Premiere lumière d'un exemplaire de pré-série du spectrographe LISA

LISA (acronyme signifiant "Long slit Intermediate resolution Spectrograph for Astronomy") est un spectrographe optimisé pour l'observation des objets faibles en astronomie. Il s'agit d'un instrument à fente et système dispersif à réseau travaillant dans un domaine de résolution dit "intermédiaire", compris entre R = 600 et R = 1000 (suivant la largeur de fente adoptée). On trouve une première ébauche du projet LISA sur la page http:\\astrosurf.com\buil\lisa\lisa.htm.

On évalue dans cette page un exemplaire de pré-série de LISA développé par la société Shelyak Instruments. Par rapport au projet initial, l'instrument a significativement évolué, tout en gardant le but d'observation d'objets faibles. LISA peut en particulier être monté sur des télescopes aussi lumineux que f/5, une caractéristique importante lorsqu'il faut étudier des objets à surface étendue, comme des nébuleuses ou des comètes. Même en visant des étoiles, l'observateur bénéficie de cette luminosité en permettant d'opter pour un télescope ouvert, moins sensible aux effets de la turbulence atmosphérique (avec un classique télescope du type Schmidt-Cassegrain ouvert à f/10 vous pouvez utiliser un réducteur de focale - voir plus loin).

LISA exploite le système de fente déjà employé sur le spectrographe LHIRES3 : un jeu de fentes de 19 à 35 microns de large sérigraphié sur un substrat à haute réflectivité. L'optique du système de guidage a la qualité de celle de la bonnette du spectrographe eShel. Un point qui s'avère particulièrement important lorsqu'il est question de repérer les objets de très faible éclat accessibles à LISA, de les amener sur la fente d'entrée, puis de guider la pose. Pour le présent test on a utilisé une fente de 35 microns de large, donnant un pouvoir de résolution de R = 630 environ.

Le spectrographe est équipé d'un réseau de 300 traits/mm. Il est possible de sélectionner le modèle de réseau en fonction de la longueur d'onde de blaze l : l=500 nm pour la partie visible du spectre (de 400 à 700 nm), l=1000 nm la partie infrarouge du spectre (de 700 à 1000 nm). Le passage d'un mode à l'autre (visible ou proche infrarouge) nécessite un changement de réseau pour une performance optimale et un ajustement de l'interface de la caméra (inclinaison du plan focal via une cale biaise livrée).

Le spectre est focalisé sur le détecteur via un objectif spécialement conçu pour LISA. Il est possible d'utiliser tout type de caméra CCD ou un boitier photographique numérique. Pour le test, le dispositif de guidage était constitué d'une caméra vidéo Watec120N+, dont le signal est numérisé par un grabber Dazzle (Pinnacle). La caméra d'acquisition des spectres est un modèle QSI583 (CCD Kodak KAF-8300). La dispersion inverse moyenne avec cette caméra utilisée en binning 2x2 (pixels de 2 x 5,4 = 10,8 microns) est d'environ de 4,2 A/pixels.

L'ensemble des observations présentées dans cette page a été réalisé avec un télescope Celestron 9, initialement à f/10, dont l'ouverture finale est ramenée à f/6,2 avec l'aide d'un réducteur Baader Alan-Gee.

La première lumière du spectrographe de pré-série LISA c'est déroulée dans le contexte du stage annuel de spectrographie de l'Observatoire de Haute Provence (OHP), du 6 au 15 aout 2010.

Cette page présente une large collection de spectres types acquis lors de ce stage de l'OHP. Elle montre la diversité des observations réalisables avec LISA et évalue certaines performances de l'instrument. Parmi les objets observés, des étoiles Be, des étoiles cataclysmiques, des étoiles symbiotiques, des nébuleuses, des planètes, un astéroïde, une comète, des galaxies, un quasar... et des étoiles normales.

Contexte : le stage de spectrographie de l'Observatoire de Haute-Provence 2010

Ce stage est le rendez-vous annuel d'échange et de découverte autour de la spectrographie astronomique. Il se déroule au sein du prestigieux Observatoire de Haute-Provence et bénéfice des infrastructures d'un observatoire professionnel. L'édition 2010 a réuni un nombre record de spectrographe sur un même lieu : des dizaines de Lhires3, de eShel, de StarAnalyser, et... le premier LISA de pré-série. Les photos qui suivent illustrent quelques facettes de ce stage et permettent de plonger dans l'ambiance (voir aussi le film OHP 2008). Crédit photos : C. Buil, V. Desnoux, O. Thizy. F. Cochard.

Le spectrographe LISA
 

Le spectrographe LISA qui fait l'objet de ce test. L'instrument est monté sur un Celestron 9 (D = 235 mm). Une caméra Watec 120N+ est employée dans la voie de centrage et de guidage des objets. La caméra d'acquisition des spectres est un modèle QSI583.

Etoiles Be brillantes

Spectre global de l'étoile Be Gamma Cas, couvrant les domaines visible et proche infrarouge. Ce spectre est réalisé en deux parties avec LISA, correspondants à ces deux régions spectrales. Le temps de pose pour la partie visible est de 5 x 1,5 seconde (pris le 6,969 / 08 / 2010) et pour la partie infrarouge de 12 x 2,0 secondes (pris le 10,096 / 08 / 2010). On note la série de Pashen de l'hydrogène en émission dans la partie infrarouge du spectre (vers 8500 A).

Allure du profil spectral de l'étoile Be Zeta Tau (V=3.0) dans le partie visible du spectre.

L'étoile 23 Tau fait partie de l'amas des Pleiades (elle est aussi connue sous le nom de Alcyone). L'émission de la raie Halpha se confond presque avec le continuum. Le temps de pose cumulé est de 2 minutes sur cette étoile de magnitude V=4,2.

Beta Lyr est une brillante étoile Be de magnitude V=3,5. Son spectre proche infrarouge sature le capteur de la caméra QSI583 en à peine plus de 10 secondes d'exposition (binning 2x2, dispersion de 4,2 angstroms par "super-pixel" de 10,8 microns).

Etoiles Be faibles
 

L'amas ouvert NGC 663 contient un grand nombre d'étoiles Be. Ces objets sont cependant assez peu brillants. Le spectrographe LISA est idéal pour leur observation et actualiser l'état de l'activité Be depuis les dernières observations (essentiellement photométriques, les spectres de ces étoiles semblent rares). Nous avons ainsi capturé une douzaine de spectres d'étoiles Be, toutes membres de l'amas. Les temps de pose sont de l'ordre de 20 à 40 minutes par étoiles (temps cumulé).

Identification et magnitude des étoiles Be observées dans NGC 663 (image POSS2).

La densité d'étoile est si forte dans l'amas qu'il n'est pas rare de loger deux étoiles dans la fente (la silhouette de la fente est représentée en jaune dans l'extrait de carte de champ à gauche). Ces deux étoiles produisent deux spectres qui sont enregistrés simultanément. En bas nous avons le spectre de l'étoile V981 Cas et en haut, le spectre d'une étoile non Be (par exemple, la raie Halpha est en émission dans l'étoile Be alors qu'elle est en absorption dans l'étoile intruse - probablement de type B simple).

Dans l'exemple de la prise de vue du spectre de l'étoile V981 Cas on remarque la présence d'étoiles considérablement plus faibles dans l'axe de la fente. Ces étoiles, sans doute plus faibles que la magnitude 16, produisent des spectres lisibles comme le montre l'image du spectre 2D ci-dessus en négatif et visualisé à haut contraste.
 

Un autre exemple d'acquisition de spectres en parallèles. La particularité de cette image est de montrer deux étoiles Be simultanément. En haut, l'étoile V985 Cas. Un peu en bas du centre, l'étoile GG101 (ou Sandealuk 17 - voir par exemple A. Pigulski, A&A 376,144 (2001)). La présence de ce dernier objet n'était pas prémédité. C'est par un pur hazard que son spectre a été acquis. Il n'était même pas dans la liste des objets prévus. Il est réellement exceptionnel d'acquérir en même temps deux spectres d'étoiles Be avec un seul spectrographe à fente.

La localisation des specres des objets V985 Cas et GG101 dans un vue en négatif à haut contraste, montrant aussi le spectre d'étoiles faibles (temps de pose de 4 x 10 minutes).

Le catalogue de quelques spectres d'étoiles Be de l'amas NGC 663.

Etoiles symbiotiques
 

 
Spectre 2D de l'étoile symbiotique V407 Cyg (partie visible). Le spectre est constellé de fines raies d'émission. Une étoile très proche, de magnitude 13,5, produit un second spectre qui jouxte celui de V407 Cyg (par hasard, l'objet voisin est presque centré dans la fente en même temps que l'étoile V407 Cyg). Le spectre de l'étoile parasite est gênant et quelques précautions doivent être prises lors de la réduction pour l'éliminer (la zone de binning est soigneusement circonscrite à la trace de l'étoile symbiotique). V407 Cyg est entrée dans une forte phase erruptive en mars 2010 (cliquer ici pour des détails)

Partie visible du spectre de l'étoile symbiotique V407 Cyg.

Visualisation à haut contraste du spectre visible de V407 Cyg (9 aout 2010).

Localisation de l'étoile V407 Cyg, en bordure de la nébuleuse NGC 7000 (America nebulae).
(image réalisée par l'auteur le 10 avril 2010 depuis l'observatoire de Castanet-Tolosan avec un téléobjectif
de 135 mm et un Canon 40D alors que l'objet était brillant - on voit la lueur rouge de la raie Halpha).

Le spectre 2D de V407 Cyg pris à l'OHP tel qu'il apparait lorsqu'on ne retire par la lumière du fond de ciel. La pollution lumineuse demeure discrète. On remarque la présence des raies de la fluorescence atmosphérique (notées en vert), mais aussi celles de la nébuleuse NGC 7000 (notées en rouge), capturées alors que l'éclat surfacique de l'objet est très faible à l'endroit où ce trouve l'étoile symbiotique. Les points et autres traits qui marquent le fond de ciel sont des rayons cosmiques. La plupart sont discriminés par le logiciel de traitement et retirés automatiquement (somme de 8 poses de 10 minutes).

A titre de comparaison, voici comment apparait le spectre 2D de V407 Cyg lorsqu'il est pris depuis l'observatoire de Castanet-Tolosan lors des premiers essais de mise au point de LISA, une semaine avant le "run" observationnel à l'OHP. Cet observatoire de Castanet est situé dans un milieu urbain (proche de Toulouse) extrêmement pollué par les lampadaires (type "boule") à vapeur de sodium haute pression. La confrontation avec le cliché pris à l'OHP est édifiante. Malgré cela, le spectre de V407 Cyg demeure bien lisible et une fois la trace de la pollution lumineuse retirée informatiquement (c'est relativement aisé), le spectre est tout à fait exploitable scientifiquement. Noter que la faible signature spectrale de la nébuleuse de NGC 7000 peut être saisie en ville. Ce constat important, avec un spectrographe à fente tel que LISA il est parfaitement possible de réaliser des observations à caractère scientifique depuis nos cités polluées (somme de 16 poses de 5 minutes).

Spectre proche infrarouge en deux dimensions de V407 Cyg pris à l'OHP le 11 aout 2010 (somme de 4 poses de 600 secondes).
La raie rouge de l'hydrogène est à l'extrémité gauche, avec de part et d'autre le doublet de raies interdites de l'azote [NII].

Le profil spectral proche infrarouge de V407 Cyg le 12 aout 2010.

Association des observations visible et proche infrarouge de V407 Cyg en un seul profil spectral (le spectre couvre un domaine allant de 4000 A à 9900 A environ).
Le système V407 Cyg au moment de cette observation est signalé à la magnitude V=14,5 et la magnitude R=11 par l'AAVSO.
 

Un autre objet faisant l'objet de l'actualité, l'étoile CI Cyg. Iici la partie visible du spectre 2D de l'étoile symbiotique le 9 aout 2010.

Spectre de CI Cyg, observée à la magnitude V=10,3 le 9 aout 2010. La raie Halpha sature le détecteur en moins de 300 secondes. Le temps de pose cumulé est ici de 48 minutes.

Visualisation des raies de faibles intensités du spectre de CI Cyg.

La lumière produite par la géante rouge (type Mira) du système R Aqr est concentrée dans l'infrarouge. L'objet est de magnitude V=6,3 environ au moment de l'observation (source AAVSO), mais considérablement plus brillantes dans les bandes R et I.

Détail de la raie Halpha (l 6563 A) en émission dans le spectre de R Aqr.
 

L'étoile RS Oph est une étoile symbiotique fameuse (voir ici l'évolution de la phase erruptive de 2006) Spectre de la région visible (magnitude V = 11.0).

Visualisation à haut constraste du spectre de l'étoile symbiotique RS Oph vers le 15 aout 2010..

Test de consistance : le cas V407 Cyg
 

Comparaison d'une observation de V407 Cyg réalisée 7 aout avec une observation réalisée le 9 aout 2010. On suppose que l'étoile n'a pas évoluée entre ces deux dates. L'accord est excellent sur le forme de la raie Halpha.

Le comparaison porte à présent sur des raies faibles. Il faut savoir distinguer ce qui est du bruit et le vrai signal. L'observation du 7 aout (en rouge) présente un rapport signal sur bruit inférieur, car la durée d'observation correspondante est plus brève. Ceci étant, l'accord entre ces deux observations indépendantes est très satisfaisant.

Novae
 

Au centre, la trace du spectre à deux dimensions de l'étoile V496 Sct, alias la nova Sct 2009 découverte le 8 novembre 2009. L'image est bien sur un négatif. Le spectre est présenté sans corrections (noter les points chauds associés au courant d'obscurité du CCD et les raies du fond de ciel). La nova V496 Sct a culminé vers la magnitude V=7,5 peu de temps après la découverte. Au moment de la présente observation spectrographique, elle brille comme une étoile de magnitude V=11,8 (source AAVSO). Ce document est construit en faisant la somme de 6 poses brutes de 10 minutes chacune. Le signal d'obscurité n'est pas soustrait, ce qui explique la présence de nombreux points brillants dans l'image (hot-spot). La nova est encore facilement détectable en ce mois d'aout 2010. Les traces en haut et en bas sont les spectres de deux étoiles qui se trouvent par hasard dans l'axe de la fente. Ce document montre aussi le spectre du fond de ciel à l'OHP (les raies verticales, qui font la taille de la longueur de la fente d'entrée du spectrographe). Ce spectre du fond de ciel montre la trace d'une légère pollution lumineuse (lampe au sodium haute pression), ainsi que la fluorescence de notre atmosphère (airglow). L'intense raie un peu à gauche du centre est par exemple la raie [OI] à 5577 A (c'est cette raie qui colore en vert les aurores polaires). Bien d'autres raies faibles de fluorescence atmosphérique sont aussi visibles dans la partie proche infrarouge du spectre.

Le profil spectral de V496 Sct. L'élargissement des raies est naturel. Il est associé à la grande vitesse d'expension des gaz suite à l'explosion de 2009 (effet Doppler).

Le profil spectral de V496 Sct à haut contraste permettant de repèrer les raies de faibles intensités.

Etoiles riches en carbone

TX Psc est une étoile carbonée dont le spectre proche infrarouge est saisi ici en moins de 8 minutes de temps d'exposition intégré. Cet astre est de magnitude V=5,8.

ST And est une autre étoile carbonée de magnitude V=9,5 (source AAVSO) au moment de l'observation. La raie Halpha de l'hydrogène est en émission.

Variables cataclysmiques
 

Profil de la partie visible du spectre de l'étoile cataclysmique SS Cyg (à la magnitude V = 12.0). Le spectre est pris dans une phase non éruptive du système. Temps de pose cumulé de 40 minutes.

Spectre de la partie visible de l'étoile RX And (type UGZ) donnée vers la magnitude V=12,4 au moment de l'observation (source AAVSO).
La raie Halpha apparait en faible émission.

Etoile variable de type CrB

Spectre de l'étoile variable de type RCB XX Cam à la magnitude V = 7,5.

Etoiles Wolf-Rayet
 

Le spectre de l'étoile WR136 (magnitude V = 7,4) saisi en seulement 7 minutes de  pose environ.

Visualisation à haut contraste du spectre de WR136.

Quelques étoiles normales
 

L'étoile de type spectral B2IV Gamma Peg (magnitude V=2.8).

Spectre de l'étoile Nu And de magnitude V=4,52 et de type spectral B5V.

Spectre de l'étoile Nu And après normalisation par le niveau local du continuum.

Spectre de l'étoile Deneb, de type A2I. Noter la brièveté des temps de poses élémentaires, ici 1/2 seconde.

Partie visible du spectre de l'étoile Epsilon Aurigae.

Spectre proche infrarouge de l'étoile HD20620. Cet objet de type spectral G5V est très semblable à celui du Soleil. L'étoile de magnitude V=4,83 est pratique pour évaluer le spectre de réflectance des planètes. La reflectance (ou albedo spectral) est trouvé en divisant le spectre observé de la planète par celui de l'étoile de type solaire (en toute rigueur il ne faut pas oublier de tenir compte du différentiel de transmission atmopshérique). Outre les larges bandes d'absoption de l'atmosphère terrestre (O2 et H2O), on note la présence de la raie rouge de l'hydrogène à 6563 A et de l'intense signature du triplet infrarouge du calcium (Ca II) aux longueurs d'ondes de 8498 A, 8542 A et 8662 A.

Spectre visible de l'étoile Capella (alpha Auriga), de type spectral G5III. Les raies H&K du Ca II sont présentes dans la partie l'ultraviolette du spectre, tout à gauche.

Comparaison des spectres moyen infrarouge des étoiles Vega, de type A0V (noter la série de Pashen bien visible à partir de 8350 A), Alpha Per, de type F5I, et Iota Per, de type G0V (noter l'intense triplet du Ca II vers 8500 A)..


Spectres proche infrarouge des étoiles Alpha Cas et 27 Per, toutes deux de type K0III et de l'étoile Aldebaran (Alpha Tau) de type K5III.

Spectre de l'étoile 25 Per de type spectraln M4II (région proche infrarouge).

Spectre visible de Betelgeuse (Alpha Ori). Etoile géante rouge de type spectral M2Iab.

Il est difficile de classer l'étoile Mu Cep dans la catégorie des étoiles normales, sachant que sont diamètre vaut de l'ordre de 1500 fois celui du Soleil ! Nous avons donc devant nous une étoile supergéante, l'une des plus grande connue de la Galaxie. L'objet est instable et présente des variations d'éclats non prédictibles (c'est le prototype des étoiles variables dites Mu Cephei).

Nébuleuses planétaires
 

Spectre en deux dimensions de la nébuleuse annulaire de la Lyre (visualisation en négatif). Il s'agit d'une somme de 7 clichés individuels posés chacun 10 minutes. La fente coupe l'anneau pas son centre. Certaines raies ne sont émises que par les anches, alors que d'autres proviennent de la partie centrale. Se sont ces nuances (qui correspondent à des niveaux d'excitations particuliers des gaz) qui colorent les nébuleuses planétaires. Des extensions faibles de la nébuleuse, au-delà de l'anneau principal, sont perceptibles notamment dans la raie rouge de l'hydrogène et dans le doubler de l'azote qui l'encadre (dans la partie droite du spectre). Un autre détail remarquable de l'image est la présence du spectre de l'étoile centrale de la nébuleuse : une naine blanche, très bleu (remarquez l'accroissement de l'intensité en allant vers la gauche). Cette étoile particulière, extrêmement chaude, donne un spectre bien lisible, alors même quelle ne brille que d'une magnitude V=15,2 environ.

Spectre de la nébuleuse Messier 57 (l'anneau de la Lyre).

Profil à haut contraste montrant les faibles raies d'émission de la nébuleuse annulaire de la Lyre.

Profil du spectre visible de la nébuleuse planétaire NGC 7662.

Visualisation à haut contraste du spectre de NGC 7662.

Nébuleuses gazeuzes

Spectre proche infrarouge d'une section de la grande nébuleuse d'Orion. L'intense émission à gauche est associée à la fameuse la raie rouge de l'hydrogène (Halpha).

Spectre proche infrarouge d'une section de la grande nébuleuse d'Orion. Le profil est ici affiché avec un haut contraste. On peut noter, en particulier, la présence de la série de Pashen de l'hydogène en émission (la série commence vers 8400 A). L'observation a été réalisée avec une lumière du jour bien présente, ce qui explique l'existance d'un continuum fort (on commence à apercevoir le spectre solaire dans ce contiunuum).

Profil spectral d'une partie de la nébuleuse NGC 6960. Attention, les raies du fond de ciel ne sont pas retirées.

Astéroïdes

Le mode proche infrarouge de LISA est approprié pour étudier la nature physique des sols ou des atmophères des planètes du système solaire. C'est en effet dans l'infrarouge que ce différentie le plus les spectres en fonction de cette nature. Le spectre ci-devant est celui de l'astéroïde (8) Flora éclairé par la lumière solaire (V=8,5) dans la proche infrarouge.

Le rapport entre le spectre de (8) Flora et de celui de l'étoile de type solaire HD20630 nous donne le spectre de réflectance de l'astéroïde. Le rapport brut est en rouge. La structure vers 7600 A est la signature de l'oxygène moléculaire de l'atmosphère terrestre (O2). Cette signature n'est pas complètement effacée dans le rapport des deux spectres, car la lumière des astres n'a pas traversé la même masse d'air (hauteurs angulaires sur l'horizon (H) différentes, H = 35,2° pour Flora, H = 41,2° pour HD20630). Le spectre tracé en noir est un lissage qui élimine les variations hautes fréquences dans le spectre de réflectance brut. Ces variations rapides correspondent à du bruit ou à des résidus de spectres atmosphériques. Le résultat est caractéristique que la réflectance d'un astéroïde de type S. Des centaines d'astéroïdes sont mesurables de la même manière avec LISA. Il est difficile en plaine d'étudier la réflectance au-delà de la longueur d'onde de 9300 A à cause de l'importante absorption de la vapeur d'eau atmosphérique. Il est préférable de travailler dans un site de montagne pour ce type d'étude si on désire saisir l'albédo spectral au voisinage de 1 micron de longueur d'onde  (l'observatoire de Haute-Provence est situé à une altitude de 650 mètres seulement). 

Planètes

Comparaison des spectres observés de la planète Uranus (en noir) et de l'étoile de type solaire HD20630 (en rouge).

Spectre de réflectance de la planète Uranus (rapport du spectre observé par celui de l'étoile HD20630). Les très larges bandes d'absortion sont produites notamment par le méthane et l'amoniaque.
Le spectre d'albédo est arbitrairement normalisé à l'unité à la longueur d'onde de 6650 A.

Spectre proche infrarouge de la planète Neptune.

Albédo spectral de la planète Neptune.

Spectre proche infrarouge de la planète Jupiter.

Albédo spectral de Jupiter.

Comparaison des reflectances spectrales de Jupiter et de Uranus.

Satellites planétaires
 

Les spectres proche infrarouge des satellites de Jupiter, Io, Ganymèe et Europe. Les spectres de ces deux derniers objets sont très semblabes (quasi superposés dans le graphe). L'albedo de Io apparait significativement différent, même si l'écart est subtile.

Le rapport des spectres (ici la référence est Europe). On trace les rapport (Ganlynède / Eurrope) et (Io / Europe). La différenciation du sol de Io par rapport aux autres satellites galiléen est à présent bien plus évidente.

Comètes
 

La comète 10P/Tempel2 est visible au centre du cercle rouge tracé sur une trame vidéo délivré par le chercheur électronique placé en parallèle au tube du C9. Ce chercheur est constitué d'un téléobjectif de 135 mm ouvert à f/2.8 et d'une caméra Watec 120N. Il s'agit d'un accessoire absolument indispensable pour ce type d'observation : le repérage des objets est immédiat.

Photographie de l'écran de l'ordinateur d'acquisition lors de l'observation de 10P/Tempel 2. Deux sessions du logiciel Audela sont ouvertes simultanément. A gauche, pour l'autoguidage via une caméra Watec 120N+ (on aperçoit la comète, que l'on va positionner sur la croix bleue marquant le centre de la fente d'entrée du spectrographe LISA). A droite, pour l'acquisition des images provenant de la caméra QSI583. Une image brute précédemment acquise est affichée à l'écran. Les raies de l'airglow atmosphérique dominent, mais la trace du spectre de la comète peu être aperçu vers le centre (la coma est dirigée vers le bas).

Le spectre de la comète 10P/Tempel2 observé le 8 aout 2010. Le spectre est dominé par les bandes du carbone diatomique (C2), ainsi que par la raie de l'oxygène [OI] à 6300 A, le sodium (NaI), et le cyanogène, produisant une très intense émission vers 3880 A. La magnitude intégré de l'objet est annoncée vers M=9 au moment de l'observation.

Le domaine de netteté homogène raisonnable de LISA en configuration "visible" va de 3940 A à 7200 A environ. Dans le spectre précédent, la bande ultraviolette du cyanogène est donc défocalisé, ce qui empêche d'apprécier son intensité. Cette dernière est largement sous-évaluée. Le spectrographe peut être cependant spécifiquement focalisé pour rendre le spectre ultraviolet bien net. C'est ce qui a été fait pour réaliser le document ci-dessus, qui montre le spectre 2D ultraviolet de la comète 10P/Tempel2 le 9 aout 2010. La bande du cyanogène est de loin le détail le plus brillant du spectre.

Mosaïque de la partie visible et de la partie ultraviolette de la comète 10P / Tempel2.

Le même principe de focalisation dans l'ultraviolet peut bien sur être appliqué aux étoiles, ici Gamma Peg et HD1835, de types spectraux très différents. Dans le spectre de HD1835, proche de celui du Soleil, les raies H&K.respectivement aux longueurs 3968,5 A et 3933,7 A apparaissent bien contrastées.

Galaxies 
 

La partie visible du spectre de la galaxie de Seyfert (type 1) NGC 7469. Temps de pose cumulé de 50 minutes.

Comparaison des spectres d'un objet proche, la nébuleuse planétaire NGC 7662, et d'un objet lointain animé du mouvement de récession, la galaxie NGC 7469. Le décalage vers le rouge des raies spectrales de l'hydrogène et de l'oxygène est évident. On mesure sur la composante principale de la raie Halpjha un z=0,016 (déplacement de 108 A de la raie de l'hydrogène, z = 108 / 6563 = 0,016 A).

Image de la galaxie Seyfert Mrk 335, de magnitude V = 14,2 (image POSS2).

Le spectre de la galaxie de Seyfert Mrk 335 (V=14,2). La raie Halpha est mesurée à la longueur d''onde de 6729 A au lieu de 6563 A pour un objet au repos. On trouve donc expérimentalement z=0,025 pour cet objet, alors que la valeur admise dans la littérature est z = 0,026. Noter que Mrk 335 est le type même d'objet à surveiller car fortement variable.

Spectre de la galaxie de Seyfert NGC7603. Le décalage vers le rouge mesuré est z=0,028 (la raie Halpha est la large raie visible au voisinage du bord droit de ce graphique). Le mode proche infrarouge peut être utilisé pour observer des décalages vers le rouge encore plus importants.

Le spectre en deux dimensions du centre de la galaxie Messier 31. La fente passe pas le noyer de la fameuse Grande Nébuleuse d'Andromète. Le temps de pose est ici de 20 minutes et la correction de la réponse instrumentale n'est appliquée.

Après traitement complet (correction de la réponse, étalonnage spectral, ...), voici le profil spectral du centre de la galaxie Messier 31 (pose de 20 minutes).

Comparaison du spectre de Messier 31 et de l'étoile de type solaire HD4916 observée la même nuit. On doit ici remarquer que le spectre de M31 est le spectre moyen de millions d'étoiles présentent dans le ligne de visée. On note cepenfant immédiatement une d'efficience de rayonnement bleue dans la lumière du noyau de M31, ce qui dénote une population d'étoiles agées. Il est aussi notable de constaté que la raie Halpha est quasi gommée dans le spectre de la galaxie (à 6563 A).

Une comparaison plus détaillée des spectres de M31 et de l'étoile HD4916 révèle que les raies sont un peu plus larges dans le spectre de la galaxie. Peut être à cause du mouvement propre des étoiles dans cette dernière, causant alors un élargissement Doppler ? Plus intéressante encore est la mesure de la position des raies. Ainsi dans Messier 31, le centre du doublet du sodium est mesuré à la longueur d'onde de 5887,0 A, alors que la longueur d'onde normale est 5893,0 A. L'écart s'explique par la vitesse de mouvement de la galaxie suivant la direction de visée. Une différence de -6 A représente une vitesse radiale de -305 km/s environ. C'est la vitesse à laquelle s'approche de nous M31. Nous sommes dans le groupe local de galaxies, et les objets qui en font partie ne suivent pas la loi de l'expansion de l'Univers. La vitesse d'approche de M31 admise dans la littérature est de 300 km/s. Compte tenu de la correction de la vitesse héliocentrique de la Terre, notre propre mesure donne finalement 280 km/s +/- 60 km/s (soit z = -0,00093).

 Quasars

Le spectre 2D visible de 3C66A, un objet du type BL Lac. D'après Miller & all (1998 - Pittsburgh Conference on BL objects), le décalage vers le rouge de 3C66A est de z=0,444 (ce qui amène la raie Halpha, normalement à 6563 A, à 9480 A !). Cependant, le z de l'objet n'est pas affirmé, la mesure n'étant basée que sur l'observation que d'une ou deux raies. Ceci montre l'extrême difficulté à voir des détails sur les spectres des objets BL Lac, même avec des moyens professionnels. La faiblesse de l'objet est en revanche une donnée sure. Bien que de magnitude variable (oscillant entre V=14,5 et V=15,5 parfois de façon rapide), on estime que lors de la prise du spectre la magnitude devait se situer entre 14,5 et 15,0. Dans le document présenté, représentant une pose cumulée que de 50 minutes, le spectre du quasar 3C66A est malgré tout bien lisible.

Une photographie extraite du POSS2 montrant la localisation de 3C66A et aussi, ... la discrétion de l'objet. Celui-ci est à la limite de la perception d'une caméra Watec 120N+ en posant environ 10 secondes. C'est du reste cette caméra qui a fixé la limite de détection des objets lors de ce run à l'OHP, et non pas le spectrographe lui-même. Après que 3C66A ait été repéré comme un très faible point lumineux dans le système de guidage de LISA, il est positionné au mieux dans la fente, puis le guidage est réalisé sur une étoile un peu plus brillante du champ avec un temps de pose plus court (le logiciel de guidage était l'excellent Audela).

 
Le profil spectral de 3C66A révèle un objet bleu, avec un continuum très lisse (il s'agit d'une émission non-thermique). Le détail vers 7600 A correspond à l'absorption de l'oxygène moléculaire de notre propre atmosphère. Le rapport signal sur bruit caractéristique de ce spectre est de l'ordre de 15. On rappelle qu'il est question d'un objet de magnitude 15 environ, observé avec un télescope de seulement 23,5 cm, avec un pouvoir de résolution de R=700, en seulement 50 minutes de pose (il s'agit du dernier objet pointé lors du run à l'OHP, et son observation a été interrompue par le lever du jour !).

Spectre de la végétation
 

Bien plus près de nous ! En haut, le spectre 2D proche infrarouge la lumière solaire au petit matin réfléchie par le dôme blanc de la coupole du télescope de 120 cm de l'OHP. En bas, la même lumière solaire réfléchie par le feuillage des chênes verts de l'observatoire. A partir de 7500 A les deux spectres sont très semblables. Les raies de l'atmosphère terrestre dominent largement ces spectres car le soleil est très proche de la ligne d'horizon (la masse d'air traversée est très grande). On s'aperçoit cependant qu'en deçà de 7000 A (0,7 micron), la lumière solaire est considérablement absorbée par la végétation. C'est l'absorption chlorophyllienne. Le feuillage et l'herbe sont bien plus clairs dans l'infrarouge que dans le visible. La forme de l'atténuation autour de 7000 A dépend des espèces végétales, de la sécheresse, de la saison, des maladies des plantes, etc. L'étude de cette partie du spectre, que l'on appelle "red edge" (LISA est bien adaptée pour cela), est particulièrement importante, aussi bien au sol que depuis l'espace (télédection). On utilisera aussi un jour des signatures spectrales de ce type pour savoir si les exoplanètes sont recouvertes de végétaux...

Conclusion

Le spectrographe LISA s'avère conforme au cahier des charges ayant prévalu à sa conception, aussi bien en terme de pouvoir de résolution (voisin de R=630 dans la configuration utilisé) qu'en terme de magnitude limite.

La table ci-après indique la magnitude V limite atteignable en fonction du diamètre du télescope pour un rapport signal sur bruit de 100 et de 20 respectivement par élément de résolution spectrale. On suppose que le télescope est en  plaine, que le seeing est de 4" d'arc et que le temps d'intégration total est d'une heure, divisée en 6 poses de 10 minutes chacune. La transmission optique caractéristique d'un télescope Schmidt-Cassegrain est prise en compte ainsi que celle d'un correcteur de champ à deux lentilles. La caméra d'acquisition est supposée être un modèle QSI-583 (CCD KAF-8300).

Note : ces magnitudes correspondent à une étoile standard avec un continuum lisse. Dans le cas d'objets montrant des raies en émission (novae, catacymisques, supernovae, quasars, ...) ceux-ci pourront être observé à des magnitudes plus basses, d'une ou deux magnitudes parfois.

Le plaisir d'utilisation est réel et l'adaptation au télescope immédiate (LISA sans la caméra d'acquisition ne pèse que 900 grammes). La simplicité d'utilisation est aussi au rendez-vous, mais attention, il s'agit d'une voiture de course. Les réglages doivent être parfaitement réalisés (une fois la chose faite, l'ensemble mécanique s'avère très stable et quasi indéréglable). Il faut aussi apprendre à bien guider l'étoile sur la fente. La qualité de l'optique de guidage est ici d'une grande aide et offre même un réel confort. "Attraper" des objets de magnitude 15 avec un Celestron 9, cela demande une maitrise qui s'acquier vite.  Le logiciel Audela pour le guidage et l'acquisition c'est avéré un très bon compagnon lors de ce test. L'extraction et le traitement du spectre ont été effectués de manière quasi automatique avec l'application Rlhires (elle sera disponible gratuitement avec LISA).

Indiscutablement le spectrographe LISA ouvre un champ d'applications considérable. On a pu le noter dans les exemples pris, les étoiles variables peuvent être des cibles privilégiées. Des objets vraiment faibles peuvent être étudiés (de nombreuses MIRA à leur niveau le plus bas par exemple). La quantité d'information scientifique délivrée par LISA sur ces objets est considérable par rapport à une photométrie BVR traditionnelle. Avec LISA on peut bien mieux suivre et comprendre les phénomènes physiques qui font varier ces objets. C'est une rupture franche dans la manière d'étudier les objets variables, et même si la photométrie traditionnelle demeure nécessaire dans certains cas (suivi de phénomènes rapides par exemple), on peut comparer ladite rupture à celle séparant l'observation visuelle de l'observation photographique, voir même électronique.

LISA s'avère être un heureux complément des spectrographes haute résolution (Lhires 3, eShel, ...). Pouvoir relever un spectre de qualité de tous les objets "visibles" dans le ciel est tout de même assez fascinant. Songer que l'étude précise des supernovae brillantes devient accessible aux amateurs. Songer que dans le cadre d'un projet éducatif, vous allez pouvoir retrouver la loi de l'expansion de l'univers avec un modeste télescope !  Les limites du monde observable par les amateurs sont indiscutablement repoussées.

 
L'auteur

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