Analyse spectrale amateur Pièges et chausses-trappes 8 ième Ecole d'Astrophysique d'Oléron Valérie Desnoux - association AUDE

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

Pré-traitements classique Spectre de EX Hya 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... EX Hya M=12.8 - Var Spectre de EX Hya

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 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 flat Coupe du flat original Extraction de la réponse BF Division, réponse HF = flat Spectre étoile original, poussières = fausses raies Spectre étoile corrigé

Registration Pose = fragmentation de plusieurs poses Compatibles avec la qualité de suivi du téléscope Nécessite un recalage avant addition Pose19 Quasar APM 08279+5255 M=15.2 z=3.87 T60 - Pic du midi Pose de 2mn Pose9 Pose1 Addition sans recalage Image résultante

Registration Sur l'étoile, ordre 0 … A partir d'une raie… logiciel IRIS Par soustraction et décalage interactif Gradient dû à la fente

Corrections 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 géométrique Pour les spectrographes basse-résolution, les aberrations optiques peuvent distordre le spectre "smile" "tilt" & "slant" Algo de redressement: centre, rayon > smile 260, 11000 Algo de glissement: inclinaison d° > tilt 0.4 > slant 1

Réduction en profil Binning: sommation par colonne Par sélection manuelle de zone, en repérant les lignes supérieures et inférieures où le signal "sort du bruit" Intensité des pixels pour 2 colonnes Binning Quasar 08279+5255

Binning 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 SLn/Ön < SLn+1/Ön+1 Comparaison Binning manuel - Binning auto Auto Manuel

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

Calibration 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 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 Dlambda si nb raies +1 > ordre Calcul du centre de la raie barycentre, sensible aux bornes, sélection manuelle

Correction réponse spectrale Courbe de réponse du CCD Courbe de réponse du CCD Spectre de référence Profil de Planck a 9000°K Véga profil brut Profil corrigé 4000 4500 5000 5500 6000 6500 7000 7500 8000 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 spectrale Spectre brut, et spectre théorique Division Filtrage spline sur profil hors raies EX Hydrae, variable cataclysmique, type "intermediate polars"

Autres corrections : H20 La présence de raies "telluriques“ : liées à l'atmosphère, se superposent au spectre de l'object Spectre de H20 6400 - 6700 A Source: LPMA Ajustement des paramètres - Filtrage - intensité H20 Division interactive Véga H-Alpha Non corrigée H-Alpha Après correction

Raies telluriques 48 Lib - Be Recalibration fine A&S Rondi Mesure de l'écart du double pic de la raie H-alpha Ces raies telluriques peuvent aussi servir à augmenter la précision de calibration

Extinction atmosphérique 12% 6% Iota CrB - A0 T60 Pic 24 Avril 2003 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

Correction 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

Mesures 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 Variation des valeurs de FWMH et centre raie en fonction de différentes bornes de sélection de raies B 6561.5 6562 6562.5 6563 6563.5 6564 6564.5 6565 6565.5 6566 6566.5 6567 1 2 3 4 5 6 8 10 12 14 16 18 Centre FWMH A B A Sampling: 1.868A/p Erreur centre: 3A

Largeur 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+

Base 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 élements Exporter

Modélisation Spectre théorique, à partir dun modèle d'atmosphère R.O.Gray, logiciel "Spectrum" R.L.Kurucz, modèles d'atmosphère Spectre observé Spectre théorique 0.1 Ang/pixel Véga Teff = 9400 log(g) = 3.90 [M/H] = -0.50

Exportation 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 Merci... 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...