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ELODIE

Guide de l'utilisateur
Programme de Réduction

Didier.Queloz@obs.unige.ch
25 Octobre 1996

Table des matières

1 - Introduction

2 - La réduction automatique

2.1 - Les images sauvées
2.1.1 - Images brutes
2.1.2 - Spectres extraits

2.2 - Les fichiers sauvés

2.3 - Déroulement de la nuit

3 - La réduction étape par étape

3.1 - Calcul de l'offset réduit.
3.2 - Calcul du niveau d'obscurité (dark).
3.3 - Localisation des ordres et calcul de leurs géométries
3.4 - Flat-field
3.5 - Calibration en longueur d'onde
3.6 - De l'image brute au spectre extrait
3.6.1 - Cas de l'image OBJO
3.6.2 - Cas de l'image OBJ2
3.6.3 - Cas de l'image OBTH

3.7 - La corrélation numérique

3.7.1 - Cas d'une image OBJ2

3.8 - Fin de nuit.

A - Calibration en longueur d'onde des images S2D
A.1 - Description analytique utilisée
A.2 - Description des descripteurs

B - Description des entêtes des fichiers

C - Pixels défectueux


Chapitre 1

Introduction

L'ensemble de réduction utilisé pour le traitement automatique des spectres Elodie est une application construite sur le programme INTER-TACOS. Ce programme est un interpréteur développé pour le traitement et la manipulation d'images astronomiques, doté d'un ensemble d'algorithmes permettant la réduction des spectres échelle.

INTER-TACOS a été développé à l'Observatoire de Genève. La partie générale concernant l'interpréteur a été construite par Luc Weber et celle concernant la réduction des spectres échelles, par Didier Queloz.

Le but de l'ensemble de réduction développé pour l'OHP est de fournir à l'observateur directement après l'observation, des spectres calibrés en longueur d'onde, ainsi que des fonctions de corrélation (CCF) de type CORAVEL avec leurs ajustements (simples gaussiennes ou doubles gaussiennes).

Les algorithmes de réduction sont construits de manière à tirer profit de la grande stabilité du spectrographe et du fait qu'il est alimenté par une fibre optique.

Le programme de réduction fonctionne dans un mode serveur. Il est contrôlé par des clients qui sont des programmes extérieurs au programme de réduction. Les deux clients principaux du serveur sont le programme d'acquisition d'images et les panneaux de réduction. Le programme d'acquisition d'images gère le transfert des images de la mémoire du CCD vers la mémoire gérée par l'interpréteur et fait démarrer la réduction automatique. Une fois la réduction démarrée et les descripteurs de l'image transférés, le contrôle du serveur est transféré aux panneaux de réduction. Ceux-ci permettent à l'observateur une action sur le processus de réduction à l'aide d'opérations prédéfinies. Ils permettent également de visualiser en cours de nuit des résultats intermédiaires et d'obtenir des fonctions de corrélations sur divers intervalles de vitesses et à l'aide de divers masques numériques.


Chapitre 2

La réduction automatique

Le traitement du spectre est totalement intégré avec le contrôle du spectrographe. D'une façon générale, il débute de façon automatique dès que l'interpréteur reçoit une image, le choix de la pose conditionnant le type de traitement à venir. Par exemple, le lancement d'une pose de calibration avec une lampe de Thorium-Argon provoque automatiquement la calibration en longueurs d'onde du spectrographe. L'observateur n'ayant pas la possibilité de désactiver la réduction automatique, il faut considérer le programme de réduction comme une partie intégrante du spectrographe ELODIE.

Le programme de réduction ne traite qu'une image à la fois, cependant la chaîne complète de traitement possède une structure d'attente. De la sorte, nous pouvons avoir simultanément une pose en cours, une image en attente de traitement et une image dans le programme de réduction. Cette chaîne de traitement légèrement différée est gérée à la manière d'une pile.


2.1 Les images sauvées

Toutes les images brutes de la nuit ainsi que toutes les images créées par le programme de réduction sont sauvées avec leurs descripteurs respectifs dans un répertoire identifiant la date du début de la nuit. Par exemple, les images de la nuit du 22-23 mars 1994 sont sauvées dans le répertoire n19940322. Chacune des images sauvées pendant la nuit est identifiée par un numéro indiquant la numérotation de la pose dans la nuit et par un terme générique décrivant le type de pose (cf. table 2.1). De plus, des sous-répertoires permettent de sauver les images issues du programme de réduction avec des structures plus complexes (cf. s2d, s2dr,... décrites plus loin). Par exemple, on stocke l'image brute d'une pose de la lampe de thorium qui est la 23ème pose de la nuit sous fram0023. Cette même image extraite (la fibre objet) est codée llo0023 et sauvée sous le répertoire s2d.

Le programme de réduction gère 4 structures d'images spécifiques: images brutes, images des spectres extraits à deux dimensions (codées S2D), images des spectres rééchantillonés en longueur d'onde (codées S2DR),images des fonctions de corrélations (codées COR). Afin d'éviter la confusion entre des images de divers types, on répartit celles-ci dans des sous-répertoires portant leur nom. Les images brutes (non réduites) ou sans type reconnu sont quant à elles conservées dans le répertoire courant de la nuit.

Ce type de structure permet d'identifier par exemple une image obj0023, qui dans le répertoire s2d, est un spectre S2D et dans le répertoire cor est une fonction de corrélation (CCF). Plus précisément, dans le cas des CCFs, on définit dans le répertoire cor des sous-répertoires indiquant le nom du masque numérique utilisé. On peut donc avoir une image obj0023 sous cor/masque1 et sous cor/masque2 dans le cas où le spectre obj0023 a été corrélé avec deux masques différents (respectivement masque1.mas et masque2.mas).


Table 2.1 : Liste des termes génériques, décrivant les types de poses, utilisés lors du sauvetage des images

----------------------------------------------------------------------------------
type de   type de    dimension     description 
 pose     l'image                  de l'image                         
----------------------------------------------------------------------------------
 fram     brute      1024X1024     image non traitée                              
 ffno       -        1024X1024     image du FF objet normalisé                    
 ffnc       -        1024X1024     image du FF ciel normalisé                     
 bias       -        64x64         image d'offset sommée                          
 dark       -        64x64         image du dark moyennée                         
 pmtr       -        ?x1           flux du posemètre                              
 loco      S2D       1024x67       Tungstène fibre objet                          
 locc      S2D       1024x67       Tungstène fibre ciel                           
 blzo      S2D       1024x67       Tungstène fibre objet,lissé et normalisé      
 blzc      S2D       1024x67       Tungstène fibre ciel, lissé et normalisé       
 ffo       S2D       1024x67       Tungstène fibre objet divisé par l'image blzo  
 ffc       S2D       1024x67       Tungstène fibre ciel divisé par l'image blzc   
 llo       S2D       1024x67       Thorium-Argon fibre objet                      
 llc       S2D       1024x67       Thorium-Argon fibre ciel                       
 ob        S2D       1024x67       Pose sur ciel, fibre objet                     
 obj       COR       ?x1           CCF de la fibre objet                          
 ciel      S2D       1024x67       Pose sur le ciel, fibre ciel                   
 ciel      COR       ?x1           CCF de la fibre ciel                           
----------------------------------------------------------------------------------


2.1.1 Images brutes

Les images brutes en provenance du spectrographe sont par définition sans type défini. Elles peuvent contenir un spectre, un flat-field, un offset, etc. Les descripteurs suivants sont associés à celles ci:


Table 2.2 : Liste des codes TACOS des différentes poses

--------------------------------------------------------------------------------
types de pose                        			codes TACOS associés       
--------------------------------------------------------------------------------
Offset d'électronique                    BIAS                       
Tungstène fibre objet                    LOCO                       
Tungstène fibre ciel                     LOCC                       
Tungstène fibre objet élargie            FFWO                       
Tungstène fibre ciel élargie             FFWC                       
Pose d'obscurité                         DARK                       
Thorium fibre objet                      THAO                       
Thorium deux fibres                      THA2                       
Pose fibre objet seul                    OBJO                       
Pose fibre objet et ciel                 OBJ2                       
Pose simple avec thorium simultané       OBTH                       
Flux du posemètre                        PMTR                       
--------------------------------------------------------------------------------


2.1.2 Spectres extraits

L'image du spectre extrait, standard à l'ensemble de traitement TACOS, conserve la structure en pixels de l'image brute dans le sens de la dispersion (en X) et est composée d'autant de lignes que le spectre possède d'ordres. (voir fig. 2.1). On appelle ces images: spectres à deux dimensions , elles sont codées (S2D) et sont stockées dans le répertoire s2d de la nuit.


Fig. 2.1 - Représentation schématisée de la transformation d'une image brute en image S2D. NX, NY représente la taille en X et Y de l'image brute, NORDER le nombre d'ordres extraits.


Cette image conserve, en plus des descripteurs généraux associés à toutes les images brutes, un ensemble de descripteur spécifiques aux images de type S2D:

D'autres variables, internes à l'environnement TACOS, sont également présentes.

Les images S2D rééchantillonnées en longueur d'onde sont décomposées ordre par ordre et conservées, sous la nuit courante, dans le répertoire s2dr/NNNN où NNNN est le numéro de l'image. Leur codage est le suivant "nom de l'image"n"numéro de l'ordre" (ex: obj0010n01, pour l'image ndeg.10 ordre 1). De façon identique, sous le répertoire s2drff on trouve les images rééchantillonnées et redressées par le spectre du tungstène normalisé. Attention, les répertoires s2dr et s2drff (avec leurs images correspondantes) sont uniquement créés en fin de nuit. (cf. le paragraphe sur la fin de nuit)


2.2 Les fichiers sauvés

Durant la réduction plusieurs fichiers sont mis à jour. Ils décrivent les résultats obtenus et permettent de conserver une trace des opérations effectuées (cf. table 2.3). Ces fichiers sont sous forme ASCII, le séparateur de colonnes est le tabulateur (excepté badpixNNNN.dat). La description détaillée du contenu des colonnes de chaque fichier est faite dans l'Annexe B.


Table 2.3 : Fichiers mis à jour par le programme de réduction automatique

--------------------------------------------------------------------------------------------------
nom du fichier   description                                                               
--------------------------------------------------------------------------------------------------
badpixXXXX.dat   pixels corrigés lors de l'extraction du spectre objXXXX                   
bias1.dat        indique les poses d'offset effectuées pour le gain numéro 1 (cf.NUMGAIN)                                                                  
bias2.dat        indique les poses d'offset effectuées pour le gain numéro 2 (cf.NUMGAIN)                                                                  
bias3.dat        indique les poses d'offset effectuées pour le gain numéro 3 (cf.NUMGAIN)                                                                  
bias4.dat        indique les poses d'offset effectuées pour le gain numéro 4 (cf.NUMGAIN)                                                                  
cor/corbook.dat  indique les corrélations effectuées et le résultat des ajustements        
dark.dat         donne la liste des poses de dark effectuées                               
delth.dat        conserve les dérives en vitesse du spectrographe                          
fullcorbook.dat  concaténation de nightbook.dat et de corbook.dat (mis à jour en fin de nuit)                                                                     
fulls2dbook.dat  concaténation de nightbook.dat et de s2dbook.dat (mis à jour en fin de nuit)                                                                     
nightbook.dat    journal de la nuit, décrit toutes les poses effectuées                    
ll(o/c).dat      décrit les calibrations de la fibre(objet/ciel) effectuées et la qualité de celles-ci
loc(o/c).dat     décrit les poses de localisation de la fibre (objet/ciel) effectuées 
posemètre.dat    conserve les valeurs moyennes mesurées par le posemètre                   
s2D/s2book.dat   donne la liste des spectres réduits                                       
---------------------------------------------------------------------------------------------------



2.3 Déroulement de la nuit

Au début de chaque nuit l'observateur doit effectuer une pose d'offset (ou "bias") pour chaque gain qu'il est susceptible d'utiliser au cours de la nuit. En cas de doute, il est conseillé de faire une pose pour chaque gain (c'est le mode par défaut proposé en début de chaque nuit). Il est également possible d'effectuer de nouvelles poses d'offset durant la nuit. Le programme de réduction utilisera par contre uniquement la dernière pose pour corriger les images successives. Pour chaque pose d'offset, le programme calcule une image moyenne réduite de 64x64, où chaque pixel est la moyenne d'une zone de 18x18 pixels sur l'image brute corrigée des pixels défectueux et des cosmiques.

La définition de la position et de la forme (perpendiculaire à la dispersion) des ordres s'effectue avec une pose de localisation (lampe de tungstène). La localisation des ordres s'effectue au moins au début de la nuit, voir une deuxième fois au milieu de celle-ci si l'algorithme d'extraction des ordres détecte un mouvement vertical important. La définition de la forme verticale des ordres ne s'effectue qu'au début de chaque mission. Si toutefois une intervention technique devait être effectuée sur le spectrographe durant la mission, il est conseillé de redéfinir la forme des ordres.

Une fois la géométrie des ordres calculée, elle est utilisée comme solution pour extraire les ordres des spectres suivants. On considère uniquement la dernière pose comme valide. Les poses de localisation définissent de plus une fonction de blaze lissée maximisée à 1 et un spectre de flat-field (spectre du tungstène corrigé du blaze).

Une pose de flat-field (lampe de tungstène avec mouvement de la fibre) permet de définir la réponse relative des pixels perpendiculairement à la dispersion. Cette image est appelée image de flat-field normalisée. Attention, une fois l'image de flat-field normalisée définie, il faut refaire une pose de localisation pour que l'image, dont est extraite le spectre de flat-field, soit corrigée de cet effet. Cette opération est indispensable afin que le spectre de flat-field soit cohérent avec les spectres des objets. L'idée ici est de décomposer le flat-field en deux images: l'une corrigeant la réponse verticale à l'ordre et l'autre, celle le long des ordres, dans la direction de la dispersion principale. L'expérience a cependant montré que, pour des spectres possédant des rapports signal-sur-bruit allant jusqu'à 300, aucun gain n'était visible.

En cas de doute, il est conseillé de s'abstenir d'effectuer une pose de flat-field, celle-ci pouvant plus dégrader le résultat final que l'améliorer.

La calibration en longueur d'onde est effectuée à l'aide d'une lampe thorium-argon. Il est important de calibrer les deux voies du spectrographe au moins une fois en début de nuit. Une fois la calibration effectuée, toutes les poses suivantes utilisent celle-ci et cela jusqu'à ce qu'une nouvelle calibration soit effectuée. La fréquence des calibrations durant la nuit dépend de la précision en longueur d'onde souhaitée. Si une précision de 1 km/s est suffisante et que la pression ne varie pas fortement, il n'est pas nécessaire de recalibrer le spectrographe durant la nuit. Si par contre l'on désire une précision de l'ordre de 200-300 m s/ il est conseillé d'effectuer une calibration toutes les 2-3 heures. D'une façon générale, il est important de terminer la nuit avec une pose de calibration afin de contrôler toute dérive inattendue. Une précision plus élevée que 100 m s/ ne peut être atteinte qu'avec des poses "objet et thorium simultanés".

Une fois la géométrie des ordres définie et le spectrographe calibré en longueur d'onde, il est possible d'effectuer des poses sur le ciel. Une fois la pose terminée, les ordres du spectre sont extraits à l'aide d'un algorithme d'extraction pondéré et l'image est corrigée des cosmiques. Dans le cas d'une pose simple, on aura auparavant soustrait le fond de l'image mesuré dans l'inter-ordre.

Une fois le spectre sauvé, on peut effectuer une corrélation croisée avec masque binaire de type CORAVEL. Des masques standards sont mis à la disposition des observateurs. Il est toutefois possible d'apporter plusieurs masques personnels (dans ce cas prendre contact avec l'OHP avant la mission).


Chapitre 3

La réduction étape par étape

3.1 Calcul de l'offset réduit

Le calcul de l'offsetréduit permet de disposer facilement et rapidement d'une image d'offset bi-dimensionnelle avec une erreur inférieure à 1 e/. De façon générale le programme supprime par interpolation sur toutes les images , les pixels chauds ou morts connus (cf. la position de ceux-ci dans la table de l'annexe C). Cette opération est également effectuée pour l'offset. Ensuite, le programme élimine les cosmiques et les pixels aberrants, en imposant que le bruit sur les pixels soit inférieur à 6RON. Il calcule ensuite une image de 64x64 composée de la moyenne par zone de 64x64 pixels de l'image complète. Cette image correspond à une image de l'offset lissée et corrigée des cosmiques. Cette image sera par la suite soustraite à toutes les images du spectro effectuées avec un gain identique (excepté les offsets). Chaque image possède une zone "d'over-scan". Celle-ci est utilisée dans tout les cas, pour contrôler le niveau d'offset défini lors de la dernière pose d'offset. Si un écart significatif est détecté, la dernière image d'offset est mise au niveau de la valeur moyenne d'offset mesurée dans la zone d'over-scan de l'image. Cette procédure garantit une très bonne correction du niveau d'offset tout en conservant également une correction de la structure bi-dimensionnelle de l'offset sur l'image. Le traitement de l'image d'offset est automatique. Il ne demande aucune intervention de la part de l'observateur.


3.2 Calcul du niveau d'obscurité (dark)

Le programme soustrait à toutes les images, excepté les offsets, la dernière image d'obscurité effectuée. En début de mission il est donc conseillé d'effectuer une pose d'obscurité de 1 heure si l'on ne veut pas que le programme utilise celle réalisée par le précédent observateur. De la même façon que l'offset, le programme élimine les cosmiques et calcul une image de 64x64 composée de la moyenne par zone de 64x64 pixels de l'image complète (mise à l'échelle d'une pose de 1 heure). Le traitement de l'image d'obscurité est automatique. Il ne demande aucune intervention de la part de l'observateur.


3.3 Localisation des ordres et calcul de leurs géométries

En début de nuit, le programme détermine la position des ordres, leurs limites et les numérote. Ensuite le fond de l'image (vu dans l'inter-ordre) est ajusté et soustrait à l'image de localisation. Enfin, on détermine la forme verticale des ordres en ajustant des gaussiennes-tubes sur ceux-ci. Par la suite cet ajustement sera utilisé pour l'extraction pondérée des ordres, et la correction des cosmiques. Il est important de refaire cette calibration géométrique des ordres si l'on modifie la mise au point du spectro.

Si une localisation en cours de nuit s'avère nécessaire (mouvement important des ordres), on utilise un algorithme simplifié (et plus rapide!). Celui-ci repère uniquement la position des ordres, puis extrait la lampe de tungstène comme un objet, en ayant pris soin de soustraire l'image de fond vue dans les inter-ordres. A partir de ce spectre on calcule la réponse de blaze en ajustant un polynôme (de degrè 15) sur chaque ordre et en le maximisant à 1 et l'on calcule le spectre de flat-field en redressant le spectre du tungstène maximisé par la réponse du blaze. A la fin du traitement, trois spectres S2D sont générés:

La localisation et le calcul des spectres S2D demande une action de l'observateur sur un panneau de réduction. (cf fig 3.1)

Fig. 3.1

localisation & définit le FF lance la réduction "simplifiée". Elle est à utiliser si l'on veut redéfinir rapidement les ordres en cours de nuit.

début de nuit est à exécuter au début de chaque nuit. Cela lance le traitement complet avec détermination de la forme verticale des ordres.

3.4 Flat-Field

L'utilisation de fibres pour alimenter le spectrographe, complique passablement l'opération de correction du flat-field. La solution adoptée avec ELODIE corrige automatiquement la réponse de chaque pixel, tout en permettant à l'observateur d'utiliser par la suite un spectre stellaire de référence de flux. L'expérience a toutefois montré que cette correction n'apportait aucune amélioration aux spectres possédant des rapports signal-sur-bruit inférieurs à 300, par rapport à une correction simplifiée du flat-field qui utilise uniquement le spectre de Flat-Field.

De manière générale, tout utilisateur désirant cependant utiliser cette correction de Flat-Field doit au moins cumuler 10 poses de Flat-Field pour que le bruit de photon par pixel ne dégrade pas la solution finale.

La correction complète du flat-field s'effectue de la façon suivante: tout d'abord, on mesure une réponse relative pour tous les pixels sur un ordre donné à chaque position x du CCD. C'est la mesure de la réponse perpendiculairement à la dispersion. Cette image du flat-field (appelée flat-field normalisé) est construite en illuminant la fibre avec la lampe du tungstène et en élargissant les ordres par un procédé mécanique. Or, comme cette opération ne fournit pas des ordres strictement plats, le profil est ajusté et redressé. Cette image normalisée localement à 1, pour chaque x , a pour terme générique FFno ( ou FFnc dans le cas de la fibre ciel). La correction du flat-field dans le sens de la tungstène (pose de localisation).

Cette opération s'effectue sur les images S2D de sorte que l'observateur peut à posteriori revenir en arrière et utiliser un autre spectre de référence (étoile spectro-photométrique par exemple). Toutes les images sont par la suite de-flattées automatiquement. (excepté les offsets et la lampe de thorium). Attention, une fois l'image du flat-field normalisé calculée il faut refaire une localisation afin que le spectre de flat-field ait été, comme les images des objets, deflatté avant l'extraction des ordres.


3.5 Calibration en longueur d'onde

Le programme extrait tout d'abord le spectre. Il compare ensuite la position des raies (par corrélation numérique) par rapport à la précédente solution. Puis il reconstruit la calibration de l'image en ajustant un polynôme à deux dimensions sur la position des raies qu'il a repérées et ajustées par des gaussiennes (cf. Annexe A pour la description du polynôme). Enfin, il contrôle la calibration par corrélation numérique. Si le programme se termine correctement, la solution est garantie à quelques mètres par seconde. Par ailleurs, la mise au point du spectro est également testée durant cette opération.

L'opération de calibration est automatique, elle ne demande aucune intervention de l'observateur.


3.6 De l'image brute au spectre extrait

Trois expositions différentes sont disponibles avec ELODIE:

L'observateur qui désire obtenir des spectres avec un haut rapport signal sur bruit (S/N) pour une étude spectroscopique détaillée d'objets relativement brillants par rapport au fond de ciel (ordre de grandeur mV < 10) doit utiliser les poses OBJO uniquement. En effet, ce sont les seules expositions où une soustraction du fond de l'image est possible.

Pour les trois types d'image, le début du traitement est identique: le programme corrige les pixels défectueux, soustrait l'offset et transforme le flux de l'image en électrons. Puis un contrôle des différences de coordonnées entre le télescope et le catalogue est effectué. On termine ce pré-traitement par un panneau (cf. fig.3.2) permettant de commenter l'image et d'indiquer si celle-ci a une valeur scientifique.

La suite du traitement est spécifique à chaque type d'exposition.

Fig. 3.2 - La ligne permet de commenter l'image et le bouton d'indiquer si l'image a une valeur scientifique. Les défauts pour ce panneau sont: pas de commentaire pour la ligne et image test = non (signifie que l'image a une valeur scientifique). Tapez OK pour continuer.


3.6.1 Cas de l'image OBJO

On estime le fond de l'image vu dans l'inter-ordre et on le soustrait, puis l'on divise l'image par le flat-field normalisé (si disponible). Ensuite on extrait les ordres en utilisant l'algorithme de Horn (extraction pondérée et élimination des cosmiques par comparaison du profil de l'ordre). On divise finalement par le spectre du flat-field calculé lors de la localisation des ordres (image S2D ffo), puis l'on sauve l'image sous la forme d'un spectre S2D et le fichier s2d/s2dbook.dat est mis à jour.

On filtre par la suite tous les pixels en émission, en vue d'une éventuelle corrélation, et l'on calcule le flux moyen le long de chaque ordre. Toutes ces opérations sont automatiques et ne demandent pas d'intervention de la part de l'observateur. A ce stade l'observateur a la possibilité de visualiser le spectre (cf. fig. 3.3).

Fig. 3.3 - le bouton plot provoque l'affichage d'un ordre du spectre redressé par le spectre de la fonction de blaze (image S2D blzo) déterminé avec le tungstène (par défaut sur l'écran). Cette option demande par la suite une action sur la souris pour zoomer ou sortir du plot. Le bouton S/N view permet d'afficher le flux moyen le long de chaque ordre (avec possibilité de zoomer). Cette option demande également une action sur la souris pour zoomer ou sortir du plot. Tapez continue pour quitter ce panneau et continuer.

Attention, tant que vous ne quittez pas ce panneau, la réduction est arrêtée.

Finalement vous arrivez dans le panneau de la corrélation (cf. fig. 3.4). Si vous n'êtes pas intéressé par ce calcul faites fin de réduction. Le spectre sauvé est donc sous forme S2D. Il est corrigé du Flat-Field et calibré en longueur d'onde (selon description dans l'Annexe A) dans le référentiel géocentrique. On peut facilement le ramener au référentiel barycentrique du système solaire en utilisant la correction BERV (à ajouter) disponible dans les descripteurs de l'image.


3.6.2 Cas de l'image OBJ2

On extrait tout d'abord la fibre ciel sans l'option d'élimination des cosmiques et sans "flat-fielder" l'image (pour gagner du temps vu que l'information spectrale est faible). Puis l'on extrait, avec élimination des cosmiques, la fibre objet. On divise par le spectre du flat-field, puis l'on sauve l'image sous la forme d'un spectre S2D. Attention, il est à remarquer que l'on ne soustrait pas le fond de l'image, les ordres sont trop rapprochés pour bien le définir.

Par la suite le traitement du spectre est identique à celui de l'image OBJO sans la soustraction du fond de l'image.


3.6.3 Cas de l'image OBTH

On extrait tout d'abord le spectre du thorium (sur la fibre ciel) et l'on calcule la dérive du spectrographe par rapport à la dernière calibration (par corrélation numérique). Dans ce mode de travail, il est donc nécessaire d'effectuer durant la nuit des poses de calibration avec le thorium 2-fibres THA2 (et non pas des poses THAO), afin que la dérive se rapporte directement à la dernière calibration effectuée.

Par la suite le traitement du spectre est identique à celui de l'image OBJO sans la soustraction du fond de l'image. La dérive du spectrographe est par la suite prise en compte automatiquement dans le calcul de la CCF. Afin de garantir une précision maximale sur la correction du mouvement de la Terre, le programme utilise le temps de pose moyen calculé avec le posemètre (variable timecg).


3.7 La corrélation numérique

Fig. 3.4 - Le bouton corrèle lance le calcul de la corrélation avec les options spécifiées (voir le détail des options dans le texte).


La corrélation numérique effectuée ici reproduit le processus de corrélation de type CORAVEL. Le programme utilise des masques ("template") formés de trous choisis pour coïncider avec les raies du spectre d'une étoile froide.

Les masques à disposition des utilisateurs sont:

Les CCFs sont calculées en vitesse exprimée par rapport au barycentre du système solaire.
Les options de calcul pour la corrélation sont:

L'enchaînement des opérations réalisées lors de la corrélation dépend du type de l'image. Dans le cas d'une image de type OBJO ou OBTH la corrélation s'effectue selon les options spécifiées dans le panneau de réduction (fig 3.4). Une fois la CCF calculée, un nouveau panneau apparaît (cf. fig.3.5). Il permet d'ajuster une gaussienne (ou une double gaussienne) sur la CCF. En quittant ce panneau la CCF est sauvée et le fichier corbook.dat mis à jour.

Fig. 3.5 - ajuste permet d'ajuster une gaussienne (ou double gaussienne) à la CCF affichée, en précisant avec la souris la position du bord gauche et droite de celle-ci. Le programme calcule l'ajustement de façon à couvrir ±12. Le bouton plot CCF permet d'imprimer la CCF sur l'imprimante. Le bouton continue quitte le panneau en sauvant la CCF et son ajustement (si il existe).


3.7.1 Cas d'une image OBJ2

Attention, pour les poses OBJ2 le programme commence par corréler la fibre ciel avec le masque choisi par l'utilisateur. Celle-ci s'effectue de -60 à 60 km/s quelques soient les options de corrélation choisies pour l'objet. Une fois la CCF calculée, un petit panneau se superpose au panneau de corrélation. Si un pic est visible ajustez le sinon continuez. Le programme commence alors la corrélation de la fibre objet en fonction des options choisies. Il va ensuite soustraire la CCF ajustée du ciel à celle calculée pour l'objet. Dans le cas où il n'a pas été possible d'ajuster une CCF sur la CCF du ciel, le programme corrige néanmoins la CCF de l'objet du flux continue moyen du ciel estimé à l'aide du continu de la CCF du ciel. A remarquer, lors de l'affichage de la corrélation grossière, le pic du ciel n'est pas encore soustrait.


3.8 Fin de nuit

La fin de nuit génère deux fichiers résumés (fulls2dbook.dat et fullcorbook.dat) et les imprime. Ensuite elle termine la session. Un petit panneau apparaît durant le processus de fin de nuit. Il permet d'imposer un traitement plus complet:
Le traitement complet calcule des spectres réechantillonés en longueur d'onde (dans le répertoire s2dr) et des spectres réechantillonés et redressés par la fonction de blaze (dans le répertoire s2drff). Le calcul est automatique, il prend approximativement 2 minutes par spectre. Vous n'avez pas besoin d'être présent, le programme de réduction et de contrôle ELODIE se termine de façon automatique (vous restez toutefois en session sur le terminal).





Annexe A

Calibration en longueur d'onde des images S2D

Les images S2D conservent la structure en pixel de l'image brute le long de la dispersion principale. La description en longueur d'onde de ces images est alors conservée à l'aide de plusieurs descripteurs dans l'image. Ceux-ci permettent d'exprimer à l'aide d'une relation analytique, la correspondance entre la description en pixel et en longueur d'onde de l'image S2D.


A.1 Description analytique utilisée

La relation analytique suivante est utilisée :

La fonction qui décrit m est entièrement définie par les descripteurs. La normalisation de est effectuée à l'aide de ses extrémas tels que is a proper subset of [-1,1]. La normalisation de x peut s'effectuer de deux manières. Le choix est géré par un descripteur. Soit l'on normalise x entre 1 et NX de sorte que is a proper subset of [-1,1], soit l'on normalise chaque ordre en s'aidant des limites gauche et droite de ceux-ci.

A.2 Description des descripteurs

La définition des limites gauche et droite des ordres est gérée par les descripteurs XLIMG et XLIMD (la numérotation indique le numéro de l'ordre; équivalent au numéro de la ligne). Le descripteur OLIMLL indique le choix de normalisation. Si OLIMLL = 1, NX est choisi, sinon on utilise XLIMG et XLIMD. DEGXLL et DEGOLL sont respectivement les degrés de polynômes de Chebyshev en fonction des x et en fonction des ordres.

L'ordre vrai du réseau est défini à l'aide des descripteurs LLPARS et LLOFFSET :

m = LLOFSET + LLPARS o

Les coefficients du polynôme sont stockés dans les descripteurs COELL. Ils correspondent aux Ai,j avec la convention suivante :

A0,0 = 0.25 COELL(1)
Ai,0 = 0.5 COELL(1+(DEGOLL+1)i) (0 < i DEGXLL)
A0,j = 0.5 COELL(1+j) (0 < j DEGOLL)
Ai,j = COELL(j+1+(DEGOLL+1)i) (i 0,j 0)




Annexe B

Description des entêtes des fichiers

B.1 biasX.dat

B.2 cor/corbook.dat

B.3 dark.dat

B.4 delth.dat

B.5 ll(o/c).dat

B.6 loc(o/c).dat

B.7 nightbook.dat

B.8 posemetre.dat

B.9 s2d/s2dbook.dat



Annexe C

Pixels défectueux

Table C.1 : Liste des pixels défectueux reconnus et 
corrigés par interpolation dans le programme de réduction

X Y X Y -------------------------------------------------------- 458 931->1024 455 487 458 7 458 487 458 39 458 519 458 71 458 551 458 103 458 583 458 135 458 615 458 167 458 647 458 199 458 679 458 231 458 711 458 263 458 743 458 295 458 775 458 327 458 807 458 359 458 839 458 391 458 871 458 423 458 903 913->914 771->1024 422 869->1024 248 441->1024 554 614->1024 966 199->1024 952 758->763 5 924->1024 --------------------------------------------------------


HTML Version : Septembre 1997 (S.A.Ilovaisky/R.Genevois)