Rlhires

Manuel d'utilisation et fonctions avancées

1. Traitement des spectres Lhires III 2400 traits/mm

1.1. Configuration et premiers pas

Il est facile de modifier la langage de l'interface. Vous avez le choix entre le français et l'anglais. Depuis l'onglet "Configuration" sélectionnez le langage souhaité, puis quittez le programme en cliquant sur la croix en haut à droite de la fenêtre. Au prochain lancement de ISIS (ex RLhires), la langage de l'interface sera modifiée :

Toujours depuis l'onglet "Configuration", vous pouvez choisir le type d'extension des fichiers FITS. Vous avez le choix entre .FIT et .FITS. Par exemple si vos spectre (images et profils) sont nommés comme _sirius_20110304_856.fit faire :

Notez que l'ensemble de vos réglages sont conservés d'une session de trvail à l'autre.

Encore depuis l'onglet "Configuration", sélectionner le chemin du répertoire de travail (l'endroit où les spectres à traiter sont localisés). Par exemple ici, C:\SPECTRO\2400 :

Pour visualiser l'image 2D d'un spectre, ouvrir l'onglet "Image". Par exemple, supposons que l'on dispose d'une séquence de 3 spectres de l'étoile Altair, nommés successivement ALTAIR-1.FIT, ALTAIR-2.FIT, ALTAIR-3.FIT.

Pour visualiser la première de ces images faire :

Après avoir indiqué le nom de l'image (sans l'extension) à la rubrique "Nom de l'image", en haut de l'onglet, vous pouvez faire <Return> au clavier ou cliquer sur le bouton "Charger". Si vous cliquez sur le bouton "..." (situé en haut à droite de de la fenêtre), vous pouvez sélectionner le fichier à visualiser dans une arborescence classique.

Les curseurs de seuil, en bas de la fenêtre, permettent d'ajuster le contraste de la visualisation. Le domaine d'excursion des seuils est modifiable dans la section "Domaine", en bas à droite de la fenêtre (dans l'exemple, les seuils peuvent prendre une valeur comprise entre 0 et 60000).

ISIS peut charger des fichiers FITS au format 16 et 32 bits entiers ou encore 32 bits réels. Tous les traitements sont ensuite réalisés en interne sur 32 bits.

Le contenu de l'entête du fichier FITS peut être examiné en cliquant sur le bouton en haut à droite "Entête". L'affichage de la fenêtre d'entête est permanent tant que l'on ne re-clique pas sur le même bouton (c'est un mode de fonctionnement est général dans ISIS dès lors que l'on ouvre des fenêtres de fonctions) :

1.2. Préparation au traitement : les images maîtres

Avec l'aide de la souris et du curseur écran, repérer la coordonnée Y (verticale) de la trace du spectre dans l'image 2D :

Dans cet exemple, Y = 722. Astuce : il est possible de déplacer finement le curseur avec les touches "flèches" du clavier.

Ouvrir l'onglet "Traitement" et rapportez la valeur trouvée à la rubrique "Coordonnée Y de la trace du spectre".

Cette coordonnée verticale du spectre sera utilisée dès l'étape suivante, consistant à réaliser les images maîtresses. Une erreur de quelques pixels n'est pas critique. En outre, si vous travailler avec une configuration figée, la position verticale du spectre ne devrait pas trop changer. Simplement, vérifier de temps à autre sa valeur effective.

Notez que le temps de pose est de 180 secondes pour chaque images individuelles de la séquence Altair que nous allons traiter.

Pour pré-traiter cette séquence, nous disposons de :

- 13 images d'offset (nommées O-1, O2, ..., O13) - elles correspondent à des poses très brèves sans aucun objet dans la fente d'entrée de Lhires III..

- 9 images de dark, posées 600 secondes chacune (nommées N600-1, ... N600-9).

- 7 images du flat-field posées 120 secondes chacune (spectre d'une lampe tungstène éclairant toute la hauteur de le fente) - en l'espèce, la lampe éclaire l'entrée du télescope recouvert d'un diffuseur (simple épaisseur de papier calque - voir un exemple au milieu de cette page ou encore ici).

Il est facile de visualiser les images d'étalonnage en les chargeant en mémoire, puis en ajustant les seuils de visualisation. Respectivement depuis l'onglet "Image" :

La caméra CCD utilisée est un modèle QSI-532 (CCD type KAF-3200). La taille du pixel est de 6,8 microns pour ce détecteur. Les images sont acquises en binning 1x1 (pleine résolution spatiale de la caméra).

Nous allons créer les images maîtresses d'offset, de dark et de flat-field. Ouvrir pour cela l'onglet "Images d'étalonnage".

L'ordre des opérations est important. Commençons par calculer l'image maître d'offset à partir des 13 images élémentaires disponibles. Ces images ont été réalisées dans l'obscurité avec un temps de pose très bref. Remplir la rubrique "Faire une image d'offset" de l'onglet "Etalonnage" de la manière suivante (avec les paramètres de l'exemple bien sur) :

On ne donne que le nom générique des images lors du traitement d'une séquence d'images (ISIS va compléter de lui-même le nom en ajoutant la valeur de l'index et l'extension du fichier (.fit obligatoirement, renommez vos fichier au besoin) : o-1.fit, o-2.fit, ...). Lancer le traitement en appuyez sur "Go". L'image produite automatiquement a ici pour nom OFFSET.FIT. Elle est au format FITS 32 bits entier et se trouve dans le répertoire de travail. Cette image peut parfaitement être visualisée à partir de l'onglet "Image" si on le désire.

Poursuivre avec l'image maître du noir (ou image DSNU, pour Dark Signal Non Uniformity) :

Noter l'usage de l'image OFFSET.FIT calculée à l'étape précédente. L'ordre des opérations est donc bien important. Les images n600-1.fit, n600-2.fit, ... sont des documents bruts : images posées dans l'obscurité totale.

Il y a ici une difficulté. Nous disposons d'images DARK exposées 600 secondes. Or, nous voulons traiter les images de l'étoile Altair exposées chacune 180 secondes. Le rapport des temps de pose est ici de 180 / 600 = 0,3. C'est ce coefficient qui est fournie à la rubrique "Coef. du dark". Cette méthode permet d'utiliser une séquence de noir correspondant à un temps de pose long pour pré-traiter des images exposées plus brièvement.

Il faut souligner que la technique ne fonctionne qu'avec une caméra régulée en température. En outre, il ne faut jamais être amené à utiliser un coefficient supérieur à 1, car ceci génère un bruit supplémentaire dans l'image traitée. Il faut toujours partir d'un dark de base posé longtemps. Noter encore la technique de nomination des images maîtres : ici on a généré un dark correspondant à une pose élémentaire de 180 secondes, d'où le nom de DARK180.FIT pour l'image maître. Il sagit d'une image 32 bits (toutes les images produites par ISIS sont dans ce format) calculée à partir des 9 images de départ (le logiciel calcule le somme médiane pour éviter les pixels aberrant). Bien sûr, si l'on doit traiter des spectres d'étoiles posés 600 secondes, le coefficient vaudra 1, et l'image maître s'appellera DARK600.FIT en suivant la logique.

Examinons à présent, l'une des images flat-field :

Le temps de pose est de 120 secondes (voir l'indication en bas de la fenêtre ou dans l'entête du fichier). Le lignage horizontal est associé aux défauts de la fente d'entrée (irrégularité mécanique de largeur et présence de poussières sur les bords).

Il nous faut soustraire l'offset et le dark à cette image pour obtenir un vrai flat-field. Nous ne disposons pas d'un noir correspondant à une pose de 120 secondes. Par de soucis, comme précédemment, aller dans l'onglet "Images d'étalonnage", puis faire :

ISIS autorise un certain nombre d'opérations arithmétiques sur les images. Une alternative pour produire notre image dark maître de 120 secondes consiste à partir de l'image DARK180 déjà calculée. Le rapport de temps de pose est 120/180=0,6666. Aller dans l'onglet "Outil 1", puis faire :

Remarquez que le coefficient est inférieur à l'unité. C'est toujours la même histoire, on doit impérativement produire une image correspondant à un certain temps de pose à partir d'une image posée plus longtemps.

Nous pouvons maintenant calculer l'image flat-field depuis l'onglet "Etalonnages". Le résultat va s'appeler sur le disque FLAT.FIT (ce nom est un choix arbitraire) :

En association avec la prise des spectres de l'étoile Altair, une image du spectre de la lampe spectrale d'étalonnage interne au néon a été réalisé. Nous l'avons appelé au moment de l'acquisition ALTAIR_NEON-1.FIT. Voici une partie de cette image, affichée depuis l'onglet "Image" :

Les deux raies d'émission incurvées correspondent aux raies du néon à 6506.53 A (à gauche) et à 6532.88 (à droite). La raie 6598.95 A est aussi disponible tout à droite de l'image mais elle est hors du cadre dans cette représentation.

Point important, les longueurs d'onde doivent être toujours croissantes en allant de gauche à droite.

Le temps de pose est de 20 secondes pour cette prise de vue. Ici encore, il va falloir re-calculer une image dark associée. Par rapport aux poses de 600 secondes de nos images du signal d'obscurité, le coefficient est cette fois 20 / 600 = 0,0333. Soit :

Afin de ne pas multiplier les images de DARKxxx.FIT, évitez de multiplier les temps d'exposition différents lors des acquisitions. C'est une bonne discipline. Par exemple, faites toujours les images d'étalonnage avec les mêmes temps de pose. Si le CCD est bien régulée thermiquement, les images DARKxxx.FIT ne seront à refaire que très épisodiquement (pour suivi de l'évolution des points chauds).

La position du spectre de l'étoile peut- être aisément matérialisée dans l'image du spectre du néon. Activez l'option "Réticule" depuis l'onglet "Image" :

Le trait pointillé rouge horizontal qui se dessine aide à trouver la coordonnée X (horizontale) de la raie à 6507 A (la plus à gauche) au niveau de la trace du spectre de l'objet traité. Cette position est importante pour que ISIS réalise par lui-même l'étalonnage spectral lors des opérations à suivre. On trouve ici approximativement X = 451 (la précision recherchée est de 3 ou 4 pixels, ISIS est tolérant sur ce point).

On utilise un spectrographe Lhires III équipé d'un réseau de 2400 traits/mm. D'autre part nous disposons de 3 raies du néon pour réaliser l'étalonnage. Ouvrir l'onglet "Traitement" et fournir ces informations à ISIS à la rubrique "Mode d'étalonnage spectrtal". Indiquez aussi la coordonnée X trouvée pour la raie à 6507 A :

Avant de pouvoir débuter le traitement proprement dit des spectres, nous devons fournir au logiciel les angles de slant (inclinaison des raies) et et de tilt (inclinaisons de la direction de dispersion). Voici comment procéder pour que ISIS puisse tenir compte de ces distorsions géométriques.

Avec l'image du néon affichée, glissez avec la souris tout en maintenant le bouton gauche enfoncé, puis entourez la raie à 6507 A (la plus à gauche) de la manière suivante :

Il est important est que, verticalement, le rectangle chevauche symétriquement (à peu près) la trace du spectre matérialisée par le réticule. Le rectangle doit par ailleurs être assez large pour qu'il englobe la raie sur sa hauteur choisie. La largeur n'a pas d'impact sur la précision du calcul à partir du moment où cette dernière condition est respectée. Cliquez sur le bouton "Slant" (à droite de l'onglet "Image"), pour obtenir l'angle de slant moyen (inclinaison moyenne de la raie) au voisinage de la trace du spectre. On trouve ici : -3.29°. Rapportez cette valeur dans le panneau des paramètres généraux de l'onglet "Traitement" (ne pas oublier le signe de l'angle !) :

Pour trouver l'angle de tilt (inclinaison de la trace du spectre), il faut recharger en mémoire un des spectres 2D de l'étoile Altair et l'afficher. Ouvrir l'onglet "Image", et chargez par exemple l'image altair-1 :

Tracer un grand rectangle de sélection autour de la trace du spectre (comme ci-avant). Puis cliquez sur le bouton "Tilt".

Rapportez la valeur angulaire du tilt dans l'onglet "Traitement" :

1.3. Lancer le traitement

Vous êtes maintenant en capacité d'extraire le profil spectral de la séquence Altair. Voici comment remplir l'onglet "Traitement" pour la circonstance :

Notez comment sont entré le nom des images maitres OFFSET, DARK180 (les spectres de Altair sont posés 3 minutes chacun) et FLAT. A l'image de la lampe spectrale néon (ALTAIR_NEON-1) est associé le nom du dark correspondant en terme de temps de pose (DARK20 pour 20 secondes d'exposition).

La taille du pixel en micron est indiqué, ici 6,8 microns. Notez au passage que si les images avaient été acquises en binning 2 suivant l'axe horizontal (sommation deux à deux des pixels au moment de l'acquisition) alors la taille du pixel à indiquer serait 2 x 6,8 = 13,6 microns.

Nous avons aussi renseigné la section "Sortie" de l'onglet. Le nom de l'objet bien sur, mais aussi le type d'instrulent, le lieu et l'indicatif de l'observateur (compatibilité avec le format FITS de la base de donné BeSS). Il est important d'entrer le bon nom de l'objet dans le champ "Nom de l'objet". Des noms composites sont possibles, comme "25 Cyg", "Omega Ori", etc. Un caractère blanc est accepté (mais un seul dans le nom composé).

Un décalage en heure est applicable au besoin (au cas où, par exemple, on n'a pas mis l'ordinateur à l'heure d'été ou d'hiver). Ici pas de correction de l'heure, on indique 0.

Les champs "Fichier cosmétique" et "Fichier de réponse spectrale" sont optionnels. Ils ne sont pas remplis pour le moment. Ne rien inscrire dedans signifie que ISIS ignore le contenu de ces champs lors du traitement.

Le facteur de réjection pour le sigma-clipping est fixé à 3. Plus cette valeur est faible plus la sévérité de réjection augmente. Llhires met en œuvre une procédure qui repère les pixels déviant par rapport à la moyenne puis les rejette lors de la sommation finale des spectres élémentaires.. Comme il s'agit d'un traitement statistique, il est recommandé de disposer d'un nombre conséquent d'images élémentaires. Dans l'exemple on n'utilise que 3 images, ce qui est le minimum (ISIS fonctionne malgré tout si vous n'avez qu'une image à traiter, mais moins efficacement en ce qui concerne la réjection). Un nombre de 5 à 10 images élémentaires serait plus satisfaisant. Ce point est rappelé plus loin.

Le facteur de binning permet d'additionner les pixels deux par deux suivant l'axe spectral (si le facteur est de 2), trois par trois (si le facteur est de 3), etc. Ici on travaille à la pleine résolution (binning unitaire, donc pas de binning effectué par le traitement).

Les spectres 2D sont tous ramenés à la coordonnée Y = 722 par translation logicielle verticale, même si lors des observations, la position de l'étoile se déplace le long de fente. L'option "Valeur fixe" dans la séquence n'est pas sélectionnée. C'est le mode normal d'utilisation avec un spectrographe à fente et lors de l'observation des étoiles. Malgré la possibilité de recentrer verticalement les spectres au moment du traitement, il est malgré tout recommandé de positionner l'étoile dans la fente toujours à la même hauteur (dans la mesure du possible). C'est une bonne habitude à prendre.

Cliquer sur le bouton "Go" pour lancer le traitement. Celui-ci ne dure normalement que quelques secondes.

Le profil spectral calculé va être généré dans deux formats simultanément : FITS 32 bits réel et DAT 32 bits réel. Le nom des fichiers est construit à partir du nom de l'objet et de la date du début de prise de prise de vue, comme le montre la fenêtre d'informations ci-dessous à la fin du traitement :

Pour visualiser le résultat, ouvrir l'onglet "Profil". Le champ "Nom du profil" est déjà pré-rempli par le logiciel. Pour voir le spectre, il vous suffit de faire "Return" depuis le champ "Nom de profil" ou de cliquer sur le bouton "Charger" :

Pour que le résultat soit de qualité il est important de bien choisir la zone de binning du spectre (hauteur dans l'image à partir de laquelle ISIS extrait le spectre, ainsi que les zones de l'image dans laquelle le fond de ciel est calculé. Ouvrir l'onglet "Configuration". En bas à gauche vous avez :

La zone de binning fait ici 22 pixels de haut. Par ailleurs les zones de calculs du fond de ciel sont définies par la valeur des paramètres Yinf1, Yinf2, ... Ce sont des écarts par rapport à la hauteur Y0 de référence (Y0 = 722 dans notre exemple). Par exemple la borne Yinf1 est située à la coordonnées verticale 722 - 12 = 710. Ces valeurs par défauts peuvent être modifiées. Une régle d'or : il faut mieux adopter les valeurs trop grandes que trop petites pour éviter les erreurs radiométrique dans le continuum des spectres. D'un autre coté, une zone de calcul du fond de ciel trop large peut conduire aussi à des erreurs d'estimation de celui-ci.

Il est recommandé de sélectionner l'option "Binning optimisé", qui garanti en général le meilleur rapport signal sur bruit dans le profil spectral.

Les zones de calcul du fond de ciel peuvent être matérialisée en sélection l'option "Afficher". Dans ce cas, en affichant une image spectrale depuis l'onglet "Image", vous aller obtenir :

Il faut veiller à ce que la zone de calcul du fond de ciel n'inclue pas des portions significatives du spectre. La valeur des paramètres dépend de votre spectrographe. Si vos spectres sont affectés d'un tilt significatif (ce qui n'est pas une chose normale, notez le au passsage), orientez horizontalement le spectre (commande TILT de la ligne de commande, voir plus loin) ou servez vous du fichier "_Altair.fit" pré-calculé lors d'un essai de traitement précédent (ce fichier de contrôle, produit automatiquement à chaque traitement, contient l'image 2D du spectre compositée, redressée et avec le fond de ciel retiré - son nom est construit sur la base _nom objet.fit).

ISIS produit à chaque traitement un fichier .log qui résume tous les paramètres du dit traitement. Ce fichier a la même nom racine que celui du profil spectre produit. Cette information est extrèment précieuse si un jour vous voulez rejouer l'ensemble du traitement. Par exemple :