Mise en œuvre de la correction

−2.5 × log_S!_i(λ) pseudo continuum ; = log (K_⊕(λ)) + ρ × log(zi) (9.10) Une absorption optiquement mince correspond `a ρ = 1 (l’att´enuation est proportionnelle `a la masse d’air). En revanche, les raies telluriques satur´ees comme les raies Fraunhofer A et B, ont une largeur ´equivalente qui croˆıt proportionnellement `a la racine de la masse d’air, c’est `a dire ρ = 0.5. Selon des observations effectu´ees par (Wade and Horne 1988) en 1988, pour des masses d’air allant de 1 `a 2, il s’av`ere que la valeur de ρ pour les raies Fraunhofer est plutˆot de l’ordre de 0.6.

La mˆeme approche que celle de Wade a ´et´e utilis´ee `a partir des donn´ees de SNfactory pour d´eterminer la valeur du param`etre ρ. `A partir de toutes les ´etoiles standards d’une mˆeme nuit d’observation, on proc`ede `a un ajustement lin´eaire du logarithme de l’aire sous une raie en fonction du logarithme de la masse d’air, selon l’´equation (9.10). Le r´esultat obtenu confirme les chiffres de la litt´erature et sont mis en ´evidence dans la figure9.4pour la nuit 06 014.

Bien qu’il soit possible de faire cet ajustement pour chaque nuit d’observation, afin de rendre la chaˆıne de production plus robuste, il a ´et´e choisi, de fixer le coefficient ρ `a 0.58 pour les raies satur´ees O2 et d’imposer ρ = 1 pour les autres raies.

9.3.3 Mise en œuvre de la correction

Dans ce paragraphe, nous pr´esenterons l’´evolution naturelle de la r´eflexion sur la correction des raies telluriques au cours du temps dans la collaboration SNfactory (La premi`ere m´ethode datant de l’ann´ee 2006).

9.3. CORRECTION TELLURIQUE

Fig. 9.4:Facteur de saturation tellurique des quatre raies principales pour la nuit 06 014. Les raies 1 et 3 (O2) sont satur´ees (ρ = 0.58) et les raies 2 et 4 dont optiquement mince (ρ = 1).

Ajustement standard

Selon l’´equation (9.8), l’amplitude des raies telluriques est proportionnelle `a zρ. La premi`ere m´ethode utilis´ee pour la correction des raies tellurique consistait `a utiliser toutes les observations des ´etoiles standards de la nuit, de les corriger du facteur de masse d’air et du facteur de saturation, puis d’utiliser chaque spectre obtenu pour estimer un mod`ele moyen (`a masse d’air 1) de correction tellurique pour chaque nuit. Le mod`ele r´esultant de cette m´ethode pour la nuit 06 014 peut ˆetre vu sur la figure9.5.

Le mod`ele de correction obtenu est ainsi appliqu´e sur les spectres de la nuit, apr`es mul-tiplication par le facteur de masse d’air (voir figure 9.6). On peut remarquer sur cette figure, outre le fait que les quatre raies principale sont corrig´ees au niveau du bruit du spectre, il y avait encore `a l’´epoque de l’utilisation de cette m´ethode (mi 2006) des probl`emes d’extraction particuli`erement apparents au-del`a de 9000˚A.

Cette m´ethode n’est cependant efficace que sur les raies intenses et couvrant une bande de longueur d’onde ´etroite, c’est `a dire aux quatre raies telluriques principales pr´esent´ees dans le graphe 9.6. En outre, le masque optique utilis´e (en 2006 et encore aujourd’hui) n’est pas assez ´etendu dans le rouge pour pouvoir encadrer compl`etement la derni`ere raie H2O qui est tr`es ´etendue et qui interdit d’utiliser les donn´ees au del`a de 8900˚A.

Mod`ele KPNO

Pour rem´edier aux limitations de la m´ethode pr´ec´edente et en particulier traiter la raie H2O (9000 − 10000˚A), il a ´et´e choisi d’utiliser un patron de raies telluriques haute r´esolution et ´echantillonn´e `a la r´esolution du spectrographe SNIFS. L’extinction des raies telluriques haute r´esolution est celle de (Wallace and Livingston 2003) du Kitt Peak National Observatory (cf. figure9.7).

CHAPITRE 9. EXTINCTION ATMOSPH´ERIQUE

Fig. 9.5:Correction tellurique moyenne calcul´ee pour la nuit 06 014 `a partir de la m´ethode d’ajustement des spectres d’´etoiles standards de la nuit (cf. figure9.4).

Fig. 9.6:Spectre d’une ´etoile standard de la nuit 06 014 corrig´e des raies telluriques principales (les plus intenses).

9.3. CORRECTION TELLURIQUE

en trois composantes distinctes :

K_KPNO(λ) = KO2(λ) + KH2O weak(λ) + KH2O strong(λ) (9.11) Une extinction qui contient les raies satur´ees (essentiellement O2), une extinction qui contient l’ensemble des raies non satur´ees et enfin une extinction ne contenant que la derni`ere raie H2O(8916 − 9929 ˚A) que l’on souhaite traiter s´epar´ement pour des raisons pratiques ´evoqu´ees dans la m´ethode pr´ec´edente.

Pour chacun de ces spectres, on ajuste l’intensit´e sur chacune des ´etoiles de la nuit. On fait ensuite la moyenne des intensit´es par spectres pour obtenir une correction tellurique moyenne de la nuit (voir figure 9.8).

Si l’on r´ep`ete cette m´ethode pour chaque nuit d’observation, dans la mesure o`u il y a suf-fisamment d’´etoiles standards, il est possible de faire une moyenne des intensit´es telluriques ajust´ees sur l’ensemble des nuits (cf. figure 9.9).

On remarque ainsi que l’intensit´e des raies n’est pas fixe dans les diff´erentes nuits pho-tom´etriques. En revanche, il est int´eressant de noter que la fluctuation des intensit´es pour les Tab. 9.1: Principaux domaines de longueur d’onde de l’absorption mol´eculaire dans l’atmosph`ere d´etermin´es `a partir des observations faites au Keat Peak National Observatory (AZ) par (Wallace and Livingston 2003).

d´enomination d´ebut du domaine fin du domaine

[˚A] [˚A] H2O 5880.5 5959.6 O2 6270.2 6331.7 H2O 6466.5 6522.2 O2 6862.1 6964.6 H2O 6979.3 7067.2 H2O 7143.3 7398.2 O2 7585.8 7703.0 H2O 7887.6 8045.8 H2O 8083.9 8420.8 H2O 8916.0 9929.8

Fig. 9.7: Principales raies telluriques (voir table9.1) `a la r´esolution snifs (en bleu) obtenues `a partir du spectre haute r´esolution (en gris) observ´e au Keat Peak National Observatory (AZ) (Wallace and Livingston 2003).

CHAPITRE 9. EXTINCTION ATMOSPH´ERIQUE

Fig. 9.8: Ajustement des spectres telluriques KPNO pour la nuit 07 253.

Fig. 9.9: Intensit´e moyenne des raies telluriques entre 2005 et 2008.

raies satur´es (O2) est beaucoup plus petite que pour les raies non satur´ees (H2O). En effet, si il y a saturation, comme pour les raies d’oxyg`ene on est moins sensible aux petites variations de