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Phm - Observatoire de Lyon – Université Lyon 1 Ateliers2011-12

III – Traitement simplifié des images spectrales

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 l’absence de lumière aux électrons de fuite qui sont piégés pendant l’acquisition. 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 l’action 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 l’image du spectre sur le CCD.


Spectres du spectrographe Lirhes III

L’étude de l’ensemble 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 d’onde

• Sur la plage d’un spectre élémentaire la dispersion est mieux approximée par une courbe du 2ème degré que par une simple droite entre deux raies des extrémités

En conclusion, il vaut mieux travailler différentiellement pour avoir des longueurs d’onde précises.

Spectre du ciel(Triplet Mg à gauche)


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


Etat des images à traiter

Spectre 1 d10_03000s_15500_ciel_T010.fit sp1_ciel.fit

Spectre 2 d11_03000s_15500_ciel-star_T010.fit sp2_ciel-star.fit

Spectre 3 d12_03000s_15500_ciel-star_T010.fit sp3_ciel-star.fit

Spectre 4 d13_03000s_15500_ciel_T010.fit sp4_ciel.fit

Spectre 5 d14_03000s_15500_noir_T010.fitsp5_noir.fit

Tempsde

pose

Pos.Réseau

(Mg)Objet

Temp.CCD

Sérieet no

Dans l’exemple qui suit, on n’avait que 5 spectres.

sp1_ciel.fit sp2_ciel-star.fit sp3_ciel-star.fit sp4_ciel.fit

nom TD


IRIS : programme de traitement des images .FITS

Dans

Lancer IRIS

Mettre le répertoire de travail

Et l’option fichier extension FIT

(*) Flexible Image Transport System Couramment utilisé en Astronomie

(*)


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.

LOAD LOADSX


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 n’existent que sous forme script.


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.


Construction image étoile

Sp1 = ciel + noir +offset

Sp2 = étoile + 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 d’entier sous Iris, afin de ne pas dépasser 32767, valeur fatidique pour les entiers 16 bits signés.

Sauver le fichier résultant : imaetoile.fit.


Construction image étoile





Sp = (Sp2 + Sp3 – (Sp1+Sp2)) / 2

Sous Iris avec les fonctions Addition et soustraction de fichier ou de valeur :


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.


Spciel = (Sp1 + Sp4)/2 – Sp5

Sous Iris avec les fonctions Addition et soustraction de fichier


Sauver le fichier résultant : imaciel.fit.

Construction image ciel


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 l’étoiles, les lignes qui encadrent le spectre

L1 et L2

ouL_MEDIAN L1 L2

Création d’une image spectrale de 20 pixels de hauteurs.

Attention avec l’addition à ne pas dépasser 32767.


Pour être visible dans les programmes usuels, il faut que l’image soit convertie en un format courant : JPG ou PNG ou TIF, etc.

Transformation en images JPG ou PNG

Sélectionner à la souris, l’ensemble 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 l’image spectrale.

Si les images vous paraisse un peu étroite en hauteur, les agrandir par la commande Geometry / Mosaic


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 l’un au dessus de l’autre avec la même commande.

Attention, la commande Geometry / Mosaic a un bug : la ligne du haut se met à zéro. Il faut l’éliminer par Geometry / Crop


Coupe d’un spectre

Le spectre est plus lisible si on le présente en coupe :

Choisir l’option 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)


Coupe d’un 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 01 269632 257303 241114 233025 222666 222857 220588 20627etc


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 27161 28372 26923 28284 28215 28686 2968

Pos.Rel.Pixel

Valeurs

« Spectre2.dat »



Transport dans le tableur des données pixels et intensités :

Ouvrir Excel

0 27161 28372 26923 28284 28215 28686 2968

……

Ouvrir un fichier avec l’option Tous les fichiers (*.*)

Choisir le fichier « spectre2.dat »




Choisir « délimité »

0 27161 28372 26923 28284 28215 28686 2968

……



Transport dans le tableur des données pixels et intensités : 0 27161 28372 26923 28284 28215 28686 2968

Choisir « Espace » Choisir « séparateurs identiques consécutifs »




Introduire l’offset 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+321B2=A2+321…

Sauver les données

La sélection des colonnes B et C sera introduite dans la partie tableur de Geogebra.


On utilisera un spectre synthétique de modèle d’atmosphère stellaire proche du type solaire.

Spectre de référence en longueur d’onde

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


Spectre de référence en longueur d’onde

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 d’onde du premier pixel donne la référence précise en longueur d’onde

Coupe spectrale


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


FIN

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