Séance de TP 3 : Réduction de spectres avec SPLAT Corrigé
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1. da qua OUEN 100 80 60 40 20 0 20 4800 4900 5000 5100 5200 Wavelength Pendant le stage OHP nous chercherons observer au T152 plusieurs toiles de type spectral diff rent pour comprendre la relation entre les propri t s fondamentales des toiles m tallicit gravit temp rature et la morphologie des raies spectrales largeur intensit etc TP DU ECU 2012 UFE Exercice 3 R vision de la Reduction d Images la maison Objectif r viser la r duction d images avant l OHP mise en situation r elle avec donn es r elles sans aide Un exercice suppl mentaire de r duction d images peut tre fait partir d observations de M57 obtenues au T80 de l OHP en Ao t 2011 Ces donn es sont disponibles dans le r pertoire Exercice3 ou t l chargeables depuis l adresse http ufe obspm fr reduction Vous y trouverez galement une vid o d introduction aux principes de base du fonctionnement des CCD et de la r duction d images qui pourra vous tre utile pour r viser l examen Essayez de r duire ces images par vous m me sans aucune aide dans un premier temps Un corrig de l exercice de r duction est inclus dans la Vid o2. TP DU ECU 2012 UFE S ance de TP 3 R duction de spectres avec SPLAT Corrig M Puech M F Landrea nov 2012 Exercice pr liminaire Copiez les fichiers n cessaires la r alisation des TPs ils se trouvent dans l espace de partage de votre liste SYMPA accessible tous sans mot de passe Ouvrez votre navigateur pr f r Firefox IE Entrez l adresse http sympa obspm fr Choisissez la cat gorie Enseignement Cliquez sur duecu promo2013 sympa obspm fr Menu Documents Partag s Informatique gt TP3 Cliquez sur TP3 info zip pour t l charger puis d compacter sur votre machine le dossier contenant les images des TPs e Glissez d posez le r pertoire dans votre Dossier personnel de de votre ordinateur Vous avez maintenant un r pertoire contenant plusieurs r pertoires correspondant aux diff rents exercices de ce TP e Ouvrir l application Terminal que l on trouve sous le pied de Gnome barre du haut Applications gt Accessoires gt Terminal ImageJ est un logiciel bien adapt pour travailler sur des images En revanche pour travailler sur des spectres 1D nous allons utiliser le logiciel SPLAT plus adapt Celui ci peut tre t l charg ici http astro dur ac uk pdraper splat splat vo Un mode d emploi en anglais est galement disponible http lastro dur ac uk pdraper splat sun243 htx sun243 html Exercice 1 Ph nom nol
3. ations notables du courant de biais pendant la nuit Nous pouvons donc construire un master biais en combinant les mesures de d but et de fin de nuit Pour cela additionnez les biais moyens de d but et de fin de nuit et divisez le r sultat par deux en vous inspirant des tapes pr c dentes Donnez lui un Short Name explicite comme MASTER BIAIS par exemple e Affichez le master biais dans une fen tre et superposez un biais individuel Quel est le b n fice d avoir somm toutes les mesures individuelles R ponse on diminue le bruit de lecture e Fermez la fen tre d affichage La r duction est un processus mettant en jeux un nombre important de fichier et il est important de bien s organiser Une bonne r gle suivre est de fermer les fichiers dont nous n avons plus besoin au fur et mesure s lectionnez l ensemble des biais individuels et les r sultats des calculs interm diaires dans le liste des spectres de la fen tre principale et appuyez sur la touche Suppr pour les enlever de la liste et ne pas risquer de les confondre avec les donn es brutes ou le Master Biais 3 Construction du spectre de champ plat ma tre ou MASTER FLAT Les spectres de champs plats ont galement t mesur s en d but et fin de nuit seulement car nous n allons pas effectuer de mesure photom trique demandant une calibration tr s pr cise e Ouvrez les fichiers correspondants aux mesures de flat field 6 fichiers Commencez par leu
4. de droite de la m me fen tre Sur la ligne Short Name remplacez le nom Spectrum par quelque chose de plus explicite pour chacun des spectres afin de vous y retrouver et viter que tous les TP DU ECU 2012 UFE fichiers ne portent le m me nom par exemple RAWI etc Appuyez sur la touche Entr e de votre clavier pour que le changement soit bien pris en compte e Cliquez sur le spectre RAWB3 et d s lectionnez le de la fen tre d affichage en d cliquant la bo te Displayed situ e en bas droite Cliquez maintenant sur le spectre correspondant au fichier Changez sa couleur d affichage par exemple en rouge en utilisant la fonction Colour disponible sur le partie de droite de la fen tre principale R affichez le spectre RAW3 mais en utilisant une troisi me couleur par exemple en vert e Que remarquez vous autour du pixel n 780 Est ce une raie en absorption Zoomez sur cette r gion en utilisant le bouton central de la souris pour vous faire une id e de sa largeur R ponse la raie fait 1 pixel de largeur et n est donc pas r solue il faudrait pour cela au moins deux pixels de largeur d apr s le th or me de Shannon Nyquist voir le cours sur les d tecteurs elle descend jusqu z ro il s agit donc s rement d un pixel mort e Fermez la fen tre d affichage 2 Construction du spectre de biais ma tre ou MASTER BIAIS e Ouvrez les fichiers contenant les spectres individuels de biais 10 fichiers Les d tecte
5. ectionn Entrez sur la ligne Scale Factor la dispersion que vous avez calcul en pix et dans la ligne Offset la longueur d onde du premier pixel que vous avez galement calcul Cliquez sur Apply et fermez les deux fen tres Dans la fen tre principale cliquez sur View gt View Modify spectral coordinates Dans la nouvelle fen tre qui s affiche s lectionnez sur la ligne Units les unit s en Angstr ms puis cliquez sur Set et TP DU ECU 2012 UFE ADU e fermez la fen tre R ponse vous devriez trouver quelque chose comme 0 23 pix et Apremier_pixe 4760 Affichez a nouveau le spectre r duit final Gr ce au logiciel vous avez maintenant calibr l axe des abscisses en longueur d onde Vous pouvez maintenant sauvegarder le spectre final r duit et calibr en cliquant sur File gt Save et en entrant un nom de fichier comme E Vous pouvez galement sauvegarder le r sultat de la fen tre d affichage en cliquant sur l ic ne JPEGIPNG situ en haut de cette fen tre qui sera sauvegard dans le r pertoire courant sous le nom 7 Identification de raies Pour finir vous pouvez essayer d identifier quelques raies typiques de ce type d toiles Commencez par identifier les r gions du spectre utilisables Que pouvez vous dire des r gions lt 4770 gt 5245 et 4940 R ponse les zones extr mes ne sont pas exploitables car il n y a plus de signal Il reste un r sidu non corrig du pixel m
6. la pente du continu moins grande Toujours pas de raies en mission La lune n est pas une toile il s agit tout simplement du spectre du Soleil observ en r flexion sur la Lune C est une toile de type G2V donc beaucoup plus froide ce qui explique la forme g n rale du spectre par rapport celui de Vega pente moins lev e vers le bleu raies plus troites car temp rature plus basse et donc moins de collisions e Affichez enfin le troisi me spectre Comparez le aux deux spectres pr c dents Calibrez ce spectre en longueur d onde en vous inspirant des tapes pr c dentes Quelle est la longueur d onde des raies Pour cela utilisez la souris s lectionnez une r gion rectangulaire autour d une raie tout en cliquant sur le bouton centrale de la souris ce qui aura pour effet de zoomer sur cette r gion Relevez le longueur d onde des raies l Angstr m pr s S agit il toujours d un spectre d toile R ponse on ne voit plus aucune raie en absorption mais trois belles raies en mission aux longueurs d onde de 4861 4959 et 5007 II s agit des raies HB et du doublet de OIII Si vous trouvez 3 de moins c est que vous avez appliqu la calibration du premier spectre alors qu il faut nouveau aller chercher les bonnes valeurs dans le header du fichier On trouve que la dispersion ne change pas mais que la longueur d onde du premier pixel est maintenant de 4837 8 Il ne s agit plus du tout d une toile les
7. ogie des spectres Objectif manipuler des spectres FITS prise en main de SPLAT r viser d couvrir les diff rentes classes de spectres se familiariser avec la calibration en longueur d onde A l aide de SPLAT ouvrez les trois spectres situ s dans le r pertoire Exercice1 cliquez sur File gt Open puis s lectionnez les trois fichiers de s lectionnez Display puis cliquez sur OK Dans la fen tre principale sur la partie de gauche trois items Spectrum s affichent Affichez le premier spectre en double cliquant sur le premier item Spectrum Quel type de raie voyez vous Comment varie le continu du spectre De quel type de spectre peut il s agir R ponse ce sont des raies en absorption sans mission Il y a galement un continu qui cro t du rouge vers le bleu Il s agit donc s rement d une toile C est en fait le spectre de Vega toile de type AO plut t bleue comme sugg r par le spectre Les raies en absorption proviennent des couches externes de l toile qui absorbent les photons mis par les r actions thermonucl aires du c ur La raie la plus large dans le bleu est la raie HB A4861 Les trois raies qui se suivent l extr mit rouge du spectre est le triplet du magn sium Mgl AA 5184 5173 5167 Regardez l axe des abscisses Quelle est l unit R ponse ce sont des pixels SPLAT ne reconna t pas la calibration en longueur d onde sous cette forme TP DU ECU 2012 UFE e Po
8. ort autour de 4940 Dans le menu de la fen tre principale cliquez sur le menu File gt Open puis s lectionnez le fichier se situant dans le r pertoire Exercice2 Fermez la fenpetre qui s affiche et dans le fen tre principale choisissez une taille Size 1 S lectionnez maintenant la fen tre o le spectre est affich puis cliquez sur Options gt Line identifiers puis sur Load all matching pre loaded line identifiers Le logiciel affiche un nom pour chaque raie du catalogue s lectionn susceptible d tre d tect e dans ce domaine spectral ainsi qu une ligne verticale la position attendue de la raie condition que Show vertical lines soit s lectionn dans le m me menu Quelle est la raie la plus intense large Que pouvez vous dire des autres raies en absorption pr sentes dans le spectre R ponse C est la raie HB 1 4861 On voit aussi le triplet de Mg sur la partie gauche et quelques raies associ es au Fer Le catalogue est loin d tre exhaustif Voici ci dessous son spectre r duit et calibr par un programme plus pr cis Notez que les raies indiqu es sont juste des positions th oriques ce qui veut dire que ces raies ne sont pas forc ment pr sentes dans cette toiles il s agit juste d un catalogue g n ral Les bords ont t coup s par pr caution car le biais d croit fortement dans ces deux r gions d o un doute sur la r duction finale obtenue reduced_HD196379 D MAUER yo U D us
9. r donner des Short Names explicites par exemple FLATI DEBUT etc e Inspectez les fichiers individuellement y a t il des variations entre chaque mesure et plus sp cifiquement entre le d but et la fin de la nuit Peut on directement sommer les mesures de d but et de fin de nuit Que remarquez vous autour du pixel 800 Qu en concluez vous sur 3 TP DU ECU 2012 UFE l origine de ce pic R ponse ce fameux pic est donc bien un pixel mort car il est galement pr sent dans les flats Pas de probl me pour sommer les mesures de d but et de fin de nuit e Construisez un flat field moyen partir des mesures individuelles en vous inspirant de la mani re dont nous avons construit le Master Biais Relevez la valeur moyenne approximative du flat field moyen et notez la Pour obtenir le master flat field normalisez le flat field moyen en le divisant par sa valeur moyenne Affichez le r sultat et v rifiez qu il est bien centr autour de 1 Un fois le Master Flat construit n oubliez de lui donner un Short Name explicite par exemple Fermez les flats individuels et les calculs interm diaires 4 R duction des spectres individuels e R duisez chacun des trois spectres individuels en suivant l quation fondamentale de la r duction N oubliez de donner des Short Names explicites aux spectres r duits par exemple RED_RAW1 etc Affichez dans une m me fen tre le spectre RAWI et sa version r duite Obser
10. raies en mission proviennent d un gaz froid chauff par une source externe Lorsque le gaz se refroidit les atomes se d sexcitent ce qui se traduit par des raies en mission Il s agit du spectre de NGC6543 qui est une n buleuse plan taire la n buleuse de l oeil de chat Exercice 2 R duction du spectre d une toile Objectif utiliser le logiciel SPLAT pour r duire les spectres d une toile observ e au t lescope de 152 cm de l OHP en Ao t 2011 mise en situation r elle avec des donn es r elles l exercice est volontairement peu quantitatif car la r duction des spectres est plus technique et de premier abord plus difficile que la r duction d images Les donn es brutes ainsi que les fichiers de calibration se trouvent dans le dossier Exercice 1 Inspection des donn es brutes e Ouvrez les trois fichiers correspondants aux trois spectres brutes File gt Open et s lectionnez les trois fichiers RAWL fits RAS fits Inspectez le header des trois fichiers en cliquant sur View gt View FITS header V rifiez si le temps d exposition des trois images est identique et calculez le temps d exposition total e Le logiciel affiche une nouvelle fen tre montrant les trois spectres superpos s Sur la fen tre principale s lectionnez le spectre correspondant au fichier RAW3 fits en cliquant tour tour sur les items Spectrum du menu de gauche Le nom de fichier correspondant s affiche en haut de la partie
11. ueuse La calibration en longueur d onde consiste comparer la position de deux raies de pr f rences brillantes dans un des spectres de Thorium r alis s juste avant ou juste apr s les poses scientifiques avec un spectre de r f rence de la m me lampe mais dont la calibration en longueur d onde est d j tr s bien connue car mesur e dans de bonnes conditions en laboratoire e Ouvrez par exemple avec le logiciel GIMP le fichier thorium tiff et rep rez dans le spectre mesur deux raies de pr f rence aux deux extr mit s du spectre aidez vous des groupes de raies pour ne pas vous tromper Relevez leurs positions en pixels sur le spectre mesur et en longueurs d onde sur le spectre de r f rence En d duire la dispersion par pixel du spectrographe en pix A partir de la position d une des raies que vous avez choisie d duisez en la longueur d onde correspondant au premier pixel du spectre r duit Dans la r alit cette proc dure se fait de mani re automatique en utilisant l ensemble des raies de r f rence ce qui conduit une calibration beaucoup plus pr cise e Pour appliquer la calibration en longueur d onde au spectre r duit cliquez sur View gt View modify spectra values Dans la fen tre qui s affiche d s lectionnez la case Readonly puis cliquez sur Operations gt Modify coordinates Dans la nouvelle fen tre v rifiez que vous tes bien sous l onglet Linear et que Transform coordinates est bien s l
12. ur fixer avec SPLAT la calibration en longueur d onde ouvrez le header du fichier en revenant sur la fen tre principale s lectionnez le premier spectre et cliquez sur View gt View FITS header Le mot cl CDELT1 correspond la dispersion par pixel en Angstr m par pixel alors que le mot cl CRVAL1 donne la longueur d onde du premier pixel en Angstr m Relevez ces deux valeurs et fermez la fen tre Cliquez sur View gt View Modify spectra values D s lectionnez Readonly et cliquez sur Operations gt Modify coordinates dans le menu de la fen tre qui s affiche Dans la nouvelle fen tre qui s affiche indiquez la dispersion dans Scale Factor et la longueur d onde du premier pixel dans Offset puis cliquez sur Apply et fermez les deux fen tres Cliquez sur View gt View Modify spectral coordinates et s lectionnez la ligne Units l unit Ansgtrom Cliquez sur Set et fermez la fen tre e Dans la fen tre principale un nouvel item Copy of Spectrum appara t Double cliquez dessous pour l afficher Inspectez l axe horizontal Qu est ce qui a chang R ponse le spectre est maintenant calibr en longueur d onde On retrouve la raie HB bien connue 1 4861 e Affichez maintenant le second spectre Il s agit d un spectre de la lune Quelle est la diff rence par rapport au premier spectre Comment expliquez vous ce spectre A quoi est il d R ponse les raies en absorption sont beaucoup plus troites et
13. urs modernes sont en g n ral suffisamment stables pour qu il soit suffisant de mesurer le courant de biais en d but et en fin de nuit uniquement Inspectez les fichiers correspondant aux mesures de d but de nuit un par un V rifiez qu il n y a aucun artefact sur les images Remplacez la ligne Short Name pour tous les fichiers par BIAIS1 debut etc afin d utiliser des noms explicites e Nous allons d abord construire un biais moyen de d but de nuit Cliquez sur Operations gt Simple two spectra maths Additionnez les spectres et BIAIS2 debut en les s lectionnant dans les listes de gauche et de droite puis cliquez sur ADD Un nouvel item appara t dans la liste de spectres correspondant au r sultat de cette addition S lectionnez le et additionnez lui le spectre R p tez l op ration jusqu que vous ayez construit la somme de tous les biais de d but de nuit attention bien r s lectionner le r sultat de l addition pr c dente chaque nouvelle addition Fermez la fen tre Simple maths of two spectra Cliquez maintenant sur Operations gt Simple constant maths S lectionnez l addition de tous les biais de d but de nuit et divisez la par le nombre de biais individuels Fermez la fen tre e R p tez ces op rations pour construire une biais moyen de fin de nuit e Affichez le biais moyen de d but et de fin de nuit dans une m me fen tre avec des couleurs diff rentes et v rifiez qu il n y a pas eu de vari
14. vez comment la r gion autour du pixel 800 t corrig e Comparez la pente du spectre avant et apr s r duction e Fermez la fen tre d affichage et les spectres brutes non r duits ainsi que les calculs interm diaires 5 Combinaison des spectres e Faites la somme des trois spectres individuels r duits Divisez le r sultat par le temps d exposition total e l faut maintenant calibrer le spectre Cliquez sur View gt Viewlmodify data units Dans la ligne Units crire Counts s et cliquez sur Set La fen tre d affichage indique maintenant que nous avons affich le spectre en comptes ADU par seconde Pour une calibration plus physique il faudrait mesurer le flux provenant d une toile de r f rence appel e toile standard et la comparer son flux th orique pour en d duire un facteur de conversion et passer en unit s physiques de type erg s cm2 A e Fermez la fen tre d affichage et les spectres individuels r duits 6 Calibration en longueur d onde e Il reste calibrer l axe des abscisses pour transformer les pixels en longueurs d onde Pour cela deux spectres d une lampe au Thorium ont t mesur s avec le m me instrument juste avant les observations de l toile Ouvrir ces deux spectres gaca Un S CAL WL2 its et donnez leurs des Short Names explicites par exemple et Comparez les deux spectres et v rifiez qu ils sont identiques on a doubl la mesure au cas o l une des deux mesures serait d fect
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