La caméra d'acquisition est un modèle QSI-583. La caméra de guidage est une Watec 120N+. Le spectrographe est par ailleurs équipé de son module d'étalonnage (le boitier blanc).

Le rapport d'ouverture du télescope est amené à f/6,8 grâce à un réducteur de focale (modèle Alan Gee - Baader Planetarium).

L'interface de la caméra avec le spectrographe est une bayonnette Canon.
La mise en place de la caméra est intantanée et précise avec ce système.

Les observations sont réalisées depuis un observatoire en terrasse, dans les environs de la ville de Toulouse. Le ciel est sévèrement pollué par la lumière de l'éclairage public (magnitude limite 3 à l'oeil nu).

Spectre de l'étoile Be Zeta Tau à R = 1000 (R = pouvoir de résolution = l/Dl, avec Dl la finesse spectrale), le 10,805 / 03 / 2011. Temps de pose de 15 x 30 secondes.

Spectre de l'étoile Be Beta Lyre (Shelyak) à R = 1000. Le spectrographe LISA est équipé d'une fente de 23 microns de large. Temps de pose de 15 x 30 secondes.

Spectre de l'étoile Be HD45910 le 6,796 / 03 / 2011. Temps de pose de 7 x 180 secondes. Magnitude V = 6,7.

Spectre de l'étoile Delta Sco à R = 1000. Il s'agit d'un spectre composite, correspondant à la mise bout à bout de deux spectres, l'un réalisé avec un LISA visible, l'autre avec un LISA infrarouge. Noter la série de Pashen de l'hydrogène en émission vers 8500 A. Les larges échancrures sont causées par l'absorption de certains composants  l'atmopshère terrestre (H20 et CO2)

Spectre de Epsilon Aurigae. Cette étoile est en fait un système binaire à très longue période, très étudié dans sa phase d'éclipse de 2010-2011. Cliquer ici pour plus d'informations. Le spectre présenté est réalisé avec un pouvoir de résolution de R = 1000 (fente de 23 microns de large). Le temps d'exposition est de 12 x 60 secondes.

Détails du spectre LISA de Epsilon Aurigae. On notera que le doublet du sodium, donc les composantes sont écartées de 6 Angstroms sont parfaitement séparées. L'émission dans le flanc rouge de la raie Halpha est par ailleurs détectée avec la résolution spectrale de LISA.

Partie visible du spectre de l'étoile Z CMa. Il s'agit d'une étoile de type Herbig Ae/Be, en éruption au moment de cette observation. Elle brille à la magnitude V= 8,2 à ce moment-là. Voir aussi http://astrosurf.com/aras/surveys/prestars/zcma/zcma.html. Pose de 7 x 120 secondes à R = 1000.

Spectre 2D de Z CMa à partir duquel est extrait le profil spectral ci-avant. On notera la finesse des détails enregistés, alors même que les pixels du capteur CCD ne font 5,4 microns de coté. Le fond de ciel n'est pas ici retiré et la réponse instrumentale est non corrigée. Vous pouvez télécharger cette image au format FITS en cliquant ici.

Partie infrarouge du spectre de Z CMa. L'acquisition est faite avec un second spectrographe LISA (version IR), réglé pour le domaine spectral comprise entre 0,74 micron et 1 micron, et équipé d'un réseau optimisé pour l'observation de cette bande spectrale. Des spectres VIS et IR de cette étoile ont été réalisé à très peu de temps d'intervalle, par échange de spectrographe (l'opération dure moins de 5 minutes, la caméra est commune (QSI-583), et mise en place en quelques instants seulement grâce au système de baïonnette photo décrit au début de cette page). Le triplet infrarouge du calcium est particulièrement intense (vers 8500 A).

Mise bout à bout des spectres VIS et IR précédent de Z CMa. La puissance du concept LISA s'exprime ici dans la possibilité de réaliser des spectres sur un large domaine spectral avec un pouvoir de résolution relativement élevé (R=1000). La bonne qualité radiométrique atteinte dans le continuum permet un raccordement précis et fiable de ces deux spectres (VIS + IR). Le module d'étalonnage intégré dans LISA, qui embarque une lampe tungstène permanente, s'avère très efficace pour extraire le vrai continuum des étoiles. C'est un progrès important par rapport au spectromètre Lhires III, par exemple. Le système est très simple d'emploi et il intègre aussi une lampe néon pour l'étalonnage spectral.

Le spectre de Beta Leo (type A3V) depuis 3800 Angstroms jusqu'à 10400 Angstroms. Fusion d'un spectre acquis avec un LISA VIS et un LISA IR. Les importantes absorptions vers 9500 A sont provoquées par la vapeur d'eau atmosphérique.

Zone de recouvrement adoptée pour fusionner les spectres issus d'un LISA Visible et d'un LISA infrarouge (commande L_MERGE sous Rlhires). Dans cette zone, autour de 7000 A, les spectres sont très similaires alors qu'ils ont été réalisé avec des instruments certes de même famille, mais tout de même différents. Les intensités relatives dans les deux spectres sont en particulier fort cohérentes (les intensités n'ont pas été retouchés après le traitement individuel des spectres - le recouvrement est naturel).

Le spectre complet de R Leo (VIS + IR). On remarque que cette étoile variable (type MIRA) rayonne la quasi totalité de son énergie dans l'infrarouge (comparer l'intensité du spectre à 5000 A et à 9000 A !). Au moment de cette observation, l'étoile est proche de la magnitude V = 8,5 (source AAVSO).

Le spectre de l'étoile FU Orionis (magnitude 10 - pose de 4 x 600 s à R = 1000). C'est l'archétype des étoiles jeunes, dites FU Ori. Spectre réalisé le 4,775 mars 2011.

Détail du spectre de FU Ori. Noter que le doublet du sodium est séparé (vers 5896 A). La raie Halpha montre une faible émission sur son flanc droit. FU Ori est un objet très jeune, situé dans un nuage protostellaire et dans une phase d'évolution telle qu'il en entourée d'un disque d'accrétion. Des éruptions épisodiques sont constatées. L'étoile Z CMa, dont on a vu le spectre précédemment, est aussi classifié comme un objet FU Ori.

Spectre de l'étoile AD Leo, de type UV Ceti. L'éclat des étoiles de cette famille peu croitre d'un à deux ordre de grandeur en un temps très bref (qui peut se compter en secondes parfois). C'est le phénomène de "flare". AD Leo est de magnitude 9,4 et présente un spectre très rouge (type M4.5Ve). La raie Halpha est en forte émission. L'observation a été le 4,958/03/2011 en une exposition 5x600 secondes avec un LISA en configuration R = 1000 (fente de 23 microns).

Portion de l'image 2D du spectre de l'étoile V694 Mon. Les raies d'émission de l'hydrogène apparaissent immédiatement prédominantes, mais le spectre montre aussi une foule de raies d'émission bien plus faibles (voir ci-après le profil spectral). On remarque par ailleurs un profil P-Cygni très marqué. Cliquer ici pour télécharger cette image en format FITS.

Observation du "outburst" de l'étoile symbiotique V694 Mon. Composite d'un spectre visible acquis 4,854 / 03 / 2011 (pose de 6 x 600 s) et d'un spectre infrarouge acquis le 5,792 / 03 / 2011 (pose de 10 x 600 s). La magnitude de l'étoile est environ V = 10.

Image en négatif de l'étoile Wolf-Rayet HD56925 (au centre d'un rectangle bleu). Le trait jaune vetical indique la position de la fente d'entrée du spectrographe LISA (document tiré du Buil-Thouvenot Atlas).

On sait que l'étoile Wolf-Rayet HD 56925 est noyée dans une nébuleuse brillante (NGC 2359) - voir le cliché CCD ci-avant. Dans cette image LISA, la trace du spectre de l'étoile est visible dans la partie supérieure. Le spectre de la pollution urbaine n'est pas encore éliminé à ce stade. Cependant les raies spectrales de la nébuleuse sont aisément reconnaissables par leur irrégularité, alors que les raies des lampadaires sont bien uniformes. La raie Halpha de l'hydogène est à droite : l'émission nébulaire et l'émission stellaire intense coïncident. L'objet est bas sur l'horizon (déclinaison de -13°) et assez faible (magnitude V = 11,4), ce qui ne l'empêche de très bien ressortir dans ce document correspondant à une exposition de 4 x 600 secondes (40 minutes).

Spectres 2D en négatif de la nébuleuse Messier 1 (nébuleuse du Crabe). En haut, le spectre est acquis avec un spectromètre LISA équipé d'une fente de 23 microns de large, pour un pouvoir de résolution de R=1000.  Pour réaliser le spectre du bas, la fente fait 50 microns de large (R = 600). Dans les deux situations, le temps d'intégration est le même (5 x 600 s) = 50 minutes. La perte de résolution spectrale est évidente avec la fente large, mais en contrepartie, la résolution radiométrique (rapport signal sur bruit) est significativement améliorée. Le spectre du fond de ciel de Castanet-Tolosan n'est pas retiré. L'émission parasite du sodium (vers le centre) et plus accessoirement celle du mercure, domine ce spectre. Le spectre d'émission de la nébuleuse est malgré tout visible : raies rouge de l'hydrogène (6563 A) et de l'azote (6548 A et 6584 A), raies du souffre (6717 A et 6731 A), raie verte de l'oxygène (5007 A). La forme des raies le long de la fente est considérablement déformée par l'effet Doppler associé à la vitesse des gaz dans la nébuleuse. On rappelle que Messier 1 est le résidu de l'explosion d'une supernova. A l'endroit où la fente intercepte l'image de la nébuleuse on note un élargissement des raies de 15 Angströms, ce qui représente un champ de vitesse des gaz de +/-450 km/s.

Spectre composite (VIS + IR) de la nébuleuse planétaire NGC 2392 visualisé en échelle d'intensité logarithmique. La raie localisée à 9069 A appartient à l'élément [SIII] (souffre ionisé 2 fois)

Le spectre de R Mon (et de la nébuleuse NGC 2261). On remarque la raie Halpha en émission de l'étoile, à droite, qui se prolonge par la lumière monochromatique provenant de la nébuleuse (vers le haut). Le spectre du fond de ciel n'est pas retiré dans ce document. Somme de 3 poses de 600 secondes à la résolution spectrale de R = 1000 (fente de 23 microns).

La supernova SN 2011ae vue au travers de la caméra de guidage de LISA, une Watec 120N, avec un temps de pose de 15 secondes. La magnitude de l'objet est de 13,3. La galaxie hôte (UGCA254), de très faible intensité, est invisible. En revanche, à cause du fond de ciel très lumineux, la silhouette de la fente (de 50 microns de large pour la circonstance) est parfaitement perceptible. A droite, l'image de la supernova est placée dans celle de la fente d'entrée du spectrographe et s'efface totalement. Nous somme alors dans la configuration proprement dite de l'acquisition du spectre. Le guidage est fait sur une étoile voisine du champ.

Aspect de l'écran d'acquisition lors de l'observation de SN 2011ae. Le logiciel utilisé est Audela. On exploite ici la capacité de ne lire qu'une fraction de la surface complète du capteur CCD. L'image affichée est une pose brute de 600 secondes. Le spectre de la supernova est le trait horizontal. Malgré la présence de la pollution lumineuse causée par des lampes à vapeur de sodium, un oeil exercé repère déjà dans cette image de très larges raies, caractéristiques des supernovae.

Spectre de SN 2011ae pris le 7.06 mars 2011 avec un temps de pose cumulé de 1 heure (6 x 600s). La largeur de la fente d'entrée est de 50 microns (R = 600) et l'échantillonnage spectral de 2,1 A/pixel (binning 1x1 avec la caméra QSI583).  L'objet (découvert de 12 février 2011 par le Catalina Real-Time Transient Survey) était à la magnitude V = 13,3 au moment de l'observation. L'absorption atmosphérique est particulièrement sévère à cause de la déclinaison fortement négative de -16° 51'. Pour la même raison, le fond de ciel est très brillant dans la région visée. Malgré une perte de flux d'à peu près une magnitude par rapport à une observation au zénith et un rapport signal sur bruit particulièrement dégradé par la luminosité du ciel, la signature caractéristique d'une supernova apparait, avec des raies très élargies par l'explosion de l'objet. Le traitement des spectres de cette page est entièrement réalisé avec le logiciel Rlhires, qui contient des fonctions spéciales pour l'exploitation des données LISA.

En haut, le spectre 2D de SN 2011ae avant le retrait du fond de ciel (pose cumulée de 1 heure). Noter la force de la pollution lumineuse en regard de l'éclat de l'étoile. En bas, le spectre 2D après le retrait du ciel. A la position des raies les plus intenses du spectre du sodium (l'éclairage autour de l'observatoire est constitué pour l'essentiel de lampe à vapeur de sodium haute-pression), l'image apparait plus bruitée : nous détectons ici le bruit de photons associé au signal parasite de ces raies, qui lui ne peut être elliminé malheureusement.
 

SN2011ae observée le 22.9 et le 23.9 mars 2011 avec un rapport signal sur bruit supérieur (binning 2x2 et meilleure transmission atmosphérique). L'objet à baissé d'éclat et son spectre a changer d'aspect entre le 7 mars et le 23 mars. On note la consistance des données entre deux observations indépendantes réalisées à un jour d'intervalle. Ceci consolide la performance de LISA a observer ce type d'objet.

Le spectre de la supernova SN2011ao dans la galaxie IC 2973 (la galaxie est très faiblement visible dans la caméra de guidage). L'objet est de magnitude V=14,0 et son spectre est acquis en une heure d'exposition (binning 2x2, fente de 50 microns). L'absorption du Si II à 6355 Angströms est bien visible, ce qui permet de cataloguer SN 2011ao comme une supernova de type Ia caractéristique sans ambiguité. SB2011ao apparait comme bien plus bleu que SN2011ae.
 

A gauche, la mophologie du spectre d'une supernova en fonction de son type (Alexis Filippenko, Anna. Rev. Astron. Astrophysics, 1997, 35, 309-355). A droite, quelques spectres de supernovae de type Ia. On notera l'analogie du spectre de SN2011ae avec celui de SN1990N. Pour l'histoire, SN1990N a été découverte par moi même, Guylaine Prat et Eric Thouvenot au T60 du Pic du Midi (première supernova de l'histoire détectée avec une caméra CCD par des astronomes non professionnels !).

Le quasar Markarian 205 est un objet voisin de la galaxie NGC 4319. Ce couple a été sujet d'une vise controverse (A. Arp) car un pont de matière semble relier les deux protagonistes, alors que le z (décalage vers le rouge) de la galaxie est de 0,0047 et que celui du quasar est de z = 0,07. Il est aujourd'hui admis que la proximité est une pure coïncidence, un effet de perspective. On se propose de réaliser le spectre de Mrk 205 avec le spectrographe LISA alors que l'objet est noté de magnitude 15,5. L'image ci-dessus est extraite du Buil-Thouvenot Atlas.

Lors des observations, les logiciels Audela pour l'acquisition et Megastar pour l'identification des champs sont de précieux et fidèles compagnons. La photographie d'écran montre la prise de vue numéro 5 d'une séquence de 7 clichés de 600 secondes de Mrk 205. La fente de 50 microns est verticale et coupe à la fois la position du quasar et celle d'une partie de la galaxie NGC 4319. Audela affiche la pose précédente où l'on peut deviner la trace du spectre de la galaxie en bas et celle du quasar en haut (le sud est en bas dans le spectrographe). La raie Halpha en émission avec son décalage vers le rouge est perceptible sans ambiguïté sur une image brute posée 10 minutes, ce qui est impressionnant compte tenu de la magnitude de 15,5 du quasar, de la pollution lumineuse et du diamètre modeste du télescope.

Photographie d'ambiance de la "salle de contôle" durant l'observation de Markarian 205. L'opérateur est assis sur un confortable canapé. De gauche à droite, l'ordinateur de guidage, l'écran de visualisation du chercheur électronique, l'ordinateur d'acquisition. La fente d'entrée du spectrographe séquente les images du quasar et de la galaxie (cette dernière est faiblement visible sur l'écran de guidage car elle déborde de la largeur de la fente). Noter que l'autoguidage est réalisé sur une étoile du champ (à l'intersection de la croix bleu).

Le spectre 2D de Markarian 205 (affiché en négatif) après la somme de 7 clichés de 600 secondes et retrait du spectre du fond de ciel. La raie interdite de l'oxygène [OIII] à 5007 A est très ponctuelle et détectée sans ambïguité. A l'invserse, les raies de l'hydrogène sont très élargies.

Longeur d'onde au repos

Longueur d'onde observée

z

Hbeta

4861 A

5207 A

0,0710

[OIII]

5007 A

 5363 A

0,0709

Halpha

6563 A

7029 A

0,0710

Moyenne

0,0710

Mesure du "red shift" (z) moyen en utilisant la position observée des raies de l'hydrogène et de l'oxygène. On trouve z = 0,0710, alors que la valeur admise dans la littérature est voisine de z = 0,0705.

Le spectre 2D de NGC 5195 visualisé en négatif.. La raie Halpha est très peu marquée. Le doublet du sodium vers 5896 A est clairement visible en absorption. L'émission dans la couleur rouge de l'hydrogène des régions HII de la galaxie principale a peu être détecté dans ce spectre exposé seulement 4 x 600 secondes.

Le spectre du noyau de NGC 5194, la galaxie principale du système Messier 51. Pose de 5 x 600 secondes à la résolution de R = 600 (fente de 50 microns de large).

A gauche, l'image de la galaxie active Messier 82 prise avec la caméra de guidage Watec 120N lors de l'acquistion du spectre. A droite, une image extraite du Buil-Thouvenot Atlas de cette même galaxie, où est indiquée la position de la fente d'entrée. La fente intercepte dans sa partie sud une zone de l'objet qui se révèle dans les photographies comme traversée de filaments brillants qui émettent dans la couleur de la raie rouge de l'hydrogène.

Le spectre 2D en négatif de la partie centrale de la galaxie M82. Le document révèle que la couleur rouge vue dans les photographies n'est pas seulement provoquée par l'hydrogène. La raie Halpha est certes la plus intense (dans la partie droite du cliché), mais elle est aussi flanquée de part et d'autre par les raies interdites de l'azote ionisé une fois. Plus loin encore dans le rouge, on trouve le doublet des raies interdite du soufre ionisé une fois. Dans la partie gauche de cette image spectrale, on repère la faible trace de la raie Hbeta. L'examen attentif de la forme des raies d'émission indique une légère forme en virgule, indicative (via l'effet Doppler) d'un mouvement gazeux rapide causée par un "super-vent" galactique. Pose de 7 x 600 secondes réalisée avec une fente d'entrée de 23 microns, donnant un pouvoir de résolution de R = 1000.

Le profil spectral de la partie centrale de la galaxie active Messier 82. La raie de l'hydogène est mesurée à la longueur d'onde de 6567,4 A, alors que la longueur d'onde pour un objet au repos est de 6562,8 A. Le redshift consécutif est de z = (6567,4 - 6562,8) / 6562,8 = 0,00070, avec une marge d'erreur évaluée à +/- 0,00015. Le redshift de M82 découlant de M82 est de 0,000782 (source CDS). On peut considérer notre évaluation du décalage vers le rouge comme fort satisfaisante. Noter la croissance du continuum du bleu vers le rouge (de fait, cette partie de la galaxie apparait rougeatre dans les photographies).

Le spectre de la galaxie de Seyfert NGC 4151, ici observée à la résolution spectrale de R = 1000 (fente de 23 microns). Le temps de pose est de 1 heure. L'intensité des raies d'émission est impressionnante. La longueur d'onde de la raie [OIII] normalement de 5007 A est vue à la longueur d'onde de 5022 A, ce qui donne un redshift de z = (5022 - 5007) / 5022 = 0,0030 (le CDS donne z = 0,0033 pour cet objet).

Détail de la région Halpha du spectre du noyau de NGC 4151. La raie à 6318 A est la raie interdite de l'oxygène neutre [O I]. Noter que l'intensité et la forme des raies est succeptible de varier sur une échelle de temps de quelques jours. Ce type d'objet est clairement un sujet d'étude pour le spectrographe LISA.

Spectre du quasar 3C273 réalisé en binning 2x2 en une heure de pose (R=600). L'objet est de magnitude V=12,5. La raie Halpha est mesurée à la longueur d'onde de 7584 A, ce qui donne un décalage vers le rouge de z = (7584 - 6563)/6563 = 0,155. La valeur donnée au CDS est de z=0,158. Ce quasar s'éloigne de nous à une vitesse de 44000 km/s. Noter que la position du centre de la raie Halpha coïncide approximativement avec la bande tellurique du CO2 à 7605 A (l'échancrure dans la raie).