Spectrographie avec fibre optique
Premiers essais et considérations

Le dispositif testé : une face avant d'Audine pour la fixation au télescope, un cube séparateur de 25 mm de coté transmettant et réfléchissant par moitié le flux optique (50/50), une webcam pour le pointage et le centrage de l'étoile, un oculaire de 30 mm pour projeter l'image de l'étoile sur le capteur de la webcam. Deux fibres conditionnées en jarretière ont été utilisées : (1) une fibre standard télécom multimode à gradient d'indice de 62.5 microns de cœur et de 2 mètres de long, (2) une fibre multimode à saut d'indice de 100 microns de coeur de 2 mètres de long (modèle FIP100/110/125 Polymicro). Les fibres sont équipées de connecteurs du type FC aux extrémités.

Pou ces tests la terminaison des fibres est simplement plaquée contre la fente d'entrée largement ouverte du spectrographe MERIS (MEdium Resolution Imager Spectrograph - dit aussi R1000 à cause de sa résolution). MERIS est normalement conçu pour être monté directement sur le télescope, mais pour l'occasion il est posé sur une table à coté du télescope.

 
Figure 1. A gauche, le dispositif d'injection de l'étoile dans la fibre équipé momentanément d'un objectif photographique remplaçant le télescope pour le réglage de jour de la position de la webcam (visée d'une source ponctuelle situé à quelques mètres). A droite, on voit l'arrière du cube séparateur avec un connecteur chassis FC directement collé sur le verre à l'Araldite (!). Le connecteur est scié et limé pour que l'extrémité de la fibre ce situé à 0,1 mm de la surface du verre (on a préféré pour ces premiers test ne pas mettre au contact le bout de la fibre et le prisme). Une platine de translation micrométrique complète le montage par sécurité pour focaliser l'étoile, mais en pratique elle n'est pas absolument utilie.

Le principe de viseur adopté pour centrer et focaliser l'étoile sur la fibre est moins traditionnel que celle qui consiste à utiliser un miroir percé d'un minuscule trou au travers duquel effleure l'extrémité de la fibre. Mais cette solution était pour moi mécaniquement simple et rassurante pour un premier test. Sont grand défaut est de faire perdre 50% de la lumière dès le foyer du télescope.

Figure 2. Schéma du dispositif d'injection. La lumière arrive du télescope par la gauche et elle est focalisé précisément sur les faces arrières du cube. L'oculaire de 30 mm donne une image nette de l'une de ces faces sur le CCD de la webcam (une Philips ToUcam Pro).

La figure 3 montre les conditions de travails pour ces essais (18 mai 2003). On utilise une lunette de 128 mm de diamètre. Le contrôle du centrage (et aussi le premier spectre) est réalisé sur un lampadaire lointain de l'éclairage urbain (si, si, ils ont une utilité !). Sur l'image de droite on voit le plan de travail, avec le PC qui affiche l'image de la webcam et en arrière plan, le spectrographe MERIS. La fibre optique est le cable avec la gaine rouge.

     
Figure 3. Le dispositif expérimental utilisé. L'éclairage de Castanet-Tolosan, un village près de Toulouse, s'avère bien utile.

 
Figure 4. A gauche, l'image du lampadaire captée par la webcam (commandée par le logiciel Iris). Remarquer le bout de ruban adhésif sur l'écran qui matérialise l'entrée de la fibre qui est trouvée à taton (un grand classique en spectro et dans tous les observatoires pros que je connais  !). Plus tard, c'est à cette position qu'il faudra positionner l'étoile pour faire leur spectre. A droite, le spectre du lampadaire s'affichant sur l'écran d'un second PC situé à l'intérieur de l'appartement. Ca marche !

La figure 5 montre successivement : le spectre 2D de l'étoile HD141527 de magnitude 5,9 (cumul de 7 poses de 3 minutes), le spectre du fond de ciel en pointant la fibre à coté de l'étoile (7 poses de 180 secondes - le signal est très faible), le spectre d'une lampe halogène pour réaliser le flat-field, le spectre d'une lampe au néon pour réaliser l'étalonnage spectral (un écran blanc éclairé par la lueur de la lampe est placé devant l'ouverture de la lunette de 128 mm).

 
Figure 5. Spectres caractéristiques en deux dimensions obtenus avec le dispositif à fibre (voir le texte). Dans le spectre du néon chaque points représente autant d'images monochromatiques de la fibre.

Les profils spectraux de la figure 6, extraits des spectres 2D par une opération de binning logicielle, ont été réalisé avec la fibre à gradient d'indice. Ce sont ceux de l'étoile Vega en posant 10 secondes :

 Figure 6. Deux profils spectraux de l'étoiles Vega obtenu à une minute d'intervalle...

Le résultat n'est pas bon du tout !!! Le continuum n'a absolument pas la même allure alors que les seules différences entre ces deux acquisitions sont une légère refocalisation de l'étoile sur l'entrée de fibre et un centrage légèrement différent de l'étoile par rapport à cette même entrée. De telles données sont inexploitables car elles n'ont aucune qualité photométrique ! Il apparaît aussi des oscillation à haute fréquence qui donnent un aspect très bruité aux spectres. Ce n'est pas un bruit électronique car celui-ci est à un niveau largement inférieur pour ces acquisitions. Nous avons a faire à phénomènes qui fait vite varier la fibre "transmission" de la fibre en fonction de la longueur d'onde (peut être une histoire d'égalisation des vitesses de groupe des modes ?). Un partie des variations spectrales est due au capteur CCD (voir plus loin), mais pour une bonne part, la fibre à gradient d'indice semble bien responsable. Ce type de problème n'est semble-t-il pas décrit dans la littérature consacrés à l'usage des fibres optiques en astronomie (malheureusement) . En revanche, les fibres à gradients d'indice obligent à utiliser des spectrographes très ouvert pour ne pas perdre trop de flux car l'angle de sortie des rayons est toujours le même quelque soit l'ouverture du faisceau d'entrée (cliquer ici pour plus de détails). C'est une tare grave (avec le problème spectral décrit ci-avant). Le résultat est que les fibres à gradients d'indices, si courante aujourd'hui pour transporter de l'information numérique, ne sont jamais utilisées sur les télescopes.

La fibre à saut d'indice a été testé le 27 et 28 mai 2003. La figure 7 montre le spectre de Vega obtenu avec cette fibre (compositage de 16 spectres posées 15 secondes chacun) :

Figure 7. Spectre de Vega réalisé avec la fibre à saut d'indice. Le spectre est étalonné en longueur d'onde, mais l'axe vertical demeure un équivalant des pas codeur en sortie du CAN de la caméra Audine.

Les oscillations haute fréquence et basse fréquence on disparue. Ce spectre non calibré en flux à l'allure normale attendue compte tenu de la réponse spectrale du capteur CCD et du rendement spectral du réseau (blazé à 5000 angstroms). Compte tenu du diamètre de la fibre (100 microns) la résolution spectrale dans ce spectre n'est que de 540 (pour un échantillonnage spectral de 2,87 angstroms/pixel).

Le rendement de l'ensemble spectrographe + fibre (saut d'indice) + télescope a été évalué en mesurant le signal de l'étoile et à partir d'informations technologiques (transmission des optique, rendement quantique du CCD) :

L'inconnu était la transmission de la fibre optique. Pour le modèle à saut d'indice on obtient 19%, ce qui n'est pas excellent. Ce rendement de faible valeur ne peut pas s'expliquer par les pertes par réflexions de Fresnel aux extrémités de la fibre (de l'ordre de 8% pour l'ensemble des deux faces) ou l'absorption à l'intérieur de la fibre (moins de 1% de perte en théorie sur une longueur de 2 mètres). A priori, l'augmentation de l'angle d'ouverture du faisceau à la sortie de fibre par rapport à ce qu'il est en entrée ne semble pas non plus une bonne explication (on entre dans la fibre à f/8 et le spectrographe accepte sans perte une ouverture de faisceau jusqu'à f/4,5 - ce qui procure une bonne marge, même avec un FRD élevée i.e. Focal Ratio Degradation). Dans le plan de la fente, la fibre a été tourné de +/- 3° environ avant que l'on constate une perte significative de signal dans le spectre. Tout calcul fait cela conduit à évaluer à f/6 l'ouverture du faisceau à la sortie de la fibre (avec un réseau de 30 mm de coté et un collimateur de 135 mm de focale). Une telle tolérance pour l'alignement de la fibre, si l'interprétation de la mesure est correcte, semble indiquer que la quasi totalité du flux sortant de la fibre est exploité. L'injection de l'étoile dans la fibre semble aussi se faire dans de bonnes conditions : le centrage et la focalisation on été ajusté avec minutie. Avec la fibre de 100 microns il est quasi sur que le diamètre de l'étoile est plus petit que le diamètre de la fibre. En revanche, l'examen au microscope des l'extrémités de la fibre à saut d'indice à révélé des traces de rayure, peut êtres due à un polissage insuffisant. Est-ce une explication possible et suffisante ? Où sont donc passer les photons !? Un fait, la fibre à gradient d'indice, qui se comporte si mal spectralement et avec son plus petit diamètre (62 microns), a un coefficient de transmission 30% supérieur à celui de la fibre à saut d'indice utilisée !

Le spectrographe MERIS a été monté directement sur la lunette de 128 mm juste après l'observation avec fibre du 28 mai pour évaluer le rendement relatif d'une configuration avec fibre et sans fibre dans les mêmes conditions de ciel. Le résultat : actuellement le capteur CCD reçoit 10 fois plus de photons en montant le spectrographe directement au foyer. C'est un gros écart. Si le dispositif de visé avec cube séparateur est remplacé par un système plus optimisé à miroir, le ratio de flux entre d'une part le spectrographe monté sur le télescope et d'autre part le spectrographe alimenté par une fibre optique est 6, toujours en faveur bien sur du montage du spectrographe au foyer direct. Le rendement global de cette dernière configuration (voir figure 8) utilisée avec une fente large est de 18% à 6563 A et de 27% à 5600 A, ce qui est très performant pour un spectrographe (inclue l'optique de la lunette, l'optique du spectrographe et le CCD, mais pas l'atmosphère).

   
Figure 8. A gauche, le spectrographe MERIS installé au foyer d'une lunette Takahashi de 128 mm. A droite, l'image de la fente dans l'ordre zéro du réseau à diffraction avec au centre l'étoile dont on veux faire le spectre (technique dite de la fente longue).

MERIS est très souvent utilisé avec une fente plus large que le diamètre linéaire des étoiles car les instruments employés ont une focale relativement courte (jusqu'à 2 mètres). C'est dont l'étoile elle même qui sert de point source au foyer et la finesse de ce point est telle qu'elle n'affecte pas la résolution spectrale. Ce ne sont même pratiquement pas les aberrations des optiques qui équipent MERIS qui joue sur la résolution spectrale, mais le détecteur CCD à cause de la taille des pixels (9 microns). Ainsi, le spectre acquis avec le spectrographe monté sur le télescope est assez sévèrement sous-échantillonnée (le FWHM effectif est inférieur à un pixel). Cette situation peut se produire avec un spectrographe à fibre si le diamètre de celle-ci est petit et si l'optique dégrossie son image. Avec MERIS c'est le cas actuellement avec une fibre de 50 microns et marginalement avec une fibre de 63 microns.

Un effet très critique constaté avec un spectre sous-échantillonnée est que suivant l'endroit où se projète le spectre à l'intérieur même d'un pixel il est possible de noter d'importantes variations de signal. Cette variation intra-pixel de la réponse est particulièrement frappante avec les CCD série "E" de Kodak, par exemple le KAF-0401E utilisé ici. Ce sont des CCD à deux phases comprenant pour chaque pixel et de manière quasi jointive une électrode en polysilicium relativement opaque et une électrode dite IndiumTin-Oxyde (ITO) relativement transparente. C'est la présence de cette électrode qui permet aux CCD série "E" d'avoir un rendement quantique élevée, notamment dans le bleu. La figure 9 montre ce qui ce passe si on image sur cette structure un spectre bien étroit et légèrement incliné par rapport aux axes du capteur (en pratique cet alignement n'est jamais parfait).

Figure 9. Structure du CCD et projection du spectre. Suivant l'axe colonne de la matrice un pixel est constitué par un grille de polysilicium, représentée en rouge par exemple, et une grille ITO, représentée en bleu par exemple.

La figure 10 montre en fausse-couleurs une situation réelle avec fort agrandissement (ce n'est pas une simulation !). Chaque carré représente un pixel. Ce spectre brut en 2D de Vega à une largeur à mi-hauteur inférieur à 1 pixel et il est incliné de 0,36° par rapport aux lignes du CCD. On voit très bien le lent passage du spectre d'une ligne à l'autre en fonction de la longueur d'onde.

Figure 10. Portion du spectre de Vega fortement agrandie. La concentration du spectre suivant l'axe spatial (axe perpendiculaire à la dispersion) est tel qu'il suffit d'une seconde de pose pour saturer le CCD avec la lunette de 128 mm. En voit sur la gauche la raie H-beta de l'hydrogène.

Les conséquences de cette organisation du CCD en conjonction avec le sous-échantilonnage sont spectaculaires et dramatiques comme le montre la figure 11.

 
Figure 11. A gauche, si le spectre est décalé suivant l'axe perpendiculaire d'un nombre entier exactement de pixels, les profils spectraux se superposent très bien (spectre de Vega, la raie H-beta est à gauche et la raie H-alpha à droite, l'échantillonnage spectral est de 2,87 A/pixel). A droite, les spectres à comparer sont déplacés d'un demi pixel suivant les colonnes du capteur : le profil spectral est profondément modifié.

Suivant l'endroit où se forme le spectre à l'intérieur d'un pixel la réponse peut varier de 20%. C'est particulièrement vrai dans le bleu comme on pouvait si attendre vu la fonction des électrodes ITO. De tels spectres sont inutilisables. La figure 12 présente de manière dynamique comment évolue le continuum du spectre lorsque celui-ci est déplacé continuement par pas de 0,1 pixels.

Figure 12. Evolution du spectre observé lorsqu'il est déplacé progressivement le long des colonnes du CCD.

 Quelles sont les solutions pour résoudre ce problème très critique :

(1) Eviter de sous-échantillonner. La structure du CCD devient nettement moins perceptibles lorsque la largeur à mi-hauteur du spectre atteint 2 pixels et devient quasi invisible lorsque le FWHM est de 3 pixels. Mais, attention, réaliser un tel élargissement en défocalisant légèrement l'image du spectre par exemple signifie une perte de résolution spectrale lorsque le spectrographe est utilisé avec une fente large et une perte de détectivité lorsque le specrographe est utilisé avec une fente étroite qui limite la dimension apparente du disque. Dans le cas du montage à fibre la sanction est une diminution de la flinesse spectrale, mais si l'élargissement est ajusté de telle manière que le profil de l'étoile occupe 2 pixels à mi-hauteur la perte de résolution demeure très limitée (on est alors à la fréquence d'échantillonnage de Nyquist).

(2) Utiliser un CCD qui ne présente pas une structure aussi particulière que les modèles Kodak série "E" ou alors disposant d'une technologie réduisant ces effets désastreux (voir en fin de page le résultat avec un CCD série "ME" équipé de microlentilles devant chaques pixels). Mais on ne change pas de CCD tous les jours, donc cette solution n'est pas nécesairement très efficiente pour la plupart des amateurs qui veulent se lancer dans la spectrographie.

(3) Lorsque le spectrographe est utilisé avec une fente longue, employer la technique des anciens qui consiste lors de la pose à élargir le spectre en bougeant légèrement l'étoile le long de la fente. Pas très simple à faire de manière précise mais efficace, à ceci près que cet étalement du signal de l'étoile, s'il est trop important, conduit à une diminution significative de la détectivité (impact plus fort du fond de ciel et du bruit de lecture du CCD). Cette technique parait difficilement praticable avec une fibre optique.

(4) Moyenner un grand nombre d'images dans lesquelles le spectre se forme à des positions aléatoires sur la grille de pixels (technique du diphering). C'est efficace si les défauts à corriger ne sont pas trop prononcés sinon le nombre d'images doit être considérable (c'est le problème avec les spectres aussi fin qui illustrent notre exemple). Cette méthode est inapplicable avec un système à fibre car le spectre se forme en principe toujours au même endroit sur le CCD. Cette dernière considération montre le risque de produire systématiques avec des fibres dans certains cas. Prudence et vigilance donc pour éviter ce piège !

(5) Retourner de 90° le CCD par rapport à l'axe de dispersion de manière à devenir tout simplement  insensible à la structure en grille colonne du CCD (voir la géométrie sur la figure 13). La figure 14 montre que la solution est bonne solution. La nature du défaut est différente, mais surtout, ce défaut est de bien moins grande amplitude (toujours plus fort dans le bleu). Un spectre un peu moins étroit que celui imagé sur le CCD pour cette expérience, respectant l'échantillonnage de Nyquist par exemple  (la dérive naturelle de l'étoile durant l'exposition peut suffire) et/ou quelques moyennes de spectres permettent de retrouver une bonne qualité photométrique. L'inconvénient est que l'intervalle spectral couvert est plus faible car suivant l'axe des colonnes un KAF-401E ne comporte que 512 pixels contre 768 suivant l'axe les lignes. Noter qu'un obturateur est indispensable pour éviter le phénomène de smearing lors de la lecture du CCD.

Figure 13. Orientation du spectre le long des lignes du CCD.

 

Figure 14. Evolution de l'allure du continnum au voisinage de la raie H-beta lorsque le spectre est orienté suivant l'axe des colonnes du CCD. Des variations sont toujours visibles en fonction de la position du spectre à l'intérieur d'un pixel, mais bien moindres que dans le cas d'une orientation suivant les lignes. Elles sont à la limites modélisables afin de réalisere une correction a posteriori. La présence de fines structures d'isolations entre les grilles peut être une explication des variations résiduelles. Noter la similitude avec le spectre de la figure 7.

Le nouveau CCD KAF-0402ME de Kodak a été aussi testé sur le plan de la stabilité spectrale en fonction de la position du spectre sur le détecteur. Ce capteur est ici intéressent car la présence de microlentilles pour concentrer le flux sur la partie la plus sensible des pixels laisse espérer une meilleure maitrise géométrique et une amélioration de la stabilité. C'est ce qui ce produit en effet comme le montre la figure 15. Il sagit d'une animation de différents spectres de l'étoile Altair pris avec MERIS associé à la lunette FS-128 (montage direct) et avec une caméra Audine équipée d'un KAF-0402ME (chaque spectre est posé 2 secondes). La dispersion est orientée suivant l'axe des lignes, tout comme sur la figure 12. L'amélioration de la situation est considérable ! Dès que le spectre est très étroit (largeur à mi-hauteur inférieure à 2 pixels) et que l'on ne souhaite pas élargir volontairement celui-ci pour des raisons de détectivité, la série "ME" des CCD Kodak à microlentilles s'avère un très bon choix en spectroscopie (cliquer ici pour un commentaire sur la sensibilité comparée des CCD "E" et "ME").

Figure 15. Evolution du continnum de l'étoile avec un CCD KAF-0402ME. Le spectre était particulièrement étroit sur le CCD, de l'ordre de 1,4 pixel à mi-hauteur, ce qui est sévère pour ce type de test. La variation est assez différente de celle relevée sans les microlentilles, avec des fréquences plus élevé, et aussi plus facile à moyenner.

Conclusion : le montage avec un cube séparateur à bien jouer son rôle. Par rapport à un trou percé l'étoile est toujours visible, ce qui facilite le guidage, mais la moitié du flux est perdue (dans l'avenir un cube envoyant par exemple 80% du flux vers la fibre et 20% vers la caméra de guidage est envisageable). Le rendement de l'ensemble de la fibre + dispositif de centrage est ici de 9%. La perte en détectivité correspondante est de 2,5 magnitudes par rapport au montage direct du spectrographe sur le même télescope et l'usage d'une fente longue (MERIS est un spectrographe relativement compact, rendant l'opération possible sur pas mal de télescopes amateurs - mais pas sur les SC, ce qui est une grosse carence et qui justifie les travaux sur les fibres). Un gain significatif est attendu en adoptant un dispositif de centrage à miroir percé mais avec une facilité de guidage moins bonne. Le faible rendement de la fibre n'est pas entièrement compris à ce stade. Un fibre optique du type à saut d'indice est un impératif. Enfin, nous avons mis en évidence le possible danger de faire des erreurs photométriques systématiques avec une fibre suivant l'orientation du spectre par rapport au détecteur et suivant l'échantillonnage.

 

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