psi Per campaign: evaluate your system efficiency

[Christian Buil]

As part of the BeSS monitoring program (Be, Herbig Ae/Be and B[e] stars), it seemed important to highlight notion such as flux and overall system efficiency. This efficiency has a direct impact on signal to noise ratio (SNR) on our spectra and we are all looking to optimize it.

Efficiency depends on several parameters, including seeing and transparency of the observing site, instrument performances (telescope and spectrograph), and the adjustment of the equipment as well as the observing protocol.

It is easy to loose photons in this instrumental chain... so how to estimate if your flux throughput is "normal" or not?

One of the best way to know is to compare between each others. Such diagnostic is then precious to judge the efficiency of your observation system and, if needed, to optimize it.

This is what we propose to do by using a bright, not too variable, well positionned northern hemisphere star at the moment; our choice is on the Be star psi Persei (37 Per).

The following protocol is proposed to anyone interested to join this effort and know more about their own efficiency: take spectra of psi Per if possible when it is high in the sky (to reduce atmospheric uncertainty) using your standard acquisition and data reduction process. Then send:

1/ reduced spectrum in BeSS database

3/ email the same reduced profile to christian.buil@wanadoo.fr so SNR can be calculated. Please precise the specifications of your telescope, spectrograph, sensor, individual exposure time and number of exposures; add any comments you may find useful: estimation of seeing, transparency and how it compare with your usual conditions...

2/ email the "raw" profile in ADU units to christian.buil@wanadoo.fr

Note on obtaining such "raw" profile in ADU when using ISIS:

-If you use an echelle spectrograph, just submit the OBJECT0_34.DAT file which is created in your working directory
-If you use another spectrograph: enter a NULL value in Lamnda1 and Lambda2 in the Configuration tab and leave empty the "Instrumental Response" field in the General tab (remember to put back the usual values when reducing your pther spectra).

Note that the goal of this study is to cross-compare our signal to noise ratio; wavelength calibration quality won't be analyzed for exemple.

Results will be published publicly. It will help to better target future pro/am campaigns and it will help all of use to progress together.

Do not hesitate to take spectra on different nights in order to average seeing and sky transparency conditions... and of course to observe other BeSS stars!

The BeSS team
Site: http://basebe.obspm.fr/basebe/Accueil.php?flag_lang=en
See also ArasBeAm : http://arasbeam.free.fr/?lang=en

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Dans le cadre du programme d'observation BeSS (étoiles Be, Herbig Ae/Be et B[e]), il semble important d'insister sur la notion de flux et de rendement de l'installation complète. Ce rendement a un impact direct sur le rapport signal à bruit (SNR) obtenu sur les spectres et on cherche bien sûr à maximiser celui-ci.

Le rendement est fonction de nombreux paramètres, notamment le seeing et la transparence caractéristique du site d’observation, la performance intrinsèque de l’instrument (télescope et spectrographe), ou encore de l’état de réglage de cet instrument et du protocole d’observation.

Comme il est facile de perdre des photons dans la chaine instrumentale… il importe d’estimer si le taux de perte est "normal" pour son propre instrument.

Une des meilleures façons de s’en rendre compte est de se comparer avec d'autres observateurs. Le diagnostique ainsi réalisé est extrêmement précieux pour juger la performance de son système d’observation et au besoin, pour l’optimiser.

C’est ce que nous proposons de faire, en utilisant pour cela une étoile brillante, pas trop variable, plutôt bien placée dans l'hémisphère Nord en ce moment – le choix s'est porté sur l'étoile Be psi Persei (37 Per).

Côté protocole d'observation, l'idée est que tous ceux qui veulent contribuer et/ou en savoir un peu plus sur le rendement de leur équipement fassent des spectres de psi Per, quand elle est plutôt haute dans le ciel si possible (afin de réduire l’incertitude sur l’atmosphère). Utiliser sa procédure habituelle d'acquisition et de réduction de données et envoyer:

1/ le spectre réduit sur la base BeSS

2/ ce même spectre réduit à christian.buil@wanadoo.fr pour évaluation comparative sur la base du rapport signal sur bruit dans un premier temps (en précisant bien les caractéristiques, du télescope, du spectrographe, du détecteur, du binning éventuel, la durée des poses unitaires et le nombre de poses unitaires utilisées, ainsi que les commentaires que vous jugez utiles : une évaluation de la turbulence et de la transparence par exemple par rapport à votre standard habituel).

3/ si possible, le spectre de l’étoile sous une forme dite «brute» à christian.buil@wanadoo.fr, un profil spectral dans lequel les intensités sont exprimées en pas codeurs (ADU).

Nota sur comment obtenir un profil « brut » pour les utilisateurs du logiciel ISIS :

- Si vous employez un spectrographe échelle, transmettre simplement le fichier OBJET0_34.DAT qui est automatiquement créé dans le répertoire travail.

- Si vous employez un autre type de spectrographe : donner une valeur nulle aux champs Lambda 1 et Lambda 2 dans l’onglet Configuration et ne pas remplir le champ «Réponse spectrale» dans l’onglet Général (pensez à restaurer les valeurs habituelles de ces champs pour tous vos traitements normaux).

L'objectif de ces mesures est de faire de l'intercomparaison sur le rapport signal à bruit (par exemple, la qualité de la calibration ne sera pas regardé).

Les résultats de l’analyse des données fournies feront l’objet d’un rapport public. Il constituera un outil servant à cibler au mieux les objectifs de futures campagnes d’observation pro/am et plus généralement, il nous aidera à progresser ensemble.

Ne pas hésiter refaire cette cible plusieurs nuits, cela moyennera les conditions de turbulence et de transparence, et bien sûr, observez d’autres étoiles de la base BeSS !

L'équipe BeSS
Site : http://basebe.obspm.fr/basebe/Accueil.php?flag_lang=en
Voir aussi ArasBeAm : http://arasbeam.free.fr/?lang=en

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A sample for the example and a preliminary comparative analysis (the estimation of the exposure time corresponding to an SNR of 100 is here very approximate: it depends on many parameters, such as the read-out noise floor, the number of added elementary exposure, ... which are not directly evaluated here) :


Measured SNR per SSI (per Spectral Sampling Interval) = 160 - Evaluated exposure time for a RSB = 100 / SSI -> 350 sec.


Measured SNR per SSI = 105 - Evaluated exposure time for a RSB = 100 / SSI -> 650 sec.


Measured SNR per SSI = 310 - Evaluated exposure time for a RSB = 100 / SSI -> 320 sec.


Measured SNR per SSI = 110 - Evaluated exposure time for a RSB = 100 / SSI -> 280 sec.


Measured SNR per SSI = 260 - Evaluated exposure time for a RSB = 100 / SSI -> 350 sec.


Note the presence of interference fringes. The origin is the CCD Atik414EX cover glass. Unfortunately a recurring and know problem with this camera coupled with the LHIRES spectrograph. It's unfortunate. In presence of fringes the SNR is only 85. If the fringes are removed by fitting, the observed SNR is 230 and the RSB=100 correspond to a integration time of 260 seconds, the best result of the series (but the spectral resolution power is also slightly lower). Excellent flat-field are necessary for remove the fringes - a not easy task. Exchanging the current camera with an Atik460EX or Atik314L+ (see Carl Sawicki result) should also be considered, but it is expensive.

Do not hesitate to send your own spectra of this star for analysis and to build an informative database on the abilities of amateurs !

Christian

[Olivier GARDE]

HI Christian,

It is a very good thing to compare the performance of our respective setups.

It would be necessary to have more measures, so do not hesitate to communicate to Christian your spectrum of Psi Per.

[Christian Buil]

Result from Christian Kreider:


Measured SNR per SSI = 360 - Evaluated exposure time for a SNR = 100 / SSI -> 220 sec.

(noter la possible présence d'une très faible raie à la longueur d'onde de 6613.8 A, pas facile à détecter et pas sur quelle soit permanente... à l'extrême bord droit des graphes - je la repère moi aussi parfois sur mes données eShel(2)).

[Francois Teyssier]

6613.8 : probablement DIB 6614
Peut être utilisée pour évaluer l'extinction interstellaire

François

[Olivier GARDE]

Après faudrait séparer les résultats entre spectro à fente et spectro à fibre ou ces derniers sont pénalisés par la perte de flux dans la fibre optique.

[Olivier Thizy]

Bonjour,

merci François pour l'info sur la raie 6614A car je la détecte aussi sur certains spectres (dont psi Per et V442 And) et je me demandais ce que c'était! Je le mesure plutôt à 6613.4A.

Cordialement,
Olivier

[Christian Buil]

From Andrew Smith:


Measured SNR per SSI = 120 - Evaluated exposure time for a SNR = 100 / SSI -> 625 sec.

A note about the method used for compute exposure time associated to a SNR (Signal to Noise Ratio) = 100:

I consider here that the noise is dominated by the signal of the star, and thus, that the electronic noise is weak relative to the noise signal, i.e photon noise (it is a simplification). In this case, the noise and the signal-to-noise ratio evolve as the square root of the signal or the integration time.

Here again, I make an important approximation: we should consider the signal and the noise in electrons and not in digital counts, that is to say take into account the electronic gain of the camera, but it is difficult to obtain this information for all observers at this stage.

For example Andrew, for your observation, I measure SNR = 120 for an exposure time of 2x450 = 900s -> the exposure time for SNR = 100 is obtained by making (100 / 120)^2 x 900 = 625 seconds.

From François Teyssier:


Measured SNR per SSI = 60. I suspect here the presence of fiber modal noise. This category of noise is difficult to simulate, it only appears as a strong signal and it does not follow a square root law. On the contrary, François' result's are extremely fine on weak objects, when the modal noise (speckle noise) is dominated by the reading noise. This is only a hypothesis.

For a test, I recommend François to make an acquisition by shaking the fiber during the integration time (the test can be done without star, by observing the tungsten lamp spectrum by not acting the fiber, then by shaking, and compare apparent SNR).

Je suspecte ici la présence d'un bruit de mode dans la fibre. Cette catégorie de bruit est difficile à modéliser. Ce bruit n'apparait qu'a fort signal et il ne suit pas une loi en racine carré. A l'inverse, les résultats de François sont extèmement bons sur des objets faibles, lorsque le bruit modal (speckle noise) est dominé par le bruit de lecture. Ce n'est qu'une hypothèse.

Je te recommande François de faire un test d'acquisition en secouant la fibre durant le temps d'intégration (le test peut se faire sans étoile, en observant de jour le spectre de la lampe tungstène en n'agissant pas sur la fibre, puis en la secouant, et finalement en comparant le SNR dans le spectre tungstène pour un même temps de pose (il faut que celui-ci soit de plusieurs secondes à quelques minutes pour que l'effet de brouillage statistique en secouant la fibre agisse vraiment). Pour information, j'ai moi vécu ce bruit avec mon spectrographe eShel, et par précaution, ma fibre science est TOUJOURS mécaniquement agitée pour toutes mes observations (méthode du ventilateur), même aujourd'hui par précaution !

From Olivier Thizy (a variation by using a pixel binning 1x1 during acquisition):

Measured SNR per SSI = 85 - Evaluated exposure time for a SNR = 100 / SSI -> 1000 sec.

The Olivier result's appears, in appearance, less favorable than with a 2x2 binning, but beware, the spectral dispersion factor is multiplied by 2.

The integration time adapted to the bin 2x2 sampling is 1000 / SQR (2) = 700 seconds. It is finally a result equivalent to that obtained directly in 2x2 binning at the acquisition time (and there are more advantages to work in binning 1x1, but the option can be questioned here).

Note that for a more accurate intercomparison, the SNR should be calculated per resolution element, not per sample element (SSI = spectral sampling interval). We will see this in a second time of analysis phase.

Le résultat apparait, en apparence, moins favorable qu'avec un binning 2x2, mais attention, le facteur de dispersion est multiplié par 2.

Le temps d'intégation ramené au même échantillonnage que le binning 2x2 est 1000 / SQR(2) = 700 secondes. C'est finalement un résultat proche de celui obtenu directement en observant dans le mode binning 2x2 (et il y a d'autres avantages à travailler en binning 1x1, mais l'option peut être questionnée ici à la simple vue de ce résultat).

Noter que pour une intercomparaion plus juste, il faudrait calculer le SNR par élément de résolution, pas par élément d'échantillon (SSI). On verra cela dans un second temps d'analyse.

Christian

[Olivier GARDE]

Christian,

Dans le cas d'Olivier T ou il a fait 2 mesures avec le même set up (Bin 2x2 et Bin 1x1) on peut constater :
- Gain d'un peu de résolution : R passe d'après ce que j'ai compris de 11000 à 13000, soit presque 20% de plus
- Augmentation du temps de pose en passant en bin 1x1 d'un facteur 4
- Augmentation de la taille des fichiers fit d'un facteur 4 également

D'ou ma question dans ce cas particulier avec l'usage d'une ATIK 460ex, quelle est l'avantage de travailler en bin 1x1 ?

Je le voit bien l'avantage avec une ASI1600 et une optique de 135mm sur l'eshel ou encore l'ESP avec une ATIK 460ex, mais qu'apporte le bin 1x1 dans le cas de l'usage d'un eshel d'origine équipé d'une ATIK 460ex ?

[Christian Buil]

Je dirais que l'apport du binning 1x1 concerne ce qui ne ce voit pas ! Enfin, ce qui ne ce voit pas bien.

Un eShel avec une Atik460EX en binning 2x2 ca marche bien sur, plein de spectres sont fait ainsi. Mais c'est cependant une configuration assez limite coté facteur d'échantillonnage en regard de la dispersion spectrale, ou plus précisément, en regard de la résolution spectrale. En gros on est à 2.8 à 2.9 pixels par FWHM (FWHM = finesse spectrale résolue). Lorsqu'on travaille avec des étoiles Be dont les raies sont naturellement large (plus large que le FWHM instrumental), à cause notamment du Doppler associé à la rotation de l'étoile, cet échantillonnage passe bien.

Cela ce gate un peu si on examine les raies telluriques (qui elles sont naturellement très fines) ou des raies métalliques stellaires (absorption ou émission comme dans les cataclysmique). Le bruit empêche alors de bien examiner ou d'exploiter (mesure, détection) ces profils dès lors que l'on a moins 3 pixels/FWHM, et surtout le traitement numérique des spectres peut conduire à de fausses détections ou des distorsions du profil vrai (on appelle cela un pseudo-bruit). C'est un peu critique dans un spectrographe échelle où le traitement des données brutes est assez intensifs (correction des distorsions géométriques des images, comme la courbure des ordres).

Passer en binning 1x1 est une sorte de sécurité, et de fait, donne des profils de raies mieux défini (meilleure physique). La réduction du bruit de calcul améliore aussi le SNR sur les objets brillantes.

Il faut avoir bien conscience de la petite largeur des spectres en binning 2x2 sur eShel. Un moindre cosmique ou pixels déviant produit une forte cicatrice dans le spectre pas évidente à corriger. Impossible d'appliquer une correction automatique des cosmiques par exemple, alors qu'en binning 1x1 c'est faisable. On peut même commencer à songer à filtrer numériquement le bruit en binning 1x1 (mais avec prudence !), ou opter pour une extraction optimale du spectre.

Bien sur le spectre étant plus dilué en binning 1x1 le signal apparent par pixel diminue dans le même proportion et le RSB baisse aussi de concert (sur l'axe spectral après binning, plutôt d'un facteur 2 en spectro, pas d'un facteur 4). Mais attention, ce n'est pas le bruit par pixel qui compte (par SSI, Spectral Sampling Interval) mais celui par élément de résolution spectral (par FWHM). On montre alors que travailler en binning 1x1 ou en binning 2x2 est quasiment similaire en RSB, et même le binning 1x1 peut être supérieur grace à l'application possible et efficace d'algorithmes de réduction du bruit aléatoire (binning optimal) et des pseudo bruits. Ca peut faire la difference.

C'est vrai aussi que les images sont 4 fois plus grosse, mais avec une Atik460EX, cela reste des images relativement modestes (si un jour vous passez à un CMOS tels que celui qui équipe la ASI1600MM, là oui, on le sent passer, mais avec des PC modernes, pas tellement de soucis coté traitement - j'utilise un PC Gamer pour les traitement, c'est ultra-efficace et pas trop cher).

Le pouvoir de résolution est un peu supérieur en binning 1x1, mais le gain que note Olivier T vient d'un artefact de calcul induit pas une fenêtre de binning trop étroite (en binning 1x1 pour eShel et les bons paramètres on a entre 11500 et 12000 pour R).

Christian

[Andrew Smith]

I got the reference to this paper from the VdS forum, it is very interesting with regard to sampling https://arxiv.org/abs/1707.06455

I have gone to 1x1 sampling with my MRes and SXVR H694 and IRAF now reduces the spectra with significantly higher resolution than before although I can't do a direct comparison as I have made other changes. To make 2x2 binning reduce correctly I had to hunt down a hidden parameter and change it!

Regards Andrew