Obtention de la réponse instrumentale avec le Pipeline 1

SpcAudace

 Vidéo du calcul de la réponse instrumentale haute résolution (pipeline n°1)

 1. Configuration et réglages préliminaires

1. Régler le répertoire des images :
   Ouvrir le menu configuration puis sélectrionner Répertoires.

   

   Naviguer dans le disque dur en cliquant sur "..." pour choisir le répertoire de où se trouve toutes les images de la nuit.

   

   Attention : tous les fichiers de la nuit doivent nécessairement se trouver dans le répertoire des images : spectres bruts, noirs des spectres, plus, noirs des plus, offsets s'il y en a, spectres de lampe de calibration.

2. Lancer la Visionneuse bis pour avoir une d'ensemble des fichiers :
   

   

   En cliquant sur les fichiers, ils sont affichés. On peut aussi passer d'une image à l'autre avec les touches Haut et Bas du clavier.
   
3. Réglager les seuils :
   Ajuster les seuils de manière à pouvoir discerner la présence de cosmics et les raies telluriques dans le continuum.

   

   
   Il est conseiller de déverouiller l'ajustement automatique des seuils. Cliquer sur le bouton "..." à gauche des ascenseurs de réglage des seuils de la fenêtre Audela :

   

4. Inspecter les spectres bruts pour effacer ceux de trop mauvaise qualité :
   

   

 2. Lancement du pipeline de calcul de la réponse instumentale

Parmi les 3 principales étoiles de références, Régulus, Altair et Castor (à éviter si possible), nous allons obtenir la réponse instrumentale à partir des spectres de Régulus, l'étoile la plus brillante de la constellation du Lion.

1. Lancer SpcAudace :
   Le raccourci vers SpcAudace se trouve dans le menu Analyse d'Audela.

   

2. Lancer la fenêtre du Pipeline n°1 pour le calcul de la réponse instrumentale (RI) :

   Aller dans le menu Pipelines et cliquer sur "Pipeline 1". La fenêtre du pipeline n°1 apparaît :

   

 3. Renseigner le formulaire du pipeline n°1

1. Nom générique des spectre bruts :
   Comme nous avons choisi Régulus comme étoile de référence pour établir la RI, le nom utilisé lors des acquisitions est : regulus-1.fit, regulus-2.fit et regulus-3.fit. Le nom générique à saisir est donc : "regulus-".
2. Nom générique des noirs :
   De la même manière avec les noirs (ou darks), ici ou aurait : d2400t-1.fit, d2400t-2.fit, d2400t-3.fit. Dans ce cas, le noir maître sera calculé par somme médiane.
   Mais si nous possédons le noir maître, nous pouvons le saisir directement : "d2400t--smd3.fit". 
3. Nom générique des plu(s) :
   Les fichiers des plu (ou flats) sont ici nommés : f2400t-1.fit, f2400t-2.fit et f2400t-3.fit. Saisir alors le nom générique "f2400t-".
4. Nom générique des noirs de plu :
   Comme pour les noirs des images bruts, on saisi soit le nom générique soit le nom du noir maître : "df2400t--smd3".
5. Nom générique des offsets :
   Si vous utiliser des bias (ou offsets), rentrer le nom générique. Sinon, laisser "none".
6. Nom du spectre 2D de la lampe de calibration :
   Pour calibrer les spectres, on a réalisé une prise de néon en début et en fin de la série de spectres. Choisir le fichier n°1 du néon en cliquant sur "....", ici : "ne_regulus-1.fit".
   Si un seul néon a été pris, choisir alors son fichier.

   

7. Spectre 1D de l'étoile du catalogue :
   En cliquant sur "...", naviguer dans la bibliothèque de spectres de SpcAudace pour choisir le spectre complètement calibré qui correspond à l'étoile de référence. SpcAudace contient les spectres UVES des étoiles Altair, Castor et Regulus. Selon la largeur couverte par votre capteur, il faudra choisir la bande 6000-7000 A ou 6300-6700 A. Avec le KAF1600, on choisi ici : "Regulus-UVES-6300-6700.fit".

   

 4. Options de calcul du pipeline

Le réglage par défaut des options des pipelines d'SpcAudace permet de satisfaire la majorité des cas rencontrés en spectrographie. Il est rare de devoir les modifier, surtout en haute résolution. La description qui suit est donc principalement indicative.

• Sélection manuelle d'une raie pour la géométrie :
  o(oui) ou n(non) selon que l'on veuille ou non laisser la détection automatique de la raie la plus centrale du spectre de la lampe de calibration. Si oui est choisi, il faudra encadrer la raie la plus centrale du spectre de lampe qui sera alors affiché. Cette raie sélectionnée sert pour la correction du smilex des spectres.
• Inversion gauche-droite des profils :
  Par convention, le côté bleu du spectre se trouve vers la gauche. Si votre caméra CCD est montée à l'envers sur le spectrographe, les spectres seront inversés. Il faudra donc choisir "o" (oui). Sinon, laisser le réglage par défaut.
• Calibration supplémentaire avec les raies telluriques :
  Si le spectre est suffisamment résolu et que l'humidité de la soirée était suffisante, des raies telluriques persèmeront le continuum de vos spectres. Une calibration en longueur d'onde plus précise pourra être réalisée automatiquement si l'option "o" (oui) est laissée.
• Méthode d'appariement :
  Trois options possibles pour l'appriement vertical : "spc", "reg" et "n". Respectivement pour appariement type spectral, type stellaire et pas d'appariement. L'option par défaut "spc" est la plus optimisée.
• Retrait des cosmics :
  Lorsque les spectres bruts sont parsemés de beaucoup de cosmics, leur retrait preque total peut être réalisé si cette option est choisie sur "o". Mais le SNR du spectre final sera un peu diminué. On préférera la fonction spc_scar, davantage sélective.
• Méthode de détection du spectre :
  Deux méthodes sont disponibles pour l'épaisseur du spectre utilisée pour le binning : serre (pour sérré) et large (pour large). Useullement, la méthode "serre" donne les meilleurs résultats. Si le SNR est inssufisant, on choisira "large".
• Méthode de soustraction du fond de ciel :
  Plusieurs stratégies existent :
  
  • "med" : addition des sommes médianes de lignes situées dans une bande deussus et dans une bande dessous le spectre stellaire. Le nombre de ligne sommées est le même que celui utilisé pour le binning de l'etoile.
  • "moy" : idem, mais c'est une moyenne des lignes dans les bandes qui est réalisée.
  • "moy2" : idem, mais c'est une moyenne pondérée des lignes dans les bandes qui est réalisée.
  • "sup" : ne fait la médiane que d'une bande située dessus le spectre stellaire.
  • "inf" : ne fait la médiane que d'une bande située dessous le spectre stellaire.
  • "back" : utilise un filtre de noyau background pour déterminer l'intensite du fond de ciel autour du spectre stellaire.
  • "none" : aucun retrait du fond de ciel n'est effectué.

  La méthode "med" est celle donnant les meilleurs résultats dans la majorité des cas.

• Méthode de binning des colonnes :
  Trois méthodes sont disponibles :
  
  • "add" : somme simple des pixels des colonnes situés dans l'épaisseur de binning.
  • "rober" : somme pondérée avec réjection des pixels abérents des pixels des colonnes situés dans l'épaisseur de binning.
  • "horn" : méthode de Horner, non implémentée.

  La méthode "rober" est la plus efficace.

• Rejet des spectres trop faibles :
  Lorsque que parmis les spectres bruts il y en a qui sont de SNR trop faible pour cause de passage nuageux ou de problème d'autoguidage, il seront éffacés de la série utilisée si l'option choisie est "o".
• Effacement des intermédiaires de prétraitement :
  Lors du prétraitement des images et des corrections géométriques, des fichiers intermédiaires sont créés. Pour garder de la clarté dans le répertoire des images, ils sont par défaut effacés (option "o"). Si vous voulez les gardez pour analyse, choisissez "n".

Cliquer sur "OK" pour lancer la réduction complète des spectres.
Le pipeline commence par déterminer la correction du smilex en redressant les raies de la lampe de calibration :

Ensuite, il effectue le prétraitement des fichiers bruts et avant la suite des calculs, affiche une fenêtre pour la calibration en longeur d'onde. Ceci permet de ne soliciter l'utilsateur qu'au début du pipeline et réalise tous les calculs seulement après.

 5. Calibration en longueur d'onde

Si aucun fichier nommé "lines_file.txt" est présent dans le répertoire de travail pour une calibartion automatique, alors la fenêtre de calibration manuelle s'ouvre.

À cette étape, le profil de raies non calibré du spectre de la lampe de calibration est affiché dans la fenêtre SpcAudace :

Pour aider au repérage des raies néon, la lampe utilisée dans le LHIRES3, un spectre anoté du néon est chargé dans la Visu 1 d'Audela :

Il est alors aisé de procéder à la reconnaissance des raies présentes dans notre spectre en recherchant la même suite de raies autour de Halpha et ayant des intensités chacune comparables aux notres. Ici, on doit trouver 3 raies d'intensité croissantes et qui se suivent autour de Halpha. Vous reconnaîtrez les raies à 6532.93 A, 6598.95 A et 6678.28 A.

Il ne reste plus qu'à associer la bonne longueur d'onde aux coordonnées en pixels repérées automatiquement par SpcAudace dans la fenêtre de calibration :

En cliquant sur la petite flèche dirigée vers le bas, à droite des cases vides des lignes "Longueur d'onde associée à la raie n° X", vous pouvez faire défiler les longueurs d'onde précises de chaque espèces chimiques existantes. "NeI" correspond au néon. En utilisant les valeurs précises des longueurs d'onde disponibles dans la bibliothèque, la calibration gagnera en précision.

Si une des raies de la lampe de calibration n'est pas détectée, il est possible de rentrer au clavier la valeur de la coordonnée en pixels d'une raie que l'on repèrera avec la souris en zoomant dans la fenêtre SpcAudace.

Il est impératif de laisser vide la valeur en longueur d'onde des raies trouvées par erreur et qui ne seront pas utilisées.

À la fin, seules les raies repérées au coordonnées 1361.0 pixels, 659.96 pixels et 97.558 pixels doivent être renseignées. Les coordonnées en pixels varient légèrement lors des différentes executions du pipeline. Ceci provient des légères différences issues des corrections géométriques automatiquement réalisées car le pipeline s'adapte à chaque cas de figure, qui sont plus ou moins différents selon les déformations mécaniques sur spectrographe.

Le degré du polynome décrivant la loi de calibration dépend du nombre de raies choisi :

• Avec 2 raies (le minimum) : le polynome calculé sera de degré 1.
• Avec 3 raies : le polynome calculé sera de degré 2.
• Avec 4 raies et plus : le polynome calculé sera de degré 3.

La loi de calibration est mémorisée dans des mots clef de l'entête FITS :

• Calibration non linéaire : SPC_A, SPC_B, SPC_C et SPC_D pour λ=a+b*x+c*x²+d*x³.
• Calibration linéaire : CRVAL1 et CDELT1 pour λ=CRVAL1+CDELT1*x.
• Pour tenir compte du pixel de référence mémorisé dans CRPIX1, on a : x=position-CRPIX1.

Dans la suite du pipeline, la loi de calibartion sera automatiquement linéarisé pour rendre le profil de raies lisible par tous les logiciels.

Cliquer sur "OK" pour lancer la suite des calculs du pipeline qui mènera la réduction des spectres juqu'à l'obtention du profil de raies final de niveau 1c et à l'affichage des réponses instrumentales.

 6. Exécution du pipeline

Les calculs effectués par le pipeline sont affichés dans la console d'Audela au fur et à mesure de l'avancement des étapes de traitement. Les traitements successivement effectués sont :

1. Prétraitement des spectres bruts.
2. Corrections géométriques :
   
   1. Redressement du smilex ou du slant.
   2. Redressement du tilt.
   3. Appariement vertical.
   4. Appariement horizontal si 2 néons sont disponibles.
3. Somme simple des spectres 2D.
4. Extraction du fond de ciel.
5. Binning pour l'obtention du profil de raies.
6. Application au profil de raies de Régulus de la loi de calibration mémorisée dans le profil de raies du néon.
7. Calcul de 3 réponses instrumentales.
8. Division par la réponse instrumentale.
9. Linéarisation de la loi de calibration.
10. Affichage du spectre final dans la fenêtre SpcAudace.

La fin du pipeline affiche le spectre final corrigé de la RI (niveau 1c) de Régulus :

 7. Choix de la réponse instrumentale

Les 3 réponses instrumentales sont enregistrées dans les fichiers : reponse_instrumentale-1.fit, reponse_instrumentale-3.fit et reponse_instrumentale-3.fit.
Et l'affichage des 3 réponses instrumentales (en rouge) superposées chacune au profil du résultat de division (en bleu) à lisser :

reponse_instrumentale-1.fit	reponse_instrumentale-2.fit	reponse_instrumentale-3.fit

Comme la réponse instrumentale n°3 épouse le mieux le résultat de la division et qu'elle est très lisse, on utilisera le fichier reponse_instrumentale-3.fit pour nos autres spectres. C'est le plus souvent la n°3 qui est la meilleure et c'est celle qui a été utilisée par défaut pour corriger le spectre de Régulus.

==> Voir le tutoriel Pipeline 2a pour la réduction spectres usuels haute résolution.