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Corrections for 2020

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......@@ -2,9 +2,9 @@
# TP analyse du Soleil par spectroscopie UV
* Date: 15 novembre 2018
* Lieu: [Institut d'Astrophysique Spatiale](http://www.ias.u-psud.fr/), Bâtiment 121, Université Paris-Sud, Orsay. [Comment venir?](https://www.ias.u-psud.fr/fr/le-laboratoire/guide-du-visiteur/plans-et-indications)
* 9h: présentation des méthodes de diagnostics des plasmas solaires, en salle IDOC (étage 3, à gauche en venant de l'escalier principal).
* Date: 2 octobre 2020
* Lieu: [Institut d'Astrophysique Spatiale](http://www.ias.u-psud.fr/), Bâtiment 121, Université Paris-Saclay, Orsay. [Comment venir?](https://www.ias.u-psud.fr/fr/le-laboratoire/guide-du-visiteur/plans-et-indications)
* 9h: présentation des méthodes de diagnostics des plasmas solaires, en salle 4/5 (étage 4, à droite en venant de l'escalier principal).
* Ensuite, TP, en salle informatique (étage 2, à droite en venant de l'escalier principal).
* Sujet du TP: [français](./tp-fr.md), [anglais](./tp-en.md)
* Comptes-rendus pour le 20 novembre minuit.
* Comptes-rendus à rendre avant 16 octobre minuit au plus tard.
# Instrumentation, diagnostics, signal processing
# Analysis of the Sun by UV spectroscopy
[Éric Buchlin](mailto:eric.buchlin@ias.u-psud.fr), 15 November 2019
[Éric Buchlin](mailto:eric.buchlin@ias.u-psud.fr), 02 October 2020
The aim of this practical work is to determine different parameters of the solar corona plasma, using spectroscopy of lines emitted in the UV. We will use observations by
* **slit spectrometers**: a grating disperses light at each position along a slit, and we get an intensity as a function of wavelength. When the slit scans the field-of-view, we can get spectral images.
* **narrow-band imagers**: an image is obtained by a telescope by selecting some wavelength band; this band is generally chosen so that it is dominated, as much as possible, by only one spectral line.
The questions are noted **[Qn]**, the other action items are noted [An]. Only questions **[Qn]** have to be answered in the report, which can be sent in PDF format by e-mail or by a file hosting service such as [http://dl.free.fr](http://dl.free.fr) until 20 November 2019 at midnight.
The questions are noted **[Qn]**, the other action items are noted [An]. Only questions **[Qn]** have to be answered in the report, which can be sent in PDF or python notebook format by e-mail or by a file transfer service before 16 October 2020 at midnight.
## First contact with the data
You have an account on the `edu-calcul1` and `edu-calcul1` servers, on which IDL and Python are available (as well as Matlab on the former).
For Python, Python3 is preferred (`python3` command, or `ipython3` for an interactive shell).
The below-mentioned paths are relative to the `/home/ebuchlin/2019tp-plasmas` directory. Please access these data directly there instead of copying them to your account.
The below-mentioned paths are relative to the `/home/ebuchlin/2020tp-plasmas` directory. Please read these data directly there, instead of copying them to your account.
The `data/` directory contains two sub-directories:
* `AIA/` for the data from the [AIA](http://aia.lmsal.com/) instrument on board the SDO satellite (launched in 2010). AIA takes images of the Sun in narrow wavelength bands (identified by a number corresponding to a wavelength in ångströms) around different UV lines emitted in the solar atmosphere. These data a "level 1.5" data, meaning that basic calibration routines (dark current, flat field...) have already been applied, but the intensities are still in «data numbers» (DN) instead of being in physical units.
* `EIS/` for the data from the [EIS](http://msslxr.mssl.ucl.ac.uk:8080/SolarB/Solar-B.jsp) instrument on-board the Hinode satellite (launched in 2006). EIS is a slit spectrometer, in the extreme UV (EUV). The `L1/` sub-directory contains "level 1" data (after dark current, flat field... corrections), for 5 successive scans of some field-of-view.
......@@ -69,6 +72,7 @@ The Hinode/EIS level-1 data are then available in `data/EIS/L1/`, in files whose
[A5] Read one of these files in Python or IDL, for window number 6 (Fe XII 195.12Å). One gets the `d` variable. Explore the structure of this variable.
> In Python (in a iPython shell):
> ```python
> from scipy.io.idl import readsav
> d = readsav('..._06.sav')
......@@ -92,6 +96,7 @@ The Hinode/EIS level-1 data are then available in `data/EIS/L1/`, in files whose
> A simple way of doing this is to sum along the wavelength axis.
> Python code skeleton:
> ```python
> import numpy as np
> import matplotlib.pyplot as plt
......@@ -117,6 +122,7 @@ For a given ion, the intensity emitted in each line is proportional to its "emis
The emissivities in 8377 Fe XII lines, computed using the [CHIANTI](http://www.chiantidatabase.org/) atomic physics database, are stored in the `fe12e` variable that can be read in the `data/EIS/fe12e.sav` file.
In Python, the emissivities for the line of index `n` are then available using:
```python
e = readsav('fe12e.sav')
dens = e.fe12e.density[0] # density table
......@@ -124,6 +130,7 @@ em = e.fe12e.emiss[0][n].em[:,0] # emissivity table (as a function of density)
```
The lines we are interested in now are:
* Fe XII 195.119Å, index *n*=873 in the line list
* Fe XII 186.887Å, index *n*=750 in the line list
......@@ -148,6 +155,7 @@ The lines we are interested in now are:
A difficulty in such a Doppler velocity determination is that the wavelength axis calibration is actually sensitive to different effects, depending in particular on the position of the Hinode satellite on its orbit (Low Earth Orbit, with about 90min period), including:
* the Doppler effect due to the motion of the satellite around the Earth,
* the variations of the light (in particular in infrared) coming from the Earth (producing thermal effects on the mechanical structure of the spectroscope).
......@@ -177,6 +185,7 @@ This gives rise to temporal variations of the position of each line, that come i
> Indication: `d.wave_corr_t[0]` has to be subtracted from the measured Doppler shifts.
> More corrections are available:
> * `d.wave_corr_tilt[0]`, depending on the position along the slit
> * `d.wave_corr[0]`, for each pixel; this is the sum of `d.wave_corr_t[0]` on the time (or *x*) axis and of `d.wave_corr_tilt[0]` along the slit (*y* axis).
......@@ -204,6 +213,7 @@ The `data/AIA/aia_response.sav` file contains the AIA wavelength response (`wvlr
**[Q13]** Plot (in logarithmic scale) the temperature response curves for the different SDO/AIA bands.
> To get the useful data in Python, for example for the 211Å channel:
> ```python
> r = readsav('aia_response.sav')
> logt = r.tempresp.logte[0]
......@@ -221,7 +231,7 @@ A more precise determination of the temperature (and more generally of the distr
*[AIA]: Atmospheric Imaging Assembly
*[SDO]: Solar Dynamics Observatory
*[EIS]: Extreme-UV Imaging Spectrometer
*[DEM]: Differential Emission Measure
* [AIA]: Atmospheric Imaging Assembly
* [SDO]: Solar Dynamics Observatory
* [EIS]: Extreme-UV Imaging Spectrometer
* [DEM]: Differential Emission Measure
# Instrumentation, diagnostics, traitement du signal
# TP Analyse du Soleil par spectroscopie UV
[Éric Buchlin](mailto:eric.buchlin@ias.u-psud.fr), 15 novembre 2019
[Éric Buchlin](mailto:eric.buchlin@ias.u-psud.fr), 2 octobre 2020
L'objectif de ce TP est de déterminer différents paramètres du plasma de la couronne solaire, grâce à la spectroscopie, et plus particulièrement grâce aux raies émises en UV. Nous utiliserons pour cela des observations par:
* des **spectromètres à fente**: en chaque position le long d'une fente, la lumière est dispersée par un réseau, et on obtient une intensité en fonction de la longueur d'onde. Le déplacement de la fente permet d'obtenir une image.
* des **imageurs à bande étroite**: une image est obtenue en sélectionnant une certaine bande en longueur d'onde; cette bande est en général choisie, autant que possible, pour qu'elle soit dominée par une seule raie.
Les questions auxquelles il faut répondre dans le compte-rendu sont notées **[Qn]**. Les autres choses à faire, mais pour lesquelles il n'est pas nécessaire d'avoir une trace dans le compte-rendu, sont notées [An]. Le compte-rendu peut être rendu par e-mail (ou service de dépôt de fichier du type [http://dl.free.fr](http://dl.free.fr) au format PDF jusqu'au 20 novembre 2018 minuit.
Les questions auxquelles il faut répondre dans le compte-rendu sont notées **[Qn]**. Les autres choses à faire, mais pour lesquelles il n'est pas nécessaire d'avoir une trace dans le compte-rendu, sont notées [An]. Le compte-rendu peut être rendu par e-mail (ou service de dépôt de fichier) au format PDF ou notebook python jusqu'au 16 octobre 2020 minuit.
## Premier contact avec les données disponibles
......@@ -15,9 +16,10 @@ Les questions auxquelles il faut répondre dans le compte-rendu sont notées **[
Vous avez un compte sur les machines `edu-calcul1` et `edu-calcul2`, sur lesquelles IDL et Python sont disponibles (Matlab est aussi disponible sur la première).
En Python, utiliser de préférence Python3 (commande `python3`, et shell interactif `ipython3`).
Les chemins ci-dessous sont relatifs au répertoire `/home/ebuchlin/2019tp-plasmas`. Les données prennent beaucoup de place, donc faut accéder directement aux fichiers de ce répertoire et ne pas les copier ailleurs dans vos comptes.
Les chemins ci-dessous sont relatifs au répertoire `/home/ebuchlin/2020tp-plasmas`. Les données prennent beaucoup de place, donc faut lire directement les fichiers de ce répertoire, sans les recopier dans vos comptes.
Le répertoire `data/` contient deux sous-répertoires:
* `AIA/` pour des données de l'instrument [AIA](http://aia.lmsal.com/) du satellite américain SDO (lancé en 2010), dans plusieurs bandes (identifiées par un nombre correspondant à une longueur d'onde en ångströms). AIA prend des images du Soleil dans des bandes étroites autour de différentes raies UV émises dans l'atmosphère solaire. Ces données sont de «niveau 1.5», c'est-à-dire que des traitements de calibration de base (dark current, flat field...) ont déjà été appliqués, mais que les intensités sont encore en «data numbers» (DN) au lieu d'être en unités physiques.
* `EIS/` pour des données de l'instrument [EIS](http://msslxr.mssl.ucl.ac.uk:8080/SolarB/Solar-B.jsp) du satellite japonais Hinode, lancé en 2006. EIS est un spectromètre à fente, dans le domaine de l'UV extrême. Le sous-répertoire `L1/` contient les données de «niveau 1» (après dark current, flat field...), pour 5 balayages successifs d'un certain champ de vue.
......@@ -70,6 +72,7 @@ Les données de Hinode/EIS de niveau 1 sont ainsi disponibles dans `data/EIS/L1/
[A5] Lire un de ces fichiers dans Python ou IDL, pour la fenêtre numéro 6 (Fe XII 195.12Å). On obtient la variable `d`. Explorer la structure de cette variable.
> En Python (dans un shell iPython):
> ```python
> from scipy.io.idl import readsav
> d = readsav('..._06.sav')
......@@ -92,6 +95,7 @@ Les données de Hinode/EIS de niveau 1 sont ainsi disponibles dans `data/EIS/L1/
> Il s'agit de calculer en chaque position l'intensité intégrée dans la raie. Une façon simple de faire est de sommer le long de l'axe de longueur d'onde.
> Squelette de code Python:
> ```python
> import numpy as np
> import matplotlib.pyplot as plt
......@@ -117,6 +121,7 @@ Pour un ion donné, l'intensité de chaque raie est proportionnelle à son «ém
Ces émissivités pour 8377 raies du Fe XII, issues de la base de données de physique atomique [CHIANTI](http://www.chiantidatabase.org/), sont stockées dans la variable `fe12e` qui peut être lue dans le fichier `data/EIS/fe12e.sav`.
En Python, les émissivités pour la raie d'indice `n` sont ainsi accessibles par:
```python
e = readsav('fe12e.sav')
dens = e.fe12e.density[0] # tableau de densité
......@@ -124,6 +129,7 @@ em = e.fe12e.emiss[0][n].em[:,0] # tableau de l'émissivité de la raie en fonc
```
Les raies qui nous intéressent ici sont
* Fe XII à 195.119Å, d'indice *n*=873 dans la liste des raies
* Fe XII à 186.887Å, d'indice *n*=750 dans la liste des raies
......@@ -149,6 +155,7 @@ Les raies qui nous intéressent ici sont
Une difficulté dans une telle détermination de la vitesse Doppler est que l'étalonnage donnant l'axe de longueur d'onde est en fait sensible à différents effets, dépendant en gros de la position du satellite Hinode sur son orbite (orbite basse, période d'environ 90min), notamment:
* l'effet Doppler dû au mouvement du satellite autour de la Terre;
* l'éclairement du satellite par la Terre varie (notamment en infrarouge), d'où des effets thermiques sur la structure mécanique du spectroscope.
......@@ -205,6 +212,7 @@ Le fichier `data/AIA/aia_response.sav` contient la réponse en longueur d'onde (
**[Q13]** Tracer (en échelle logarithmique) les courbes de réponse en température des différentes bandes de SDO/AIA.
> Pour avoir les données utiles en Python, par exemple pour le canal à 211Å:
> ```python
> r = readsav('aia_response.sav')
> logt = r.tempresp.logte[0]
......@@ -220,7 +228,7 @@ Le fichier `data/AIA/aia_response.sav` contient la réponse en longueur d'onde (
Une détermination plus précise de la température (et plus généralement, de la DEM, représentant la distribution du plasma en fonction de la température) pourrait être obtenue en utilisant un grand nombre d'intensités de raies provenant d'un spectromètre comme EIS.
*[AIA]: Atmospheric Imaging Assembly
*[SDO]: Solar Dynamics Observatory
*[EIS]: Extreme-UV Imaging Spectrometer
*[DEM]: Differential Emission Measure
* [AIA]: Atmospheric Imaging Assembly
* [SDO]: Solar Dynamics Observatory
* [EIS]: Extreme-UV Imaging Spectrometer
* [DEM]: Differential Emission Measure
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