Traitement des spectres LISA
Démarrage rapide en quelques étapes

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On suppose dans ce tutorial que vous partez de zéro lors de la prise en main du logiciel ISIS. On décrit les étapes de base pour traiter les spectres en provenance du spectrographe LISA.

 

ETAPE 1

Dans l'onglet "Configuration", indiquer le dossier contenant les images à traiter.

Astuce : créer un répertoire par nuit pour mieux retrouver vos données. Dans l'exemple, la date de la nuit d'observation est le 11 mai 2011.



 

ETAPE 2

Dans l'onglet "Traitement principal", prenez l'habitude de bien préciser les informations concernant votre instrument, votre lieu d'observation et votre identifiant. Ces informations seront inscrites dans les fichiers de spectres au FITS que vous allez produire.

Astuce : ISIS conserve ces informations et les restitue à la prochaine session de travail. Vous n'avez donc à entrer ces données qu'une seule fois, à moins bien sûr que vous changiez d'instrument par exemple.

Le télescope est un Celestron 11.

La caméra est un modèle ATIK314L+.

Le lieu d'observation est Castanet, un village de la banlieu toulousaine.



 

ETAPE 3

Inscrivez le nom de l'objet à traiter. Ce sera l'identifiant de cet objet dans le nom des fichiers spectraux traités et dans l'entête FITS de ces mêmes fichiers.

Nous allons dans ce tutorial traiter une séquence de spectres d'une étoile brillante.: HD103287. C'est l'étoile gamma Ursae Majoris de magnitude 2,4. Comme nom d'objet, vous auriez fort bien pu adopter "gamma UMa". Attention cependant, Rlhires n'accepte qu'un seul blanc dans le nom de l'objet.

Cette étoile est aussi connue sous un nom propre, "Merak". Il est vivement recommandé de ne pas adopter ce type de désignation, qui n'a pas un caractère scientifique et qui peut poser problème lors d'une recherche d'identification dans un catalogue d'étoile.

Au final, dans c'est exemple, "HD103287" ou "Beta UMa" sont de très bon choix. A tout prendre, sachez que l'idéal est d'adopter un numéro catalogue (HD, HR, SAO, ...).
 

ETAPE 4

Nous allons renseigner les paramètres propres des images spectrales à traiter.

Nous sommes dans l'onglet "Traitement général".

Nous avons acquis 9 spectres de HD103287 exposés chacun 1,5 seconde (un temps bref pour éviter de saturer le détecteur- ce rappeler que LISA est un spectrographe à haut rendement !).

A l'acquisition ces images ont été nommées HD103287-1, HD103287-2, ..., HD103287-9. Entrez le nom générique de ces images "HD103287-". Indiquez aussi le nombre d'images.

Astuce : ISIS peu trouver lui-même ce nombre si vous cliquez sur le petit bouton qui se situe à droite de la zone de saisi.

Fournir le nom de l'image d'offset. Cliquez ici pour une explication sur la manière d'obtenir l'image d'offset.

Fournir le nom de l'image de dark. Cliquez ici pour une explication sur la manière d'obtenir l'image de dark.

Fournir le nom de l'image de flat-field. Cliquez ici pour une explication sur la manière d'obtenir l'image flat-field.

Une image du spectre de la lampe néon interne du spectrographe LISA a été réalisée juste après l'acquisition des 9 spectres de l'étoile. Remarquer que le nom choisi au moment de l'acquisition est explicite ("hd103287_neon"). Ce fichier d'étalonnage est obligatoire. L'image du spectre du néon a été réalisée en 5 secondes de pose. Remplir la zone de saisi correspondante.

Astuce : il est fort probable que vous allez acquérir les spectres du néon toujours avec le même temps pose. Puisque ISIS conserve tous les paramètres d'une session à l'autre, vous n'aurez surement pas besoin de rentrer un nouveau nom si vous faites vos images du néon avec ce même temps de pose (ici 5 secondes).

 

 

ETAPE 5

Relevez la taille des pixels de votre caméra CCD (en microns).

Ici nous avons utilisé une caméra ATIK314L+ équipée d'un CCD Sony ICX285. La taille du côté d'un pixel fait 6,45 microns. Fournissez cette valeur dans le champ de saisi correspondant.

Comment toujours dans ISIS, vous n'aurez pas à la rentrer lors de la session de travail suivante.

Au final, vous pouvez constater que peu de champs de donnée de l'onglet "Traitement général" sont renseignés. C'est ISIS qui va les remplir pour vous lors d'une étape à suivre.

 



 

ETAPE 6

Pour pouvoir effectuer ces calculs, le logiciel à besoin qu'on lui fournisse la position d'une raie dans l'image du spectre. La raie en question est la raie rouge de l'hydrogène à 6562.8 A. Elle est facile à repérer, dans la partie droite du spectre.

Ouvrir l'onglet "Affichage image", puis charger en mémoire le premier spectre de la séquence d'acquisition de l'étoile HD103287.

Ajuster au besoin les seuils de visualisation pour bien voir le spectre et les raies d'absorption de la série de Balmer de l'hydrogène.

Relevé les coordonnées X et Y de la raie Halpha avec l'aire du pointeur de souris. On ne cherche pas ici une très grande précision. La position peut être évaluée à 2 ou 3 pixels près sans soucis.

Notez précieusement les coordonnées trouvées. Dans notre exemple X = 1163, Y = 623.



 

PRINCIPE D'ETALONNAGE DES SPECTRES

Au stade où nous en sommes, faisons une petite pause pour bien comprendre ce que nous entendons par "étalonnage". L'opération peut être divisée en deux parties :

1 - associer à chaque point du spectre observé une longueur d'onde aussi précise que possible. C'est l'étalonnage en longueur d'onde (ou spectral).

2 - corriger le profil d'intensité du spectre observé suivant la longueur d'onde des atténuations induites par l'instrument (télescope + spectrographe) et l'atmosphère. C'est l'étalonnage en flux.

Analysons plus particulièrement le problème de l'étalonnage en flux. Le but final est de trouver la distribution réelle en intensité du spectre de l'étoile, du bleu ou rouge, telle qu'elle serait observée depuis l'espace avec un instrument neutre spectralement. Neutre spectralement signifie que l'instrument atténue de la même manière le bleu, le vert ou le rouge. En quelque sorte, l'instrument (et l'atmosphère) agit comme un filtre coloré.

Notre but est d'isoler la loi d'atténuation spectrale de l'instrument. Pour la trouver, il suffit de diviser le spectre observé de notre étoile par le spectre théorique de cette même étoile.

Le choix de l'étoile HD103287 n'est pas fait au hasard. Son spectre est dépouillé (type A0V) et son profil théorique est disponible dans la littérature. Mieux encore, vous allez le trouver dans la petite base de données spectrale associée à ISIS.

Il faut au préalable avoir téléchargé cette base de données, ce qui est vivement recommandé - (télécharger ici - 8,4 Mo - ) décompresser dans le dossier de votre choix).

Après avoir indiqué au logiciel dans quel dossier ce trouve cette base (onglet "Configuration"), les données de celle-ci sont accessibles en cliquant sur le bouton "Database" de l'onglet "Affichage profil". Sélectionnez l'étoile en question dans l'extrait de la base spectrale NOAO en affichant la liste déroulante puis en cliquant sur "Afficher".

Les spectres NOAO sont légèrement plus résolus que les spectres LISA acquis dans les conditions de cet exemple (fente de 35 microns). Ces spectres de référence peuvent être comparés aux nôtres, mais à condition de les emmener à une résolution plus voisine en effectuant un lissage préalable (bouton "Filtrer" avec un coefficient 6 caractéristique).

Pour aller plus directement au résultat, vous pouvez ici utiliser le profil générique d'une étoile A0V, en vous servant du spectre correspondant de la base Pickles.

Astuce : la base Pickles dans ISIS est accessible directement, car intégrée au programme même. Il n'est pas utile de télécharger la base complète dans ces conditions.
 


 

 

ETAPE 7

Charger le spectre de référence (réel) de HD103287, ou le spectre théorique d'une étoile A0V (Pickles) et sauvegarder le sous le nom "reference" au format .dat (par exemple). ISIS créé alors le fichier reference.dat dans votre répertoire de travail.



 

ETAPE 8

Il est temps à présent d'effectuer le traitement proprement dit de notre séquence de spectre.

Nous allons procéder en deux passages.

Lors du premier passage, ISIS va calculer les paramètres nécessaires à l'étalonnage spectral (loi de dispersion) et la courbe de réponse instrumentale (la courbe du filtre instrumentale qui atténue différemment les parties du spectre).

Lors du deuxième passage, ISIS utilise ces paramètres d'étalonnage pour traiter définitivement le spectre de HD103287.

Occupons de la première passe.

Aller dans l'onglet "Traitement LISA".

Nous disposons de 9 images élémentaires du spectre de l'étoile. Plutôt que d'exploiter une seule image (la première par exemple), une bonne idée consiste à calculer la moyenne de ces 9 images.

Nous appelons l'image moyenne "brut" (par exemple). Sur le disque dur, dans le dossier de travail, vous allez trouver ensuite un fichier image qui s'appelle BRUT.FIT.

Conseil : l'opération de moyenne est facultative, mais tout de même recommandée, car elle améliore la qualité d'évaluation des paramètres d'étalonnage. Prenez l'habitude de ne jamais acquérir un seul spectre d'un objet.

 

ETAPE 9

Procédons au calcul des paramètres d'étalonnage du spectrographe LISA.

Pour l'image spectrale à traiter, donner le nom de l'image moyenne : BRUT

Entrer les coordonnées de la raie Halpha mesurées précédemment.

Cocher la case précisant que l'on va calculer la réponse spectrale.

Donner le nom du spectre de référence : REFERENCE (le spectre d'une étoile A0V relevé dans le base Pickles).

Le coefficient de lissage agit sur le degré de filtrage du bruit dans le profil de réponse spectrale calculée. Plus la valeur est importante, plus l'effet de lissage est grand. Une valeur de 4 ou 5 est le plus souvent un bon choix.

Donner enfin un nom à la courbe de réponse spectrale calculée. Ici nous l'appellons simplement : REPONSE (sur le disque ISIS produit le fichier reponse.dat).

Vous pourriez aussi appeler le fichier de réponse : REPONSE_HD103287 pour vous rappeler qu'elle a été calculée à partir de l'étoile HD103287.

Appuyez sur le bouton Go. Le calcul dure quelques secondes.

 

VERIFICATION

Contrôler l'erreur d'étalonnage spectral. Dans notre exemple elle est de 0,45 Angstroms (un écart-type). On peut considérer ce résultat comme satisfaisant (cette erreur doit être inférieure à 1 A avec le spectrographe LISA).

ISIS retourne aussi les coefficients de la loi de dispersion (polynôme de degré 3). Le coefficient d'ordre 1 donne la dispersion spectrale moyenne, ici de 2,55 A/pixel.

Le calcul est effectué en utilsant les raies de Balmer pour la partie rouge du spectre et les raies du néon pour la partie bleu.

Vous pouvez voir aussi immédiatement la courbe de reponse spectrale calculée en ouvrant l'onglet "Affichage profil". La forme donnée en exemple à droite est carcatéristique du spectrographe LISA et de son système d'étalonnage.

 

 

ETAPE 10

Nous pouvons à présent calculer le spectre définitif de l'étoile HD103268.

Ouvrir l'onglet "Traitement général".

Le logiciel a calculé pour vous un certain nombre de paramètres. Ils sont entourés en vert dans la copie d'écran à droite. Vous n'avez normalement pas à y toucher.

Pour calculer le spectre étalonné de HD103287, appuyez simplement sur le bouton GO.

Au terme du calcul, ISIS a produit sur le disque (dans le répertoire de travail) les fichiers spectraux dont le nom est construit de la fusion du nom de l'étoile et de la date du début de prise de vue.

Remarquer qu'à la fin, ISIS donne une valeur approximative de la résolution spectrale (ici R = 730 environ). 



 

VISUALISATION DU RESULTAT

Ouvrir l'onglet "Affichage profil". Le nom du profil spectral est déjà pré-rempli. Contentez de cliquer sur "Afficher" (ou faire <Return> dans la zone d'entrée du nom de fichier).

Vous pouvez aussi mettre en parallèle le spectre de référence et le spectre calculé avec l'outil "Comparaison". La superposition est excellente (en bleu le spectre observé, en rouge le spectre Pickles).

 

 


 

COMMENT TRAITER UN NOUVEAU SPECTRE ?

Puisque les paramètres d'étalonnage sont calculés, le traitement d'un nouveau spectre (et plus général de toute la session de votre nuit) est extrèmement simple et rapide.

Par exemple, supposons que l'on traitre le spectre de l'étoile variable SS Cygnii. On a acquis 12 spectres élémentaires de cette étoiles exposés chacun 300 secondes.

Les images sont nommées sscyg-1, sscyg-2, ..., sscyg-12.

On a réalisé à la fin de la session une image de la lampe interne du néon de LISA. Cette image d'appelle sscyg_neon.

Charger la première image de la série en mémoire via l'onglet "Affichage image" et mesurez approximativement la coordonnée verticale du spectre. On trouve ici Y = 594.

Ouvrir ensuite l'onglet "Traitement général". Dans la copie d'écran, on a indiquer les paramètres à modifier. Le reste est inchangé.

Vous cliquez sur Go, et le résultat apparait en moins d'une minute.

Vous pouvez passer à l'étoile suivante aussi facilement.

 

 

Cliquer ici pour lire des informations complémentaires sur des option avancés de ISIS (détection des pixels chauds, filtre de rayons cosmiques, ...)


 

 



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