Pour l'instant l'échelle des intensités représente la somme des pas codeurs calculée lors de l'opération de binning qui a transformée le spectre 2-D en un spectre 1-D sous Iris. Ce sont des grands nombres en général. Afin de manipuler des valeurs de dimensions raisonnables suivant l'axe des intensités et surtout, pouvoir comparer l'intensité relative des raies de différents spectres, il est important de normaliser le spectre par rapport à un de ces points. Pour le programme d'observation des étoiles de type Be, ce point particulier est choisi entre les longueurs d'onde de 6620 A et 6660 A, qui est une région sans raies spectrales (l'intensité du point en question est la moyenne des intensité dans ce domaine spectral). Pour cela, il faut utiliser la commande Normaliser du menu Opérations. Le domaine spectral de normalisation est à renseigné dans le panneau Préférence appelé par le menu Options, à l'onglet Continuum. Dans notre spectre, le continuum est normalisé à l'unité pour la longueur d'onde de 6640 A.
4.7. Calibration radiométrique
Après l'opération de calibration radiométrique, les intensité dans le profil spectral représentent la vrai distribution du signal provenant de l'étoile. L'opération consiste donc à éliminer la part de l'instrument dans l'allure du profil spectral. Pour cela le profil spectral doit être divisé par la réponse spectrale de l'instrument. Cette réponse a été obtenue expérimentalement en observant des étoiles ayant un profil spectral bien connu et dont le spectre est relativement exempt de raies spectrales (nous utilisons souvent Vega, une étoile commode compte tenu de sa brillance, bien que la raie Ha y soit très marquée, ). La graphe ci-après montre la réponse spectrale instrumentale relative calculée (normalisée à 6640 A). Pour plus d'informations sur la manière de déterminer la réponse spectrale instrumentale cliquer ici.
La division du spectre brut calibré spectralement de HD169033 par la réponse instrumentale relative réalise la calibration spectrale. Il faut pour cela utiliser la commande Diviser du menu Opération. La figure suivante montre le résultat. La pente dans le continuum est à présent caractéristique du profil de Planck de l'étoile.
4.8. Retrait des raies telluriques
La plupart des nombreuses raies visibles à gauche de la raies Ha, mais aussi plus faiblement dans les flancs de cette dernière, ont pour origine l'absorption de la lumière de l'étoile par la vapeur d'eau de l'atmosphère. Ces raies telluriques gênent l'analyse du profil de la raie de l'hydrogène et doivent être gommées au mieux. Il faut pour cela se servir de la commande H2O du menu Radiométrie qui permet d'ajuster intéractivement, par rapport au spectre observé, un spectre synthétique de l'eau (les paramètres de l'ajustement sont la profondeur des raies, la résolution spectrale et un réglage fin du calage spectral du spectre réel par rapport au spectre synthétique).
La figure ci-après montre le détail de l'opération : en bleu le spectre de HD169033, en orange le spectre synthétique de H2O.
Une fois qu'est calculé le spectre synthétique collant au mieux à l'observation, il est soustrait au spectre de l'étoile. L'image suivante montre le résultat.
Pour certains travaux il est important de traduire les intensités en valeurs physiques, des erg/cm2/s/A par exemple. Pour une longueur d'onde l donnée la formule suivante réalise ce calcul :
avec :
E(l), le flux monochromatique hors atmosphère
en erg/cm2/s/A.
C(l), le signal
total en pas codeur (ADU) par seconde dans un élément
spectral (après binning suivant l'axe transverse) pour la
longueur d'onde considérée.
G, le gain de la caméra
en électrons par ADU.
e, fraction du signal total de l'étoile prise
en compte lors du binning dans la direction perpendiculaire à
la dispersion. Si la quasi totalité du flux stellaire est
utilisé pour construire le profil spectral alors e = 1.
S, la surface
collectrice totale du télescope en cm2
(prendre en compte l'éventuelle
obstruction centrale)
R(l),
le rendement spectral de l'instrument, incluant la transmission
atmosphérique (throughput)
l, la longueur d'onde en angstroms.
Dl, la dispersion en angstrom
par pixel.
Dans l'exemple nous avons pour la longueur d'onde de 6563 A :
C(6563) = 20,5 ADU/s (dans le
continuum)
G = 2 électrons/ADU
e = 1
S = 312 cm2
R(6563) = 0,14
Dl
= 0,38 A/pixel
On trouve pour
HD169033 un flux hors atmosphère de 7,49.10-12 erg/cm2/s/A à 6563 A. C'est bien la valeur typique
attendue pour une étoile de magnitude 5,73 du type spectral
considéré.
Le calcul est reconduit pour tous les points du spectre pour tracer la courbe de distribution spectrale en unité physique.
La mesure des paramètres de la raie de l'hydrogène, par exemple le calcul de la largeur équivalente, nécessite de normaliser à une valeur commune tous les points du continuum de l'étoile. Cela revient au premier ordre à retirer le profil de Planc k. En pratique, quelques défauts résiduels de traitement peuvent aussi être éliminer à l'occasion. On procède par un lissage interactif du type spline sous VisualSpec avec la commande Flat du menu Radiométrie. Au besoin, il est possible d'éliminer les grosses raies avant l'ajustement du continuum pour que celles-ci ne biaisent pas l'estimation. A la fin de la procédure d'ajustement (le degré de lissage du continuum est modifiable à l'aide d'un curseur), le spectre est divisé par le continuum calculé.
La figure suivante montre le spectre après l'opération de retrait du continuum.
A ce stade il est possible d'exporter le profil spectral dans un fichier texte afin d'exploitation avec d'autres programmes d'analyse ou pour une visualisation dans le grapheur de votre choix. Pour cela il faut utiliser la commande Exporter en dat du menu Fichier. Le fichier créée sur le disque contient deux colonnes : la longueur d'onde en angstroms et l'intensité relative.
Le graphe ci-après, montre un détail du spectre traité autour de la raie Ha. On peut noter l'aspect de la raie en émission au coeur de la raie photosphérique (en absorption) : deux pics d'émission étroits sont visibles, introduits par effet Doppler du nuage de gaz en rotation autour de l'étoile.
La graphe qui suit montre le profil spectral gradué en vitesse radiale. La largeur de la raie en émission permet de mesurer 210 km/s pour la vitesse de rotation du nuage de gaz autour de cette étoile Be.
