Stage de spectrographie - Session 2 (3/4)

LA CONSTRUCTION D'UN SPECTROGRAPHE

Alain - La taille n'a plus tellement plus d'importance puisque justement tu utilise une fibre optique qui évite d'avoir à accrocher le spectrographe au télescope !

Aude - Tu as complètement raison. A partir du moment où le spectrographe devient imposant il ne peut être adapté au foyer du télescope et il faut le déporter à ces pieds. Mais dans le cas du petit spectrographe que nous venons de dimensionner et jusqu'à environ R=7000 à 8000 on peut encore envisager un montage direct sur le télescope. Je vous proposerais dans un instant une solution optique qui permet de compacter plus encore notre instrument.

Raymond - Tu peux cependant nous en dire plus sur l'usage des fibres ?

Aude - Le schéma d'utilisation d'une fibre est le suivant :

L'entrée de la fibre optique est placée au foyer du télescope et le but du jeu est d'amener la lumière de l'étoile à l'intérieur de cette fibre. Ce n'est pas une mince affaire lorsque le diamètre de la dite fibre n'est que d'une centaine de micron. Un dispositif de guidage doit être installé qui permet de voir simultanément l'entrée de fibre et l'étoile. Lorsque l'étoile disparaît du champ, c'est que sa lumière pénètre dans la fibre. L'objectif est alors atteint. Il est possible de faire un guidage à l'oeil durant le temps de pose, mais c'est terriblement fastidieux. Une caméra sera bienvenue. Une webcam par exemple fera l'affaire si on vise des étoiles brillantes.

Le diamètre de la fibre doit être adapté à la taille des étoiles au foyer et aux caractéristiques du spectrographe. La tendance naturelle est d'utiliser une fibre de diamètre important pour être sur que toute la lumière va y entrer, même en présence d'une forte turbulence atmosphérique ou de petits problèmes de guidage. Mais attention, une grosse fibre n'est pas sans conséquence sur la résolution spectrale du spectrographe. Il faudra choisir un compromis. Avec des télescopes amateurs d'une focale jusqu'à deux mètres, une fibre de 100 à 200 microns est un bon choix. La mise en oeuvre de fibres plus petites que 100 microns est assez problématique. A éviter.

Christian - Quelle peut être la longueur maximale de la fibre. Cela m'inquiète de voir la faible lueur d'une étoile transportée dans un aussi petit tube.

Aude - Pas trop de soucis avec cela, la transmission de la plupart des fibres, notamment celles en silice, permet de transporter avec des pertes négligeables le flux sans encombre sur une longueur de plusieurs mètres. Certaines fibres en matériau organique absorbent un peu plus la lumière dans certaines régions du spectre, mais pour le visible, il n'y a pas vraiment de soucis.

Raymond - C'est facile d'utiliser une fibre pour un amateur ?

Aude - Une difficulté des fibres, outre le guidage qui doit être soigné, vient de la nécessité d'avoir des extrémités bien planes et parfaitement polie car sinon il y a de grosses pertes par réflexions à l'entrée et à la sortie. Il faut faire aussi attention au rapport d'ouverture du faisceau que l'on injecte. Un télescope ouvert à F/D=4 ou 5 sera idéal. Avec un télescope plus fermé, disons à partir de F/D=10, l'efficacité de la fibre chute vite, parfois de plusieurs dizaines de pourcent. Lorsque le télescope est trop fermé, il y a la possibilité d'ajouter une petite lentille de focalisation juste en avant de la fibre, mais c'est une complication technique. Le problème d'ouverture se retrouve à la sortie de fibre : sans l'ajout d'une petite lentille quelques millimètres en avant de l'ouverture de fibre il faut que le spectrographe soit conçu pour accepter sans vignettage des faisceaux ouverts à f/4 ou f/5. Je vous signale aussi qu'il existe deux types de fibres : les monomodes et les multimodes. Seules les secondes sont utilisables pour notre application. J'ajoute encore qu'une fibre c'est fragile : pas question de marcher dessus à moins quelle soit enrobée dans un gainage très robuste. Attention aussi aux manipulations : une fibre ça ne se plie pas à 90° car ça casse !

Alain - Ben dites donc, je suit votre conversation, et je trouve que ce n'est pas un cadeau votre histoire de fibre !

Aude - Oui, mais les fibres sont un passage obligé pour utiliser des spectrographes de grandes dimensions, très stables mécaniquement, permettant de réaliser des travaux de haute précision et cela généralement avec une grande dispersion spectrale. L'usage des fibres permet aussi de résoudre élégamment des problèmes tels que l'étalonnage en longueur d'onde ou la mesure du niveau du fond de ciel autour de l'étoile étudiée. Ce sont des opérations que nous analyserons dans la troisième session de ce stage.

Malgré tout l'emploi des fibres reste assez délicat, je le reconnais. Notamment, le système de guidage de l'étoile à l'entrée de la fibre est un dispositif pas très aisé à réaliser. Il faut par exemple, dans certaines configurations, être en mesure de percer d'un trou minuscule un miroir réfléchissant par lequel on fait passer la fibre. En outre, même avec une réalisation de qualité, le rendement global d'une fibre n'est pas de 100% et il faut admettre que vous aller perdre typiquement 30% d'un flux qui aurait normalement dû entrer dans le spectrographe.

Pour un petit spectrographe comme celui qui nous sert d'exemple, l'usage d'une fibre ne se justifie pas. Le spectrographe tout équipé avec la caméra CCD pèse de l'ordre de 3 kg, ce qui permet de l'accrocher sans trop de difficulté au foyer de nombreux télescopes d'amateur.

A titre de révision, voici une réalisation où l'ensemble de la structure est en bois (du contre-plaqué de 20 mm pour la base pour assurer une certaine rigidité).

Quelques équerres de metal complètent l'ensemble (cliquez sur l'image pour l'agrandir). Il faut bien veiller à l'étanchéité à la lumière (peinture noire mate de rigueur)... L'objectif de 135 mm pour le collimateur a été acheté d'occasion pour 120 Euros. L'objectif de caméra est le modèle Nikkor de 50 mm à f/1,4 (480 Euros neuf, mais ca peu être trouvé d'occasion). L'objectif est monté sur la caméra Audine en utilisant un bouchon plastique de protection arrière d'optique photo Nikon (cela fait nous fait une baïonnette pas cher).. Ce bouchon est percé et collé avec de l'Araldite sur une bague macro-photo 42 mm à vis (facile à trouver sur le marché de l'occasion, par exemple Boulevard Beaumarché à Paris). La fente est une pièce à mouvement micrométrique récupéré sur un vieil appareil, les lèves étant constituées de deux lames de rasoir. Le réseau à diffraction provient de Edmond Industrial Optics, modèle NT46-075. Sa taille est de 30x30 mm. La surface gravée comporte 600 traits/mm et il est blazé (optimisé) pour la longueur d'onde de 5000 angstroms. Le prix de cette pièce optique est de 110 Euros. Hors caméra CCD, au total il y en a pour 760 Euros, sachant que le gros du budget est pour l'objectif de la caméra... peut être déjà dans un de vos tiroirs. En complément de ce cours, cliquer ici pour vous diriger sur une page qui montre un formulaire illustré permettant de calculer rapidement les paramètres de ce spectrographe.

Christian - Et tout ceci peut être monté sur un télescope ?

Aude - Oui, et je le prouve !

Il y en a de toutes les tailles. Il est à souligner qu'une configuration avec un vieux Celestron 8 sur monture GP-DX (en haut, à gauche) tiens parfaitement la route. En bas à droite, le spectrographe est monté sur le télescope de 60 cm du Pic du Midi, avec une combinaison optique adaptée pour tenir compte de la forte ouverture relative de cet instrument. Cliquez ici pour avoir d'autres informations détaillées sur ce spectrographe.

Alain - Tout ceci parait raisonnablement faisable. Je voudrais cependant revenir sur un point technique qui me chiffonne encore un peu. Au début tu nous as parlé de fente d'entrée, puis de trou et ensuite de fibre. J'ai du mal à y voir clair. Pourquoi utiliser une fente au juste ?

Aude - C'est vrai, j'ai un peu dévié. Il faut que je vous parle absolument de la fonction d'une fente dans un spectrographe. Une fente, c'est comme un trou allongé ! Il faut imaginer la fente comme un ensemble de trous alignés jointifs le long d'un axe qui est perpendiculaire à la dispersion. Voici l'allure du spectre observé en fonction de la forme de l'ouverture d'entrée du spectrographe :

 En bas, on a un trou unique et le spectre correspondant qui est un simple trait coloré très étroit. Au centre, on trouve un ensemble de trous alignés et chacun donne un spectre sur le CCD. Ces trous pourraient être les arrivées d'autant de fibres optiques individuelles, l'un des fibres pointant sur une étoile, l'autre sur le fond de ciel voisin, l'autre encore sur une lampe spectrale d'étalonnage, ... si bien que l'on enregistre alors en une fois plusieurs spectres simultanément. On haut, on trouve un spectre de fente. La largeur du spectre suivant l'axe perpendiculaire à la dispersion est directement fonction de la hauteur de la fente. La résolution spectrale est quand à elle liée à la finesse de cette fente. Cette dernière configuration est dite à fente longue.

L'intérêt d'une fente par rapport à un simple trou est que l'on peu toléré durant la pose un déplacement de l'objet étudié le long de la dite fente, c'est à dire suivant l'axe transverse à la dispersion. Le spectre sera donc élargie dans la direction perpendiculairement à la dispersion, mais ce n'est pas grave car nous verrons lors de la deuxième session qu'il est simple de se ramener à un spectre filiforme par traitement d'image.

Voici par exemple le spectre typique d'une étoile observé avec un spectrographe utilisant une fente longue du doublet du sodium, dans la partie jaune. Le spectre est étalé suivant l'axe transverse à la dispersion, mais la résolution spectrale reste intacte :

Après l'observation de l'étoile vous pouvez éclairer la fente avec une lampe spectrale, qui émet un ensemble de raies à des positions très précisément déterminées et que l'on trouve dans des tables, ici le spectre du néon :

Si vous ne touchez pas au spectrographe entre ces deux prises d'images, leur analyse permet d'étalonner en longueur d'onde très précisément le spectre de l'étoile, c'est à dire attribuer à chaque pixel une valeur de longueur d'onde.

De plus, avec une fente longue on réalise le spectre de tous les points de l'image au foyer du télescope le long de cette fente. Par exemple il est possible d'étudier l'allure du spectre de long d'une coupe d'un objet étendu, comme une nébuleuse ou une comète.

Christian - Comme pour le trou, plus la fente sera fine, meilleure sera la résolution spectrale ?

Aude - Oui, mais la limite est la quantité de lumière qui rentre effectivement dans le spectrographe. Par exemple si la projection sur le ciel de la fente sous-tend un angle de 2 secondes d'arc et si le seeing est de 2 secondes d'arc...

Raymond - Le seeing ???

Aude - Oui, c'est un terme anglais à peu près intraduisible. Il définit l'étalement des images stellaire du fait de la présence de la turbulence atmosphérique. Un seeing de 2 secondes d'arc signifie en gros que la largeur des étoiles à mi-hauteur de leur intensité maximale, le FWHM, sous-tend un angle de 2 secondes sur le ciel. Si la largeur de la fente est aussi de 2 secondes d'arc on montre que vous perdez alors 33% du flux de l'objet étudié. Si en plus le guidage n'est pas parfait, votre rendement photométrique du seul fait de la présence de la fente peut très bien chuter de 50% !

Raymond - En fait le problème de guidage du télescope est aussi critique que pour une fibre.

Aude - Oui, mais sur un seul axe : celui le long de la largeur de la fente. Malgré tout, il faudra adopter un dispositif de guidage aussi sophistiqué. Avec une fente, on s'arrange parfois à rendre les deux lèvres réfléchissantes, ce qui offre quelques facilités pour réaliser cette fonction. Ou alors, comme c'est mon cas, on fait confiance au suivi du télescope et on pratique des poses individuelles relativement courtes (1 à 2 minutes).

Christian - Et si la fente s'élargie trop ?

Aude - Si l'objet étudié est une étoile, il arrive un moment où la fente est plus large que la dimension de l'étoile au foyer du télescope. Dans ce cas c'est la valeur du seeing qui définie la résolution spectrale, c'est à dire, la finesse de l'étoile au foyer.

Christian - Est-ce une configuration viable ?

Aude - C'est une très bonne question Christian, et je te remercie de l'avoir posée ! C'est une solution viable car avec les instruments d'amateur dans lesquels la finesse des images est souvent excellente pour les besoins de la spectrographie. Par exemple, avec un télescope de 200 mm ouvert à F/D=6,3 et un seeing moyen de 3 secondes d'arc, la taille des images au foyer n'est que de 18 microns environ. C'est plus fin que toutes les fibres optiques et probablement que tout ce qu'il est possible de faire avec des fentes de conceptions artisanales. La solution d'une fente élargie est donc tout à fait efficace. Tout devient clair je pense si vous assimilez des étoiles à de simples points dans le ciel et si vous comparez cela avec la solution qui consiste à isoler l'objet avec un trou.

Christian - Mais on pourrait alors éliminer toute fente dans ces conditions !?

Aude - Oui effectivement, car sur le plan de la résolution elle n'a aucun impact à partir du moment où elle est plus large que le disque apparent de l'étoile. Elle garde cependant une fonction en se sens qu'elle empêche d'avoir un fond de ciel très lumineux dans l'image. Ceci améliore le contraste des spectres d'objets faibles. Je vous montrerais un exemple tout à l'heure je pense.

Alain - Je vois un problème. Si durant la pose tu as un défaut de suivi, l'image de l'étoile va se déplacer dans le champ et cela va brouiller le spectre, un peu comme si l'étoile était très grosse ou mal focalisée.

Aude - C'est l'un des problèmes de l'observation en fente large. Mais comme je l'ai dit tout à l'heure, en faisant des poses relativement brèves on réduit bien sur les risques. Et puis, il y a l'astuce d'orienté le spectrographe de manière à ce que l'étoile se déplace en ascension droite dans la direction transverse au spectre. Ainsi un défaut d'erreur périodique du moteur d'entraînement du télescope étalera le spectre suivant cet axe mais n'affectera pas la résolution spectrale. Cela marche très bien !.

Alain - Il y a d'autres problèmes ?

Aude - L'autre problème majeur est qu'il n'est pas possible de réaliser une calibration en longueur d'onde en utilisant la lumière d'une lampe spectrale. En effet cette source de lumière éclairerait une fente très élargie et en conséquence son spectre ne serait absolument pas résolu. Il y a deux solutions : soit se servir des raies que l'on peut identifier dans le spectre de l'objet étudié pour effectuer l'étalonnage, soit se servir de l'image d'ordre zéro pratiquement simultanément avec l'observation du spectre. Cette dernière technique est assez particulière, j'en reparlerai lors de la troisième session de notre stage.

Un très gros plus de la technique de la fente large est qu'il n'y a pas difficulté majeure pour pointer un objet, même lorsqu'il est relativement faible. Inutile de le positionner à quelques microns près, il suffit qu'il soit quelque part à l'intérieur de la fente et comme celle-ci peut faire facilement quelques millimètres de large, c'est assez tranquille. Cela permet aussi d'obtenir le spectre de plusieurs objets du champ simultanément comme le montre la figure suivante, avec dans l'exemple qui suit 4 étoiles dans la fente large :
 

En outre cette configuration permet une identification plus aisée des objets. C'est assez important avec notre petit spectrographe qui est capable tout de même de faire des spectres d'étoiles de magnitude 10 à 11 avec un télescope de 200 mm de diamètre. Les risques sont grands de se tromper d'objet. Avec une fente large et un peu d'habitude, il est assez facile de reconnaître le champ de l'objet recherché. Souvent, si c'est une nova par exemple, le spectre très caractéristique permettra une identification immédiate par rapport aux objets voisins. La possibilité de faire aussi une image directe du champ en lumière blanche est un autre puissant moyen de repérage. Pour ce faire il y a une astuce : il faut pouvoir faire pivoter le réseau de telle manière à envoyer l'image d'ordre zéro dans l'objectif de la caméra CCD. Le réseau se transforme en un miroir, par très réfléchissant à cause du blaze, mais suffisamment tout de même pour donner une image directe du champ visé à travers la fente. C'est en gros comme si vous aviez mis la caméra directement au foyer du télescope.

Voici dans la vraie vie ce que cela donne sur un champ d'étoiles en fente large. A gauche, vous avez l'image directe en utilisant l'ordre zéro, et à droite, le spectre de tous les objets du champ.

Christian - Si j'ai bien compris le principe et toutes les formules précédentes, le fait d'employer un objectif collimateur de focale plus longue que l'objectif de caméra constitue une sorte de réducteur de focale dans le rapport f1/f2. Cela doit aller dans le sens de la simplification du pointage ?

Aude - ... et aussi dans le sens de la luminosité de l'ensemble de l'instrument, ce qui est précieux lorsqu'on veux faire le spectre d'objets étendus et faibles, une comète par exemple. Par exemple si le télescope est un Celestron 8 avec une focale de 1000 mm, en utilisant le spectrographe qui nous a servi de fil conducteur, la focale résultante est de 1000 x 50 / 135 = 370 mm. Notre Celestron de base est presque devenu un télescope de Schmidt à F/D=1,8 !

Alain - D'accord, mais si je veux faire le spectre d'une nébuleuse, il me faut tout de même une fente ?

Aude - Par toujours ! Regardez le cas de la nébuleuse planétaire M57, observée avec le lunette de 100 mm. Comme toujours, j'ai mis à gauche l'image directe du champ en fente large, et à droite, le spectre correspondant :

Surprise, la nébuleuse annuaire de la Lyre, comme la plupart des nébuleuses, produit un spectre de raies d'émissions. Il y a pratiquement pas de continuum. Le spectrographe donne alors plusieurs images monochromatiques de l'anneau, là où la nébuleuse émet. Dans la partie droite du spectre, nous avons la raie rouge de l'hydrogène, avec accolée à elle des raies de l'azote. Dans la partie gauche, nous avons une intense raie verte provoquée par l'oxygène.

Alain - Très démonstratif en effet. Mais si la nébuleuse est très grande, chacun de ces points va faire un spectre et le résultat sera une grosse bouillie, n'est-ce pas ?

Aude - Tu as raison. Du reste, ce problème de mélange commence à apparaître dans le spectre de M57, où plusieurs raies se superposent du fait que la nébuleuse a un diamètre apparent. C'est pour cela que je recommande pour rendre le spectrographe le plus souple d'usage possible de l'équipé d'une fente réglable en largeur. La fente sera large lors de l'observation des étoiles, et de temps à autre, lors du passage d'une comète par exemple, le spectrographe sera utilisé en fente étroite pour détailler le spectre de ce type d'objet.

Voici un exemple concret, toujours sur la nébuleuse de la Lyre. Le trait bleu vertical représente la position que va occuper la fente d'entrée du spectrographe (c'est le modèle qui vient d'être décrit, monté sur une lunette de 128 mm de diamètre à F/D=8) :

Voici le spectre obtenu dans ces conditions lorsque la fente est bien étroite (image en négatif). Les raies serrées produites par les gaz de la nébuleuses sont à présent bien séparées :

Raymond - Je suppose que les sigles et les nombres identifies des élément chimiques et leur longueur d'onde. Pas facile à décoder !

Aude - Ce sont bien des éléments chimiques (hydrogène, hélium, azote, oxygène...) et la longueur d'onde des raies correspondantes en angstroms qui sont effectivement indiquées dans ce spectre en commentaires. Les éléments chimiques apparaissent avec divers niveau d'ionisation (perte de un ou plusieurs électrons). La situation est compliquée ici du fait que le spectre a été obtenu en milieu urbain, avec un ciel très pollué. Les raies indiqués en jaune, qui proviennent de la brillance du fond de ciel le long de la fente, sont toutes artificielles (éclairage au sodium de nos villes). Les raies désignés en vert proviennent de la fluorescence de la haute atmosphère terrestre. C'est un phénomène naturel. Les raies en rouge sont émises par la nébuleuse proprement dite. Pour en savoir plus sur l'identification des raies et la pollution lumineuse, cliquer ici.

Raymond - Hé, hé, la pollution des villes fait ici aussi des ravages...

Aude - Pas temps que ca ! Un traitement simple permet d'éliminer la lumière provenant du fond de ciel. Nous verrons cela en détail dans une session ultérieure. Mais voici en avant première le spectre nettoyer de la pollution, tout comme si nous avions observé dans un ciel d'un noir d'encre. C'est un résultat très important et facile à obtenir, qui montre que l'on peu pratiquer la spectrographie en ville :

A la suite, encore un exemple de spectre d'une grande nébuleuse, Messier 8, qui n'est réalisable qu'avec une fente étroite. La raies rouge de l'hydrogène est tout à droite. On reconnaît ici encore la raie de l'oxygène, un peu à gauche du centre :

On note que la nébuleuse occupe toute la hauteur de la fente ! Les traits horizontaux sont des spectres d'étoiles qui se trouve par hazard sans la fente. Voici à présent une coupe photométrique dans ce spectre. C'est la valeur de l'intensité des pixels suivant un axe horizontal dans l'image précédente. Nous aurons l'occasion de manipuler ce type de graphique lors de la troisième session. Je vous ai indiqué les origines de quelques raies caractéristiques des nébuleuses diffuses et planétaires. Certaines raies proviennent d'atomes qui ont perdus certains de leurs électrons suite à une très forte excitation. C'est l'état dit de ionisation.

Christian - H-alpha, H-beta, H-gamma, c'est quoi au juste ?

Aude - C'est une série de raies produites par l'hydrogène. La première raie de la série, la H-alpha, dans le rouge, à la longueur d'onde de 6563 angstroms, est célèbre et souvent spectaculaire dans le spectre des objets du ciel lorsque l'on travaille dans le domaine visible.

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