VHIRES
Version échelle "multi-ordre"
VHIRES MO
La version VHIRES mono-ordre (ce dernier est sélectionné par un filtre interférentiel passe-bande - voir ici) est transformée en une version multi-ordre via l'usage d'un système auxilaire dispersif perpandiculaire à la dispersion principale. Les ordres sont alors séparés de manière angulaire pour les distribuer à la surface du détecteur (utilisation d'un "cross-disperseur"). Plusieurs ordres sont alors observables simultanément, multiplant d'autant la couverture spectrale. Il est question d'un VHIRES multi-ordre. Compte tenu du mode de fonctionnement de VHIRES, en autocollimation, l'élément dispersif auxilaire est utilisé en double passage. Deux choix : un réseau, un prisme.
Solution avec un cross-disperseur à réseau
Le seul composant à disposition de taille correcte (100 mm de coté, une dimension déjà respectable) est un bon réseau à transmission de 300 traits/mm blazé vers 5000 A. Le réseau cross-disperserur couvre sans problème la pupille de la lunette FSQ-85ED. Voici des images du montage test :
Le cross-disperseur est donc exploité en double passage. Celui-ci diserse la lumière suivant un plan horizontal. Du coup, un 'angle "off-axis" est donné au
réseau échelle pour que celui-ci renvoie après diffraction la lumière vers l'objectif de la lunette. Malheureusement un tel réseau est bien
trop dispersif (600 traits/mm équivalent en double passage) compte tenu de la distance focale de la lunette (450 mm). Du coup, trois ordres seulement sont capturés
simultanement (dans le bleu), comme le montre les clichès suivant réalisé avec ce montage :
A gauche, spectre continu d'une lampe tungstène. Les 3 traits en diagonales correspondent à 3 ordres de diffration,
très largement séparés verticalement en regard de leur largeur propre largeur (le diamètre de la fibre optique, soit 50 microns). L'espace inter-ordre
est excessif à cause du trop fort pouvoir dispersif du réseau auxiliaire..A droite, le spectre d'une lampe ThAr acquis dans les mêmes conditions
(chaque point est une raie d'émission, soit du thorium, soit de l'argon.
Solution avec un cross-disperseur à prisme
On utilise un prisme faisant 7° d'angle et de 80 mm de diamètre. Cet élément diaphragme donc légèrement l'objectif de la lunette (D = 85 mm), mais la perte de signal est compensée par la non nécessité d'avoir recours à un filtre passe-balnde, toujours un peu absorbant (transmission au pic de 90% et non 100%) et par la plus grande richesse spectrale acquise simultanement comme on va le voir.
D'abord des vues du montage :
Le résultat du double passage dans le prisme :
Cette fois, la dispersion du prisme est parfaite ! Plus de 20 ordres sont acquis simultanément, couvrant toute la partie visible
du spectre avec le modèle de caméra CCD utilisé ici (une Atik 460 EX, pixels de 4,54 microns).
A gauche, le spectre continu d'une lampe tungstène permettant de bien localiser la position des ordres. A droite, le spectre d'une lampe à raies
d'émission ThAr (les raies très intenses en haut, dans le rouge profond, sont provoquées par le gaz argon). Les distorsions optiques
sont plus prononcées qu'avec un cross-disperseur à réseau (noter la faible courbure). Mais elles sont très contenu ici
à cause du faible pouvoir dispersif du prisme (mais suffisant - en bonne intelligence avec la longue focale de la lunette). Une autre raison vient du fait
qu'à cause du très haut pouvoir résolvant et de la petitesse du CCD employé, on n'observe ici qu'un domaine spectral de 40 A dans le rouge
seulement. (comme avec un VHIRES en version passe-bande, rien de changé sur ce point) , alors que l'intervalle libre est de 240 A (écart spectral entre deux ordres
successifs pour une même colonne du détecteur). Nous ne voyons donc ici que 1/6 environ de la largeur effective d'un ordre. Les différents bouts de spectres ne peuvent donc pas
êtres mis bout à bout. En revanche, on réalise un puissant zoom sur des sections du spectre de l'objet, comme ci-après sur un spectre du Soleil, pris avec ce montage :
Dans l'exemple, l'instrument est réglé pour que la raie Halpha soit au centre du détecteur (ordre 25). L'image montre l'ensemble de la surface
sensible du détecteur. Un autre réglage est possible pour acquérir d'autres parties du spectre (en glissant son image horizontale en inclinant
plus ou moins le réseau). On observe ici les ordres 21 à 41. La dispersion spectrale dans le rouge est de 0,05 A/pixel
environ (avec un binning 3x3 sur la caméra Atik 460 EX).
Le pouvoir de résolution est toujours très élévé dans cette version multi-ordre de VHIRES, d'environ R = 50000. Par rapport à la version mono-ordre, le domaine spectral couvert est 20 fois plus large, soit un gain d'un facteur 4 à 5 sur la précision en vitesse radiale. Grace en plus à la forte résolution native et à l'usage d'une lampe étalon ThAr, il semble possible de descendre l'erreur de mesure de vitesse radiale à +/-25 m/s, voire moins.. Noter que l'instrument est conçu stable avec banc optique bien rigide (mais en surveillant de pret la température de fonctionnement). Le spectre est par ailleurs généreusement échantillonnée, ce qui réduit les pseudo-bruits de traitement. De nombreuses exoplanètes peuvent donc êtres potentiellement observées, ainsi que des modes de pulsation stellaire subtils. C'est l'un des but principal objectif poursuivi avec cet instrument.
VHIRES multi-ordre en opération
Exemple d'image de recalage rapide du réseau échelle (angle off-Littrow et angle off-pane) réalisé avec une simple veilleuse néon :
Spectre de l'étoile Véga (type A0V) - Celestron 11 - Caméra Atik 460EX - 5 x 180 sec (voir plus loin le profil spectral) :
Ci-dessous, l'image 2D du spectre de l'étoile beta Lyrae (Shelyak) le 12/07/2014 - La position de la raie Halpha à l'ordre k = 25 est légèrement décalée vers le bleu pour pouvoir saisir simultanément la raie de l'hélium neutre à l'ordre k =28. L'observation simultanée de ces deux détails du spectre est d'une grande importance astrophysique (etudes des étoiles Be, ondes de chocs dans les RR Lyrae, ...). Noter la très grande étendue spectrale des raies d'émission (l'image reproduite ici est réduite d'un facteur 0,75 par rapport à l'original. Le pouvoir de résolution est de R = 50000 environ (R = 51000 mesuré sur lampe ThAr)
Profil spectral étalonné de beta Lyrae autour de la raie Halpha (6563 A) :
Profil spectral étalonné de beta Lyrae autor de la reie He I (5876 A) :
Ci-dessous, comparaison d'un spectre de l'étoile Véga pris avec VHIRES (R = 5000) et avec ELODIE (OHP, 1.943 m - R = 45000).
La légère supériorité de VHIRES sur ELODIE en terme de résolution spectrale est effectivement constatée dans les profils de raie (raies telluriques H2O).
Le décalage spectral constaté au niveau de la raie Halpha profient de la différence de vitesse radiale de la Terre vis-à-vis de l'étoile (la date de prise de vue n'est pas la même)..
Noter que c'est avec ELODIE que la première exoplanète a été détecetée (en 2002).
Couverture spectrale des divers ordres pour le réglage adopté dans les exemples ci-devant
(Lambda 1 - Lambda 2 = intervalle spectral couvert, Disp = dispersion réciproque pour un binning 2x2) :
k = 21 Lambda 1 = 7792.6 A Lambda 2 = 7845.1 A Disp. = 0.0382 A/pixel
k = 22 Lambda 1 = 7438.4 A Lambda 2 = 7488.5 A Disp. = 0.0365 A/pixel
k = 23 Lambda 1 = 7115.0 A Lambda 2 = 7162.9 A Disp. = 0.0349 A/pixel
k = 24 Lambda 1 = 6818.5 A Lambda 2 = 6864.5 A Disp. = 0.0334 A/pixel
k = 25 Lambda 1 = 6545.8 A Lambda 2 = 6589.9 A Disp. = 0.0321 A/pixel
k = 26 Lambda 1 = 6294.0 A Lambda 2 = 6336.4 A Disp. = 0.0309 A/pixel
k = 27 Lambda 1 = 6060.9 A Lambda 2 = 6101.7 A Disp. = 0.0297 A/pixel
k = 28 Lambda 1 = 5844.4 A Lambda 2 = 5883.8 A Disp. = 0.0286 A/pixel
k = 29 Lambda 1 = 5642.9 A Lambda 2 = 5680.9 A Disp. = 0.0277 A/pixel
k = 30 Lambda 1 = 5454.8 A Lambda 2 = 5491.6 A Disp. = 0.0267 A/pixel
k = 31 Lambda 1 = 5278.8 A Lambda 2 = 5314.4 A Disp. = 0.0259 A/pixel
k = 32 Lambda 1 = 5113.9 A Lambda 2 = 5148.3 A Disp. = 0.0251 A/pixel
k = 33 Lambda 1 = 4958.9 A Lambda 2 = 4992.3 A Disp. = 0.0243 A/pixel
k = 34 Lambda 1 = 4813.1 A Lambda 2 = 4845.5 A Disp. = 0.0236 A/pixel
k = 35 Lambda 1 = 4675.5 A Lambda 2 = 4707.1 A Disp. = 0.0229 A/pixel
k = 36 Lambda 1 = 4545.7 A Lambda 2 = 4576.3 A Disp. = 0.0223 A/pixel
k = 37 Lambda 1 = 4422.8 A Lambda 2 = 4452.6 A Disp. = 0.0217 A/pixel
k = 38 Lambda 1 = 4306.4 A Lambda 2 = 4335.5 A Disp. = 0.0211 A/pixel
k = 39 Lambda 1 = 4196.0 A Lambda 2 = 4224.3 A Disp. = 0.0206 A/pixel
k = 40 Lambda 1 = 4091.1 A Lambda 2 = 4118.7 A Disp. = 0.0201 A/pixel
k = 41 Lambda 1 = 3991.3 A Lambda 2 = 4018.2 A Disp. = 0.0196 A/pixel
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