R´eductions de donn´ees “standard” dans le proche-infrarouge

infrarouge

Un des soucis majeurs des observations dans le proche-infrarouge depuis le sol est le niveau de fond du ciel tr`es ´elev´e (de l’ordre de grandeur ∼ 13 `a 15 mag/”2

entre les bandes J et K, Maihara et al. (1993)), et qui pr´esente ´egalement des varia- tions tr`es fortes au cours de la nuit. Il faut donc utiliser une proc´edure d´elicate pour retrouver le signal des sources astrophysiques dans le champ.

Les diff´erentes ´etapes d´ecrites ci-apr`es correspondent `a la s´equence de r´eduction habituellement appliqu´ee `a ce type de donn´ees d’imagerie, ind´ependamment de l’ins- trument utilis´e. Elle est notamment fortement inspir´ee des travaux avec le mˆeme ins- trument par Labb´e et al. (2003) sur le HDFS (pour Hubble Deep Field South, champ profond ´etudi´e dans la r´egion sud du ciel par le HST). La majorit´e des ´etapes de cette r´eduction est effectu´ee `a l’aide de l’outil IRAF. La Figure 4.6 montre l’´evolution vi- suelle, pour un clich´e donn´e, des principaux effets de ce processus. La s´equence des diff´erentes ´etapes d´ecrites ci-apr`es est sch´ematis´ee en Figure 4.7.

Calibration Photom´etrique

Cette ´etape, qui peut ˆetre effectu´ee de mani`ere ind´ependante, consiste `a combiner les observations d’´etoiles de r´ef´erence pour en extraire l’information sur la calibration

AC 114

α = 22 : 58 : 48.26 _{δ = −34 : 48 : 08.3} < z >= 0.312

Instrument A Fil. Pixel Seeing Tpose λc ∆λ Prof. CAB Rec.

[’]2 _{[”] [”] [10}3 _{s] nm nm [mag] [mag] (%)} CTIO-4m 3.6 Ua 0.360 1.30 20.0 365 40 29.1 0.693 43.1 AAT 96.9 Bb _{0.390 1.20 9.0 443 69 29.0 −0.064 100.0} NTT 7.6 Vc 0.470 1.10 21.60 547 53 28.5 0.022 76.6 HST/WFPC-2 18.3 Rd 702W 0.100 0.13 ≥ 8.30 700 123 ≥ 27.7 0.299 84.9 Rd_702W 0.100 0.13 _{≥ 24.0 700 123 ≥ 28.4} 0.299 41.4 Rd_702W 0.100 0.13 40.0 700 123 28.6 0.299 17.0 HST/WFPC 6.6 Ic_814W 0.100 0.3 20.7 801 134 26.8 0.439 77.6 VLT/ISAAC 8.4 J 0.148 0.52 6.48 1259 167 25.5 0.945 100.0 8.4 H 0.148 0.40 13.86 1656 175 24.7 1.412 100.0 8.4 Ks 0.148 0.34 18.99 2167 164 24.3 1.873 100.0 Abell 1835 α = 14 : 01 : 02.08 δ = +02 : 52 : 42.9 < z >= 0.252

Instrument A Fil. Pixel Seeing Tpose λc ∆λ Prof. CAB Rec.

[’]2 _{[”] [”] [10}3 _{s] nm nm [mag] [mag] (%)} CFHT/CFH12k 1176 Ve _{0.206 0.76 3.75 543 56 28.1 0.018 100.0} 1176 Re _{0.206 0.69 5.40 664 75 27.8 0.246 100.0} HST/WFPC-2 5 Rf_702W 0.100 0.12 7.50 700 123 27.7 0.299 45.7 CFHT/CFH12k 1176 Ie _{0.206 0.78 4.50 817 117 26.7 0.462 100.0} VLT/FORS2 53 Z 0.252 0.70 6.36 919 101 26.7 0.554 100.0 VLT/ISAAC 8.4 SZ 0.148 0.54 21.96 1063 90 26.9 0.691 100.0 8.4 J 0.148 0.65 6.48 1259 167 25.6 0.945 100.0 8.4 H 0.148 0.50 13.86 1656 175 24.7 1.412 100.0 8.4 Ks 0.148 0.38 18.99 2167 164 24.7 1.873 100.0

Tab. 4.3: Vue d’ensemble des donn´ees utilis´ees pour chaque amas. De gauche `a droite, instru- ment utilis´e, taille du champ A des observations, filtre et r´ef´erence des donn´ees, taille du pixel, mesure du seeing sur les images combin´ees, temps de pose, longueur d’onde effective et largeur du filtre, profondeur (magnitude limite dans le syst`eme de V´ega, `a 1 σ dans une ouverture de 1.5”), conversion en magnitude AB (voir annexe A), fraction du champ ISAAC couverte. Pour les filtres o`u la couverture est partielle, la partie correspondante est sch´ematis´ee en Figure 4.5. Les r´ef´erences mentionn´ees correspondent `a (a) Barger et al. (1996), (b) Couch et al. (2001), (c) Smail et al. (1991), (d) Natarajan et al. (1998), (e) Czoske et al. (2003), (f) Smith et al. (2003).

Fig. 4.6: Evolution des diff´erentes ´etapes de la r´eduction sur un mˆeme clich´e individuel. De gauche `

a droite : image brute, apr`es soustraction du biais, apr`es correction de la r´eponse instrumentale, apr`es soustraction du ciel.

photom´etrique des images de science, au travers du point z´ero (ZPi) pour chaque

filtre (i). Cette valeur permet ensuite de convertir directement les valeurs de flux f , mesur´ees en ADUs sur les images, en une magnitude m conform´ement `a un syst`eme photom´etrique standard (AB, V´ega, ..., voir annexe A) par :

mi = −2.5 log10 (fADU) + ZPi (4.1)

Pour chaque filtre, des images d’´etoiles de r´ef´erence, situ´ees `a diff´erentes masses d’air µ dans le ciel, sont acquises pendant une dur´ee tref au cours d’une s´equence

de 5 positions r´eparties en divers endroits du d´etecteur. Une image du fond de ciel moyen est obtenue en calculant la m´ediane de cette s´equence, puis est soustraite `a chaque observation d’´etoile. Sur ces clich´es individuels, le flux de l’astre est mesur´e dans une ouverture tr`es large par rapport au seeing. La moyenne des flux obtenus sur la s´equence compl`ete permer d’´evaluer ZPi pour cette masse d’air µ :

ZPi(µ) = 2.5 log10  < fref > (ADUs) ti tref  +mrefi (4.2)

o`u tref et ti sont les temps de pose individuels (DIT) des images de r´ef´erence et de

science, respectivement, < fref > le flux moyen (en ADUs) mesur´e dans la s´equence,

et mrefi la magnitude tabul´ee de l’´etoile de r´ef´erence dans le filtre (i).

Si des mesures de ZPi sont disponibles pour des masses d’air distinctes, un

ajustement de la fonction ZPi(µ) peut ˆetre r´ealis´e au moyen d’une r´egression lin´eaire.

La valeur ZPifinalement adopt´ee pour les images de science est calcul´ee suivant cette

r´egression, en fonction de la masse d’air µ0 des observations.

De plus, dans le cas o`u µ0 a vari´e de mani`ere significative entre le d´ebut et la

fin des observations, par exemple lorsque des groupes de donn´ees sont acquises `a diff´erentes p´eriodes, une correction de masse d’air sera appliqu´ee `a chaque clich´e j dans la composition finale, en lui attribuant un coefficient multiplicatif kij :

kij = 10 0.4  ZPi(µj)−ZPi(µ1)  (4.3) On utilisera alors la valeur ZPi(µ1), r´ef´erenc´ee `a la masse d’air µ1 du premier

Fig. 4.7: S´equence de r´eduction des donn´ees photom´etriques du proche-infrarouge. Les images not´ees FF sont corrig´ees de la r´eponse instrumentale (Flat-Field ), et pour celles not´ees CS le ciel a ´et´e soustrait. Les valeurs kij se r´ef‘erent `a l’Equation 4.3.

Soustraction du courant d’obscurit´e

Diff´erentes formes de bruit, d’origine ´electronique, sont pr´esents sur les donn´ees brutes, et varient en fonction des pixels du d´etecteur et du temps de pose individuel ti utilis´e. La valeur du biais dans les mesures est ´evalu´ee en prenant une s´equence

d’images pendant la mˆeme dur´ee ti, dans des conditions d’obscurit´e de l’instrument.

Une combinaison m´ediane de ces clich´es fournit une image du courant d’obs- curit´e, qui est ensuite soustraite aux donn´ees de science.

utilis´e suite `a un incident technique sur l’instrument, en remplacement du d´etecteur habituel de type Hawaii (H). Ce dernier ´etait remis en fonctionnement pour les observations de l’amas Abell 1835. Des diff´erences sont visibles entre ces deux confi- gurations, au niveau des images du courant d’obscurit´e (Figure 4.8) :

Fig. 4.8:<sub>Images du biais utilis´ees pour chaque configuration de d´etecteur : Aladdin (A) `a gauche</sub> et Hawaii (H) `a droite.

– Le d´etecteur (A) montre un grand nombre de pixels d´eviants ou d´efectueux sur toute sa surface, par rapport au (H).

– Le d´etecteur (H) poss`ede une structure du courant d’obscurit´e sp´ecifique, avec des variations tr`es fortes sur les premiers groupes de lignes horizontales, compt´ees `a partir du bas et de la moiti´e sup´erieure du d´etecteur.

Une ´etude plus d´etaill´ee des diff´erences (en termes de performances et de pr´ecision photom´etrique) entre ces deux d´etecteurs a indiqu´e que la configuration (H) ´etait plus adapt´ee `a la photom´etrie d’objets faibles1_.

Correction de la r´eponse pixel `a pixel

La r´eponse instrumentale varie de mani`ere importante d’une position `a l’autre du champ, et ´egalement selon le filtre utilis´e. Pour corriger le flux mesur´e sur chaque pixel de cet effet, on utilise une s´erie d’observations faites dans chaque filtre au cr´epuscule, dans une r´egion o`u le fond de ciel est `a la fois tr`es lumineux (`a proximit´e du soleil couchant) et relativement uniforme.

On calcule alors la m´ediane de la s´equence de clich´es obtenus, en corrigeant les images individuelles (dont on a pr´ealablement soustrait la valeur du biais) par un facteur multiplicatif de mani`ere `a les amener `a une mˆeme valeur du fond de ciel

normalis´e `a 1.

Ce r´esultat correspond `a la r´eponse pixel `a pixel de l’instrument dans le filtre ´etudi´e, que l’on applique ensuite aux images de science correspondantes, dont le biais a ´et´e soustrait lors de l’´etape pr´ec´edente.

Soustraction du ciel

Cette ´etape la plus d´elicate consiste `a ´evaluer une image moyenne du ciel d´epour- vue de sources astrophysiques, et `a la soustraire `a chaque pose en tenant compte de sa variation temporelle au cours de la nuit. La proc´edure utilis´ee est celle du “Packa- ge” XDIMSUM sous IRAF, qui est une version adapt´ee par le groupe IRAF du logiciel DIMSUM (pour Deep Infrared Mosaicing Software) par Eisenhardt et al. (d´ecrit dans Stanford et al. (1995)). Celui-ci applique la s´equence de r´eduction suivante :

1. Le motif du fond ciel correspondant `a chaque clich´e est ´evalu´e, puis soustrait, en utilisant un groupe de 5 `a 10 images parmi les observations directement ant´erieures ou post´erieures, en supposant une faible variation du ciel pendant cette dur´ee.

2. Au cours de cette mˆeme ´etape, un masque contenant les pixels d´eviants et les cosmiques est cr´e´e pour chaque image.

3. Les d´ecalages n´ecessaires pour aligner les poses individuelles entre elles, `a cause de la m´ethode de “dithering” employ´ee, sont mesur´es de mani`ere interactive par l’utilisateur, en s´electionnant plusieurs ´etoiles brillantes et non satur´ees localis´ees dans le champ.

4. Une premi`ere image est composit´ee en alignant les clich´es dont le ciel a ´et´e soutrait, en rejetant les pixels masqu´es en (2).

5. Un masque d’objets, contenant les sources astrophysiques les plus brillantes, est cr´e´e.

6. Les ´etapes 1 `a 2 sont effectu´ees `a nouveau, mais dor´enavant les pixels appar- tenant au masque d’objets ne sont pas pris en compte lors de l’´evaluation du fond de ciel.

Cette proc´edure a ´et´e suivie pour chaque s´erie d’images cons´ecutives ind´epen- dantes (par exemple lorsque les observations dans un mˆeme filtre ont ´et´e ´echelonn´ees sur plusieurs nuits).

Compositage final

A la suite de la soustraction du ciel, l’ensemble des clich´es obtenus dans un mˆeme filtre est combin´e par la proc´edure d’IRAF imcombine, pour former l’image de science finale. Au cours de cette ´etape :

– La liste des translations mesur´ees par XDIMSUM est corrig´ee `a la mˆeme position de r´ef´erence (sur le premier clich´e) pour aligner les poses individuelles entre elles.

– La valeur moyenne du ciel est mesur´ee dans une r´egion du champ tr`es peu contamin´ee par des sources, et cette valeur est soustraite comme une constante pour chaque image, ceci afin d’utiliser une mˆeme r´ef´erence de fond `a 0 pour moyenner correctement les flux.

– Les corrections de masse d’air sont ensuite appliqu´ees aux clich´es conform´ement aux coefficients kij calcul´es pr´ec´edemment (´equation 4.3).

– Enfin, une r´ejection des 10 % de valeurs de pixels (parmi les plus brillantes et les plus faibles) est utilis´ee, ceci afin d’´eliminer les mesures aberrantes de flux, de mˆeme que les pixels identifi´es comme d´efectueux dans le masque cr´e´e par XDIMSUM.

4.3.3

Am´eliorations

Pr´esence de “fantˆomes ´electroniques”

Cet effet, pr´esent uniquement dans la configuration de d´etecteur (H), est d´etaill´e dans la r´eduction des donn´ees spectroscopiques avec le mˆeme instrument (section 4.6.2), pour laquelle les effets sont assez probl´ematiques.

Cependant, la pr´esence de quelques ´etoiles brillantes dans le champ d’Abell 1835 entraˆıne la formation de bandes horizontales brillantes, qui subsistent sur l’image finale car elles se d´eplacent en mˆeme temps que les sources, et pourraient g´en´erer de fausses d´etections d’objets faibles. Nous avons donc appliqu´e la proc´edure cor- respondante sur les donn´ees brutes, pr´ealablement `a toute autre r´eduction.

Pr´esence de r´esidus de courant d’obscurit´e

Lors de l’utilisation du d´etecteur (H), les variations spatiales fortes mises en ´evidence sur le courant d’obscurit´e peuvent ´egalement varier sur une ´echelle tem- porelle, entraˆınant la formation de r´esidus sur les poses individuelles et cr´eant par cons´equent une s´erie de bandes sombres et brillantes sur l’image finale (Figure 4.9, `a gauche).

La m´ethode appliqu´ee pour r´eduire ces r´esidus a ´et´e de soustraire une valeur constante `a chaque ligne, ´evalu´ee sur les clich´es individuels en mesurant le niveau de ciel dans cette ligne sans prendre en compte les pixels appartenant au masque d’objets cr´e´e par XDIMSUM. Cette proc´edure a ´et´e effectu´ee pour environ 35 % des clich´es probl´ematiques d’Abell 1835. Le r´esultat obtenu est bien meilleur (Figure 4.9, `a droite).

Fig. 4.9:Pr´esence de r´esidus de la soustraction du biais (`a gauche). Un traitement des clich´es probl´ematiques permet d’am´eliorer la quatlit´e du r´esultat sur l’image finale (`a droite).

Pr´esence de variations fortes d’´emission du ciel

Sur une partie relativement importante (≃ 20 %) des images de l’amas AC 114 prises dans la bande H, on remarque des variations spatiales `a grande ´echelle de la valeur de fond, de mani`ere continue d’un bout `a l’autre du d´etecteur, apr`es soustraction du ciel (Figure 4.10, `a gauche).

Celles-ci pourraient provenir de r´esidus d’une mauvaise soustraction du ciel, due `a des variations rapides de l’´emission atmosph´erique au cours des observations, ou de la proximit´e de la Lune. Sur moins d’une dizaine de clich´es, cette contamination est beaucoup plus intense (Figure 4.10, `a droite), et les images correspondantes n’ont pas ´et´e utilis´ees lors de la combinaison finale.

Pour les autres cas qui pourraient perturber le compositage et la photom´etrie en bord de champ, un ajustement bidimensionnel du fond de ciel a ´et´e calcul´e sur les images individuelles, puis soustrait `a ces mˆemes images, sans prendre en compte les pixels appartenant au masque d’objets. Les r´esidus apparaissent alors beaucoup plus faibles (Figure 4.10, au centre).

Am´elioration des masques d’objets

Les masques d’objets cr´e´es par XDIMSUM sont souvent limit´es `a la partie cen- trale brillante des sources, ce qui n’est pas vraiment appropri´e `a des observations d’amas de galaxies, pour lesquelles les halos des membres de l’amas sont souvent tr`es ´etendus, en particulier dans les r´egions centrales. Ceci entraˆıne l’apparition d’une zone de “sur-soustraction” du ciel sur l’image combin´ee, `a proximit´e des objets les plus brillants (Figure 4.11, `a gauche).

Fig. 4.10:A gauche : pr´esence de variations importantes du niveau de fond `a grande ´echelle dans les r´esidus de la soustraction de ciel d’un clich´e. Au centre, le mˆeme clich´e apr`es un ajustement du fond de ciel compl´ementaire. A droite : clich´e rejet´e de la composition finale, au vu de l’ampleur des r´esidus.

de ciel, des masques d’objets compos´es en appliquant un simple seuil sur les valeurs en flux des pixels, incluant tous ceux d´etect´es `a un niveau sup´erieur ou ´egal `a 3 σ par rapport `a la d´eviation standard σ du ciel environnant. Les autres ´etapes de XDIMSUM´etant laiss´ees inchang´ees, l’am´elioration apport´ee dans la partie centrale de l’amas est bien visible (Figure 4.11, `a droite).

Fig. 4.11:A gauche : utilisation des masques d’objets cr´e´es automatiquement par XDIMSUM. Des ef- fets de sur-soustraction du ciel sont visible dans la r´egion centrale de l’amas. A droite : introduction de masques d’objets am´elior´es : ces effets sont fortement diminu´es.

Pond´eration individuelle des images

Des mesures sur chaque clich´e du seeing s et de la variance en flux σ2 _{du fond}

de ciel, en utilisant une moyenne sur cinq ´etoiles brillantes non satur´ees dans le champ, ont montr´e de l´eg`eres variations de ces param`etres au cours des observations (Figure 4.12). Les diff´erentes images n’auront alors pas la mˆeme qualit´e, en termes

de limite de d´etection pour des objets ponctuels, qui sont essentiellement limit´es par la valeur du seeing.

Fig. 4.12:Evolution typique du seeing, au cours d’une observation photom´etrique. Les lignes verticales d´elimitent chacune des s´eries distinctes, les mesures effectu´ees sur chacune des 5 ´etoiles du champ sont pr´esent´ees avec des croix. On utilise la coube reliant la valeur m´ediane des mesures sur chaque clich´e.

Un poids wij a donc ´et´e attribu´e `a chacune des images j du filtre i, pour prendre

en compte cet effet et am´eliorer les mesures photom´etriques sur le r´esultat final. Les valeurs utilis´ees pou les poids sont proportionnelles au carr´e du rapport signal sur bruit, optimis´e au cas d’une source ponctuelle, soit :

wij ∝ (kij × σij2 × s2ij)

−1 _(4.4)

o`u les valeurs kij proviennent de la correction de masse d’air d´efinie par l’´equation

4.3, sij et σij2 correspondant au seeing et `a la variance du fond de ciel des images

individuelles.

Cette pond´eration est appliqu´ee lors de l’utilisation de imcombine au compo- sitage final.