Proc´edure de r´eduction des donn´ees spectroscopiques

Les donn´ees produites par un instrument (imageur ou spectrographe) sont g´en´era- lement des images brutes issues de la lecture d’un capteur plac´e au foyer. Dans le domaine de longueur d’onde visible, les d´etecteurs utilis´es sont des dispositifs `a transfert de charge (ou CCDs, pour Charge Coupled Devices) qui fournissent un si- gnal ´electronique proportionnel (au travers d’un gain d’amplification) au nombre de photons re¸cus sur un pixel de leur surface.

Pour pouvoir exploiter de mani`ere directe le signal scientifique contenu dans ces images, une chaˆıne de traitement des donn´ees est n´ecessaire, elle permet de sous- traire les diff´erents bruits et signaux parasites (r´eduction) et de faire correspondre les mesures ult´erieures avec des valeurs physiques comme le flux ou la longueur d’onde (calibration). Nous avons utilis´e l’environnement logiciel IRAF (Image Reduction and Analysis Facility) mis en place par l’observatoire astronomique NOAO, qui regroupe un ensemble de proc´edures d´edi´ees `a ce genre de travail, ainsi qu’un syst`eme de d´eveloppement de scripts pour automatiser les tˆaches de r´eduction.

Toutes les images r´eduites et analys´ees se trouvent sous le format de fichier informatique FITS (pour Flexible Image Transport System). Ce format est le plus r´epandu pour les observations astronomiques, car il contient `a la fois les donn´ees sous la forme d’une table de pixels non-compress´ee et un syst`eme d’entˆete incluant toute une liste de param`etres relatifs `a l’observation, facilitant ainsi l’exploitation des images.

Biais du d´etecteur et correction du gain

Lors de l’acquisition et de la lecture des images, le CCD introduit plusieurs sortes de signaux parasites : un bruit de lecture, qu’on peut mod´eliser par la superposi- tion d’un bruit gaussien de moyenne nulle (avec une dispersion σ ∼ 6 ´electrons dans le cas de LRIS) et d’un biais, qui se pr´esente comme une valeur positive de bruit de fond relativement uniforme sur toute la surface du d´etecteur, d’origine ´electronique. La premi`ere ´etape de r´eduction va donc consister `a ´evaluer la valeur de ce biais et soustraire une constante sur toute l’image, `a l’aide de la proc´edure ccdproc sous IRAF.

Chacun des canaux de LRIS est compos´e de plusieurs amplificateurs (quatre du cˆot´e bleu, deux du cˆot´e rouge), dont les propri´et´es de gain et de biais diff´erent les unes des autres (Figure 2.3). Au cours de cette ´etape, nous avons trait´e ind´ependamment chaque r´egion, en ramenant la valeur moyenne du bruit de fond `a z´ero et corrigeant les diff´erences de gains entre les amplificateurs.

Fig. 2.3:Diff´erences de biais et de gain sur les images brutes de LRIS, dans la partie bleue (`a gauche) et dans la partie rouge (`a droite). On voit apparaˆıtre chacune des parties du d´etecteur.

Soustraction des cosmiques par LACOSMIC

Au cours de la p´eriode d’int´egration des photons par le d´etecteur, des particules ´energ´etiques provenant de l’instrument ou de son environnement peuvent heurter de mani`ere al´eatoire sa surface collectrice. L’image brute est ainsi entˆach´ee de cos- miques, r´egions ponctuelles ou formant des traˆın´ees de ≃ 10 `a 30 pixels contigus, dans lesquels ceux-ci prennent une valeur anormalement intense.

Les cosmiques les plus faibles peuvent ˆetre probl´ematiques, dans la mesure o`u l’on pourrait les confondre avec le flux d’une source ou des raies d’´emission lors de l’analyse. Afin de filtrer ces signaux sur chaque pose individuelle, nous avons utilis´e la proc´edure LACOSMIC d´evelopp´ee par van Dokkum (2001). Celle-ci est bas´ee sur une m´ethode de filtrage laplacien, couramment utilis´ee dans les algorithmes de reconnaissance des contours dans une image : les cosmiques peuvent ainsi ˆetre identifi´es par le changement brusque de flux sur leurs bords, qui contraste avec les pixels environnants (Figure 2.4).

Les param`etres de d´etection de cette proc´edure sont ajust´es en contrˆolant qu’elle n’engendre aucune d´eterioration du signal contenu dans les raies d’´emission des sources astronomiques clairement identifi´ees.

Correction de la r´eponse pixel `a pixel (Flat-fielding )

Chaque ´el´ement du d´etecteur ne convertit pas de mani`ere identique le nombre de photons re¸cu sur sa surface, `a cause des d´efauts de transmission intervenant sur le trajet optique et au niveau des pixels individuels. Pour normaliser le signal mesur´e `a la mˆeme r´ef´erence, on utilise des images de calibration obtenues dans des conditions d’´eclairage uniforme (flat-field) de l’instrument, la configuration spectroscopique ´etant laiss´ee inchang´ee. Plusieurs m´ethodes sont possibles :

Fig. 2.4: Traitement des images par la proc´edure LACOSMIC. L’algorithme utilis´e supprime le flux parasite dans les images sans alt´erer le continuum spectral des galaxies ou les raies en ´emission (comme celle visible dans l’objet au centre).

– L’observation de la coupole illumin´ee uniform´ement par une lampe intense (dome flat).

– L’´eclairage de l’instrument en utilisant une lampe halog`ene interne. Celle-ci est privil´egi´ee dans la partie bleue, o`u la r´eponse spectrale du dome flat chute rapidement.

De telles images de calibration sont prises au cr´epuscule (pour les dome flat) ou `a plusieurs reprises au cours de la nuit (pour la lampe halog`ene). Apr`es soustraction de la valeur de biais dans ces clich´es, la proc´edure response permet d’ajuster la forme g´en´erale du spectre de la lampe choisie et d’obtenir la r´eponse normalis´ee. Celle-ci est ensuite appliqu´ee aux images astronomiques au moyen de la tˆache ccdproc. Un contrˆole visuel du r´esultat (Figure 2.5) permet de s´electionner la meilleure m´ethode `a appliquer aux donn´ees.

Fig. 2.5: A gauche : image normalis´ee de la r´eponse pixel `a pixel du d´etecteur, montrant un d´efaut important sur la surface (cercle). A droite : pr´esence d’un r´esidu, en n´egatif, dans les spectres finaux (apr`es soustraction du ciel), indiquant une mauvaise correction du flat-field.

Combinaison des poses individuelles

Deux poses individuelles sont int´egr´ees en chaque position de fente. Ceci permet de r´eduire le bruit de lecture sur l’image finale (celui-ci ´etant de type gaussien), mais aussi de contrˆoler la pr´esence d’´eventuels r´esidus de cosmiques ou d’autres d´efauts apparaissant sur une seule des poses.

La proc´edure imcombine a ´et´e utilis´ee pour cumuler le signal total mesur´e. Celle-ci corrige ´egalement les diff´erences de temps de pose entre deux clich´es dans le cas o`u l’un d’entre eux a ´et´e accidentellement interrompu par un incident technique ou m´et´eorologique.

Calibration en longueur d’onde et correction de la distorsion

Dans la direction de l’axe spectral des donn´ees, la conversion entre la position (distance en pixels du bord) et la longueur d’onde physique λ d’un ´el´ement d’image, ou fonction de dispersion du spectre, n’a pas une relation lin´eaire simple. Pour faire correspondre ces deux mesures, deux types de calibration sont utilisables :

– Des images de calibration, ou arcs, int´egr´ees en d´ebut et fin d’observation pour chaque configuration instrumentale utilis´ee. Celles-ci observent les raies d’´emission de lampes de calibration, dont les positions et les rapports de flux sont connus `a l’avance : les ´el´ements chimiques produisant de telles raies sont habituellement l’argon, le n´eon, le mercure ou l’h´elium. Elles sont cruciales dans la partie bleue qui contient tr`es peu de raies d’´emission du ciel.

– Les forˆets de raies d’´emission d’hydroxyde (OH), d’origine atmosph´erique, tr`es nombreuses dans la partie rouge et dont les longueurs d’ondes sont bien connues. La m´ethode d’ajustement est identique dans les deux cas. Elle se d´eroule en quatre ´etapes successives (Figure 2.6) :

1. L’identification des raies dans un spectre de r´ef´erence. Cette ´etape interactive, effectu´ee `a l’aide de la proc´edure identify, consiste `a faire correspondre la position des pics d’´emission observ´es sur un spectre extrait au milieu de la fente avec une table indiquant les longueurs d’onde des raies connues, mesur´ees en laboratoire.

2. L’ajustement de la fonction de dispersion sur toute la fente. Par pas succes- sifs, la proc´edure reidentify ajuste de mani`ere automatique des coefficients polynˆomiaux `a cette fonction pour des spectres situ´es `a diff´erentes positions le long de la fente.

3. Un ajustement bidimensionnel sur toute l’image est ensuite r´ealis´e, au moyen des mesures pr´ec´edentes, par la proc´edure fitcoo. Les raies de calibration les moins intenses et certaines mesures aberrantes sont exclues lors de cette ´etape.

4. Le r´esultat de l’op´eration pr´ec´edente permet de faire une correction bidimen- sionnelle de l’image du spectre, via la proc´edure transform. Celle-ci cr´ee une nouvelle image du spectre, dont les pixels sont r´eechantillonn´es `a intervalle de longueur d’onde constant, et o`u la distorsion (visible sur les raies du ciel incurv´ees dans les images brutes) est corrig´ee (Figure 2.6). L’information sur la longueur d’onde est ´egalement stock´ee dans l’entˆete du fichier FITS.

Fig. 2.6:A gauche : identification des raies atmosph´eriques dans la partie rouge, par la proc´edure identify. A droite : ajustement correspondant pour la fonction de dispersion du spectre.

Soustraction du ciel

Une fois les raies du ciel “redress´ees” dans la direction des lignes ou des colonnes de l’image, il devient plus ais´e de soustraire le fond de ciel sur le spectre et faire ressortir, par contraste, les sources astronomiques. En effet, on peut ´evaluer et retirer la forme `a grande ´echelle spatiale de ce bruit de fond sur chaque ligne (ou colonne) `a λ = Cte en ajustant une fonction polynˆomiale avec la proc´edure background. Dans les cas o`u une source tr`es brillante influence par son flux cet ajustement, les r´egions correspondantes sont masqu´ees manuellement (Figure 2.7).

Cette op´eration est essentielle pour l’identification de raies d’´emission fortement contamin´ees par des raies du ciel intenses : la sensitivit´e dans ces r´egions reste cependant beaucoup plus faible, `a cause du bruit de photons g´en´er´e. Des motifs `a plus grande ´echelle apparaissent ´egalement dans les r´esidus de soustraction de ciel du cˆot´e rouge du spectre et contribuent aussi `a r´ehausser le niveau de bruit. (Figure 2.8).

Calibration en flux

Afin de convertir les valeurs num´eriques mesur´ees sur le d´etecteur (qui sont cod´ees en ADUs, pour Analog Digit Units proportionnelles au signal ´electronique) en unit´es physiques r´eelles, on examine le spectre d’´etoiles standard brillantes, dont les valeurs absolues du flux sont connues et calibr´ees `a l’avance, entre chaque s´erie

Fig. 2.7:(Gauche) : ajustement du fond de ciel le long des colonnes (trait pointill´e) par une fonction polynˆomiale. Les objets les plus brillants ne sont pas pris en compte.

Fig. 2.8:(Droite) : Motifs `a grande ´echelle pr´esents dans les r´esidus de la soustraction de ciel. Les raies d’´emission sous-jacentes (ici les raies de Balmer et de l’oxyg`ene) sont beaucoup moins d´etectables.

d’observations similaires (mˆeme configuration instrumentale, mˆeme amas). Une ou deux ´etoiles sont choisies, avec une masse d’air1 _{la plus proche possible de celle des}

observations.

Apr`es avoir re¸cu un processus de traitement (soustraction du biais, flat-fielding, soustraction du ciel, calibration en longueur d’onde) identique `a celui des images astronomiques, le spectre de chaque ´etoile est extrait (voir Sect. 2.3.2) au moyen de la proc´edure apall. Les valeurs en ADU sont ensuite mesur´ees par la fonction standard et compar´ees `a des tables de calibration, qui fournissent le flux de cette ´etoile dans diff´erents filtres de bande passante ´etroite couvrant tout le spectre.

La fonction de sensitivit´e, permettant de convertir les unit´es en flux absolu, est alors ajust´ee aux mesures via la tˆache sensfunc, qui prend en compte la dur´ee d’int´egration de l’´etoile standard (Figure 2.9). Cette fonction est directement ap- pliqu´ee aux spectres bidimensionnels en utilisant la proc´edure calibrate. Les unit´es physiques finalement mesur´ees sur un spectre calibr´e en flux sont des ergs s−1 _cm−2

˚ A−1_.