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Réduction des données Narval

Introduction et grands principes

Les données brutes

Les données brutes produites par Narval sont des images présentant l'intensité dans les différents ordres du spectromètre à dispersion croisée, simultanément dans deux polarisations (en mode polarimétrique), pour un spectre uniquement (mode spectroscopie haute résolution) ou pour deux spectres (objet et ciel), en mode  spectroscopie objets faibles). En mode polarimétrique, les poses stellaires sont habituellement groupées par des séquences insécables de 4 fichiers-images permettant d'intervertir les deux voies polarimétriques et devant être réduites conjointement.
En plus des poses sur sources stellaires, les calibrations instrumentales sont effectuées de jour avant et après la nuit, et incluent:

  •         des mesures de biais (bruit électronique)
  •         des mesures de calibration spectrale
  •         des mesures de mesure du continu (source blanche)

Des séquences pré-définies sont proposées à l'utilisateur pour la production de toutes ces données. Voir document à l'usage des observateurs de service: 

La réduction des données

La réduction des données a pour but d'extraire l'information de flux sur le détecteur 2D pour en extraire : le flux de la source, et le taux de polarisation (en mode polarimétrique) en fonction de la longueur d'onde. Sont également associés des estimations de bruit sur ces mesures, et de signal/bruit.
La réduction de données CCD inclut habituellement une soustraction du bruit électronique (bias et/ou dark, une ou plusieurs images moyennées) et une correction par pixel de la plage uniforme, variation locale de sensibilité (flat; plusieurs images moyennées). Les pixels morts ou chauds peuvent aussi être masqués sous forme de carte 2D.

En spectroscopie, on doit, en outre, trouver la relation entre la position de chaque pixel sur le détecteur et la longueur d'onde associée. Cette correspondance est calculée à l'aide d'une image de référence faite avec des lampes à arc Thorium/Argon et Thorium/Néon et avec des images Fabry-Perot (utilisant un interféromètre Fabry-Perot pour fabriquer une grille uniforme de fentes fines à partir de lumière blanche, cela permet de définir exactement la position des ordres). Le spectre enregistré sur l'image occupe l'espace 2D et il doit être réduit (ou extrait) à un spectre 1D.

Les observateurs sont libres d'utiliser leurs propres outils de réduction de données de spectroscopie à dispersion croisée. Cependant, tout comme pour les données d'Espadons au CFHT, il est également possible de faire tourner le logiciel Libre-EsPRIT développé par J.-F. Donati, pour ce type de données. Les observateurs s'engagent alors à mentionner la référence à ce logiciel dans leurs publication (voir section crédits)

Le logiciel, et en particulier l'adéquation des paramètres fins d'extraction des spectres, est maintenu dans le temps, en lien avec le suivi du comportement de l'instrument. Si une nouvelle version, meilleure, du logiciel est obtenue, les données anciennes sont à nouveau réduites, et accessibles via une base de données à l'étude.

Analyse fine des données

Les observateurs font ensuite les analyses fines des données, en fonction de leurs programmes astrophysiques.

En particulier, on peut s'intéresser à l'analyse combinée de nombreuses raies, simultanément, de manière complémentaire à l'analyse de raies individuelles. Pour la recherche de la signature Zeeman du champ magnétique sur la polarisation dans les raies, cela permet d'accroître significativement le pouvoir de détection (au mieux comme la racine du nombre de raies utilisées). Un tel gain est aussi intéressant pour les analyses d'élargissement de raies ou pour les mesures de vitesses radiales.
De tels outils ont été développés par certains auteurs mais ne sont actuellement pas offerts et disponibles avec l'utilisation de Narval.

En revanche, la base de données POLARBASE offre une analyse LSD des spectres Narval et Espadons.

Archivage et accès aux données

  • Les données brutes et réduites au TBL et archivées à l'OMP (Tarbes).
  • Les PI y ont accès via une interface web à accès restreint (mot de passe)
  • Les données spectroscopiques deviennent publiques 1 an après leur production. Les données polarimétriques deviennent publiques 2 ans après la fin du programme.

Guide pratique de réduction: Libre-ESpRIT

Un logiciel de réduction automatique est fourni avec NARVAL, son nom est Libre-ESpRIT, cette section offre un guide d'utilisation pratique.

Introduction

ESpRIT est un logiciel de réduction complet développé spécifiquement pour réduire les données spectropolarimériques à échelle.
          Il est développé et maintenu depuis 1995 par Jean-François Donati, ( Donati et al., 1997, MNRAS 291, 658) sur la bases des principes d'extraction optimale Horne ( 1986, PASP 98, 609) et Marsh ( 1989, PASP 101, 1032). ESpRIT inclu donc la possibilité d'extraire l'information sur des ordres curvilignes et des fentes (ou slices) inclinées.
ESpRIT a été testé en détail depuis les années 1980 pour extraire des données spectropolarimétriques obtenues au Telescope Anglo-Australien (AAT) sur ucles (spectrographe) et sempol (polarimètre) et au TBL sur le spectropolarimètre MuSiCoS.
Libre-ESpRIT est la nouvelle version d'ESpRIT, (en usage également au CFHT sur ESPaDOnS). En plus d'être nettement plus automatisé qu'ESpRIT, un certain nombre d'améliorations rendent les opérations critiques plus fiables et précises. Contrairement à ESpRIT (qui a fait l'objet de publications), Libre-ESpRIT n'est pas disponible hors TBL ("Libre" signifiant "autonome"). Les exécutables sont accessibles uniquement sur les machines de réduction du TBL.

Une description de Libre-ESpRIT pour NARVAL est disponible à http://webast.ast.obs-mip.fr/magnetisme/espadons_new/reduction.html

Crédits

L'accès à l'utilisation de Libre-ESpRIT sur TBL/NARVAL est sujet à la publication des remerciements suivants dans toute publication utilisant des données NARVAL/TBL

          Pour l'utilisation de données TBL, note en astérisque sur le nom de l'auteur:         

"Based on observations obtained at the Telescope Bernard Lyot operated by 
 the Université de Toulouse (Observatoire Midi-Pyrénées) 
 and the CNRS (Institut National des Science de l'Univers)."

          Pour l'utilisation de Libre-ESpRIT:

"The data of NARVAL were reduced using the data reduction software Libre-ESpRIT, 
 written and provided by J.-F. Donati from the IRAP (Observatoire Midi-Pyrénées), 
 Université de Toulouse, CNRS."

          Les publications suivantes devraient être citées:

          Donati et al., 1997, MNRAS 291, 658
          Donati et al., 2007, MNRAS (in preparation)
        

Description globale de Libre-Esprit

NARVAL enregistre 39 ordres utilisables. Chacun d'eux est curviligne. La courbure de l'ordre est prise en compte (ajustée) par le logiciel. De plus, la fente est inclinée sur chaque ordre et l'inclinaison est aussi ajustée.
Libre-ESpRIT procède en deux étapes quelque soit le mode d'observation:

  1. La première étape consiste en une analyse géométrique fondée sur une séquence d'images de calibrations et de fichiers de référence. La position et la forme de chaque ordre sont dérivées de la plage uniforme moyenne (FLAT). Les détails de la relation longueur d'onde-pixel selon la dispersion est obtenue de fichier de référence Thorium.
  2. La deuxième étape exécute une extraction de chaque spectre d'objet, utilisant la géométrie trouvée à l'étape précédente.

Les spectres réduits avec Libre-EsPRIT fournissent l'intensité, le flux polarisé, mais aussi les spectres check N et N2 (diagnostiquant des artéfacts instrumentaux) et les barres d'erreur par élément de longueur d'onde.
         
          En bref, voici ce que fait le logiciel Libre-EsPRIT:

  •           Retaille les données si besoin aux dimensions appropriées
  •           Soustrait un ajustement du bias moyenné sur des boîtes de 8 x 8 pixels.
  •           Localise le nombre désigné d'ordres sur le détecteur (commençant avec une valeur approchée de position x du premier ordre à la ligne y=2300)
  •           Mesure la courbure des ordres
  •           Corrige la variation de sensibilité pixel-à-pixel (division par le FLAT moyen)
  •           Modélise la géométrie de la fente (direction et courbure)
  •           Masque les mauvais pixels avec une carte
  •           Identifie les raies identiques dans les régions de chevauchement des ordres
  •           Rejette les lignes non résolues
  •           Etalonne les ordres, donnant la valeur moyenne de résolution par ordre
  •           Vérifie l'étalonnage sur les chevauchements
  •           Trouve la relation pixel-à-longueur d'onde pour étalonner les données en longueur d'onde
  •           Effectue une extraction optimale des spectres (produit des spectres 1D à partir des spectres 2D)
  •           Calcule les spectres intensité avec barres d'erreur
  •           Combine les images appropriées pour dériver les spectres de polarisation (si besoin)
  •           Retire la polarisation du continu (optimal) pour ne garder que la polarisation relative des raies par rapport au continu.
  •           Combine les spectres objets et ciels (si besoin) pour donner le spectre ciel et le spectre objet moins ciel
  •           Applique les corrections (en longueur d'onde) pour compenser le mouvement de la Terre (correction telluriques)
  •           Divise le spectre par la réponse du FLAT (optimal) dans le sens de la dispersion.
  •           Normalise le continu (optionnel)

... et des choses que le logiciel Libre-EsPRIT NE fait PAS:

  •           Libre-ESpRIT ne moyenne pas les images.
  •           Libre-ESpRIT ne co-additione pas des séries de spectres 1D sur un objet.
  •           Libre-ESpRIT ne produit de fichier graphique des spectres réduits (table ascii).
  •           Libre-ESpRIT ne contient pas d'outil mesurant les largeurs équivalentes, fait des fit gaussiens, etc...
  •           Libre-ESpRIT ne produit pas de spectre fusionné avec échantillonage constant, mais concatène les ordres séquentiellement. il existe un petit utilitaire en langage FORTRAN, écrit par David Valls-Gabaud (OPM), qui fait cela (voir section Autres outils à la fin de cette page et nous contacter).
  •           Libre-ESpRIT ne contient pas de routine de Least-Square Deconvolution LSD.

NB: en ce qui concerne les absorptions telluriques, les utilisateurs se référeront au site TAPAS:

http://ether.ipsl.jussieu.fr/tapas/
TAPAS est présente dans un article récent:  http://adsabs.harvard.edu/abs/2014A%26A...564A..46B
où entre autres on compare les transmissions avec des spectres Narval.

Script automatique

Une routine automatique permet d'exécuter les sous-routines de Libre-ESpRIT de façon transparente. Pendant une mission, on ne peut le faire que de la machine de pilotage de Narval.

A la fin de la nuit, les données de chaque programmes sont transférées à Tarbes et réduites en mode normalisation du continu et non-normalisé. Les données brutes et réduites, ainsi que tous les fichiers du processus de réductions sont disponible dans votre dossier <NOM_DE_MISSION>.

L'arborescence complète des sous-dossiers ftp des programmes est la suivante:

<NOM_DE_MISSION>/<date1>/BRUT/<fichiers.fits>, ...
                /LOG_<NOM_DE_MISSION>_<date>_rldk
                /LOG_<NOM_DE_MISSION>_<date>_vldkN
                /<date2>/...
                /...
                /logs_Nnorm/<date1>
                           /<date2>
                           /...
                /logs_norm/<date1>
                          /...
                /reds_Nnorm/<date1>/esprit_int_<readout>
                                   /esprit_pol_<readout>
                                   /list_pol_<readout>
                /reds_Nnorm/<date2>/...
                                   /...
                /reds_norm/<date1>/...
                                  /...
                /raw_Nnorm = BRUT/
                /raw_norm = BRUT/
                /spec_Nnorm/<date1>/ff_pol_<readout>
                                   /geom_pol_<readout>.dat
                                   /int_<readout>/<nom_target>.s
                                                 /<nom_target>.out
                                                 /...
                                   /pol_<readout>/<nom_target>.s
                                                 /<nom_target>.out
                                                 /...
                                   /th_pol_<readout>.s
                                   /th_pol_<readout>.ws
                                   /wcal_pol_<readout>.da
                                   /wcal_pol_<readout>.out
                /spec_Nnorm/<date2>/...
                /spec_Nnorm/...
                /spec_norm/<date1>/...
                /spec_norm/...

Vous accédez au dossier <NOM_DE_MISSION> portant le nom de votre mission avec votre mot de passe. (e.g. L062N01, ce qui signifie en clair: semestre 06 B, mission Narval 01).

Les dossiers <date1> correspondent à la nuit commençant à chaque jour à 12h TU.

<NOM_DE_MISSION>/<date1>/BRUT contient tous les fichiers bruts en format fits transférés (seuls les fichiers de focalisation thorium *x.fits ne sont pas transférés). Les suffixes des fichiers sont *o.fits: science, *c.fits: thorium, *a.fits: Fabry-Perot, *f.fits flat, *s.fits single, *b.fits bias.

<NOM_DE_MISSION>/LOG_<NOM_DE_MISSION>_<date>_rldk et LOG_<NOM_DE_MISSION>_<date>_vldkN sont les fichiers textes de sortie de libre-esprit exécuté sur BRUT/ en mode normalisé (rldk) et non-normalisé (vldkN).

<NOM_DE_MISSION>/logs_<Nnorm/norm>/... contient les listes sous forme de base de données des observations et calibration faite dans chaque mode instrumental pour la nuit à réduire.

exemple:

002715b.fits ; Bias ; Polarimetry ; 2006-11-30T23:07:03.955 ; 2. ; OFF ; OFF ; -999. ; 
Automatic calibration sequence ; ; ; ; Normal ; 4.0 ; 1.35 ; 11233.000000 1 0 ; 11,67 -5,00 
002722o.fits ; 53TAU ; Polarimetry ; 2006-12-01T00:16:42.586 ; 300. ; OFF ; OFF ; -999. ; 
; V ; 1 ; 1 1 ; Normal ; 4.0 ; 1.35 ; 65535.000000 9 0 ; 11,67 -5,00 
002723o.fits ; 53TAU ; Polarimetry ; 2006-12-01T00:22:33.992 ; 300. ; OFF ; OFF ; -999. ; 
; V ; 2 ; 1 1 ; Normal ; 4.0 ; 1.35 ; 65535.000000 3 0 ; 11,67 -5,00 
002724o.fits ; 53TAU ; Polarimetry ; 2006-12-01T00:28:23.835 ; 300. ; OFF ; OFF ; -999. ; 
; V ; 3 ; 1 1 ; Normal ; 4.0 ; 1.35 ; 65535.000000 8 0 ; 11,67 -5,00
002725o.fits ; 53TAU ; Polarimetry ; 2006-12-01T00:34:14.743 ; 300. ; OFF ; OFF ; -999. ; 
; V ; 4 ; 1 1 ; Normal ; 4.0 ; 1.35 ; 65535.000000 3 0 ; 11,67 -5,00
...

<NOM_DE_MISSION>/reds_<Nnorm/norm>/... contient des listes de fichiers pour chaque <date> nommés par mode POL3/SPEC6 et readout pour Libre_Esprit.

enfin, <NOM_DE_MISSION>/spec_<Nnorm/norm>/<date1>/... contient, pour les réductions non-normalisées et normalisées, tous les résultats de haut niveau des routines de Libre-ESpRIT. Les spectres réduits classifiés par sous-dossier de mode observationnel (par exemple, int_Normal/ pour les spectres en intensité du mode POL3 en lecture normale, pol_Normal/ les spectres complets longueur d'onde+intensité+polarisation+N+N2+erreur du mode POL3 en lecture normale, sp2_Normal/ les spectres du mode SPEC6 en readout Normal, etc...), ainsi que les résultats des routines de calibrations primaires de geometry et wcal nommés par mode observationnel (par exemple ff_pol_Normal= flat field moyen mode POL3, readout Normal, geom_pol_Normal.dat pour la routine geometry dans le même mode et le log associé geom_pol_Normal.out. th_pol_Normal.s: spectre thorium extrait des calibrations dans le mode POL3 lecture normale, th_pol_Normal.ws: même chose mais calibré en longueur d'onde. wcal_pol_Normal.dat polynôme de calibration en longueur d'onde, wcal_pol_Normal.out log associé.)

Routine geometry

La première étape part en trouvant les ordres présents sur le CCD et en retraçant leur longueur totale (intervalle spectral libre). Les positions dérivées sont alors ajustées par un polynôme bi-dimensionnel (avec une précision rms typique meilleure que 0.05 px). Le résultat graphique de cette opération montre la dérive latérale estimée des 39 ordres par rapport à leur position au centre du CCD en fonction du numéro de ligne (cercles sont les points de mesure, les lignes sont les ajustements).
Les plus longs ordres sont les rouges (partant de 23 et incrémentant vers le bleu), alors que les ordres les plus courts sont les bleus (partant de 61 et décrémentant vers le rouge), l'intervalle spectral libre d'un ordre étant inversement proportionnel à son numéro. Notez également la différence d'échelle entre les deux axes.

order

 
La direction et forme de la fente synthétisée par le slicer à l'entrée du spectrographe sont ensuite évaluées sur chaque ordre par comparaison avec un fichier de référence (Th/Ar ou Fabry-Perot) et ajustées par un polynôme 2-D de bas niveau, dépendant à la fois du numéro de l'ordre et de la distance au centre de l'ordre (pour la direction de la fente) plus une fonction multi-paramétrique de décalage dépendant de la distance au centre de l'ordre seulement (la forme de la fente est supposée constante à travers tous les ordres).
 
Les deux analyses géométriques précédentes sont alors combinées pour dériver un nouveau système de coordonnées curvilinéaires pour chaque ordre, avec une coordonnée décrivant la distance transversale du centre de l'ordre et la seconde coordonnée décrivant la distance le long de l'ordre à partir de la position de la fente au premier pixel de l'ordre. Un fichier de comparaison est ensuite extrait du spectre de référence Th/Ar selon le nouveau système de coordonnées curvilinéaires, avec flux fonction de la distance sur chaque ordre.
 
          Les images de calibrations nécessaires pour la routine geometry sont:

  •           Un bias *b.fits (Libre-ESpRIT n'utilise qu'un seul bias, mais il est fortement conseillé d'un prendre plusieurs)
  •           Un flat moyen (sur une dizaine de *f.fits)
  •           Un Thorium (lampe à arc) *c.fits
  •           et, en mode polarimétrique et 'objet seul' (SPEC6), 1 Fabry-Perot *a.fits

Si davantage qu'un bias est dans le dossier des données brutes, un seul sera utilisé le bias du milieu de la liste, cela est aussi vrai pour les Thorium. Si l'utilisateur fait une moyenne de bias le bruit readout calculé par Libre-ESpRIT sera faux!  L'utilisateur pourra aussi utiliser un dark plutôt qu'un bias.
La soustraction du bias n'est pas une simple sous-traction pixel-à-pixel, l'image du bias est d'abord subdivisé en une mosaïque de carrés 8x8 pixels, ou les mauvais pixels sont exclus. La valeur moyenne est calculée dans chaque carrés 8x8 et cette grille est ajustée par un polynôme 2D. C'est le polynôme qui est soustrait. Même si un seul bias est nécessaire il est fortement recommandé d'en prendre plusieurs et de sélectionner le meilleur. Il n'est pas possible de court-circuiter cette étape de Libre-ESpRIT et de soustraire le bias d'une autre manière avant de lance le logiciel.
Le bias est aussi utilisé pour calculer le bruit readout. Le calcul assume qu'un seul bias est donné. Si une moyenne de bias est fourni à la place, la valeur donnée par Libre-ESpRIT sera inférieure au bruit réel. Le bruit readout est calculé sur les carré 8x8. La précision du fit du bias devrait être environ la valeur du bruit divisée par 8. Autrement dit, le bruit readout égale environ 8 fois la précision de l'ajustement du bias.
Chaque mode exige ses propres séquences de calibrations. La raison est reliée au choix des fibres de chaque mode. 3 fibres sont utilisées sont disponibles au total, mais la paire de fibres utilisée est différente de la paire de fibres utilisée en mode objet+ciel (SPEC3). Le mode spectroscopique  objet seul (SPEC6) utilise seulement 1 fibre sur les 3. En fonction de la fibre utilisé, la lumière va tomber sur un endroit différent du détecteur.
Si le flux est trop faible dans le bleu, la réduction ne pourra pas trouver les ordres dans le bleu. Si le FLAT (moyen) est saturé dans le rouge, la routine geometry fonctionnera, mais le reste de la réduction ne sera pas possible puisque les images scientifiques sont divisées par le FLAT. Il est donc crucial de bien vérifier que les flats ne sont pas saturés.
Le Thorium est utilisé dans la routine geometry uniquement pour suivre la fente. Les Thorium ont souvent des raies totallement saturées dans le rouge. Le logiciel essait d'ajuster une gaussienne sur chaque raie, quand l'ajustement échoue la raie est simplement ignorée ne causant pas de problème additionnels (pas davantage que les raies saturées dans les images scientifique d'ailleurs).
En mode polarimétrique et objet seul (SPEC6), une image Fabry-Perot (FP) donne de meilleurs résultats qu'un Thorium pour suivre et ajuster la position de la fente. Si un FP n'est pas disponible, on peut a la rigueur utiliser un Thorium dans ces modes, mais cela n'est pas recommandé.
La routine geometry crée un fichier sortie ayant toute l'information requise et un fichier de comparaison Thorium. Il est HAUTEMENT recommandé de sauvegarder les produits de geometry (incluant les logs) pour comparer avec des réductions futures ou passées ou pour traquer les problèmes potentiels.

Voici un exemple d'exécution de la routine geometry et le log produit:
 

Byte swap on FITS files 
Flat field : 
Name of file to read FITS data from : spec/18oct2004/f1.fits 
spec/18oct2004/f1.fits ('test object'       ) 
Th/Ar : 
Name of file to read FITS data from : raw/762865c.fits 
raw/762865c.fits ('test object'       ) 
 Fabry-Perot : 
Name of file to read FITS data from : raw/762866a.fits 
raw/762866a.fits ('test object'       ) 
Bias : 
Name of file to read FITS data from : raw/762864b.fits 
raw/762864b.fits ('test object'       ) 
Name of file to read bad ccd pixel list from : /home/mission/esprit/cfht/files/badpix_eeveng 
Full CCD is [2080:4640] 
Input CCD subformat (pix0, npix for each axis) : 8 2040 4 4600 
8 2040 4 4600 
Is dispersion along CCD columns (y/n) : y             
yes 
Is wavelength increasing with pixel along orders (y/n) : y 
yes 
Do you want to invert orders (y/n) n 
no 
Trimming and transforming data files... 
Trimming and transforming data files... 
Trimming and transforming data files... 
Trimming and transforming data files... 
Trimming and transforming data files... 
Removing bias... 
Accuracy of 2d bias fit : 0.41 ADU; Readout noise : 3.27 ADU 
Centre point of first order (at row #2300) : 41 
41.00 
Approximate separation between orders : 30 
30 
Number of first order and order increment towards top of CCD : 23 1 
23 1 
Maximum number of orders [default = 460] : 40 
Extraction length (longest order), midpoint and slope in CCD pix [sug 
5900 2300 0] : 7000 2300 -500 
7000 2300 -500               
Spectral sampling in CCD pix [sug 0.6923] : 0.6923 
Counting and locating orders... 
Found 39 orders on CCD 
Rms accuracy of fit to order position: 0.100 pxl 
Order # 23 is centred at column #  62.6 (vertical range: [0 4599] pxl) 
Order # 24 is centred at column #  93.2 (vertical range: [0 4599] pxl) 
Order # 25 is centred at column # 124.0 (vertical range: [0 4599] pxl) 
[...] 
Order # 60 is centred at column #1893.1 (vertical range: [1219 3381] pxl) 
Order # 61 is centred at column #1977.8 (vertical range: [1237 3363] pxl) 
Measuring order curvature... 
Order # 61 limited from pix 1625 to 3363 
Rms accuracy of 2d fit to order location : 0.029 pix 
Building coordinate system... 
Looking for columns with more than 5.00% of maximum flux... 
Order # 22 : columns -13.2 to 14.0 
Order # 23 : columns -13.2 to 13.6 
Order # 24 : columns -13.2 to 13.6 
Order # 25 : columns -13.2 to 13.6 
Order # 26 : columns -13.2 to 13.6 
[...]                                    
Order # 26 : columns -13.2 to 13.6 
[...] 
Order # 60 : columns -14.4 to 14.8 
Order # 61 : columns -13.6 to 14.0 
Correcting pixel to pixel sensitivity differences... 
Do you want to model slit curvature (y/n) :  y 
yes 
Measuring slit direction and shape... 
Rms accuracy of 2d fit to slit direction and shape : 0.021 pix 
Building coordinate system... 
Setting subpixel span... 
Name of file to save geometry info to : spec/geom.dat 
spec/geom.dat 
Do you want to save the reduced comparison spectrum (y/n) : y 
yes 
Collapsing order #22 
Collapsing order #23
[...] 
Collapsing order #60 
Collapsing order #61 
Name of file to save Stokes profiles to : spec/thor.s 
spec/thor.s

La valeur du centre du premier ordre (à la ligne 2300) peut-être facilement vérifiée en regardant une image brute (flat, science, FP ou Thorium). Le premier ordre non-tronqué est celui dont la position doit être indiquée, en général il ne s'agit pas du tout premier ordre faiblement visible. Si la valeur introduite du pixel central est trop loin de la valeur reéelle, ou si le numéro de l'ordre associé (en principe 22 ou 23) est décalé, geometry ou wcal ne fonctionneront pas.
 
L'échantillonnage de 0.6923 est donné en pixels. Cela correspond a la moitié d'un  élément de résolution. Un élément de résolution est à peu près 1.4pix ou 2.6 km/s (1pix=1.85km/s). Donc L'échantillonage de ~0.7pix équivaut à 1.3km/s. Cette valeur est aussi la première valeur donnée dans le spectre ThAr produit par geometry .
 
Une valeur typique de précision rms d'ajustement de la position des ordres est 0.02-0.03pix. Une valeur au-dessus de 0.1 ou 0.2pix dénoterait un problème.
 
Une valeur typique de précision rms d'ajustement 2D de la position de la fente est 0.02pix, mais peut monter jusqu'à 0.1pix. Une valeur au-dessus de 0.1pix dénoterait un problème.
         
Les images du CCD sont ré-échantillonnées à l'échelle de l'échantillonnage spectral de 0.6923 pixels.
         
Pendant la projection des colonnes, les flux des pixels contigus sont sommé selon leur longueur d'onde. Il n'y a pas encore d'extraction optimale à ce stade.
         

Le spectre ThAr produit par la routine précédente est utilisé pour trouver les détails de la relation entre longueur d'onde et pixel au centre de chaque ordre (la relation de dispersion); pour atteindre ce résultat, le logiciel commence par chercher, ajuster et identifier les raies du Thorium itérativement dans chaque ordre, ensuite ajuste un polynôme 2D sur la position de toutes les lignes identifiées avec succès (quelques milliers typiquement) en fonction du numéro d'ordre et de la distance le long de l'ordre. Avec cette approche, chaque raie contribue, non seulement à la calibration en longueur d'onde d'un ordre, mais aussi à la calibration en longueur d'onde de tous les ordres. La précision rms typique de cette calibration par pixel est environ 150m/s.
Le nombre minimum de raies nécessaires à la calibration est de 40/ordre dans le rouge et de 10-20/ordre dans le bleu. Un temps de pose de 60 sec assure que ces nombres sont atteints.
La routine wcal a besoin de:

  •           Le spectre non calibré de comparaison ThAr dérivé de la routine geometry
  •           Le fichier contenant l'information géométrique dérivé de la routine geometry
  •           Le numéro du premier ordre à calibrer; en pratique la calibration se propage de l'ordre 32 qui a été calibré soigneusement à la main.
  •           Un fichier de référence wcal_ref.dat contenu dans un dossier de référence files/.
  •           Les longueurs d'onde Thorium et Argon présentes dans le spectre de comparaison.

Pour chaque ordre, une valeur rms est donnée lors de la calibration préliminaire. La valeur rms obtenues en pixel est convertie en km/s. Des valeurs typiques de 0.1-0.2 km/s. En cas de problème des valeurs de 4-5 km/s apparaissent. Dans ce cas, il est possible que le numéro du premier ordre soit mauvais (par exemple 23 au lieu de 22). A la fin de la calibration, une moyenne de rms sur tous les ordres est donnée après élimination des mauvais points. Une valeur moyenne typique est 0.2km/s, une valeur au-dessus de 0.3-0.4 km/s dénoterait un problème. 
Pour chaque ordre, une valeur maximale de déviation est donnée. Elle devrait tourner autour de 0.5 km/s.
Pour chaque ordre, avec une résolution spectrale moyenne, un nombre de raie indique sur combien de raies cette résolution a été calculée.
Pour chaque ordre, une liste de raies rejetées est donnée. Une raie est éliminée si la déviation à sa valeur théorique excède 10.
Les chevauchement entre les ordres permettent de vérifier indépendamment la qualité de la calibration en comparant les mêmes raies d'un ordre sur l'autre.
Voici un exemple typique de routine wcal :

Uncalibrated spectrum of comparison lamp : Name of file to read Stokes I 
profiles from : results/thor27oct.s 
 Name of file to read geometry info from : results/geom27oct.dat 
Order to be calibrated first : 32 
Do you want to use an a priori wavelength calibration table (y/n) : yes 
Name of file to read calibration table from : 
/home/esprit/cfht/files/calibref.dat 
Name of file to read th-ar line wavelengths from : 
/home/esprit/cfht/files/thar.arc 
Identifying comparison lines in order #22... 
Line @ 1007.9542 nm not found in spectrum 
Feature @ pix 103.34 (~1008.2860 nm) identified as line @ 1008.2879 nm 
Feature @ pix 112.33 (~1008.3782 nm) identified as line @ 1008.3785 nm 
Feature @ pix 164.58 (~1008.9130 nm) identified as line @ 1008.9135 nm 
Feature @ pix 164.58 FINALLY identified as line @ 1008.9135 nm 
Line @ 1009.4265 nm not found in spectrum 
Line @ 1010.2575 nm not found in spectrum 
Feature @ pix 321.40 (~1010.5081 nm) identified as line @ 1010.5077nm 
[...]
Line @ 1047.0054 nm not found in spectrum 
Line @ 1047.8083 nm not found in spectrum 
Preliminary calibration of order #22 : rms acc. 0.233 km/s 
(Order #22 : pix0 = 1007.2233 nm; dlam = 0.0103182 nm/pix; quad = -3.02481e-07 nm/pix^2) 
Identifying comparison lines in order #23... 
Feature @ pix 83.55 (~964.2471 nm) identified as line @ 964.2477 nm 
[...] 
Preliminary calibration of order #61 : rms acc. 0.235 km/s 
(Order #61 : pix0 = 363.1122 nm; dlam = 0.00377638 nm/pix; quad = -1.16072e-07 nm/pix^2) 
Rejecting blended lines... 
Order #22 : 
Line @ 1008.9135 nm rejected 
Line @ 1011.1874 nm rejected 
Order #23 : 
Line @ 967.6102 nm rejected 
[...] 
Order #61 : 
Line @ 369.1876 nm rejected 
Line @ 369.3995 nm rejected 
Line @ 370.7004 nm rejected 
Line @ 372.2115 nm rejected       
Calibrating orders #22 to #61... 
>>> Mean rms accuracy : 0.128 km/s 
Rms accuracy of order #22 calibration : 0.237 km/s (max dev : 0.563km/s) 
Mean spectral resolution in order #22 : 64943 (acc : 1986, #lines :28) 
Line @ 968.2219 pm rejected (dev = 5.877 km/s) 
Line @ 986.5558 pm rejected (dev = -3.301 km/s) 
Rms accuracy of order #23 calibration : 0.178 km/s (max dev : 0.486km/s) 
Mean spectral resolution in order #23 : 67308 (acc : 1267, #lines :59) 
Line @ 931.0444 pm rejected (dev = 4.520 km/s) 
Line @ 931.3800 pm rejected (dev = 5.560 km/s) 
[...] 
Checking calibration from orders overlap... 
Overlap accuracy between orders #23 and #22 : 
Overlap accuracy between orders #24 and #23 : 
Overlap accuracy between orders #25 and #24 : 
Overlap accuracy between orders #26 and #25 : 
Overlap accuracy between orders #27 and #26 : 
0.124 pix @ 853.0911 nm (respective shifts of  0.064 km/s and -0.257 km/s) 
0.008 pix @ 853.1451 nm (respective shifts of -0.043 km/s and -0.064 km/s) 
0.033 pix @ 853.4680 nm (respective shifts of  0.043 km/s and -0.043 km/s) 
0.033 pix @ 853.4680 nm (respective shifts of  0.043 km/s and -0.043 km/s 
[...] 
Overlap accuracy between orders #61 and #60 : 
0.056 pix @ 373.7512 nm (respective shifts of  0.196 km/s and 0.049 km/s) 
-0.038 pix @ 373.7889 nm (respective shifts of -0.196 km/s and -0.098 km/s) 
0.028 pix @ 374.1183 nm (respective shifts of -0.049 km/s and -0.122 km/s) 
0.019 pix @ 374.2923 nm (respective shifts of -0.073 km/s and -0.122 km/s) 
Name of file to save Stokes profiles to : spec2/th_pol_normal.ws 
Name of file to save calibration table from : spec2/calib_pol_normal.dat     

Dans la dernière étape de Libre-ESpRIT, l'extraction optimale des ordres est faite, utilisant les coordonnées curvilignes dérivées aux étapes geometry et wcal . L'extraction optimale est décrite dans  Horne ( 1986, PASP 98, 609) et Marsh ( 1989, PASP 101, 1032). La routine extract peut être utilisée dans tous les modes. Enfin, la normalisation du continu et calibration en longueur d'onde est faite par défaut (à l'aide des polynômes calculés précédemment) sur les spectres objets. Une correction tellurique des rotation et révolution terrestres sont appliquées sur l'échelle des longueurs d'onde avant d'enregistrer le spectre 1D final dans un fichier ascii.
 
Un spectre NARVAL complet, réduit avec Libre-Esprit contient environ 214000 éléments avec un chevauchement (170000 éléments sans chevauchement).

NB: l'échantillonnage est constant en vitesse radiale avec des bins de 1.8km/s, i.e. que l'échantillonnage en longueur d'onde (donné dans les fichiers de sortie ascii) augmente avec la longueur d'onde.

Les fichiers nécessaires à l'exécution des routines extract sont:

  •           Au moins 1 fichier objet en mode spectroscopique (SPEC3/SPEC6), ou 4 en mode polarimétrique (POL3)
  •           Un fichier FLAT moyen
  •           Un bias
  •           Un fichier géométrique (issu de geometry )
  •           Le gain du détecteur CCD (e/ADU) le bruit readout (e).
  •           Une carte des mauvais pixels (peut être un fichier vide!)
  •           Un fichier de calibration en longueur d'onde (issu de wcal )
  •           Les valeurs d'entrée de gain et readout du détecteur CCD sont nécessaires pour calculer le bruit final par pixel. Si ces valeurs sont fausses, les barres d'erreurs finales seront incorrectes.

Si l'utilisateur répond "no" à la question de l'extraction optimale, une projection ordinaire sera faite (addition des pixels le long des lignes). La consigne de rejet est en unité de sigma, et sert principalement à filtrer les rayons cosmiques; une consigne basse laissera davantage de pixels indésirables. Une consigne haute retirera de nombreux bons pixels. Le bias est utile pour faire un ajustement 2D du bruit de fond, moyenné dans des carrés de 8x8 pixels. Les valeurs du Chi2 réduit reste autour de 1, mais peuvent atteindre 2 ou 3. Des valeurs au-dessus de 3 sont anormales et dénotent probablement une anomalie comme de la lumière diffusée ou du givre. Au moment de l'extraction du spectre, les pixels sont filtrés sur la base de l'écart-type (consigne au-dessus de 10, la valeur par défaut). La valeur val par pixel est la valeur sur ce pixel.

NB: pour les spectres à fortes raies d'émission, la réduction avec ou sans normalisation du continu sera similaire.

Aussi, notez que pour les spectres ayant de nombreuses raies d'émission, les données réduites gagneront peut-être à ne pas utiliser de normalisation du continu (option -N). La raison est que les raies d'émission courantes dans les étoiles jeunes sont déjà prises en compte dans la routine de normalisation, mais les nombreuses raies additionnelles seront prises en compte une deuxième fois et la normalisation sera ineffective. En ce qui concerne les statistiques de Signal/Bruit: le Signal/Bruit donné en terme de pixel spectral, le pixel spectral (élément de résolution) est plus petit que le pixel physique sur le CCD. Le Signal/Bruit est aussi donné par pixel physique.

Voici une sortie d'exécution typique de la routine extract :

Byte swap on FITS files 
Star : 
Name of file to read FITS data from : BRUT/760432o.fits ('test object'   ) 
Flat field : 
Name of file to read FITS data from : spec2/f2.fits ('test object'  ) 
Bias : 
Name of file to read FITS data from : BRUT/760404b.fits ('test object'   ) 
Name of file to read geometry info from : spec2/geom27oct.dat 
Detector gain (e/ADU) and read-out noise (e) : 1.270 3.260 
Optimal extraction of spectrum (y/n) : yes 
Rejection threshold [default = 10.0] : 10.0 
Name of file to read bad ccd pixel list from : 
/home/esprit/cfht/files/badpix_eeveng 
Trimming and transforming data files... 
Trimming and transforming data files... 
Trimming and transforming data files... 
Trimming and transforming data files... 
Removing bias... 
Accuracy of 2d bias fit : 0.41 ADU; Readout noise : 3.26 ADU 
Setting up error bars array... 
Building coordinate system... 
Computing fractional order position of image pixels... 
Looking for columns with more than 1.00% of maximum flux...    
Order # 22 : columns -14.4 to 13.6 
Order # 23 : columns -14.4 to 13.6 
[...] 
Order # 56 : columns -14.4 to 15.6 
Order # 57 : columns -13.2 to 14.8 
Correcting pixel to pixel sensitivity differences... 
Removing background... 
Reduced chisq of 2d background fit : 0.72 
Normalising to flat field flux... 
Optimal extraction of spectrum... 
Extracting order #22 
Rejecting pixel @ [ 275:4597] (val : -3.034e-04, dev : 84.45 sig) 
Rejecting pixel @ [ 275:4599] (val : -2.895e-04, dev : 74.55 sig) 
[...] 
Rejecting pixel @ [ 288:4597] (val : 3.714e-03, dev : 11.15 sig) 
Reduced chisq of optimal extraction fit : 1.349
Extracting order #23 
Rejecting pixel @ [ 285:4523] (val : -2.347e-04, dev : 47.30 sig) 
Rejecting pixel @ [ 285:4522] (val : -2.007e-04, dev : 44.80 sig) 
[...] 
Do you have calibration information : yes 
Name of file to read calibration table from : results/calib27oct.dat 
Correcting wavelength scale from Earth motion... 
Coordinates of object : 15:27:50.96 and  29: 6:31.6 
Time of observations : 2004  9  4 @ UT  7: 8:24 (HA = 4.220 hr) 
Total exposure time : 60.0 s 
Cosine latitude of observatory : 0.941 
Heliocentric velocity of Earth towards star : -17.380 km/s 
Julian date of observation : 2453252.7975 
Do you want to divide out spectrum by flat field response : no 
Do you want spectrum continuum to be normalised : no 
Displaying SN statistics... 
SNR per spec/ccd pxl in order #  57 (398 nm):   I>   15 /   17 
SNR per spec/ccd pxl in order #  56 (404 nm):   I>   32 /   37 
[...] 
SNR per spec/ccd pxl in order #  23 (985 nm):   I>  312 /  374 
SNR per spec/ccd pxl in order #  22 (1029 nm):   I>  274 /  328 
Name of file to save Stokes profiles to : spec2/test.s

La routine produit un plot par ordre. La routine extract_sky doit utilisée (mode objet+ciel) pour soustraire le spectre ciel du spectre objet.

La sortie ascii des modes spectroscopiques contiennent les colonnes suivantes:En entête, 1ere ligne le nom, 2eme ligne le nombre de lignes et colonne dans le fichier.

  •   Longueur d'onde (in nm)
  •   Spectre intensité objet (moins spectre ciel en mode objet+ciel seulement)
  •   Spectre intensité objet
  •   Spectre ciel (mode objet+ciel seulement)
  •   Spectre erreur

 

La routine polar produit la même extraction qu'en spectro, mais appliqué à une ou deux paires d'images. Polar produit également la polarisation. Les spectres extraits pour chaque état de polarisation dans les 4 images d'une séquence (8 spectres) sont combinés pour extraire la polarisation et les spectres nuls.
         
La routine permet aussi l'option -N:
         
          -N: ne soustrait pas la polarisation du continu.

NB: la qualité de la mesure de la polarisation du continu (pour lequel NARVAL n'a pas été conçu) n'est pas caractérisé!
La sortie de la routine polar contient 6 colonnes, tel qu'illustré ci-dessous:

***Reduced spectrum of '53Cam  ' 
213867 5 
369.1628  1.0384e+00 -4.8113e-02  2.0430e-02  1.3708e-02  3.1126e-02 
369.1652  1.1293e+00  1.6668e-02  1.0183e-02 -2.1966e-02  3.1920e-02 
369.1675  1.0293e+00 -8.2725e-03 -2.6651e-02 -7.6589e-02  3.1478e-02 
[...]

colonne 0: Longueur d'onde (échantillonnage constant en vitesse bin=1.8 km/s)

colonne 1: Intensité (I; somme sur les 8 spectres),

colonne 2: Polarisation (P) paramètre de Stokes Q, U ou V, avec

P/I = (R-I) / (R+I) et R^4 = [ i1(o)i1(p)i4(o)i4(p) ] / [ i2(o)i2(p)i3(o)i3(p) ].

Les indices 1-4 indique les 4 images d'une séquence, les facteurs o (ortho) et p (para) sont les deux canaux de polarisation par image.

colonnes 3 & 4: Les spectres nuls N/I et N2/I, définis par:

N/I = (R-I) / (R+I) et R^4 = [ i1(o)i1(p)i2(o)i2(p) ] / [ i4(o)i4(p)i3(o)i3(p) ].

N2/I = (R-I) / (R+I) et R^4 = [ i1(o)i1(p)i3(o)i3(p) ] / [ i4(o)i4(p)i2(o)i2(p) ].

colonne 5: l'erreur par bin de longueur d'onde, dérivée de façon classique par la matrice de covariance obtenue au cours de la méthode d'inversion matricielle tri-diagonale.

Dans le cas du mode objet + ciel, le spectre du ciel est soustrait du spectre objet avec la routine extract_sky .

Autres outils        

coadde

Routine FORTRAN écrite par David Valls-Gabaud (OPM) fusionnant les sorties *.s de Libre-Esprit en un spectre monotone en longueur d'onde. (nous contacter pour l'obtenir). Attention, coadde crée un fichier <nom_original>.out qui porte le nom du log de libre_esprit, il faut mieux copier les sorties *.s dans un dossier privé ou leur donner un nouveau nom.

NB: coadde coadditionne les chevauchements des ordres de façon cohérente, le S/B du continu de ces sections est meilleur, mais les erreurs de calibration en longueur d'onde peuvent détériorer la résolution spectrale.