VHIRES
Very HIgh REsolution Spectrograph
Quelques applications et améliorations
Pour des détails techniques sur le spectrographe VHIRES, cliquer ici.
Première amélioration : banc optique en bois.
Seconde amélioration : banc optique en métal très rigide
(forte amélioration de la rigidité et bien plus grande précsion en vitesse radiale)
Observations solaire
Observations de
l'étoile RR Lyrae
Celestron 11 - VHIRES
- Caméra Atik460EX (binning 4x4) - R = 45000
Temps de pose par
spectre (résolution temporelle) : 5 minutes
The star magnitude
vary between V=7.1 and V=8.0 with a period of 0.56687 day.
9-10
April 2014 run
13-14 April 2014 run (bad seeing)
Planète Saturne
: vitesse Doppler des anneaux
La fibre optique
(d'un diamètre de 50 microns) est positionné au centre du disque.
Cette
partie de la planète nous renvoie un spectre solaire non décalé
en longueur d'onde.
La raie Halpha est au centre.
La
fibre optique est en position successivement au niveau de la
partie est et la partie ouest du système d'anneaux.
Les spectres
associés montrent un décalage Doppler très net des raies solaires,
de +/- 32,5 km/s.
Remarquez que la position en longueur d'onde
des raies terruriques (H2O) est inchangée entre ces deux observations.
Note à propos de la vitesse (vraie) V de rotation des anneaux (rotation keplérienne - les anneau tournent comme des solides avec une viteesse proportionnelle à la distance à la planète). En situation d'opposition parfaite et si les anneaux sont vus par la tranche, on a V = Vo/4 avec Vo, la vitesse totale observée (ici Vo = 65 km/s). Dans le cas général, si DE est la déclinaison de la Terre vue depuis Saturne (environ 22° à la date d'observation), si DS est la déclinaison du Soleil vue depuis Saturne et si ES est l'angle entre la Soleil et la Terre vu depuis Saturne, alors, V = Vo / [ (1+ cos ES) x (cos DE + cos DS) ]
Changement du réseau échelle par un réseau classique (300 traits/mm - ordre 1)
Il est facile de modifier signicativement les caractéristiques du spectrographe par un changement du réseau et uniquement celui-ci. Dans cette démonstration, le réseau échelle de 110 traits/mm (VHIRES, résolution R = 45000) est remplacé par un réseau plus traditionnel, travaillant à l'ordre 1 avec un densité de gravure de 300 traits/mm (angle de blaze de 4,3° pour 5000 A). C'est le mode MEDRES (MEDiumRESolution). La dispersion spectrale réciproque moyenne est à présent de 1,007 A/pixel dans le rouge (caméra Atik460EX en binning 3x3), avec un FWHM des raies monochromatique de 3 A, ce qui donne autour de la raies Halpha un pouvoir de résolution de R=2000 environ.
Quelques
images du montage. Noter le réseau incliné d'une angle de 5° environ
par rapport à l'axe de la lunette.
La surface gravé du réseau
fait 86 mm x 86 mm, ce qui est proche de l'idéal avec un lunette
FSQ-85ED et un montage Littrow (juste nécessaire).
Version définitive, bien plus modulaire et rigide : passage VHIRES / MEDRES en quelques secondes,
réglage simple et rapide de la longueur d'onde en mode MEDRES (cette photo).
Image à l'échelle originale (binning 3x3) du spectre du néon. Compte tenu de la taille du détecteur, seule une partie du spectre visible est capturé en un cliché. Ici l'angle du réseau est réglé pour capturer à la fois la raie Halpha et le doublet jaune du sodium. Chaque point est une image monochromatique de la fibre optique, qui fait 50 microns de diamètre (c'est la principale limite de la résolution spectrale). On notera que ce spectre néon est idéal pour l'étalonnage en offrant des raies intenses, bien détachées et distribuées uniformément dans le domaine spectral séléctionné. L'erreur d'étalonnage typique est de 0,008 A (moins de 0,5 km/s).
Profil du spectre néon. On mesure ici un FWHM de 3,0 A, soit un pourvoir de résolution que l'on arrondi à R=2000.
Spectre
de l'étoile gamma UMa
Spectre de l'étoile alpha UMa, bien plus riche en raies fines. Noter, sur la gauche, que le doublet du sodium est bien séparé.
Le
spectre de l'étoile iota Dra d'un type spectral voisin que alpha
UMa.
Spectre
de l'étoile Be kappa Dra.
Spectre de l'étoile
beta Lyrae (Shelyak), de type Be, avec un forte émission de ka raie
jaune de l'hélum.
Spectre
de l'étoile symbiotique AG Dra (6 x 600 sec).
Spectre de l'étoile symbiotique T CrB.
Spectre de la nova Cygni 2014 le 18.0 avril 2014.
Evolution en une journée du spectre de la nova Cygni 2014 (17 et 18 avril 2014). Noter les changements rapides vers 6113 A (flèche verte) ainsi que dans la zone du doublet du sodium. L'intensité de la raie Halpha a elle aussi fortement évoluée.
Exploration de la partie ultraviolette du spectre. L'achromatisme est
si élevé qu'il n'y a pas d'utilisé de refocaliser
du rouge jusqu'à l'ultraviolet.
Comparaison du spectre de Vega et de lambda Aql (dans cette dernière la raie K du Ca II est absente).
Comparaison du spectre UV de Vega et de Altair. Dans l''étoile Altair, la raue K du caII devient profonde).
On note la forte présence de raies metalliques (courbe rouge).
Comparaison du spectre de l'étoile Vega et du spectre de l'étoile delta Aql (dans l'ultraviolert).