Redukce spekter z HEROSu

V současné době se zabývám především redukováním spekter z HEROSu -- dvoukanálového echelletového spektrografu. Cílem je převést obraz exponovaný na čipu CCD detektoru do jednorozměrné funkce, která zachycuje závislost intenzity světla na vlnové délce.

Na prvním přiloženém obrázku uvádíme pro představu spektrum naexponované na čipu červené kamery HEROSu a výsek redukovaného spektra v okolí čáry Halfa (6563 anströmů).

Charakteristika úkolu

K redukci hvězdných spekter je potřeba v průběhu pozorovací noci exponovat dva druhy tak zvaných kalibračních spekter: flat fieldy a srovnávací spektra.

1. Flat Field neboli plošné osvětlení detektoru slouží k vyrovnání odlišné účinnosti jednotlivých pixelů CCD. Z technologických důvodů principiálně nelze vyrobit CCD čip tak, aby všechny pixely měly přesně stejnou účinnost. Dva sousední pixely, ač osvětleny světlem o skoro stejné vlnové délce i intenzitě, nebudou míž přesně stejnou odezvu. K vyrovnání této odlišné účinnosti se do detektoru posvítí bílé světlo žárovky (jejíž spektrum tvoří hladká planckovská křivka bez čar). Světlo postupuje po stejné optické dráze jako světlo hvězdy (aby se přístrojové efekty projevily stejně). Pořízené spektrum bílého umělého zdroje se nazývá Flat fieldem.
2. Srovnávací spektrum slouží ke kalibraci na vlnové délky. Dokud je k dispozici pouze spektrum hvězdy, lze udávat polohu případných spektrálních čar pouze v relativních hodnotách polohy čar vůči CCD čipu (například v pixelech). Je tedy nutné získat převodní (disperzní) funkci k převodu těchto relativních poloh do absolutního měřítka ve vlnových délkách (například v Angströmech). K tomu se používají srovnávací spektra, obsahující velké množství úzkých dobře definovaných čar, jejichž laboratorní vlnová délka je samozřejmě přesně známa. Ve spektrografem stelárního oddělení se používají Thorium - Argonové výbojky. Pořídí-li se jedno srovnávací spektrum před spektrem hvězdy a jedno po něm, lze hvězdné spektrum přesně okalibrovat.

Postup při redukci

Při započetí redukce již předpkládáme, že máme k dispozici soubory s exponovanými Flaty, srovnávacími spektry a spektry hvězd. Redukční procedury pracují s těmito soubory. K redukci se na stelárním oddělení AsÚ používají balíky MIDAS a IRAF.

Vlastní redukční postup lze shrnout do těchto bodů:

Určení počtu řádů; Při vyčtení čipu echelletového spektrografu HEROSu vypadá snímek spektra hvězdy typicky takto:

Je to dvojrozměrný obrázek zobrazující více spektrálních řádů. V modrém kanálu je jich 69, v červeném 32. Prvním krokem redukce je tedy určení správného počtu a průběhu jednotlivých řádů.

Srovnávací spektra; Podél určených průběhů řádů se detekují jednotlivé čáry srovnávacích spekter.

Dark; Na temném pozadí mezi jednotlivými řády se odečte tak zvaný ``dark'', který představuje čtecí šum, to jest šum vznikající jak v čipu během expozice, tak při vyčítání, tak i posléze šum vyvolávaný analogově-digitálním převodníkem (jenž převádí signál do zpracovatelné digitální formy). Dark se simuluje pomocí dvojrozměrné funkce popisující průběh čtecího šumu po celé ploše čipu.

Bias; Vyčtený ``dark'' se nyní převede na tak zvaný ``bias''. Úprava spočívá v tom, že k zjištěnému šumu se přičte určitá (nevelká) konstantní hodnota náboje. Tím se dosáhne toho, že žádný náhodně generovaný náboj v pixelu nebude mít zápornou hodnotu. Takto určený bias se pak od snímku flatu a hvězdy odečte, neboť představuje náboje ``navíc''.

Vyčítání řádů; V následujícím kroku se hodnoty signálu v jednotlivých řádech flatu i hvězdy vyčítají podle předvolené šířky řádu, takže se ve výsledku vznikne tolik jednorozměrných grafů, kolik je řádů. Příčný profil řádu je schematicky zobrazen na následujícím obrázku:

Kalibrace vlnových délek; Podle srovnávacích spekter se kalibrují spektra hvězdy a flaty do vlnových délek. Ke kalibraci se vždy používají dvě srovnávací spektra, jedno časově předcházející expozici hvězdy a jedno časově navazující. Tato dvě srovnávací spektra se zprůměrují a z výsledného průměrného spektra se určí disperzní křivka, což je funkce, která jednotlivým pixelům (bodům jednorozměrných křivek -- viz. předchozí bod) přiřazuje vlnové délky.

Navázání řádů; V dalším kroku redukce se navazují jednotlivé řády spektra na sebe; navazují se řády hvězdy a flatu, nyní se již berou jednorozměrné funkce vytvořené v předchozím bodu. Průběh funkce (podélný průběh řádu) je zobrazen na spodním obrázku flatu Jednotlivé spektrální řády se částečně překrývají, což navazování usnadňuje. V místech překryvu se řády při navazování váhují. Tam, kde je jeden z řádů silnější, má vyšší váhu než druhý, jak se intenzity řádů vymění, vystřídají se i váhy. Překryv řádů načrtnut na obrázku. Každá křivka odpovídá jednomu podélnému profilu (viz. obr. flatu):





Přitom čára vodíku Halfa (6563 angströů) se nachází ve 12. řádu červeného kanálu a svým křídlem částečně zasahuje částečně i do 11. řádu. Čára helia (6678 angströů) se nachází ve 13. řádu samozřejmě také červeného kanálu. Jako příklad přikládáme obraz 12. a 13. řádu ze spektra hvězdy eta UMa (Benetnasch; rektascenze 13^h47^m32.438^s, deklinace +49^o18'47.75'', vizuální magnituda 1.85, spektrální typ B3V):

Čáry Halfa (12. řád) a He (13. řád) ve spektru hvězdy eta UMa. Je jasně vidět složitý tvar jádra čáry Halfa a četné výrazné čáry atmosférické vody (vzdušná vlhkost); čára He je vlevo od středu 13. řádu.

Dělení flatem; Spektrum hvězdy se vydělí flatem.
Alternativa; Některé redukční procedury umožňují inverzní postup. Nejprve se vydělí spektrum hvězdy flatem (dělení se děje po jednotlivých řádech) a teprve potom dochází k navazování řádů -- nyní už pouze spektra hvězdy.

Spektrum; Typické spektrum vypadá



Pro lepší představu ještě přidáváme vybrané okolí čáry H_alfa: