Dispersion d'une source de lumière blanche (le Soliel), partie du spectre électromagnétique appelée "lumière visible".
Crédit :
Mathieu PUECH / Observatoire de Paris
Dispersion d'une source de lumière blanche (le Soliel), partie du spectre électromagnétique appelée "lumière visible".
Crédit :
Mathieu PUECH / Observatoire de Paris
CCD
Crédit :
Mathieu PUECH / Observatoire de Paris
Crédit :
Mathieu PUECH / Observatoire de Paris
Crédit :
Mathieu PUECH / Observatoire de Paris
Crédit :
Mathieu PUECH / Observatoire de Paris
La zone peinte en blanc sur le dôme peut servir à l'enregistrement de champ plat (source uniforme).
Crédit :
ASM / Observatoire de Paris
En astronomie observationnelle, la réduction de données est très importante car elle permet de corriger des effets instrumentaux des images ou des spectres acquis pendant l'observation.
L'observation astronomique avec une caméra CCD implique 2 principales corrections : le champ plat et le courant d'obscurité.
-
La correction de champ plat consiste à corriger la réponse non uniforme pixel à pixel d'une matrice CDD. Pour cela on utilise une image (appelée « flat field» ou « champ plat») où l'intensité est quasiment la même partout dans le champ.
Ceci peut être fait en observant le ciel à l'aube ou au crépuscule.
-
Le courant d'obscurité est un signal que l'on observe même lorsqu'aucune source n'éclaire la matrice CCD.
Son origine est thermique et ne correspond à aucun signal astrophysique. Il faut donc corriger l'image brute de cet artefact en soustrayant à cette image, une image prise dans l'obscurité (champ d'obscurité ou « dark field » en anglais).
Nous avons donc une expression mathématique pour calculer une image réduite, à partir d'une image brute ; soit l' équation de la réduction :
Observer avec une caméra CCD
- MOSSER, Benoit .
Instrumentation.
In Fenêtre sur l'Univers.
[consulté le décembre 2012].
http://media4.obspm.fr/public/FSU/pages_ccd/introduction-ccd.html.
Site Fenêtre sur l'Univers correspondand au contenu web de la formation Fenêtres sur l'Univers.La formation complète comporte un tutorat personnalisé avec un enseignant-chercheur, une correction en ligne aux exercices, un dialogue (en direct ou par forum) avec les autres étudiants, et un système de recherche de pages..
GIRAFFE est un spectrographe multi-objets qui permet l’observation simultanée de 130 objets. Il est monté sur l’un des foyers NASMYTH d’un des télescopes de 8m du VLT (ESO, Chili). Grâce au grand diamètre du VLT, les étoiles des galaxies du Groupe Local telles que celles du Petit Nuage de Magellan situées à 45000 pc de la Terre deviennent alors accessibles à l’observation.
Dans cette étude, des étoiles de magnitude en bande V entre 14 et 18 ont été observées, ce sont principalement des étoiles de type B dont certaines sont binaires spectroscopiques et d’autres Be (B+émission).
- L’œil humain peut voir les étoiles jusqu’à la magnitude 6. Combien de fois moins lumineuses les étoiles de cette étude sont-elles ?
- Le traitement des données de ce spectrographe est particulier et très proche du traitement d’images classique.
Exercice
Pour réaliser l'exercice suivant vous allez utiliser le logiciel, opensource, de traitement et d'analyse d'images ImageJ et un fichier de données acquises au VLT avec le spectrographe GIRAFFE.
Télecharger le logiciel libre sur le site du Space Telescope Science Institute (STSC) ImageJ
Télécharger l'archive "vltbleu.zip", la décompacter et et Ouvrir le fichier « vltbleunoFF.fits », ce fichier a été corrigé du courant d’obscurité mais pas de la plage de lumière uniforme.
Pour faire apparaître les 130 spectres, vous aller utiliser les outils suivants :
- outil "ajustement de la dynamique de l’image"
- outil "ligne", pour tracer une coupe dans la longueur des sepctres
- outil "plot profile" pour afficher les spectres 1D. Déplacer la ligne et afficher plusieurs spectres. Comment apparaissent les spectres ?
Puis à l’aide de « plot profile » afficher les spectres. Déplacer la ligne et afficher plusieurs spectres.
Question 1)
Comment apparaissent les spectres ?
copie d'écran ImageJ, spectres affichés en 2D (image) et coupe1D (tracé graphique)
Crédit :
UFE / Observatoire de Paris
Le spectrographe multi-objet GIRAFFE
Crédit :
ESO
Le spectrographe multi-objet GIRAFFE
Crédit :
ESO
Exercice
Ouvrir maintenant le fichier « vltbleuwithFF.fits », ce fichier a été corrigé en plus de la plage de lumière uniforme.
De même, faire des coupes, vérifier que les spectres sont maintenant corrigés de la signature instrumentale.
Dans quel sens la longueur d’onde croit (les raies principales sont celles d’hydrogène) ?
Question 1)
Dans quel sens la longueur d’onde croit (les raies principales sont celles d’hydrogène) ?
Exercice
Les raies sont celles d’étoiles chaudes de température comprises entre 10000 et 35000K (Tsoleil : 6000K). La profondeur des raies varie suivant la température, la gravité de surface des étoiles et leur vitesse de rotation.
Question 1)
Identifier les raies : (hydrogène neutre : Hε, Hδ, Hγ ; Hélium neutre : HeI 4026, HeI 4120, HeI 4143, HeI 4388, HeI 4438, HeI 4471 ; Magnésium 1 fois ionisé : MgII 4481 ; les longueurs d’onde sont en angströms. )
Question 2)
Identifier des étoiles Be, celles-ci ont des raies d’émission qui se superposent aux raies d’absorption des étoiles B.
Quelques infos concernant la réduction de données en spectroscopie.
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Nous allons utiliser un logiciel orienté "spectres" : SPLAT. Vous le trouverez ici:
http://astro.dur.ac.uk/~pdraper/splat/splat-vo/
ainsi qu'un mode d'emploi (en anglais) :
http://astro.dur.ac.uk/~pdraper/splat/sun243.htx/sun243.html
Le menu "Operations".
permet, entre autre d' afficher plusieurs spectres ensembles, choisir des symboles/couleurs … faire des opérations entre spectres (sauf la médiane malheureusement) ou entre un spectre et une constante …
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Calibrer en longuer d'onde :
Menu "View" : sélectionner "View/modify spectra values" puis dans la
fenêtre qui s'affiche, sélectionner dans "Operations" la fonction
"Modify coordinates" (atttention à dé-sélectionner la case "Readonly" avant). Dans la fenêtre qui s'affiche, vous pouvez dans l'onglet
"Linear" appliquer un "offset" (longueur d'onde du premier pixel à
calculer à partir des fichiers de calibrations de Thorium) et un "scale
factor", le nombre d'Ansgtrom par pixel de détecteur . Dans la fenêtre
principale, dans le menu "View", sélectionner "view/modify spectral coordinates". Dans la nouvelle fenêtre, selectionner Units: Angstroms (ou autre) puis cliquer sur "Set". Le logiciel sait maintenant que l'axe des X est en A. Un nouveau spectre calibré en longeur d'onde est
disponible dans la fenêtre principale.
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Superposer un atlas de raies à un spectre : Dans le menu "Options", sélectionner "Line identifiers" puis les
catalogues "Optical_absorption_lines" et "Optical_emission_lines" (ou autre, à vous de tester !).
Afficher un spectre puis dans la fenêtre
principale, panneau de droite cliquer sur la boite "Displayed" pour
superposer les catalogues de raies.
Quelques précisions sur le processus de réduction : un spectre de tungstène permet de calculer le flat. Il suffit de soustraire le
biais (ou offset) et de normaliser (diviser par la valeur max)... et donc
Crédit :
Audrey DELSANTI / Observatoire de Paris
Crédit :
Audrey DELSANTI / Observatoire de Paris
Auteurs: Audrey Delsanti, Marie-France Landréa
Exercice
Difficulté : ☆☆
L'objectif de cet exercice est d'approcher de façon simplifiée le traitement des données obtenues par l'observation de l'étoile Hip06999. Donc de "réduire l'image numérique" Hip06999-brute.jpg correspondante.
Cette image est brute (par opposition à réduite, sur laquelle aucune correction n'a été encore effectuée).
Question 1)
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Téléchargez sur votre poste de travail le fichier archive Hip06999.zip. Décompressez-le. Il contient les fichiers de travail :
- l'image brute Hip06999-brute.jpg,
- du champ plat flat.jpg,
- du champ d'obscurité dark.jpg
-
Ouvrez les fichiers flat.jpg et dark.jpg, respectivement champ plat et champ d'obscurité, utilisez les outils de l'application ImageJ pour obtenir l'image réduite de cette étoile binaire en appliquant l'équation de la réduction ci-dessus.
Vous pouvez télécharger le logiciel opensource et multiplateforme ImageJ à l'adresse : http://rsbweb.nih.gov/ij/download.html
menu Process > Image Calculator ...
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Attention : pour mieux visualiser le résultat :
-
réhaussez le contraste :
Process > Enhance Contrast
-
aidez-vous des LUT's (look up Tables : tables de couleurs).
menu Image > Lookup Tables ...
, ou bien dans la barre des outils : l'outil LUT 4
Comparer l'image brute et l'image réduite.
Compléments de Physique : Optique
- MOLLIER Benjamin .
Optique géométrique.
In Astronomie et Mécanique Céleste.
[consulté le décembre 2012].
http://media4.obspm.fr/public/AMC/pages_optique-geometrique/og-introduction.html.
Contenu web des formations Astronomie pour les enseignants et Astronomie et Mécanique Céleste. La formation complète comporte un tutorat personnalisé avec un enseignant-chercheur, une correction en ligne aux exercices, un dialogue (en direct ou par forum) avec les autres étudiants, et un système de recherche de pages. .
