4.3. Importation de l'image spectrale 1-D
Depuis l'interface graphique de VisualSpec, charger l'image spectrale 1-D en utilisant le commande Ouvrir image du menu Fichier. Le profil spectral proprement dit est extrait en cliquant sur le bouton Binning Objet :
C'est lors de la calibration spectrale qu'une valeur de longueur d'onde est attribuée à chaque point du profil spectral. La calibration peut être effectuée avec 1, 2 ou un plus grand nombre de raies, suivant le nombre de raies reconnaissables dans le profil ou suivant que la loi de dispersion est déjà connue. La figure suivante montre le spectre brut de l'étoile Vega réalisé avec le spectr'aude fonctionnant à la dispersion de 0.38A/pixel.
Dans le domaine spectral couvert autour de la raie Ha on peut noter quelques raies spectrales bien marquées. La raie de l'hélium à 6678.2 angstroms est très discrète dans le spectre de Vega, mais en revanche souvent bien identifiable dans le spectre des étoiles Be. Il est cependant bien plus préférable d'effectuer l'étalonnage spectral en se servant des raies telluriques (raies d'origine terrestre). En effet ces dernières raies (ce sont en fait des bandes de raies serrées) ne sont pas affectées d'un déplacement dû à l'effet Doppler du mouvement de la Terre autour du Soleil ou autour de son axe de rotation. On utilise alors soit la raie à 6871.5 angstroms de l'oxygène atomique, soit un ensemble de raies de H2O situées aux voisinage immédiat de la raie rouge de l'hydrogène. La correction de l'effet de la vitesse radiale de la Terre est décrite dans le paragraphe suivant.
VisualSpec permet de calculer une loi de dispersion non linéaire (jusqu'à la puissance 5). Cependant, bien que la dispersion ne soit pas rigoureusement linéaire dans le spectr'aude, de manière routinière on considère une loi linéaire au voisinage de la raie rouge de l'hydrogène et on utilise pour le calage spectral l'ensemble des raies spectrales du H2O atmosphérique qui sont nombreuses dans cette région du spectre et souvent bien visibles dans un observatoire de plaine. Le calage se fait par examen visuel de la correlation d'un spectre H2O synthétique et des raies H2O effectivement observées (voir le paragraphe 4.8). La dispersion moyenne dans cette zone du spectre est de 0.3802 A/pixel.
Le profil spectral de HD169033 calibré spectralement est reproduit ci-après avec l'identification de quelques raies (remarquer l'analogie avec l'étoile Vega) :
Cliquez ici pour d'autres informations sur la calibration spectrale.
4.5. Correction de la vitesse radiale
Pour effectuer une calibration spectrale
de précision il est important de comprendre que la vitesse
radiale d'une étoile représente la vitesse relative
de l'étoile par rapport à l'observateur au moment
de l'observation. L'observateur se déplaçant en raison
du mouvement de la Terre autour du Soleil et autour de son propre
axe, l'effet de ce mouvement doit être retiré des vitesses
radiales mesurées. Cette étape du traitement des spectres
est appelée la correction
héliocentrique. Une
fois la correction du mouvement de l'observateur dans le Système
Solaire appliquée, la vitesse radiale de l'étoile
devient celle que l'on observerait si on se situait au centre du
Soleil (d'où l'expression de correction héliocentrique).
La commande RVC de IRIS retourne la correction en vitesse radiale à appliquer (sa valeur maximale est de l'ordre de 30 km/s) et la correction en longueur d'onde dans le spectre (valable pour la longueur d'onde de 6562.8 angstroms, soit la raie rouge de l'hydrogène).
La commande RVC retourne aussi le Jour Julien Héliocentrique. C'est le jour Julien ajusté au centre du Soleil et il depend du Jour Julien standard de l'observation et des coordonnées équatoriales de l'objet observé. RVC prend en compte la durée de voyage de la lumière pour un événement en provenance d'un point particulier du ciel pour calculer l'époque de cet événement pour un observateur hypothétique localisé au centre du Soleil. Ainsi, le Jour Julien Héliocentrique élimine le dérive temporelle périodique paralactique produite par la position de la Terre sur son orbite lorsqu'un événement est observé. La correction du temps peut atteindre 16 minutes pour des observations réalisés à 6 moins d'intervalle.
Par exemple, considérons ces deux observations de l'étoile Be 42 And (AD= 01H09.5m - Dec= +47°14') :
Observation 1 : Date 31.083 / 07
/ 2001
Observation 2 : Date 10.809 / 12 / 2001
L'observatoire se situe aux coordonnées
: Longitude = -1.50858° (Est de Green.) - Latitude = 43.51728°
La figure suivante montre une petite portion des deux spectres
superposés de cette étoile, au voisinage de la raie
Ha
en émission (spectrographe R=7000 sur un télescope
CN-212).
Le décalage observé entre ces deux spectres, acquis à près de 6 mois d'intervale de temps, n'est pas un effet intrinsèque à l'étoile. Le responsable de la non superposition des spectres est le mouvement de la Terre dans l'espace. Ainsi, suivant la période de l'année l'observateur s'éloigne ou se rapproche de l'objet.
Nous allons calculer la correction héliocentrique. Depuis la console de IRIS on entre les commandes :
RVC 31.083
07 2001 1h09.5m 47d14'
RVC 10.809
12 2001 1h09.5m 47d14'
IRIS retourne les informations suivantes :
Pour l'observation 1 la correction en longueur d'onde (pour la raie Ha) est de of 0.52 angstroms (les raies spectrales sont déplacées vers le bleu) ). Pour l'observation 2 la correction est de -0.36 angstroms (déplacement des raies vers le rouge).
La longueur d'onde vraie l est déduite de la longueur d'onde observée l' à partir de la relation (RV est la vitesse radiale en km/sec) :
Nous appliquons cette correction sur les profils spectraux depuis le logiciel VisualSpec (commande Translate du menu Opérations). La figure ci-après montre les deux spectres rectifiés :
La correction est parfaite (la raie Ha dans les deux spectres se superpose) si on considère que la pouvoir de résolution du spectrographe est de 7000 et que l'échantillonnage original est de 0,38 angstroms par pixel. Il devient à présent possible de déceler les évolutions subtiles de l'étoile entre les deux dates d'observation considérées.
Voici un autre exemple pour l'étoile 28 Tau (AD= 3h49.2m - Dec= +24°08') :
Observation 1 : Date 20.087 / 09
/ 2001
Observation 2 : Date 10.854 / 12 / 2001
Les vitesses radiales calculées
sont :
Observation 1 : RV = 26.32 km/sec
(0.58 A @ 6562.8 A)
Observation 2 : RV = -9.59 km/sec (-0.21
A @ 6562.8 A)
La figure suivante montre les données d'observation correspondantes :
Dans la figure ci-dessous les deux spectres ont été déplacé en longueur d'onde de la valeur théorique de l'effet Doppler. On note la faible évolution de l'intensité du pic d'émission de la raie de l'hydrogène (cette variation est cependant significative). La forme globale la raie reste en revanche quasi inchangée.
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