Phm - Observatoire de Lyon – Université Lyon 1 Ateliers 2011-12 III – Traitement simplifié des images spectrales.

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1 Phm - Observatoire de Lyon – Université Lyon 1 Ateliers 2011-12 III – Traitement simplifié des images spectrales

2 Spectrographie diurne des étoiles - (2011/12/16) 2 Traitement simplifiée des images spectrales Le signal lu après une acquisition est la somme de : - Un offset inhérent aux réglages électroniques (convertisseur analogique digital…). Il existe même pour un temps de pose nul. - Un noir ou dark qui correspond, même en labsence de lumière aux électrons de fuite qui sont piégés pendant lacquisition. Le niveau de « noir » augmente avec la durée de pose et diminue avec la température. Par construction, il reste toujours des pixels dont le comportement est aléatoire. Sous laction de la lumière, ils se remplissent rapidement (souvent saturé en peu de temps) et sans régularité. On les appelle des pixels chauds ou pixels bruyants. - Un signal du à limage du spectre sur le CCD.

3 Spectrographie diurne des étoiles - (2011/12/16) 3 Spectres du spectrographe Lirhes III Létude de lensemble de spectres solaires qui recouvrent la plage accessible (3900- 7100 A), sur le spectrographe montre que : Les raies sont courbées non uniformément La dispersion varie continuellement avec la longueur donde Sur la plage dun spectre élémentaire la dispersion est mieux approximée par une courbe du 2 ème degré que par une simple droite entre deux raies des extrémités En conclusion, il vaut mieux travailler différentiellement pour avoir des longueurs donde précises. Spectre du ciel (Triplet Mg à gauche)

4 Spectrographie diurne des étoiles - (2011/12/16) 4 Images spectrales Des spectres bruts du CCD, il faut construire une image spectrale - Nettoyées des pixels bruyants - Moyennées (ou médiane) pour avoir une image moins bruyante - Sans offset ni noir (non nécessaire pour des vitesses radiales) - Limitées à la partie utile et uniformisée Et pour la commodité des mesures transformés en profils de raies Spectre brut Spectre en profil de raies

5 Spectrographie diurne des étoiles - (2011/12/16) 5 Etat des images à traiter Spectre 1d10_03000s_15500_ciel_T010.fitsp1_ciel.fit Spectre 2d11_03000s_15500_ciel-star_T010.fitsp2_ciel-star.fit Spectre 3d12_03000s_15500_ciel-star_T010.fitsp3_ciel-star.fit Spectre 4d13_03000s_15500_ciel_T010.fitsp4_ciel.fit Spectre 5d14_03000s_15500_noir_T010.fitsp5_noir.fit Temps de pose Pos. Réseau (Mg) Objet Temp. CCD Série et no Dans lexemple qui suit, on navait que 5 spectres. sp1_ciel.fitsp2_ciel-star.fitsp3_ciel-star.fitsp4_ciel.fit nom TD

6 Spectrographie diurne des étoiles - (2011/12/16) 6 IRIS : programme de traitement des images.FITS Dans Lancer IRIS Mettre le répertoire de travail Et loption fichier extension FIT (*) Flexible Image Transport System Couramment utilisé en Astronomie (*)

7 Spectrographie diurne des étoiles - (2011/12/16) 7 IRIS ouverture de fichiers Charger chaque fichier Ouvrir la fenêtre de commandes Au choix : On écrit la commande avec le nom du fichier sans extension. Pour les données en 16 bits signés Pour les données en 16 bits non signés si des valeurs dépasse 32767. LOADLOADSX

8 Spectrographie diurne des étoiles - (2011/12/16) 8 IRIS commandes scripts IRIS et les commandes scriptes Dans une telle séquence, avec les flèches, ou la souris, on peut reprendre une commande, la modifier et la renvoyer Certaines commandes nexistent que sous forme script.

9 Spectrographie diurne des étoiles - (2011/12/16) 9 Nettoyage des pixels chauds Charger chaque fichier Ouvrir la fenêtre de commandes Ecrire la commande : Median3 1 Cette commande remplace chaque pixel très fort ou saturé par la médiane des pixels adjacents Sauver le fichier sous un autre nom. (sp1, sp2, sp3 et sp4). Median3 1 Valider Rappel : moyenne et médiane [3.2, 4.6, 5.5, 5.6, 6.4, 7.3, 8.5] moyenne = 5.87 ; médiane =5.6 On voit ainsi que si une valeur extrême est très différente, la moyenne change beaucoup, pas la médiane.

10 Spectrographie diurne des étoiles - (2011/12/16) 10 Construction image étoile Sp1 = ciel + noir +offset Sp2 = étoile + ciel + noir +offset Sp3 = étoile + ciel + noir +offset Sp4 = ciel + noir +offset Sp = (Sp2 + Sp3 – (Sp1+Sp2)) / 2 Sous Iris avec les fonctions Addition et soustraction de fichier ou de valeur : Attention aux additions dentier sous Iris, afin de ne pas dépasser 32767, valeur fatidique pour les entiers 16 bits signés. Sauver le fichier résultant : imaetoile.fit.

11 Spectrographie diurne des étoiles - (2011/12/16) 11 Construction image étoile Sp1 = ciel + noir +offset Sp2 = étoile + ciel + noir +offset Sp3 = étoile + ciel + noir +offset Sp4 = ciel + noir +offset Sp = (Sp2 + Sp3 – (Sp1+Sp2)) / 2 Sous Iris avec les fonctions Addition et soustraction de fichier ou de valeur : Attention aux additions dentier sous Iris, afin de ne pas dépasser 32767, valeur fatidique pour les entiers 16 bits signés. Sauver le fichier résultant : imaetoile.fit. Sous forme de commandes scripts La ligne commande soust est utilisée deux fois en changeant le 1 en 4.

12 Spectrographie diurne des étoiles - (2011/12/16) 12 Spciel = (Sp1 + Sp4)/2 – Sp5 Sous Iris avec les fonctions Addition et soustraction de fichier Attention aux additions dentier sous Iris, afin de ne pas dépasser 32767, valeur fatidique pour les entiers 16 bits signés. Sauver le fichier résultant : imaciel.fit. Construction image ciel

13 Spectrographie diurne des étoiles - (2011/12/16) 13 On va prendre pour chaque colonne la médiane (ou moyenne) des intensités des pixels. Utilisation de la commande script De 1041 à 1080, soit 40 lignes Sauvegarde sous spetoile.fit et spciel.fit Extraction des spectres Sous Iris repérer en haut et bas du spectre de létoiles, les lignes qui encadrent le spectre L1 et L2 ouL_MEDIAN L1 L2 Création dune image spectrale de 20 pixels de hauteurs. Attention avec laddition à ne pas dépasser 32767.

14 Spectrographie diurne des étoiles - (2011/12/16) 14 Pour être visible dans les programmes usuels, il faut que limage soit convertie en un format courant : JPG ou PNG ou TIF, etc. Transformation en images JPG ou PNG Sélectionner à la souris, lensemble du spectre ou sa plus grande partie et faire Bouton droit / Statistic Noter la valeur maximale Multiplier le spectre par la valeur 32767 / max pour que le maximum devienne égal à 32767. Sauver sous forme JPG ou PNG ou autre limage spectrale. Si les images vous paraisse un peu étroite en hauteur, les agrandir par la commande Geometry / Mosaic

15 Spectrographie diurne des étoiles - (2011/12/16) 15 Transformation en images JPG ou PNG Si les images vous paraisse un peu étroite en hauteur, les agrandir par la commande Geometry / Mosaic en empilant plusieurs images identiques. On peut aussi faire une seule image avec les deux spectres lun au dessus de lautre avec la même commande. Attention, la commande Geometry / Mosaic a un bug : la ligne du haut se met à zéro. Il faut léliminer par Geometry / Crop

16 Spectrographie diurne des étoiles - (2011/12/16) 16 Coupe dun spectre Le spectre est plus lisible si on le présente en coupe : Choisir loption Slice Sélectionner avec le bouton gauche de la souris, une bande horizontale. La coupe apparaît dans une nouvelle fenêtre (voir page des options de la fenêtre Slice). La position du pixel origine de la coupe apparaît dans la fenêtre Output (Analysis / Display Data)

17 Spectrographie diurne des étoiles - (2011/12/16) 17 Coupe dun spectre Une commande (L_plot) permet de faire la coupe du spectre entier. La coupe apparaît dans une nouvelle fenêtre (voir page des options de la fenêtre Slice). La commande Permet de sauver les données de la ligne sous forme de fichier texte (extension.dat). 0 1 26963 2 25730 3 24111 4 23302 5 22266 6 22285 7 22058 8 20627 etc

18 Spectrographie diurne des étoiles - (2011/12/16) 18 Transformer les données.dat en données tabulées (Excel, GeoGebra ou autres) Coupe horizontale sur tout le spectre ou la partie choisie. Sauver dans un fichier type.dat Noter la position du premier pixel 0 2716 1 2837 2 2692 3 2828 4 2821 5 2868 6 2968 Pos. Rel. Pixel Valeurs « Spectre2.dat »

19 Spectrographie diurne des étoiles - (2011/12/16) 19 Transformer les données.dat en données tabulées (Excel, GeoGebra ou autres) Transport dans le tableur des données pixels et intensités : Ouvrir Excel 0 2716 1 2837 2 2692 3 2828 4 2821 5 2868 6 2968 … Ouvrir un fichier avec loption Tous les fichiers (*.*) Choisir le fichier « spectre2.dat »

20 Spectrographie diurne des étoiles - (2011/12/16) 20 Transformer les données.dat en données tabulées (Excel, GeoGebra ou autres) Transport dans le tableur des données pixels et intensités : Choisir « délimité » 0 2716 1 2837 2 2692 3 2828 4 2821 5 2868 6 2968 …

21 Spectrographie diurne des étoiles - (2011/12/16) 21 Transformer les données.dat en données tabulées (Excel, GeoGebra ou autres) Transport dans le tableur des données pixels et intensités : 0 2716 1 2837 2 2692 3 2828 4 2821 5 2868 6 2968 Choisir « Espace »Choisir « séparateurs identiques consécutifs »

22 Spectrographie diurne des étoiles - (2011/12/16) 22 Transformer les données.dat en données tabulées (Excel, GeoGebra ou autres) Transport dans le tableur des données pixels et intensités : Introduire loffset de départ ici « 321 » Insérer une colonne entre col. A et col. B. Dans cette colonne y mettre les valeurs de A+321 B1=A1+321 B2=A2+321 … Sauver les données La sélection des colonnes B et C sera introduite dans la partie tableur de Geogebra.

23 Spectrographie diurne des étoiles - (2011/12/16) 23 Transformer les données.dat en données tabulées (Excel, GeoGebra ou autres)

24 Spectrographie diurne des étoiles - (2011/12/16) 24 On utilisera un spectre synthétique de modèle datmosphère stellaire proche du type solaire. Spectre de référence en longueur donde Base de données : The POLLUX Database of Stellar Spectra http://pollux.graal.univ-montp2.fr/ Les spectres sont téléchargeable sous forme de données texte 5167.000 0.78693E+07 0.80072 5167.020 0.77038E+07 0.78388 5167.040 0.75046E+07 0.76361 5167.060 0.72631E+07 0.73905 5167.080 0.69797E+07 0.71022 5167.100 0.66518E+07 0.67685 5167.120 0.62806E+07 0.63908 5167.140 0.58666E+07 0.59696 5167.160 0.54103E+07 0.55053 5167.180 0.49198E+07 0.50062 5167.200 0.43914E+07 0.44686 5167.220 0.36320E+07 0.36958 5167.240 0.25329E+07 0.25774 5167.260 0.17426E+07 0.17732 5167.280 0.12967E+07 0.13195 5167.300 0.11256E+07 0.11454 5167.320 0.10881E+07 0.11072 5167.340 0.11179E+07 0.11376 5167.360 0.12695E+07 0.12918 5167.380 0.16827E+07 0.17123 5167.400 0.24300E+07 0.24728 On transforme ces données soit en image spectrale, coupe

25 Spectrographie diurne des étoiles - (2011/12/16) 25 Spectre de référence en longueur donde 1 pixel = 0.020 Angström. 5167.000 0.78693E+07 0.80072 5167.020 0.77038E+07 0.78388 5167.040 0.75046E+07 0.76361 5167.060 0.72631E+07 0.73905 5167.080 0.69797E+07 0.71022 5167.100 0.66518E+07 0.67685 5167.120 0.62806E+07 0.63908 5167.140 0.58666E+07 0.59696 5167.160 0.54103E+07 0.55053 5167.180 0.49198E+07 0.50062 5167.200 0.43914E+07 0.44686 5167.220 0.36320E+07 0.36958 5167.240 0.25329E+07 0.25774 5167.260 0.17426E+07 0.17732 5167.280 0.12967E+07 0.13195 5167.300 0.11256E+07 0.11454 5167.320 0.10881E+07 0.11072 5167.340 0.11179E+07 0.11376 5167.360 0.12695E+07 0.12918 5167.380 0.16827E+07 0.17123 5167.400 0.24300E+07 0.24728 Image spectrale La longueur donde du premier pixel donne la référence précise en longueur donde Coupe spectrale

26 Spectrographie diurne des étoiles - (2011/12/16) 26 Pour des mesures sur des spectres en profils de raies voir la suite : spectro_diurne_mesures.ppt Manipulation et mesures des données numériques avec Geogebra

27 Spectrographie diurne des étoiles - (2011/12/16) 27 FIN