Analyse spectrale amateur

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

2. 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 Builhttp://astrosurf.com/buil • Visual Spec, basé sur "Spec" d'A.Klotz pour le T60: freewarehttp://valerie.desnoux.free.fr/vspec/

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

4. 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.

5. 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

6. 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

7. 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

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

9. 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

10. 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

11. 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 BinningQuasar 08279+5255

12. 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

13. Calibration • 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 Neon Mercure

14. 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

15. 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

16. Correction réponse spectrale Courbe de réponsedu CCD Courbe de réponsedu CCD Spectre de référence Profil de Planck a 9000°K profil brut Profilcorrigé 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 Véga

17. Correction réponse spectrale Division Filtrage spline sur profil hors raies Spectre brut, et spectre théorique EX Hydrae, variable cataclysmique, type "intermediate polars"

18. Autres corrections : H20 • La présence de raies "telluriques“ : liées à l'atmosphère, se superposent au spectre de l'object Spectre de H206400 - 6700 A Source: LPMA Ajustement des paramètres - Filtrage- intensité H20 Division interactive Véga H-Alpha Non corrigée H-Alpha Après correction

19. Raies telluriques 48 Lib - BeRecalibration 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

20. Extinction atmosphérique Iota CrB - A0T60 Pic 24 Avril 2003 12% 6% • 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

21. 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

22. Mesures 6567 18 6566.5 16 6566 14 6565.5 12 6565 10 6564.5 Centre 6564 FWMH 8 6563.5 6 6563 4 6562.5 2 6562 6561.5 0 1 2 3 4 5 • 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 A B A Sampling: 1.868A/p Erreur centre: 3A

23. Largeur équivalente LEQ - 28 Tau 40 35 30 25 20 48000 49000 50000 51000 52000 53000 Jour Julien 2400000+ • Profil doit être normalisé • Attention, une évolution du continuum peut altérer la perception de l'évolution de la force de la raie

24. 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 élementsExporter

25. Modélisation Spectre observé Spectre théorique0.1 Ang/pixel • Spectre théorique, à partir dun modèle d'atmosphère • R.O.Gray, logiciel "Spectrum" • R.L.Kurucz, modèles d'atmosphère VégaTeff = 9400 log(g) = 3.90 [M/H] = -0.50

26. 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

27. 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...