Daylight observation
of stars with a slit spectrograph
Observation
de jour des étoiles avec un spectrographe
The observation described here demonstrate the possibility
to observe bright stars during daylight time with a slit spectrograph. The goal
is a possible nearly continuous survey along the year of bright active stars
(supergiant like Zeta Ori, Deneb or Be type stars like Gamma Cas). The
spectrograph used is a LHIRES2 model at the f/10 focus of a Celestron 11 telescope
(0.28 m aperture). Click here for technical
details about LHIRES2. The date of the observation is the August 7, 2004 at
the sunrise time and after.
L'observation
décrite ici démontre la possibilité d'observer les étoiles brillantes en plein
jour en utilisant un spectrographe à fente. L'objectif est une surveillance
quasi continue durant l'année d'étoiles actives particulièrement brillantes
(par exemple des supergéantes, comme Zeta Orion, Deneb, ou des étoiles Be, comme
Gamma Cas). Le spectrographe utilisé est un modèle de LHIRES2 (premier prototype)
au foyer f/10 d'un télescope Celestron 11 (diamètre de 0,28 m). Cliquer
ici pour des détails techniques
sur LHIRES2. La date d'observation est le 7 août au lever du Soleil et dans
les moments qui suivent.
The observation is possible because the spectrograph isolate
a very narrow part of the sky during spectra acquisition. The entrance slit
wide projected on the sky is of 1.5 arcsecond (20 microns linear). The typical
broadening of the spectrum along a direction perpendicular to the dispersion
is of 6 pixels (Audine KAF-0402ME CCD caméra), equivalent to 4.0 arcsecond on
the sky. Finally, the contribution of the sky background come from an area of
only 6 arcsecond2. In the same time, 30-40% of the stellar is transmitted
through the entrance slit. The reciprocipal dispersion of LHIRES2 is of 0.115
A/pixel near the observed Ha
region. The effective spectral resolution is R=17.000.
L'observation
est possible car le spectrographe permet d'isoler une partie très étroite du
ciel durant l'acquisition des spectres. La largeur de la fente d'entrée sur
le ciel est de 1,5 seconde d'arc (20 microns linéaire au foyer). La largeur
typique du spectre suivant l'axe transverse à la dispersion est de 6 pixels
(caméra Audine avec CCD KAF-0402ME), soit 4,0 secondes d'arc sur le ciel. En
fin de compte, le flux parasite du ciel ne provient que d'une aire de 6 secondes
d'arc carré. Dans le même temps, 30 à 40% du flux de l'étoile observée entre dans
le spectrographe et participe au spectre utile. La dispersion inverse de LHIRES2
est de 0,115 A/pixel au voisinage de la raie Ha.
La résolution effective est R=17.000.
Toward the permanent astronomical observation...
(LHIRES2 attached to a C11 telescope).
Vers
une observation permanente du ciel !
The spectrum below of Alpha Ori (Betelgeuse) is exposed
90 seconds. The time of this observation correspond exactly to the sunrise.
No stars are visible with eye (only Venus planet is visible).The Betelgeuse
spectrum is the fine horizontal line. It is superimposed on a typical daylight
sky background (many telluric + sun lines are visibles). The intense line at
the center is Halpha at 6563 angstroms. The two bright lines are from a neon
calibration lamp (at wavelength 6532.88 and 6598.95 angstroms).
Le
spectre ci-après de l'étoile Alpha Ori (Betelgeuse) exposé 90 secondes. Le moment
de l'observation correspond à l'instant du lever du Soleil. Aucune étoile est
visible à l'oeil nu (Venus est la seule planète demeurant visible). Le spectre
de Betelgeuse est la fine ligne horizontale. Il est superposé au spectre typique
de la lumière du jour, comprenant des raies telluriques et le spectre du Soleil
lui-même. L'intense raie au centre est Halpha à 6563 angstroms. Les deux raies
brillantes proviennent de la lumière d'une lampe de calibration au néon (longueurs
d'ondes de 6532.88 and 6598.95 angstroms).
For the next spectrum the star is continuously displaced
along the axis of the slit during the 90 seconds exposure. The widening of the
spectrum permit to distinguish the proper spectral line of Betelgeuse.
Pour
le spectre suivant l'étoile a été déplacé continuement durant la pose de 90
secondes le long du grand axe de la fente. L'élargissement du spectre qui en
résulte permet de distinguer les raies propres de Betelgeuse.
Now, the sky background is removed (L_SKY4 procedure of
Iris software). The real spectrum of Betelgeuse is revealed (but telluric lines
are present).
A présent, le fond
de ciel a été retiré (procédure L_SKY4 du logiciel Iris). Le spectre réel de
Betelgeuse est révélé (mais les raies telluriques sont toujours en place puisque
la lumière de l'étoile a traversée l'atmosphère avant d'arriver au télescope).
Finally, the spectral profile of Alpha Orion (stack of
12 x 90 s exposure) - compare with the spectra here.
Finalement, le profil spectral
de Alpha Orion (compositage de 12 spectres exposés chacun 90 secondes). A comparer
avec les spectres ici.
A more difficult example : the star Zeta Orion (V=1.8)
observed one-hour after
the sunrise. The exposure time is 120 seconds. The peak intensity of Zeta Orion
spectrum represent nearly 10% of the sky background level.
Un
exemple plus difficile : l'étoile Zeta Orion (V=1.8) observée une heure après
le lever du Soleil. L'intensité au pic du spectre de Zeta Orion représente environ
10% du signal du fond de ciel.
The extracted spectral profile (stack of 9 x120 s spectrum).
Click here for a look of fast
evolution of the Ha line
of this fantastic star (at lower resolution).
Le
profil spectral extrait (compositage de 9 spectres exposés chacun 120 secondes).
Cliquer
ici pour une vision de l'évolution
rapide de la raie Ha
de cette fantastique étoile (à une résolution inférieure).
With more efficient baffling and a more adapted image
processing and acquisition method we can hope observe in the future
high resolution spectra of V=3 stars...
Avec
un meilleur bafflage et une méthode de traitement et d'acquisition plus adaptée
on peut espérer observer dans le futur en haute résolution des spectres d'étoiles
jusqu'à la magnitude V=3...