N'importe quel bon logiciel d'acquisition CCD permet d'acquérir des spectres. Il faut comme d'habitude faire des noirs, et des offsets, mais on peut éviter les flats, car ils n'ont pas ici la même utilité qu'en imagerie directe.
On prendra soin de surtout bien aligner les colonnes de la matrice CCD avec la fente. Sinon, lors de l'opération de binning, on dégradera la résolution.
Le scénario de base d'acquisition d'un spectre est le suivant, si l'on dispose d'une lampe de calibration:
La focalisation se fait par mesure de la largeur à mi-hauteur d'une raie.
Un spectre d'étoile se présente sous la forme d'une bande plus ou moins étalée sur différentes lignes de la matrice et entrecoupées de zones plus sombres (raie d'absorption), ou plus intenses (raie d'émission).
La dispersion est due en grande partie à un suivi pas toujours parfait, à une turbulence atmosphérique inévitable et aux différentes aberrations optiques de l'instrument.
De part et d'autre du spectre s'étend le fond de ciel, ou plus précisément son spectre. A soustraire, surtout s'il présente des raies comme des raies solaires provenant de la lune proche et/ou diffusées par de la brume.
En théorie, un spectre est un profil uni-dimensionnel. Hors, l'image spectrale montre que le flux est réparti, étalé, non pas sur une ligne mais sur plusieurs.
On peut ne tracer qu'un profil en regardant l'intensité d'une
ligne, au milieu du spectre.
Mais on perd tout le flux des autres lignes et le rapport signal à
bruit s'en ressentira...
L'opération de binning sert à reconcentrer le signal sur une seule ligne en sommant colonne par colonne les pixels du spectre. Le logiciel devra pour cela aider à définir la zone sur lequel l'opération de binning aura lieu.
Si l'on dispose d'une lampe destinée à produire un spectre
de comparaison, on effectuera également un binning sur ce spectre
afin d'obtenir un profil spectral de comparaison.
Le logiciel devra permettre de superposer ce spectre au spectre de l'objet,
de pouvoir associer des longueurs d'onde à des raies que l'on sélectionnera
et d'effectuer une regression linéaire ou polynomiale afin d'associer
chaque pixel à une longueur d'onde.
Les spectres obtenus ne sont pas photométriquement correct. En
effet, l'intensité en fonction de la longueur d'onde est distordue
par la réponse spectrale de la CCD. Ceci est surtout vrai lorsqu'on
enregistre sur une même pose une large étendue spectrale.
Pour compenser cet effet on pratiquera une sorte de "flat-fielding"
spectral, avec l'aide d'un bon logiciel...
On peut trouver dans la littérature le spectre en flux absolu d'un
certain nombre d'étoiles. Si leur profil est entré dans une
bibliothèque, on peut synthétiser leur spectre et diviser
le spectre par ce profil absolu. On compense ainsi la réponse
instrumentale. Ceci permet également de calculer la température
de l'étoile. Voir Planck.
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Spectre brut |
Reponse instrumentale |
Spectre corrigé: flux absolu |