ZUT !

Alain - La taille n'a plus tellement plus d'importance puisque justement tu utilise une fibre optique qui évite d'avoir à accrocher le spectrographe au télescope !

Aude - Tu as complètement raison. A partir du moment où le spectrographe devient imposant il ne peut être adapté au foyer du télescope et il faut le déporter à ces pieds. Mais dans le cas du petit spectrographe que nous venons de dimensionner et jusque à environ R=7 000 à 8 000 on peut encore envisager un montage direct sur le télescope. Je vous proposerais dans un instant une solution optique qui permet de compacter plus encore notre instrument.

Raymond - Tu peux cependant nous en dire plus sur l'usage des fibres ?

Aude - Le schéma d'utilisation d'une fibre est le suivant :
 

L'entrée de la fibre optique est placée au foyer du télescope et le but du jeu est d'amener la lumière de l'étoile à l'intérieur de cette fibre. Ce n'est pas une mince affaire lorsque le diamètre de la dite fibre n'est que d'une centaine de micron. Un dispositif de guidage doit être installé qui permet de voir simultanément l'entrée de fibre et l'étoile. Lorsque l'étoile disparaît du champ, c'est que sa lumière pénètre dans la fibre. L'objectif est alors atteint. Il est possible de faire un guidage à l'oeil durant le temps de pose, mais c'est terriblement fastidieux. Une caméra sera bienvenue. Une webcam par exemple fera l'affaire si on vise des étoiles brillantes.

Le diamètre de la fibre doit être adapté à la taille des étoiles au foyer et aux caractéristiques du spectrographe. La tendance naturelle est d'utiliser une fibre de diamètre important pour être sur que toute la lumière va y entrer, même en présence d'une forte turbulence atmosphérique ou de petits problèmes de guidage. Mais attention, une grosse fibre n'est pas sans conséquence sur la résolution spectrale du spectrographe. Il faudra choisir un compromis. Avec des télescopes amateurs d'une focale jusqu'à deux mètres, une fibre de 100 à 200 microns est un bon choix. La mise en oeuvre de fibres plus petites que 100 microns est assez problématique. A éviter.

Christian - Quelle peut être la longueur maximale de la fibre. Cela m'inquiète de voir la faible lueur d'une étoile transportée dans un aussi petit tube.

Aude - Pas trop de soucis avec cela, la transmission de la plupart des fibres, notamment celles en silice, permet de transporter avec des pertes négligeables le flux sans encombre sur une longueur de plusieurs mètres. Certaines fibres en matériau organique absorbent un peu plus la lumière dans certaines régions du spectre, mais pour le visible, il n'y a pas vraiment de soucis.

Raymond - C'est facile d'utiliser une fibre pour un amateur ?

Aude - Une difficulté des fibres, outre le guidage qui doit être soigné, vient de la nécessité d'avoir des extrémités bien planes et parfaitement polie car sinon il y a de grosses pertes par réflexions à l'entrée et à la sortie. Il faut faire aussi attention au rapport d'ouverture du faisceau que l'on injecte. Un télescope ouvert à F/D=4 ou 5 sera idéal. Avec un télescope plus fermé, disons à partir de F/D=10, l'efficacité de la fibre chute vite, parfois de plusieurs dizaines de pourcent. Lorsque le télescope est trop fermé, il y a la possibilité d'ajouter une petite lentille de focalisation juste en avant de la fibre, mais c'est une complication technique. Le problème d'ouverture se retrouve à la sortie de fibre : sans l'ajout d'une petite lentille quelques millimètres en avant de l'ouverture de fibre il faut que le spectrographe soit conçu pour accepter sans vignettage des faisceaux ouverts à f/4 ou f/5. Je vous signale aussi qu'il existe deux types de fibres : les monomodes et les multimodes. Seules les secondes sont utilisables pour notre application. J'ajoute encore qu'une fibre c'est fragile : pas question de marcher dessus à moins quelle soit enrobée dans un gainage très robuste. Attention aussi aux manipulations : une fibre ça ne se plie pas à 90° car ça casse !

Alain - Ben dites donc, je suit votre conversation, et je trouve que ce n'est pas un cadeau votre histoire de fibre !

Aude - Oui, mais les fibres sont un passage obligé pour utiliser des spectrographes de grandes dimensions, très stables mécaniquement, permettant de réaliser des travaux de haute précision et cela généralement avec une grande dispersion spectrale. L'usage des fibres permet aussi de résoudre élégamment des problèmes tels que l'étalonnage en longueur d'onde ou la mesure du niveau du fond de ciel autour de l'étoile étudiée. Ce sont des opérations que nous analyserons dans la troisième session de ce stage.

Malgré tout l'emploi des fibres reste assez délicat, je le reconnais. Notamment, le système de guidage de l'étoile à l'entrée de la fibre est un dispositif pas très aisé à réaliser. Il faut par exemple, dans certaines configurations, être en mesure de percer d'un trou minuscule un miroir réfléchissant par lequel on fait passer la fibre. En outre, même avec une réalisation de qualité, le rendement global d'une fibre n'est pas de 100% et il faut admettre que vous aller perdre typiquement 30% d'un flux qui aurait normalement dû entrer dans le spectrographe.

Pour un petit spectrographe comme celui qui nous sert d'exemple, l'usage d'une fibre ne se justifie pas. Le spectrographe tout équipé avec la caméra CCD pèse moins de 2 kg, ce qui permet de l'accrocher sans trop de difficulté au foyer de nombreux télescopes d'amateur. Dans cette image je vous montre à quoi ressemble un spectrographe de taille optimisé, ayant un pouvoir de résolution de 700 environ, associé à une lunette de 4 pouces sur une monture GP-DX. Cela reste raisonnable :

C'est aussi un spectrographe spécialisé dans l'étude des objets faibles et en conséquence le mode d'acquisition pour ce type d'application s'accommode mal de l'usage d'une fibre, j'y reviendrais.

Alain - Au début tu nous as parlé de fente d'entrée, puis de trou et ensuite de fibre. J'ai du mal à y voir clair. Pourquoi utiliser une fente ?

Aude - C'est vrai, j'ai un peu dévié. Il faut que je vous parle absolument de la fonction d'une fente dans un spectrographe. C'est simple une fente, c'est comme un trou allongé ! Il faut imaginer la fente comme un ensemble de trous alignés jointifs le long d'un axe qui est perpendiculaire à la dispersion. Voici l'allure du spectre observé en fonction de la forme de l'ouverture d'entrée du spectrographe :

En bas, on a un trou unique et le spectre correspondant qui est un simple trait coloré très étroit. Au centre, on trouve un ensemble de trous alignés et chacun donne un spectre sur le CCD. Ces trous pourraient être les arrivés d'autant de fibres optiques individuelles, l'un des fibres pointant sur une étoile, l'autre sur le fond de ciel voisin, l'autre encore sur une lampe spectrale d'étalonnage, ... si bien que l'on enregistre alors en une fois plusieurs spectres simultanément. On haut, on trouve un spectre de fente. La largeur du spectre suivant l'axe perpendiculaire à la dispersion est directement fonction de la hauteur de la fente. La résolution spectrale est quant à elle liée à la finesse de cette fente.

L'intérêt d'une fente par rapport à un simple trou est que l'on peu toléré durant la pose un déplacement de l'objet étudié le long de la dite fente, c'est à dire suivant l'axe transverse à la dispersion. Le spectre sera donc élargie dans la direction perpendiculairement à la dispersion, mais ce n'est pas grave car nous verrons lors de la deuxième session qu'il est simple de se ramener à un spectre filiforme par traitement d'image.

Voici par exemple le spectre typique d'une étoile observé avec un spectrographe utilisant une fente longue du doublet du sodium, dans la partie jaune. Le spectre est étalé suivant l'axe transverse à la dispersion, mais la résolution spectrale reste intacte :

Après l'observation de l'étoile vous pouvez éclairer la fente avec une lampe spectrale, qui émet un ensemble de raies à des positions très précisément déterminées et que l'on trouve dans des tables, ici le spectre du néon :

Si vous ne touché pas au spectrographe entre ces deux prises d'images, leur analyse permet d'étalonner en longueur d'onde très précisément le spectre de l'étoile, c'est à dire attribuer à chaque pixel une valeur de longueur d'onde.

De plus, avec une fente longue on réalise le spectre de tous les points de l'image au foyer du télescope le long de cette fente. Par exemple il est possible d'étudier l'allure du spectre de long d'une coupe d'un objet étendu, comme une nébuleuse ou une comète.

 Christian - Comme pour le trou, plus la fente sera fine, meilleure sera la résolution spectrale ?

Aude - Oui, mais la limite est la quantité de lumière qui rentre effectivement dans le spectrographe. Par exemple si la projection sur le ciel de la fente sous-tend un angle de 2 secondes d'arc et si le seeing est de 2 secondes d'arc...

Raymond - Le seeing ???

Aude - Oui, c'est un terme anglais à peu près intraduisible. Il définit l'étalement des images stellaire du fait de la présence de la turbulence atmosphérique. Un seeing de 2 secondes d'arc signifie en gros que la largeur des étoiles à mi-hauteur de leur intensité maximale, le FWHM, sous-tend un angle de 2 secondes sur le ciel. Si la largeur de la fente est aussi de 2 secondes d'arc on montre que vous perdez alors 33% du flux de l'objet étudié. Si en plus le guidage n'est pas parfait, votre rendement photométrique du seul fait de la présence de la fente peut très bien chuter de 50% !

Raymond - En fait le problème de guidage du télescope est aussi critique que pour une fibre.

Aude - Oui, mais sur un seul axe : celui le long de la largeur de la fente. Malgré tout, il faudra adopter un dispositif de guidage aussi sophistiqué. Avec une fente, on s'arrange parfois à rendre les deux lèvres réfléchissantes, ce qui offre quelques facilités pour réaliser cette fonction.

Christian - Et si la fente s'élargie trop ?

Aude - Si l'objet étudié est une étoile, il arrive un moment où la fente est plus large que la dimension de l'étoile au foyer du télescope. Dans ce cas c'est la valeur du seeing qui définie la résolution spectrale, c'est à dire, la finesse de l'étoile au foyer.

Christian - Est-ce une configuration viable ?

Aude - C'est une très bonne question Christian, et je te remercie de l'avoir posée ! C'est une solution viable car avec les instruments d'amateur dans lesquels la finesse des images est souvent excellente pour les besoins de la spectrographie. Par exemple, avec un télescope de 200 mm ouvert à F/D=6,3 et un seeing moyen de 3 secondes d'arc, la taille des images au foyer n'est que de 18 microns environ. C'est plus fin que toutes les fibres optiques et probablement que tout ce qu'il est possible de faire avec des fentes de conceptions artisanales. La solution d'une fente élargie est donc tout à fait efficace. Tout devient clair je pense si vous assimilez des étoiles à de simples points dans le ciel et si vous comparez cela avec la solution qui consiste à isoler l'objet avec un trou.

Christian - Mais on pourrait alors éliminer toute fente dans ces conditions !?

Aude - Oui effectivement, car sur le plan de la résolution elle n'a aucun impact une fois qu'elle est plus large que le disque apparent de l'étoile. Elle garde cependant une fonction en se sens qu'elle empêche d'avoir un fond de ciel très lumineux dans l'image. Ceci améliore le contraste des spectres d'objets faibles. Je vous montrerais cela plus en détail lors de deuxième session.

Alain - Je vois un problème. Si durant la pose tu as un défaut de suivi, l'image de l'étoile va se déplacer dans le champ et cela va brouiller le spectre, un peu comme si l'étoile était très grosse ou mal focalisée.

Aude - C'est l'un des problèmes de l'observation en fente large. Mais en faisant des poses relativement brèves on réduit bien sur les risques. Et puis, il y a l'astuce d'orienté le spectrographe de manière à ce que l'étoile se déplace en ascension droite dans la direction transverse au spectre. Ainsi un défaut d'erreur périodique du moteur d'entraînement du télescope étalera le spectre suivant cet axe mais n'affectera pas la résolution spectrale. Cela marche très bien. Je vous montrerai cette configuration tout à l'heure.

Alain - Il y a d'autres problèmes ?

Aude - L'autre problème majeur est qu'il n'est pas possible de réaliser une calibration en longueur d'onde en utilisant la lumière d'une lampe spectrale. En effet cette source de lumière éclairerait une fente très élargie et en conséquence son spectre ne serait absolument pas résolu. Il y a deux solutions : soit se servir des raies que l'on peut identifier dans le spectre de l'objet étudié pour effectuer l'étalonnage, soit se servir de l'image d'ordre zéro pratiquement simultanément avec l'observation du spectre. Cette dernière technique est assez particulière, j'en reparlerai lors de la troisième session de notre stage.

Un très gros plus de la technique de la fente large est qu'il n'y a pas difficulté majeure pour pointer un objet, même lorsqu'il est relativement faible. Inutile de le positionner à quelques microns près, il suffit qu'il soit quelque part à l'intérieur de la fente et comme celle-ci peut faire facilement quelques millimètres de large, c'est assez tranquille. Cela permet aussi d'obtenir le spectre de plusieurs objets du champ simultanément comme le montre la figure suivante, avec ici 4 étoiles dans la fente large :
 

En outre cette configuration permet une identification plus aisée des objets. C'est assez essentiel avec notre petit spectrographe qui est capable tout de même de faire des spectres d'étoiles de magnitude 13 avec un télescope de 200 mm de diamètre. Les risques sont grands de se tromper d'objet. Avec une fente large et un peu d'habitude, il est assez facile de reconnaître le champ de l'objet recherché. Souvent, si c'est une nova par exemple, le spectre très caractéristique permettra une identification immédiate par rapport aux objets voisins. La possibilité de faire aussi une image directe du champ en lumière blanche est un autre puissant moyen de repérage. Pour ce faire il y a une astuce : il faut pouvoir faire pivoter le réseau de telle manière à envoyer l'image d'ordre zéro dans l'objectif de la caméra CCD. Le réseau se transforme en un miroir, par très réfléchissant à cause du blaze, mais suffisamment tout de même pour donner une image directe du champ visé à travers la fente. C'est en gros comme si vous aviez mis la caméra directement au foyer du télescope.

Voici dans la vraie vie ce que cela donne sur un champ d'étoiles en fente large. A gauche, vous avez l'image directe en utilisant l'ordre zéro, et à droite, le spectre de tous les objets du champ.

Alain - D'accord, mais si je veux faire le spectre d'une nébuleuse, il me faut tout de même une fente ?

Aude - Par toujours ! Regardez le cas de la nébuleuse planétaire M57, toujours observé avec le lunette de 100 mm. Comme toujours, j'ai mis à gauche l'image directe du champ en fente large, et à droite, le spectre correspondant :

Surprise, la nébuleuse annuaire de la Lyre, comme la plupart des nébuleuses, produit un spectre de raies d'émissions. Il y a pratiquement pas de continuum. Le spectrographe donne alors plusieurs images quasi monochromatiques de l'anneau, là où la nébuleuse émet. Dans la partie droite du spectre, nous avons la raies rouge de l'hydrogène, avec accolée à elle des raies de l'azote. Dans la partie gauche, nous avons une intense raie verte ayant provoquée par l'oxygène.

Alain - Très démonstratif en effet. Mais si la nébuleuse est très grande, chacun de ces points va faire un spectre et le résultat va être une grosse bouillie, n'est-ce pas ?

Aude - Tu as raison. Du reste, ce problème de mélange commence à apparaître dans le spectre de M57, où plusieurs raies se superposent du fait que la nébuleuse a un diamètre apparent. C'est pour cela que je recommande pour rendre le spectrographe le plus versatile possible de l'équipé d'une fente réglable en largeur. La fente sera large lors de l'observation des étoiles, et de temps à autre, lors du passage d'une comète par exemple, le spectrographe sera utilisé en fente étroite pour détailler le spectre de ce type d'objet.

Voici par exemple le spectre d'une grande nébuleuse, Messier 8, qui n'est réalisable qu'avec une fente. La raies rouge de l'hydrogène est tout à droite. On reconnaît ici encore la raie de l'oxygène un peu à gauche du centre :

On note que la nébuleuse occupe toute la hauteur de la fente ! Les traits horizontaux sont des spectres d'étoiles qui se trouve par hazard sans la fente. Voici à présent une coupe photométrique dans ce spectre. C'est la valeur de l'intensité des pixels suivant un axe horizontal dans l'image précédente. Nous aurons l'occasion de manipuler ce type de graphique lors de la troisième session. Je vous ai indiqué les origines de quelques raies caractéristiques des nébuleuses diffuses et planétaires.

Christian - H-alpha, H-beta, H-gamma, c'est quoi au juste ?

Aude - C'est une série de raies produites par l'hydrogène. La première raie de la série, la H-alpha, dans le rouge, à la longueur d'onde de 6563 angstroms, est célèbre et souvent spectaculaire dans le spectre des objets du ciel lorsque l'on travaille dans le domaine visible.

Je vous donne un dernier exemple avec la lunette de 100 mm, assez special, qui  nécessite l'utilisation d'une fente compte tenu de la relative grande étendue de l'objet. Il s'agit de l'observation de la galaxie active Messier 82. A gauche, la galaxie M82 observée en mode direct et fente large pour réaliser le centrage. A droite, la fente est étroite et l'instrument est en mode spectrographie.

Le spectre continu du disque de la galaxie est visible au centre comme un trait horizontal très diffus. Les deux points visibles à l'extrémité droite sont les raies H-alpha de l'hydrogène et de l'azote ionisé émis par le noyau très actif de cette galaxie. Les longues raies verticales correspondent à une émission de notre propre atmosphère qui illumine faiblement le ciel... une sorte de pollution lumineuse naturelle.

A partir du moment où le spectrographe est équipé d'une fente étroite, l'étalonnage spectral traditionnel devient possible. Par exemple, ici je promène une petite veilleuse d'électricien au néon devant l'ouverture du télescope, juste après avoir pris le spectre de M82. Ceci me permet d'acquérir un spectre de référence dans les même conditions que pour M82. Je n'ai même pas modifié l'orientation du télescope pour ne pas être victime de problèmes de flexions différentielles. C'est un peu la débrouille, mais ça marche !

Sur le montage qui suit j'ai mis cote à cote le spectre de M82 et le spectre d'émission du gaz néon. L'étalonnage spectral permet de mesurer avec un specrographe aussi modeste le décalage vers le rouge de la galaxie. La raie H-alpha au lieu d'être mesurée à sa longueur d'onde de repos à 6563 angstroms est ici observée à 6568 ansgtroms, soit une vitesse de récession de 230 km/s environ.

Pour fini, je vais décrire le schéma d'un spectrographe proche de celui que nous venons de discuter, mais avec une modification significative. Le but est d'aboutir à un instrument le plus compact possible. Pour cela, j'exploite les angles que nous avons calculés pour l'ordre +1 au début de cette session. L'angle d'incidence et l'angle de diffraction pour la longueur d'onde de 5700 Å sont similaires, environ 10°, et surtout de même signe.

Christian - Ooops, cela veux dire que la direction des rayons lumineux qui partent vers le réseau et ceux qui en reviennent sont les mêmes. Tu ne peux donc pas dégager de la place pour caser à la fois une lentille collimatrice et une lentille objectif, je me rappelle la leçon !

Aude - C'est exact. Mais on s'en sort en utilisant la même lentille à la fois comme collimateur et comme objectif. Voici un schéma de principe :
 

La fente d'entrée et le CCD sont légèrement décentrés par rapport à l'axe optique. C'est ce qui permet d'utiliser la même optique pour la fonction de collimation et la fonction d'imagerie du spectre sur le CCD. Un petit miroir de renvoi a été ajouté pour que l'on puisse faire coexister simultanément la mécanique d'une fente et la caméra CCD.

Nous l'avons vu, les angles d'incidence et de diffraction sont presque égaux et de petites valeurs. On appelle cette configuration un montage Littrow. Ce type de montage permet d'optimiser la surface utilisée du réseau, et c'est aussi dans cette situation que le blaze du réseau fonctionne au mieux, c'est à dire que le rendement de l'ensemble est le meilleur. On économise un objectif, d'où le gain en masse et en volume.

En pratique, par rapport au schéma de principe que je viens de montrer, le réseau est tourné à 90° de manière à ce que les traits gravés soient parallèles au plan du papier. De même, on tourne à 90° l'axe principal de la fente. Ainsi la dispersion ne se produit plus dans le plan de la feuille, mais suivant un axe perpendiculaire. Cela ne change pas le principe de fonctionnement, mais donne un peu plus de marge pour le passage du faisceau optique.

Alain - Tu peux nous dire un mot sur la manière de régler un tel instrument ?

Aude - Vous n'avez besoin que d'un seul outil : un bon chercheur de télescope avec réticule et réglé avec soin sur l'infini en visant un objet lointain. Vous retirez le réseau et vous visez la fente avec le chercheur comme je vous le montre ici :

Vous devez ajuster la distance entre l'objectif photographique et la fente de telle manière que cette dernière apparaisse bien nette. Cela signifie que la fente est au foyer de l'objectif. Pour faire ce réglage vous pouvez agir sur la bague de mise au point de l'objectif, mais une fois que c'est fait, vous ne devez plus y toucher.

Ensuite vous orientez le chercheur de la manière suivante :

Ce faisant vous aller pouvoir observer la surface du CCD. Ajustez alors la distance entre l'objectif et la caméra CCD en faisant glisser cette dernière le long de l'axe optique pour que les pixels apparaissent net. A son tour, la caméra est alors au foyer de l'objectif.

Mettez en place le réseau dans son support. Attention, c'est un composant optique extrêmement fragile. Si vous mettez une simple trace de doigts sur la surface gravée, considérez que vous pouvez mettre le réseau à la poubelle car il n'est pas possible de le nettoyer. Certains réseaux économiques, réalisés sur l'équivalent de films photographiques, sont protégés par de fines lames de verre qui les prennent en sandwich. Ici, pas de problème de manipulation. Mais je le répète, avec les réseaux gravés sur substrat en verre, les meilleurs, il faut prendre d'infinies précautions. Il est aussi totalement interdit de frotter la surface pour retirer des poussières. Même un pinceau très doux est quasi interdit. Si vous avez des poussières, il vaut mieux les laisser en place. Simplement, évitez d'exposer longtemps le réseau aux courants d'air. Le boîtier du spectrographe une fois fermé bien hermétiquement pour éviter l'entrée de lumières parasites, le problème des poussières est généralement réglé.

Avec un réseau blazé il y a deux orientations possibles des traits, à 180° l'une de l'autre. Une flèche tracée sur un champ du substrat en verre indique souvent la direction du blaze. Mais un petit raisonnement mental en examinant la brillance des différents spectres diffractés permet aussi de rapidement lever l'ambiguïté.

Il reste à régler l'orientation du petit miroir. Vous montez le réseau et vous positionnez à l'endroit de la fente un petit trou fait dans du papier d'aluminium par exemple. Tout en orientant le miroir, éclairez vigoureusement le trou pour que son image se forme au centre de la surface sensible du CCD.

Pour le reste, si vous respectez les cotes que vous avez pu établir en faisant une petite épure optique en coin de table, c'est gagné et vous pouvez pointer le ciel. Voici à titre d'exemple le schéma d'un petit spectrographe que j'exploite en montage Littrow. L'objectif est un Nikon de 50 mm f/1,8 (attention, la version non-autofocus), le réseau est un 600 traits/mm de chez Edmond Optics de référence A32-271, et enfin la caméra CCD est une Audine.

 Voici une photographie de l'ensemble monté.

Ce spectrographe peut être utilisé avec un télescope ouvert à F/D=4,5 sans vignettage. Ce n'était pas du tout le cas avec le montage traditionnel avec deux objectifs. En revanche, puisque f1=f2, par définition dans le montage Littrow, la taille de l'étoile ou de la fente au foyer du télescope se retrouve telle quelle sur la surface du CCD. Il faudra donc que le télescope donne des images bien piquées. Un Schmidt-Cassegain de 200 mm à F/D=6 environ convient parfaitement. J'aime bien aussi utiliser pour ma part des lunettes apochromatiques qui donnent des images bien sympathiques par leur qualité. Avec une lunette de 100 mm de diamètre ce spectrographe permet d'acquérir sans un effort sur humain des spectres d'étoiles de magnitude 12 (dispersion de 2,9 ansgtroms par pixel). Pour une description plus détaillée de ce spectrographe, cliquez ici.

Alain - Est-il possible d'adapter ce montage avec un objectif de focale plus longue pour obtenir une meilleure résolution spectrale ?

Aude - Aucun problème bien sur, à partir du moment où le télescope peu supporter le surcroît de poids. Par exemple dans le spectrographe suivant, j'utilise un objectif photographique de135 mm de focale. Notez que le réseau fait ici 50 mm de coté. Remarquez aussi l'usage intensif du bois...

Mais rappelez-vous mes propos du début. Ne pensez pas qu'une haute résolution spectrale est la panacée. A vous de choisir ou de fabriquer plusieurs spectrographe en fonction de votre spécialisation.

Aller, j'arrête là, vous en savez déjà pas mal pour commencer à construire votre spectrographe. On se repose un petit peu et on aborde ensuite la seconde partie de ce stage : l'acquisition et le prétraitement des spectres.

Raymond - Ouiii, et je prendrais bien une petite collation en attendant. Tu viens Aude ?

Aude - Mais avec grand plaisir !
 

Session 1 - Page 3/3