ISIS

Comment produire les images maîtres

L'image maître du signal d'offset

L'offset (ou bias) est un signal de décalage induit par électrique de l'électronique de la caméra. On l'observe dans une image prise en un temps de pose quasi nul et dans l'obscurité. Le signal d'offset est présent dans toutes les images acquises. Il doit être soustrait dans le processus visant à extraire le signal propre de l'astre observé.

A titre d'exemple, voici comment est réglé de panneau d'acquisition d'une séquence d'offset dans le logiciel Audela (noter le temps de pose très bref, et que l'on ne ce contente pas d'acquérir une seule image  - ici 15 images élémentaires).

Pour calculer l'image maîtres du signal d'offet, ouvrir l'onglet "Maitres" de ISIS, et faire :

Remarquez qu'il suffit de fournir le nom générique des images d'offset (la séquence o-1, o-2, ..., o-15 est supposé localisée dans le répertoire de travail).

ISIS calcule la médiane des 15 images d'offset d'entrée pour générer l'offset dit "maître". Remarquez le nom attribué à cette image résultat. Lors de l'acquisition des images d'offset (mais aussi lors de l'acquisition des images sciences, la température du détecteur CCD était de -5°C - c'est pour ce le remémorer que l'offset maîtres est appelé "offset_5").

Le résultat est souvegardé automatiquement dans le sous-répertoire CALIB si celui-ci a déjà était créer depuis le répertoire de travail courant. Sinon le résultat est sauvegardé dans le répertoire de travail courant.

L'image maître du signal d'obscurité

Le dark (ou noir ou signal d'obscurité, ou encore signal thermique) est un signal parasite provenant de charges thermiques générées dans le détecteur. Plus la température est élevée, plus le signal d'obscurité est grand. Il est aussi proportionnel au temps de pose. On observe ce signal dans une image prise en un temps de pose long dans l'obscurité. Le signal de dark est présent dans toutes les images acquises. Tout comme le signal d'offet, il doit être soustrait des images brutes pour extraire le signal propre de l'astre observé (on fixe ainsi le zéro de l'échelle de mesure des intensités et on ellimine certains bruits structurels dans les images).

Il faut se rappeler que l'offset s'ajoute à toutes les images acquises, y compris celle du signal d'obscurité. Pour obtenir le dark proprement dit (carte du signal thermique,), il faut donc soustraire le signal d'offset de toutes images dark acquise. ISIS réalise cette opération pour vous.

D'abord, voici le panneau d'acquisition d'une séquence 11 images d'obscurité avec le logiciel Audela. Le temps de pose est ici de 300 secondes. Important : lors de cette acquisition, la température du détecteur doit être la même que lors de l'acquisition des spectres des objets. Ceci est grandement facilité par la présente d'une régulation thermique précise dans le plus part des caméras CCD modernes.

Voici comment comment remplir la zone "Faire une image dark" avec ces données :

ISIS calcule l'image médiane des 11 images d'entrée. On note que l'offset maître est demandé. Le calcul de cette dernière image doit donc précéder le calcul du dark maître.

Pourquoi le choix d'un temps de pose 600 secondes ? Car le temps le plus long utilisé lors des images sciences est aussi de 600 secondes (dans notre exemple bien sur). Mais supposons qu’il faille traiter des spectres d'une brillante étoile acquis avec un temps de pose de 30 secondes seulement. Faut-il produire une image maître à partir d'une séquence d'images dark de 30 secondes, et ainsi de suite pour tous les temps de pose différents sélectionnés lors de la session ?

Absolument pas, et c'est fondamental dans ISIS. Il est parfaitement possible d’utiliser l’image maître du signal d'obscurité obtenu en posant 600 secondes pour traiter des images du ciel exposées seulement 30 secondes par exemple. ISIS détecte à partir de l'information du temps de pose dans l'en-tête des fichiers FITS l’écart de temps de pose. Il ajuste alors l'image maître de 600 secondes pour l'adapter au temps de pose de 30 secondes (en la multipliant par le facteur 30/600=0,05 dans le cas présent). Cela signifie que vous n'avez besoin que d'une seule image maître du signal d'obscurité pour traiter l'ensemble de vos spectres. La seule recommandation est que le temps de pose de cette image de référence soit supérieur ou égal au temps de pose de la plus longue pose individuelle réalisée sur les objets du ciel (de manière à ce que le coefficient de correction soit au plus égal à l'unité).

ISIS sauvegarde automatiquement l'image "dark600_5" dans le sous-répertoire CALIB si celui-ci existe, sinon dans le répertoire de travail.

Certains pixels dans l'image d'obscurité ont une intensité particulièrement importante. Ces pixels déviants peuvent même saturer le détecteur, ce qui rend le traitement délicat. Une bonne idée est de recenser dans un fichier les coordonnées des pixels considérés comme déviants, afin que les parties correspondantes soient traitées d'une manière particulière par ISIS. La liste des pixels déviants est sauvegardée dans un fichier dit "cosmétique". Voici comme le calculer depuis l'onglet "Maîtres" :

On utilise le fichier dark pour identifier les points chauds de l'image (pixels affectés d'un fort signal thermique). Tout pixel qui a une intensité supérieure au seuil de 500 pas de quantification dans cette image est considéré comme déviant. Dans l'exemple, ISIS a trouvé 176 pixels dans ce cas, ce qui est un nombre typique et raisonnable. La liste des pixels déviant est sauvegardée dans le répertoire CALIB si celui-ci existe, dans l'exemple sous le nom "cosme.lst". Il s'agit d'un fichier ASCII, éditable avec un éditeur de texte :

Ici on a prodiuit le fichier "cosme.lst" (l'extenion .LST est ajoutée par ISIS).

L'image maître du flat-field

L'image flat-field représente la réponse surfacique du détecteur lorsqu'on éclaire la fente d'entrée du spectrographe avec une source blanche (sans raies spectrales). Avec le spectrographe LHIRES, le flat-field est obtenu en disposant un élément diffuseur couvrant l'intégralité de la pupille d'entrée du télescope. Le spectrographe LISA dispose quant à lui d'une lampe tungstène intégrée. Par exemple pour LHIRES :

Le diffuseur est ici très rudimentaire : une simple épaisseur de papier calque de dessin industriel. Le tout est éclairé par une lampe halogène (filament de tungstène), qui produit un intense spectre continu (lumière blanche). C'est idéal pour réaliser un bon flat-field.

Voici le panneau d'acquisition de Audela lors de l'obtention des images flat-field :

Dans le cas présent on fait l'acquisition de 13 images flat-field en séquence (ce nombre permet d'obtenir un flat-field à haut rapport signal sur bruit par effet de moyenne, ce qui est recommandé). Notez que l'on ne ce n’est pas encombré avec quelque chose compliqué pour le nom générique : "f-". La séquence d'image est donc f-1, f-2, ..., f-13.

Le temps de pose doit être soigneusement choisi. Avant tout, il ne faut pas saturer le détecteur. Un signal qui occupe les 3/4 de la dynamique est souvent jugé suffisamment intense pour aboutir a des flat-field de qualité (haut rapport signal sur bruit), avec une marge pour ne pas saturer.

Voici comme on traite cette séquence dans ISIS :

Le résultat est ici l'image maître "flat" (vous pouvez choisir un autre nom, bien sûr). Attention, contrairement aux images maîtres d'offset, de dark et le fichier cosmétique, l'image n'est pas automatiquement copiée dans le sous-répertoire CALIB si celui-ci est présent. Elle est toujours sauvegardée dans le répertoire de travail. L'idée est que le flat-field ne dépend pas uniquement de l'instrument; mais aussi de la manière dont est monté le spectrographe sur le télescope, une configuration qui peut évoluer de nuit en nuit – voir au cours de la nuit, ce qui n'est pas le cas pour les paramètres optoélectroniques du détecteur (à moins de modifier la température de refroidissement). Le flat-field est donc plutôt associé à une nuit (on peut même être conduit à faire plusieurs flat-field par nuit). Vous pouvez cependant copier depuis l'explorateur Windows le fichier flat dans un sous-répertoire CALIB si cela vous arrange. De manière automatique, lors du traitement, ISIS va d'abord chercher le fichier flat-field dans le répertoire de travail, puis s'il ne le trouve pas, dans le sous-répertoire CALIB.

Voici à titre d'exemple une image flat-field caractéristique (spectrographe LHIRES III, réseau 2400 t/mm, caméra Atik460EX) :

On remarque que le flat-field est loin d'être une image uniforme : présence de poussières sur la fente (traits horizontaux), de poussières déposées sur des surfaces optiques proches du détecteur (ombres annuaires), un vignetage optique (gradient de brillance entre le haut et le bas de l'image), et même des franges d'interférence. Même si l'usage est optionnel dans ISIS, l'acquisition d'un flat-field peut s'avérer fort utile pour traiter optimalement les spectres, comme on peut le constater.