tgmet

détermination des paramètres atmosphériques

Le programme tgmet effectue la calibration en longueur d'onde, le redressement, le nettoyage des cosmiques et des pixels defectueux, l'élimination des raies telluriques du spectre, et la détermination des paramètres atmosphériques par comparaison à une bibliothèque de spectres de référence. Il permet également de visualiser l'ajustement, ordre par ordre, entre l'étoile observée et les différentes étoiles de référence.

Pour exécuter tgmet vous devez travailler sur la station "alix". Il suffit pour cela de lancer la commande :

Il faut vous assurer de disposer des données nécessaires : une image s2d du spectre de l'étoile (1024 x 67 en fits ou bdf) avec éventuellement l'image s2d du fond de ciel correspondante, la vitesse radiale et le sigma du pic de corrélation déterminés par TACOS, et le S/N moyen du spectre. Deux cas peuvent se présenter :

• Cas 1 : vous voulez utiliser tgmet sur un spectre de la mission en cours. C'est le cas le plus simple, vous n'avez à entrer que la date d'observation (ex : 19970424), le numéro de la pose (ex : 08), et l'existence ou non d'un fond de ciel. Le programme ira chercher images et renseignements nécessaires dans le répertoire adapté et il suffit d'attendre le résultat pendant 7 mn environ.

• Cas 2 : vous voulez utiliser tgmet sur un spectre plus ancien. Il faut alors avoir copié sur votre répertoire courant l'image s2d correspondante, en fits ou bdf, avec éventuellement le fond de ciel, et vous entrerez les données nécessaires (Vr, S/N ...) en répondant aux questions.

Les étapes du programme :

• Mise en place des données : transformation des images fits ou bdf en 2 fichiers ASCII (pixels et header), mise à jour du header avec les renseignements nécessaires.

• Traitement du spectre de l'étoile et de son fond de ciel :
• Calibration en longueur d'onde à l'aide des coefficients déterminés par TACOS et stockés dans le header (cf : Guide de l'utilisateur Elodie, Annexe A).
• Redressement des ordres : Le spectre est divisé par un continuum normalisé modélisé à partir de quatre étoiles très déficientes.
• Elimination des cosmiques et des pixels defectueux
• Convolution du spectre
• Suppression des raies telluriques

• Comparaison du spectre avec une bibliothèque de spectres ELODIE d'étoiles de réference : la comparaison des spectres standard/objet implique l'ajustement horizontal, donc l'interpolation des longueurs d'onde, et l'ajustement vertical des flux par moindres carrés. On ne travaille que sur les 15 ordres les plus significatifs. Les longueurs d'onde de chaque standard sont décalées et interpolées par la méthode de Bessell pour s'ajuster sur celles de l'objet. Les flux de chaque standard sont ramenés à la valeur moyenne du flux de l'objet en pondérant chaque pixel par la valeur du continu normalisé utilisé dans le redressement, ce qui donne moins de poids aux bords des ordres qui sont plus bruités. On compare l'écart quadratique moyen obtenu, ou ki2 réduit, avec les différents standards et la solution est calculée en effectuant une moyenne pondérée des paramètres atmosphériques des standards présentant la plus basse dispersion à l'ajustement.

Résultats :

Les paramètres sont présentés avec une barre d'erreur qui dépend du S/N de l'objet et de sa position dans l'espace des paramètres. On s'attend a de moins bons résultats a bas S/N (< 10), et pour les étoiles déficientes ([Fe/H] < -1) a cause du nombre moins important d'étoiles de comparaison dans cette zone, et aussi a cause du nombre moins important de raies dans le spectre. A S/N=10, la précision des résultats varie de 80 a 160 K, de 0.20 a 0.45, 0.14 a 0.22 pour Teff, log(g) et [Fe/H] respectivement, suivant la position dans l'espace des paramètres. Bien sur, aucun résultat valable ne peut etre obtenu hors des bornes de température annoncées. Par ailleurs, nous ne garantissons pas la validité des résultats pour les étoiles dont les raies seraient très élargies. Actuellement, nous avons des résultats corrects jusqu'a une résolution FWHM de 20 km/s.

Pour en savoir plus sur la méthode .....

Quelques graphiques .....

Caroline Soubiran (mail)
David Katz (mail)