Traitement des spectres du Star Analyser (3/3)
Etalonnage du spectre d'une autre étoile
Bien, j’ai maintenant en ma possession 15 images de spectres de Procyon dont je veux obtenir le spectre 1D. Nous procédons donc comme précédemment avec nos images de HD 65900 :
– je commence par renommer mes images avec les onglets Divers/Renommer d’ISIS afin d’avoir mes 15 images nommées procyon-1, procyon-2,… procyon-15
– dans l’onglet Image je sélectionne l’image procyon-1, j’entoure l’étoile à la souris, je clique sur le bouton FWHM pour stocker les coordonnées X0 et Y0 de l’étoile et je note les coordonnées X et Y d’une position du spectre dans l’image
– dans les onglets Instruments/Star Analyser j’entre les valeurs de X et Y dans le cadre Evaluation de l’orientation, je clique sur le petit bouton Go pour que ISIS calcule l’angle du spectre avec l’horizontal (normalement ce devrait être le même que pour l’étoile précédente si on a fait les acquisitions le même soir car il n’y a pas de raison que la position du Star Analyser ait bougé…) et enfin on clique sur le gros bouton Go pour créer le profil de Procyon.
Si on clique sur l’onglet Profil, on peut visualiser notre spectre de Procyon.
On peut déjà constater des différences avec celui de HD 65900, en particulier l’absence des raies qui étaient bien visibles dans le spectre de HD65900 ! Seule la raie H-Béta vers le sommet du spectre est remarquable. Si je souhaite l’étalonner avec la méthode précédente, je vais donc avoir plus de difficulté, ou devoir me contenter de la raie « 0 » de l’étoile et de la raie H-Béta, ce qui risque de donner un étalonnage moins précis ! C’est donc maintenant que je vais me servir de mon étoile HD 65900 pour étalonner le spectre de Procyon.
Nous allons maintenant dans l’onglet Général. Dans Nom racine on entre procyon- et dans Objet Procyon.
Important : on entre dans Nom générique @procyon- (ne pas oublier l’arobase @) ! Ce nom est le nom qu’a donné ISIS aux images redressées et alignées qu’il a créées pour fabriquer le spectre 1D de notre étoile. Nous allons les utiliser pour créer un spectre étalonné en longueur d’onde.
Maintenant on coche la case Faire l’étalonnage spectral et dans le cadre Etalonnage spectral on coche la case Loi de dispersion calculée (qui doit être normalement déjà cochée puisqu’on a fait l’étalonnage avec l’étoile précédente).
Nous allons dans l’onglet Go et on clique sur le bouton Go : ISIS va recréer le spectre 1D de l’étoile mais surtout, il va l’étalonner automatiquement en utilisant la loi de dispersion que l’on a calculée précédemment pour HD 65900.
En cliquant sur le bouton Voir le profil on peut maintenant observer notre spectre de Procyon et constater qu’il a bien été étalonné en longueur d’onde. C’est ici que l’on voit l’intérêt d’avoir utilisé notre étoile de référence : cette dernière était facile à étalonner grâce à la présence de raies d’absorption bien marquées et faciles à identifier, et elle nous a permis maintenant d’étalonner automatiquement notre spectre de Procyon.
On peut maintenant découper notre spectre pour supprimer les parties inutiles.
Et voilà notre spectre de Procyon :
Si, dans la même soirée, on a fait des acquisitions d’autres spectres d’étoiles, on peut créer leur spectre 1D et les étalonner facilement comme on vient de le faire avec le spectre de Procyon !
Spectre "réel" d'une l'étoile
Alors maintenant, la mauvaise nouvelle
: les spectres que nous avons créés ne correspondent pas aux spectres « réels » des étoiles ! Si par exemple vous jetez un oeil à ma page intitulée « Catalogue d’étoiles« , vous pourrez constater que pour chacune des étoiles présentées, j’ai créé un spectre que j’ai appelé « non corrigé » (c’est ce que nous venons de faire dans ces pages) et un spectre corrigé qui ressemble plus au spectre réel de l’étoile.
En effet, nos acquisitions sont affectées par la sensibilité du capteur que nous utilisons pour faire nos images (deux capteurs différents n’enregistrent pas obligatoirement de la même façon les longueurs d’onde) mais également par les conditions atmosphériques et la hauteur de l’étoile dans le ciel ! C’est pourquoi, si l’on souhaite obtenir un spectre « réel » de l’étoile, il va falloir en faire une correction par ce qu’on appelle la réponse instrumentale.
La bonne nouvelle, c’est que si, dans un premier temps, l’on souhaite s’entraîner à faire l’acquisition de spectres et à les traiter pour obtenir des spectres 1D étalonnés, ou encore si l’on souhaite simplement pouvoir comparer les différentes sortes d’étoiles entre elles, on peut se contenter des spectres non corrigés. En spectroscopie les astronomes s’intéressent aussi beaucoup à certains types d’étoiles qui montrent des raies en émission plutôt qu’en absorption (étoiles « Be » ou étoiles de Wolf-Rayet), un simple spectre non corrigé permet de mettre en évidence ce type d’étoiles.
Après, si l’on souhaite obtenir des résultats un peu plus « scientifiques », ou par exemple mesurer la température des étoiles, il est nécessaire d’apprendre à faire cette correction instrumentale. Pour illustrer ce dont je parle, retournons dans ISIS et reprenons notre spectre de Procyon. Procyon est une étoile de type F5IV, nous pouvons afficher un profil de ce type avec le logiciel. Allons dans l’onglet Profil et cliquons sur le bouton Database. Dans le menu déroulant Pickles, on sélectionne le type F5IV et on clique sur Afficher.
Après avoir fermé la fenêtre, on obtient le profil d’un spectre F5IV : pas vraiment de ressemblance avec notre profil de Procyon apparemment !
On va afficher les deux spectres ensemble pour pouvoir les comparer : pour cela, il faut commencer par Sauver le spectre F5IV en cliquant sur le bouton correspondant (on le nomme f5iv par exemple)…
On affiche à nouveau le spectre de Procyon en cliquant sur le bouton Afficher, puis on clique maintenant sur le bouton Comparer :
Dans la fenêtre, ouvrez le spectre que vous venez de sauver (f5iv) puis cliquer sur le bouton Comparer.
Normalement vous pouvez maintenant observer votre spectre en bleu et en rouge le spectre F5IV (il faut parfois modifier la valeur Borne supérieure de la fenêtre pour obtenir des tailles comparables, plusieurs essais peuvent être nécessaires, il faut recliquer sur le bouton Comparer pour voir l’effet d’une nouvelle valeur).
Comme on le voit, les profils des deux spectres sont bien différents !
Cependant, si on se place sur la raie H-Béta, on voit que les « creux » correspondent.
C’est moins flagrant pour la raie H-Gamma…
On peut trouver des correspondances entre les deux spectres, sauf en dessous de 4000 A, zone où le capteur de la caméra n’est plus vraiment sensible.
En conclusion, pour obtenir le réel de l’étoile, il va falloir créer le profil qui va représenter la réponse instrumentale de notre caméra, puis on devra corriger nos spectres par ce profil. Tout ceci peut se faire avec ISIS, c’est ce que nous ferons… dans un prochain article !