14 - L'EXTRACTION DU PROFIL SPECTRAL

La figure ci-après comment est extrait le profil spectral.. Pour ce faire, les pixels se trouvant sous le spectre de l'étoile sont additionnés suivant les colonnes (axe transverse). L'image bi-dimentionnelle est alors transformée en une image mono-dimentionnelle : le profil spectral. Le profil peut alors être visualisé sous la forme d'un graphe. Il est par ailleurs classique pour améliorer l'interprétation de dupliquer le profil suivant l'axe vertical afin de produire un étalement artificiel, ce qui donne une nouvelle image en deux dimensions.

Mais attention, une image de spectre est une image CCD comme une autre. Vous devez la prétraiter : retrait de l'offset, du signal d'obscurité et division par le flat-field. L'image suivante montre la section d'un spectre brut avec tous ces biais. Notez la présence du signal de fond de ciel qui se superpose au spectre de l'étoile et qu'il va falloir retirer avec précision pour obtenir un résultat exploitable.
La qualité avec laquelle est effectué le binning numérique impacte fortement sur le résultat final. Si cette opération est mal réalisée elle ajoutera un bruit exessif dans le spectre ou encore, elle limitera la précision radiométrique. Sur l'image suivante, qui montre une portion de spectre en 3 dimensions, on voit les règles à respecter : ne pas binner sur une une largeur L trop grande sous peine d'intégrer un bruit important en provenance du signal de fond de ciel, mais à coté de cela faire en sorte que la largeur L soit suffisamment grande pour prendre en considération l'essentiel du signal contenu dans le spectre. C'est donc une affaire de compromis. Vous devez par ailleurs relever soigneusement le niveau du fond de ciel de part et d'autre du spectre pour chaque colonne du spectre (suivant l'axe transverse) et soustraite cette valeur au point correspondant du profil spectral.
La détermination de la largeur L optimale n'est pas toujours évidente. Dans l'exemple suivant on voit la partie bleu du spectre de l'étoile Vega (type A0V). Notez que ce spectre a été réalisé avec une caméra Audine équipée d'un CCD KAF-0401E, ce qui permet d'enregistrer les raies H et K du Calcium ionisé en dessous de 400 nm (la raie H est pratiquement confondue avec la raie Hepsilon dans ce spectre). Le spectrographe utilisé comportant des objectifs dioptriques courants (à bases de lentilles), le chromatisme est extrêmement sévère dans cette partie du spectre, ce qui produit un défocalisation du spectre en fonction de la longueur d'onde. L'extraction du profil spectral n'est pas très aisée et peut nécessité l'usage d'algorithmes plus sophistiqués qu'une simple addition des colonnes du spectre sur une certaine largeur L.
La figure ci-après montre un algorithme simplifié permettant une extraction optimisée du profil spectral. Le principe est simple : avant d'additionner les pixels d'un colonne du spectre, on applique à ces pixels une pondération inversement proportionnelle à la variance du bruit. En d'autres termes, plus le signal sur un pixel est faible, moins sa contribution au calcul du profil sera importante. Il y a plusieurs techniques pour calculer la fonction de poids W. Celle qui est présentée ici est relativement simple car la fonction est indépendante de la longueur d'onde, mais elle est déjà efficace.
Cependant, l'amélioration du rapport signal sur bruit du profil R (voir figure suivante) n'est vraiment significatif que lorsque le spectre est très peu intense. On peut alors espérer une amélioration du signal sur bruit de l'ordre de 10%, ce qui représente tout de même un gain en temps d'observation (pour obtenir un résultat équivalent) de 20%. Notez que, tout comme en imagerie du ciel profond, il ne faut pas hésiter à compositer de nombreux spectres pour augmenter le rapport signal sur bruit.