LES SPECTROGRAPHES TYPE LITTROW
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Sommaire :
1. OBJET
2. CARACTERISTIQUES TECHNIQUES
PRINCIPALES
3. TEST DE LA VERSION BASSE RESOLUTION
3.1.
Description
3.2. Calcul du rendement
3.3.
Premiers résultats
3.4.
Calcul du rapport signal sur
bruit
3.5. Calibration
3.6.
Conclusion partielle
4. TRAITEMENT DE SEQUENCES DE
SPECTRES
4.1. Le pré-traitement (méthode
manuelle)
4.2. Le pré-traitement (méthode
automatique)
4.3. Importation de l'image spectrale
1-D
4.4.
Calibration spectrale
4.5.
Correction de la vitesse radiale
4.6.
Normalisation
4.7. Calibration radiométrique
4.8.
Retrait des raies telluriques
4.9.
Calibration en flux
4.10. Retrait du continuum
5. OBSERVATION D'OBJETS PRESENTANT
UNE SURFACE ANGULAIRE
5.1. Importance de la fente
5.2. Procédures d'acquisition
et de traitement
5.3. Exemples
L'objet de cette page est la description de la réalisation de spectrographes de type Littrow. Ce modèle est relativement simple à construire, ce qui constitue un bon moyen de démystifier la spectrographie, puis d'en montrer tout l'intérêt. En associant un spectrographe à une caméra CCD les amateurs ont en main la possibilité d'obtenir des données spectrales scientifiquement exploitables (voir par exemple le projet étoiles Be sur ce site). Même avec un télescope d'un diamètre aussi modeste que 100 mm il est parfaitement envisageable d'étudier utilement un grand nombre d'étoiles. La force des amateurs, comme bien souvent, vient de leur nombres et de leur capacité à observer des objets sur une longue période, ce qui n'est pas toujours possible dans le monde professionnel. C'est ainsi qu'une collaboration amateur/professionnel prend tout son sens, malgré la relative petitesse des instruments d'amateurs. Bien sur, l'expérience montre que l'acquisition de données spectrales valides nécessite plus que jamais une certaine rigueur et une bonne méthodologie de la part de l'observateur, mais il n'y a rien d'insurmontable loin s'en faut, cela d'autant plus que, toujours à la lumière de l'expérience, il apparaît que ce domaine si important de l'astronomie se révèle très motivant puisqu'il permet d'aborder l'astrophysique depuis son jardin. Très excitant !
2. CARACTERISTIQUES TECHNIQUES PRINCIPALES
Plusieurs prototypes de spectrographe Littrow ont été construit (Robert Delmas, Christian Buil, Thierry Maciaszek ) les résolution spectrale vont de 500 à 10000 suivant le modèle. L'un de ces spectrographe est utilisé depuis 1999 sur le programme de surveillance des étoiles Be. Le plus récent est aussi le plus résolvant (R=10000, cliquer ici pour des détails).
Le principal paramètre à définir lors de la conception d'un spectrographe est la résolution spectrale. Celle-ci doit être choisie en fonction du type d'observations et d'astres visés, car il n'existe pas de spectrographe universel qui permet de tout faire. Par exemple, qui dit une haute résolution dit observations qui ce cantonne à des astres relativement brillants pour compenser la forte dilution de la lumière dans un spectre très étalé.
Une version basse résolution (R=dl/l=1000 environ) donne accès au spectre d'objets de faibles éclats. Le domaine d'application couvre alors l'étude spectrophotométrique des étoiles variables, l'évolution dans le temps des novae ou de certaines supernovae, l'analyse du spectre des satellites planétaires les plus brillants, l'étude des comètes...
La haute résolution spectrale équivaut à agrandir une région particulière du spectre afin par exemple d'analyser l'évolution temporelle du profil d'une raie (cas du programme de surveillance des étoiles Be avec l'observation de la raie H-alpha). Indiscutablement, c'est ce type de spectrographe haute résolution qui permet d'obtenir des résultats le plus immédiatement utilisables dans le cadre d'un programme conjoint amateurs/professionnels. Mais la basse résolution ne doit pas être négligé pour autant car c'est elle seule avec les télescopes d'amateurs qui permets d'accéder à des objets tels que des variables actives faibles, des novae, des comètes...
Pratiquement (et en première approximation), la distinction entre un spectrographe basse résolution et haute résolution se situe au niveau du nombre de traits par millimètre du réseau à diffraction utilisé et à la distance focale de l'objectif/collimateur. Ce dernier paramètre détermine aussi l'encombrement et la masse du spectrographe et donc, sa capacité d'emport sur un type de télescope donné. Pour fixer les ordres de grandeurs, une version prototype du spectrographe basse résolution comprend un objectif photographique de 35 mm de focale (Nikon à F/2) et un réseau de 600 traits/mm (origine Edmund Scientific). La version utilisé sur le programme d'étoiles Be (magnitude limite 8 avec un télescope de 200 mm, avec R=7000) comprend un objectif de 180 mm de focale (Nikon à F/2.8) et un réseau de 1200 traits/mm. Le spectrographe Littrow à R=10000 utilise quant à lui un doublet achromatique de 300 mm de distance focale et un réseau de 1200 traits/mm (magnitude limite de 6 avec un télescope de 200 mm de diamètre). Il existe cependant une limite supérieure pour la valeur de la distance focale, imposée par la dimension du réseau (et son prix) et aussi par la masse. Au delà d'un certain poids le spectrographe doit être déposé au pied du télescope et il faut amener la lumière au travers d'une fibre optique.
La figure ci-après montre le spectrographe à R=7000 (dispersion du spectre de 0,38 A/pixel - montage en bois) en place au foyer Newton d'un télescope CN-212 Takahashi.
La disposition optique adoptée pour
le spectrographe est donc du type Littrow car elle optimise l'encombrement et le coût
(le même objectif photographique sert à la fois de
collimateur et d'objectif de chambre). En mode Littrow les angles
d'incidence et de diffraction de la lumière sur le réseau
sont quasi identiques (pour plus d'informations sur la constitution
d'un spectrographe en général cliquez
ici).
Souvent les petits
télescopes d'amateur le spectrographe est utilisé avec une fente d'entrée large
(largeur de quelques millimètres). La fonction fente traditionnelle
d'un spectrographe est réalisée ici par l'étoile
elle-même, qui est considérée comme un point
au foyer du télescope. Cette disposition, dite a fente large, évite
d'avoir à positionner très précisément
l'image de l'étoile au foyer, ce qui octroi gain de temps
de pointage et permet d'exploiter le spectrographe avec des montures
justes stables. De plus, avec une fente large le rendement photométrique
est maximalisé (avec une fente fine de quelques dizaines
de micron une partie du flux incident est bloqué à
l'entrée du spectrographe, il en est de même avec un
spectrographe à fibre optique). En contre partie, l'usage
d'une fente large oblige à un travail supplémentaire
au stade de la calibration spectrale et limite la précision
de cette calibration (rappel : la calibration spectrale consiste
à associer une longueur d'onde à un numéro
de pixel).
Schéma en 3D montrant les différents constituants.
Le boîtier ouvert du spectrographe haute résolution (version R=7000). Celui est monté au foyer Newton d'un télescope Takahashi CN-212. L'objectif photographique du spectrographe est un modèle Nikon de 180 mm de distance focale. Le réseau est un Edmond Scientific de 1200 traits/mm. Pour la description d'un spectrographe encore plus résolvant, cliquer ici.
Un autre prototype (version R=5500) sur une lunette Takahashi FSQ-106 (noter la présence d'un comparateur pour assurer une focalisation précise). L'objectif photographique est cette fois un 135 mm de marque Olympus.
Test de résolution d'une version à R=5000 environ (dispersion de 0,515 A/pixel) sur une petite portion du spectre de l'étoile Zeta Cephée (type spectral K1) au voisinage du doublet du sodium (D1-D2). La longueur d'onde de ces raies est 5889.97 et 5895.94 A. Le doublé, écarté de 6 A environ, est parfaitement séparé. Une petite raie est même visible à l'intérieur, ce qui dénote le bon pouvoir séparateur du spectrographe. Le pouvoir résolvant est estimé ici à R=5500.