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EXPLOITATION DES SPECTRES PRETRAITES
avec le logiciel ISIS
Pour commencer il faut démarrer le logiciel ISIS. La fenêtre d’accueil du logiciel est la suivante :
Ensuite,comme avec le logiciel IRIS, il faut indiquer au logiciel où il pourra trouver la (les) images de spectre
à traiter. Pour ces règlages, il faut se rendre dans l’onglet Configuration :
Dans le rectangle Répertoire de travail, il faut indiquer le dossier d’enregistrement des images de spectre
à traiter .
Les images sont dans ce cas localisées dans le dossier capella2 situé sur le bureau soit \desktop\capella2\.
En général, au démarrage du logiciel, le chemin permettant d’accéder aux images n’est pas le bon ( surtout
si on a utilisé le logiciel pour traiter d’autres images localisés dans un dossier d’un nom différent).
Pour les autres options, on peut laisser par défaut ce qui est coché ou non coché.
Ensuite, sélectionner l’onglet Général :
Dans l’onglet Général, il faut écrire le nom de
l’image ou séquence d’images à traiter dans les
champs :
-Nom racine ( sans tiret à la fin)
-Nom générique ( avec tiret à la fin)
Ici, on le voit dans le dossier d’enregistrement des
images, le spectre à traiter est spcapella2d-11add-1,
on retrouve donc le nom spcapella-11add- dans les
deux champs cités précédemment.
Dans le champ objet, noter le nom de l’étoile dont le spectre est à exploiter sous la forme HDXXXXXX qui
est le code de l’étoile dans le catalogue d’étoiles de l’université de Harvard.
Par exemple, pour l’étoile Capella, on peut facilement trouver grâce à un logiciel Planétarium tel que Carte
du Ciel (CdC) le code de cette étoile : HD 034029.
Ensuite aller dans l’onglet Etalonnage :
L’image du spectre à traiter, ici spcapella-11add-1, s’affiche.
Il faut en général ajuster les seuils de visualisation de l’image comme dans IRIS pour que l’image s’affiche
correctement (ni sous-exposée, ni surexposée).
Cliquer sur l’étoile ou sur le spectre pour que la ligne rouge entourée des deux lignes bleues passe par le
spectre et l’étoile.
Si l’option réticule n’est pas cochée, vous ne pouvez pas voir cette ligne rouge encadrée de deux lignes
bleues ( en fait , c’est cela le réticule !). Donc , il faut absolument cocher l’ option Réticule .
Les 4 quatre lignes vertes en pointillés peuvent être rapprochées ou éloignées du spectre en allant dans la
boite de dialogue Ajustement de la zone de Binning.
Aller à l’onglet Go : cliquer sur Go pour lancer la première phase de traitement du spectre.
Laisser se finir la procédure de traitement et aller dans l’onglet Profil :
On retrouve le profil spectral de l’étoile Capella que l’on avait obtenu avec le logiciel IRIS.
A partir d’ici, une étape très importante commence, c’est l’étalonnage spectral.
En effet, le curseur orange indique la position en pixels d’une raie du spectre mais n’indique pas à quelle
longueur d’onde correspond cette raie.
Réaliser l’étalonnage spectral consiste justement en une mise en
correspondance de la position en pixels de la raie avec la longueur d’onde
qu’elle représente.
On entend parfois à la place du terme étalonnage spectral, le terme calcul de
la dispersion spectrale.
Pour réaliser l’étalonnage spectral, il faut cliquer sur l’option Dispersion :
Dans le cas de l’étoile Capella, il s’agit d’une étoile de type spectrale G0iii c'est-à-dire de même type que le
soleil qui est une étoile extrêmement bien connue car très étudiée depuis longtemps.
Notamment, on sait à peu prés quelles raies d’absorption on peut trouver dans son spectre ainsi que dans
celui de Capella très semblable. Ces raies d’absorption portent le nom de raies de Fraunhoffer dont voici la
liste :
Liste des principales raies de FRAUNHOFFER
Désignation Élément Longueur d'onde (nm)
y
O2
898,765
c
Fe
495,761
Z
O2
822,696
F
Hβ
486,134
A
O2
759,370
d
Fe
466,814
B
O2
686,719
e
Fe
438,355
C
Hα
656,281
G'
Hγ
434,047
a
O2
627,661
G
Fe
430,790
D1
Na
589,592
G
Ca
430,774
D2
Na
588,995
h
Hδ
410,175
D3 ou d
He
587,5618
H
Ca+
396,847
e
Hg
546,073
+
K
Ca
393.368
E2
Fe
527,039
L
Fe
382,044
b1
Mg
518,362
N
Fe
358,121
b2
Mg
517,270
P
Ti
+
336,112
b3
Fe
516,891
T
Fe
302,108
b4
Fe
516,891
t
Ni
299,444
b4
Mg
516,733
Les raies de Fraunhofer C, F, G et h correspondent aux raies alpha, bêta, gamma et delta de la série de
Balmer du spectre d'émission de l'atome d'hydrogène.
Avec un peu de pratique, on peut en reconnaître quelques unes facilement notamment les fameuses raies
Balmer.
Dans la fenêtre Calcul de la dispersion spectrale, compléter les cases vides de gauche par les valeurs des
longueurs d’onde des raies de FraunHoffer que l’on pense avoir identifié ; pour chaque raie, indiquer dans
la case de droite, la position de raie en pixels :
Raie du fer
et calcium neutre
Autre raie du fer neutre
Raie H Bêta
Raie du magnésium
(double)
Raie du sodium
(double)
Longueur d’onde de
La raie
Position en pixels de la
même raie
Une fois que l’on pense avoir identifié le plus de raies possibles, il faut cliquer sur Calcul du polynôme :
Le logiciel calcule une formule mathématique permettant de faire correspondre la position en pixels de la
raie avec la longueur d’onde associée.
Le coefficient A1 signifie que l’étalement ( la dispersion) des couleurs du spectres est de l’ordre de 7 Angström/pixel.
Enfin, cliquer sur Etalonner :
Maintenant, à chaque point du graphe spectre correspond une longueur d’onde.
Le curseur orange indique non plus un nombre de pixels mais une longueur d’onde en Angström.
(voir ci-dessous)
Raie H Bêta :
4861.34 Angström
Après, il faut recommencer le même traitement exactement dans le même ordre mais en tenant à présent compte
de l’étalonnage spectral qui vient d’être réalisé :
 Onglet Général :
Deux options à changer seulement , celles qui ont rapport avec l’étalonnage spectral.
 Puis onglet Etalonnage :
Pour permettre une amélioration de l’étalonnage, on peut repérer sur l’image du spectre la position d’une raie
d’absorption de longueur d’onde connue et reporter les valeurs dans les cases indiquées par les flêches rouges.
Il n’y a rien d’autre à changer ici.
 Aller à l’onglet Go : cliquer sur Go pour lancer la deuxième phase de traitement du spectre.
 Laisser se finir la procédure de traitement et aller dans l’onglet Profil :
-découper ( option découper)le profil spectral pour ne garder que la partie utile ( le pic d’ordre 0 n’a
plus d’intêret puisque l’étalonnage spectral est réalisé)
-Comparer le profil spectral de Capella avec un profil spectral de référence et de même type
enregistré dans la bibliothèque soit un type spectral G0iii en cliquant sur l’option comparer :
Rechercher dans la bibliothèque le spectre de référence et cliquer comparer :
Raie H Bêta mais il y a un
décalage avec le spectre de
référence en rouge
Raie H Bêta
Dans la fenêtre Comparaison de deux spectres, il faut modifier la valeur de décalage en Angström
pour que la raie H Bêta du spectre de Capella coïncide exactement avec la raie H Bêta du spectre de
référence.
Ici, la valeur -24 ( comprendre par là que le spectre de capella doit être décalé de -24 Angström pour
coïncider avec le spectre de référence)fonctionne bien :
Plus aucun
décalage
Cette valeur de -24 Angström va devoir être reportée dans l’onglet Général, case Décalage en longueur
d’onde :
C’est reparti pour la troisième et dernière phase de traitement.
Il reste unseul champ à compléter, c’est celui
intitulé Réponse instrument.
On doit indiquer le nom du fichier qui intègre la
façon dont le montage optique (surtout le capteur
numérique) modifie le bon enregistrement du
spectre .
Effectivement , les capteurs réflex numériques sont
peu sensibles dans le domaine de l’ultra- violet, de
l’infrarouge( l’autre extrêmité) et assez sensible dans
le domaine du visible dans le jaune.
De ce fait, l’enregistrement du spectre est très
faussé par le capteur numérique à chaque extrêmité
du spectre de l’étoile soit dans le violet et le rouge
intense.
Pour corriger cela, il faut tenir compte de la réponse
instrumentale qui ici se nomme reponse.
à reporter
Bien sûr, le fichier reponse doit se trouver dans le
dossier capella2 situé sur le bureau, celui où toutes
les images sont enregistrées et qui est le seul dossier
auquel ISIS sait accéder ( voir Configurationdu début)
Pour finir, on peut directement passer à l’onglet Go et lancer la troisième et dernière procédure de
traitement du spectre et aller dans l’onglet profil quand la procédure est terminée :
Voici, ci-dessous, le profil spectral de capella, corrigé de la réponse instrumentale qui s’affiche :
H Alpha
Profil spectral corrigé de la réponse instrumentale :
globalement, on remarque que les raies d’absorption sont maintenant plus marquées, notamment la raie
H Alpha qui était quasi invisible dans le profil spectral non corrigé de la réponse instrumentale.
H Alpha
quasi invisible
Profil spectral non corrigé de la réponse instrumentale.