tgmet

détermination des paramètres atmosphériques

Vous trouverez une description tres détaillée de la méthode dans :

"On-line determination of stellar atmospheric parameters Teff, log g, [Fe/H] from ELODIE echelle spectra. I - The method."

Katz D., Soubiran C., Cayrel R., Adda M., Cautain R., 1998, A&A 338, 151. article

La méthode que nous utilisons pour déterminer les paramètres atmosphériques d'une étoile observée avec ELODIE repose sur l'ajustement par moindres carrés du profil spectral de cet objet avec une série de spectres d'étoiles bien connues (standards) observées aussi avec ELODIE, et qui constituent notre bibliothèque de spectres de référence. La comparaison du spectre de l'objet et des spectres de référence est réalisée independamment sur les 15 ordres les plus significatifs du point de vue de l'information spectrale. Auparavant le spectre s2d (image 1024 x 67 des ordres extraits non redressés) doit subir une série de traitements :

Calibration en longueur d'onde :

La calibration en longueur d'onde du spectre a été réalisée au moment de l'extraction des ordres à partir des poses de Thorium+Argon et tous les coefficients sont écrits dans le header après le passage dans TACOS (voir doc ELODIE).

Redressement des ordres :

Nous avons modélisé un continuum à partir du spectre ELODIE de quatre étoiles géantes rouges très déficientes présentant très peu de raies. Le redressement est réalisé en divisant barreau par barreau, pixel par pixel le spectre objet par ce continuum normalisé. Pour éviter le bruit sur les bords des ordres, les pixels correspondant à une valeur du continuum inferieure à 0.5 ont été éliminé du traitement.

Nettoyage des cosmiques et pixels defectueux :

Suivant le temps de pose les images s2d peuvent comporter plus ou moins d'impacts de rayons cosmiques, et indépendament du temps de pose il existe aussi des pixels dont la sensibilté est défaillante. Les flux correspondants peuvent faire diverger l'ajustement par moindres carrés et donc une élimination très soigneuse de ces pixels est indispensable, le problème étant de reconnaitre ces pixels dans un spectre bruité ou dans une raie en absorbtion.

Le nettoyage utilise trois methodes :

• Dans les étoiles de types F5 à K9 et dans la zone spectrale couverte par ELODIE, les raies stellaires sont toutes en absorption. La première méthode consiste donc à estimer le flux moyen puis la limite supérieure du bruit de photons et à supprimer tous les pixels dont la valeure dépasse cette limite. Cette méthode permet d'éliminer les cosmiques affectant le continu.
• La seconde méthode consiste à calculer les résidus en chaque point du spectre, de l'ajustement par un polynome du second degré de tous les groupes de quatre pixels consecutifs. Chaque pixel est caractérisé par quatre residus qui sont quadratiquement sommés pour donner un résidu global. Le continu, ainsi que les raies peuvent facilement, sur quatre pixels consecutifs, etre modélisés par un polynome d'ordre deux. Leurs pixels sont donc caractérisés par de faibles résidus. Les cosmiques et les pixels défectueux par contre possédent de forts résidus à cause de la variation rapide et à petite échelle (1 ou 2 pixels) de leurs valeurs par rapport à celles de leurs voisins. Cette méthode consiste donc à supprimer tous les pixels dont les résidus excèdent un certain seuil (ce seuil a été déterminé en fonction de la valeur des résidus rencontrés dans les raies les plus fines, cf : troisième méthode). Cette seconde méthode redétecte les cosmiques affectant le continu et élimine les cosmiques affectant les raies ainsi que les pixels défectueux.
• Dans certaines étoiles aux raies d'absorption très fines les pixels constituant les raies peuvent posseder des résidus comparables à ceux de pixels faiblements déficients. La nécessité de ne pas abimer les raies nous a donc conduit à ne pas supprimer les pixels les moins défectueux par la seconde méthode. Pour résoudre ce probléme nous avons constitué un catalogue des pixels les plus fréquement défectueux (sur l'ensemble des étoiles). La troisième méthode consiste à supprimer tous les pixels contenus dans ce catalogue.

Soustraction du fond de ciel

Si la pose est de type OBJ2, l'image s2d de la fibre ciel est retranchéee pixel par pixel aprés avoir été redressée et nettoyée des rayons cosmiques et des pixels defectueux.

Convolution du spectre

La résolution instrumentale d'ELODIE est environ 7.14 km/s (FWHM) mais à cause de la rotation de l'étoile et des mouvements de son atmosphère on observe un élargissement des raies, donc une diminution de la resolution, qui est mesuré par la largeur du pic de corrélation dans l'ajustement de la vitesse radiale (sigma Vr = FWHM/2.35). Pour les étoiles qui nous intéressent, on trouve le plus souvent pour sigma Vr des valeurs inférieures à 5.5 km/s mais pour certaines étoiles très chaudes ou bien des super-géantes ou des binaires spectroscopiques on obtient des valeurs nettement superieures. De maniere à comparer des spectres à la meme resolution, le spectre de l'objet est convolué par une gaussienne d'écart-type sigma = sqrt(5.5**2-sigmaVr**2), comme l'ont été toutes les étoiles de la bibliothèque. Dans le cas où l'objet a un sigmaVr superieur à 5.5 km/s, on convolue toute la bibliotheque à la meme resolution que l'objet. A partir d'une resolution de 20 km/s (FWHM) les résultats de tgmet deviennent incertains. La convolution se fait sur 7 pixels et quand il manque un pixel éliminé au nettoyage, c'est 7 pixels consécutifs qui sont éliminés du spectre.

Elimination des raies telluriques :

Tous les spectres n'étant pas pris dans les memes conditions de masse d'air, il est nécessaire d'éliminer de la comparaison les zones où peuvent apparaitre des raies d'absorbtion dues à l'atmosphère terrestre. Nous avons repéré ces raies dans la table de Roland du spectre solaire, elles se situent principalement dans les ordres rouges. Nous supprimons des spectres, un certain nombre de pixels autour de la longueur d'onde de chaque raie. Ce nombre est fixé par la largeur équivalente de la raie.

Ajustement horizontal des longueurs d'onde :

Les longueurs d'onde des spectres de référence doivent etre décalées de manière à s'ajuster sur la vitesse radiale de l'objet. Mais la différence de vitesse radiale entre standards et objet ne correspondant pas à un nombre entier de pixels, une interpolation (méthode de Bessell) des flux des standards est réalisée.

Ajustement vertical des flux :

Les flux interpolés des standards sont ajustés sur les flux de l'objet par une relation linéaire : Faj = a*Fint, a étant déterminés par moindres carrés sur chaque ordre, les pixels étant pondérés par la valeur correspondante du continuum. Nous avons fait de nombreux essais avec un ajustement à 2 degrés de liberté du type Faj = (a+b*lambda)*Fint, et en pondérant les pixels par l'erreur du au bruit de lecture du CCD et au bruit de photons mais c'est finalement la formule la plus simple qui a permis d'obtenir les meilleurs résultats.

Solution :

Le rms, moyenné sur les 15 ordres pris en compte dans le traitement, permet de décider de la ressemblance d'un ou plusieurs standards avec l'objet considéré. Ce critere est équivalent au ki2 réduit dans la pratique. Une valeur proche de 1 indique un bon ajustement. Les paramètres atmosphériques de l'objet sont déterminés en faisant une moyenne pondérée des paramètres des standards les plus ressemblants.

Quelques graphiques ....

Caroline Soubiran (mail)
David Katz (mail)