Opérations et traitement des données

L’instrument est piloté par le programme ICS (Instrument Control System) qui joue le rôle de système nerveux de DESI. L’ICS communique avec tous les équipements mis en réseaux et fournit une interface utilisateur afin de visualiser l’état de l’instrument. Il en supervise tous les aspects et opère le mouvement du télescope, le contrôle des spectrographes, les cryostats, ses positionneurs de fibres, . . . Il transfère les images produites des capteurs CCD et celles des caméras GFA et de la FVC. Les informations nécessaires à l’asservissement du guidage du té- lescope, de son optique active et du positionnement des fibres sont gérées par l’ICS. Un logiciel

est dédié à l’optimisation de la stratégie d’observation dans le but de sélectionner la portion du ciel à sonder la plus favorable et d’attribuer aux fibres du plan focal quelles cibles à pointer au sein de cette région. Une caméra mesure la brillance du ciel afin d’ajuster dynamiquement les temps d’exposition et garantir un signal sur bruit des spectres satisfaisants.

Le pipeline de traitement reçoit en entrée les images brutes acquises des détecteurs et produit en sortie les spectres étalonnés des objets observés, leur redshift et leur classification, infor- mations utiles pour les analyses cosmologiques. Pour cela, le pipeline a besoin des données de calibration de chaque capteur CCD. Ces données décrivent la fonction de transfert entre le nombre de photons collectés au plan focal, pour une longueur d’onde et un numéro de fibre considérés, et l’éclairement capté dans le plan CCD des caméras. Une image de biais est une image générée avec une exposition de zéro seconde. Une image de dark est une image générée avec une exposition longue et en l’absence de signal lumineux. Une image de flat est une image générée lorsque toute la surface du capteur est exposée à un éclairement uniforme. En général, ces images sont produites en prenant la médiane par pixels d’une série d’images acquises afin de moyenner le bruit et éliminer les cosmiques.

Tout d’abord, les opérations classiques de pré-traitement d’une image CCD sont appliquées. La valeur médiane des zones d’overscan est soustraite pour chaque quadrant. Ces zones et celles de prescan sont retirées afin de ne conserver que la région utile de l’image. Une image de biais puis une image de dark sont soustraites. Les quatre quadrants de l’image sont corrigés des gains. L’image est corrigée de la réponse non-uniforme des pixels grâce à une image de flat. Un masque est produit afin d’exclure les cosmiques détectées, les pixels saturés, les pixels et les colonnes défectueux. Ces opérations agissent à l’échelle des pixels. Les images de biais et de dark sont renouvelées avant chaque nuit d’observation. Les images de flat sont renouvelées en moyenne une fois par an grâce à une tête de fibres dédiée qui éclaire uniformément la pupille du spectrographe à l’aide d’une source à spectre continu bien défini (lampe Tungstène).

Ensuite, les spectres sont extraits et traduits en intensité en fonction de la longueur d’onde à l’aide de l’algorithme spectroperfectionism [22]. Celui-ci a besoin de connaître la localisation des traces formées par les spectres sur les capteurs CCD pour chaque fibre ainsi que la solution en longueur d’onde décrite par la position du centroïde des PSF3_{et leur forme dans le champ}

de vue de la caméra. Ces opérations tiennent compte de la réponse optique du système c’est- à-dire des effets dus aux aberrations optiques et à la diffraction de l’instrument, au transport de la lumière dans les fibres optiques et à la détection par les capteurs CCD. Un étalonnage périodique est réalisé. La pupille du télescope est uniformément éclairée grâce à l’écran fixé sur le dôme du télescope. Les lampes à incandescence produisent un spectre continu alors que les lampes à gaz excités produisent des raies d’émission étroites. Le spectre continu sert à 3. PSF : de l’anglais Point Spread Function, ce terme désigne au sens strict la réponse d’un système optique à une source ponctuelle. Plus généralement, ce terme est employé ici pour désigner les spots images formés par les raies d’émission.

déterminer la trace des spectres alors que les raies d’émission servent à déterminer la solution en longueur d’onde. Celle-ci est décomposée sur la base de Gauss-Hermite, décomposition décrite par les coefficients notés aij, selon l’éq. 2.1 suivante :

P SF (X, Y ) =X ij aij(λ, f ) Hi(X) Hj(Y ) exp  −X 2 2  exp  −Y 2 2  (2.1) où X = x−Xf(λ) SXf(λ) et Y = x−Yf(λ)

SYf(λ) avec SXf et SYf les largeurs des fonctions gaussiennes. La

longueur d’onde est notée λ et le numéro de fibre f . La trace des spectres en fonction de la lon- gueur d’onde est donnée par les coordonnées notées (Xf(λ), Yf(λ)). Tous les paramètres libres

intervenant dans cette expression mathématique sont ajustés par des polynômes de Legendre, c’est-à-dire les coefficients aij, les paramètres SXf et SYf, et les coordonnées des traces des

spectres Xf et Yf. La figure 2.12 affiche les traces des spectres projetés sur les trois caméras

d’un spectrographe par les lampes à raies d’émission.

FIGURE2.12 Traces des spectres projetés par les lampes à raies d’émission, sur les trois caméras d’un spectrographe (de gauche à droite, bleue, rouge et NIR). La direction de dispersion est verticale. Les numéros de fibre varient horizontalement. Les lignes d’émission les plus intenses correspondent aux spots images jaunes.

Enfin, les différences de transmission entre fibres sont rectifiées à l’aide des images acquises lors de l’illumination du télescope par l’écran du dôme. La soustraction des raies du ciel est réalisée grâce aux fibres réservées à l’observation du ciel pendant les expositions dédiées aux cibles primaires. L’étalonnage photométrique corrige de la transmission globale de l’instru- ment et de l’atmosphère en fonction de la longueur d’onde. Cette transmission est estimée grâce aux fibres réservées à l’observation d’étoiles standards de la séquence principale dont le spectre continu est connu et modélisé. Les spectres des cibles observés sont à présent exploi- tables. Les objets sont classés et leurs redshifts estimés puis les catalogues d’objets qui seront utilisés pour l’étude des structures à grande échelle de l’Univers sont construits. Les méthodes employées pour la détermination des redshifts sont discutées dans le chapitre 4 sur la sélection des cibles.

Ce pipeline a été testé au départ à l’aide de données produites par simulations et par l’expé- rience précédente eBOSS puis acquises sur les spectrographes en test à Winlight. Deux types

de simulation sont mis en œuvre. Un premier simulateur spectral très réaliste pixsim génère des données brutes en projetant les spectres issus des 500 fibres sur les pixels du capteur CCD. La distorsion de la PSF et les rayons cosmiques sont pris en compte par exemple. Un second simulateur spectral moins sophistiqué quicksim reçoit en entrée un spectre déjà généré auquel il ajoute les sources de bruit, l’effet de la transmission de l’instrument et du ciel et celui de la résolution de l’optique. Tous les paramètres astronomiques et de l’instrument à la base de ces simulations sont décrites par un modèle. Ces modules logiciels développés pour DESI sont disponibles sur github4_.