Comment calculer une image maître du flat-field avec
ISIS
|
L'image flat-field représente la réponse surfacique du détecteur lorsqu'on éclaire la fente d'entrée du spectrographe avec une source blanche (sans raies spectrales). Avec le spectrographe LHIRES le flat-field est obtenu en disposant un élément diffuseur couvrant l'intégralité de la pupille d'entrée du télescope. Ce diffuseur (dans l'exemple à droite, une épaisseur de papier calque de dessin industriel) est éclairé par une lampe halogène (à filament de tungstène). Cette dernière produit un intense spectre continu (lumière blanche), idéal pour réaliser un bon flat-field. Le temps de pose caractéristique est d'une dizaine de secondes à une minutes. Conseil : ne vous embrouillez pas l'esprit et la mémoire. Adoptez toujours le même temps de pose lors de la prise de vue des images d'étalonnage. A droite, le panneau d'acquisition d'une séquence 13 images flat-field sous Audela. Le temps de pose est ici de 10 secondes. Ajustez le temps de pose pour couvrir une large part de la dynamique de la caméra au pic d'intensité de l'image flat-field, tout en prenant garde de ne pas saturer. Conseil : la pire chose qui puisse arriver lors de l'acquisition d'une image flat-field est de saturer tout ou partie de l'image. Prenez une petite marge sur le temps de pose pour que cela n'arrive jamais ! Autre conseil : ne pas hésiter a acquérir un grand nombre d'images individuelles du tungstène. Nous les additionnerons plus tard pour obtenir un flat-field à haut rapport signal sur bruit. Une valeur de 10 à 15 est un bon choix. Le nom de la séquence d'images acquises est composé du nom de l'astre actuellement observé et de l'indicatif "_tung-", pour signifier que le flat-field est associé à cet objet. |
|
|
Voyons à présent comment on traite les images flat-field brutes. A droite, l'extrait de copie d'écran #1 de l'onglet "Images maîtres" montre le calcul d'une image maître flat-field à partir des images individuelles hd103287_tung-1, hd103287_tung-2, ..., hd103287_tung-13. Le résultat est l'image flat_hd103287.fit dans le répertoire de travail. L'adoption de ce nom permet de se rappeler que le flat en question a été effectué à la suite de l'observation (ou précède l'observation) de l'étoile HD103287. Vous pouvez aussi adopter un nom plus simple, comme FLAT, si vous avez confiance en la stabilité de l’instrument. Ce sera alors un flat générique pour la session d’observation, ou même pour plusieurs sessions. Si vous ne sélectionnez pas l'option "Correction de gain colonne", le compositage des images individuelles qui vont constituer le flat-field final se limite à une simple somme médiane normalisée. Dans certaines situations, il est utile de corriger le gain colonne. C'est notamment le cas si la fente d'entrée du spectrographe n'est pas éclairée de manière uniforme sur sa longueur et que vous devez par la suite traiter des images d’objets faibles. L'écran #2 montre un exemple de visualisation à haut contraste d'un flat-field présentant une forte non-uniformité entre le haut et le bas de l'image. Cette situation est gênante lorsqu'on traite le spectre d'objets faibles ayant une surface étendue : on produit alors des erreurs photométriques au sein du spectre de l'objet suivant la direction verticale. Il est possible avec ISIS de modifier le traitement du flat-field de manière à observer le résultat qui serait obtenu avec un éclairage uniforme du détecteur suivant l'axe vertical. L'écran #3 donne le résultat avec un contraste encore plus élevé (qui montre bien les défauts d'éclairement locaux liés aux poussières, qui eux ne sont pas modifiés par rapport à la situation précédente). Le plus important ici est que les variations de sensibilité suivant l'axe de dispersion (horizontal) soient bien prises en compte, ce qui est bien le cas. La bande noire indique une des deux limites de la zone d’égalisations verticales adoptées. Pour activer l'égalisation cocher la case "Correction du défaut de gain colonne" et entrer les coordonnées verticales délimitant la zone de calcul de la correction (ici Y min = 350 et Y max = 900), voir l'écran #4. Choisir cette fenêtre verticale suffisamment large pour qu’elle inclue la zone des spectres traités en toute circonstance.
|
|
