Il est a présent possible d'additionner les 13 images pour produire une image unique qui représente une pose cumulée de 13 x 120 = 1560 secondes. Attention toutefois si le résultat de l'addition dépasse l'intensité de 32767 pas codeurs (ou unité de compte), qui est le maximum autorisé sous Iris. Dans le cas de l'utilisation de la commande ADD2, qui a pour fonction d'additionner une séquence d'images, il faut au préalable multiplier chaque image par une constante de valeur plus petite que 1 de manière à ce que la somme finale ne dépasse pas 30000 pas codeurs (on se garde une petite marge). La commande à utiliser alors est MULT.

Par mesure de sécurité il est souvent préférable d'utiliser la commande ADD_NORM, qui fait le même travail que ADD2 mais en plus normalise automatiquement le pixel le plus intense de l'image composité à la valeur de 32700 si besoin est.

L'image suivante montre le résultat brut de l'addition des 13 images (dans le cas de HD169033 le signal est suffisamment faible pour qu'il ne soit pas utile d'appliquer une constante multiplicative à chaque images) :

ADD2 J 13

Vous auriez pu aussi utiliser la commande ADD_NORM qui abouti ici au même résultat :

ADD_NORM J 13

Quelques points brillants apparaissent dans l'image compositée. Il s'agit probablement d'impacts de rayons cosmiques distribués sur les images de la séquence. Une analyse statistique du type sigma-clippling lors de l'addition permet d'eliminer très efficacement ce type de problème. Il est ainsi fortement recommandé d'effectuer le compositage avec la commande COMPOSIT plutot que les commandes ADD2 et ADD_NORM :

COMPOSIT J 3 1 1 13

Le second paramètre signifie que l'on effectue une réjection à 3 sigma des points aberrants. Le troisième paramètre indique le nombre d'itérations effectuées (ici une seule itération suffit pour obtenir un résultat correct). Le quatrième paramètre précise que si des points de l'image compositée dépassent la valeur de 32767, le pixel le plus intense est normalisé à l'intensité 32700 (il n'y a pas de normalisation si le paramètre vaut 0 et une normalisation s'il vaut 1).

Voici ci-après l'image compositée. Les rayons cosmiques ont bien disparut.

Il apparaît dans l'exemple que le fond de ciel n'est pas uniforme en raison de l'imperfection du flat-field utilisé (le fond est plus lumineux à gauche). Ce fond va devoir être aplani. De plus, il est très important avant de calculer profil spectral de retirer le niveau du fond de ciel de tous les points du spectres afin de fixer une échelle des intensités correcte.

Plusieurs commandes peuvent êtres utilisées pour retirer le fond de ciel. La plus simple est L_SKY2 qui demande à l'opérateur de pointer intéractivement à la souris quatre point de part et d'autre du spectre. Ceci défini deux bandes de chaque cotés du spectre (voir image ci-dessous) à l'intérieur desquelles est calculé le niveau médian du spectre pour chaque élément spectral (suivant l'axe perpendiculaire à la dispersion, colonnes après colonne). Les deux valeurs trouvées dans les deux zones sont moyennées et le résultat est une constante qui est soustraite à toute les pixels de la colonne. La commande L_SKY demande d'entrer les points manuellement et la commande L_SKY_CURVE calcule le fond en épousant la courbure éventuelle du spectre. Il est possible d'exploiter des algorithmes plus complexes, utiles dans des cas difficiles (spectre très faible par rapport à un fond brillant et irrégulier), comme par exemple un ajustement polynomial pour chaque colonnes. Cette possibilité sera implantée dans une future version de Iris.

La figure suivante montre le résultat de la commande L_SKY2 appliqué à notre exemple. Le fond est bien plus uniforme et est ramené à zéro (ce niveau correspond à la couleur bleu dans la visualisation).

Il est à présent possible d'extraire le profil spectral. L'opération consiste sous Iris à convertir l'image spectrale en deux dimensions (2-D) en une image à une dimension (1-D). Une zone doit délimiter le spectre pour englober l'essentiel du flux stellaire. On procède alors à l'addition de l'intensité des pixels à l'intérieur de cette zone, colonne après colonne pour construire point après point le profil spectral. On parle d'opération de binning. La zone de binning est définie par les coordonnées suivant l'axe vertical de deux points (axe perpendiculaire à la dispersion) situés de part et d'autre du spectre. La zone ne doit pas être trop large afin d'évité d'englober un bruit de fond de ciel excessif. Elle doit aussi être suffisamment large pour que la bande contienne plus de 90% du flux de l'étoile. Avec une bande de 10 pixels de large, taille typique de l'étalement maximum des images stellaires produites par le spectrographe Littrow haute-résolution monté sur le CN-212, c'est la quasi totalité du signal qui exploité pour calculer le profil spectral. Si ces coordonnées sont 55 et 45, la commande qui réalise le binning du spectre suivant l'axe transverse à la dispersion est :

L_CURVE 55 45 105000

Le troisième paramètre est la valeur du rayon de courbure du spectre en pixels. Cette valeur est déterminée par essais successifs en s'aidant de la commande L_TEST_CURVE, qui trace le contour de la zone de binning sur l'image du spectre (voir image ci-dessous). Le bon rayon de courbure est trouvé lorsque le contour épouse la forme du spectre.

En l'absence de courbure il est possible d'utiliser la commande L_ADD.

Le résultat de la commande L_CURVE est une image de 20 pixels de haut représentant l'intensité du profil spectral suivant horizontal. Le profil spectral est simplement recopié 20 fois suivant l'axe vertical pour faciliter la visualisation. Cette image 1-D du spectre (voir ci-dessous) est sauvegardée : c'est elle qui sera chargée sous VisualSpec pour poursuivre le traitement.

Un problème, déjà rencontré, est que la dynamique de codage est au plus de 32767. Quelque soit l'intensité effective après l'opération de binning, le point le plus intense du profil spectral (image 1-D) est toujours normalisée à la valeur de 32767. Dans une prochaine version de Iris cette limitation devrait sauter. Noter que la commande L_CURVE (ou L_ADD) retourne dans la console l'intensité du point le plus intense du profil spectral avant normalisation. Cette information est importante si on souhaite effectuer une calibration absolue du spectre. Dans l'exemple du spectre de l'étoile HD169033 on mesure que le niveau du continuum au voisinage de la raie Ha est de 32000 ADU, soit un signal de 32000/(13 x 120) = 20.5 ADU/sec en provenance de cette étoile. Le gain de la caméra utilisée étant de 2 électrons/ADU, on en déduit que le signal électrique produit par l'étoile est de 41.0 electrons/sec vers 6563 A.

On note en outre en mesurant au curseur de la souris que le niveau du fond de ciel dans l'image composité atteint environ 735 ADU par pixel. On en déduit que le signal du fond de ciel par unité de temps est de 735/(13 x 120) = 0.47 ADU/seconde, ou 0.94 electron/seconde.

Pour un contrôle rapide du résultat il est possible de visualiser le profil spectral sous la forme d'une courbe. Pour cela l'image 1-D doit être en mémoire, et on tape alors la commande :

L_PLOT

Voici le résultat. Noter que l'axe horizontal est gradué en numéro de pixels et l'axe vertical en unité relative (attention, ce n'est pas le signal en ADU).

4.2. Le pré-traitement (méthode automatique)

La procédure automatique repose sur la boite de dialogue Prétraitement des spectres... du menu Traitement :

Avant de lancer la commande vous devez à la définir une zone rectangulaire à la souris autour d'une raie présentant un contraste significatif en émission ou en absorption.

Tout d'abord, la fonction soustrait l'offset, le signal d'obscurité (multiplié par un coefficient optimal si on le désire afin de minimiser le bruit) et devise le résultat par l'image flat-field.

La registration des spectres s'enchaîne ensuite (appel de la fonction L_REGISTER, voir le paragraphe différent). La registration peut se faire soit sur une raie en emission, soit sur une raie en absorption.

La séquence prétraitée est sauvegardée sur le disque, mais en même temps, l'image en mémoire devient l'addition des images de la séquence en utilisant la commande ADD_NORM.

Pour traiter le problème de la courbure et de l'inclinaison des spectres la procédure automatique utilise ensuite la fonction TRAIL (que l'on peut appeler aussi depuis la console). Elle effectue une translation des colonnes de l'image avec une valeur spécifique pour chacune d'elles de manière à ce que le centre de gravité du spectre soit aligné sur une ligne précise dans l'image finale (la procédure automatique choisit la ligne situé au centre de l'image suivant l'axe vertical). Le traitement automatique s'arrête à ce stade.

Le traitement est parachevé en retirant le fond de ciel avec la commande L_SKY2 et en détourant au besoin le spectre avec la commande WIN.

L'opération de binning pour extraire le profil spectral est grandement facilité du faite de l'usage de TRAIL : le spectre étant parfaitement rectiligne, il est possible d'utiliser immédiatement la commande L_ADD ou mieux encore, la commande L_BIN.

Le reste du traitement est effectué sous VisualSpec (logiciel écrit par Valérie Desnoux).

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