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 23ème 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
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).
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
(oopt
< 1.135 (km/s) pour la fibre
objet, copt < 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
- Ai,j le coefficient de Chebyshev
- Ti 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 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 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
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
corrigˇs 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)