ELODIE Reduction (Guide)

ELODIE

Guide de l'utilisateur
Programme de Réduction

queloz@scsun.unige.ch Version : 23 septembre 1994

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 developpé à l'Observatoire de Genève. La partie générale concernant l'interpréteur a été construite par L. Weber et celle concernant la réduction des spectres échelles, par D. 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 controlé 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 de la machine 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 longueur 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 différé 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 23^ème pose de la nuit sous fram0023. Cette même image extraite (la fibre objet) est codée llo0023 et sauvée sous le répertoire s2d.

Le programe de réduction gère 4 structures d'image spécifique ou type d'image: images brutes, images des spectres extraits à deux dimensions (codées S2D), images des spectres rééchantillonnées en longueur d'onde (codées S2Dr), images des fonctions de corrélations (codées COR). Afin d'éviter la confusion des types d'image on répartit ceux-ci dans des sous-répertoires portant leur nom. Les images brutes (non réduite) 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 utilisés lors du sauvetage des images

------------------------------------------------------------------------------------- identificateur type de l'image dimension description 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 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 llo S2D 1024x67 Thorium-Argon fibre objet llc S2D 1024x67 Thorium-Argon fibre ciel ffo S2D 1024x67 Tungstène fibre objet divisé par l'image blzo ffc S2D 1024x67 Tungstène fibre ciel divisé par l'image blzc obj 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 -------------------------------------------------------------------------------------

Table 2.2 : Liste des codes des différentes poses

------------------------------------------------------ type de pose code associé ------------------------------------------------------ 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 ------------------------------------------------------

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 toutes les images:

TYPE décrit le type de l'image (code TACOS) et le type de pose (cf table 2.2)
VERSION contient le numéro de la version de l'ensemble de traitement TACOS
LASTCOMP contient la date de la dernière compilation de INTER-TACOS
NOCCD code le type de CCD
NOCONFIG code la configuration générale ELODIE
CCDGAIN indique le gain en e^-/ADU
IMABIAS nom de l'image d'offset utilisée
TEMP(8) température en fin de pose: 1=CCD; 2=mise à point; 3=pièce de fonderie; 4=granit; 5-8 inutilisées
PRESSUR inutilisée
HUMID inutilisée
NOCORREF numéro du correcteur de réfraction utilisé
ANGCREF angle (deg. ) du correcteur de réfraction
NONUIT numéro de l'image dans la nuit
NOETER numéro éternel de l'image
COMMENT commentaire sur la pose
O_CUMUL nombre de poses cumulées pour construire cette image
O_TIME(5) date TU du milieu de la pose: 1=année; 2=mois; 3=jour; 4=heure décimale; 5=durée de la pose en secondes
TEL_POS(2) position alpha, delta du télescope respectivement en heures et degrés décimaux
OBSERVER nom du USER sur la machine
CAT_... Codage de l'objet (cf. manuel du cataloguage)

Figure 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.

2.1.2 Spectres extraits

L'image du spectre extrait standard de 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 la figure 2.1). On appelle ces images: spectres à deux dimensions, elles sont codées (S2D) et sont stockées dans le répertoire s2d de la nuit. Cette image conserve en plus des descripteurs généraux associés à toutes les images brutes, ceux spécifiques à ce type d'image:

NORDER contient le nombre d'ordres de l'image. Il doit correspondre à la dimension
de l'image dans la direction des Y (valeur conservée dans la variable NY)
XLIMD(i) indique la limite physique (en pixel) droite de chaque ordre. Le numéro de l'ordre est représenté par la variable i et vaut au plus NORDER
XLIMG(i) idem à XLIMD mais pour le côté gauche de chaque ordre.
LLPARS paramètre pour la calibration en longueur d'onde (cf Annexe A)
LLOFFSET paramètre pour la calibration en longueur d'onde (cf Annexe A)
OLIMLL paramètre pour la calibration en longueur d'onde (cf Annexe A)
COELL paramètre pour la calibration en longueur d'onde (cf Annexe A)
DEGXLL paramètre pour la calibration en longueur d'onde (cf Annexe A)
DEGOLL paramètre pour la calibration en longueur d'onde (cf Annexe A)
DEGXLL paramètre pour la calibration en longueur d'onde (cf. Annexe A)
DEGOLL paramètre pour la calibration en longueur d'onde (cf. Annexe A)

D'autres variables sont également présentes, elles décrivent la position des ordres (internes à l'environnement TACOS).

             Table 2.3 : Fichiers mis à jour 
           par le programme de réduction automatique
-----------------------------------------------------------------------------------------------
nom du fichier     description   
-----------------------------------------------------------------------------------------------                                                               
nightbook.dat      journal de la nuit, 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         
s2D/s2book.dat     donne la liste des spectres réduits                                          
cor/corbook.dat    indique les corrélations effectuées et le résultat des ajustements           
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)                                                                        
bias1.dat          indique les poses d'offset effectuées pour le gain 0.4                       
bias2.dat          indique les poses d'offset effectuées pour le gain 0.8                       
bias3.dat          indique les poses d'offset effectuées pour le gain 2                         
bias4.dat          indique les poses d'offset effectuées pour le gain 4                         
badpixXXXX.dat     pixels corrigés lors de l'extraction du spectre objXXXX                      
-----------------------------------------------------------------------------------------------

Les images S2D rééchantillonnées en longueur d'onde sont décomposées ordre par ordre et conservées dans le répertoire s2dr sous la nuit courante. Leur codage est le suivant "nom de l'image"n"numéro de l'ordre" (ex: obj0010n01, pour l'image ndeg. 10 ordre 1). Sous le répertoire s2drff on trouve les images rééchantillonnées et redressées avec le spectre du tungstène normalisé. Attention, les répertoires s2dr et s2drff (avec leurs images correspondantes) sont uniquement crés en fin de nuit (cf. la partie 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 (voir fig 2.2). Ces fichiers sont sous forme ASCII le séparateur de colonnes est le tabulateur (excepté badpixXXXX.dat). La description détaillée du contenu des colonnes de chaque fichier est faite dans l'Annexe B.

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. Une pose d'offset avec gain 2 e^-/ADU doit au moins être effectuée, car c'est avec ce gain que sont réalisés toutes les poses de calibrations. Durant la nuit il est possible d'effectuer de nouvelles poses d'offset. Le programme de réduction utilise cependant uniquement la dernière pose pour corriger les autres images. Pour chaque pose d'offset le programme calcul 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 dèfinition 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 sur l'ordre et l'autre, celle le long des ordres dans la direction de la dispersion principale.

La calibration en longueur d'onde est effectuée à l'aide d'une lampe Thorium-Argon. Il est important de calibrer le spectrographe au moins au début de la 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 toute 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 simultanées.

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 a 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 Didier Queloz avant la mission).

Chapitre 3

La réduction étape par étape

3.1 Calcul de l'offset réduit

Le calcul de l'offset réduit permet de disposer facilement et rapidement d'une image d'offset bi-dimensionnelle avec une erreur inférieure à 1e^-. 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 6

_RON. 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). Le traitement de l'image d'offset est automatique. Il ne demande aucune intervention de l'observateur.

3.2 Localisation des ordres et calcul de leurs géométries

En début de mission 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.

Dans la situation d'un début de nuit, on repère uniquement la position des ordres, puis on 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 degré 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:

loco(/locc) l'image du spectre S2D du tungstène sur les ordres objet (/ciel)
blzo(/blzc) Le spectre loco(/locc) ajusté par un polynome de degré 15 et maximisé à 1. Cela correspond à une mesure de la réponse du blaze du spectro.
ffo(/ffc) le spectre loco(/locc) divisé par blzo(/blzc). Cela fournit un spectre de Flat-Field.

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

Figure 3.1 La séquence définit les lim et localise, det. la forme verticale, localise & définit FF est à exécuter en début de mission uniquement et dans l'ordre suggéré. Une localisation des ordres en début de nuit ou pendant celle-ci, ainsi qu'une redéfinition du spectre de Flat-Field en cours de nuit est à effectuer uniquement avec le bouton du haut (localisation & définit le FF).

3.3 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. 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 à 1 localement pour chaque x a pour terme générique FFno (ou FFnc dans le cas de la fibre ciel). Le Flat-Field dans le sens de la dispersion se fait automatiquement à l'aide du spectre du tungstène. Cette opération s'effectue sur les images S2D de sorte que l'observateur peut à postériori revenir en arrière et utiliser un autre spectre de référence (étoile spectro-photométrique). 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 normalisée 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.

3.4 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 testée (

^o_opt < 1.135 (km/s) pour la fibre objet,

^c_opt < 1.185 pour la fibre ciel). Si la procédure de calibration se termine correctement, sans diagnostic d'erreur, la qualité de la calibration est garantie à quelques m /s. L'opération de calibration est automatique, elle ne demande aucune intervention de l'observateur.

3.5 De l'image brute au spectre extrait

Trois expositions différentes sont disponibles avec ELODIE:

Pose avec la fibre objet seule (codée OBJO)
Pose avec les deux fibres (objet et ciel, codée OBJ2)
Pose avec la fibre ciel illuminée par la lampe de Thorium (codée OBTH)

L'observateur qui désire obtenir des spectres avec un haut rapport signal sur bruit (S/N) pour une étude spectroscopique détaillée d'objet relativement brillant 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. Les poses OBJ2 doivent être reservées à des études spectroscopiques moins précises et pour des objets plus faibles. La soustraction du spectre du ciel au spectre de l'objet est laissée à l'observateur. Seule la fonction de corrélation de l'objet est automatiquement soustraite par celle du ciel. Les poses OBTH sont à utiliser uniquement dans le mode corrélation pour des mesures de vitesse de très haute précision (100 m/s). Pour les trois types d'image le début du traitement est identique: le programme corrige les pixels défectueux, soustrait l'offset et transforme l'image en électrons. Puis un contrôle des différences de coordonnées télescope et 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.

3.5.1 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. Ensuite on extrait les ordres en utilisant l'algorithme de Horne (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.

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

Figure 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.) 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.

3.5.2 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.

3.5.3 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 uniquement des thorium 2-fibres (THA2) afin que la dérive se rapporte directement à la 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.

3.6 La corrélation numérique

La corrélation numérique effectuée ici reproduit le processus de corrélation de 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:

R37000K0 masque standard valide pour l'ensemble des étoiles froides (G,K,M précoce)
R37000F0 masque optimisé pour des objets légèrement chauds (objets aux alentours de F0).
TH masque du Thorium
prive1-5 cinq masques vides disponibles pour les observateurs (stocké sous /elodie/masques_prive/

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

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

corrélation grossière Permet un calcul de -350 à +350 km/s (dV=5 km/s) pour une étoile avec une vitesse inconnue. Une fois le pic calculé, selectionnez celui-ci avec la souris pour que la corrélation s'effectue dans le domaine de vitesse sélectionné avec la vitesse centrale correspondant à la valeur sélectionnée.
Vctr pour correl Vitesse centrale de la zone de calcul (km/s)
largeur CCF largeur du domaine de calcul. Pour une étoile sans rotation utiliser le mode normal (+/-60 km/s, dV=2 km/s). Pour une étoile en rotation ou binaire spectroscopique utilisez le mode large (+/-120 km/s, dV=3 km/s). Pour des cas extrêmes de binaires spectroscopiques avec des pics très éloignés employez le mode xlarge (+/-250km/s, dV=3 km/s). Attention plus le domaine est grand plus le temps calcul augmente. N'utilisez le mode large que si cela est nécessaire. Le mode xlarge est à réserver aux cas exceptionnels.

L'enchainement 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 apparait (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.

Figure 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 +/-6. 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 (s'il existe).

3.6.1 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. 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 continu moyen du ciel estimé à l'aide du continu de la CCF du ciel. Attention lors de l'affichage de la corrélation grossière le pic du ciel n'est pas encore soustrait.

3.7 Fin de nuit

La fin de nuit genère deux fichiers résumés (fulls2dbook.dat et fullcorbook.dat) et les imprime. Ensuite elle termine la session. Un petit panneau apparait durant le processus de fin de nuit. Il permet d'imposer un traitement plus complet: Le traitement complet calcule des spectres rééchantillonnés en longueur d'onde (dans le répertoire s2dr) et des spectre rééchantillonnés 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 termine la session de façon automatique.

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 :

x la position du pixel le long de la dispersion principale
la position du pixel x normalisée
o le numéro de l'ordre (correspond au numéro de la ligne)
m une approximation de l'ordre du réseau, m = f(o)
m^-1 normalisé
A_i,j le coefficient de Chebyshev
T_i le polynôme de Chebyshev d'ordre i

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], 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 A_i,j avec la convention suivante :

A_0,0 = 0.25 COELL(1)
A_i,0 = 0.5 COELL(1+(DEGOLL+1)i) (0 < i DEGXLL)
A_0,j = 0.5 COELL(1+j) (0 < j DEGOLL)
A_i,j = COELL(j+1+(DEGOLL+1)i) (i 0,j 0)

Annexe B

Description des entêtes des fichiers

B.1 nightbook.data

datenuit date de la nuit
imanum numéro de l'image dans la nuit
imatyp type de pose
noprog cf manuel du catalogue
nocat cf manuel du catalogue
nocoda cf manuel du catalogue
nocodb cf manuel du catalogue
nodup cf manuel du catalogue
date date TU du milieu de la pose
TU heure TU du milieu de la pose
exptim durée de l'ouverture de l'obturateur en secondes
ratel alpha du télescope en heures décimales
detel delta du télescope en degrés décimaux
delco écart entre les coordonnées du télescope et celles du catalogue en degré décimaux
comment commentaires

B.2 ll(o/c).dat

tu heure TU de la pose
imadir date de la nuit
file numéro de l'image
dtime intervalle de temps en secondes avec la précédente image
degx degré en X de la solution
delv Vr, de la CCF par rapport à la précédente solution
slstcal de la gaussienne avec la précédente solution
vcal Vr de la CCF avec cette solution
scal de la CCF avec cette solution
nraies nombre de raies utilisées pour contraindre la solution
llcsig racine de l'écart quadratique moyen de l'ajustement en Å

B.3 loc(o/c).dat

tu heure TU de la pose
dirnui date de la nuit
fileno numéro de l'image
coeloc coefficient COELOC(1). Il caractérise le positionnement des ordres. L'écart entre deux coeloc/4 donne le déplacement des ordres en pixels.
action décrit les opérations de localisation effectuées avec cette image (pos ou shap)

B.4 s2d/s2dbook.dat

imanum numéro de l'image
type fibre (obj ou ciel)
imaloc localisation des ordres utilisée
imacal calibration utilisée
sn S/N moyen par pixel sur l'ordre 47 ( ~ 5550 Å)
jdbint valeur entière du jour Julien
jdbfra valeur fractionnaire du jour Julien

B.5 cor/corbook.dat

imanum numéro de l'image
type fibre (obj ou ciel)
masque nom du masque
vcmin Vr inférieur de la fenêtre de corrélation en (km/s)
vcmax Vr supérieur de la fenêtre de corrélation en (km/s)
vstep pas de corrélation en km/s
extcor facteur de s décrivant la zone d'ajustement de la CCF
fittyp type d'ajustement réalisé : (0=aucun, 1=gaussienne simple, 2=double gaussienne)
vfit Vr (km/s) ajustée
sigfit (km/s) ajusté
ampfit contraste du pic
vfit2 Vr de la deuxième composante si double gaussienne
sigfit2 de la deuxième composante si double gaussienne
ampfit2 contraste de la deuxième composante si double gaussienne
ctefit Continu de la CCF normalisée
maxcpp Nombre de coups moyen par pixel du spectre vu par les trous du masque dans le continu de la CCF
ntrou nombre de trous utilisé durant la corrélation
transm transmission du masque durant la corrélation
corst l minimum du spectre vu par le masque
corend l maximum du spectre vu par le masque
ordmin numéro de l'ordre inférieur du spectre corrélé
ormax numéro de l'ordre supérieur du spectre corrélé
option inutilisé

B.6 biasX.dat

tu heure TU de la pose
datenuit date de la nuit
file numéro de l'image
gain gain de l'image en e^-/ADU
moy niveau en ADU de l'offset
sig dispersion en ADU de l'offset (donne le bruit de lecture)

Annexe C

Pixels défectueux

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

X Y ordre(objet X Y ordre(objet -------------------------------------------------------------------------------------- 458 996->1024 458 487 458 7 458 519 458 39 458 551 458 71 458 583 458 103 458 615 458 135 458 647 458 167 458 679 458 199 458 711 458 231 458 743 458 263 458 775 458 295 458 807 458 327 458 839 458 359 458 871 458 391 458 903 458 423 458 935 458 455 458 967 913->914 771->1024 542->1024 1024 51->67 248 441->1024 554 614->1024 966 199->1024 422 869->1024 5 924->1024 952 758->763 --------------------------------------------------------------------------------------

HTML Version : 15 May 1996 (S.A.Ilovaisky)