{"id":526,"date":"2019-08-28T00:22:54","date_gmt":"2019-08-27T22:22:54","guid":{"rendered":"http:\/\/spectro-uvex.tech\/?p=526"},"modified":"2022-06-23T11:02:17","modified_gmt":"2022-06-23T09:02:17","slug":"comment-calculer-la-reponse-spectrale-dun-spectrographe","status":"publish","type":"post","link":"https:\/\/spectro-uvex.tech\/?p=526","title":{"rendered":"Comment calculer la r\u00e9ponse spectrale d&rsquo;un spectrographe"},"content":{"rendered":"\n<p>La r\u00e9ponse spectrale au flux optique incident est une fonction qui exprime la mani\u00e8re dont l\u2019ensemble instrumental (t\u00e9lescope + spectrographe) r\u00e9agit au flux optique en question. Le r\u00e9sultat d\u00e9pend de la longueur d\u2019onde. La connaissance de la r\u00e9ponse instrumentale permet, \u00e0 partir du signal enregistr\u00e9 par le d\u00e9tecteur, de retrouver le&nbsp;<em>vrai<\/em>&nbsp;signal de l\u2019astre observ\u00e9 en corrigeant les biais radiom\u00e9triques induits par l\u2019\u00e9quipement. Son calcul est donc une \u00e9tape importante de la proc\u00e9dure d\u2019\u00e9talonnage&nbsp; des spectres.<\/p>\n\n\n\n<p>Cet article d\u00e9crit plusieurs m\u00e9thodes pratiques pour aboutir \u00e0 la valeur de la r\u00e9ponse instrument. J\u2019appui la d\u00e9monstration&nbsp;sur des donn\u00e9es acquises avec un spectrographe UVEX (300 traits\/mm, fente claire 25 microns, cam\u00e9ra ASI183MM) mont\u00e9 sur un t\u00e9lescope Ritchey-Chr\u00e9tien (RC) de 25,4 cm f\/8. Cependant les algorithmes pr\u00e9sent\u00e9s ont un caract\u00e8re g\u00e9n\u00e9ral, et s\u2019appliquent au traitement des donn\u00e9es acquises par tout autre spectrographe (LISA, Alpy, \u2026). J\u2019utilise ISIS 5.9.6 (b) et au dessus pour r\u00e9aliser la r\u00e9duction des spectres.&nbsp;<\/p>\n\n\n\n<p>Tr\u00e8s souvent les discussions autour de la mani\u00e8re de calculer la r\u00e9ponse instrumentale sont sources de confusions, principalement car les termes du probl\u00e8me sont mal pos\u00e9s. Essayons d\u2019y mettre de l\u2019ordre.&nbsp;<\/p>\n\n\n\n<p>Le signal apparent mesur\u00e9 par le d\u00e9tecteur provenant d\u2019une \u00e9toile \u00e0 une longueur d\u2019onde donn\u00e9e est le r\u00e9sultat du produit de plusieurs termes&nbsp;:<\/p>\n\n\n\n<p><strong>\u00abSignal apparent\u00bb =\u00a0 \u00abSignal r\u00e9el\u00bb\u00a0 x \u00abTransmission atmosph\u00e9rique\u00bb x \u00abR\u00e9ponse instrument \u00bb\u00a0 x \u00abCoefficient \u00e9talonnage\u00bb<\/strong><\/p>\n\n\n\n<p>avec :<\/p>\n\n\n\n<ul class=\"wp-block-list\"><li>\u00ab&nbsp;Signal apparent&nbsp;\u00bb, le signal mesur\u00e9, en g\u00e9n\u00e9ral exprim\u00e9 en nombres digitaux (ou ADU, ou Analog Digital Unit).&nbsp;<\/li><li>\u00ab&nbsp;Signal r\u00e9el&nbsp;\u00bb, le flux spectral absolu de l\u2019\u00e9toile (exprim\u00e9 en unit\u00e9 physique, par exemple en erg\/cm2\/s\/A).<\/li><li>\u00ab&nbsp;Transmission atmosph\u00e9rique&nbsp;\u00bb, le coefficient spectral de transmission optique de l\u2019atmosph\u00e8re dans la direction vis\u00e9e du ciel et pour l\u2019heure d\u2019observation.<\/li><li>\u00ab&nbsp;R\u00e9ponse instrument \u00bb, la r\u00e9ponse instrument proprement dite recherch\u00e9e.<\/li><li>\u00ab&nbsp;Coefficient \u00e9talonnage&nbsp;\u00bb, le coefficient d\u2019\u00e9talonnage absolu de \u2019instrument qui permet de rattacher les valeurs digitales \u00e0 des unit\u00e9s physiques de flux.<\/li><\/ul>\n\n\n\n<p>On va ici ignorer le coefficient d\u2019\u00e9talonnage absolu, dont l\u2019\u00e9valuation est un sujet \u00e0 part enti\u00e8re. Nous allons donc travailler sur des donn\u00e9es en intensit\u00e9&nbsp;<em>relatives<\/em>.&nbsp;<\/p>\n\n\n\n<p>Note : on pourrait encore ajouter un terme suppl\u00e9mentaire concernant la refraction atmosph\u00e9rique \u2014 voir par exemple&nbsp;<em><a href=\"http:\/\/www.astrosurf.com\/buil\/dispersion\/atmo.htm\">cette discussion ici<\/a><\/em>&nbsp;\u2014 dont les cons\u00e9quence peuvent \u00eatre dramatiques avec un spectrographe \u00e0 fente dans certaines circonstances (pour un fort angle parallactique, pour de la spectrographie basse r\u00e9solution). On suppose ici que l\u2019on observe au voisinage du m\u00e9ridien local ou au voisinage du z\u00e9nith, ou encore que l\u2019on adopte une configuration instrumentale qui \u00e9lime l\u2019effet de la r\u00e9fraction atmosph\u00e9rique diff\u00e9rentielle, ce qui fera l\u2019objet d\u2019un futur article.&nbsp;&nbsp;&nbsp;<\/p>\n\n\n\n<p>Il arrive fort souvent que la r\u00e9ponse instrument soit assimil\u00e9e au r\u00e9sultat du produit \u00abTransmission atmosph\u00e9rique\u00bb x \u00abR\u00e9ponse instrument \u00bb. C\u2019est ici que les probl\u00e8mes surgissent car cela est cause d\u2019incompr\u00e9hensions dans bien des cas. Il faut effectivement bien distinguer ce qui est variable d\u2019une observation \u00e0 l\u2019autre, en l\u2019occurence l\u2019atmosph\u00e8re, de ce qui est constant, en l\u2019occurence l\u2019instrument. Il n\u2019y a en effet aucune raison (sauf fausse manipulation) que les caract\u00e9ristiques de l\u2019instrument changent en fonction l\u2019astre point\u00e9. C\u2019est un point crucial : la r\u00e9ponse vraie est une caract\u00e9ristique fixe et propre \u00e0 l\u2019instrument employ\u00e9. Si vous l\u2019\u00e9valuez lors d\u2019une observation sp\u00e9cifique (lors d\u2019une session d\u2019\u00e9talonnage de l\u2019instrument), ce r\u00e9sultat sera valable pour \u00ab&nbsp;toutes&nbsp;\u00bb les observations scientifiques d\u2019objets, y compris celles r\u00e9alis\u00e9es plusieurs jours ou plusieurs mois apr\u00e8s cet \u00e9talonnage, et aussi quelque soit l\u2019endroit du ciel point\u00e9. La condition est bien sur que l\u2019instrument ne soit pas profond\u00e9ment modifi\u00e9 dans ce laps de temps. C\u2019est cette proc\u00e9dure initiale d\u2019\u00e9talonnage que je discute ici, mais aussi son application sur des exemples.<\/p>\n\n\n\n<p>Je vous propose deux techniques pour arriver \u00e0 un bon r\u00e9sultat. La premi\u00e8re, dite \u00ab&nbsp;courte&nbsp;\u00bb consiste \u00e0 utiliser une source de lumi\u00e8re artificielle \u00e9conomique pour trouver la r\u00e9ponse instrument. Elle est exp\u00e9ditive. Le seconde est plus longue \u00e0 appliquer car elle fait appel \u00e0 une source naturelle, la lumi\u00e8re des \u00e9toiles. On s\u2019en doute, je l\u2019appelle m\u00e9thode \u00ab&nbsp;longue&nbsp;\u00bb. Elle est plus rigoureuse et aussi indispensable pour \u00e9talonner les spectres dans le bleu lointain ou l\u2019ultraviolet (UV), ce qui int\u00e9ressera plus particuli\u00e8rement les utilisateurs de spectrographes type UVEX.<\/p>\n\n\n\n<h2 id=\"wp-block-themeisle-blocks-advanced-heading-1d7f17dd\" class=\"wp-block-themeisle-blocks-advanced-heading wp-block-themeisle-blocks-advanced-heading-1d7f17dd\"><strong>1. M\u00e9thode courte<\/strong><\/h2>\n\n\n\n<p>La m\u00e9thode courte courte est enti\u00e8rement bas\u00e9e sur la r\u00e9alisation d\u2019un \u00ab&nbsp;flat-field spectral&nbsp;\u00bb. Elle consiste \u00e0 prendre le spectre d\u2019une source \u00e9mettant un spectre continu (sans raies, spectralement uniforme) dans les conditions \u00ab&nbsp;normales&nbsp;\u00bb d\u2019observation.&nbsp; L\u2019id\u00e9al est d\u2019utiliser une lampe \u00e0 filament tungst\u00e8ne type \u00ab&nbsp;halog\u00e8ne&nbsp;\u00bb. La distribution spectrale de la lumi\u00e8re \u00e9mise suit alors de fort pr\u00e8s celle d\u2019un corps noir dont la temp\u00e9rature est voisine de 2700-2900K suivant le mod\u00e8le de lampe choisi.<\/p>\n\n\n\n<div class=\"wp-block-image\"><figure class=\"alignright\"><img fetchpriority=\"high\" decoding=\"async\" width=\"337\" height=\"275\" src=\"https:\/\/spectro-uvex.tech\/wp-content\/uploads\/2019\/08\/reponse1.png\" alt=\"\" class=\"wp-image-528\" srcset=\"https:\/\/spectro-uvex.tech\/wp-content\/uploads\/2019\/08\/reponse1.png 337w, https:\/\/spectro-uvex.tech\/wp-content\/uploads\/2019\/08\/reponse1-300x245.png 300w\" sizes=\"(max-width: 337px) 100vw, 337px\" \/><\/figure><\/div>\n\n\n\n<p>De mani\u00e8re \u00e0 avoir le choix du type lampe, ma m\u00e9thode revient \u00e0 agiter manuellement durant le temps de pose une lampe halog\u00e8ne devant l\u2019ouverture du t\u00e9lescope. Cette agitation est importante car alors la lumi\u00e8re arrive de toutes les parties de la pupille du t\u00e9lescope dans l\u2019image spectrale int\u00e9gr\u00e9e. Il peut ce trouver que le d\u00e9tecteur sature au terme du temps de pose, qui fait typiquement quelques secondes.&nbsp; Avec une cam\u00e9ra CMOS, telle la ASI183MM utilis\u00e9e ici, il est possible d\u2019ajuster le gain \u00e9lectrique au minimum pour accroitre la dynamique et r\u00e9duire le risque de saturation, ce que ne permet pas de faire une cam\u00e9ra CCD. On peut aussi envisager disposer un \u00e9cran blanc ou un diffuseur devant le t\u00e9lescope que l\u2019on \u00e9claire avec la lampe (attention, le papier calque \u00e0 tendance \u00e0 \u00e9liminer les photons bleus, et plus encore, UV).<\/p>\n\n\n\n<p>Mais pourquoi donc ne pas employer la lampe \u00ab&nbsp;blanche&nbsp;\u00bb dont est dot\u00e9 nombre de spectrographes dans leur syst\u00e8me d\u2019\u00e9talonnage int\u00e9gr\u00e9 ? Comme je l\u2019ai dit plus haut, pour avoir le choix de la source de lumi\u00e8re, ce qui est essentiel \u00e0 la m\u00e9thode. Il importe en effet d\u2019avoir une bonne id\u00e9e de la distribution spectrale de ce moyen d\u2019\u00e9talonnage. Ce n\u2019est g\u00e9n\u00e9ralement pas le cas avec le boitier d\u2019\u00e9talonnage fournis par les fabricants. Et quant bien m\u00eame cette distribution est connue, elle est malheureusement souvent si chahut\u00e9e, comme dans le cas du spectrographe Alpy600, quelle n\u2019est pas facile \u00e0 exploiter. J\u2019ajoute encore que disposer la source \u00e0 l\u2019entr\u00e9e du t\u00e9lescope (apr\u00e8s agitation) permet de travailler au m\u00eame rapport F\/D que lors de l\u2019observation des \u00e9toiles, ce qui supprime certains biais d\u2019\u00e9talonnage (penser que vous pouvez aussi utiliser un \u00e9cran diffusant si l\u2019observation dans le bleu lointain n\u2019est pas votre pr\u00e9occupation premi\u00e8re). A ceux qui trouve qu\u2019\u00ab&nbsp;agiter&nbsp;\u00bb une lampe devant un t\u00e9lescope ne fait pas tr\u00e8s s\u00e9rieux, que c\u2019est bien&nbsp; \u00abrustique\u00bb et contraignant, je r\u00e9pondrais que l\u2019op\u00e9ration n\u2019est \u00e0 r\u00e9aliser qu\u2019une fois lors de la \u00abvie\u00bb de l\u2019instrument (pour faire simple), et que donc, cela ne n\u00e9cessite pas un gros effort vu le gain que cela repr\u00e9sente ensuite. Et du moment que cela fonctionne\u2026 Il est m\u00eame possible de r\u00e9aliser cette acquisition \u00abflat-field\u00bb alors que le tube optique est pos\u00e9 sur une table s\u2019il est d\u00e9montable (donc une mesure \u00ablabo\u00bb, bien au chaud, sur laquelle on peut passer du temps).&nbsp;<\/p>\n\n\n\n<p>Voici l\u2019image spectrale typique acquise dans ces conditions (l\u2019image \u00ab&nbsp;flat_2D&nbsp;\u00bb:<\/p>\n\n\n\n<div class=\"wp-block-image\"><figure class=\"aligncenter is-resized\"><img decoding=\"async\" src=\"https:\/\/spectro-uvex.tech\/wp-content\/uploads\/2019\/08\/reponse2.jpg\" alt=\"\" class=\"wp-image-529\" width=\"720\" height=\"180\" srcset=\"https:\/\/spectro-uvex.tech\/wp-content\/uploads\/2019\/08\/reponse2.jpg 907w, https:\/\/spectro-uvex.tech\/wp-content\/uploads\/2019\/08\/reponse2-600x150.jpg 600w, https:\/\/spectro-uvex.tech\/wp-content\/uploads\/2019\/08\/reponse2-300x75.jpg 300w, https:\/\/spectro-uvex.tech\/wp-content\/uploads\/2019\/08\/reponse2-768x192.jpg 768w\" sizes=\"(max-width: 720px) 100vw, 720px\" \/><\/figure><\/div>\n\n\n\n<p>Le r\u00e9sultat est vraiment caract\u00e9ristique de l\u2019observation d\u2019une lampe tungst\u00e8ne domestique : une tr\u00e8s forte variation du signal mesur\u00e9 entre la partie bleue du spectre (\u00e0 gauche) et la partie rouge (\u00e0 droite). A cause de sa temp\u00e9rature de couleur, ce type de lampe g\u00e9n\u00e8re en effet bien plus de photons rouges que de photons bleus. Les oscillations que l\u2019on constate dans le rouge sont li\u00e9es \u00e0 une variation assez rapide du rendement quantique du d\u00e9tecteur Sony IMX183 qui \u00e9quipe la cam\u00e9ra, une caract\u00e9ristique dont il faut justement soigneusement tenir compte lors du calcul de la r\u00e9ponse instrument.<\/p>\n\n\n\n<p>Je recommande d\u2019acqu\u00e9rir 10 \u00e0 20 images flat-field de ce type. Sous ISIS, traiter cette s\u00e9quence de spectre de mani\u00e8re habituelle comme s\u2019il s\u2019agissait d\u2019observer une objet pr\u00e9sentant une surface \u00e9tendue, une n\u00e9buleuse par exemple. Il faut bien sur avoir au pr\u00e9alable \u00e9tablir la loi d\u2019\u00e9talonnage spectral (relation pixel -&gt; longueur d\u2019onde) et synth\u00e9tiser les images maitres d\u2019offset et de dark. La zone de binning doit \u00eatre large pour accroitre au maximum le rapport signal sur bruit (RSB) dans le profil spectral calcul\u00e9 (voir l\u2019image ci-dessus). L\u2019onglet \u00ab&nbsp;G\u00e9n\u00e9ral&nbsp;\u00bb de ISIS doit \u00eatre rempli de la mani\u00e8re suivante, ce qui est classique pour extraire de spectre d\u2019une source large angulairement, qui occupe toute la hauteur de la fente :<\/p>\n\n\n\n<figure class=\"wp-block-image\"><img decoding=\"async\" width=\"539\" height=\"311\" src=\"https:\/\/spectro-uvex.tech\/wp-content\/uploads\/2019\/08\/reponse3.jpg\" alt=\"\" class=\"wp-image-530\" srcset=\"https:\/\/spectro-uvex.tech\/wp-content\/uploads\/2019\/08\/reponse3.jpg 539w, https:\/\/spectro-uvex.tech\/wp-content\/uploads\/2019\/08\/reponse3-400x231.jpg 400w, https:\/\/spectro-uvex.tech\/wp-content\/uploads\/2019\/08\/reponse3-300x173.jpg 300w\" sizes=\"(max-width: 539px) 100vw, 539px\" \/><\/figure>\n\n\n\n<div class=\"wp-block-image\"><figure class=\"alignleft\"><img loading=\"lazy\" decoding=\"async\" width=\"480\" height=\"284\" src=\"https:\/\/spectro-uvex.tech\/wp-content\/uploads\/2019\/08\/reponse4.png\" alt=\"\" class=\"wp-image-531\" srcset=\"https:\/\/spectro-uvex.tech\/wp-content\/uploads\/2019\/08\/reponse4.png 480w, https:\/\/spectro-uvex.tech\/wp-content\/uploads\/2019\/08\/reponse4-400x237.png 400w, https:\/\/spectro-uvex.tech\/wp-content\/uploads\/2019\/08\/reponse4-300x178.png 300w\" sizes=\"(max-width: 480px) 100vw, 480px\" \/><\/figure><\/div>\n\n\n\n<p> On trouve ci-contre, le profil spectral extrait de cette mani\u00e8re de l\u2019image \u00ab&nbsp;flat_2D&nbsp;\u00bb. Le signal est effectivement faible dans le bleu, maximum dans la partie orange, et on retrouve nos fameuses oscillations du rendement quantique (tous les capteurs photoniques g\u00e9n\u00e8rent ce genre de choses, mais \u00e0 des degr\u00e9s divers).&nbsp; <\/p>\n\n\n\n<p>Tout au moins pour les longueurs d\u2019onde du visible, la distribution spectrale du rayonnement produit par une simple lampe \u00e0 filament de tungst\u00e8ne, revenant \u00e0 quelques euros seulement, ce r\u00e9v\u00e8le extr\u00eamement proche du rayonnement d\u2019un corps noir (\u00e9mission thermique). Nous allons exploiter cette propri\u00e9t\u00e9.<\/p>\n\n\n\n<p>ISIS propose un grand nombre d\u2019outils que l\u2019on peut utiliser depuis la ligne de commande (onglet \u00ab&nbsp;Outils&nbsp;\u00bb, puis \u00ab&nbsp;Commandes&nbsp;\u00bb), la raison \u00e9tant de ne pas trop surcharger l\u2019interface graphique. L\u2019une de ces commandes permet de calculer le profil de Planck d\u2019un corps noir \u00e0 partir d\u2019une temp\u00e9rature en Kelvin que l\u2019on fournie en param\u00e8tres. C\u2019est la commande L_PLANCK, donc voici la syntaxe :&nbsp;<\/p>\n\n\n\n<p class=\"has-text-align-center\"><strong><em>l_planck&nbsp; [fichier]&nbsp;&nbsp; [temp\u00e9rature]&nbsp;&nbsp; [lambda1]&nbsp;&nbsp; [Lambda2]&nbsp; &nbsp; [pas]<\/em><\/strong><\/p>\n\n\n\n<p>avec [fichier], le nom du profil de Planck que la fonction va produire dans le r\u00e9pertoire de travail au format FITS, [temp\u00e9rature], la temp\u00e9rature du corps noir, [lambda1] et [lambda2], les limites en longueur d\u2019onde du profil produit et [pas], le pas en longueur d\u2019onde dans le fichier.<\/p>\n\n\n\n<p>Ici j\u2019utilise une lampe halog\u00e8ne dont la temp\u00e9rature de couleur est donn\u00e9e de 2900 K par le fabricant (dans vos achats, chercher une lampe ayant la temp\u00e9rature de couleur la plus \u00e9lev\u00e9e possible pour un maximum de signal dans le bleu). Dans mon exemple, la ligne de commande est remplie de la mani\u00e8re suivante :<\/p>\n\n\n\n<div class=\"wp-block-image\"><figure class=\"aligncenter\"><img loading=\"lazy\" decoding=\"async\" width=\"483\" height=\"62\" src=\"https:\/\/spectro-uvex.tech\/wp-content\/uploads\/2019\/08\/reponse5.png\" alt=\"\" class=\"wp-image-533\" srcset=\"https:\/\/spectro-uvex.tech\/wp-content\/uploads\/2019\/08\/reponse5.png 483w, https:\/\/spectro-uvex.tech\/wp-content\/uploads\/2019\/08\/reponse5-400x51.png 400w, https:\/\/spectro-uvex.tech\/wp-content\/uploads\/2019\/08\/reponse5-300x39.png 300w\" sizes=\"(max-width: 483px) 100vw, 483px\" \/><\/figure><\/div>\n\n\n\n<p>Apr\u00e8s avoir fait &lt;return&gt; le fichier \u00ab&nbsp;planck.fits&nbsp;\u00bb est produit avec un pas de 0,5 angstr\u00f6m. Voici le profil spectral en question : <\/p>\n\n\n\n<div class=\"wp-block-image\"><figure class=\"aligncenter\"><img loading=\"lazy\" decoding=\"async\" width=\"480\" height=\"284\" src=\"https:\/\/spectro-uvex.tech\/wp-content\/uploads\/2019\/08\/reponse6.png\" alt=\"\" class=\"wp-image-534\" srcset=\"https:\/\/spectro-uvex.tech\/wp-content\/uploads\/2019\/08\/reponse6.png 480w, https:\/\/spectro-uvex.tech\/wp-content\/uploads\/2019\/08\/reponse6-400x237.png 400w, https:\/\/spectro-uvex.tech\/wp-content\/uploads\/2019\/08\/reponse6-300x178.png 300w\" sizes=\"(max-width: 480px) 100vw, 480px\" \/><\/figure><\/div>\n\n\n\n<p><br>A ce stade nous avons \u00e0 disposition d\u2019un cot\u00e9 le spectre mesur\u00e9 de la lampe, que j\u2019appelle \u00absignal lampe&nbsp;\u00bb, d\u2019un autre cot\u00e9 la distribution spectrale dans la lumi\u00e8re \u00e9mise par la lampe, le&nbsp; \u00abprofil corps noir\u00bb.&nbsp; Le calcul de la r\u00e9ponse instrument est donc trivial. Il consiste \u00e0 diviser le premier profil par le second :<\/p>\n\n\n\n<p class=\"has-text-align-center\"><strong>\u00ab&nbsp;r\u00e9ponse instrument&nbsp;\u00bb = \u00ab&nbsp;signal lampe&nbsp;\u00bb&nbsp; \/&nbsp; \u00ab&nbsp;profil corps noir&nbsp;\u00bb<\/strong><\/p>\n\n\n\n<p><em><strong>Note :<\/strong> cette op\u00e9ration de division de deux spectres peut \u00eatre r\u00e9alis\u00e9e de plusieurs mani\u00e8re dans ISIS. Par exemple, charger le profil d\u2019intensit\u00e9 mesur\u00e9 de la lampe depuis l\u2019onglet \u00ab&nbsp;Profil&nbsp;\u00bb puis depuis l\u2019outil \u00ab&nbsp;Arithm\u00e9tique&nbsp;\u00bb remplir le champ \u00ab&nbsp;Diviser par un profil&nbsp;\u00bb avec le nom \u00ab&nbsp;planck&nbsp;\u00bb, puis \u00ab&nbsp;Appliquer&nbsp;\u00bb.&nbsp;<\/em><\/p>\n\n\n\n<p>Voici la r\u00e9ponse instrument ainsi calcul\u00e9e :<\/p>\n\n\n\n<div class=\"wp-block-image\"><figure class=\"aligncenter\"><img loading=\"lazy\" decoding=\"async\" width=\"479\" height=\"283\" src=\"https:\/\/spectro-uvex.tech\/wp-content\/uploads\/2019\/08\/reponse7.png\" alt=\"\" class=\"wp-image-535\" srcset=\"https:\/\/spectro-uvex.tech\/wp-content\/uploads\/2019\/08\/reponse7.png 479w, https:\/\/spectro-uvex.tech\/wp-content\/uploads\/2019\/08\/reponse7-400x236.png 400w, https:\/\/spectro-uvex.tech\/wp-content\/uploads\/2019\/08\/reponse7-300x177.png 300w\" sizes=\"(max-width: 479px) 100vw, 479px\" \/><\/figure><\/div>\n\n\n\n<p>La fa\u00e7on d\u2019obtenir ce fichier d\u2019\u00e9talonnage, que je vais appeler par la suite \u00ab&nbsp;r\u00e9ponse_directe&nbsp;\u00bb est simple pour le moins. Je montrerais plus tard, aux moment de l\u2019exploiter,&nbsp; que ce r\u00e9sultat est tout \u00e0 fait honn\u00eate.<\/p>\n\n\n\n<p>Il faut bien noter que cette courbe est le r\u00e9sultat du&nbsp; produit des transmission optique du t\u00e9lescope, du spectrographe, de l\u2019efficacit\u00e9 du r\u00e9seau \u00e0 diffraction, du rendement quantique du d\u00e9tecteur (pas de l\u2019atmosph\u00e8re donc, bien \u00e9tendu). On voit que l\u2019efficacit\u00e9 relative globale de l\u2019instrument est maximale vers 5000 A, mais demeure \u00e9lev\u00e9e dans le bleu, ce qui est une caract\u00e9ristique propre au spectrographe UVEX (la baisse dans l\u2019UV est en partie li\u00e9e au type de traitement r\u00e9fl\u00e9chissant les miroirs du t\u00e9lescope RC utilis\u00e9, qui n\u2019est cependant pas le pire sur ce point). On remarque aussi les oscillations du rendement quantique du d\u00e9tecteur, bien pr\u00e9sentes et donc bien prises compte pour rectifier les donn\u00e9es spectrales \u00e0 traiter.<\/p>\n\n\n\n<p>Cette m\u00e9thode \u00ab&nbsp;courte&nbsp;\u00bb repose enti\u00e8rement sur la confiance que l\u2019on a \u00e0 propos de la distribution spectrale de la lampe (une fois de plus, on ne fait pas ici une grosse erreur avec une assimilation type corps noir), ce qui peut constituer un d\u00e9faut. Surtout, une lampe halog\u00e8ne de 2800K ou 2900K produit un nombre tr\u00e8s insuffisant de photons pour \u00e9talonner la partie UV du spectre, ce qui est une n\u00e9cessit\u00e9 avec le spectrographe UVEX si on souhaite l\u2019exploiter dans cette partie du spectre (ce n\u2019est pas une obligation bien sur !).&nbsp; La m\u00e9thode longue va corriger ces difficult\u00e9s.&nbsp;<\/p>\n\n\n\n<p>Mais avant d\u2019aborder cette seconde partie, voici encore un apart\u00e9 sur le m\u00e9thode courte et la mani\u00e8re d\u2019obtenir le profil \u00abr\u00e9ponse direct\u00bb le plus pr\u00e9cis\u00e9ment possible\u2026<\/p>\n\n\n\n<p><em>Fort souvent, la lumi\u00e8re parasite produite par l\u2019optique du spectrographe (ph\u00e9nom\u00e8ne de diffusion sur les composants) produit un fond lumineux qui biaise potentiellement notre r\u00e9sultat. La preuve, dans les parties de l\u2019image situ\u00e9es en dehors de la zone \u00e9clair\u00e9e par la fente, le signal n\u2019est pas strictement nul. Un biais (faux z\u00e9ro) affecte donc potentiellement le profil r\u00e9ponse calcul\u00e9. Il est possible de le corriger au moins en partie en assimilant les zones \u00ab&nbsp;hors fente&nbsp;\u00bb \u00e0 des zone de fond de ciel.&nbsp; Fort de cette information, sous ISIS, d\u00e9cocher la case \u00ab&nbsp;Fond de ciel non retir\u00e9&nbsp;\u00bb dans l\u2019onglet \u00ab&nbsp;G\u00e9n\u00e9ral&nbsp;\u00bb, puis ajuster les zones de calcul du fond de ciel (onglet \u00ab&nbsp;Etalonnage&nbsp;\u00bb) comme indiqu\u00e9 dans la copie d\u2019\u00e9cran ci-apr\u00e8s :&nbsp;<\/em><\/p>\n\n\n\n<figure class=\"wp-block-image\"><img loading=\"lazy\" decoding=\"async\" width=\"797\" height=\"200\" src=\"https:\/\/spectro-uvex.tech\/wp-content\/uploads\/2019\/08\/reponse9.jpg\" alt=\"\" class=\"wp-image-536\" srcset=\"https:\/\/spectro-uvex.tech\/wp-content\/uploads\/2019\/08\/reponse9.jpg 797w, https:\/\/spectro-uvex.tech\/wp-content\/uploads\/2019\/08\/reponse9-600x151.jpg 600w, https:\/\/spectro-uvex.tech\/wp-content\/uploads\/2019\/08\/reponse9-300x75.jpg 300w, https:\/\/spectro-uvex.tech\/wp-content\/uploads\/2019\/08\/reponse9-768x193.jpg 768w\" sizes=\"(max-width: 797px) 100vw, 797px\" \/><\/figure>\n\n\n\n<p><em>Puis traiter le spectre comme pr\u00e9c\u00e9demment. Le profil de r\u00e9ponse sera ainsi plus exact dans les partie du spectre o\u00f9 l\u2019instrument r\u00e9pond le moins \u00e0 la lumi\u00e8re incidente.<\/em><\/p>\n\n\n\n<h2 id=\"wp-block-themeisle-blocks-advanced-heading-a5de7701\" class=\"wp-block-themeisle-blocks-advanced-heading wp-block-themeisle-blocks-advanced-heading-a5de7701\"> <strong>2. M\u00e9thode longue<\/strong> <\/h2>\n\n\n\n<p>Nous allons \u00e0 pr\u00e9sent utiliser une source de lumi\u00e8re a priori plus fiable et produisant une lumi\u00e8re bien plus blanche que celle d\u2019une lampe tungst\u00e8ne, voir m\u00eame une lumi\u00e8re plut\u00f4t bleu. Ce sera la lumi\u00e8re venant des \u00e9toiles elles-m\u00eames, et plus particuli\u00e8rement des \u00e9toiles chaudes de type spectral A ou B.<\/p>\n\n\n\n<p>Lors d\u2019une \u00e9tape interm\u00e9diaire du traitement nous allons avoir par ailleurs besoin de la r\u00e9ponse calcul\u00e9e au terme de la m\u00e9thode \u00ab&nbsp;courte&nbsp;\u00bb, c\u2019est-\u00e0-dire le fichier profil \u00ab&nbsp;r\u00e9ponse&nbsp;_directe&nbsp;\u00bb, et qui ne pose pas de difficult\u00e9s tr\u00e8s particuli\u00e8res. Donc, la m\u00e9thode \u00ab&nbsp;longue&nbsp;\u00bb est en fait une m\u00e9thode mixte.<\/p>\n\n\n\n<div class=\"wp-block-image\"><figure class=\"alignright\"><img loading=\"lazy\" decoding=\"async\" width=\"479\" height=\"283\" src=\"https:\/\/spectro-uvex.tech\/wp-content\/uploads\/2019\/08\/reponse10.png\" alt=\"\" class=\"wp-image-537\" srcset=\"https:\/\/spectro-uvex.tech\/wp-content\/uploads\/2019\/08\/reponse10.png 479w, https:\/\/spectro-uvex.tech\/wp-content\/uploads\/2019\/08\/reponse10-400x236.png 400w, https:\/\/spectro-uvex.tech\/wp-content\/uploads\/2019\/08\/reponse10-300x177.png 300w\" sizes=\"(max-width: 479px) 100vw, 479px\" \/><\/figure><\/div>\n\n\n\n<p> Nous nous servons ici de l\u2019\u00e9toile Vega comme source de lumi\u00e8re naturelle, un objet de type AOV, dont le profil spectral est bien connu (jusque dans l\u2019UV, ce qui est important lorsqu\u2019on travaille avec UVEX). Attention, il faut observer avec le gain minimal d\u2019une cam\u00e9ra CMOS pour poser un temps suffisamment long vis-\u00e0-vis de l\u2019agitation atmosph\u00e9rique, et aussi moyenner un grand nombre d\u2019acquisitions individuelles. Avec une cam\u00e9ra CCD \u00e0 gain fixe, une source de type spectral \u00e9quivalent (A ou B) de plus faible \u00e9clat doit \u00eatre trouv\u00e9e (dans la base MILES par exemple). A gauche, le spectre apparent calcul\u00e9, sans avoir appliquer la moindre correction de la r\u00e9ponse instrument puisque consid\u00e9r\u00e9e \u00e0 ce stade inconnue. On nomme ce profil \u00ab&nbsp;vega_brut&nbsp;\u00bb (par exemple). <\/p>\n\n\n\n<div class=\"wp-block-image\"><figure class=\"alignright\"><img loading=\"lazy\" decoding=\"async\" width=\"480\" height=\"284\" src=\"https:\/\/spectro-uvex.tech\/wp-content\/uploads\/2019\/08\/reponse11.png\" alt=\"\" class=\"wp-image-538\" srcset=\"https:\/\/spectro-uvex.tech\/wp-content\/uploads\/2019\/08\/reponse11.png 480w, https:\/\/spectro-uvex.tech\/wp-content\/uploads\/2019\/08\/reponse11-400x237.png 400w, https:\/\/spectro-uvex.tech\/wp-content\/uploads\/2019\/08\/reponse11-300x178.png 300w\" sizes=\"(max-width: 480px) 100vw, 480px\" \/><\/figure><\/div>\n\n\n\n<p>L\u2019op\u00e9ration suivante consiste \u00e0 provisoirement diviser le spectre brut de l\u2019\u00e9toile Vega par le fichier \u00ab&nbsp;r\u00e9ponse_directe \u00bb . Ce dernier est assimil\u00e9&nbsp;ici \u00e0 la pr\u00e9-r\u00e9ponse de l\u2019instrument. Le r\u00e9sultat est \u00e0 droite, et on l\u2019appelle \u00abvega1&nbsp;\u00bb (c\u2019est un exemple). L\u2019op\u00e9ration r\u00e9alis\u00e9e est donc : \u00ab&nbsp;vega1&nbsp;\u00bb = \u00ab&nbsp;vega_brut&nbsp;\u00bb \/ \u00ab&nbsp;r\u00e9ponse_directe&nbsp;\u00bb. Ce travail permet de retirer du spectre apparent de l\u2019\u00e9toile les variations \u00ab&nbsp;moyennes-fr\u00e9quences&nbsp;\u00bb, en particulier ici les oscillations du rendement quantique du d\u00e9tecteur. Ceci va permettre de trouver la r\u00e9ponse d\u00e9finitive de l\u2019instrument plus simplement (remarquer que le continuum est bien plus lisse, \u00e0 l\u2019exception bien sur des raies de Balmer). <\/p>\n\n\n\n<div class=\"wp-block-image\"><figure class=\"alignright\"><img loading=\"lazy\" decoding=\"async\" width=\"480\" height=\"284\" src=\"https:\/\/spectro-uvex.tech\/wp-content\/uploads\/2019\/08\/reponse12.png\" alt=\"\" class=\"wp-image-540\" srcset=\"https:\/\/spectro-uvex.tech\/wp-content\/uploads\/2019\/08\/reponse12.png 480w, https:\/\/spectro-uvex.tech\/wp-content\/uploads\/2019\/08\/reponse12-400x237.png 400w, https:\/\/spectro-uvex.tech\/wp-content\/uploads\/2019\/08\/reponse12-300x178.png 300w\" sizes=\"(max-width: 480px) 100vw, 480px\" \/><\/figure><\/div>\n\n\n\n<p> On r\u00e9cup\u00e8re ensuite dans la base de donn\u00e9e spectrale de ISIS le spectre th\u00e9orique (ou attendu) de Vega. Je recommande le profil issu de la base spectrophotom\u00e9trique CALSPEC car il couvre l\u2019ultraviolet, ce qui est id\u00e9al pour UVEX. On appelle ce spectre (voir \u00e0 droite) \u00ab&nbsp;vega_th\u00e9orique&nbsp;\u00bb. C\u2019est le profil vrai de l\u2019\u00e9toile hors atmosph\u00e8re, tel qu\u2019on souhaiterait que notre instrument le restitue apr\u00e8s r\u00e9duction des donn\u00e9es dans l\u2019id\u00e9al. <\/p>\n\n\n\n<div class=\"wp-block-image\"><figure class=\"alignright\"><img loading=\"lazy\" decoding=\"async\" width=\"479\" height=\"283\" src=\"https:\/\/spectro-uvex.tech\/wp-content\/uploads\/2019\/08\/reponse13.png\" alt=\"\" class=\"wp-image-541\" srcset=\"https:\/\/spectro-uvex.tech\/wp-content\/uploads\/2019\/08\/reponse13.png 479w, https:\/\/spectro-uvex.tech\/wp-content\/uploads\/2019\/08\/reponse13-400x236.png 400w, https:\/\/spectro-uvex.tech\/wp-content\/uploads\/2019\/08\/reponse13-300x177.png 300w\" sizes=\"(max-width: 479px) 100vw, 479px\" \/><\/figure><\/div>\n\n\n\n<p>L\u2019\u00e9tape qui suit consiste \u00e0 diviser le spectre \u00ab&nbsp;vega1&nbsp;\u00bb par le spectre \u00ab&nbsp;vega_th\u00e9orique&nbsp;\u00bb. Le r\u00e9sultat&nbsp; est le spectre que l\u2019on nomme ici \u00ab&nbsp;vega2&nbsp;\u00bb. Les raies spectrales de Balmer doivent en th\u00e9orie disparaitre. En l\u2019esp\u00e8ce, notre spectre UVEX est l\u00e9g\u00e8rement mieux r\u00e9solu que le spectre CALSPEC, aussi avant la division, le spectre UVEX est l\u00e9g\u00e8rement d\u00e9grad\u00e9 en le filtrant avec l\u2019outil \u00ab&nbsp;Filtrer&nbsp;\u00bb de l\u2019onglet \u00ab&nbsp;Profil&nbsp;\u00bb (convolution par une fonction gaussienne). Le param\u00e8tre de filtrage est trouv\u00e9e par essais successifs de mani\u00e8re \u00e0 ce que dans le spectre \u00ab&nbsp;vega2&nbsp;\u00bb le r\u00e9sidu des raies de Balmer soit le moins visible possible. Le r\u00e9sultat n\u2019est jamais parfais \u00e0 ce jeu (la fonction percutionnelle spectrale de l\u2019instrument produit toujours des distorsions dans le profil des raies), mais faire au mieux. C\u2019est aussi le moment de v\u00e9rifier que l\u2019\u00e9talonnage spectral en longueur d\u2019onde est correct (absence d\u2019effet bas-relief marqu\u00e9, c\u2019est un test s\u00e9v\u00e8re !). Tout ceci demande un petit peu de \u00ab&nbsp;m\u00e9tier&nbsp;\u00bb mais on arrive vite \u00e0 un bon r\u00e9sultat. <\/p>\n\n\n\n<div class=\"wp-block-image\"><figure class=\"alignright\"><img loading=\"lazy\" decoding=\"async\" width=\"479\" height=\"283\" src=\"https:\/\/spectro-uvex.tech\/wp-content\/uploads\/2019\/08\/reponse14.png\" alt=\"\" class=\"wp-image-542\" srcset=\"https:\/\/spectro-uvex.tech\/wp-content\/uploads\/2019\/08\/reponse14.png 479w, https:\/\/spectro-uvex.tech\/wp-content\/uploads\/2019\/08\/reponse14-400x236.png 400w, https:\/\/spectro-uvex.tech\/wp-content\/uploads\/2019\/08\/reponse14-300x177.png 300w\" sizes=\"(max-width: 479px) 100vw, 479px\" \/><\/figure><\/div>\n\n\n\n<p> Les art\u00e9facts r\u00e9siduels du profil \u00ab&nbsp;vega2&nbsp;\u00bb sont ensuite gomm\u00e9s par un lissage interactif avec l\u2019aide de l\u2019outil \u00ab&nbsp;Continuum&nbsp;\u00bb. Il faut ici encore du doigt\u00e9 pour cette op\u00e9ration, difficile \u00e0 r\u00e9aliser autrement qu\u2019\u00e0 la main. Le but est d\u2019\u00e9liminer les asp\u00e9rit\u00e9s qui sont manifestement \u00e9trang\u00e8res \u00e0 la r\u00e9ponse instrumentale (asp\u00e9rit\u00e9s au niveaux des raies de Balmer, retrait des raies telluriques), tout en conservant les variations moyenne-fr\u00e9quence propres \u00e0 la r\u00e9ponse effective. Le r\u00e9sultat, nomm\u00e9 \u00ab&nbsp;vega3\u00bb, est pr\u00e9sent\u00e9 ci-contre.&nbsp; <\/p>\n\n\n\n<div class=\"wp-block-image\"><figure class=\"alignright\"><img loading=\"lazy\" decoding=\"async\" width=\"479\" height=\"283\" src=\"https:\/\/spectro-uvex.tech\/wp-content\/uploads\/2019\/08\/reponse15.png\" alt=\"\" class=\"wp-image-543\" srcset=\"https:\/\/spectro-uvex.tech\/wp-content\/uploads\/2019\/08\/reponse15.png 479w, https:\/\/spectro-uvex.tech\/wp-content\/uploads\/2019\/08\/reponse15-400x236.png 400w, https:\/\/spectro-uvex.tech\/wp-content\/uploads\/2019\/08\/reponse15-300x177.png 300w\" sizes=\"(max-width: 479px) 100vw, 479px\" \/><\/figure><\/div>\n\n\n\n<p> Le spectre interm\u00e9diaire \u00ab&nbsp;vega3&nbsp;\u00bb est maintenant multipli\u00e9 par le fichier \u00ab&nbsp;r\u00e9ponse_directe&nbsp;\u00bb pour prendre en compte les&nbsp; caract\u00e9ristiques \u00ab&nbsp;hautes-fr\u00e9quences&nbsp;\u00bb de la r\u00e9ponse instrument (rappelez-vous, \u00e0 une \u00e9tape pr\u00e9c\u00e9dente nous avons divis\u00e9 par le fichier \u00ab&nbsp;r\u00e9ponse_directe&nbsp;\u00bb et ici nous faisons l\u2019op\u00e9ration inverse pour revenir \u00e0 la situation de d\u00e9part en quelque sorte).&nbsp; Le spectre r\u00e9sultat est fort proche de la r\u00e9ponse recherch\u00e9 (voir \u00e0 droite). On le nomme pour le moment \u00ab&nbsp;vega4&nbsp;\u00bb et donc, \u00ab&nbsp;vega4&nbsp;\u00bb = \u00ab&nbsp;vega3&nbsp;\u00bb x \u00ab&nbsp;r\u00e9ponse_directe&nbsp;\u00bb. <\/p>\n\n\n\n<p>Prenons-y garde, le fichier \u00ab&nbsp;vega4&nbsp;\u00bb n\u2019est pas l\u00e0 encore la r\u00e9ponse instrument recherch\u00e9e car on ne doit pas perdre de vu que la lumi\u00e8re de l\u2019\u00e9toile traverse l\u2019atmosph\u00e8re, et nous en avons pas tenu compte jusqu\u2019alors. Ceci nous emp\u00eache d\u2019obtenir la pure r\u00e9ponse instrument \u00e0 ce stade (voir l\u2019\u00e9quation fondamentale au d\u00e9but de cet article). Pour y parvenir, il nous faut compenser l\u2019effet de l\u2019atmosph\u00e8re en calculant la transmission spectrale de celle-ci dans la direction de l\u2019\u00e9toile Vega au moment de l\u2019observation.&nbsp;<\/p>\n\n\n\n<p>Comme souvent dans ISIS il y a plusieurs chemin pour r\u00e9aliser ce type d\u2019\u00e9valuation. La version \u00ab&nbsp;officielle&nbsp;\u00bb consiste d\u2019abord \u00e0 trouver l\u2019\u00e9l\u00e9vation de l\u2019\u00e9toile Vega \u00e0 l\u2019heure d\u2019observation depuis l\u2019onglet \u00ab&nbsp;Vitesse h\u00e9liocentrique&nbsp;\u00bb de l\u2019onglet \u00ab&nbsp;Divers&nbsp;\u00bb. Ici faire bien attention de renseigner les champs \u00ab&nbsp;Longitude&nbsp;\u00bb et \u00ab&nbsp;Latitude&nbsp;\u00bb du lieu d\u2019observation dans l\u2019onglet \u00ab&nbsp;Configuration&nbsp;\u00bb sous peine de d\u00e9boires.&nbsp; Utiliser aussi le Temps Universel pour dater vos observations. On calcule ensuite la transmission atmosph\u00e9rique proprement dite depuis l\u2019onglet \u00ab&nbsp;Divers&nbsp;\u00bb -&gt; \u00ab&nbsp;Atmosph\u00e8re&nbsp;\u00bb.&nbsp; Il faut fournir l\u2019\u00e9l\u00e9vation angulaire pr\u00e9c\u00e9demment calcul\u00e9e ainsi qu\u2019un id\u00e9e du AOD (transparence horizontale). Nous somme le 13 mai 2019 lors de cette observation, avec une nuit assez claire en milieu semi-urbain, j\u2019ai adopt\u00e9 la valeur un peu passe-partout pour cette p\u00e9riode et situation, soit AOD = 0,1.&nbsp;<\/p>\n\n\n\n<p>Il existe une astuce pour arriver plus vite \u00e0 la transmission atmosph\u00e9rique en utilisant la proc\u00e9dure de traitement des spectres de l\u2019\u00e9toile Vega :<\/p>\n\n\n\n<p>\n\nDepuis l\u2019onglet \u00ab&nbsp;G\u00e9n\u00e9ral&nbsp;\u00bb, dites \u00e0 ISIS de calculer la transmission atmosph\u00e9rique et de l\u2019appliquer lors du traitement des spectres. ISIS cherche alors pour vous les coordonn\u00e9es de l\u2019\u00e9toile dans SIMBAD dont vous avez donner le nom dans le champ \u00ab&nbsp;Objet&nbsp;\u00bb, puis calcule l\u2019\u00e9l\u00e9vation et enfin la transmission. Lancer \u00ab&nbsp;pour rien&nbsp;\u00bb le traitement de spectres avec cette option\u2026\n\n<\/p>\n\n\n\n<div class=\"wp-block-image\"><figure class=\"aligncenter\"><img loading=\"lazy\" decoding=\"async\" width=\"266\" height=\"98\" src=\"https:\/\/spectro-uvex.tech\/wp-content\/uploads\/2019\/08\/reponse16.jpg\" alt=\"\" class=\"wp-image-544\"\/><\/figure><\/div>\n\n\n\n<p>Dans le d\u00e9roul\u00e9 des op\u00e9rations, vous remarquez que ISIS calcule bien la transmission de l\u2019atmosph\u00e8re (au moment de l\u2019observation Vega \u00e9tait quasiment au z\u00e9nith, \u00e0 une \u00e9l\u00e9vation angulaire de 84,8\u00b0).<\/p>\n\n\n\n<div class=\"wp-block-image\"><figure class=\"aligncenter\"><img loading=\"lazy\" decoding=\"async\" width=\"312\" height=\"296\" src=\"https:\/\/spectro-uvex.tech\/wp-content\/uploads\/2019\/08\/reponse17-2.jpg\" alt=\"\" class=\"wp-image-548\" srcset=\"https:\/\/spectro-uvex.tech\/wp-content\/uploads\/2019\/08\/reponse17-2.jpg 312w, https:\/\/spectro-uvex.tech\/wp-content\/uploads\/2019\/08\/reponse17-2-300x285.jpg 300w\" sizes=\"(max-width: 312px) 100vw, 312px\" \/><\/figure><\/div>\n\n\n\n<p>Le logiciel produit dans le r\u00e9pertoire de travail le fichier \u00ab&nbsp;atmo_Vega&nbsp;\u00bb : c\u2019est le fichier de transmission atmosph\u00e9rique recherch\u00e9. Tout est fait automatiquement.<\/p>\n\n\n\n<div class=\"wp-block-image\"><figure class=\"aligncenter\"><img loading=\"lazy\" decoding=\"async\" width=\"310\" height=\"294\" src=\"https:\/\/spectro-uvex.tech\/wp-content\/uploads\/2019\/08\/reponse18.jpg\" alt=\"\" class=\"wp-image-549\" srcset=\"https:\/\/spectro-uvex.tech\/wp-content\/uploads\/2019\/08\/reponse18.jpg 310w, https:\/\/spectro-uvex.tech\/wp-content\/uploads\/2019\/08\/reponse18-300x285.jpg 300w\" sizes=\"(max-width: 310px) 100vw, 310px\" \/><\/figure><\/div>\n\n\n\n<div class=\"wp-block-image\"><figure class=\"aligncenter\"><img loading=\"lazy\" decoding=\"async\" width=\"480\" height=\"284\" src=\"https:\/\/spectro-uvex.tech\/wp-content\/uploads\/2019\/08\/reponse20.png\" alt=\"\" class=\"wp-image-550\" srcset=\"https:\/\/spectro-uvex.tech\/wp-content\/uploads\/2019\/08\/reponse20.png 480w, https:\/\/spectro-uvex.tech\/wp-content\/uploads\/2019\/08\/reponse20-400x237.png 400w, https:\/\/spectro-uvex.tech\/wp-content\/uploads\/2019\/08\/reponse20-300x178.png 300w\" sizes=\"(max-width: 480px) 100vw, 480px\" \/><figcaption> La transmission atmosph\u00e9rique calcul\u00e9e pour un ADO de 0,1 (fichier \u00ab&nbsp;atmo_Vega&nbsp;\u00bb).&nbsp; <\/figcaption><\/figure><\/div>\n\n\n\n<div class=\"wp-block-image\"><figure class=\"alignright\"><img loading=\"lazy\" decoding=\"async\" width=\"479\" height=\"283\" src=\"https:\/\/spectro-uvex.tech\/wp-content\/uploads\/2019\/08\/reponse21.png\" alt=\"\" class=\"wp-image-551\" srcset=\"https:\/\/spectro-uvex.tech\/wp-content\/uploads\/2019\/08\/reponse21.png 479w, https:\/\/spectro-uvex.tech\/wp-content\/uploads\/2019\/08\/reponse21-400x236.png 400w, https:\/\/spectro-uvex.tech\/wp-content\/uploads\/2019\/08\/reponse21-300x177.png 300w\" sizes=\"(max-width: 479px) 100vw, 479px\" \/><\/figure><\/div>\n\n\n\n<p>Et voici donc la touche finale : en divisant le profil \u00ab&nbsp;vega4&nbsp;\u00bb par la transmission atmosph\u00e9rique, on obtient la r\u00e9ponse de l\u2019instrument, comme si celui-ci \u00e9tait exploit\u00e9 hors atmosph\u00e8re, comme s\u2019il \u00e9tait embarqu\u00e9 sur un satellite artificiel. C\u2019est la vraie r\u00e9ponse de l\u2019instrument seul &#8211; voir la courbe ci-contre. On l\u2019appelle \u00ab&nbsp;reponse_inst&nbsp;\u00bb. On a donc fait \u00ab&nbsp;reponse_inst&nbsp;\u00bb = \u00ab&nbsp;vega4&nbsp;\u00bb \/ \u00ab&nbsp;atmo_Vega&nbsp;\u00bb. <\/p>\n\n\n\n<div class=\"wp-block-image\"><figure class=\"alignright\"><img loading=\"lazy\" decoding=\"async\" width=\"480\" height=\"284\" src=\"https:\/\/spectro-uvex.tech\/wp-content\/uploads\/2019\/08\/reponse22.png\" alt=\"\" class=\"wp-image-552\" srcset=\"https:\/\/spectro-uvex.tech\/wp-content\/uploads\/2019\/08\/reponse22.png 480w, https:\/\/spectro-uvex.tech\/wp-content\/uploads\/2019\/08\/reponse22-400x237.png 400w, https:\/\/spectro-uvex.tech\/wp-content\/uploads\/2019\/08\/reponse22-300x178.png 300w\" sizes=\"(max-width: 480px) 100vw, 480px\" \/><\/figure><\/div>\n\n\n\n<p>Il est tr\u00e8s instructif de comparer la r\u00e9ponse trouv\u00e9e selon la m\u00e9thode \u00ab&nbsp;courte&nbsp;\u00bb, en exploitant la seule lampe tungst\u00e8ne, et la r\u00e9ponse trouv\u00e9e selon la m\u00e9thode \u00ab&nbsp;longue&nbsp;\u00bb en exploitant la lumi\u00e8re d\u2019une \u00e9toile &#8211; voir ci-contre.&nbsp; L\u2019\u00e9cart est relativement faible, ce qui valide de fait l\u2019une et l\u2019autre m\u00e9thode. Il est impressionnant de constater l\u2019efficacit\u00e9 de la m\u00e9thode \u00ab&nbsp;courte&nbsp;\u00bb au vu de la simplicit\u00e9&nbsp; du moyen employ\u00e9. <\/p>\n\n\n\n<div class=\"wp-block-image\"><figure class=\"alignright\"><img loading=\"lazy\" decoding=\"async\" width=\"480\" height=\"279\" src=\"https:\/\/spectro-uvex.tech\/wp-content\/uploads\/2019\/08\/reponse23.jpg\" alt=\"\" class=\"wp-image-553\" srcset=\"https:\/\/spectro-uvex.tech\/wp-content\/uploads\/2019\/08\/reponse23.jpg 480w, https:\/\/spectro-uvex.tech\/wp-content\/uploads\/2019\/08\/reponse23-400x233.jpg 400w, https:\/\/spectro-uvex.tech\/wp-content\/uploads\/2019\/08\/reponse23-300x174.jpg 300w\" sizes=\"(max-width: 480px) 100vw, 480px\" \/><\/figure><\/div>\n\n\n\n<p>Mais pour un diagnostic pr\u00e9cis de la qualit\u00e9 de l\u2019une et autre r\u00e9ponse instrument trouv\u00e9es, il faut r\u00e9duire le spectre de notre \u00e9toile Vega avec les courbes de r\u00e9ponse respectives. Pour cela, il suffit de remplir le champ \u00ab&nbsp;R\u00e9ponse instrument&nbsp;\u00bb de l\u2019onglet \u00ab&nbsp;G\u00e9n\u00e9ral&nbsp;\u00bb avec le nom du fichier de son choix (soit \u00ab&nbsp;r\u00e9ponse_directe&nbsp;\u00bb soit \u00ab&nbsp;r\u00e9ponse_inst&nbsp;\u00bb, voir l\u2019exemple ci-contre). Bien sur, il faut penser \u00e0 rectifier les spectres de la transmission atmosph\u00e9rique de mani\u00e8re \u00e0 ce que le profil calcul\u00e9 corresponde \u00e0 une observation depuis l\u2019espace.<\/p>\n\n\n\n<p><em>Astuce : si vous ne disposez pas d\u2019une liaison Internet ou si l\u2019objet n\u2019est pas trouv\u00e9 sur SIMBAD, vous pouvez toujours calculer \u00ab&nbsp;\u00e0 la main&nbsp;\u00bb la transmission atmosph\u00e9rique (onglet \u00ab&nbsp;Atmosph\u00e8re&nbsp;\u00bb) et remplir vous m\u00eame le champ \u00ab&nbsp;Transmission atmo&nbsp;\u00bb :<\/em><\/p>\n\n\n\n<div class=\"wp-block-image\"><figure class=\"aligncenter\"><img loading=\"lazy\" decoding=\"async\" width=\"505\" height=\"82\" src=\"https:\/\/spectro-uvex.tech\/wp-content\/uploads\/2019\/08\/reponse24.jpg\" alt=\"\" class=\"wp-image-554\" srcset=\"https:\/\/spectro-uvex.tech\/wp-content\/uploads\/2019\/08\/reponse24.jpg 505w, https:\/\/spectro-uvex.tech\/wp-content\/uploads\/2019\/08\/reponse24-400x65.jpg 400w, https:\/\/spectro-uvex.tech\/wp-content\/uploads\/2019\/08\/reponse24-300x49.jpg 300w\" sizes=\"(max-width: 505px) 100vw, 505px\" \/><\/figure><\/div>\n\n\n\n<p><em>Attention, vous ne devez PAS cocher alors \u00ab&nbsp;Masse d\u2019air automatique&nbsp;\u00bb. Si vous s\u00e9lectionnez cette derni\u00e8re option, la transmission atmosph\u00e9rique \u00e0 fournir est celle correspondant \u00e0 une vis\u00e9e au z\u00e9nith (\u00ab&nbsp;atmo_Vega_z0&nbsp;\u00bb par exemple).&nbsp;<\/em><\/p>\n\n\n\n<p>Les graphes ci-apr\u00e8s permettent de comparer le profil des spectres de Vega calcul\u00e9s dans les deux situations avec le spectre th\u00e9orique attendu (spectre MILES).<\/p>\n\n\n\n<figure class=\"wp-block-table alignleft\"><table class=\"has-background has-fixed-layout\" style=\"background-color:#f3f4f5\"><tbody><tr><td><img loading=\"lazy\" decoding=\"async\" width=\"480\" height=\"347\" class=\"wp-image-555\" style=\"width: 300px\" src=\"https:\/\/spectro-uvex.tech\/wp-content\/uploads\/2019\/08\/reponse24.png\" alt=\"\" srcset=\"https:\/\/spectro-uvex.tech\/wp-content\/uploads\/2019\/08\/reponse24.png 480w, https:\/\/spectro-uvex.tech\/wp-content\/uploads\/2019\/08\/reponse24-400x289.png 400w, https:\/\/spectro-uvex.tech\/wp-content\/uploads\/2019\/08\/reponse24-300x217.png 300w\" sizes=\"(max-width: 480px) 100vw, 480px\" \/><\/td><td><img loading=\"lazy\" decoding=\"async\" width=\"480\" height=\"347\" class=\"wp-image-556\" style=\"width: 300px\" src=\"https:\/\/spectro-uvex.tech\/wp-content\/uploads\/2019\/08\/reponse25.png\" alt=\"\" srcset=\"https:\/\/spectro-uvex.tech\/wp-content\/uploads\/2019\/08\/reponse25.png 480w, https:\/\/spectro-uvex.tech\/wp-content\/uploads\/2019\/08\/reponse25-400x289.png 400w, https:\/\/spectro-uvex.tech\/wp-content\/uploads\/2019\/08\/reponse25-300x217.png 300w\" sizes=\"(max-width: 480px) 100vw, 480px\" \/><\/td><\/tr><tr><td>  En traitant avec la r\u00e9ponse trouv\u00e9e via la \u00ab&nbsp;m\u00e9thode courte&nbsp;\u00bb, donc sans r\u00e9f\u00e9rence \u00e0 la moindre source naturelle, un \u00e9cart apparait entre le spectre observ\u00e9 et le spectre attendu. Cet \u00e9cart est pr\u00e9judiciable lorsqu\u2019on r\u00e9alise des travaux spectrophotom\u00e9triques de pr\u00e9cision, mais l\u2019approche technique apparait comme une solution de d\u00e9pannage raisonnable. Sp\u00e9cialement pour les utilisateurs de UVEX, l\u2019analyse a \u00e9t\u00e9 pouss\u00e9e jusqu\u2019\u00e0 3250 A. Dans l\u2019UV, la situation est bien plus probl\u00e9matique. On paye en de\u00e7\u00e0 de 3600 A le fait que la lampe \u00e9talon tungst\u00e8ne employ\u00e9e ne produit quasiment aucun photon.&nbsp;&nbsp; <\/td><td> Spectre calcul\u00e9 en exploitant la r\u00e9ponse \u00ab&nbsp;m\u00e9thode longue&nbsp;\u00bb. Celui-ci colle quasi parfaitement au spectre th\u00e9orique. Ce n\u2019est pas surprenant puisqu\u2019on observe ici l\u2019\u00e9toile qui a servie \u00e0 d\u2019\u00e9talon.&nbsp; Mais on constate qu\u2019il n\u2019y a pas d\u2019erreur significative lors des op\u00e9rations (en particulier lors de la phase de lissage du fichier r\u00e9ponse). L\u2019utilisation conjointe d\u2019une source \u00e9talon naturelle et artificielle est de fait efficace. On remarque que la r\u00e9ponse calcul\u00e9e permet de potentiellement traiter des spectres loin dans l\u2019ultraviolet. <\/td><\/tr><\/tbody><\/table><\/figure>\n\n\n\n<p><\/p>\n\n\n\n<h4 id=\"wp-block-themeisle-blocks-advanced-heading-1935fef7\" class=\"wp-block-themeisle-blocks-advanced-heading wp-block-themeisle-blocks-advanced-heading-1935fef7\">3. Explotation <\/h4>\n\n\n\n<p>Un test ultime consiste \u00e0 utiliser la r\u00e9ponse instrument pr\u00e9c\u00e9demment mesur\u00e9e, ainsi que l\u2019algorithme de calcul de la transmission atmosph\u00e9rique, pour \u00e9talonner le spectre d\u2019une \u00e9toile situ\u00e9e proche de la ligne d\u2019horizon. J\u2019ai s\u00e9lectionn\u00e9 l\u2019\u00e9toile HD 175892 dont le spectre de r\u00e9f\u00e9rence est disponible dans la base MILES. Au moment de l\u2019observation, l\u2019\u00e9toile \u00e9tait proche du m\u00e9ridien, \u00e0 une \u00e9l\u00e9vation angulaire de seulement 23,7\u00b0 (masse d\u2019air de 2,48). L\u2019absorption atmosph\u00e9rique est donc s\u00e9v\u00e8re. Pour preuve, voici la comparaison entre le spectre MILES et le spectre observ\u00e9 sans correction de la transmission atmosph\u00e9rique, o\u00f9 l\u2019on constate un tr\u00e8s fort \u00e9cart :&nbsp;<\/p>\n\n\n\n<div class=\"wp-block-image\"><figure class=\"aligncenter\"><img loading=\"lazy\" decoding=\"async\" width=\"480\" height=\"347\" src=\"https:\/\/spectro-uvex.tech\/wp-content\/uploads\/2019\/08\/reponse26.png\" alt=\"\" class=\"wp-image-557\" srcset=\"https:\/\/spectro-uvex.tech\/wp-content\/uploads\/2019\/08\/reponse26.png 480w, https:\/\/spectro-uvex.tech\/wp-content\/uploads\/2019\/08\/reponse26-400x289.png 400w, https:\/\/spectro-uvex.tech\/wp-content\/uploads\/2019\/08\/reponse26-300x217.png 300w\" sizes=\"(max-width: 480px) 100vw, 480px\" \/><\/figure><\/div>\n\n\n\n<p> La logique habituelle voudrait que l\u2019on observe une \u00e9toile de r\u00e9f\u00e9rence \u00e0 proximit\u00e9 dans le ciel pour \u00e9valuer une nouvelle \u00ab&nbsp;r\u00e9ponse instrument&nbsp;\u00bb adapt\u00e9e (une r\u00e9ponse&nbsp;<em>locale<\/em>&nbsp;en quelque sorte). Mais nous avons pris garde ici de calculer une r\u00e9ponse intrins\u00e8que \u00e0 l\u2019instrument, ind\u00e9pendante de la transmission de l\u2019atmosph\u00e8re\u2026 Le spectre est donc finalement r\u00e9duit avec le fichier&nbsp;<em>universel<\/em>\u00abreponse_inst\u00bb et en demandant \u00e0 ISIS d\u2019\u00e9valuer automatiquement la transmission atmosph\u00e9rique (AOD=0,1 et penser \u00e0 cliquer sur l\u2019option \u00ab&nbsp;Atmosph\u00e8re auto&nbsp;\u00bb depuis l\u2019onglet \u00ab&nbsp;G\u00e9n\u00e9ral&nbsp;\u00bb). Voici le r\u00e9sultat :<\/p>\n\n\n\n<div class=\"wp-block-image\"><figure class=\"aligncenter\"><img loading=\"lazy\" decoding=\"async\" width=\"480\" height=\"346\" src=\"https:\/\/spectro-uvex.tech\/wp-content\/uploads\/2019\/08\/reponse27.png\" alt=\"\" class=\"wp-image-558\" srcset=\"https:\/\/spectro-uvex.tech\/wp-content\/uploads\/2019\/08\/reponse27.png 480w, https:\/\/spectro-uvex.tech\/wp-content\/uploads\/2019\/08\/reponse27-400x288.png 400w, https:\/\/spectro-uvex.tech\/wp-content\/uploads\/2019\/08\/reponse27-300x216.png 300w\" sizes=\"(max-width: 480px) 100vw, 480px\" \/><\/figure><\/div>\n\n\n\n<p>Sans que cela soit parfait (\u00e7a ne peut jamais l\u2019\u00eatre !) le profil calcul\u00e9 se r\u00e9v\u00e8le tr\u00e8s proche du spectre th\u00e9orique, alors que les conditions sont assez extr\u00eames (\u00e9toile basse sur l\u2019horizon). Ceci confirme le caract\u00e8re universel de la r\u00e9ponse instrument calcul\u00e9e, et aussi l\u2019efficience du mod\u00e8le de transmission atmosph\u00e9rique employ\u00e9, et plus g\u00e9n\u00e9ralement de la proc\u00e9dure de traitement. A ce stade, si un \u00e9cart sensible \u00e9tait perceptible, il pourrait \u00eatre attribu\u00e9 \u00e0 un mauvais choix du AOD : il suffit alors de tester une nouvelle valeur, ce qui est imm\u00e9diat avec la fonction automatique de ISIS, puis de v\u00e9rifier si l&nbsp;\u2018\u00e9cart se r\u00e9duit (en cas de doute, c\u2019est aussi une technique pour trouver en d\u00e9but d\u2019observation par exemple le bon ADO pour la nuit, en observant une \u00e9toile basse).&nbsp;&nbsp;<\/p>\n\n\n\n<p>Soyez prudent avec la r\u00e9fraction diff\u00e9rentielle atmosph\u00e9rique : un tel r\u00e9sultat ne peut \u00eatre obtenu que si l\u2019\u00e9toile est proche du m\u00e9ridien, ou lorsque l\u2019axe de la fente est orient\u00e9 suivant l\u2019angle parallactique, par exemple par une rotation volontaire du spectrographe, par l\u2019utillision d\u2019un syst\u00e8me ADC adapt\u00e9 \u00e0 la spectrographie, ou par une mod\u00e9lisation du ph\u00e9nom\u00e8ne (voir la note au d\u00e9but de cet article). Bien sur, le probl\u00e8me de la r\u00e9fraction diff\u00e9rentielle de l\u2019atmosph\u00e8re s\u2019att\u00e9nue au fur et \u00e0 mesure que l\u2019on observe les astres \u00e0 une forte hauteur angulaire par rapport \u00e0 l\u2019horizon.&nbsp;<\/p>\n\n\n\n<p>Dans les conditions d\u2019acquisition pr\u00e9sent\u00e9es, le spectre de HD 175892 se r\u00e9v\u00e8le fort bien \u00e9talonner radiom\u00e9triquement alors que nous n\u2019avons pas eu besoin de calculer une r\u00e9ponse instrument sp\u00e9cifique propre \u00e0 la situation, le fichier \u00abreponse_inst&nbsp;\u00bb de r\u00e9f\u00e9rence, pouvant fort bien avoir \u00e9t\u00e9 g\u00e9n\u00e9r\u00e9 plusieurs semaines avant la dite observation, et alors qu\u2019on le re-utilise syst\u00e9matiquement.&nbsp; On devine le gain de productivit\u00e9 et la simplification de la vie de l\u2019observateur que cela repr\u00e9sente.<\/p>\n\n\n\n<p><strong>Compl\u00e9ment.<\/strong>&nbsp;<em>Lors de cette d\u00e9monstration, je n\u2019ai jamais renseign\u00e9 le champ \u00ab&nbsp;Flat&nbsp;\u00bb de l\u2019onglet \u00ab&nbsp;G\u00e9n\u00e9ral&nbsp;\u00bb :&nbsp;<\/em><\/p>\n\n\n\n<div class=\"wp-block-image\"><figure class=\"aligncenter\"><img loading=\"lazy\" decoding=\"async\" width=\"316\" height=\"53\" src=\"https:\/\/spectro-uvex.tech\/wp-content\/uploads\/2019\/08\/reponse28.png\" alt=\"\" class=\"wp-image-559\" srcset=\"https:\/\/spectro-uvex.tech\/wp-content\/uploads\/2019\/08\/reponse28.png 316w, https:\/\/spectro-uvex.tech\/wp-content\/uploads\/2019\/08\/reponse28-300x50.png 300w\" sizes=\"(max-width: 316px) 100vw, 316px\" \/><\/figure><\/div>\n\n\n\n<p><em>Que ce passe-t\u2019il si on rempli ce champ ? Lors du pr\u00e9traitement, ISIS soustrait l\u2019offset, le dark, PUIS divise par l\u2019image flat-field indiqu\u00e9e, par exemple l\u2019image \u00ab&nbsp;flat_2D&nbsp;\u00bb (voir au d\u00e9but de l\u2019article). C\u2019est a priori la proc\u00e9dure \u00ab&nbsp;officielle&nbsp;\u00bb. Id\u00e9alement, elle permet en particulier d\u2019\u00e9liminer l\u2019ombre de poussi\u00e8res pr\u00e9sentes dans le chemin optique, ou de corriger la variation de gain du d\u00e9tecteur pixels \u00e0 pixels (ceci concerne la variation \u00ab&nbsp;haute-fr\u00e9quence&nbsp;\u00bb (HF) de la r\u00e9ponse instrument). On pr\u00e9f\u00e8re ici faire l\u2019impasse sur le retrait des d\u00e9fauts li\u00e9s aux poussi\u00e8res et \u00e0 la PRNU (Pixel Response Non Uniformity) : on suppose donc que le syst\u00e8me est propre, libre de poussi\u00e8res &#8211; une hypoth\u00e8se cr\u00e9dible si vous \u00eates soigneux, et que la PRNU est de faible valeur (de l\u2019ordre de 1%) pour la rendre n\u00e9gligeable face aux&nbsp; autres sources d\u2019erreur de r\u00e9ponse. Le probl\u00e8me de diviser par l\u2019image \u00ab&nbsp;flat_2D&nbsp;\u00bb est que l\u2019on devient tr\u00e8s sensible aux \u00e9volutions du r\u00e9glage de l\u2019instrument, aux flexions m\u00e9caniques et aux non-uniformit\u00e9s d\u2019\u00e9clairement de la pupille d\u2019entr\u00e9e du t\u00e9lescope (variation du F\/D apparent par rapport \u00e0 l\u2019observation, ce qui peut modifier la position des ombres projet\u00e9es de poussi\u00e8res). Si l\u2019image \u00ab&nbsp;flat_2D&nbsp;\u00bb ne co\u00efncide pas g\u00e9om\u00e9triquement au pixel pr\u00e8s avec l\u2019image \u00e0 traiter, le rem\u00e8de peu \u00eatre pire que le mal si on souhaite \u00e9liminer la trace des poussi\u00e8res par exemple. Aussi, m\u00eame si elle n\u2019est pas id\u00e9ale et compl\u00e8te, je recommande de suivre plut\u00f4t la m\u00e9thode de traitement de cette d\u00e9monstration, plus sure et plus rapide.<\/em><\/p>\n\n\n\n<p><em>Si malgr\u00e9 tout vous souhaitez traiter un probl\u00e8me de PRNU ou de franges d\u2019interf\u00e9rence, sans changer le sch\u00e9ma pr\u00e9sent\u00e9 dans cet article, je&nbsp; propose d\u2019isoler la composante&nbsp; HF du flat-field avec un outil sp\u00e9cifique de ISIS (onglet \u00ab&nbsp;Maitres&nbsp;\u00bb) :<\/em><\/p>\n\n\n\n<div class=\"wp-block-image\"><figure class=\"aligncenter\"><img loading=\"lazy\" decoding=\"async\" width=\"294\" height=\"240\" src=\"https:\/\/spectro-uvex.tech\/wp-content\/uploads\/2019\/08\/reponse29.jpg\" alt=\"\" class=\"wp-image-560\"\/><\/figure><\/div>\n\n\n\n<p class=\"has-text-align-center\"><em>Voici l\u2019aspect caract\u00e9ristique de l\u2019image \u00ab&nbsp;flat_2D_HF&nbsp;\u00bb ainsi produite :<\/em><\/p>\n\n\n\n<div class=\"wp-block-image\"><figure class=\"aligncenter\"><img loading=\"lazy\" decoding=\"async\" width=\"825\" height=\"212\" src=\"https:\/\/spectro-uvex.tech\/wp-content\/uploads\/2019\/08\/reponse30.jpg\" alt=\"\" class=\"wp-image-561\" srcset=\"https:\/\/spectro-uvex.tech\/wp-content\/uploads\/2019\/08\/reponse30.jpg 825w, https:\/\/spectro-uvex.tech\/wp-content\/uploads\/2019\/08\/reponse30-600x154.jpg 600w, https:\/\/spectro-uvex.tech\/wp-content\/uploads\/2019\/08\/reponse30-300x77.jpg 300w, https:\/\/spectro-uvex.tech\/wp-content\/uploads\/2019\/08\/reponse30-768x197.jpg 768w\" sizes=\"(max-width: 825px) 100vw, 825px\" \/><\/figure><\/div>\n\n\n\n<p><em>Les d\u00e9fauts PRNU sont bien pris en compte dans cette nouvelle image d\u2019\u00e9talonnage, mais attention, dans les parties o\u00f9 l\u2019image flat-field de d\u00e9part est peu intense (dans le bleu avec une lampe halog\u00e8ne) la division va amplifier le bruit, c\u2019est un inconv\u00e9nient important. Cependant, si vous souhaitez utiliser une telle image car vos spectres s\u2019y pr\u00eatent ou vous constatez un gros probl\u00e8me, faire les traitements en suivant le \u00ab&nbsp;pipeline&nbsp;\u00bb de cet article, mais en ajoutant :<\/em><\/p>\n\n\n\n<figure class=\"wp-block-image\"><img loading=\"lazy\" decoding=\"async\" width=\"269\" height=\"40\" src=\"https:\/\/spectro-uvex.tech\/wp-content\/uploads\/2019\/08\/reponse31.png\" alt=\"\" class=\"wp-image-562\"\/><\/figure>\n\n\n\n<p><strong>Conclusion.<\/strong>&nbsp; J\u2019ai pr\u00e9sent\u00e9 ici avec quelques d\u00e9tails ma propre proc\u00e9dure de traitement des spectres basse et moyenne r\u00e9solution. Le r\u00e9sultat au final est que le temps pass\u00e9 \u00e0 trouver la&nbsp;<em>vraie<\/em>&nbsp;r\u00e9ponse au flux optique de son \u00e9quipement (la version longue est pr\u00e9f\u00e9rable, car plus rigoureuse et n\u00e9cessaire avec UVEX) ne repr\u00e9sente en fait qu\u2019un bref instant pass\u00e9. L\u2019acquisition et le traitement des spectres est grandement facilit\u00e9 et la qualit\u00e9 am\u00e9lior\u00e9e. La prochaine \u00e9tape est d\u2019ajouter une technique pour corriger le chromatisme atmosph\u00e9rique de mani\u00e8re d\u00e9cente, ce qui compl\u00e9tera le tableau. En outre, d\u00e9rouler cette proc\u00e9dure (un \u00abpipeline\u00bb de traitement) de mani\u00e8re stricte permet de mieux connaitre \u00e0 la longue le comportement de son \u00e9quipement et de mieux l\u2019employer finalement.\n\n<\/p>\n","protected":false},"excerpt":{"rendered":"<p>La r\u00e9ponse spectrale au flux optique incident est une fonction qui exprime la mani\u00e8re dont l\u2019ensemble instrumental (t\u00e9lescope + spectrographe) r\u00e9agit au flux optique en question. Le r\u00e9sultat d\u00e9pend de la longueur d\u2019onde. La connaissance de la r\u00e9ponse instrumentale permet, \u00e0 partir du signal enregistr\u00e9 par le d\u00e9tecteur, de retrouver le&nbsp;vrai&nbsp;signal de l\u2019astre observ\u00e9 en [&hellip;]<\/p>\n","protected":false},"author":1,"featured_media":0,"comment_status":"open","ping_status":"open","sticky":false,"template":"","format":"standard","meta":{"ocean_post_layout":"","ocean_both_sidebars_style":"","ocean_both_sidebars_content_width":0,"ocean_both_sidebars_sidebars_width":0,"ocean_sidebar":"","ocean_second_sidebar":"","ocean_disable_margins":"enable","ocean_add_body_class":"","ocean_shortcode_before_top_bar":"","ocean_shortcode_after_top_bar":"","ocean_shortcode_before_header":"","ocean_shortcode_after_header":"","ocean_has_shortcode":"","ocean_shortcode_after_title":"","ocean_shortcode_before_footer_widgets":"","ocean_shortcode_after_footer_widgets":"","ocean_shortcode_before_footer_bottom":"","ocean_shortcode_after_footer_bottom":"","ocean_display_top_bar":"default","ocean_display_header":"default","ocean_header_style":"","ocean_center_header_left_menu":"","ocean_custom_header_template":"","ocean_custom_logo":0,"ocean_custom_retina_logo":0,"ocean_custom_logo_max_width":0,"ocean_custom_logo_tablet_max_width":0,"ocean_custom_logo_mobile_max_width":0,"ocean_custom_logo_max_height":0,"ocean_custom_logo_tablet_max_height":0,"ocean_custom_logo_mobile_max_height":0,"ocean_header_custom_menu":"","ocean_menu_typo_font_family":"","ocean_menu_typo_font_subset":"","ocean_menu_typo_font_size":0,"ocean_menu_typo_font_size_tablet":0,"ocean_menu_typo_font_size_mobile":0,"ocean_menu_typo_font_size_unit":"px","ocean_menu_typo_font_weight":"","ocean_menu_typo_font_weight_tablet":"","ocean_menu_typo_font_weight_mobile":"","ocean_menu_typo_transform":"","ocean_menu_typo_transform_tablet":"","ocean_menu_typo_transform_mobile":"","ocean_menu_typo_line_height":0,"ocean_menu_typo_line_height_tablet":0,"ocean_menu_typo_line_height_mobile":0,"ocean_menu_typo_line_height_unit":"","ocean_menu_typo_spacing":0,"ocean_menu_typo_spacing_tablet":0,"ocean_menu_typo_spacing_mobile":0,"ocean_menu_typo_spacing_unit":"","ocean_menu_link_color":"","ocean_menu_link_color_hover":"","ocean_menu_link_color_active":"","ocean_menu_link_background":"","ocean_menu_link_hover_background":"","ocean_menu_link_active_background":"","ocean_menu_social_links_bg":"","ocean_menu_social_hover_links_bg":"","ocean_menu_social_links_color":"","ocean_menu_social_hover_links_color":"","ocean_disable_title":"default","ocean_disable_heading":"default","ocean_post_title":"","ocean_post_subheading":"","ocean_post_title_style":"","ocean_post_title_background_color":"","ocean_post_title_background":0,"ocean_post_title_bg_image_position":"","ocean_post_title_bg_image_attachment":"","ocean_post_title_bg_image_repeat":"","ocean_post_title_bg_image_size":"","ocean_post_title_height":0,"ocean_post_title_bg_overlay":0.5,"ocean_post_title_bg_overlay_color":"","ocean_disable_breadcrumbs":"default","ocean_breadcrumbs_color":"","ocean_breadcrumbs_separator_color":"","ocean_breadcrumbs_links_color":"","ocean_breadcrumbs_links_hover_color":"","ocean_display_footer_widgets":"default","ocean_display_footer_bottom":"default","ocean_custom_footer_template":"","_jetpack_memberships_contains_paid_content":false,"ocean_post_oembed":"","ocean_post_self_hosted_media":"","ocean_post_video_embed":"","ocean_link_format":"","ocean_link_format_target":"self","ocean_quote_format":"","ocean_quote_format_link":"post","ocean_gallery_link_images":"on","ocean_gallery_id":[],"footnotes":""},"categories":[28],"tags":[],"class_list":["post-526","post","type-post","status-publish","format-standard","hentry","category-spectres","entry","owp-thumbs-layout-horizontal","owp-btn-normal","owp-tabs-layout-horizontal","has-no-thumbnails","has-product-nav"],"jetpack_featured_media_url":"","jetpack_sharing_enabled":true,"_links":{"self":[{"href":"https:\/\/spectro-uvex.tech\/index.php?rest_route=\/wp\/v2\/posts\/526","targetHints":{"allow":["GET"]}}],"collection":[{"href":"https:\/\/spectro-uvex.tech\/index.php?rest_route=\/wp\/v2\/posts"}],"about":[{"href":"https:\/\/spectro-uvex.tech\/index.php?rest_route=\/wp\/v2\/types\/post"}],"author":[{"embeddable":true,"href":"https:\/\/spectro-uvex.tech\/index.php?rest_route=\/wp\/v2\/users\/1"}],"replies":[{"embeddable":true,"href":"https:\/\/spectro-uvex.tech\/index.php?rest_route=%2Fwp%2Fv2%2Fcomments&post=526"}],"version-history":[{"count":11,"href":"https:\/\/spectro-uvex.tech\/index.php?rest_route=\/wp\/v2\/posts\/526\/revisions"}],"predecessor-version":[{"id":6371,"href":"https:\/\/spectro-uvex.tech\/index.php?rest_route=\/wp\/v2\/posts\/526\/revisions\/6371"}],"wp:attachment":[{"href":"https:\/\/spectro-uvex.tech\/index.php?rest_route=%2Fwp%2Fv2%2Fmedia&parent=526"}],"wp:term":[{"taxonomy":"category","embeddable":true,"href":"https:\/\/spectro-uvex.tech\/index.php?rest_route=%2Fwp%2Fv2%2Fcategories&post=526"},{"taxonomy":"post_tag","embeddable":true,"href":"https:\/\/spectro-uvex.tech\/index.php?rest_route=%2Fwp%2Fv2%2Ftags&post=526"}],"curies":[{"name":"wp","href":"https:\/\/api.w.org\/{rel}","templated":true}]}}