LHIRES III

TUTORIAL LHIRES III
Exemple de session d'observation réalisée avec le réseau 1200 traits/mm
Nuit du 22 au 23 novembre 2005

Le télescope est un Celestron 11 utilisé à f/11 en site urbain (Castanet-Tolosan). LHIRES est équipé du réseau de 1200 traits/millimètre. La fente a une largeur de 25 microns environ pour un pouvoir de résolution mesuré d'environ 5500 (FWHM de 1,2 au niveau de Halpha). La caméra d'acquisition est une Audine KAF-0402ME. Le guidage est fait avec une Watec-120N (mode autoguidage sur fente virtuelle avec Iris). Une lampe néon est utilisée pour l'étalonnage spectral. La région spectrale observée couvre la raie Halpha et la raie HeI a 6678 A. Les objets visés sont des étoiles du programme Be.

Le spectrographe LHIRES3 (prototype) au foyer d'un C11

PRETRAITEMENT

Image de calibration du signal d'offset. Médiane de 19 images posées avec le temps d'intégration minimal :

Image de calibration du signal d'obscurité (ou thermique). Médiane de 10 poses acquises avec un temps d'intégration de 300 secondes dans le noir :

Image de calibration du flat-field. Médiane de 12 images acquises en éclairant l'entrée du télescope avec un spot halogène de 150W. L'entrée du télescope est recouverte d'un diffuseur constitué de larges feuilles de papier calque. Le temps de pose est de 20 secondes. On remarque l'ombre de poussières situées dans les plans différents et un gradient de sensibilité. L'image ci-dessous du flat-field est visualisé avec un fort contraste (la variation d'éclairement entre les parties les plus claire et le plus foncée est d'environ 10%) :

Ci-après, le profil spectral de l'étoile Procyon extrait d'une image dans laquelle la division par le flat-field n'est pas réalisé. La remonté du signal dans la partie droite du spectre est anormale :

Le profil ci-après est calculé sur les mêmes données, mais l'image de départ est corrigée du défaut de flat-field. Le profil spectral est bien plus régulier et le continuum s'approche du profil de Planck caractéristique pour ce type d'étoile :

Cet exemple montre l'importance de réaliser un prétraitement complet des images spectrales.

EXTRACTION DU PROFIL SPECTRAL

Acquisition de 6 spectres de l'étoile Régulus (type spectral B7V), posés chacun 120 secondes. La date centrale de l'observation est 23.208/11/2005. Le spectre est traitée de manière habituelle avec les images de calibration OFFSET, DARK et FLAT. Une correction cosmétique est effectuée sur les points chauds. On utilise la commande "basique" de traitement des spectres de Iris (menu Spectro de Iris).

La fonction précédente réalise un compositage simple des 6 images de la séquence et retourne l'inclinaison du spectre par rapport à l'horizontal. L'angle d'inclinaison trouvé est très faible (-0,061°), mais il est cependant corrigé avec l'outil spécifique du menu Spectro :

On aurait pu aussi utiliser une commande depuis la console :

>TILT 380 -0.061

Le spectre 2D cumulé et orienté (en 2 dimensions) :

Le profil spectral optimal (sur le plan du meilleur rapport signal à bruit) sous forme d'une image 2D est extrait à partir de la commande L_OPT :

Ce profil est exporté sous VisualSpec pour la calibration spectrale et la réduction photométrique.

CALIBRATION SPECTRALE

Le spectre ci-dessus est calibré spectralement à partir d'un spectre d'une lampe néon, réalisé juste après l'acquisition de l'étoile. Voici la version 2D de ce spectre :

On distingue dans le spectre de calibration 5 raies spectrales en émission. Les longueurs d'ondes sont indiquées en Angstroms dans le graphe ci-après :

Ce spectre permet de calculer une loi de dispersion non linéaire à partir de l'outil de calibration multi-raies de VisualSpec (menu Spectrométrie). La relation trouvée entre la coordonnée X d'un point du spectre et la longueur d'onde en angstroms est :

Les valeurs O-C (observé - calculé) maximale constatée dans le domaine est de l'ordre 0,01 angstrom en utilisant cette loi.

La valeur de la constante est calculée pour chaque spectre à calibrer. Sa valeur donne la longueur d'onde du premier pixel du spectre considéré. Par exemple, pour la spectre du néon ci-dessus, on a cte = 6476,829 A.

La dispersion moyenne est de 0,343 A/pixel et le domaine spectral couvert va de 6480 à 6740 A environ. Ce domaine inclus donc la raie Halpha de l'hydrogène à la longueur d'onde de 6563 A, mais aussi la raie de l'hélium à 6678 A, parfois active dans les étoiles Be. La largeur à mi-hauteur des raies du néon est de 1,2 A environ. On en déduit un pouvoir de résolution proche de 5500 lors de ce run.

Le profil spectral calibré en longueur d'onde de l'étoile Régulus :

CALCUL DE LA REPONSE SPECTRALE INSTRUMENTALE

Pour estimer la réponse spectrale du système (le système inclus l'atmosphère, le télescope, le spectrographe et le détecteur), on utilise comme référence un spectre de l'étoile Régulus observé avec le spectrographe UVES du VLT. On suppose que ce dernier spectre est correctement calibré en flux :

Le spectre UVES est tout d'abord convolué sous VisualSpec pour l'amener à la même résolution spectrale que LHIRES :

On divise ensuite le spectre LHIRES par le spectre UVES convolué :

Le résultat est lissé avec les outils spline de VisualSpec (fonction d'extraction du continuum). C'est la réponse spectrale relative du système, que l'on conserve précieusement car elle va être utilisée pour traiter tous les spectres de la séance :

A titre de vérification (et d'application), le profil brut le l'étoile Régulus est divisé par la réponse spectrale du système, ce qui donne la vrai distribution spectrale de l'étoile :

A ce stade on peut aussi soustraire le continuum obtenu par ajustement spline en excluant les raies les plus intenses (outil de soustraction du continuum de Vspec). On en profite pour normaliser le spectre à l'unité à partir de la moyenne des intensités des points du spectre compris dans le domaine spectral 6615 A - 6625 A. Cette zone est choisie car elle est suffisamment éloignée de la raie Halpha et exempte de raies spectrales majeures (telluriques ou stellaires). En plus, dans le profil ci-après, un modèle numérique des raies telluriques de la vapeur d'eau a été retiré du spectre de l'étoile (fonction H2O de Vspec) :

Le graphe suivant montre un spectre de l'étoile Procyon (type F5 IV/V) observé d'une part avec LHIRES après calibration (temps de pose de 3 x 120 secondes, le 23.199 / 11 / 2005) et avec UVES (mis à une résolution spectrale proche de LHIRES). Le continuum dans les deux cas est retiré et normalisé à la même valeur.

Les spectres d'étoiles Be obtenus la nuit du 22 au 23 novembre 2005
par ordre chronologique d'observation
Le programme était consacré à des étoiles relativement faible et souvent basses sur l'horizon
Le seeing était médiocre, estimé à 3 ou 4 seconde d'arc.

HD9709 - V = 7.06