Traitement des pixels chauds

Avec certaines caméras le signal d'obscurité affectant certains pixels est si élevé que le retrait du signal ne se fait pas de manière satisfaisante.

ISIS peut recenser ces pixels, que l'on appelle "points chauds" et les utiliser de manière spécifique lors du traitement de vos spectres.

Vous devez d'abord identifier ces points chauds.

Ouvrir l'onglet "Images maîtres". Repérer la section "Faire un fichier cosmétique". Donner un nom de carte de courant d'obscurité déjà calculée, si possible avec un temps de pose long. Choisir un seuil de détection en intensité des points chauds. Plus la valeur est basse, plus grand sera le nombre de pixels décrétés comme chauds. Une valeur de seuil caractéristique est comprise entre 100 et 500. Une bonne valeur est celle qui permet de trouver 50 à 200 points chauds dans une image CCD caractéristiques. Donner un nom au fichier qui va contenir la liste des points chauds. Dans notre exemple, on l'appelle "cosme" (le nom complet du fichier sera come.lst).

Pour tenir compte de la présence des points chauds lors du traitement des spectres, il suffit d'indiquer le nom du fichier cosmétique dans l'onglet de traitement général.

Filtrage des rayons cosmiques

A gauche en haut, l'image du spectre de la supernova 2011cj de magnitude 16,0 (C11 + LISA + caméra Atik314L+). Le temps de pose est de 12 x 300 secondes.

Les points brillants sont des impacts de rayons cosmiques.

En bas, la même image en activant un filtre spécifique de ISIS qui gomme efficacement les rayons cosmiques sans supprimer les détails réels du spectre.

Pour activer ce filtre, il suffit de cocher l'option "Filtre rayons cosmiques" dans l'onglet de traitement principal.

Attention, le temps de calcul est significativement allongé lorsque cette option est choisie. Ne filtrer les rayons qu'en cas de besoin (lors de l'observation d'objets faibles).

Ajustement de la zone de binning

Dans le travail de recherche visant à accroitre le rapport signal sur bruit vous pouvez chercher à optimiser la largeur de la zone de binning.

Une largeur de 15 à 18 avec le spectrographe LISA monté sur un télescope de taille intermédiaire est raisonnable. Lorsque l'objet particulièrement faible, comme ici la supernova SN2011cj, de magnitude 16.0, on peut chercher à resserrer la largeur de la zone de binning. L'impact du bruit de fond de ciel est ainsi minimisé. L'opération se fait au détriment de la qualité photométrique du spectre, mais de manière presque imperceptible et négligeable si le spectre est à la limite de la détection.

Ici la largeur de la zone de binning ne fait que 8 pixels (+/-4 pixels par rapport à l'axe central du spectre). Noter que nous avons désélectionné l'option "Valeurs par défaut" au préalable.

Dans cet exemple, nous en avons aussi profité pour choisir les zones de calcul du fond de ciel afin d'éviter d'inclure dans le calcul la faible lumière de la galaxie qui abrite la supernova (remarquer l'asymétrie entre le haut et le bas de la trace du spectre).

Astuce : après un traitement, vous pouvez examiner le spectre 2D composite avec toutes les images élémentaires, rectifié des distorsions, et avec le fond de ciel retiré (vue de droite). Pour cela, charger en mémoire depuis l'onglet "Affichage image" l'image 2D traitée. Au besoin, reprendre le traitement en ajustant les paramètres si vous détectez ici une anomalie (par exemple une retouche de l'angle de slant ou de la zone de calcul du fond de ciel).