Table des matières
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.
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.
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 ----------------------------------------------------------------------------------
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)
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 ---------------------------------------------------------------------------------------------------
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).
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.
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.
L'opération de calibration est automatique, elle ne demande aucune intervention de l'observateur.
Les poses OBTH sont à utiliser uniquement dans le mode corrélation pour des mesures de vitesse de très haute précision (< 100 m/s).
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.
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).
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.
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)
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
Table C.1 : Liste des pixels défectueux reconnus et corrigés par interpolation dans le programme de réductionX 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 --------------------------------------------------------