Euclid VI. NISP-P optical ghosts

Titre : Euclid VI. Fantômes optiques du NISP-P (Photomètre)

1. Problématique

Le satellite Euclid, lancé en juillet 2023, observe l'univers à l'aide de deux instruments : VIS (visible) et NISP (spectromètre et photomètre infrarouge). L'instrument NISP utilise un réseau de filtres et de lentilles dans son optique avant, ainsi qu'un séparateur de faisceau (dichroïque) provenant du télescope.
Ces éléments optiques introduisent des artefacts indésirables dans les données photométriques (NISP-P) dus à des réflexions internes parasites (double réflexion). Ces artefacts, appelés « fantômes » (ghosts), apparaissent sous forme d'images défocusées et décalées par rapport aux étoiles sources. Si ces artefacts ne sont pas correctement identifiés et masqués, ils contaminent la photométrie des sources astronomiques, compromettant la précision requise pour les objectifs scientifiques de la mission (notamment l'étude de l'énergie noire et de la matière noire).

L'article se concentre spécifiquement sur deux types de fantômes majeurs :

1. Les fantômes du dichroïque : Causés par le séparateur de faisceau du télescope.
2. Les fantômes des filtres : Causés par les filtres à bande passante (YE, JE, HE) situés dans l'optique avant de NISP.

2. Méthodologie

Pour caractériser et modéliser ces artefacts, les auteurs ont utilisé des données de la phase de vérification des performances (PV) et des observations de validation, incluant des champs profonds et des étoiles de calibration (comme GRW+70 5824).

• Données : 3 270 images traitées contenant 6 023 instances d'étoiles brillantes (magnitude < 10) positionnées à divers endroits sur le détecteur (FPA).
• Algorithme de détection :
  • Identification des étoiles brillantes via le catalogue 2MASS et transformation des magnitudes Gaia vers le système Euclid.
  • Extraction de coupes (cutouts) de 60x60 ou 80x80 pixels autour des positions estimées des fantômes.
  • Soustraction du fond et détection des bords utilisant le filtre de Canny.
  • Utilisation de la transformation de Hough (circulaire pour le dichroïque, elliptique pour les filtres) pour déterminer la position, le rayon et l'orientation des fantômes.
• Modélisation :
  • Décalages (Offsets) : Les positions des fantômes par rapport aux étoiles sources sont modélisées par des polynômes d'ordre 3 en coordonnées FPA (YMOSA, ZMOSA).
  • Forme et Taille :
    • Le fantôme du dichroïque est quasi-circulaire et peu variable.
    • Le fantôme du filtre est elliptique, avec une forme et une orientation fortement dépendantes de la position sur le détecteur (modélisés par des polynômes d'ordre 2).
  • Rayon de masquage : Le rayon nécessaire pour masquer un fantôme est déterminé par une loi de puissance reliant la magnitude de l'étoile source au rayon du fantôme ($R_{mask} = R_0 \cdot m^\Gamma$).
  • Seuil de brillance : Un calcul de flux par pixel a été effectué pour déterminer la magnitude minimale ($m_{min}$) en dessous de laquelle un fantôme dépasse le seuil d'erreur photométrique toléré (0,0866 $e^-$/pixel).

3. Contributions Clés

• Modèles de prédiction : Développement de modèles analytiques précis pour prédire la position, la forme (ellipticité et orientation) et la taille des fantômes en fonction de la position de l'étoile sur le détecteur et de la longueur d'onde (filtre).
• Paramètres pour la Q1 : Fourniture des coefficients polynomiaux et des relations magnitude-rayon spécifiques pour la première livraison rapide de données (Q1) d'Euclid.
• Validation des performances : Comparaison des résultats in-situ avec les simulations Zemax et les tests au sol, démontrant une meilleure performance optique que prévu (les fantômes sont plus faibles que les estimations initiales).
• Stratégie de masquage : Définition de règles précises pour masquer les pixels affectés sans perdre excessivement de données scientifiques.

4. Résultats Principaux

• Fantômes du dichroïque :
  • Décalage : Entre 3 et 6 mm (167–335 pixels) par rapport à l'étoile.
  • Forme : Circulaire, très peu variable sur le champ de vue.
  • Rayon de masquage : Varie de 20 à 34 pixels selon la magnitude de l'étoile.
  • Magnitude limite : Les étoiles plus brillantes que ~9,0–9,8 mag (selon le filtre) nécessitent un masquage.
• Fantômes des filtres :
  • Décalage : Plus important et variable, allant de 1 à 17 mm (56–949 pixels), avec un motif radialement symétrique décentré.
  • Forme : Elliptique. Le rapport axe majeur/axe mineur peut atteindre 1,22, et l'orientation varie jusqu'à ~60° selon la position sur le détecteur.
  • Rayon de masquage : L'axe mineur varie de 23 à 45 pixels. L'axe majeur est déduit du rapport d'ellipticité.
  • Magnitude limite : Les étoiles plus brillantes que ~9,2–10,7 mag nécessitent un masquage.
• Performance : Les rapports de flux (étoile source / fantôme) sont d'un ordre de grandeur inférieurs aux prévisions des tests au sol, confirmant la haute qualité optique de NISP.
• Impact sur les données : Le masquage des fantômes, combiné à d'autres artefacts (saturations, rayons cosmiques, etc.), entraîne une perte de surface de ~4% dans la couverture Q1, restant bien en dessous de l'objectif de perte de 12% autorisé pour la mission.

5. Signification

Ce travail est crucial pour la validité scientifique des données d'Euclid. En fournissant des modèles robustes pour la détection et le masquage des fantômes optiques, l'article garantit que la photométrie des sources (en particulier pour les mesures de cisaillement gravitationnel et la distribution des galaxies) n'est pas biaisée par ces artefacts instrumentaux.
Les modèles présentés sont intégrés directement dans le pipeline de traitement des données infrarouges (NIR) pour la livraison Q1. Ils permettent d'assurer que les erreurs photométriques dues aux artefacts restent inférieures à 1%, respectant ainsi les exigences strictes de la mission pour l'étude de l'énergie noire. De plus, la méthodologie établie permettra de mettre à jour ces modèles à mesure que davantage de données seront acquises au cours de la mission.