Analyse spectrale amateurAnalyse spectrale amateur

Pièges et chausses-trappesPièges et chausses-trappes8 ième Ecole d'Astrophysique d'Oléron8 ième Ecole d'Astrophysique d'Oléron

Valérie Desnoux - association AUDEValérie Desnoux - association AUDE

PanoramaPanorama

Plus de 99% des amateurs utilisent des PC sous Windows

Peu de locigiels de traitement d'image astro ont des

fonctions adaptées au traitement et à l'analyse spectrale SBIG= CCDOps et SW calibration Tableurs type excel, propriétaires

Iris et Visual Spec sont à ce jour les outils de base des

amateurs (worldwide…) Iris: freeware, Christian Buil

http://astrosurf.com/builhttp://astrosurf.com/buil

Visual Spec, basé sur "Spec" d'A.Klotz pour le T60: freewarehttp://valerie.desnoux.free.fr/vspec/http://valerie.desnoux.free.fr/vspec/

Pré-traitements classiquePré-traitements classique

CCD Kodak, caméra Audine, T60 Pic du Midi

Offset, noirs

Prendre bien soin à la mise au point, elle est différente entre en le bleu et le rouge...

Spectre de EX HyaSpectre de EX Hya

EX HyaM=12.8 - Var

Spectre de EX HyaSpectre de EX Hya

Les "flats" ou p.l.u.Les "flats" ou p.l.u.

En spectro, une plage de lumière uniforme produit un spectre continu, altéré par la réponse du CCD

Le flat ne doit pas être utilisé pour calculer la réponse du CCD mais pour éminer les "petits accidents", atténuations locales dues aux poussières, gain différent des pixels entre eux.

Un flat spectroUn flat spectro

Faire un flat avec une source de lumière "continue", pas de raies spectrales…

Extraire la réponce "haute-féquence" en divisant le flat par les basses fréquences du même flat

fort filtre basse fréquence appliqué, division de l'original par sa composante "basse-fréquence" pour obtenir un flat "flat", hors réponse CCD et spectre propre de la lampe

La réponse du CCD sera corrigée ultérieurement par l'observation d'une étoile de référence

Principe du flatPrincipe du flat

Coupe du flat originalCoupe du flat original

Division, réponse HF = flatDivision, réponse HF = flat

Extraction de la réponse BFExtraction de la réponse BF

Spectre étoile corrigéSpectre étoile corrigéSpectre étoile original, Spectre étoile original, poussières = fausses raiespoussières = fausses raies

RegistrationRegistration

Pose = fragmentation de plusieurs poses Compatibles avec la qualité de suivi du téléscope Nécessite un recalage avant addition

Pose1Pose1Pose9Pose9

Pose19Pose19 Quasar APM 08279+5255Quasar APM 08279+5255M=15.2M=15.2z=3.87z=3.87T60 - Pic du midiT60 - Pic du midiPose de 2mnPose de 2mn

Addition sans recalageAddition sans recalage

Image résultanteImage résultante

RegistrationRegistration

Sur l'étoile, ordre 0 …

A partir d'une raie… logiciel IRIS

Par soustraction et décalage interactif

Gradient dû à la fenteGradient dû à la fente

Corrections spécifiquesCorrections spécifiques

Soustraction du fond de ciel sélection manuelle d'une zone de part et d'autre du spectre soustraction d'une valeur de fond de ciel par colonne

l_sky: simple moyenne par colonne l_sky2: médiane l_sky3: interpolation linéaire entre les deux zones

Image résultante

Correction géométriqueCorrection géométrique

Pour les spectrographes basse-résolution, les aberrations optiques peuvent distordre le spectre

"smile""smile" "tilt" & "slant""tilt" & "slant"

Algo de glissement: inclinaison d°Algo de glissement: inclinaison d°> tilt 0.4> tilt 0.4> slant 1> slant 1

Algo de redressement: centre, rayonAlgo de redressement: centre, rayon> smile 260, 11000> smile 260, 11000

Réduction en profilRéduction en profil

Binning: sommation par colonne

Par sélection manuelle de zone, en repérant les lignes supérieures et inférieures où le signal "sort du bruit"

0

200

400

600

800

1000

1200

1400

1600

1800

2000

1 2 3 4 5 6 7 8 9 10

X=434

X=526

BinningBinningQuasar 08279+5255Quasar 08279+5255

Intensité des pixels pour 2 colonnesIntensité des pixels pour 2 colonnes

Binning autoBinning auto

Par extraction automatique, sous Visual Spec. Classement des lignes par leur moyenne

rejette ligne si spectre discontinu en Y Test sur la moyenne d'une ligne, réjection si Ln/n < Ln+1/n+1

Comparaison Binning manuel - Binning autoComparaison Binning manuel - Binning auto

Auto

Manuel

CalibrationCalibration

L'idéal est une lampe de calibration externe T60 "Bardin"- Pic du Midi: lampe Argon Autres possibilités: lampe néon, mercure, en fonction du

domaine spectral étudié

NeonNeon MercureMercure

CalibrationCalibration

Sans lampe spectrale: En utilisant les raies atmosphériques

A partir des raies de l'étoile elle-même A partir des raies d'une étoile de calibration, en reportant la loi de dispersion à

partir de l'ordre zéro, ou d'une raie connue Pas de mesure de déplacement relatif, mesure doppler

Loi de calibrationLoi de calibration

Loi de dispersion connue un point de reference + loi

Loi de dispersion non connue 2 raies: interpolation linéaire 3 et plus: polynomiale possibilité de ré-injecter les

lambda si nb raies +1 > ordre

Calcul du centre de la raie barycentre, sensible aux bornes,

sélection manuelle

Correction réponse spectraleCorrection réponse spectrale

4000 4500 5000 5500 6000 6500 7000 7500 8000

profil brutprofil brutSpectreSpectrede référencede référence

Courbe de réponseCourbe de réponsedu CCDdu CCDCourbe de réponseCourbe de réponsedu CCDdu CCD

ProfilProfilcorrigécorrigé

ProfilProfilde Planckde Plancka 9000°Ka 9000°K

Véga

Vspec: bibliothèque de spectres - A.J. Pickles, PASP 110, 863, 1998

120 spectres, types 0 à M, 5A sampling, normalisé à 5556 A

Correction réponse spectraleCorrection réponse spectrale

Spectre brut, et spectre théoriqueSpectre brut, et spectre théorique DivisionDivision Filtrage spline sur profil hors raiesFiltrage spline sur profil hors raies

EX Hydrae, variable cataclysmique, type "intermediate polars"EX Hydrae, variable cataclysmique, type "intermediate polars"

Autres corrections : H20Autres corrections : H20

La présence de raies "telluriques“ : liées à l'atmosphère, se superposent au spectre de l'object

Spectre de H20Spectre de H206400 - 6700 A6400 - 6700 ASource: LPMASource: LPMA

Ajustement des paramètresAjustement des paramètres- Filtrage- Filtrage- intensité- intensité

H20

Véga

Division interactive

H-AlphaNon corrigée

H-AlphaAprès correction

Raies telluriquesRaies telluriques

Ces raies telluriques peuvent aussi servir à augmenter la précision de calibration

48 Lib - Be48 Lib - BeRecalibration fineRecalibration fineA&S RondiA&S Rondi

Mesure de l'écart du double Mesure de l'écart du double pic de la raie H-alphapic de la raie H-alpha

Extinction atmosphérique

0

0.05

0.1

0.15

0.2

0.25

4000 5000 6000 7000 8000 9000 10000 11000 12000 13000

Longueur d'onde (Ang.)

atté

nuat

ion

Extinction atmosphériqueExtinction atmosphérique

Pour minimiser les risques d'erreur et ne pas être obligé de faire cette correction, on privilégiera l'acquisition d'une étoile de référence à la même hauteur

12%12%

6%6%

Iota CrB - A0Iota CrB - A0T60 PicT60 Pic24 Avril 200324 Avril 2003

Correction vitesse héliocentriqueCorrection vitesse héliocentrique

La vitesse de déplacement de la Terre par rapport au Soleil, dans l'axe d'observation de l'étoile induit un décalage doppler

fonction des coordonnées de l'étoile fonction de la date (et heure) de l'observation

Décalage

-0.8

-0.6

-0.4

-0.2

0

0.2

0.4

0.6

Avr

il

Mai

Juin

Juill

et

Aou

t

Sep

tem

bre

Oct

obre

Nov

embr

e

Déc

embr

e

Janv

ier

Févr

ier

Mar

s

MesuresMesures

Centre raie, FWMH: attention à la sélection des bornes Calcul du barycentre entre les deux bornes, et de l'aire sous la

droite reliant les deux bornes

6561.5

6562

6562.5

6563

6563.5

6564

6564.5

6565

6565.5

6566

6566.5

6567

1 2 3 4 5

0

2

4

6

8

10

12

14

16

18

Centre

FWMH

Variation des valeurs de FWMH et centre raie en fonction de Variation des valeurs de FWMH et centre raie en fonction de différentes bornes de sélection de raiesdifférentes bornes de sélection de raies

AA

AA

BB

BB

Sampling: 1.868A/pSampling: 1.868A/pErreur centre: 3AErreur centre: 3A

Largeur équivalenteLargeur équivalente

Profil doit être normalisé

Attention, une évolution du continuum peut altérer la perception de l'évolution de la force de la raie

LEQ - 28 Tau

20

25

30

35

40

48000 49000 50000 51000 52000 53000

Jour Julien 2400000+Jour Julien 2400000+

Base de données raies spectralesBase de données raies spectrales

Version courte du CRC Handbook of Chemistry & Physics - seuls les éléments jusqu'au Fer sont inclus

VI/16 Line Spectra of the Elements (Reader+ 1980-1981)Reader J. & Corliss Ch.H.<61st ed., CRC Handbook of Chemistry & Physics (1980--81)>

Catalog de lignes dans les objets stellaires

VI/71A Revised version of the ILLSS Catalogue (Coluzzi 1993-1999)COLUZZI R: 1993<Bull. Inf. CDS 43, 7>

Faire des tris par élementsFaire des tris par élementsExporter Exporter

ModélisationModélisation

Spectre théorique, à partir dun modèle d'atmosphère R.O.Gray, logiciel "Spectrum" R.L.Kurucz, modèles d'atmosphère

VégaVégaTeff = 9400Teff = 9400log(g) = 3.90log(g) = 3.90[M/H] = -0.50[M/H] = -0.50

Spectre observéSpectre observé

Spectre théoriqueSpectre théorique0.1 Ang/pixel0.1 Ang/pixel

Exportation de donnéesExportation de données

Fichiers .dat deux colonnes, longueur d'onde et intensité un spectre par fichier

Fichier .spc propriétaire, compatibilité avec les fichiers de Specs du T60, format

ASCII, lisible avec Excel, Notepad jusqu'à 4 spectres par fichier

Fichier .fits format pro, en-tête riche mais complexe, souvent différente n spectres par fichier

le format .dat est le plus facile à échanger, mais rien n'empêche les amateurs de générer du fits

Collaboration Collaboration

Valider nos méthodes de pré-traitements

Définir les protocoles d'observations étoiles de réference, base de reférence ?

Valider les bases de données utilisées

Définir le format d'échange des données et les étapes

minimales de traitement fits, dat ? Calibrés en longueur d'onde, corrigés de la réponse, normalisés

sur un domaine, etc...

Merci...