Observatoire de Lyon Formation continue SPECTRE DU SOLEIL
Observatoire de Lyon Formation continue SPECTRE DU SOLEIL par imagerie numérique Traitement et exploitations des images 2010/01/16 Spectrographie solaire - Phm Obs. Lyon
Spectres obtenus Avec la caméra CCD et son objectif de 50 mm mis en capteur d’image derrière le spectro, nous avons obtenu trois groupes de spectres. Chaque groupe est conditionné par l’angle de position de la caméra. Ceci sélectionne une zone de longueurs d’onde enregistrées. Chaque groupe comporte, avec les mêmes réglages du spectrographe : - un ou plusieurs spectres du Soleil avec différents temps de pose - un ou plusieurs spectres de la lampe d’étalonnage avec différents temps de pose 2010/01/16 Spectrographie solaire - Phm Obs. Lyon 2
Finalité du traitement 1 - Étalonnage. A l’aide des spectres de la lampe, on va construire pour chaque groupe la courbe d’étalonnage qui relie position du pixel à la longueur d’onde. 2 - Conversion en longueurs d’ondes Les mesures des positions des raies solaires seront alors converties en longueurs d’onde. 3 - Identification Il faudra ensuite faire le travail d’identification à partir de tables de longueurs d’onde des éléments et des connaissances astrophysiques de l’atmosphère solaire : température, pression. 2010/01/16 Spectrographie solaire - Phm Obs. Lyon 3
Préparation des spectres On utilise le programme IRIS, programme libre sur le net. IRIS ne permet de traiter qu’une image à la fois, sauf si on lance plusieurs programmes indépendants. 2010/01/16 Spectrographie solaire - Phm Obs. Lyon 4
Réglage des options Lancer IRIS Dans le menu Fichier / Réglages • Donner le répertoire où sont les fichiers à traiter • Le type de fichiers utilisés PIC pour les fichiers des spectres obtenus 2010/01/16 Spectrographie solaire - Phm Obs. Lyon 5
Chargement et visualisation Charger un fichier Fenêtre des seuils Position du pointeur et intensité de visualisation 2010/01/16 Spectrographie solaire - Phm Obs. Lyon 6
1 - Soustraction du fond et ajustement dynamique de l’image Fichier tableau à remplir : tableau_spectres. pdf (papier) On part des images brutes (PIC). Elles comportent un fond (offset électronique) que l’on va soustraire pour avoir une meilleure dynamique. 2010/01/16 Spectrographie solaire - Phm Obs. Lyon 7
1 - Soustraction du fond et ajustement dynamique de l’image Fichier tableau à remplir : tableau_spectres. pdf (papier). Quelle valeur soustraire ? Au-dessus et en dessous du spectre On sélectionne avec le bouton gauche de la souris une zone rectangulaire On prend la moyenne (bouton droit statistiques) Noter les valeurs moyennes On soustrait une valeur un peu en dessous de la valeur la plus basse. 2010/01/16 Spectrographie solaire - Phm Obs. Lyon 8
1 - Soustraction du fond et ajustement dynamique de l’image Soustraction du fond On soustrait à chaque spectre la valeur minimale ou une valeur légèrement inférieure aux valeurs du fond par la fonction Traitement/Soustraction Ajustement de la dynamique (visualisation) Refaire la statistique de toute l’image pour trouver la valeur maximale. Attention aux pixels saturés et bruyants. Noter la valeur maximale Ajuster la dynamique de visualisation de l’image de 0 à cette valeur maximale. 2010/01/16 Spectrographie solaire - Phm Obs. Lyon 9
2 - Fenêtrage du spectre (Soleil et étalonnage). On ne va garder du spectre que la partie centrale : - toute la largeur du pixel 1 à 768 - une hauteur maximale de 100 pixels Repérer avec la souris et en lisant en bas de la fenêtre la valeur Y du milieu du spectre en faisant la moyenne du haut et du bas. Appliquer la commande Géométrie/Fenêtrage : X min : 1 Y min : 768 Y min : valeur milieu -49 Y max : valeur milieu plus 50 2010/01/16 Spectrographie solaire - Phm Obs. Lyon 10
3 - Retournement du spectre Permet d’avoir un spectre dont les longueurs d’onde croissent de gauche à droite. Géométrie/Permutation/Verticale 4 - Sauvegarde Sauver avec un nouveau nom, sous forme JPG, les spectres réduits. Ces spectres vont être étudiés sous Géogébra. Remarque : On peut continuer le travail sous IRIS. Les positions trouvées pour les raies devront alors être reportées dans un tableur pour les calculs. Dans Géogébra, une fois le spectre installées, les mesures seront mises directement dans la partie tableur du programme. 2010/01/16 Spectrographie solaire - Phm Obs. Lyon 11
Traitement sous Géogébra 1 - Installation des spectres 2 - Curseur de mesure 3 - Etalonnage 4 - Spectre du Soleil 2010/01/16 Spectrographie solaire - Phm Obs. Lyon 12
1 - Installation des spectres Ouvrir Géogébra Suivant la zone du spectre à traiter ouvrir un des fichiers soleil 1. ggb côté violet soleil 2. ggb centre soleil 3. ggb côté rouge Les fenêtre Algèbre et Tableur sont fermées. Sinon les fermer. Les spectres sont placés de telle façon, que le numéro du pixel corresponde à son abscisse dans Géogébra Spectre étalonnage : au dessus de la ligne, ordonnée 40 ou 50 pour le bas du spectre. Spectre du Soleil : en dessous de la ligne, ordonnée 40 ou 50 pour le haut du spectre 2010/01/16 Spectrographie solaire - Phm Obs. Lyon 13
1 - Installation des spectres Choisir la commande Positionner la souris sur la fenêtre graphique Cliquer sur bouton gauche. Une fenêtre Répertoire s’ouvre. Choisir une image spectre étalonnage. Faire Esc pour sortir du programme d’insertion. Mise en place Cliquer sur l’image, bouton droit/Propriétés, Onglet Position Donner les points des coins 1 et 2 sous la forme (x, y). Placer le spectre Soleil correspondant. Spectre Etalon. Soleil 2010/01/16 Spectrographie solaire - Phm Obs. Lyon Coin 1 Coin 2 (0, 40) (767, 40) (0, -120) (767, -120) 14
Spectres positionnés 2010/01/16 Spectrographie solaire - Phm Obs. Lyon 15
2 - Curseur de mesure Les raies des spectres sont verticales. Pour repérer les raies et leurs abscisses, on va créer un curseur de pointage asservissant des segments verticaux balayant les spectres. a) curseur horizontal de la largeur du spectre Créer le curseur xpix en cliquant sur la fenêtre graphique Donner son intervalle Appliquer Le placer avec la souris en abscisses et ordonnées (ordonnée 10) Ouvrir sa fenêtre Propriétés 2010/01/16 Spectrographie solaire - Phm Obs. Lyon 16
2 - Curseur de mesure (suite) Onglet basique L’option Position absolue à l’écran ne doit pas être cochée Onglet Curseur incrément 0. 1 largeur 767 Onglet couleur donner une couleur Onglet Style largeur 3 2010/01/16 Spectrographie solaire - Phm Obs. Lyon 17
2 - Curseur de mesure (suite) b) segments verticaux (à créer dans la barre de saisie) On construit deux segments verticaux asservis à la position donnée par xpix. Segment spectre étalonnage vcura = Segment[(xpix, 30), (xpix, 250)] Segment spectre du Soleil vcurb = Segment[(xpix, 0), (xpix, -250)] Changer la Couleur pour la lisibilité et mettre le style Pointillé, Largeur 1 2010/01/16 Spectrographie solaire - Phm Obs. Lyon 18
3) Etalonnage Raies d’étalonnage Repérer et identifier l’aide de la feuille Spectre d’étalonnage les raies. Faire apparaître la fenêtre Tableur (Affichage/Tableur) Les longueurs d’onde d’étalonnage des principales raies sont dans la colonne B. La colonne A est celle des pos des raies Mesurer à l’aide du curseur les positions des raies d 42 tqlonnqge et porter les vqleurs dans le tableur. 2010/01/16 Spectrographie solaire - Phm Obs. Lyon 19
3) Etalonnage Graphe des points Sélectionner en une seule fois dans le tableur les cellules points de l’étalonnage (x pixel, lambda) Créer une liste de points bouton droit de la souris Par défaut elle s’appellera liste 1. On peut la renommer par la fenêtre Propriétés 2010/01/16 Spectrographie solaire - Phm Obs. Lyon 20
Ajustement polynomial On recherche la relation longueur d’onde = f(position pixel) Théoriquement un réseau a une dispersion linéaire. Qui donnerait : l = a x pos + b Mais l’optique de l’objectif a certainement des défauts en barillet ou coussinet Un ajustement par un polynôme de degré 2 améliorera la courbe d’étalonnage. Créer les polynômes d’ajustement dans la colonne B degrés 1 (régression) cellule B 11 degré 2 (parabole) cellule B 12. Syntaxe sous Géogébra : Bxx = Reg. Poly[liste_de_points, degré_polynôme] 2010/01/16 Spectrographie solaire - Phm Obs. Lyon 21
Test des ajustements On va comparer les données de laboratoire à celles données par l’étalonnage. Calculs : Colonne C appliquer le polynôme B 11 aux positions (syntaxe : =B$11(A 3)) Colonne D différence avec la valeur de laboratoire (exemple : =E 3 - B 3). Cellule D 10 estimation des erreurs l’écart type des différences syntaxe : Ecart. Type[D 3: D 9] Idem colonne E et F pour le polynôme B 12. On utilisera le polynôme B 12 pour calculer les longueurs d’onde des les positions des raies du spectre du Soleil. 2010/01/16 Spectrographie solaire - Phm Obs. Lyon 22
4 - Spectre du Soleil Affichage de la position du curseur Cellule A 14 : ="x=" + xpix Lors des pointés, ces valeurs seront à reporter dans la colonne A, cellule A 16 et suivantes. En balayant le spectre solaire avec le curseur - pointer avec précision les raies du Soleil - les reporter dans la colonne A - calculer à l’aide du polynôme d’étalonnage les longueurs d’onde correspondantes =B$12(A 16) … Dans un premier temps on ne mesurera que les raies les plus fortes. 2010/01/16 Spectrographie solaire - Phm Obs. Lyon 23
Identifications - à l’aide du fichier catalogue de raies astrophysiques (catal_moore. xls) recher les éléments les plus probables Souvent à une raie correspond approximativement plusieurs identifications. La table permet de choisir : Col. B Col. D Col. E Éléments degré ionisation non ionisé 1, une fois 2, etc multiplet (présence simultanée de plusieurs raies d’un même multiplet) Col. F Intensité relative (de l’élément) Col. H Raies signalées dans les spectres d’étoiles avec leurs classes. En fonction de la classe spectrale du Soleil G 2 V, faire un tableau des principales raies mesurées, identifiables et de leurs éléments. 2010/01/16 Spectrographie solaire - Phm Obs. Lyon 24
Données complémentaires Couleurs du spectre visible Nomenclature des éléments Principales raies solaires 2010/01/16 Spectrographie solaire - Phm Obs. Lyon 25
COULEURS DU SPECTRE VISIBLE et raies solaires observées par Fraunhofer Couleur Domaine l central Violet pur 395, 0 -416, 9 405, 9 K 393, 368 Ca. II H 396, 849 Ca. II Bleu violet 416, 9 -459, 7 438, 3 G 430, 774 Ca. I, 430, 791 Fe. I Bleu 459, 7 -486, 7 473, 2 Bleu cyané 486, 7 -505, 3 496, 0 Vert bleu 505, 3 -511, 2 508, 2 Vert franc 511, 2 -542, 9 527, 1 Jaune verdâtre 542, 9 -578, 4 560, 6 Jaune 578, 4 -583, 1 580, 8 Jaune orangé 583, 1 -592, 6 587, 9 Orangé 592, 6 -601, 8 597, 2 Rouge orangé 601, 8 -639, 8 620, 8 Rouge 639, 8 -760, 3 700, 0 Raies solaires F 486, 135 Hb b 516, 722, 517, 269, 518, 362 Mg. I E 526, 955 Fe. I D 1, D 2 588, 998, 589, 594 Na. I C B a A 656, 2. 81 Ha 686, 6 O 2 718, 8 759, 3 O 2 longueurs d'onde en nanomètres 2010/01/16 Spectrographie solaire - Phm Obs. Lyon 26
Nomenclature En astronomie les éléments chimiques sont désignés par leur symbole habituel de la table de Mendéléev. H hydrogène, He hélium, Li lithium, etc que l’on fait suivre de l’état d’ionisation : I neutre, II élément une fois ionisé, III, deux fois ionisé, etc. HI hydrogène neutre, HII hydrogène ionisé ou proton OI oxygène neutre, OII oxygène 1 fois ionisé, OIII oxygène 2 fois ionisé Fe. I fer neutre, Fe. XV fer 14 fois ionisé (couronne solaire) 2010/01/16 Spectrographie solaire - Phm Obs. Lyon 27
Principales raies solaires O 2 atm. Ha Ba II Fe I Zn I O 2 atm. Ni I Si I Na I Cr I Ni I Fe I (bld) Mg I Fe I Mg I Ni I Fe I 2010/01/16 684, 7 694, 4 656, 28 649, 69 639, 64 636, 23 627, 9 618 594, 86 589, 59 doublet du 588, 95 sodium 578, 58 571, 19 570, 96 571, 19 570, 71 561, 45 552, 84 545, 65 545, 56 532, 80 527, 04 518, 36 triplet 517, 27 du 516, 73 magnésium 503, 60 495, 75 Fe I Ba II Hb Mn I Fe I Ba II Ti II Hg CH CH Fe I (bld) Cr I Sc II Fe I Ca I Sr II Fe I (bld) Mg I Fe I bld : blend, raies superposées non résolues 495, 75 493, 41 486, 13 478, 34 466, 56 455, 40 446, 92 434, 047 432, 4 hydro 432, 3 carbone 430, 85 429, 9 427, 18 426, 0 425, 43 424, 68 423, 6 422, 74 422, 67 421, 55 420, 20 419, 83 419, 14 417, 3 416, 73 415, 45 Spectrographie solaire - Phm Obs. Lyon Fe I Ca I Hd Fe I Mg I Mn I Fe I Mn I Fe I (bld) Mg I Fe I Ca. II Al I Fe I (bld) Fe I Al I Ca II 414, 38 413, 20 410, 86 410, 174 407, 17 406, 45 405, 75 405, 55 404, 58 403, 57 403, 45 403, 31 403, 08 400, 52 399, 7 398, 68 397, 8 396, 85 396, 15 395, 7 2 raies 395, 3 du 395, 09 calcium 394, 40 393, 37 28
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