coefficient, adopté la valeur 10 par exemple, puis refaite "Go" :
L'aspect de la réponse instrumentale a totalement changé (noter l'apparition d'un bruit haute-fréquence). Faites l'inverse, en utilisant une forte du valeur coefficient, 200 par exemple :
Cette fois le lissage est bien plus conséquent, mais surtout l'aspect de la courbe de réponse spectrale est encore changé. Alors, où est la vérité ? Vous l'avez sûrement compris, nous allons devoir procéder par essais successifs, à tâtons si vous voulez. Quelque chose qu'il est plus difficile d'expliquer que de faire. C'est la raison pour laquelle je vous propose de réaliser les traitements en même temps que vous lisez ce texte.
Pour vous aider, le meilleur moyen est de comparer la courbe de réponse qui n'a subi aucun lissage à la courbe lissée associé à un certain coefficient.
Ne fermez pas la fenêtre de l'assistant "Réponse instrument", mettez là dans un coin de l'écran. Depuis l'onglet "Profil", cliquez sur le bouton "Comparer" dans la liste d'outil verticale. Remplissez la boîte de dialogue comme indiqué ci-dessous, puis cliquez sur le bouton "Comparer" :
Que se passe-t-il ? D'abord nous avons fourni comme nom du spectre à comparer "@@". Il s'agit d'un profil spectral intermédiaire (qui n'est pas destiné à être conservé), présent dans le répertoire de travail, qui représente le rapport brut entre l'étoile observée et son spectre théorique (avant lissage). Quand vous appuyez sur le bouton "Comparer", ISIS affiche simultanément :
- en bleu, la réponse lissée
que nous venons de calculer ;
- en rouge, la réponse non lissée (le contenu du fichier @@.fit).
Le but est assez simple : il faut que la courbe bleue épouse la courbe rouge de près, mais sans que le bruit apparaisse et que les résidus de raies dans le rapport (les raies telluriques en particulier) ne se retrouvent pas dans la réponse instrumentale. C'est arbitraire, mais malheureusement nous ne disposons pas d'un autre moyen vraiment raisonnable.
C'est un peu mieux avec le coefficient de 60 adopté pour cet essais. Cependant, la courbe bleue ne restitue pas le coude dans la réponse spectrale, visible vers 4200 A, qui est assez typique de la réponse spectrale du spectrographe LISA. Le problème vient en fait de la lampe interne tungstène du spectrographe qui affiche des changements brusques d'intensité en fonction de la longueur d'onde dans le bleu. Le phénomène est plus ou moins accentué suivant les modèles. Dans mon cas, il est particulièrement fort, si bien que la courbe de réponse est extrêmement déformée, ce qui n'est jamais une bonne situation. Cela complique singulièrement notre tâche. Le responsable n'est pas ISIS mais le spectrographe LISA !
La restitution de ce coude à 4200 A est un bon critère pour fixer la valeur du coefficient de lissage. Essayons la valeur 20 :
C’est pas mal, mais simultanément la courbe lissée épouse certaines parties du spectre qui manifestement correspondent à des résidus de raies telluriques. Encore un petit effort pour affiner le compromit, avec la valeur 25 :
C'est bon, votre fichier "reponse_vega" contient à présent une réponse instrumentale correcte. Avec l'habitude, au fur et à mesure que vous allez apprendre à vous servir du couple LISA/ISIS, vous irez plus vite au résultat et avec une plus grande assurance, en quelques instants.
Fermez la fenêtre de comparaison de spectre ainsi que l'assistant de réponse instrumentale.
Jetez un œil à l'onglet "Général" :
ISIS a rempli pour vous le champ "Réponse instrument". Cela signifie que tout est près pour traiter le spectre de Véga. Ouvez l'onglet "Go" et appuyez sur le bouton "Go" :
Il ne vous reste plus qu'à examiner le résultat, par exemple en cliquant sur le bouton "Voir profil" de l'onglet "Go". L'onglet "Profil" s'ouvre automatiquement avec le profil spectral observé à l'écran :
Pour se convaincre que le spectre est correctement traité, comparez-le au spectre Pickles d'une étoile A0V. Utilisez l'outil "Comparer" et allez piocher le spectre directement dans la base de données ISIS (attention, le spectre est au format .dat) :
En bleu, le spectre observé, en rouge le spectre Pickles (moins résolu spectralement). La superposition est vraiment excellente, y compris dans le bleu extrême. On peut même deviner la limite de la série de Balmer dans l'ultraviolet (cela est dû en particulier au bon rendement quantique du CCD Sony qui équipe la caméra Aitik460EX). La restitution du continuum est aussi très satisfaisante.
4. Traitement du spectre de CI Cyg
Le gros du travail vient d'être fait sur le spectre de Véga. Le traitement des spectres suivants devient très simple (attention cependant, si vous observez des spectres à des hauteurs angulaires très différentes il faudra sûrement refaire l'estimation de la réponse instrumentale en choisissant une étoile de référence proche de votre cible). Occupons-nous de CI Cyg.
Affichons le premier spectre de la série :
Le spectre est spectaculaire : celui d'une étoile froide bardée de raies fines et intenses en émission. Notez le temps de pose de 120 secondes, toujours rappelé dans l'onglet. Remarquez aussi la trace du spectre de la pollution urbaine en arrière-fond.
Cliquez sur le bouton "Général". Voici l'onglet "Général" qui s'affiche alors :
Renseignez le nom de l'objet. On choisit : "CI Cyg".
Le reste est prérempli, y compris le nom de l'image d'étalonnage : cicyg_neon-1. Ce point est important. C'est parce que nous avons était rigoureux lors de l'acquisition, en pensant à associer à l'observation de l'objet un spectre d'étalonnage, et en nommant correctement celui-ci que le traitement devient simple et sur. Il faut y penser sur le télescope même.
Ouvrez l'onglet "Etalonnage".
Le spectre produit par le spectrographe LISA est toujours fin. Aussi, vous pouvez vous permettre de réduire la largeur de la zone de binning. Ceci limite le risque d'avoir dans la zone de traitement des rayons cosmiques qui perturbent le traitement.
Allez sur l'onglet "Go", puis cliquez sur le bouton "Go" :
Et l'affichage du résultat :
Vous pouvez détourer le spectre pour la zone correspondant à un rapport signal sur bruit raisonnablement fort :
Pour finir, sauvegardez le résultat du détourage, en utilisant le même nom qu'au sortir du traitement :
A titre de contrôle aussi, ne pas hésiter à examiner l'image 2D du spectre traité :
Ce qui donne :
Les corrections géométriques sont réalisées (par exemple le spectre est parfaitement horizontal). Notez aussi que les raies du fond de ciel parasite ont aussi disparu au niveau de la trace du spectre.
5. A propos de l'étalonnage spectral
Lorsque vous utilisez l'assistant d'étalonnage spectral pour LISA, ISIS passe automatiquement dans un mode exploitant une loi de dispersion supposé déjà calculée pour le traitement des spectres (le polynôme de dispersion trouvé avec l'assistant). Vous pouvez constater que ce mode est bien sélectionné en ouvrant l'onglet "Général", dans la section "Etalonnage spectral" :
Systématiquement, si le mode prédéfini est sélectionné, ISIS va chercher les coefficients d'étalonnage dans la boîte de dialogue "Calcul de la dispersion spectrale", un outil que l’on ouvre depuis l'onglet "Profil" et le bouton "Dispersion" :
Notez qu'il est possible de modifier "à la main" les coefficients. Ils sont par ailleurs conservés d'une session à la suivante.
Il y a un tout autre choix possible pour l’étalonnage LISA, en utilisant un mode prédéfini spécial pour ce spectrographe :
Si vous choisissez cette option, ISIS effectue le traitement en utilisant uniquement le spectre de la lampe néon - vous n'avez donc pas besoin d’observer une étoile de type A ou B, tout au moins pour l'étalonnage spectral (la réponse spectrale, c'est autre chose). Par voie de conséquence, il est inutile d'utiliser l'assistant d'étalonnage, vous sautez une étape. La procédure est donc plus simple, mais aussi moins précise. Pour s’en rendre compte, chargez en mémoire les paramètres de calcul du spectre Véga via son fichier XML (voir le guide Lhires III). Modifiez seulement le mode d'étalonnage en passant par le mode prédéfini LISA. Puis allez directement à l'onglet "Go" et lancez le traitement. Enfin, examinez le spectre calculé en le comparant au spectre Pickles d'une étoile de type A0V :
Le résultat n'est pas catastrophique, mais cependant significativement moins bon qu'avec la méthode mixte (étoile + néon). C'est la différence entre un spectre moyen et un spectre de qualité.
Note : pour que le mode prédéfini fonctionne, il faut si possible que le spectre de raies d'émission d'étalonnage soit assez bien exposé de manière à sortir quelques raies du bruit dans le bleu, quitte à saturer dans le rouge. Un temps de pose de 10 à 30 secondes sur la lampe néon est en général suffisant.