Methods for convert spectra intensities in flux unit

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Methods for convert spectra intensities in flux unit

Postby Christian Buil » Sun Sep 01, 2013 3:50 pm

Une page qui détaille la manière d’étalonner en flux nos
chers spectres :

http://www.astrosurf.com/buil/calibration2/absolute_calibration.htm

La méthode 2 est quasi celle évoquée par Steve Shore dans le
dernier message journalier de compte rendu qu’a fait passer François T.
sur la nova.

Ce ne sont pas les seules (François Tessier a dévelloper une technique mixte
photométrie/spectrométrie par exemple).

Si vous vous appropriez cela, vous serez de vrais champions de la spectro !
Et cela signifie que vous savez quasiment tout faire ;)

En vérité ce n’est pas très compliqué, et assez amusant.
Faites une tentative pour voir.

La chose peut rapporter gros aussi, car le résultat est bien plus riche
que la photométrie BVR classique sur le plan astrophysique. Il Faudrait
même que les photométristes si mettre... !

On touche vraiment au coeur de la spectro ici.

-----------------------------------

A page about techniques for convert spectra un flux unit. Two methods are
proposed (4 spectra techniques, 2 spectre techniques – i.e. the classical).
Sorry the text is in french (but illustration in english). It is too difficult for
me to translate, sorry. Procedures are not really complex... but have a
great interest for some astrophysical studies:

http://www.astrosurf.com/buil/calibration2/absolute_calibration.htm


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Re: Methods for convert spectra intensities in flux unit

Postby Christian Buil » Thu Sep 05, 2013 1:06 am

English version of the page is now available (thanks Robin !) :

http://www.astrosurf.com/buil/calibration2/absolute_calibration_en.htm

Christian
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Re: Methods for convert spectra intensities in flux unit

Postby Paolo Berardi » Thu Sep 05, 2013 4:35 pm

A new age of amateur spectroscopy?
Christian, François, Robin, thank you all! I'd like to try...

Paolo
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Re: Methods for convert spectra intensities in flux unit

Postby Thierry Lemoult » Tue Sep 10, 2013 9:19 am

Hello Christian

You're work on spectrophotometry are really exciting. I would like to try it. You did all your experiment with a special large slit design for ALPY spectrograph and a pure achromatic telescope (Newton). You explain, we can try with any spectrograph (LISA etc) and no slit.
I order to reduce the sky background i want use a large split on my LISA at the prime focus of my apochromatic refractor: D=130mm F=825mm.
Can i use slit like 50, 75 or 100 micron ? What is the minimum width of the slit to obtain a good photometric result ?

I already know that the good value depend of
* Seeing. So consider for example a value of 3 arcsec.
* quality of guiding, so consider good guiding (ie better than 1 arcsec).
* The instrument, Schmit cassegrain with reductor are not so good that newton...
* Zenital distance, and the angle between the slit direction and the horizon.

What about a try with a 50 micron fiber eShell spectrograph at the prime focus of my apochromatic refractor. D=130mm F=825mm ?
---------
Hello Christian
Ton travail sur la spectrophotométrie est très excitant. Je veux essayer. Tu as utilisé une fente large prévus pour le spectrograph ALPY et un telescope newton parfaite achromatique. Tu as expliqué que l'on pouvait utiliser un LISA par exemple sans fente.
Dans le but de réduire le fond du ciel, je veux utiliser une fente large sur mon LISA au foyer de ma lunette apochromatique D=130mm F=825mm.
Es ce que je peux utiliser une fente de 50, 75 ou 100 micron ? Quelle est la largeur minimal de la fente pour obtenir un bon résultat photometrique ?

Je sais déja que le résultat dépendra de:
* De la turbulence, considérons une valeur de seeing de 3 arcsec
* De la qualitée du guidage, considerons un guidage meilleur que 1 arcsec
* De l'instrument, Les Schmit-cassegrain avec réducteur son franchement moins bon qu'un newton...
* De la distance zenithale et de l'angle d'orientation de la fente par rapport à l'horizon.

Thierry
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Re: Methods for convert spectra intensities in flux unit

Postby Christian Buil » Tue Sep 10, 2013 2:14 pm

Ton messages me fait fort plaisir Thierry,car je pense en effet que la spectrophotométrie va vite
devenir le compagnon des amateurs qui veulent faire un travail avancé (lorsque c'est justifié
bien sur, l'observation des novae est un bon exemple).

Je vais faire une réponse assez simple. Tu a fait une très bonne liste des paramètres critiques.

Maintenant il faut souligner quelques points importants.

Mes toutes dernières mesures et principales illustrations sont issues de données
acquisent avec un Schmidt-Cassegrain C11 équipé d'un banal réducteur de focale f/6.3).
J'ai un peu ajusté le tirage (je fais une petite communication là-dessus dans pas longtemps),
qui me donne finalement une image assez correcte, même si ce n'est pas du niveau d'un
pur Newton.

Surtout, j'ai fait des vérifications croisées entre le Newton 200 mm et la SC 280 mm et je
n'ai pas trouvé la moindre diffiférence significative (si ce n'est bien sur la courbe de sensibilté).
Je n'en ai pas trop parler, mais cela a participé à valider la technique.

J'utilise donc le C11 vers f/6.3 (en fait, plutot f/7, je vais faire une évaluation précise).
En spectrophotométrie la fente faire 230 microns de large sur l'Alpy. Mais j'ai un
très mauvais ciel (seeing) et c'est moi qui est poussé lors de la définition de cette
pour quelle soit large. Pour la petite histoire avec Sheyliak on a décidé en disant :
la fente étroite fait 23 microns, donc la fente large va faire 10 x 23 = 230 microns !
Pas plus compliqué. J'exagère à peine (il y a une notion de marge dans l'affaire,
et finalement, après test, je suis assez content du choix - un poil moins large serait
mieux, mais ca va).

J'ai la conviction qu'un tel télescope SC, jusqu'à disons le C14, peut donner un très bon
résultat avec une fente de 100 microns de large s'il est porté par une monture correcte.
Je dirais aussi que 90%-95% au moins des problèmes liés au chromatisme instrumental et
atmpsphériques'évanouisse avec une fente de cette largeur. L'erreur résiduelle doit être faible
et doit ce chiffrer vers le 1/100 de magnitude sur une très large partie du spectre.

J'ai la quasi certitude que si un amateur utilisant un LISA par exemple (mais aussi un Lhires),
qui passe disons 30 à 60 minutes à faire le spectre d'une étoile, prend seulement 5 à 10 minutes
pour changer la fente (plus précisément la fente + support) dans le genre :

23 microns -> 100 microns -> 23 microns

et en faisant un ou deux spectres avec la fente large, ajouterait énormément à ces spectres.

En tout ca c'est à tester sans hésitation si on a le matériel.

Notez encore un truc super important : il m'arrive souvent de changer la fente sur LISA et Lhires,
même en cours de nuit. Je fais cela quasi les yeux fermer. Il ne me faut pas plus de 1 à 2 minutes.
Le repositionnement de la fente est précis : aucun réglage à faire ! Mon secret : je me suis
procuré plusieurs supports de fente et fente, que je ne démonte JAMAIS (ce couple). C'est l'ensemble
(support + fente) que j'intervertie.

Cela permet de faire des tas de choses folles, comme de la spectrophométrie.

Bref, Thierry, tu es encouragé a y aller, d'autant plus qu'on est dans une phase
d'apprentissage où il est bien de croisée les données.

Note qu'une lunette me parait apte à la spectrophotométrie dès lors que la focale
n'est pas trop longue (disons moins d'un mètre) et que la fente fait 100 microns.
Il faut bien sur quelle soit apochromatique.

Noter enfin que j'ai regroupé plusieurs pages en une pour que ce soit moins
compliqué à lire (j'ai aussi mis un lien vers la méthode expérimentée par
Francois Teyssier) :

http://www.astrosurf.com/buil/calibration2/absolute_calibration.htm

English version of stellar spectrophotometry page with a new organisation:

http://www.astrosurf.com/buil/calibration2/absolute_calibration_en.htm

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Re: Methods for convert spectra intensities in flux unit

Postby Terry Bohlsen » Wed Sep 11, 2013 4:57 am

Dear Christian et al
I made an attempt at replicationg your photometry of some Landholt stars with some success.
I measured HD 204041 as a standard and then measured 3 Landholt stars nearby (SA112-223 SA112-275 SA112-805) I chose them because they had a spread of B-V measurements.
I used the standard 23ug slit in my LISA as I don't like removing it and having to refocus etc.
One thing I noted was that when processing the stars I had to change the "addition" mode to standard instead of weighted as this gave differing results. I'm not sure what "standard" does but hope it just adds the spectra and doesn't clip the measurement at a particular level.
My measurements for Zb, Zv, Zr had a SD of 0.05 for b and r and 0.02 for v using the readings from the 3 widely different coloured stars.
This isn't as accurate as your measurments but not too bad.

Once I have worked out these offsets, how stable do you think they will be from night to night?
Will the same offsets work at different airmasses?

Cheers

Terry
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Re: Methods for convert spectra intensities in flux unit

Postby Christian Buil » Wed Sep 11, 2013 10:34 pm

Terry,

It is very important to use the standard addition, not the weigthed (because, by definition, the weight algorithm modify the intensity level of each spectra - I project
to add a note in my web page about this important point).

Really, with LISA (in my exemplary models) the slit is prefectly focused after many removing. You have tested ?

The principal source of error is the 23 microns wide slit. Look the attached plot:

Seeing1 : dispersion of intensities value with a 23 microns slit on Alpy (equivalet to LISA), C11 f/7. 12 sec. exposure each

Seeing 2 : dispersion with a very large slit 230 microns (equivalent to remove slit). 2 sec. exposure

The residual fluctuations in the seeing2 plot are the consequence of atmospheric scintillation because exposure time
is very short (situation is better in seeing1 on this point).

The photometric error is much lower in seeing2, of course. Contain of this page is not a fiction unfortunately:

http://www.astrosurf.com/buil/dispersion/atmo.htm

The atmospheric transmission is not real problem (very minor compared to slit effect) if target objet and
reference are at nearly the same air mass. But I always do a couple of measurement as quickly as possible to limit the
possible atmosphere temporal variations (between the measurement of the target and the reference
measurement, it takes on the order of only 5 minutes).

But your result is already correct and very encouraging!
(note, the quality can be dependent on seeing one night to the next - and again, the ultimate solution is a wide slit)

Christian
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Re: Methods for convert spectra intensities in flux unit

Postby Christian Buil » Sat Sep 14, 2013 11:20 pm

J'ai ajouté une partie 4 dans la page qui indique comment on peut évaluer la transmission
de l'atmosphère rapidement à partir des mesures de flux (l'idée est d'améliorer encore la qualité de ces dernières dans certaines circconstances) :

http://www.astrosurf.com/buil/calibration2/absolute_calibration.htm

I have added in the page a part 4 about a quick evaluation of atmopsheric transmission extracted from fux measures (for improve quality in some circonstances):

http://www.astrosurf.com/buil/calibration2/absolute_calibration_en.htm


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Re: Methods for convert spectra intensities in flux unit

Postby Christian Buil » Sun Sep 29, 2013 10:13 am

Et maintenant, une partie 5, qui montre comment prédire le signal en pas codeur lorsque vous obervez une étoile, ou
encore, pour évaluer la performance de votre système d'observation.

And also a new part 5, which shows how to evaluate the performance of your acquistion system
(spectrograph efficiency for example).


http://www.astrosurf.com/buil/calibration2/absolute_calibration_en.htm

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Re: Methods for convert spectra intensities in flux unit

Postby Paolo Berardi » Tue Apr 01, 2014 8:19 pm

Hi all, I'd like to share my first attempt to calibrate a profile in absolute flux, hoping helpful to discuss involved problems or possible mistakes in my procedure.

I used spectrophotometric method #1 (4 spectra) proposed by Christian on webpage:
http://www.astrosurf.com/buil/calibrati ... ion_en.htm

For large slit operations I change with the old metal slit (equipping the early Lhires III models), opened to about 350 microns. Unfortunately slit plane is not exactly the same of narrow slit, so I had to guiding with a slight out of focus star images (I preferred not to move guide camera). I'd like to buy the dedicated "photometric" slit to optimize the observing phase.

Observed target is the symbiotic star V694 Mon. Reference star HD 65900 (Miles spectrum available).

Reference star is not very close to target, so I took two set of large slit spectra. A series temporally close to target observation (but at higher elevation), another with same airmass of target (but temporally distant). The sky seemed to me quite clear and free of clouds but this is, of course, just an impression.

I took the following series, using Lhires III, 150 l/mm, SXVR-H694 CCD.

Narrow slit:
5 x 360s -> target
3 x 60s -> HD 65900

Large slit:
3 x 360 -> target (33 degrees elevation)
3 x 60 -> HD 65900 same target time (51 degrees elevation)
3 x 120 -> HD 65900 same target airmass (33 degrees elevation)

For reduction I used ref star spectra at same target airmass and, only for checking, spectra at same target time, synthetically reddened by division for atmospheric trasmission ratio.

Unfortunately I didn't find a star very close to the target, else two spectral series before and after target observation would be given a more reliable measurements.

A first question concerns the process effectiveness using a reference star different from usual A spectral class. We would have more chances of finding a reference star near the target if we could use several spectral class stars.

I processed narrow slit spectra as usual, obtaining the relative intensities profile. Then large slit spectra were processed with ISIS setting "Standard profile addition mode", zero values for profile scaling and "Optimal binning" disabled (I don't know if it has influence).

Raw 2d spectrum of V694 Mon. The vertical background bands are sodium and fluorescent city lamps emission lines broadened by the 350 microns slit.

Image

According to measurements at 6705A (a relatively flat target profile zone) and in relation to the formula for coefficient C = (Fo Fc Tb) / (Fa Fb Tc), I found:

Fo=1.148e-11 (Miles spectrum, energy flux)
Fa=1.0734 (narrow slit target spectrum, relative)
Fb=1.751e+05, Tb=120s (large slit ref star spectrum, counts)
Fc=1.050e+04, Tc=360s (large slit target spectrum, counts)

I see that Tb and Tc are related by division and I used the same number of sub-exposures for target and ref star spectra, so I should be able to use the single sub-exposure time in formula.

Then, C=2.13778e-13.

The resulting profile calibrated in energy flux:

Image

As said, I tried to use (only for a check) the reference star large slit spectrum taken just after target spectra acquisition, with the star higher on the horizon (51 degrees instead of 33 degrees). With ISIS I calculated atmospheric transmission curves using AOD=0.15 for 51 and 33 deg elevation and dividing them. Then reference star spectrum was reddened by division for the atmo ratio. New value for Fb is 8.669e+04, Tb=60s. Resultant coefficient is not far from previous value, C=2.15898e-13. Follow a comparison of absolute flux profiles obtained from both C value:

Image

The difference seems small but I realize that AOD value for atmospheric transmission is just estimate.

I don't know if I made mistakes. As a check I tried to extract V magnitude using the synthetic Bessel V band profile. Here the V694 Mon profile multiplied by V band profile, with the integrated energy flux value:

Image

I used the Pogson formula Vo = -2.5 log (Fv) finding mag V=Vo - 13.730, V 10.40 (a value not far from real). Christian specified that the last formula is instrumentation dependent, how can I find the appropriate parameters for my equipment?

One last question concerns flat. Flat frames are not considered in large slit spectra reduction. I realize that the two spectra are directly related by division but I wonder if the 2d spectra that lie in different sensor position may introduce problems for differential efficiency (due to dust halos or other). Anyway I tried to place ref star and target in the same position.

Sorry for such a long post! Any help would be greatly appreciated. I'd like to thanks very much Christian for spread this method among amateurs.

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