Le spectrographe LORIS
The LORIS Spectrograph

LORIS (LOw Resolution Imaging Spectrograph) est un spectrographe de haute efficacité. Il fonctionne avec une résolution R=290 pour des pixels de 9 microns à la longueur d'onde de 6500 angstroms et pour un seeing (ou une fente) de 3 secondes d'arc de large (R=200 @ 6563 A pour des pixels agglomérés de 18 microns). Le CCD est un KAF-1602E de Kodak disposant de 1536 pixels selon l'axe de la dispersion. La clef de la définition de LORIS est la capacité de former sur la même trame CCD l'image d'ordre zéro (c'est-à-dire de la fente d'entrée), le spectre d'ordre 1 et une partie du spectre d'ordre 2. Cette configuration est très pratique pour centrer les objets. De plus, le fait qu'il n'y ai aucune pièce mobile facilite l'usage tout en améliorant la qualité des étalonnages (meilleure photométrie potentielle).

LORIS (acronym for LOw Resolution Imaging Spectrograph) is a high-throughput spectrograph. It is operated at resolution R=290 @ 6500 angstroms for 9-microns sized pixels and a 3" arcsec seeing or wide slit (R=180 for binned 18-microns pixels). The CCD is a KAF-1602E with 1536 pixels along dispersion axis (Audine CCD camera). The key concept of LORIS is the habitability to image in the same CCD frame the zero-order, the first-order and part of the two-order spectra. This is very efficient for a fast pointing of the object relative to the adjustable entrance slit with no mobile part of the spectrograph.

Le collimateur est une optique photographique Nikon de 50 mm à f/1,8 et l'objectif de caméra une optique Nikon de 35 mm à f/2 (le grandissement d'ensemble est ainsi de 35/50=0,7). Le réseau est un modèle à transmission Richardson (http://gratinglab.com) distribué en France par BFi OPTILAS (4, allée du Cantal-CE1834, 91018 EVRY CEDEX - Tél : 01 60 79 59 00). Il est gravé de 300 traits/mm avec une longueur d'onde de blaze de 5800 angstroms et a une taille de 25x25x6 mm. Il est référencé REF 5499FL-770. Son prix est de 350 Euros (HT) environ.

The collimator is a 50-mm f/1.8 Nikon photographic lens and the camera objective is a 35-mm f/2 Nikon lens (so the demagnification is of 50/35=1.43). The grating is a transmission Richardson model (http://gratinglab.com) REF 5499FL-770 of 25x25x6 mm with 300 grooves/mm blazed to 5800 angstroms (cost nearly $350).

Les images suivantes montrent LORIS au foyer d'une lunette Takahashi de 128 mm de diamètre (focale de 1040 mm). Noter la disposition d'un filtre d'ordre juste après le collimateur et la possibilité d'agir sur la bague de mise au point de l'objectif de caméra au travers d'une petite trappe. L'angle de diffraction pour la longueur d'onde centrale de 5000 angstroms du spectre est de 8,6°. La longueur d'onde centrale est celle présente au centre du CCD dans le spectre d'ordre 1.

The following images show LORIS attached to a Takahashi 128-mm refractor (F=1040 mm). Note the implementation of the order filter just after the collimateur and the possibility to adjust the focus of the camera lens through a small hole in the spectrograph structure. The central diffractive angle is of 8.6° for central wavelength of 5000 angstroms.

    
Schémas de principe du spectrographe LORIS (dessin S. Rondi).

L'image suivante, acquise en binning 2x2 (échantillonnage spectral de 16,9 angstroms/pixel) a été réalisée au foyer de la lunette de 128 mm. Elle est caractéristique. On voit que la dispersion spectrale a été choisie soigneusement pour que l'image blanche de la fente soit visible en même temps que l'ensemble du spectre d'ordre 1 compte tenu de la taille du capteur CCD disponible. Le spectre d'ordre 2 recouvre le spectre d'ordre 1 à partir de la longueur d'onde de 7600 angstroms environ. Cette image, réalisée au moment de la Pleine Lune en faisant la somme de 5 clichés de 20 secondes, est la toute première lumière du spectrographe LORIS, le 18 mars 2003.

Typical image acquired with LORIS with a bin 2x2 (spectral sampling of 16.9 angstroms/pixel) and the 5-inch refractor. The magnitude 5.97 star HD124953 is visible at the right site at the center of relatively narrow slit zero-order image. The visible part of the spectrum is at the center of the CCD. The second-order spectrum overlap the first-order spectrum near the 7600 angstroms. The observation is made at the full-moon date. This sum of five elementary 20-seconds exposure is the very first light of LORIS spectrograph the March 18, 2003.

Ci-après, le spectre de la même étoile mais en mettant le filtre d'ordre orange dans le faisceau optique de manière à bloquer toutes les longueurs d'onde inférieures à 5650 angstroms. Ceci permet d'étudier la partie infrarouge du spectre de HD124953. La forte baisse de signal à l'extrême bord droit du spectre est provoqué par un vignettage optique de l'objectif de caméra (un modèle plus ouvert que f/2 serait souhaitable, mais le prix...). Le spectre n'est plus vignetté pour des longueurs d'ondes plus courtes que 9000 A avec un faisceau d'entrée à f/8 provenant du télescope.

The same star spectrum with the order filter for isolate the first-order infrared part. The order filter is a high pass red filter : the wavelength below 5650 A are blocked.

Le profil spectral de l'étoile HD124953 avec et sans filtre d'ordre dans le faisceau optique. Le nombre de compte (pas codeurs) par éléments spectraux de 16.9 angstroms en moyenne et pour un temps de pose est donné.

The spectral profile of HD124953 with and without the order filter in the optical beam. The pixel count per pixel sample of 16.9 A and for an exposure time of one-second is given.

La fusion du spectre visible (obtenu sans filtre d'ordre) et du spectre infrarouge (obtenu avec un filtre d'ordre) au voisinage de la longueur d'onde de 7500 angstroms. La fusion a été faite avec la commande L_MERGE de Iris et le reste du traitement avec le logiciel VisualSpec de Valérie Desnoux.

The fusion of the visible part (without order filter) and the infrared part (with order) near the 7500 angstroms wavelength. The merging is made with L_MERGE command of Iris and the complementary processing with Valerie Desnoux's VisualSpec software.

Le tableau suivant donne l'efficacité totale de l'instrument à 6000 angstroms, atmosphère incluse, lors de l'observation de HD124953. Par exemple, pour trouver le facteur de transmission de la lunette on élève à la puissance du nombre de dioptres rencontrés la transmission d'un dioptre élémentaire (0,985⁴=0,94) :

Efficiency of the total instrument at 6000 angstroms (atmosphere included at the time of the observation of HD124953):
 

Le graphe suivant est la courbe d'efficacité spectrale mesurée de l'ensemble lunette + spectrographe + atmosphère, définie comme le rapport du nombre d'électrons enregistré et le nombre de photons incident au dessus de l'atmosphère dans une aire de 128 mm de diamètre. L'efficacité du spectrographe seul (hors télescope et atmosphère) est évaluée à 25% à 6500 angstroms, ce qui est une valeur très honnête pour ce type d'instrument. Cliquer ici pour des détails sur le calcul du throughput d'un spectrographe (le throughput est le terme anglais généralement utilisé pour d'écrire le rendement photométrique d'un l'instrument optique). Cliquer ici pour télécharger la réponse instrumentale typique de LORIS.

Measured throughput of the spectrograph, the refractor and atmosphere combination defined as the ratio of electrons detected at the CCD to the number of incident photons above the atmosphere. The throughput of LORIS spectrograph only at 6500 angstroms is of 25% (telescope transmission and atmospheric extinction removed). Click here for details about throughput calculation. Click here for download the typical instrumental responsivity of LORIS.

Ci-après le spectre de l'étoile Vega de type A0V avec un échantillonnage de 8.0 A/pixel.  La loi de dispersion de départ mesurée du spectre est  l = -4.0274.10-4 . x² + 8.8439 . x + C (x=numéro du pixel). Le continuum est normalisé à 5500 A (cliquer ici pour télécharger ce spectre).

Below the spectrum of the A0V star Vega for the sampling of 8.0 A/pixel (CCD bin of 1x1). The original measured spectral dispersion low is l = -4.0274.10-4 . x² + 8.8439 . x + C (x=pixel number). The continuum is normalized to 5500 A (click here for download this spectra).

La magnitude limite espérée à la longueur d'onde de 6500 A en fonction du diamètre du télescope pour une étoile de type spectral A0V, une brillance de ciel de 18 par seconde d'arc carré, une heure de pose et un rapport signal sur bruit de 10 :

The expected limit magnitude at wavelength 6500 angstroms as function of the telescope diameter for an A0V star, a 18 magnitude/arcsec² sky, a one hour exposure and a signal to noise ratio of 10 is:

On vérifie le calcul de la magnitude limite atteinte sur une observation du quasar 3C273. La magnitude du quasar est estimée à V=12.5 au moment de l'observation. L'observation est faite en binning 2x2 avec LORIS attaché à la lunette Takahashi de 128 mm de diamètre, 5,96 avril 2003. Le temps d'intégration  total est décomposé en 20 expositions de 2 minutes et 20 expositions de 4 minutes. Le temps de pose cumulé est donc de 2 heures.

To checks the calculation of limits magnitude reached we use the following observation of the quasar 3C273. The magnitude of the quasar is estimated at V=12.5 at the time of the observation. The observation is made in binning 2x2 with LORIS attached to the Takahashi 5-inch diameter refractor. The total integration time is broken into 20 x 2 minutes exposures and 20 x 4 minutes exposures. The cumulated exposure time is thus 2 hours.

Le spectre en 2-D avant et après soustraction du fond de ciel. La pollution lumineuse par l'éclairage urbain est sévère et domine la faible éclat du quasar. La procédure de retrait du fond de ciel est cependant efficace et permet de bien révéler la nature du spectre de 3C273. La raie en émission H-alpha est déjà perceptible sur des poses de 4 minutes. La raie H-beta est plus délicate car elle se situe dans un pic de pollution. Cliquer ici pour une description détaillé du prétraitement des spectres de 3C273.

The 2-D spectrum before and after subtraction of the sky background. Luminous pollution by urban lighting is severe and dominates the weak glare of the quasar. The procedure for removal the sky is however effective and makes it possible to reveal the nature of 3C273. The emission line H-alpha is already perceptible on some 4 minutes exposure. The H-beta line is more delicate because it is located in a peak of pollution. Click here for a detailed description of the preprocessing pipeline of the 3C273 spectra.

A gauche, le spectre brut de 3C273, à droite le spectre calibré. La position de la raie H-alpha mesuré est 7591 angstroms alors que normalement la position est 6563 angstroms. Le décalage vers le rouge est donc de 1028 angstroms, soit un z égal à 1028/6563 = 0,157 +/- 0,002. La valeur admise pour ce quasar est z=0,1575. Comparer cette observation avec celle faite en 1999 avec un montage sans fente. Pour d'autres spectres de galaxies à noyau actif, cliquer ici.

Left, the raw spectrum of 3C273, right the calibrated version. The measured H-alpha line position is  7591 angstroms. The normal rest value is 6563 angstroms. So the redshift is of 1028 angstroms en the z value 1028/6563 = 0,157 +/- 0,002 for an admitted value of 0.1575. Compare this result to a 1999 slitless observation. For more spectra of AGN click here.

Ci-après un test de résolution spectrale sur la nébuleuse planétaire M57 (échantillonnage de 16,7 A/pixel). En haut avec une fente large (compositage de 14 poses de 2 minutes), en bas avec une fente étroite (compositage de 8 poses de 2 minutes) :

M57 spectral resolution test (spectral sampling of 16.7 A/pixel). Up with a wide slit (add of 14 frames exposed 2 minutes each), down a narrow slit version (add of 8 frames exposed 2 minutes each) :

Une autre exemple, celui de l'étoile Beta Lyrae réalisée en binning 2x2 (échantillonnage spectral de 16,7 A/pixel). La résolution spectrale est celle attendue (R=200 à 6563 angstroms) :

Another example: the peculiar star Beta Lyrae at the 16.7 A/pixel spectral sampling (R=200 @ 6563 angstroms):

La séquence suivante montre  l'allure du spectre de Messier 42 (grande nébuleuse dOrion) en fonction de la largeur de la fente. Dans l'image ci-après la fente est de 0,82 mm de large et les raies spectrales d'émission du gaz sont très large : c'est un pur effet instrumental.

Messier 42 as function of the slit width. Below zero-order image and spectrum for a 0.82 millimeters wide slit and 16.9 A/pixel spectral sampling.

Le spectre de M42 avec une fente de 0,25 mm de large :

Messier 42 spectrum with a 0.25 mm wide slit:

Le spectre de M42 avec une fente de 0,03 mm de large (noter que par chance les principale raies nébulaires se situent en dehors des raies de la pollution - ces observations on été faites en ville) :

Messier 42 spectrum with a 0.03 mm wide slit (note: the major nebulae lines are outside the pollution lines):

La région infrarouge seulement du spectre de M42 :

Messier 42 infrared spectral region only:

Une tentative de séparation des spectres d'ordre 1 et 2 en utilisant un disperseur croisé juste en avant de l'objectif de caméra. Ce disperseur auxiliaire est un petit prisme de 5° d'angle au sommet. La dispersion qu'il produit est perpendiculaire à celle du réseau à diffraction. C'est le principe de base des spectrographes Echelles.

A tentative to spatially separate the first-order and second-order spectra with a cross-disperser installed in front the camera objectif lens. This auxiliary disperser is a small 5-degrees angle prism. The dispersion produced is perpendicular to the principal dispersion of the grating. This is the basic principle of Echelle Spectrograph.

Quelques évolutions : (1) Il est possible d'employer un caméra équipé d'un CCD type KAF-0400, bien plus économique que le KAF-1600. Dans ce cas il faut remplacer le réseau de 300 traits/mm par un réseau de 150 traits/mm. Les performances globales demeureront proches. (2) Le dispositif est peu coûteux si le réseau professionnel Richardson est remplacé par un simple réseau blazé Jeulin sous cache diapositive. Ici encore les performances demeurons de bonnes factures. (3) L'observation simultanée de l'image d'ordre 0 et du spectre laisse entrevoir la possibilité de réaliser un autoguidage, du type post-guidage après chaque acquisition d'images, ou du type temps réel si deux capteurs indépendants sont utilisés de concert (un CCD pour le spectre et un petit CMOS pour l'image de la fente par exemple).

Some evolutions. (1) The use of a KAF-400 CCD (768x512 pixels) is possible if the 300g/mm grating is replaced by a 150 g/mm for performance very similar at bin 1x1. (2) The setup is very economical if a Jeulin transmission grating is used in place of the professional Richardson grating. (3) The simultaneously observation of the spectrum and the zero-order offer a possible solution for autoguiding - post-autoguiding after each elementary frame acquired or real time guiding if two detectors are used (CCD for spectrum and a small CMOS device for the star image, for example).

Ci-après, exemple d'utilisation de LORIS avec un Appareil Photographique Numérique (APN) Nikon COOLPIX 950 à la place de la caméra Audine (des pages consacrées à l'utilisation astronomique de cet APN sont ici). On obtient une image directement en couleur du spectre. Le zoom est réglé à la focale de 7 mm. Ce grand champ permet de couvrir de nombreux ordres simultanément. Il s'agit du spectre d'une lampe de poche OSRAM DULUX MOBIL. Pour une identification des raies de ce spectre, cliquer ici. Cliquer dans l'image pour agrandir. Noter le blaze très efficace du réseau utilisé (le spectre d'ordre +1 est largement plus lumineux que le spectre d'ordre -1).

Below, an example the Audine camera is replacer by a Nikon Digital Camera COOLPIX 950. The zoom of the camera is adjusted at the focal length 7 mm. Numerous diffraction ordre are visible. The source is a pocket torch OSRAM DULUX MOBIL.Click here for lines identification. Click on the image for enlarge. Note the efficient blaze of the grating used (compare order -1 and order +1)..

Même spectre et même équipement mais avec une focale de 17 mm pour le zoom du COOPIX 950.

Same spectrum and apparatus, but for a 17-mm focal length for the COOLPIX 950 zoom.

Spectre à pleine résolution de la lampe OSRAM (focale de 21 mm). A la suite on trouve le spectre d'une lampe neon et le spectre continu d'une lampe halogène (cette lampe est utilisé pour l'étalonnage en flux). La limite rouge de sensibilité du CCD équipant le COOLPIX 950 est proche de 7100 angstroms.

Full resolution spectrum of OSRAM lamp (focal of 21 millimeters). The following spectra are from a neon lamp and a halogen continuum lamp (used for flux calibration). The red sensitivity limit of the COOLPIX 950 CCD detector is near the wavelength 7100 angstroms.

Quelques observations astronomiques de LORIS associé avec un appareil photographique numérqiue du commerce à objectif non démontable. Le spectre de l'étoile Beta Lyre observé avec le temps de pose maximal de 8 secondes autorisé par le Nikon COOLPIX 950 (c'est une pose unique). Le spectrographe était au foyer d'une lunette de 120 mm de diamètre (F/D=8,5). Le graphe à gauche montre la réponse spectrale relative des trois plans couleurs rouge, vert et bleu. On remarque une remonté de la transmission du filtre rouge dans le bleu, ce qui est assez classique compte tenu de la nature des filtres disposés en avant de chaque pixels (filtres organiques). Sur le graphe de droite on a le profil spectral complet de Beta Lyre obtenu en additionnant les canaux rouge, vert et bleu. Les raies en émission de cette étoile sont détectées.

Some astronomical observations of LORIS associated with a commercial digital camera (no removable objective lens. The spectrum of the star Beta Lyrae observed with the 8 seconds maximum exposure time authorized by Nikon COOLPIX 950 (it is a single shot). The spectrograph is at the focus of a 120-mm refractor (F/D=8,5). The graph on the left shows the relative spectral response of the three colors planes red, green and blue. One notices a slight the transmission of the red filter in blue, which is rather traditional taking into account the nature of the filters in front of each pixels (organic filters). On the graph of right there is the complete spectral profile of Beta Lyrae obtained by adding the channels red, green and blue. The emission lines of this star are detected.

Ci-après le spectre de l'étoile super-géante rouge Alpha Hercule après une pose unique de 8 secondes. Le zoom du COOLPIX 950 est réglé à la focale de 21 mm pour ces prises de vues.

Hereafter the spectrum of the super-geant red star Alpha Hercule after 8 seconds integration time (single exposure, no-stacking). The zoom of the COOLPIX 950 is adjusted at the 21 mm focal length.

Les applications de LORIS sont : la spectrophotométrie d'étoiles variables, la surveillance d'étoiles actives comme les Be ou les SS-Cyg, le suivi de l'évolution de novae sur une longue période de temps, l'analyse de l'évolution gazeuse des comètes, la taxonométrie des astéroïdes... Il y a aussi un fort intéret pédagogique car le montage permet de bien comprendre le fonctionnement d'un spectrographe, il est facile à utiliser et des observations spectaculaires sont possibles sur des télescopes de taille modérée, comme par exemple le décalage dans le rouge des brillants quasars ou de galaxies. La présence d'une fente réglable à l'entrée du spectrographe rend possible ces observations en ville.

The scientific interest of LORIS setup are: spectrophotometry of variable stars, survey of active stars like the Be-stars or the SS-Cyg stars, tracking the spectral evolution of novae along a large period of time, analyse the evolution of gas-emission in comets, catalog taxonometry of asteroids. There is also a large pedagogic interest : the spectrograph is easy to construct, easy to use, you can measure of redshift of bright quasars and galaxies, ... The presence of an adjustable slit at the entrance of the spectrograph permit efficient observation under city conditions.

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