LE "STAR ANALYSER"
ou comment faire de la spectrographie simplement et efficacement

Principe d'utilisation

Le Star Analyser est un réseau à transmission disposé dans un monture circulaire de filtre standard de 31.75 mm de diamètre. Le réseau comporte 100 traits/mm et présente un blaze très efficace (blaze = l'énergie lumineuse incidence est dirigé dans un seul spectre avec un haut degré d'efficacité). Il s'agit d'un composant à bas coût qui peut être commandé auprès de la société Sheliak. Le Star Analyser doit être placé quelques millimètres ou quelques dizaines de millimètres en avant du plan du détecteur. De cette manière toutes les étoiles du champ image vont être accompagnées d'un spectre. L'emploi du dispositif est immédiat, efficace pour de la spectrographie à basse résolution et pédagogique. L'agrément d'utilisation est encore accru en utilisant un appareil numérique réflex comme détecteur puisque les spectres apparaissent directement en couleurs, et ce, sur un champ étendu. Pour plus d'informations techniques sur le principe d'utilisation des réseaux dans un faisceau convergent de télescope, consulter cette page spéciale.

Image caractéristique de l'utilisation de réseau Star Analyser. C'est le voisinage de la nébuleuses planétaires M57 qui est visé.
La nébuleuse est dispersée en ces principales composantes monochromatiques (raies de l'oxygène et de
l'hydrogène pour l'essentiel). L'étoile HD175577 en haut est une étoile de type M, très rouge. Compositage de 6 poses de
90 secondes au foyer d'un C8 alors que le Star Analyser est placé 85 mm en avant du détecteur. Ce dernier est un boitier Canon EOS350D
dans lequel le filtre de réjection IR est supprimé après démontage du boitier (le filtre est remplacé par rien d'autre). La réponse spectrale de ce
boitier s'étend donc loin dans le proche infrarouge. Image acquise lors du stage 2007 de
spectrographie de l'Observatoire de Haute-Provence (aout 2007).

La qualité des spectres délivrée par ce type de spectrographe est limitée essentiellement par deux facteurs :

- la finesse des images qu'est capable de restituer le télescope (elle dépend de la qualité optique, de la précision de la focalisation, du suivi, de la turbulence atmosphèrique).

- les aberrations de la formule optique.

La turbulence atmosphérique est surement le facteur dégradant dominant de la résolution spectrale dès que la focale du télescope dépasse 2 mètres pour fixer les idées. C'est le paramètre le plus génant car il détruit une partie du continu scientifique (les résultats ne sont pas reproductibles d'un moment à l'autre à cause des variations du seeing). Ici, nous avons utilisé un Celestron 11 (f=2800 mm) auquel est associé un réducteur de focale Astrophysics qui réduit la dite focale d'un facteur 0,6 environ. Le dispositif disperseur est placé juste en avant du réducteur de focale. Pour réduire les méfaits d'un mauvais suivi, l'axe perpendiculiare à la dispersion est confondu avec la direction des ascension droite.

L'aberration optique la plus importante est la coma chromatique. On peut mesurer son importance dans les spots diagrammes ci-dessous, déterminés avec un logiciel de calcul optique. On y trouve la dimension des taches images pour trois longueur d'ondes alors que le réseau Star Analyser est situé 85 mm en avant de la surface du détecteur et alors que le télescope est un Celestron 8 (f=2000 mm).

Taches images dans le spectre délivrée par le Star Analyser (C8 et tirage optique de 85 mm).

On peut annuler la coma chromatique en ajoutant un prisme de petite angle au sommet dans le faisceau, par exemple accolé au réseau Star Analyser. Ce prisme dévie la lumière dans la direction opposé à celle du réseau. En couplant ces deux éléments optiques on obtient un GRISM. La déviation globale résultante est assez faible car celle causée par le prisme et celle causée par le réseau se compensent en partie, comme nous venons de le dire (c'est du reste ce petit angle de déviation ainsi atteind qui explique la réduction des aberrations optiques). En revanche, la dispersion spectrale est pratiquement celle du réseau seul, car le prisme en lui-même disperse très peu (il a petit angle au sommet).

Schéma type d'un montage GRISM construit à partir du Star Analyser.

Le gain en réduction des aberrations est illustré par les spot-diagrammes ci-après, tracé dans les même conditions que précédemment, mais cette fois en associant un petit prisme au réseau Star Analyser :

Taches images en utilisant un montage du type GRISM (Star Analyser + prisme de 3.8° Edmund ref 43-651).

Si le Star Analyser peut être utilisé seul sans problème, en particulier pour des applications à très basse résolution spectrale pour viser des objets faibles, l'apport du montage GRISM peut être avantageux si on souhaite un résolution spectrale un peu plus conséquente.

 
Deux spectres de l'étoile Capella. En haut, le Star Analyser est utilisé seul, en bas on lui associe un prisme d'angle 3.8°.
Les raies spectrales sont plus contrastées dans ce deuxième cas. En revanche, les images des étoiles à l'ordre zéro (vignettes à
l'extrème gauche) ne sont plus ponctuelles avec un GRISM car le prisme forme ici un tout petit spectre, 
d'où un alongement des étoiles (pas génant en pratique).

Les deux photographies ci-dessous montrent le dispositifs expérimental utilisé pour réaliser les spectres présentés dans cette page :

Le spectrographe ce limite à un réseau Star Analyser de 100 traits/mm accolé à un prisme de 3,8° d'angle
(le montage est très expérimental, voir les bouts de ruban adhésif de maintien !). On rencontre ensuite
un réducteur de focale Astrophysics de grandissement 0,6. La caméra est un appareil photo numérique
Canon 350D. Celui-ci a subit une modification : le filtre de réjection IR du constructeur, placé normalement juste en avant
du détecteur a été retiré. La réponse de ce boitier est donc étendue dans vers le bleu et vers l'infrarouge, ce
qui est idéal en spectrographie. Cliquer ici pour plus d'information sur la sensibilté infrarouge du 350D. La dispersion moyenne est
de 5,87 A/pixel (taille des pixels : 6,4 microns). Le gain ISO de l'APN est réglé à 200 ISO.

L'ensemble GRISM + APN est monté simplement à l'arrière d'un télescope C11 (D=0.28 m).
Les observations sont réalisés en milieu urbain (magnitude limite de 2,5 à l'oeil nu).

Le spectre de l'étoile Alpha Gémaux (Castor)

Le spectre est obtenu en appuyant en continu sur le bouton de rattrapage en ascension droite du télescope durant la totalité de cette pose de 10 secondes. Ceci a pour effet d'élargir le spectre suivant un axe perpendiculaire à la dispersion, ce qui améliore sa lisibilité. Le trait vertical à gauche est l'image filé de l'étoile à l'ordre zéro. L'examen de cette image montre le petit spectre produit par le prisme du dispositif GRISM. Le spectre proprement dit est carcactéristique d'une étoile de type spectral A2V. Les raies de Balmer de l'hydrogène sont serrées dans le bleu. La fameuse raie Halpha (à 656 nm) est la première que l'on trouve en arrivant dans la partie rouge du spectre. En allant plus loin vers l'infrarouge, les raies larges sont causées par notre propre atmosphère (molécules O2 et H2O). Plus loin encore dans l'infrarouge, le spectre prend une inattendue teinte bleu : nous voyons une réplique à l'ordre deux du spectre de Castor (la partie bleu du spectre d'ordre 2 recouvre la partie rouge du spectre d'ordre 1).

Spectre couleur en deux dimensions de Alpha Gem.

A gauche, le profil spectral exrait directement de l'image 2D de Castor (les pixels R, V et B sont additionnés).
A droite, le spectre de Castor après la correction de la réponse instrumentale du système.
 

Le spectre de Alpha Cocher (Capella) ou l'aide à la focalisation

Ci-après, trois spectres de Capella réalisés par la méthode du filé durant la pose (ici de 3 secondes). La focalisation du télescope est légèrement modifiée entre chaque prises de vue. Ce type de document permet de mieux apprécier la finesse des raies, et donc aide à focaliser l'instrument.

En haut, la focalisation est imparfaite. Au centre, la focalisation optimise la finesse de la raie Halpha (probablement
la position la plus satisfaisante), en bas, la focalisation de meilleure qualité concerne la partie bleu-vert du spectre.

 

Le spectre de l'étoile Zeta Tau

L'étoile Zeta Tau (une étoile Be célèbre) est photographié en compositant 15 poses de 2 secondes (noter la brièveté des temps d'exposition) :

Spectre 2D en couleur de Zeta Tau (l'émission de la raie Halpha dans le rouge saute aux yeux immédiatement). 15 x 2 secondes à 200 ISO.

Une autre version du spectre de Zeta en laissant filé en mouvement lent le télescope en ascension droite durant 30 secondes.
La raie Halpha est le trait vertical dans la partie rouge du spectre. De doublet du sodium est visible à la limite du vert et du rouge comme une raie sombre.

Le profil spectral de Zeta Tau après correction de la réponse instrumentale.
La raie Halpha est le pic brillant vers 656 nm. La raie Hbeta vers 486 nm est en partie comblée par l'émission des gaz
de l'enveloppe en rotation autour de l'étoile. La raie Hgamma vers 434 nm apparait en absorption.

Le spectre de la nova Vulpeculae 2007 (V458 Vul)

Au moment de l'observation (15 septemebre 2007 à 20h55 TU), la nova est de magnitude V 11.5 (d'après les données AAVSO). On réalise le compositage de 12 clichés exposés chacun 1mn30s. On observe un spectre nébulaire intense, avec une très forte raie Halpha (qui colore du reste en rouge l'image d'ordre zéro et doit bien fausser les mesures photométriques...). Cette allure du spectre est carcatéristique de l'enveloppe 40 jours environ après le début de l'explosion de la nova.

L'image en vraies couleurs et en deux dimensions du spectre de la nova Vul 2007 (V458 Vul). Le spectre montre un faible continuum et brille surtout par la présence de fortes raies nébulaires.
Les images des étoiles à l'ordre zéro apparaissent inclinées avec un angle par rapport à l'horizontale. C'est la conséquence d'un alignement imprécis du prisme par rapport au réseau, si bien
que le petit spectre secondaire produit par le prisme n'est pas aligné avec le spectre principal issu de la diffraction dans le réseau du Star Analyser (ce défaut a été
corrigé par la suite, mais on note que les raies sont peut affectées - il y a une relative tolerence optique d'alignement sur ce point).

Le profil spectral de la nova Vul 2007 après la correction de la réponse instrumentale.

Le champ de l'étoile Wolf-Rayet 5

Les étoiles Wolf-Rayet sont parmis les plus chaude de notre galaxie. Leur spectre très particulier montre des raies d'émissions intenses d'éléments fortement ionisées. L'étoile numéro 5 du catalogue Wolf-Rayet est de magnitude V=10,5 et est située aux coordonnées (2000.0) AD=2h52m11s, DEC=+56°56'07". Le temps de pose est de 18 x 90 s, toujours avec un C11 (D=0.28 m), un réducteur de focale Astrophysics et un raiseau à diffraction Star Analyser associé au petit prisme de correction des aberrations optiques. La caméra est un appareil photo numérique Canon EOS350D avec le filtre de réjection IR retiré.

Le champ de WR5 révèle aussi une faible étoile Be, identifiable par l'émission de la raie Halpha. C'est BD+56 727 de magnitude V=10,6 (AD=2h51m30s, DEC=+56°57'28"), aisément idendifiée dans la base de données BeSS !

Le champ contient aussi l'étoile variable pulsante semi-régulière W Per, très rouge, de spectre M4.5. Cet objet est de magnitude V=9.1. Son spectre est intense dans l'infrarouge, cette partie apparaissant en blanc dans l'image ci-dessous (les filtres RVB de la matrice de Bayer du boitier Canon modifié sont décolorés dans l'IR, aussi le capteur fonctionne comme un détecteur noir et blanc dans cette partie du spectre - voir ici). Il n'y a pas de recouvrement de l'ordre 2, tout simplement parceque cette étoile ne produit pratiquement pas de photons bleu (l'ordre 2 est donc quasi imperceptible).

Le champ de l'étoile WR5 dans le constellation de Persée. Cliquer ici pour plus d'informations sur les étoiles Wolf-Rayet.
 

La nébuleuse planétaire NGC 7662

Compositage de 6 poses de 90 secondes :

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