SpcAudace 4.3 : nouvelles fonctionnalités Date de la version : 20/3/2016

SpcAudace

 Plan de la page

• Depuis la version 4.2 de novembre 2015, Spcaudace rend la tache aisée aux possésseurs d'Alpy : la calibration en longueur de la lampe Relco se fait de façon automatisée durant les pipelines.
• Pour tester l'efficacité de cette fonctionnalité, voici quelques exemples sur lesquels appliquer la fonction :

1. Exemple 1 (spectre) : spc_calibrerelco lampe-vega.fit
2. Exemple 2 (spectre) : spc_calibrerelco relco_aply_atik314.fit
3. Exemple 3 (spectre) : spc_calibrerelco relco_lisa_atik314.fit

Vous pourrez constater que les spectres produits sont calibrés correctement bien qu'étant trés différents :

Loi linéarisée : 2886.76631345+3.37285663175*(x-1) Loi de calibration : 2886.76631345+3.38384387458*(x-1)+0.000251413395824*(x-1)^2+-2.31460205948e-07*(x-1)^3+3.23025719156e-11*(x-1)^4 avec RMS=0.446538462769	Loi linéarisée : 3233.130003+3.45709632964*(x-1) Loi de calibration : 3233.130003+3.47160610322*(x-1)+0.000368006224486*(x-1)^2+-3.92793765776e-07*(x-1)^3+8.6713122466e-11*(x-1)^4 avec RMS=0.204681783966	Loi linéarisée : 3839.6167759+2.59232395042*(x-1) Loi de calibration : 3839.6167759+2.59435803351*(x-1)+-5.22124759755e-06*(x-1)^2+4.35867627976e-09*(x-1)^3+-1.19076733262e-12*(x-1)^4 avec RMS=0.0733749973154

2. Affichage des informations récapitulatives en fin des pipelines : 

• Nom des fichiers de sortie : profil final, profils de niveaux intermédiaires (1a, 1b, ...).
• Loi de calibration.
• RMS de la calibration en longueur d'onde. S'il est inférieur à 10^-9, il vaut 0. C'est souvent le cas lorsque peu de raies de calibration sont utilisées : la loi passe facilement par toutes les raies.
• Pouvoir de résolution.

Tous les résultats des opérations sont mémorisés dans l'entête des fichiers FITS.

3. Calcul de la résolution améliorée et plus robuste : 

Durant les pipelines, la résolution est calculée automatiquement et le résultat est affichée en fin de traitement. Elle est aussi mémorisée dans l'entête FITS des spectres pour garder cette information avec le profil.

La raie sur laquelle est mesurée la résolution spectrale est choisie de façon judicieuse : elle est choisie parmi les raies de calibration et est celle la plus proche du centre du spectre.

4. Spectre dynamique - une version en fausse couleurs est désormais aussi générée : 

1. Mettre tous les spectres (archive de ces spectres) sur lesquels faire les mesures dans un répertoire.
2. Définir ce répertoire comme répertoire de travail : dans Audace, menu Configuration/Répertoires.
3. La commande est disponible depuis le menu "SpcAudace/Astrophysique/Construit le spectre dynamique 2D d'une série de profils".
   Synthaxe :
   spc_dynagraph lambda_deb lambda_fin lambda_reference interpolation(o/n) RA_d RA_m RA_s DEC_h DEC_m DEC_s
4. Prendre les coordonnées de l'astre sur Simbad, format FK5, ici :16 00 20.005 -22 37 18.14
5. Création du spectre dynamique : spc_dynagraph 6545 6585 6562.82 o 16 00 20.005 -22 37 18.14.
6. Le résultat sont les fichiers image del_Sco_dynagraph.png et del_Sco_dynagraph.ps.

   

7. Remarques : on voit bien les variations du pic bleu de la raie d'émission, les tirets noirs le long de l'axe vertical de droite indiquent la position des profils utilisés.

5. Ajout d'une méthode supplémentaire pour la calibration à partir d'un fichier texte : 

• Comme on peut le constater, il n'est pas nécessaire de donner avec précision la position des raies, Spcaudace se charge de rechercher la position extacte des raies.
• Il faut juste mesurer la position approximative des raies choisies sur votre spectre 2D brut de lampe de calibration.
• Penser à corriger les positions des raies choisies à cause des flexions mécaniques du spectrographe au cours des semaines. La tolérence (paramétrable : variable spcaudace(largeur_recherche_raie)) est de 30 pixels.

6. Dérougissement des spectres, utile pour l'analyse des nébuleuses planétaires : 

Les nébuleuses et a fortiori les nébuleuses planétaires (NP) sont le plus souvent situées dans le plan de la Voie Lactée. De la matière se trouvent entre la NP et nous, sur la ligne de visée. Cela entraîne une absorption des longueurs d'ondes bleues : on parle alors de rougissement du spectre. Selon la position de l'objet dans le ciel, le coefficient d'extinction interstellaire "c" est différent. Cela modifie donc l'intensité relative des raies. Il est alors nécessaire de "dérougir" le spectre pour faire des mesures correctes de l'intensité des raies.

Nous allons voir comment procéder sur l'exemple de NGC 6543, Cat's eye nebula située dans le Dragon.

1. Mettre le spectre de NGC 6543 dans votre répertoire de travail.
2. Les recherches bibliographiques (notamment S. Hyung et al. - 2000) donnent c=0.3 +/- 0.1.
3. La commande est disponible dans le menu Astrophysique. Synthaxe :
   Usage: spc_dereddening nom_spectre largeur_Ha_Hb ?largeur_Hb?
4. La mesure de la largeur à la base des raies H_α et H_β donne : H_α=17 Å et H_β=15 Å.
   

   

   Pour déterminer plus facilement les limites de la base des raies, il est utile de passer l'affichage des spectres en mode réél (non lissé) puis de recharger le profil :

   

   Lançons la commande :
   spc_dereddening ngc_6543_20160313_1176.fit 17 15
   
   Le résultat obtenu indique :
   # Initials flux: Ha=447.84 ADU.A ; Hb=151.68 ADU.A ; Ha/Hb=2.95
   # Dereddeded flux: Ha=432.31 ADU.A ; Hb=151.68 ADU.A
   # Balmer decrement: Ha/Hb=2.85 ; d34_theoric=2.85
   # Interstellar extinction coefficient: c=0.0463715332247 ; E(B-V)=0.0317613241265
   # Dereddened spectrum saved as ngc_6543_20160313_1176_dered.fit
   

   Nous avons été prudent pour la largeur de la raie H_α qui est entourée de raies de [NII]. Élargissons la largeur d'intégration de la raie H_α à 22  Å pour tenir compte aussi des ailes de la raie.

5. spc_dereddening ngc_6543_20160313_1176.fit 22 15
   
   Le résultat obtenu indique :
   # Initials flux: Ha=527.67 ADU.A ; Hb=151.68 ADU.A ; Ha/Hb=3.48
   # Dereddeded flux: Ha=432.37 ADU.A ; Hb=151.68 ADU.A
   # Balmer decrement: Ha/Hb=2.85 ; d34_theoric=2.85
   # Interstellar extinction coefficient: c=0.261622830469 ; E(B-V)=0.179193719499
   # Dereddened spectrum saved as ngc_6543_20160313_1176_dered.fit
   

   Le coefficient d'extinction mesuré étant désormais égale à 0.26, le spectre dérougit est prêt à être exploité (voir l'étape 7).

Le modèle utilisé pour le dérougissement se base sur plusieures étapes :

1. Normalisation du spectre tel que le flux intégré de H_β vaut 100  Å.ADU.
2. Mesure du flux intégré (intégrale par la méthode composée des trapèzes) des raies H_α et H_β donnant f_halpha et f_hbeta.
3. Obtention de l'intensité (valeur du pixel associée à une longueur d'onde) dérougie pour H_α et H_β grace au polynome empirique issu de mesures (Kaler J.B. , 1976, ApJS, 31, 517) :
   • Pour H_β, lambda=4861.3 Å : f_hb=2.5634*lambda*lambda*1E-8-4.8735*lambda*1E-4+1.7636
   • Pour H_α, lambda=6562.8 Å : f_ha=2.5634*lambda*lambda*1E-8-4.8735*lambda*1E-4+1.7636
4. Calcul du coefficient d'extinction interstellaire c (développement de la formule de Acker, Dunod 2005, p278) :
   c=1/(f_hb-f_ha)*log10(f_halpha/(f_hbeta*d34))
   Où d34 est le décrément de Balmer théorique : d34=2.85.
   L'indice de couleur se calcule par : E(B-V)=c/1.48.
   
5. Dérougissement du spectre (Kaler J.B. , 1976, ApJS, 31, 517) :
   Pour tous les échantillons (intensité associée à une longueur d'onde) du spectre, calculer :
   Idereddened=2.5634*lambda*lambda*1E-8-4.8735*lambda*1E-4+1.7636

7. Nouvelle version de la mesure de la température et la densité électronique simultanée : 

La physique des nébuleuses à raies d'émission est régie par l'interaction rayonnement-matière. Ainsi, les intensités des raies d'émission sont définies par lois de la physique quantique décrivant les transitions des niveaux d'énergie (absorption, émission, désexitation) des espèces présentes : H, O⁺⁺ et S⁺ entre autres. D'autre part, la physique statistique décrit le peuplement de ces niveaux selon les conditions du milieu (effets du rayonnement de l'étoile centrale entre autre) et les relie à la température électronique Te (en Kelvin) et à la densité électronique Ne (nombre d'électrons libres par cm³) alors produites. Par conséquent, les intensités des raies sont reliées à Te et Ne. Le plasma soumis au rayonnement UV de l'étoile centrale joue alors un rôle thermalisant où la température des électrons en libre échange a un sens cinétique. Pour davantage de développements (reposant sur les résultats de la physique quantique), je vous invite à lire Astronomie, astrophysique introduction d'Agnès Acker, Dunod, 2005, pages 274-281.

Cependant, les modèles utilisés ici sont des approximations et très souvent (Te,Ne) fluctuent de façon importante selon les zones de la NP, donc là où la fente du spectrographe se trouve. Les mesures ne concernent donc qu'une partie de l'objet. Ainsi, comparer les mesures à des valeurs moyennes de Te et Ne n'a donc aucun sens à moins d'effectuer nous même une série de spectres en déplaçant la fente sur l'objet, chose difficilement réalisable avec le matériel disponible chez les amateurs. Il est préférable de se réferer à un intervalle de valeurs.

Par conséquent, il apparaît crucial d'estimer une valeur de l'incertitude sur les mesures de Te et Ne, a fortiori comme sur toutes les mesures à caractère scientifique.
SpcAudace calcule l'incertitude associée aux mesures de Te et Ne, ce qui permet de comparer de façon raisonnée les résultats à ceux de la littérature et de porter un regard critique sur nos mesures.

1. Mettre le spectre dérougi de NGC 6543 dans votre répertoire de travail.
2. Les recherches bibliographiques (notamment celle de S. Hyung et al. - 2000) donnent :
   • Avec les raies de [OIII], Te=7500-10000 K : Te_moy=9600 K.
   • Avec les raies de [SII], Ne=1000-9000 cm^-3 : Ne_moy=5000 cm^-3.
3. La commande est disponible dans le menu Astrophysique. Synthaxe :
   Usage: spc_tene profil_de_raies_etalonne largeur_raies_4959-5007 largeur_raies_4363 largeur_6717 largeur_6732
4. La mesure de la largeur à la base des différentes raies donne : [OIII 4959-5007]=17 Å, [OIII 4363]=15 Å, [SII 6717]=12 Å et [SII 6732]=12 Å.

   

   Lançons la commande :
   spc_tene ngc_6543_20160313_1176_dered.fit 17 15 12 12
   
   Le résultat obtenu indique :
   # R(OIII)=236.809862552 ; Te=9825 +/- 436 K
   # R(SII)=0.53595464573 ; Ne=7625 +/- 2905 cm^-3
   

   La valeur de Te est compatible avec les valeurs usuelles des NP. Réduisons la largeur d'intégration des raies [SII] pour tenter de diminuer l'incertitude : [OIII 4959-5007]=17 Å, [OIII 4363]=15 Å, [SII 6717]=10 Å et [SII 6732]=10 Å.L'incertitude est un bon critère pour converger vers la mesure la plus juste.

5. spc_tene ngc_6543_20160313_1176_dered.fit 17 15 10 10
   
   Le résultat obtenu indique :
   # R(OIII)=236.809862552 ; Te=9825 +/- 436 K
   # R(SII)=0.53595464573 ; Ne=7625 +/- 1610 cm^-3
   

   Compte-tenu des incertitudes, nous obtenons à ce stade une mesure de Te et Ne qui est très proche de celles de la littérature. Ces mesures sont néanmoins liées à la zone de la NP où se trouve la fente.

Le modèle utilisé pour le calcul approché de la température électronique Te et de la densité électronique Ne est basé sur les relations décrite dans l'article d'Agnès Acker (A. Acker, 2011) ainsi que dans son livre (Astronomie astrophysique, Dunod, 5^e éd. 2013, p315-317). Il existe d'autres modèles donnant des résultats plus ou proches de celui utilisé ici comme le modèle développé par (Osterbrock & Ferland, 2006), (Kwok, 2007), (Kaler, 1986) ou encore (Acker & Jaschek, 1995).

1. Mesure du flux intégré (méthode composée des trapèzes) des raies [OIII] à 4363 Å, 4959 Å et 5007 Å donnant I_4363, I_4959 et I_5007. L'incertitude sur les flux sont issues de l'erreur de quadrature.
2. Calcul du rapport des raies : RO3=(I_5007+I_4959)/I_4363.
3. Calcul final de Te : Te=3.29*1E4/ln(RO3/8.32).
4. Mesure du flux intégré des raies [SII] à 6717 Å et 6731 Å donnant I_6717 et I_6731.
5. Calcul du rapport des raies : RS2=I_6717/I_6732.
6. Calcul final de Ne : Ne=1E2*sqrt(Te)*((RS2-1.49)/(5.62-12.8*RS2)).
7. Calcul des incertitudes sur les mesures de Ne et Te (méthode de la différentielle logarithmique).