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- 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.