Le traitement des spectres du spectrographe eShel\nComplement to the present notice: Click here for a detailled description of ISIS internal processing of echelle spectra (text in english).\nLa figure 1 montre l'onglet de traitement des spectres provenant du spectrographe eShel. Dans l'exemple présenté dans cette copie d'écran on s'apprête à traiter une séquence de 12 images du spectre de l'étoile Delta Scorpii. Chaque spectre représente une exposition sur le ciel de 240 secondes.\nClassiquement, on doit fournir au logiciel les images maitres d'étalonnage d'offset, de dark (carte du signal thermique) et de flat-field (carte du gain de l’instrument en fonction de l’endroit où on se trouve à la surface du détecteur).\nDans la situation spécifique du traitement de spectres provenant d'un spectrographe type échelle équipé d'une fibre optique, la correction flat-field (égalisation de la réponse relative des pixels du capteur) est réalisée en plusieurs étapes. D'abord au travers d'une image maître appelée PRNU (pour Pixel Response Non Uniformity). Cette carte identifie les variations de sensibilité de pixels à pixels pour toute la surface du détecteur. Cette carte ignore les variations lentes de sensibilité le long de la surface du détecteur (poussières, vignetage optique, par exemple).\nDétaillerons plus loin avec détails ce qu'est une carte PRNU.\nNOTE IMPORTANTE : depuis la version 3.1.0 les fichiers d'étalonnage nécessaires au traitement doivent être localisé dans un sous répertoire du répertoire de travail. Le nom de se sousrepertoire (ou sous-dossier) est imposé : CALIB.\nLes documents qui doivent se trouver dans le répertoire CALIB sont :\nL'image maître de l'offset,\nL'image maître du ou des images de dark,\nL'image maître PRNU\nLe fichier COSME.LST (facultatif)\nLes fichiers de réponse spectrale (voir la description de ceux-ci plus loin).\nLes fichiers de définition : DEF_ORDER.LST, DEF_'LAMBDA.LST et LINES.LST\nEn revanche, les images tungstène, LED et Thorium doivent demeurer dans le répertoire de travail car elles sont en général attachées à un objet particulier.\nLa figure 1bis montre un extrait du sous répertoire CALIB.\nNoter encore que le nouveau nom du fichier DEF_ORDRE.LST dans les versions antérieures de ISIS est dorénavant DEF_ORDER.LST (renommé votre fichier en conséquence au besoin).\nL'idée de base du répertoire CALIB est que les documents qu'il contient peuvent êtres transposter aisément d'un répertoire de travail à l'autre (pour ma part, un répertoire de travail par nuit d'observation - dans l'exemple, nous nous trouvons dans le répertoire de travail de la nuit de numéro 233 avec la version commerciale de eShel).\nFigure 1. L'onglet de traitement des spectres eShel.\nFigure 1bis. Le contenu caractéristique du sous-répertoire CALIB. Noter la présence d'une collection d'images du signal d'obscurité pour divers temps de pose, valables pour une température du détecteur de -20°C. Ces images du signal d'obscurité ont été acquises une fois pour toute par une nuit de mauvais temps et patiemment. Par exemple, le "dark" de 600 secondes est le résultat du compositage de 13 images posées 600 secondes chacune, acquises dans l'obcurité totale (obturateur fermé) avec un CCD à la température régulé de -20°C. Cette bibliothèque du signal d'obscurité peut être utilisé durant des mois sans mofification. Bien noter qu'il est crucial de moyenner de nombreuses images d'offset, de PRNU et de dark pour optimiser la qualité du résultat produit avec votre instrumment. Il est par exemple impensable de ne moyenner que 3 images élémentaires du signal d'obscurité posés 600 secondes dans notre exemple si on veux travailler proprement !\nLa carte PRNU est acquise en utilisant uniquement la caméra. Cette dernière est détachée du spectrographe. On couvre l'entrée de la caméra un diffuseur de lumière, constitué d'une ou plusieurs épaisseurs de papier calque (figure 2). L'ouverture ainsi équipée est disposée à l'avant d'une source de lumière large (un mur blanc par exemple), très faiblement éclairée. Plusieurs expositions sont réalisées dans cette configuration avec un temps de pose de quelques dixièmes de secondes à quelques secondes. Il faut que le signal enregistré représente environ le tiers de la dynamique de la caméra. Les images acquises (il faut en obtenir une quinzaine ou plus) n'ont pas obligatoirement un aspect parfaitement uniforme. Ce n'est pas critique ici.\nLa carte PRNU proprement dite est calculée ensuite avec l'outil "Faire une carte PRNU" de l'onglet "Images maîtres". Dans l'exemple de la figure 2, nous avons réalisé 19 images PRNU élémentaires (nommés f-1, ... f-19) exposées 3 secondes. Nous devons fournir la carte d'obscurité correspondant à ce temps de pose, ainsi que la carte d'offset. Nous décidons d'appeler la carte résultat PRNU, tout simplement. Cette image est une constante de votre caméra CCD, vous n'avez pratiquement jamais à la refaire (j'utilise toujours une carte PRNU qui a été générée il y a près de deux ans).\nLa figure 3 est une image traitée et très réduite de la PRNU d'un CCD KAF-3200. Cette image est très uniforme. Son côté attractif tient dans les détails. La figure 4 montre cette fois un extrait de la carte PRNU à l'échelle 1. On note, entre autres, des structures verticales subtiles. Elles correspondent à des défauts de sensibilité (variation inférieure à 1% ici) de colonnes à colonnes. La raison de cette structure est liée à l'architecture CCD. C'est précisément le type de non-uniformité de réponse à petite échelle qui est cartographié par la carte PRNU.\nFigure 2. Acquisition et calcul de la carte PRNU.\nFigure 3. Carte PRNU d'un CCD Kodak KAF-3200. La surface sensible du capteur est ici montrée dans sa globalité. La bordure blanche étroite qui entoure l'image est un artefact de calcul qui n'a aucune incidence.\nFigure 4. Mise en évidence d'un défaut de réponse colonne du détecteur. L'amplitude de variation du gain associé à cette structure n'est que de 0,4%. C'est modeste et le CCD en question présente au final une carte PRNU excellemment plate. Ce n'est pas toujours le cas avec tous les modèles de capteur.\nISIS parachève le traitement en ajoutant à la carte PRNU un spectre échelle réalisé sur lampe halogène (spectre continu). Cette lampe est absente dans les premières versions du boitier d'étalonnage eShel, aussi la fibre d'étalonnage est-elle désolidarisé momentanément du boitier pour réaliser la mesure. Celle-ci est réalisée sur table, en observant une lampe incandescence avec la fibre (voir la figure 5).\nOn note la présence d'un verre opalin entre la lampe et la fibre afin que le flux entrant dans cette dernière soit homogène dans toute son étendue géométrique.\nJe réalise toujours 13 poses de ce type, toujours exposées 10 secondes (dans ces conditions, le point le plus intense du spectre occupe environ 80% de la dynamique).\nLes images du spectre du tungstène spectres ainsi acquises sont aussi TOUJOURS nommées de la même manière :\nBien sûr, ISIS ajoute toujours l'extension .FIT (ou .FITS suivant votre choix dans l'onglet « Réglage »).\nDans ce protocole, xxxx est la racine du nom générique adopté pour les fichiers stellaire au moment de l’observation. Par exemple, dans la situation de l'observation de l'étoile Delta Scorpii, le nom générique est ici "dsco-" (un nom compact pour aller vite sur le "terrain"). Nos images tungstène seront donc nommées au moment de la prise de vue :\nLe confort d'utilisation de ISIS dépend fortement du respect de cette règle de nomination des fichiers images.\nL'image du spectre tungstène (figure 6) est géométriquement et spectralement assez stable dans le temps. Son aspect peut cependant être modifié par les dilations thermiques que subit le spectrographe. J'ai l'habitude de refaire le spectre tungstène tous les 3 ou 4 objets observés par prudence. Cela veut aussi dire que le même spectre tungstène est capable de servir pour traiter des objets distincts.\nLe spectre tungstène final est simplement calculé en faisant la somme de toutes les images élémentaires (au nombre de 13 ici - bien sûr ce nombre peut varier pour vous, ainsi que le temps de pose, mais essayez de conserver ensuite toujours ces valeurs, elles sont quasiment coulées dans le marbre pour votre instrument). Il est possible d'utiliser la fonction de sommation d'image de l'onglet "Outil 1" pour cela. Nous verrons plus loin qu'il y a plus efficace.\nDans tous les cas, l'image somme du tungstène est TOUJOURS nommé de la même manière :\navec xxx, le nom générique d'acquisition de l’objet adopté lors de l'acquisition. Dans notre exemple, l’image tungstène de référence pour traiter le spectre de l'étoile delta Scorpii est appelée "tung_dsco".\nCe fichier est localisé dans le répertoire de travail courant.\nFigure 5. Acquisition du spectre "tungstène".\nFigure 6. Image du spectre échelle d'une lampe tungstène (CCD KAF-3200).\nISIS utilise les spectres de la lampe LED interne du boitier d'étalonnage pour localiser avec précision la position des ordres. C'est le seul usage fait de ce spectre continu, mais il est d'importance (bien noter que la lampe LED n'est donc pas exploitée pour la correction flat-field - nous avons vu que cette fonction était du ressort de la lampe tungstène externe).\nLa figure 7 montre le boitier d'étalonnage en configuration d'acquisition d'un spectre LED.\nAvec mon installation, je fais TOUJOURS l'acquisition d’une séquence de 3 spectres LED exposés chacun 60 secondes pour obtenir un bon signal.\nTout comme pour la lampe tungstène, j'emploie un protocole strict de nomination de ces fichiers bruts :\nLe résultat du traitement de ces trois spectres (soustraction de l’offset et du dark, puis addition) est nommé :\nVoir la figure 8 pour le résultat. Dans l’exemple, le nom de l'image de référence LED associée à l’acquisition des spectres de l'étoile delta Scorpii est donc : led_dsco.\nTout comme pour la lampe tungstène, je renouvelle l'image d'étalonnage LED tous les 3 ou 4 objets observés.\nFigure 7. Acquisition d'un spectre LED.\nFigure 8. Aspect d'un spectre LED de référence.\nLe jeu d'images d'étalonnage est complété par une image de la lampe thorium-argon intégrée dans le boitier. Ce spectre sert à étalonner en longueur d'onde le spectre des objets observés.\nLa figure 7 montre le boitier d'étalonnage en configuration d'acquisition d'un spectre Thorium-Argon.\nAvec mon installation, je fais TOUJOURS l'acquisition d’une séquence de 3 spectres Thorium en séquence exposé chacun 30 secondes pour obtenir un signal jugé suffisant pour un bon étalonnage spectral (il faut éviter absolument de saturer les raies spectrales dans la partie utile du spectre).\nUn fois de plus, j'ai un protocole rigoureux pour nommer les fichiers à l'acquisition :\nAprès traitement des spectres brut et addition, le résultat (voir la figure 10) est nommé :\nDans notre exemple, le nom de l'image de référence Thorium-Argon est : thor_dsco.\nTout comme pour la lampe tungstène, je renouvelle l'image d'étalonnage Thorium-Argon tous les 3 ou 4 objets observés.\nPour résumer, en observation, tous les 3 ou 4 objets (voir pour tous les objets, si je cherche une précision maximale), je réalise dans cet ordre :\n3 images du thorium-argon exposées 30 secondes\n3 images LED exposées 60 secondes\n13 images tungstène exposées 10 secondes.\nC'est en s'infligeant ce type de protocole et de discipline que l'on arrive à de très bons résultats au final.\nJ'utilise le logiciel Audela pour les acquisitions (elles sont faites à partir du panneau d'acquisition standard en sélectionnant le mode "série").\nFigure 9. Acquisition d'un spectre Thorium-Argon.\nFigure 10. Aspect d'un spectre échelleThorium-Argon.\nSi le protocole indiqué de nomination des images brutes est respecté, et que l'on si tient sur la durée, il est facile de traiter les images en question. Un traitement qui consiste en un retrait du signal d'obscurité, de l'offset, à une addition et à pré remplissage des champs correspondants de l'onglet d'acquisition (ce qui réduit les erreurs de transposition). Tout ce processus est alors automatique (voir la figure 11).\nL'usage de l’outil de traitement automatique des images d’étalonnage est bien sûr facultatif : vous pouvez aussi calculer les images d'étalonnage manuellement. Mais le travail sera long et fastidieux, avec tous les risques d’erreurs que cela comporte.\nDans l’outil de traitement automatique, vous allez reconnaitre les paramètres de notre exemple. Ainsi le nombre d'images brutes du tungstène est bien de 13. De plus, le temps de pose est de 10 secondes. Si la convention des noms est respectée, vous n'avez pas à modifier ces paramètres. Il suffit d'entrer la racine du nom générique de l'astre étudié, puis de cliquer sur "Go".\nRemarquer que la température du capteur CCD doit être fournie. Ici nous avons T = -20°C. Cette demande de ISIS peut paraitre étrange. ISIS se sert en fait de cette information de température pour synthétiser le nom des images de dark (noir) nécessaires au traitement des images d'étalonnage. La convention pour nommer les dark dans ISIS lors d'un traitement eShel (mais la méthode est aussi recommandée lors d'une acquisition LHIRES, LISA, Star Analyser) est la suivante :\navec xxxx, le temps de pose en seconde, et yyy la température.\nPar exemple dark240-20, est une carte du signal d'obscurité posée 240 secondes avec un détecteur CCD refroidi à -20°C.\nDans notre exemple, le calcul des images de calibration oblige donc de disposer par avance dans le répertoire de travail des images :\nSi vous vous tenez toujours aux mêmes temps de pose pour acquérir les images d'étalonnage (et il n'y a pas de raison de faire autrement avec eShel), ces images de dark sont à fabriquer qu'une seule fois (à partir d'une image maitre posée plus longtemps par exemple). Au final, l'usage de l'outil de calcul des images d'étalonnage est très simple d'usage et performant si vous prenez soin de nommer comme indiqué vos images brutes. Le gain en productivité est très significatif.\nL'important problème de l'évaluation de la réponse spectrale instrumentale est abordé en détail dans la seconde partie de cette note.\nFigure 11. Traitement automatique des images d'étalonnage.\nVous pouvez maintenant lancer le traitement du spectre échelle de l'étoile (figure 12).\nDe nombreux calculs sont effectués. A leur terme, le spectre complet (avec les ordres de diffractions mis bout à bout) est produit dans le répertoire de travail (format FITS et DAT) avec la structure habituelle de la base BeSS. Le modèle de nomination des fichiers produits par ISIS est immuable :\navec YYYY l'année d'observation, MM, le mois, JJ le jour entier et FFF la fraction de jour avec 3 décimales. Noter le "_" au début du fichier spectre afin de le localiser plus facilement lors d'un trie du répertoire de travail.\nVous pouvez visualiser le profil spectral calculé en ouvrant l'onglet "Affichage profil". Notez que le champ "Nom du profil" est déjà rempli. Vous n'avez qu'à cliquer sur "Charger" ou faire return dans le champ de saisi du nom.\nISIS produit aussi les spectres individuels des ordres, un spectre distinct par ordre donc. La figure 14, montre comment est nommé automatiquement pas ISIS le spectre d'ordre 34, à titre d’exemple.\nNoter que c'est ce jeu d'ordre individuel qu'il faut envoyer à la base BeSS et non pas le spectre complet abouté.\nISIS retourne un certain nombre d'informations importantes pour vérifier la bonne qualité du résultat produit (voir la figure 15). Relever en particulier le pouvoir de résolution, toujours voisin de 10000, ou encore l'erreur RMS d'étalonnage spectral, typiquement de l'ordre de 0,01 A ou mieux. ISIS indique aussi le nombre de raies utilisées lors de l'étalonnage spectral par ordre.\nFigure 12. Calcul du spectre échelle.\nFigure 13. Aspect du spectre échelle (version avec les ordres racccordés) après traitement\nFigure 14. Détail de l'ordre 34 (celui qui contient la raie Halpha).\nFigure 15. Performance déterminée sur les mesures.\nLe réglage initial des paramètres du spectrographe eShel est surement la partie la plus délicate pour l'utilisateur. La plus intimidante. Elle demande un peu d'attention et de temps. Mais l'enjeu est important car bien sur, la qualité de ce réglage influence la qualité des résultats produits. Il faut aussi être bien conscient qu'une fois les bons paramètres trouvés de votre spectrographe, les valeurs demeurent à vie. C'est une caractéristique fondamentale du spectrographe à fibre eShel. Une fois ajusté, ISIS et eShel forment un couple qui fonctionne comme une horloge.\nCliquer sur le bouton "Réglage" depuis l'onglet "eShel". La figure 16 montre une copie d'écran de la boite de dialogue qui s'ouvre alors. Vous pouvez considérer les valeurs de pamatres comme un bon point de départ pour votre instrument.\nOn fournit en premier les paramètres de la caméra utilisée (section "Caméra" de la boite de dialogue). Dans notre cas (CCD KAF-3200) la taille de l'image est de 2184 x 1472 pixels de 6,8 microns. On donne aussi à ISIS la distance focale de l'objectif de caméra. Dans le cas du spectrographe eShel, toujours adopter la valeur de 85 mm.\nOn fixe ensuite le domaine des ordres typiquement exploités. Ici, de l'ordre 32 à l'ordre 52, ce qui couvre un domaine allant du rouge profond (6800 A) jusqu'au bleu profond (4300 A). Pour une raison ou une autre, vous pouvez diminuer (ou augmenter) ce domaine. Il sera par exemple diminué si vous ne vous intéressez qu'à une zone précise et restreinte du spectre ou encore, pour accélérer les calculs lors de la phase de recherche des bons paramètres du spectrographe.\nLa valeur de la zone de binning correspond au nombre de pixels qui interviennent suivant l'axe spatial pour construire le profil spectral à partir de l'image 2D. Une valeur de 17 à 18 pixels est correcte pour un CCD KAF-3200, qui possède des petits pixels (6,8 microns) et qui échantillonne assez finement bien le spectre. Avec un CCD du type KAF-1600, dont les pixels font 9 microns, il faudra réduire un peu la largeur de binning. On peut essayer une largeur de 14 à 15 pixels. Comme bien souvent, il faut tester. Ne jamais hésiter à procéder ainsi. Le critère de succès ici est le rapport signal sur bruit et la qualité de restitution du continuum.\nLa boite de recherche des raies est une zone rectangulaire que ISIS positionne dans l'image du spectre Thorium-Argon pour trouver la position en pixel des raies d’émission. On donne la largeur de cette zone en pixels. La valeur de 18 pixels est typique pour un CCD KAF-3200. Pour un KAF-1600, on diminuera un peu cette valeur (14 à 15 pixels typiquement). Si la boite de recherche est trop large, ISIS risque de ne pas identifier la bonne raie spectrale espérée, ce qui peut conduire à une erreur d'étalonnage spectral (cependant ISIS possède une méthode sophistiquée pour détecter ces situations anormales et rejette ces cas la plupart du temps). Si la boite de recherche des raies est trop étroite, le risque est que ISIS ne trouve pas les raies. Le symptôme d'une boite de recherche mal ajustée est de disposer de très peu de raies pour étalonner le spectre par ordre ou que les raies de référence soient mal distribué le long d'un ordre, ce qui affecte la précision.\nLe seuil de détection des ordres ajuste la sensibilité de détection et de mesure de position des dits ordres. La valeur de 40 (celle de l'exemple) est typique, mais pour détecter des ordres de degré élevé vous pouvez être ammené à diminuer ou augmenter la valeur du seuil (jusqu'à 100 par exemple). Faire des essais successifs pour vérifier si tous les ordres souhaités sont mesurés (voir ci-après le contenu du fichier image CHECK.FIT - les ordres identifiés valides sont marqués par un trait fin courbe)..\nDepuis la boite de dialogue, sélectionner l'option "Test étalonnage spectral ThAr" (figure 16), puis lancer le traitement du spectre.. Remarquez que ISIS à produit dans le répertoire de travail les images CHECK.FIT et CHECK2.FIT (figure 17). Visualisez cette dernière image (figure 18). ISIS représente l'image du spectre du Thorium-Argon de référence avec en superposition la position estimée des raies du Thorium-Argon pris dans une liste (voir plus loin), sous forme de carrés en pointillé et la position des raies effectivement exploitée pour l'étalonnage spectral sous la forme d'un carré à trait plein (centré sur la position effective des raies).\nLes traits courbes marquent la position des ordres trouvés par ISIS (en se servant du spectre de la lampe LED).\nLes longueurs d'onde des raies spectrales du Thorium-Argon utilisées par ISIS se trouvent dans un fichier texte nommé LINES.LST. Ce fichier doit être obligatoirement présent dans le sous-répertoire CALIB du répertoire de travail courant.\nPour télécharger mon fichier LINES.LST, cliquez ici.\nLa figure 19 montre une portion du fichier LINES.LST. Il regroupe les longueurs d'onde précisent (mesurées dans l'air) d'un jeu de raies du thorium et de l'argon. Vous avez tout loisir de modifier ce fichier pour enlever des raies ou en ajouter si vous en sentez le besoin. L'ordre d'entrée des raies n'est pas imposé (les longueurs d'onde ne sont pas obligatoirement croissantes dans la liste).\nLe nombre d'itérations (4 dans l'exemple) fixe le degré de réjection des raies spectrales du Thorium-Argon lorsqu'une anomalie est rencontrée. La valeur par défaut est typique.\nFigure 16. La boite de dialogue de réglage de eShel.\nFigure 17. Vérification rapide de la qualité l'étalonnage spectral. Notez que pour ce test nous n'avons effectué le traitement qu'entre les ordres 32 et 37 (c'est ici uniquemement un exemple, qui illustrer cette souplesse de sélection).\nFigure 18. L'image CHECK2.FIT. Noter la taille de la boite de recherche des raies (18 pixels dans le cas présent).\nFigure 19. Extrait du fichier LINES.LST\nLa section "Identification des ordres" de la boite de dialogue "Réglage eShel" contient les paramètres qui aident ISIS pour sa recherche de la trace des ordres de diffraction dans l'image et pour l'étalonnage spectral.\nLe numéro d'ordre de référence est celui qui contient la raie spectrale Thorium-Argon de référence. Il est recommandé de toujours choisir l'ordre 34, qui correspond à la partie rouge du spectre.\nOn doit fournir la position verticale de cet ordre de référence en pixel au centre de l'image. Cette coordonnée Y est mesurée simplement avec le pointeur de souris (au pixel près ou 2 ou 3 pixels près, ce n'est pas critique). Il est facile de localiser l'ordre 34 par la présence d'un groupe de 4 raies du Thorium-Argon bien caractéristique (voir la figure 20).\nIl faut sélectionner une raie du thorium ou de l'argon facilement identifiable. Le choix de la raie du Thorium à 6583.906 A dans l'ordre 34 est recommandé. Cette raie est identifiée dans la figure 21 (elle fait partie du groupe de 4 raies, déjà utilisé ci-devant). On mesure avec la souris la coordonnée horizontale (X) de cette raie (à 2 ou 3 pixels près).\nLe paramètre "Seuil de détection des ordres" est la sensibilité de détection des ordres dans l’image LED. Une trop valeur trop forte peut empêcher ISIS d’identifier les ordres de faible intensité (dans le bleu en particulier). A l'inverse, une valeur trop basse peut conduire à la détection de faux ordres. La valeur de 40 proposée est un bon choix initial.\nFigure 20. Localisation de l'ordre 34 (noter les 4 raies encadrées de rouge). On mesure la coordonnée verticale de cet ordre approximativement au centre de l'image. On trouve ici Y = 1210 avec le pointeur de souris.\nFigure 21. Mesure de la coordonnée horizontale de la raie de référence du thorium à 6583.906 A. On trouve ici approximativement X = 876.\nLes paramètres du spectrographe (section "Spectrographe" de la boite de dialoguer "Réglage") adressent les angles d'incidence (alpha) et de hors axe (gamma) sur le réseau à diffraction échelle. Les valeurs proposées par défaut, respectivement 63,2° et 5,8°, sont généralement correctes, mais la valeur exacte dépend du réglage usine de l'angle d'inclinaison du réseau. Vous pouvez aussi avoir retouché cet angle (le réglage de alpha est accessible depuis l'extérieur du boitier eShel).\nL'angle critique est l'angle alpha. De sa valeur dépend la capacité a repérer automatiquement les raies du Thorium-Argon. Cette détection des raies de la lampe spectrale étalon dépend aussi de l'angle que fait la caméra CCD autour de l'axe optique une fois montée sur l'objectif de 85 mm de focale.\nLa rotation de la caméra est du reste le premier réglage physique à réaliser (et en général le seul) avec eShel (en dehors de la focalisation de l'objectif). Il faut pour cela jouer sur le degré de liberté en rotation offert à la base de l'objectif photographique de 85 mm. Le réglage est correct lorsque la ligne qui joint notre groupe de 4 raies à l'ordre 34 est bien horizontale dans l'image (voir la figure 22). Une fois la chose acquise, serré la base de fixation de l'objectif photographique avec les vis latérales. L'essentiel est fait.\nATTENTION : le réglage d’orientation de la caméra CCD est le tout premier à faire avec eShel lors de la prise en main du spectrographe. Ensuite, il n'y a plus de raison que cet angle de caméra change avec le temps si vous ne démontez pas cette dernière (noter que même en cette circonstance, le système de baïonnette photo permet un montage et un démontage rapide et reproductible de la caméra sur l'objectif).\nIl reste à présent à vérifier que la valeur de l'angle alpha est correcte (la valeur de gamma est ici peu critique, vous pouvez en général conserver la valeur de 5,8°).\nPour cela, sélectionner l'option "Test rotation caméra" depuis la boite de dialogue de réglage, comme la montre la figure 23.\nLancer le traitement du spectre. ISIS produit une nouvelle image CHECK2.FIT, mais différente de la première. Examinons là (figure 24).\nISIS entoure d'un petit cercle 3 raies du thorium distribuées dans l'image. Lorsque les 3 raies sont incluses dans le cercle, comme sur la figure 25, le réglage de alpha est bon. Votre spectrographe eShel est opérationnel.\nDans l'exemple de la figure 26, la valeur de l'angle alpha est incorrecte. La sensibilité caractéristique du réglage de l'angle alpha est de 0,1° environ.\nDepuis la version 3.2.0 de ISIS vous pouvez sélectionner les longueurs d'onde (et ordre) des 3 raies utilisées pour ajuster la rotation de la caméra (voir la figure 26bis - il s'agit d'une fonction avancée, utile pour les observateurs n'utilisant pas la lampe ThorAr standard fournie avec le spectrographe eShel).\nFigure 22. Horizontalité de la ligne joignant le groupe de 4 raies intenses du thorium dans l'ordre 34. La caméra est ici correctement orientée autour de l'axe optique.\nFigure 23. Procédure d'évaluation de l'angle alpha.\nFigure 24. Aspect de l'image CHECK2 lors du controle de la rotation de l'ensemble du systme de raies. On remarque que deux de ces raies sont entourées d'un petit cercle. Une troisième raie est aussi entourée dans la partie inférieure de l'image (voir la figure suivante).\nFigure 25. La valeur de l'angle alpha est satisfaisante car les 3 raies sont à l'intérieur du cercle dessiné par ISIS.\nFigure 26. La valeur de l'angle alpha est incorrecte car l'une des raies de référence sort du cercle.\nFigure 26bis. Choix de la longueur d'onde des trois raies qui aident à orienter correctement la caméra d'acquisition. Cliquer sur le bouton "Défaut" pour obtenir les longueurs d'onde recommandées pour régler le spectrographe eShel. Vous devez aussi fournir le rang des ordres qui contiennent les longueurs d'onde correspondantes.\nExaminons l'image CHECK2 dans sa globalité (voir la figure 27).\nISIS a calculé la position des ordres et a dessiné leur forme sous l'aspect de traits fins et courbes. On remarque immédiatement que la longueur des ordres évalués n’est pas identique suivant le rang considéré.\nPrenons par exemple l'ordre numéro 34. Sa valeur modélisée débute à la coordonnée X1 = 160 (pixels) et fini à la coordonnée X2 = 2020 (pixels). Ces bornes ont été en fait fournies à ISIS dans un fichier liste qui définit le début et la fin de tous les ordres que l'on souhaite exploiter. Ce fichier doit obligatoirement être nommé DEF_ORDER.LST et être présent dans le sous répertoire CALIB du répertoire de travail.\nPour télécharger mon fichier DEF_ORDER.LST, cliquez ici.\nLa figure 28 montre le fichier de définition des ordres que j'utilise.\nOn y trouve une ligne par ordre. La première colonne est le numéro du premier ordre exploité (du rang 32 au rang 52). Les seconde et troisième colonnes contiennent respectivement les coordonnées X1 et X2 du début et fin d'ordre suivant l'axe horizontal de l'image. Par exemple, pour l'ordre numéro 34, on retrouve bien X1 = 160 et X2 = 2020.\nCes valeurs sont choisies pour que l'ordre ainsi défini inclue un maximum de raies (intenses) du mélange Thorium-Argon pour le calcul de la dispersion spectrale.\nPar exemple, la figure 29 explique pourquoi l'ordre 32 est plus long que ces voisins. Le but est d’ajouter dans le calcul de la dispersion spectrale une raie utile, située tout à gauche (isolée et intense, idéale donc). Vous pouvez ainsi sculpter à votre bon vouloir la longueur des ordres à ce stade.\nIl est important de souligner que les informations dans le fichier DEF_ORDER.LST n'ont un rôle que pour l'étalonnage spectral (ce sont dans les limites en pixels qui y sont définie que ISIS recherche les raies thorium/argon exploitées pour l'étalonnage). Le découpage effectif des ordres en longueur d'onde est le sujet d'un autre jeu de paramètres, décrit plus bas.\nFigure 27. Trace des ordres calculés dans l'image CHECK2.FIT.\nFigure 28. Contenu du fichier DEF_ORDER.LST\nFigure 29. Etirement de l'ordre numéro 32 pour inclure une raie intérensnte pour l'étalonnage spectral (la raie en question est intense et isolée).\nLe fichier DEF_ORDER.LST possède une quatrième colonne, correspondant à des valeurs angulaires. Voyons pourquoi.\nMalgré la présence d'une fibre optique à l'entrée du spectrographe eShel, de contour parfaitement circulaire, l'image de cette fibre à la surface du détecteur n'est pas parfaitement circulaire. Cette image est ovalisée (distorsion optique).\nRemarquez d'abord qu'il est parfaitement possible de traiter les spectres de la lampe Thorium-Argon de la même manière que nous traitons les spectres stellaires. La figure 30 montre comment procéder. Le nom générique de la séquence d'entrée est cette fois "dsco_thor-". Le nombre d'images est de 3. Pensez aussi à modifier l'image master de dark, qui correspond à une pose de 30 secondes. Ce sont les seules modifications. Cliquez sur "Go" pour effectuer le traitement.\nLors du traitement des spectres, ISIS produit un certain nombre de fichiers images intermédiaires dans le répertoire de travail pour vous permettre de diagnostiquer des anomalies. Nous allons les exploiter à présent pour régler ce problème de forme des raies.\nPar exemple, visualisez le fichier #1_34.FIT situé dans le répertoire de travail (voir la figure 31). Voici la signification de nom de ce fichier un peu étrange. Le "#" au début indique qu'il s'agit d'un fichier intermédiaire de calcul. Vous pouvez parfaitement effacer ces fichiers de votre répertoire à la fin de la session de travail. Le nombre "1" indique que ce fichier image est rattaché à la première acquisition e la série (qui en comporte 3 dans l'exemple). Enfin, le nombre "34" indique que le fichier contient une image de l'ordre 34.\nPar exemple, le fichier #3_42 contient l'image de l'ordre 42 prise dans l'image numéro 3 de la séquence d'entrée.\nDans l'image #1_34, l'ordre 34 est isolé dans une bande étroite (le reste de l'image n'a pas d'importance, nous nous intéressons ici qu'à l'ordre numéro 34, ISIS a donc supprimé ces parties inutiles). On constate que le spectre a été redressé, que son axe de dispersion est à présent bien horizontal, comme si le spectre avait été acquis avec un spectrographe LHIRES III ou LISA parfaitement réglé. Le "fond de ciel" a aussi été retiré (le niveau du signal au voisinage du spectre est mis à zéro). C'est à partir de ce type de portion de spectre que ISIS va extraire les profils spectraux au travers d'une opération de binning suivant l'axe vertical.\nOn suppose que lors de ce premier traitement, toutes les valeurs de la colonne 4 du fichier DEL_ORDRE.LST sont mises à zéro.\nUn examen attentif de l'image révèle alors qu'effectivement les images monochromatiques de la fente sont ovalisé. Le plus ennuyeux est surtout que le grand axe de cette ovalisation n'est pas strictement vertical. Dans cette situation, une opération de binning conduira à une légère perte de résolution spectrale.\nISIS est capable de redresser les raies d'un angle variable d'un ordre au suivant. Par exemple dans le cas de l'ordre 34, on estime que l'inclinaison moyenne des raies spectrales est de 10° (cette valeur peut être trouvée par des essais successifs). C'est la raison de la valeur adoptée (10) dans la quatrième colonne pour l'ordre 34 dans mon fichier DEF_ORDRE.LST.\nRefaisons le traitement avec cette modification du fichier DEF_ORDRE.LST (pensez à sauvegarder le fichier après modification). Le résultat est montré dans la figure 32. Les raies sont grandement redressées, moins affectées par les distorsions géométriques.\nPatiemment, vous devez trouver les angles de correction optimaux de chacun des ordres et inscrire les valeurs dans le fichier DEL_ORDRE.LST. Cette opération va vous prendre une bonne heure typiquement. Mais comme toujours avec ISIS, il s'agit d'un réglage à vie. Vous n'aurez plus jamais à le refaire. Cela vaut bien la peine de prendre un peu de temps au début.\nPour en finir avec le paramétrage de l'onglet eShel, notez qu'il est possible de définir un fichier DEF_LAMBDA.LST dont on trouvera le contenu (pour ma propre configuration) dans la figure 33.\nCette information est facultative pour ISIS, mais il est tout de même vivement recommandé de créer ce fichier. Comme toujours, c'est un fichier propre à votre configuration et il n'est à constituer qu'une seule fois. La seule obligation est de le copier dans le sous répertoire CALIB du répertoire de travail courant.\nPour télécharger le fichier DEF_LAMBDA.LST que j'utilise, cliquez ici.\nDepuis la version 3.2.0 de ISIS vous disposez d'un utilitaire qui précalcule le fichier DEF_LAMBDA.LST (voir la figure 33bis). Ceci n'exclue pas un ajustement manuel des bornes des segments d'ordre calculé pour affiner la qualité du résultat produit par ISIS.\nLes données de ce fichier ne sont utilisées par ISIS qu'en fin de traitement, au moment de ne conserver que les tronçons utiles de chaque ordre. Dans notre exemple, l'ordre 34 couvrira au final un domaine spectral allant de 6485 A à 6715 A.\nRemarquez que l'ordre 35 débute à la longueur d'onde 6321 A. Il y a donc un chevauchement entre les ordres 34 et 35 dans la partie du spectre comprise entre 6485 A et 6510 A. Dit autrement, il y a redondance d'information, les mêmes éléments du spectre se trouvant simultanément dans une portion de deux ordres successifs. ISIS exploite ce chevauchement pour calculer un spectre complet en mettant bout à bout les ordres individuels.\nLa valeur du chevauchement doit être d’environ 20 Ansgtroms. Bien sûr, si le chevauchement est nul, ISIS sera incapable de recoller les ordres entre eux (il vous le dira en cours de traitement). A l’inverse, il ne faut pas que le chevauchement soit trop large, car à coup sûr vous aller mélanger de l’information à bas rapport signal sur bruit à ce compte. Il faut savoir couper les ordres à la bonne longueur, là où le signal qu’ils contiennent est encore significatif. Définir les bornes finales des ordres demande un peu de doigté et de bon sens.\nNoter que ISIS calcule la moyenne des deux parties en chevauchement pour synthétiser le spectre final.\nFigure 30. Traitement de la séquence de spectres brut du Thorium-Argon (dsco_thor-1, dsco_thor-2, dsco_thor-3).\nFigure 31. Visualisation d'un ordre redressé géométriquement (l'ordre 34 ici).\nFigure 32. Finalisation de la correction géométrique de l'ordre 34.\nFigure 33. Le contenu du fichier DEF_LAMBDA.LST\nFigure 33bis. Calcul d'un fichier générique type de définition de longueur d'onde. Dans l'exemple, on indique que la longueur d'onde de 6590 A se situe approximativement au centre de l'ordre de rang 34. On souhaite que les ordres successifs se chevauchent de 8% de leur longueur. Vous pouvez choisir le nom de fichier de définition de votre choix pour des tests, mais au finil il devra être nommé DEL_LAMBDA.LST. ISIS écrit directement le fichier de définition dans le sous-répertoire CALIB.\nCalcul de la réponse instrumentale\nGénéralement, pour produire un spectre de qualité il est nécessaire de retirer la réponse spectrale propre de l'instrument (et parfois de l'atmosphère). Cette réponse inclut la variation de transmission en fonction de la longueur d'onde des éléments optiques qui compose l'instrument, ou encore, la variation spectrale du rendement quantique du détecteur. Ce n'est qu'après division par la réponse instrumentale du profil prétraité (et corrigé de la fonction de blaze du réseau) que le spectre révèle la vraie distribution (relative) du flux produit par l'astre observé.\nLa figure 34 indique comment introduire la réponse spectrale instrumentale dans le calcul. Cette réponse se présente sous la forme d'un profil spectral étalonné en longueur d'onde de type .DAT (format ASCII). Dans l'exemple, le fichier en question est nommé "reponse.dat" (vous pouvez choisir un tout autre nom). Il se trouve obligatoirement dans le sous-répertoire CALIB.\nDans les faits, depuis la version 3.1.0 de ISIS, deux stratégies de correction de la réponse instrumentale sont proposées.\nStratégie 1 : vous désélectionnez le bouton "Par ordre". Dans ce cas, le fichier réponse est unique, comme indiqué précédemment. Il couvre en longueur d'onde l'ensemble du domaine spectral que l'on souhaite traiter. La figure 35 montre sous forme graphique une réponse spectrale caractéristique couvrant un domaine spectral allant des ordres 32 à 52. ISIS applique alors la correction de la réponse instrumentale en utilisant ce fichier unique global et en divisant le spectre complet prétraité (ordre raccordé), ainsi qu'en divisant chaque ordre calculé (voir l'annexe 3) par le tronçon adéquat du profil de réponse global.\nStratégie 2 : vous sélectionnez l'option "Par ordre". Dans ce cas, on doit trouver dans le sous-répertoire CALIB un fichier de réponse distinct par ordre. ISIS effectue alors la correction de la réponse instrumentale ordre par ordre, et ce n'est que dans un second temps que les ordres sont raccordés pour produire un spectre global de l'objet étudié. Dans cette stratégie, le nom de fichier réponse est le nom générique partiel des fichiers réponses associées à chaque ordre. ISIS ajoute automatiquement le texte "_xxx.dat" au non indiqué, avec xxx le rang de l'ordre auquel est associée la réponse. Supposons par exemple que l'on entre "reponse". Dans ce cas, les fichiers de réponse des ordres se trouvent dans le sous-dossier CALIB sous les noms : reponse_32.dat, reponse_33.dat, ..., reponse_52.dat. ISIS exige qu'il y ai autant de fichiers de réponse d'ordre qu'il y a d'ordre à traiter. Les numéros de rang d'ordre doivent aussi correspondre dans les noms de fichier (voir la figure 35, en bas).\nLa stratégie 1 est expéditive, mais pas toujours la plus efficace si la réponse instrumentale est très changeante avec la longueur d'onde.\nLa stratégie 2 est la plus précise, car elle met en œuvre un traitement local du spectre, nécessairement plus fin qu'un traitement global. C'est donc cette stratégie 2 qu'il est recommandé d'utiliser. Malheureusement, c'est aussi la plus fastidieuse au moment de générer les données d’étalonnage, mais l'effort vaut la peine, en particulier dans les circonstances particulières où les fonctions de blazes calculés laissent des résidus de traitement (irrégularité basse fréquence du spectre non physique). Il faut souligner que l'effort en question représente moins d'une demi-heure de travail et que ce travail n'est à renouveler que sur des intervalles de temps qui peuvent se chiffrer en mois, voire en années, si le spectrographe et le télescope sont en postes fixes. C'est donc un effort raisonnable qui est demandé.\nNous allons à présent détailler la procédure pour évaluer le ou les fichiers de réponse (suivant la stratégie).\nFigure 34. Désignation du fichier de réponse en intensité du spectrographe (il sagit d'un fichier au format DAT obligatoiremennt).\nFigure 35. Rangée du haut, réponse spectrale instrumentale typique (fonction globale). Rangée du bas, réponse spectrale instrumentale calculée ordre par ordre (ici les numéros 33, 34 et 35).\nSTRATEGIE 1 : réponse spectrale globale\nIl est impératif d'avoir observé avec le spectrographe eShel une étoile chaude dont on connaît par ailleurs la distribution spectrale effective. Cette dernière peut être trouvée dans les librairies de spectres professionnel ou extraites de modèles d'atmosphère stellaire.\nLe choix d'une étoile chaude (type spectral A ou B) est important. Ces étoiles sont pauvres en raies spectrales, ce qui facilité considérablement l'évaluation de la réponse instrumentale.\nDes étoiles comme Véga ou Altair sont de bonnes candidates. Dans notre exemple, nous avons sélectionné un astre un peu plus faible, de magnitude 3,8, mais cependant aisément observable, haute dans le ciel d'été (pour les observateurs de l'hémisphère nord) : alpha Delphinus. Il se trouve qu'un spectre de cette étoile, de type B9V, est disponible dans la base de données de ISIS avec une résolution spectrale relativement cohérente avec celle du spectrographe eShel. Pour extraire ce spectre vrai de alpha Delphinus (tel qu'il serait observé depuis l'espace avec un instrument neutre spectralement) cliquer sur le bouton "Database" de l'onglet "Affichage profil". Le spectre recherche est dans la sous-base NOAO (voir la figure 36), désigné par son nom HD : HD196867 (notez que vous pouvez bien sur utiliser une autre étoile de votre choix).\nSauvegarder ce spectre attendu de Alpha Del sous un nom facile à retenir dans le répertoire de travail. Utiliser par exemple "ref", pour "réference" - voir la figure 37. Pour la procédure ici décrite, le fichier créé peut être en format FITS ou en format DAT. C'est indifférent.\nLors de vos toutes premières observations avec le spectrographe eShel, vous ne disposez bien sûr par de la réponse spectrale instrumentale. Chaque équipement à sa spécificité et cette réponse ne peut donc être fournie avec eShel. C'est à vous à faire ce travail d'évaluation.\nHors donc, nous avons observé l'étoile alpha Del (ou tout autre étoile de type équivalent). Essayez de réaliser un spectre avec un assez bon rapport signal sur bruit, ce qui suppose d'adopter un temps d'intégration relativement long. Rappelez-vous qu'il est question ici d'obtenir des données de référence pour votre instrument. Autant les calculer avec une bonne qualité (et notez que la réponse instrumentalement ne change en principe que très peu avec le temps).\nPour ce premier traitement de l'étoile alpha Del, puisque la réponse instrumentale est inconnue, il faut laisser le champ correspondant vierge dans l'onglet eShel. C'est très important. Lancez ensuite le traitement de manière conventionnelle en cliquant sur le bouton "Go" principal (figure 38). Noter le nom adopté pour le spectre traité : TMP (comme "temporaire" - vous pouvez faire un autre choix).\nDans notre exemple nous disposons d'une séquence de 4 images de Alpha Delphinus exposées chacune 300 secondes. Remarquez que nous avons fait juste suivre l'observation de cette étoile de l’acquisition de 3 spectres du thorium/argon (30 secondes de pose), de 3 spectres de la lampe LED (60 secondes) et de 13 spectres de la lampe tungstène (10 secondes de pose chaque). Pour un résultat optimal, le temps entre toutes ces acquisitions doit être minimal pour se prémunir des conséquences de toutes déformations mécaniques du spectrographe (celles-ci peuvent induire un biais lors du calcul de la réponse).\nLa figure 39 montre le résultat de ce traitement. Le profil spectral à quelques ressemblances avec la spectre espéré pour cette étoile, mais il s'en distingue par plusieurs aspects : l'inflexion générale du continuum, la baisse de signal dans le bleu, ...\nA ce stade, la réponse instrumentale peut être trouvée en divisant le spectre observé par le spectre attendu, en utilisant par exemple la fonction "Division par un profil" de l'outil "Arithmétique". Nous allons procéder de manière plus visuelle avec l'outil "Comparer", disponible depuis l'onglet "Affichage profil", comme le montre la figure 40.\nSi vous sélectionnez l'option "Afficher le rapport", puis si vous cliquez sur "Comparer", ISIS affiche en bleu le spectre observé, en rouge le spectre comparé (ici le spectre "ref.fit", notre référence) et en vert, le rapport des deux spectres précédents.\nNe fermez pas la boite de dialogue "Comparaison de deux spectres" en cliquant sur le bouton "Annuler". Cliquer plutôt sur le bouton "Fermer" de la barre d'outils à droite. En faisant ainsi, le nouveau spectre courant est le rapport, comme si vous aviez divisé le spectre observé par le spectre théorique de l'étoile avec un outil arithmétique spécifique.\nLe résultat (le ratio) présente du bruit - voir figure 41. C'est normal, il s'agit du bruit d'acquisition du spectre de l'étoile alpha Delphinus. Il n'est pas question de conserver ce bruit dans le fichier de réponse instrumentale, car il n'a aucun rapport avec ladite réponse. On remarque aussi la trace des raies telluriques dans le rapport. Elles n'ont pas été éliminées lors de l'opération, car si elles sont bien présentent dans le spectre observé, elles ne le sont pas dans le spectre théorique de l'étoile.\nIl nous reste donc deux opérations à réaliser (dans cet ordre) : (1) gommer les raies telluriques, (2) lisser le spectre pour ne garder que les variations basse fréquence et éliminer le bruit.\nLes deux opérations s'effectuent à partir de la même fonction de ISIS si vous utilisez l'outil "Continuum" de l'onglet "Affichage profil". De manière interactive, vous pouvez par des couples de doubles clicks effacer des parties indésirables du spectre, par exemple la région des raies telluriques du CO2 vers 6920 A (voir la figure 42).\nL'outil "Recherche du continuum" est une fonction très importante de ISIS. Son usage est décrit en de nombreux endroits de la documentation (voir ici par exemple). Il est essentiel de bien le maitriser.\nIl faut ensuite procéder au lissage du ratio, comme l'indique la figure 43. Un peu de jugement est nécessaire pour trouver le coefficient de lissage qui ajuste de manière réaliste le profil pour trouver la réponse instrumentale. L'évaluation est un peu arbitraire, mais avec de l'expérience, on arrive à faire épouser à la courbe de réponse lissée la vraie forme de la réponse tout en évitant d'inclure les artéfacts (comme le bruit).\nAprès avoir déplacé le curseur vertical, cliquez sur le bouton "Lissage" pour voir le résultat. Attention, avec un spectre eShel complet, le temps de calcul est assez long (typiquement une dizaine de secondes), vous devez patienter un peu.\nSi vous êtes attentifs, sur la figure 43 vous aller constater que les raies telluriques H2O sont absentes (ou quasi). Comparer avec la figure 42 pour vous en convaincre. C'est une astuce : les raies telluriques ont été retirées avant le calcul du rapport avec l'outil "H2O", ce qui facilite ensuite l'ajustement de la réponse instrumentale.\nPour obtenir la courbe finale de réponse instrumentale, cliquez sur le bouton "Fermer" dans la barre d’outils à droite (pas sur le bouton "Annuler" de la boite de dialogue "Recherche du continuum").\nIl ne vous reste plus qu'à sauvegarder votre réponse instrumentale, comme un fichier DAT (c'est important), comme l'indique la figure 44 (vous pouvez choisir un autre nom). Attention ici. Le profil est sauvegardé par défaut dans le répertoire de travail. Vous devez impérativement ensuite le copier dans le sous-répertoire CALIB pour que ISIS puisse l'exploiter lors des traitements.\nIl ne reste plus qu'à effectuer le calcul définitif du spectre de notre étoile de référence en ajoutant la réponse instrumentale trouvée précédemment dans le processus de traitement – voir la figure 45.\nSi vous devez traiter une autre étoile, vous pouvez utiliser le même profil de réponse instrumentale. Vous n'avez pas à recalculer ce dernier. Ceci est fondamental : la réponse instrumentale ne dépend pas de l'astre observé, mais de l'instrument.\nNote : en toute rigueur, la réponse telle que nous la calculons inclut la transmission de l'atmosphère terrestre, qui varie spectralement en fonction de la hauteur des astres sur l'horizon ou même de la nuit. Donc, il ne faut pas trop s'étonner si la réponse instrumentale change dans le temps. En observant une étoile vers 50° de hauteur, nous avons pris un objet moyen au cours d'une bonne nuit. Un calcul plus rigoureux impose de tenir compte de la transmission de l'atmosphère avant de calculer le ratio. ISIS possède des outils pour réaliser cette opération - voir ici par exemple.\nFigure 36. Extraction du spectre de l'étoile Alpha Del depuis de la base de données distribuée avec ISIS.\nFigure 37.Sauvegarde du fichier de distribution en flux réelle de l'étoile (ici étalonné en flux relatif, extrait de la base spectrale NOAO) sous le nom ref.fit (c'est un exemple).\nFigure 38. Traitement complet d'une séquence d'un spectre de l'étoile Alpha Delphinus. Le champ réponse est vierge. Le nom d'objet final adopté est "tmp", car nous calculons ici uniquement des données temporaires (ou intermédiares).\nFigure 39. Le spectre de l'étoile Alpha Delphinus avec la correction de la réponse instrumentale.\nFigure 40. Comparaison graphique des spectres et calcul direct du ratio.\nFigure 41. Rapport brut du spectre de l'étoile Alpha Del observé et du spectre de cette même étoile extrait d'une base profesionnelle où celui-ci est déjà étalonné en flux relatif.\nFigure 42. Retrait des bandes telluriques de manière intéractive par interpollation du continuum local.\nFigure 43. Opération de lissage. Le profil lissé apparait en bleu.\nFigure 44. Sauvegarde du profil de réponse instrumentale.\nFigure 45. Calcul du spectre définitif de alpha Delphinus en introduisant la réponse instrumentale.\nFigure 46. Spectre échelle final de alpha Delphinus.\nSTRATEGIE 2 : réponse spectrale par ordre\nLe calcul démarre de la même manière que pour la stratégie 1 : au départ vous ne disposez pas de la réponse instrumentale, aussi vous faite un premier traitement de l'étoile étalon sans remplir le champ "Réponse" de l'onglet "eShel". Mais attention, vous devez maintenant cocher l'option "Par ordre", comme l'indique la figure 47.\nComme toujours ISIS effectue le traitement en considèrent les ordres indépendamment les uns des autres. Ces ordres distincts constituent même le produit principal de eShel. L'opération de raccordement pour présenter un spectre dans sa globalité est presque anecdotique (disons esthétique). Ce n'est du reste pas en général se spectre global qui est exploité pour une analyses à caractère scientifique, mais les ordres distincts. C'est bien tout l'intérêt de la stratégie que nous décrivons dans cette partie qui se focalise sur les ordres plutôt que le spectre complet.\nIl faut bien avoir à l'esprit que le spectrographe eShel est un instrument qui produit une vingtaine de tronçon du spectre simultanément de l'objet étudié (et pas vraiment un spectre global de l'objet). C'est la spécificité des spectrographes échelle, et tous les instruments de ce type sont exploités avec cette idée, y compris dans les observatoires professionnels.\nISIS génère les profils spectraux de tous les ordres demandés dans un format FITS (fichier de la forme, _NOMOBJET_YYYMMDD_FFF_xx, avec xx le numéro d'ordre, mais aussi dans un format ASCII simple, avec le nom générique prédéfini "objet". Par exemple, on trouve l'ordre 42 traité (sans la correction de la réponse instrumentale à ce stade) sous le nom objet_42.dat dans le répertoire de travail (voir aussi l'annexe 3 pour plus d’explications).\nVisualisons ce bout de spectre comme l'indique la figure 48.\nFaisons la comparaison avec le spectre de référence de alpha Delphinus et calculons le rapport - voir figure 49. Quitter la boite de dialogue "Comparaison de deux spectres" en cliquant sur le bouton "Fermer" de la boite d'outils, ce qui a pour effet de conserver le profil rapport.\nNous n'avons plus qu'à lisser ce dernier pour éliminer le bruit. Ouvrir pour cela la boite de dialogue "Continuum" et cliquer simplement sur le bouton "Automatique". Le calcul est instantané. Vous n'avez pas besoin de chercher à tâtons le meilleur coefficient de lissage, ISIS le fait pour vous. C'est automatisme est rendu possible car nous travaillons sur une bout de spectre seulement.\nQuitter la boite de dialogue "Recherche du continuum" en cliquant sur le bouton "Fermer" de la barre d'outils.\nIl ne reste plus qu'à sauvegarder le résultat, par exemple sous le nom "reponse_42.dat". Attention, l'extension du nom "_42" est imposée, et vous devez obligatoirement sauvegarder cette réponse spectrale locale en format DAT (voir la figure 51). Notez que le nom "ma_reponse_spectrale_42.dat" est tout aussi valable, mais c'est un peu long et compliqué !\nVous devez reproduire la même opération pour tous les ordres, c'est-à-dire une vingtaine de fois si par exemple vous explorez les ordres 32 à 52 de eShel. C'est le côté fastidieux de la méthode. Mais vous allez arriver au bout en moins de 30 minutes et rappelez-vous que vous n'avez à faire cette opération qu'une seule fois pour caractériser votre instrument.\nA titre illustratif, la figure 52 montre le calcul du profil rapport pour l'ordre 46, qui contient l'intense raie Hbeta de l’hydrogène. Cette raie est quasi gommée dans le résultat, ce qui est excellent et la garantie d'une évaluation précise de la réponse instrumentale à ce niveau du spectre. L'examen attentif du rapport montre malgré tout un léger résidu de la raie Hbeta. Celui-ci n'affecte pas vraiment la procédure de lissage automatique. Vous pouvez cependant gommer facilement ce résidu avant le calcul de la réponse lissée, comme l'indique la figure 53. L'explication de l'origine de l'artefact est intéressante : la vitesse radiale de l'étoile n'est pas nulle au moment de l'observation à cause du mouvement annuel de la Terre autour du Soleil. On comprend qu'une recherche d'une grande précision demande à corriger le spectre observé de cet effet Doppler avant de calculer le ratio ce qui équivaut à donner une position héliocentrique à l’observateur). ISIS sait très bien effectuer cette opération (voir l’onglet Vitesse héliocentrique), mais elle ne se justifie pas ici.\nAutre conseil, avant de calculer la réponse de l'ordre 32, qui contient la raie Halpha, une bonne idée est de retirer au préalable les raies telluriques, comme indiqué sur la figure 54. On voit ensuite sur la figure 55 que le continuum est maintenant propre, bien défini (au petit artéfact près lié à la vitesse radiale de la Terre décrit ci-avant).\nCopier les réponses instrumentale calculées ordre par ordre dans le sous-répertoire CALIB (voir la figure 56). Vous pouvez à présent effectuer le traitement final de l'étoile alpha Del, ou de tout autre étoile, en sélectionnant définitivement l'option "Par ordre" dans l'onglet « eShel ». ISIS va alors exploiter les réponses spectres individuelles que nous avons calculées (figure 57).\nLa figure 58 montre le résultat final obtenu. Il est excellent.\nFigure 47. Stratégie d'exploitation de la réponse instrumentale ordre par ordre. Premier calcul sans remplir le champ "Réponse".\nFigure 48 L'ordre 42 après traitement (sauf de la réponse isntrumentale).\nFigure 49. Calcul du ratio pour l'ordre 42. Noter comment la faible raie stellaire sur la gauche est présente à la fois dans le spectre observé et dans le spectre de référence. Cette raie, qui n'a pas de relation avec la réponse instrumentale, disparait bien dans la rapport.\nFigure 50. Lissage automatique de la réponse spectrale instrumentale locale (ici autour de l'ordre numéro 42).\nFigure 51. La reponse spectrale finale au niveau de l'ordre 42.\nFigure 52. Calcul de la réponse spectrale pour l'ordre 46.\nFigure 53. Affichage à haut constraste de la réponse instrumentale au niveau de l'ordre 46 avant lissage.\nFigure 54. Gommage des raies telluriques de l'ordre 32 avec l'outil H2O. Noter que les ordres 31 et 38 sont aussi concernés.\nFigure 55. Calcul de la réponse instrumentale au niveau de la raie Halpha.\nFigure 56. Les fichiers de réponse instrumentale ordre par ordre dans le sous répertoire CALIB.\nFigure 57. Traitement des spectres avec la stratégie de retrait de la réponse instrumentale ordre par ordre.\nFigure 58. Comparaison en le spectre traité final de alpha Del, en bleu et du spectre professionnel de référence de ce même objet (base NOAO), en rouge.\nISIS offre la possibilité de traiter sans intervention humaine l'ensemble des objets acquis avec le spectrographe eShel dans une nuit d’observation. La durée de traitement des spectres échelles étant relativement longue, cela vous évite d’interminables attentes devant l’ordinateur pour réduire les images une à une. Nous allons pouvoir dire à ISIS avec le mode batch de traiter un lot d’images. Ensuite, pendant que ISIS travaille, vous avez la possibilité d’aller regarder un bon film à la télévision.\nPour cela il faut créer dans le répertoire de travail concerné un fichier texte renseignant ISIS des conditions d'observations de ces objets.\nLa figure 36 montre un exemple.\nNous avons une ligne par objet.\nLa première ligne concerne une observation de l'étoile Delta Scorpii. Le nom générique des images brutes est "dsco-". Le nombre d'images brutes est de 9. On utilise un fichier de carte d'obscurité posé 300 secondes pour une température de -16°C du CCD, de nom "dark300-16" (le temps de pose des images élémentaires est donc de 300 secondes). On utilise les images de références tung_dsco, tled_dsco et thor_dsco (vous devez les synthétiser au préalable, avant de lancer le traitement par lot). Enfin, le nom de l'objet est Delta Sco (c’est un nom qui permet de l’identifier au CDS de Strasbourg sans ambiguïté). Notez que vous n’avez droit qu’à un seul blanc pour constituer le nom de l’objet.\nLa seconde ligne concerne l'étoile CI Cygnii. Nous disposons de 12 poses brutes exposées 600 secondes de cette étoile. Le nom générique des cliches bruts est "cicyg-". Des images tungstène, LED et Thorium-Argon ont été réalisées pour cette étoile. Nous attribuons le nom d'objet (ou catalogue) « CI Cyg ».\nLe troisième objet est l'étoile HD6226, de nom générique "6226-", et ainsi de suite.\nSi vous n'avez observé qu'un seul objet dans la nuit, bien sûr, le fichier batch ne contient qu'une seule ligne.\nPour réaliser le traitement de tous les objets désignés dans le fichier batch.lst (vous pouvez choisir un autre nom pour ce fichier) rapportez-vous à la section "Traitement par lot" (figure 37), indiquez le nom du fichier batch (sans lextension .lst), puis cliquez sur "Go". Tout le reste est automatique. Revenez dans une demi-heure, toute votre nuit d'observation est traitée.\nLe mode batch est si puissant que je n'utilise que cette technique pour piloter ISIS lorsqu'il est question de traiter les spectres issus du spectrographe eShel !\nFigure 36. Exemple type de fichier batch (pour le traitement par lot des spectres eShel).\nFigure 37. Lancementd'un fichier batch.\nANNEXE 1 : exemples de fichiers de configuration (sample of configuration files)\nFichier LINES.LST (LINES.LST file) - extrait. Format ASCII. Longueur d'onde des raies du thorium/argon utilisées pour l'étalonnage spectre\nLINES.LST file - extract. ASCII format.(Thorium/argon lines wavelength list for spectral calibration).\n32 32 1980 7.000000\n33 150 2000 6.000000\n34 160 2020 10.000000\n35 160 2030 13.000000\n36 160 2050 13.000000\n37 160 2080 13.000000\n38 165 2090 13.000000\n39 110 2095 12.000000\n40 140 2110 12.000000\n41 300 2090 11.000000\n42 260 2080 9.000000\n43 310 2030 7.000000\n44 300 2020 7.000000\n45 300 2000 8.000000\n46 310 1980 9.000000\n47 320 1960 12.000000\n48 330 1930 15.000000\n49 360 1890 20.000000\n50 400 1840 19.000000\n51 540 1800 18.000000\n52 570 1780 17.000000\nFichier DEF_ORDRE.LST. Format ASCII (les valeurs présentées sont typiques, et peuvent être modifiées pour votre configuration). Le fichier défini l'intervalle des ordres en pixels (origine 1,1 dans l'image) jusgés valides et l'angle d'inclinaison moyen des raies en degrés par ordre par rapport à l'axe spatial (perpendiculiare à l'axe de dispersion spectrale). Colonne 1 : numéro de l'ordre. Colonne 2 : coordonnée du début de l'ordre en pixel dans une image brutes 2D. Colonne 3 : coordonnée de la fin de l'ordre en pixels dans une image brute 2D. Colonne 4 : angle d'inclinaison moyen des raies en degrés dans l'ordre considéré. La zone délimitée en pixels est exploitée pour calculer l'étalonnage spectral. L'inclinaison des raies est corrigée pour qu'au final elles soient perpendiculaire à l'axe dispersion.\nFile DEF_ORDRE.LST. ASCII format (typical contain - adapt to your setup). Order format in pixel (image origin is 1,1) and mean line inclinaison angle relative to spatial direction (perpandicular to spectral dispersion axis).\n32 6894 7120\n33 6692 6916\n34 6485 6715\n35 6321 6510\n36 6146 6342\n37 5974 6166\n38 5820 6000\n39 5684 5840\n40 5538 5702\n41 5410 5558\n42 5277 5430\n43 5162 5300\n44 5044 5178\n45 4944 5058\n46 4829 4956\n47 4727 4846\n48 4630 4745\n49 4540 4647\n50 4446 4551\n51 4365 4454\n52 4268 4375\nFichier DEF_LAMBDA.LST. Format ASCII. Ce fichier n'est nécessaire que si vous souaités reconnecter les ordres individuels en un seul spectre. Colonne 1 : numéro de l'ordre. Colonne 2 : longueur d'onde du début de l'ordre en Angstroms. Colonne 3 : longueur d'onde de la fin de l'orde en Angstroms. Le contenu présenté ici est indiscatif. Vous devez le modifier en fonction de votre installation. Il est indispensable que les limites définies des ordres successifs se recouvrent légèrement (ici de 10 à 20 A).\nFile DEF_LAMBDA.LST. ASCII file. Only needed for full spectrum reconstruction. The limit of each order is given in angstroms (note the overlap, 10-20 A typically). Modify the contain in function of your setup.\nANNEXE 2 : fichier LOG : ce fichier résume les paramètres du traitement une fois celui-ci effectué). Example of LOG file (the file resume all processing parameters).\n-------------- Paramètres d'entrée --------------\nObjet : Delta Sco\nInstrument : C11 eShel QSI532\nSite : Castanet\nObservateur : cbuil\nRépertoire de travail : c:\_eshel\_\nNom générique des spectres 2D : dsco-\nNombre de spectres 2D bruts : 12\nFichier offset : offset\nFichier dark : dark240-20\nFicher PRNU : prnu\nFichier tungstène : tung_dsco\nFichier LED : led_dsco\nFichier Thorium-Argon : thor_dsco\nFichier cosmetique : cosme\nFichier de réponse spectrale : reponse\nCorrection des rayons cosmiques non effectée\nPremier ordre analysé : 32\nDernier ordre analysé : 52\nLargeur de la zone de binning : 18\nLargeur de la boite de recherche des raies : 18\nNombre d'itération sélection des raies ThorAr : 4\nRang de l'ordre de référence : 34\nCoordonnée Y de l'ordre de référence (centre image) : 1210\nLongueur d'onde de référence : 6583.906\nCoordonnée X de la raie de référence : 876\nSeuil de détection des ordres : 40\nAngle alpha : 63.2\nAngle gamma : 5.8\nNombre de traits au mm : 79\nNombre de pixels en X : 2184\nNombre de pixels en Y : 1472\nTaille des pixels : 6.80\nFocale : 85\n-------------------- Traitement --------------------\nNombre d'ordres trouvé : 24\nOrdre #32 - Position : 1255\nOrdre #33 - Position : 1232\nOrdre #34 - Position : 1209\nOrdre #35 - Position : 1184\nOrdre #36 - Position : 1159\nOrdre #37 - Position : 1134\nOrdre #38 - Position : 1107\nOrdre #39 - Position : 1080\nOrdre #40 - Position : 1051\nOrdre #41 - Position : 1022\nOrdre #42 - Position : 992\nOrdre #43 - Position : 960\nOrdre #44 - Position : 928\nOrdre #45 - Position : 894\nOrdre #46 - Position : 860\nOrdre #47 - Position : 823\nOrdre #48 - Position : 786\nOrdre #49 - Position : 747\nOrdre #50 - Position : 707\nOrdre #51 - Position : 665\nOrdre #52 - Position : 621\nOrdre #53 - Position : 575\nOrdre #32 : RMS = .0037 - Nb. raies = 10\nOrdre #33 : RMS = .0067 - Nb. raies = 11\nOrdre #34 : RMS = .0094 - Nb. raies = 17\nOrdre #35 : RMS = .0068 - Nb. raies = 15\nOrdre #36 : RMS = .0104 - Nb. raies = 19\nOrdre #37 : RMS = .0059 - Nb. raies = 16\nOrdre #38 : RMS = .0046 - Nb. raies = 15\nOrdre #39 : RMS = .0078 - Nb. raies = 17\nOrdre #40 : RMS = .0057 - Nb. raies = 16\nOrdre #41 : RMS = .0138 - Nb. raies = 16\nOrdre #42 : RMS = .0261 - Nb. raies = 14\nOrdre #43 : RMS = .0093 - Nb. raies = 16\nOrdre #44 : RMS = .0086 - Nb. raies = 15\nOrdre #45 : RMS = .0076 - Nb. raies = 15\nOrdre #46 : RMS = .0196 - Nb. raies = 14\nOrdre #47 : RMS = .0024 - Nb. raies = 11\nOrdre #48 : RMS = .0031 - Nb. raies = 13\nOrdre #49 : RMS = .0025 - Nb. raies = 10\nOrdre #50 : RMS = .0017 - Nb. raies = 8\nOrdre #51 : RMS = .0116 - Nb. raies = 9\nOrdre #52 : RMS = .0018 - Nb. raies = 8\nOrder #32 : FWHM = 4.37 - Dispersion = .145 A/pixel - R = 11084.6\nOrder #33 : FWHM = 4.53 - Dispersion = .139 A/pixel - R = 10823.2\nOrder #34 : FWHM = 4.35 - Dispersion = .135 A/pixel - R = 11232.8\nOrder #35 : FWHM = 4.50 - Dispersion = .129 A/pixel - R = 11068.4\nOrder #36 : FWHM = 4.53 - Dispersion = .126 A/pixel - R = 10917.1\nOrder #37 : FWHM = 4.69 - Dispersion = .125 A/pixel - R = 10335.8\nOrder #38 : FWHM = 4.86 - Dispersion = .118 A/pixel - R = 10308.4\nOrder #39 : FWHM = 5.06 - Dispersion = .115 A/pixel - R = 9917.6\nOrder #40 : FWHM = 5.09 - Dispersion = .113 A/pixel - R = 9796.2\nOrder #41 : FWHM = 4.94 - Dispersion = .109 A/pixel - R = 10148.1\nOrder #42 : FWHM = 5.13 - Dispersion = .107 A/pixel - R = 9731.9\nOrder #43 : FWHM = 5.13 - Dispersion = .105 A/pixel - R = 9702.5\nOrder #44 : FWHM = 5.00 - Dispersion = .102 A/pixel - R = 9977.5\nOrder #45 : FWHM = 4.80 - Dispersion = .101 A/pixel - R = 10319.9\nOrder #46 : FWHM = 4.70 - Dispersion = .098 A/pixel - R = 10608.8\nOrder #47 : FWHM = 4.46 - Dispersion = .096 A/pixel - R = 11127.9\nOrder #48 : FWHM = 4.47 - Dispersion = .095 A/pixel - R = 11070.5\nOrder #49 : FWHM = 4.20 - Dispersion = .094 A/pixel - R = 11646.0\nOrder #50 : FWHM = 4.42 - Dispersion = .090 A/pixel - R = 11251.8\nOrder #51 : FWHM = 5.04 - Dispersion = .088 A/pixel - R = 9900.1\nOrder #52 : FWHM = 6.04 - Dispersion = .085 A/pixel - R = 8426.4\n-------------- Paramètres de sortie --------------\nNom du profil de sortie : _deltasco_20110711_848_full\nDate de prive de vue : 11/07/2011 20:21:37\nDurée de prise de vue : 3560.0\nDate de milieu de prise de vue : 11.869/07/2011\nJour Julien du milieu de prise de vue : 2455754.369\nExemple de fichier LOG (_deltasco_20110711_848_ful.log). Il s'agit d'un fichier au format ASCII. Il résume les paramètres du traitement une fois celui-ci effectué et donne quelques résultats intermédaires (pouvoir de résolution moyen par ordre, précision d'ajustement de la loi de dispersion en Angstroms, ...).\nExample of LOG file (_deltasco_20110711_848_ful.log). The file resume all processing parameters and intermediate results (spectral resolution, fit precision of spectral calibration function in Angstroms, ...).\nANNEXE 3 : données produites (data products)\nSpectre complet final étalonné de l'étoile Delta Scorpii avec les ordres raccordés. Ce spectre est disponible à la fois sous un format FITS et sous un format DAT (codage ASCII). Dans cet exemple, ces fichiers on pour nom "_deltasco_20110711_848_full" (ISIS ajoute les extension .FIT (ou .FITS) et .DAT). Le spectre est déblazed (approximativement - il n'est pas toujours aisé de retrouver une fonction de Planck parfaite après reconnexion des ordres individuels - en outre dans l'exemple, l'étoile observée était très basse sur l'horizon - moins de 20° - si bien que la partie bleue du spectre est très atténuée par l'absorption atmosphérique, non corrigée ici) . Le mot terminal "full" est toujours présent pour distinguer ce profil complet des profils individuels de chaque ordre (voir la suite).\nFull final calibrated spectrum produced in FITS and DAT (ASCII) file formats. The spectrum is (nearly) deblazed, reconnected and rebinned at spectral sample of 0.1 pixel/A. The file name is "_deltasco_20110711_848_full" (the word full is always added). It is not easy to recover the Planck function after individual order reconnection. And in addition here the star angular elevation above horizon is very low (20°), so atmospheric extinction affect the blue part of the spectrum.\nOrdres individuels étalonnés (disponibles dans le format FITS uniquement). ISIS produit autant de profils spectraux qu'il y a d'ordres traités. Dans l'exemple, on montre les ordres de rang 33, 34 (celui qui contient la raie Halpha) et 35. Remarquer comment ces fichiers sont nommés. A souligner aussi le recouvrement spectral entre les ordres successifs (défini dans le fichier DEF_LAMBDA.LST). Le flux est en unité relative de la distribution spectrale de lampe tungstène en considérant qu'il s'agit d'un corps noir à 2750 K, si la réponse instrumentale n'est pas fournie. ISIS produit aussi une séquence de profil objet_xxx.dat au format ASCII qui dublique quasiment la version FITS, avec xxx le numéro d'ordre. Ces profils sont étalonnés spectralement, approximativement normalisé à l'unité et exploitable pour une utilisation scientifique, mais la version FITS, fort proche, est plus riche en raison de la présence des informations présentes dans l’entête.\nIndividual final calibrated order spectral profile (FITS only). One spectral profile by order. Note the system names used. Note also the substantial order overlap (DEF_LAMDA.LST file values). The flux given is relative to the flat-field lamp energy distribution if intrumental reponse file is not given (tungten lamp at 2750 K). ISIS generate also the full calibrated files objet_xxx.dat (ASCII format), with xxx the order number (nearly normalized to unity value).\nLes fichiers flat_xxx.dat (format ASCII) contiennent la fonction de blaze de chaque ordre, calculée à partir de l'image maître du tungstène. L'axe horizontal est gradué en pixels, mesurés dans l'image 2D (l'intervalle en pixel est fourni dans le fichier DEF_ORDRE.LST pour chaque ordre). L'unité de l'axe vertical est en comptes numériques (ADU). Remarquer qi'il s'agit de fichiers volatiles, dans le ssns où ils ne sont pas attachés au nom de l'objet traité. Se sera aussi le cas pour les fichiers de résultats à suivre (leur contenu va être remplacé par celui associé à la prochaine étoile traitée).\nThe files flat_xxx.dat (ASCII format) contain computed blaze functions for each order extracted from tungsten master image. The horizontal axis is in unit of pixel value (2D image - interval limit values given in DEF_ORDRE.LST file). The unity of vertical axis is in numeric count (Analog Digital Unit).\nLes fichiers blaze_xxx.dat (format ASCII) contiennent la fonction de blaze de chaque ordre lissée (pour réduire le bruit) et normalisée à l'unité au pic d'intensité. Ce sont ces profils qui sont exploités pour corriger, ordre par ordre, le blaze du spectre de l'objet.\nThe files blaze_xxx.dat (ASCII format) contain computed blaze functions smoothed (for reduce noise) and scaled to unity at peak intensity. This is the functions used for correct blaze effect in object spectra (order by order).\nLes fichiers #yyy_xxx.dat (format ASCII) contient les profils spectraux de l'objet observé non étalonnés et non déblazés. yyy est le numéro de l'image traitée (par exemple yyy prend les valeurs de 1 à 12 si on traite une séquence de 12 images de l'objet). xxx désigne le numéro de l'ordre. L'axe horizontal est gradué en pixels de l'image 2D. L'axe vertical est en compte numérique (ADU) après binning et retrait de la diffusion inter-ordre.\nFiles #yyy_xxx.dat (ASCII format) contain all raw profile (the data product is uncalibrated, and not de-blazed). yyy is the number of input 2D image of the object (1 to 12 is the sequence is composed of 12 individuals image of the object). xxx is the order number. The horizontal axis is in pixels, the vertical axis is in Analog Digital Unit after binning operation and interorder duffusion removal operation).\nLes fichiers calib_xxx.dat (au format ASCII) contiennent le profil spectral par ordre du spectre de la lampe\nthorium/argon (non étalonné en longueur d'onde).\nFiles calib_xxx.dat (ASCII format) are thorium/argon spectral profile (uncalibtaded) by order.\n6490.737 6490.7344 .0026 (233.67)\n6512.364 6512.3755 -.0115 (377.54)\n6531.342 6531.3509 -.0089 (506.13)\n6538.112 6538.1163 -.0043 (552.56)\n6554.16 6554.1707 -.0107 (664.01)\n6583.906 6583.9033 .0027 (875.48)\n6604.853 6604.847 .006 (1028.73)\n6643.698 6643.7049 -.0069 (1323.67)\n6677.282 6677.2933 -.0113 (1591.31)\n6719.218 6719.2114 .0066 (1945.18)\n6577.214 6577.217 -.003 (827.32)\n6483.083 6483.0724 .0106 (183.4)\n6588.54 6588.5283 .0117 (909)\n6591.484 6591.4713 .0127 (930.42)\n6632.084 6632.0783 .0057 (1233.87)\n6598.678 6598.6731 .0049 (983.16)\n6662.269 6662.2761 -.0071 (1470.06)\nLes fichiers oc_xxx.dat contiennent, par ordre, l'écart entre la longueur d'onde observée (catalogue) et la longueur d'onde mesurée au travers des polynomes d'étalonnage spectral. Les raies du thorium/argon sont automatiquement sélectionnée par ISIS. Le contenu de ces fichiers aide à repérer une anomalie éventuellement d'étalonnage spectral.\nFiles oc_xxx.dat contain wavelength difference between observerd (catalog) and mesured thorium/argon lines after polynomial fit of calibration law, order by order. The spectral line are selected by ISIS.\nLes fichiers image #yyy_xxx.fit isolent les ordres dans des imagettes distinctes (yyy : numéro de l'image, xxx : numéro de l'ordre). Les distorsions qui affectent les ordres dans les images brutes acquises sont corrigés (l'image des ordres est devenue droite). L'axe de dispersion est à présent rectiligne. Les données sont prétraitées (retrait du signal thermique, division par la carte PRNU, ...). De plus, le fond lumineux diffusé inter-ordre est retiré. Les profils spectraux sont extraits de ces imagettes. Elles sont par ailleurs commodes pour évaluer la largeur de la zone de binning la plus adéquate (juste assez large pour intégrer la quasi-totalité du flux) et pour estimer le tilt des raies spectrales. Dans cet exemple, l'ordre isolé au centre est le numéro #34 (fichier #1_34.fit), celui qui contient la raie Halpha. De part et d'autre on note l'ordre #33 (en haut, coté rouge) et l'ordre 35 (en bas, coté bleu).\nFiles #yyy_xxx.fit are 2D images with isolate each orders (yyy : input image number, xxx : order number). The optical distorsions are corrected (the dispersion axis is now rectilinear). The image are preprocessed (substraction of dark signal, PRNU division, ...). The inter-order scattering is also removed. The spectral profiles are extracted from these importants subset images. The example concern the ordrer #34 (the "Halpha" order for eShel spectrograph).


Quand faire appel aux compétences d’un sophrologue à Limoges ?\nReconnue par l’OMS, la sophrologie s’est imposée depuis de nombreuses années comme une méthode pratique et efficace pour venir à bout d’un grand nombre de problèmes liés à l’harmonie ainsi qu’à la conscience.\nDécrite comme une méthode psychocorporelle, faire appel aux compétences d’un sophrologue participe tout simplement à la recherche d’un meilleur bien-être. Dans quel cas consulter ce spécialiste ? Éléments de réponse !\nPour un accompagnement psychologique\nLe développement personnel est une arme efficace pour venir à bout d’une multitude de problèmes d’ordre psychologique. À ce titre, les compétences d’un sophrologue à Limoges sont les bienvenues afin d’affronter efficacement vos peines et handicaps. Il vous aide à surmonter votre timidité et à gagner en autonomie.\nFace à vos doutes sur le plan professionnel, le recours à la sophrologie vous aide à mieux gérer vos troubles et à renforcer votre confiance en soi. Suite à un changement brusque au plan affectif, le savoir-faire d’un sophrologue apparaît déterminant pour surmonter vos peines et vous adapter à la nouvelle dynamique de votre vie.\nLes diverses thérapies vous seront d’une grande aide pour activer votre motivation et améliorer votre créativité. En vous aidant à travailler au mieux votre estime de soi, la sophrologie vous aide par ailleurs à prendre conscience de vos capacités dans les moments de doutes.\nPour améliorer votre cycle de sommeil et vaincre votre stress\nEn proie aux troubles du sommeil ? Consulter un sophrologue au plus tôt vous fera beaucoup de bien. En effet, la sophrologie est d’un grand soutien pour les personnes ayant des difficultés d’endormissement ou des réveils nocturnes intempestifs.\nAprès une dure journée, retrouver un sommeil réparateur n’est pourtant pas trop demandé. Vous pourrez améliorer votre cycle de sommeil grâce aux diverses thérapies qui comprennent des exercices de respiration et de détente.\nEn outre, la sophrologie est un allié de choix face aux effets du stress. Salariés en poste, vous vivez au quotidien les affres du stress. Celles-ci étant responsables de votre baisse de performance, faites appel à un sophrologue à Limoges pour une prise en charge efficace.\nLes thérapies de sophrologie apprennent à lâcher prise et à mieux gérer ses émotions. Elles vous aident à mieux vivre la surcharge de travail ou la peur des changements organisationnels.\nPour mieux gérer votre période de grossesse\nLa sophrologie est très recommandée aux femmes enceintes. Futures mamans, faites-vous suivre pendant les derniers mois de votre grossesse par un sophrologue. Les conseils et recommandations de ce spécialiste vous seront d’une réelle utilité pour gagner en sérénité et en confiance.\nLes changements physiques sur votre corps vous jettent un froid dans le dos ? Les thérapies de sophrologie vous aident à commuer les sensations désagréables en véritables émotions positives à l’idée d’être mère.\nPar ailleurs, par des techniques d’images, le sophrologue vous aide à anticiper de la plus belle des manières la phase d’accouchement à venir. Avec des outils de pointes et des techniques très affinées, vous gagnerez en résilience face aux douleurs, ce qui facilitera grandement votre travail. Vous récupérerez ainsi mieux lors des phases de contraction. N’hésitez donc pas à prendre rendez-vous chez un spécialiste dès le 5e mois de votre grossesse.


Cet ouvrage analyse pour la première fois de manière exhaustive une page sombre et longtemps mise sous le boisseau de la Première guerre mondiale, celle des soldats français exécutés pour mutinerie. Publié à la veille du dernier 11 Novembre du siècle, l'ouvrage de Nicolas Offenstadt examine aussi bien la réalité des exécutions que les tentatives de réhabilitation des fusillés et la lutte contre la justice militaire entre les deux guerres. Il décrit aussi la représentation de ces exécutions par la littérature et le cinéma qui ont formé la mémoire collective des Français. Nicolas Offenstadt revient, de plus, longuement sur les propos de Lionel Jospin le 5 novembre 1998 à Craonne (Aisne), lors d'une cérémonie de célébration du 80ème anniversaire de l'armistice de 1918. Ce jour-là, le Premier ministre avait demandé que les mutins du Chemin des Dames, "fusillés pour l'exemple" en 1917, soient "réintégrés aujourd'hui pleinement dans notre mémoire collective nationale". La réhabilitation de fait des mutins par M. Jospin, premier chef de gouvernement à se rendre à Craonne, avait provoqué dès le lendemain la réaction du président de la République Jacques Chirac qui avait jugé cette déclaration "inopportune". La polémique, l'un des tout premiers accrocs dans la cohabitation, démontrait que la France avait toujours de la difficulté à regarder son histoire en face. En effet, il aura fallu attendre plus plus de 80 ans pour que les archives de la justice militaire livrent le chiffre (550) des soldats français fusillés entre 1914 et 1918, selon une étude du Service historique de l'armée de terre. Pour ce qui est des propos de Lionel Jospin, Nicolas Offenstadt les situe dans un contexte de pacifisme familial: le père du Premier ministre, Robert Jospin, fut l'un des dirigeants de la Ligue internationale des combattants de la paix dans les années trente.\nCopyright © Jean Bruno / La République des Lettres, Paris, mercredi 10 novembre 1999. Droits réservés pour tous pays. Toute reproduction totale ou partielle de cet article sur quelque support que ce soit est interdite. Les citations brèves et les liens vers cette page sont autorisés.


« Pour le patron d’une banque allemande, nous sommes dans la mère de toutes les bulles » - Le Contrarien Matin\n« Pour le patron d’une banque allemande, nous sommes dans la mère de toutes les bulles »\nC’est une déclaration que j’avais conservée précieusement et sur laquelle je souhaitais revenir car force est de constater que ces derniers temps, les langues se délient un peu et l’optimisme de façade qu’il convient d’afficher se lézarde alors que les mauvaises nouvelles s’accumulent.\nVoici ce que vient de déclarer le patron de la plus grosse banque régionale allemande\nPour Hans-Jörg Vetter, le président de la banque allemande LBBW (Landesbank Baden-Württemberg), tenez-vous bien :\n« Les risques ne sont plus pris en compte dans les cotations. Et ces investisseurs ne sont pas payés pour les risques qu’ils prennent. Cela s’applique à toutes les classes d’investissements. Les marchés boursiers et obligataires se trouvent maintenant dans la mère des bulles. Cela ne durera pas toujours. Et pas pendant très longtemps. Je ne peux pas dire quand cela va commencer à se déliter, mais à un moment donné, cela va se déliter à nouveau. »\nUne banque déjà sauvée… il sait de quoi il parle !!\nAvec 266 milliards d’euros d’actifs en gestion et 11 000 employés, c’est la plus grande « Landesbank » d’Allemagne dont le siège est à Stuttgart. Vetter a été nommé en 2009 pour ni plus ni moins sauver cette banque qui était en faillite virtuelle et bénéficiera de fonds publics pour assurer son redémarrage dans le cadre d’une nationalisation pure et simple.\nAlors le Vetter, il sait de quoi il parle quand on parle de risque et de faillite bancaires.\nUn environnement de taux zéro ne peut que conduire à des prises de risques excessives !\nNous devons toujours garder en tête l’un des principaux péchés capitaux… le lucre ! Non, rassurez-vous, il ne s’agit pas de faire de la théologie mais de l’histoire humaine. Si le lucre est un péché capital, c’est que depuis la nuit des temps l’homme n’a plus à démontrer sa vénalité et son intérêt pour le gain.\nBeaucoup sont prêts à aller très loin pour un peu plus d’argent, ou d’or. Il n’y a rien de nouveau là-dedans. Lorsque l’argent ne rapporte plus rien, voire même que votre épargne vous coûte, ce qui est le cas avec les taux d’intérêt négatifs, alors nous serons tous tentés d’aller chercher encore plus de rendement en prenant encore plus de risques, car ce que nous voulons c’est gagner de l’argent !\nC’est d’ailleurs pour cette raison que je ne cesse de dire aux épargnants : ne pas perdre, dans le contexte actuel, c’est déjà gagner !! Mais ne prenez pas de risques inconsidérés. Dans un environnement où les taux sont à zéro… l’argent ne rapporte plus rien par définition. Tout gain est donc générateur d’un risque élevé et dans cet environnement de taux à zéro, les risques ne sont plus convenablement rémunérés…\nRésultat logique : lorsque les taux rapportent zéro, alors on se dit qu’une action à 100 € qui rapporte du 4 % de dividende c’est génial… On se dit même que si cette action double vaut 200 euros et qu’elle verse encore 4 euros c’est génial car on fait du 2 % et c’est mieux que 0 hein !!!\nEt puis si l’année prochaine cette même entreprise vaut 400 euros, que ses bénéfices n’ont pas augmenté mais qu’elle verse encore 4 euros de dividendes… cela fait quand même du 1 % et c’est génial (surtout que, en plus, le cours de bourse monte et double tous les ans de façon exponentielle).\nEt comme les taux deviennent négatifs et que cette entreprise verse encore et toujours 4 euros de dividendes, le jour où l’action vaut 800 euros eh bien 4 euros représentent encore à 0,5 % de rendement positif, ce qui est nettement mieux qu’un placement à taux négatifs, ce dont vous conviendrez aisément.\nEh bien sous vos yeux c’est exactement ce qui arrive.\nC’est ce qui arrive pour les actions.\nC’est ce qui arrive pour les obligations.\nC’est ce qui arrive pour l’immobilier (bien qu’en France, les prix baissent enfin légèrement).\nBref, c’est ce qui arrive pour toutes les classes d’actifs.\nTous les rendements sont tirés vers le bas, tous les risques augmentent et les espérances de gains futurs fondent comme neige au soleil.\nVous avez donc sous les yeux, comme le dit Vetter, la mère de toutes les bulles, qui gonfle, qui gonfle, qui enfle, et… qui va nous péter à la gueule. La seule question c’est « quand ? », mais ça fera très mal.\n4 commentaires sur “« Pour le patron d’une banque allemande, nous sommes dans la mère de toutes les bulles »”\nPing : « Pour le patron d’une banque allemande, nous sommes dans la mère de toutes les bulles » | utopies investigations\nPing : « Pour le patron d’une banque allemande, nous sommes dans la mère de toutes les bulles » - Ma banque a moi\nPing : « Pour le patron d’une banque allem...


Morts de la Rue et « Goutte de Vies » : un collectif toulousain. - ORSPERE SAMDARRA\nSecrétaire général de Goutte de Vies\nCadre de santé, Chambres Mortuaires du Centre Hospitalier Universitaire de Toulouse\nPartenaire du collectif Goutte de Vies\nAprès avoir pris en charge et accompagné plusieurs cas d’espèce, en 2008 à Toulouse, un groupe de bénévoles crée le collectif « Goutte de Vies ». L’objectif est, en premier lieu, de rassembler les énergies et bonnes volontés prêtes à contribuer au repérage, à l’accompagnement de la fin de vie des personnes qui vivent ou ont vécu à la rue, et ce jusqu’à leurs funérailles. La confrontation au décès sur le terrain a mis en évidence différentes problématiques.\nUne population précaire en pleine évolution\nEn 2008, les SDF constituaient le noyau principal de cette population indigente. Les décès se produisaient dans la plupart des cas sur la voie publique, dans des logements mis à disposition, dans des squats… Au fil des années, on a assisté à une évolution importante : les SDF n’étaient plus les seuls à être dans une situation de très grande précarité dans leur fin de vie. Ce constat s’appuie sur le suivi mis en place, année après année, par le collectif en lien avec les différents intervenants : d’une trentaine de cas dénombrés en 2008 sur le CHU de Toulouse, on est passé huit ans plus tard à soixante-deux cas, soit 100% d’augmentation(1).\nL’indigence, définie comme la « situation de quelqu'un qui manque des choses matérielles les plus nécessaires à la vie, comme la nourriture, l'argent »(2) , s’est transformée au gré de l’évolution de notre société en « un manque des choses matérielles, et de liens sociaux et familiaux ». Elle englobe les SDF et les personnes identifiées comme vivant dans une très grande précarité, mais aussi des citoyens établis, ayant un logement, mais restant, au moment de leur décès, sans famille connue ou en rupture familiale depuis de nombreuses années. Les corps de ces défunts vont alors mobiliser l’intervention de nombreux professionnels avant de pouvoir bénéficier du repos éternel auquel a droit chaque être humain.\nLa fracture sociale, si souvent mise en avant par les Politiques afin d’expliquer en partie la paupérisation de notre société, laisse apparaitre une atténuation, voire de dissolution, de la solidarité familiale tant affective que pécuniaire. Les relations intergénérationnelles résistent difficilement aux individualismes et aux conflits familiaux. Les personnes isolées du fait d’une rupture familiale volontaire (ou subie), se retrouvent seules au moment de leurs funérailles.\nAu moment du décès, qu’il fasse l’objet d’une enquête judiciaire pour recherche des causes de la mort ou bien qu’il ait eu lieu dans un établissement de santé, le corps de la personne va être conservé dans une chambre mortuaire. L’institution judiciaire ou de santé va rechercher une famille, des proches. Le Code Général des collectivités Territoriales (CGCT) indique que l’inhumation doit avoir lieu sous 6 jours, et par ailleurs, le Code de la Santé Publique (C.S.P.) précise les modalités à la disposition de l’établissement de Santé dépositaire du corps si ce dernier n’est pas réclamé sous 10 jours. Ces délais sont souvent en contradiction avec ceux nécessaires à la réalisation des recherches ci-dessus : retrouver trace d’une famille après une rupture totale des contacts ou bien dans le cas de personnes « isolées », s’avère difficile car peu d’indices sont à disposition. Les associations qui ont pu être en contact avec la personne décédée, sont souvent un recours important. Sur Toulouse, le collectif « Goutte de Vies-CMR31 » assure ce rôle de facilitateur : son réseau relationnel a souvent permis de retrouver des familles en récupérant des informations auprès d’institutions très diverses.\nEnsuite, dans le cas où le défunt est isolé et sans ressources ou si sa famille elle-même est sans ressources, les textes législatifs et règlementaires précisent que : l’établissement de santé peut faire procéder à l’inhumation selon les ressources laissées par le défunt (art. R.1112-76 du C.S.P.), ou bien cette mission de service public sera assurée par la commune (art. L.2223-27 du C.G.C.T.). Néanmoins, dans la plupart des cas rencontrés, on se trouve face à une famille qui refuse de prendre en charge l’organisation des funérailles pour des raisons de conflits intrafamiliaux. La démarche mise en place sera alors différente : le CHU adresse par courrier une demande de prise en charge de l’inhumation à la mairie de la commune de décès. Cette prise en charge représente pour la commune un coût certain, d’autant plus important que son budget est contraint, et que le nombre de demandes augmente de façon exponentielle. Elle pourra alors, dans le cas où la famille serait retrouvée, demander aux héritiers directs une participation aux frais engagés ou bien se porter créancier sur la succession du défunt si celui-ci disposait de biens.\nL’aspect financier de ces décès a un impact majeur sur la diligence des élus à gérer ces dossiers. La solidarité nationale sera mobilisée, mais tout sera mis en œuvre afin de retrouver les héritiers du défunt. Ils pourront être sollicités, a posteriori, au titre de l’obligation alimentaire afin de rembourser tout ou partie des frais funéraires engagés par la commune.\nLes interlocuteurs « ressources »\nLe collectif « Goutte de Vies » après avoir effectué un état des lieux des ressources, s’est attaché au fil des années à tisser des liens particuliers avec les établissements de santé, la Justice et les Forces de l’Ordre, la mairie et ses différents services, les associations adhérentes en lien direct avec le terrain. L’objectif était et reste le recueil des informations concernant le parcours de vie du défunt auprès de chaque interlocuteur. Toutes les ressources professionnelles sont mobilisées pour que, au bout du chemin, le décès permette de retrouver si possible une famille, des proches. Les liens pourront alors, si les parties en présence le souhaitent, être renoués avec bienveillance sous la forme de témoignages, ou par une présence au moment de l’inhumation.\nIl arrive parfois que le lien ne puisse pas être rétabli. Ce sont alors des bénévoles du collectif qui prépareront la cérémonie laïque, et accompagneront le défunt vers sa dernière demeure au cours d’un hommage individualisé en présence des copains de la rue et/ou des personnes qui ont connu et côtoyé le défunt.\n(1) CHU Toulouse. (2016). Bilan d’activité des Chambres Mortuaires\n(2) Centre National des Ressources Textuelles et Lexicales.


RETOUR QUE FAIRE À CANNES ? AUTOUR DE CANNES LOCALISER LES CURIOSITÉS NOS COUPS DE COEUR\nQUE FAIRE À CANNES ? AUTOUR DE CANNES LOCALISER LES CURIOSITÉS NOS COUPS DE COEUR\nDe charme & historique\nA quelques minutes de l'hôtel vous trouverez :\nLa Gare de Cannes\nCannes-Voyageurs, à vraiment 4 minutes à pieds (400mètres). Idéal pour venir déposer vos affaires si vous arrivez tôt à Cannes et que vous souhaitez visiter la ville. La gare a l'autre avantage de proposer un kiosque à journaux ouvert tous les jours ainsi que de la restauration snack.\nDans un rayon de 400 mètres autour de l'hôtel, 4mn à pied, vous trouverez tous types de commerces. Pharmacie, tabac, restaurants, droguerie, boulangerie, église, synagogue, un petit supermarché Casino, etc. Il serait trop long de lister ici l'ensemble des commerces, mais, quoi que vous cherchiez, il y a de fortes chances pour que la réponse se trouve à proximité de l'établissement.\nA 3mn de la Villa se trouve le marché Gambetta. C'est une institution à Cannes, c'est un marché couvert, un marché de victuailles typiquement provençal. On y trouve fruits, légumes, fleurs, pêche locale et des vêtements. Il est ouvert tous les jours, sauf le lundi dès 7h le matin. Pour les marcheurs-visiteurs, l'idéal est de passer au marché pour préparer un pique-nique sur la croisette avec de bons produits locaux …\n©2017 VILLA CLAUDIA