Technique spectro
La spectrographie à portée des amateurs
Christian Buil et ses logiciels IRIS et ISIS : http://www.astrosurf.com/buil/
Valérie Desnoux et son logiciel Visual Spec - VSPEC : http://www.astrosurf.com/vdesnoux/
Tom Field et son logiciel Real Spectroscopy - RSPEC : http://www.rspec-astro.com/
Site de Richard Walker et sa bible 'Spectroscopic Atlas for Amateur Astronomer' (voir § download english documents) : http://www.ursusmajor.ch/astrospektroskopie/richard-walkers-page/
Astronomical Ring For Access to Spectroscopy - ARAS : http://www.astrosurf.com/aras/
Les spectrographes :
Paton Hawksley Education (réseaux, gratings in english) : http://www.patonhawksley.co.uk/
Shelyak Instruments - Olivier Thizy - (LHIRES, LISA, ALPY) : http://www.shelyak.com/
Une version de l'ALPY 600 modifiée avec un Star analyser 200 l/mm par Robin Leadbeater : ALPY 200
Baader (distribué par Medas) : Spectrographe Dados (200 l/mm et 900 l/mm) User Manual - Tutorial
Les exposés techniques des RCE à la Villette - Rencontres du Ciel et de l'Espace
Organisées par l'AFA tous les 2 ans.
Minutes des rencontres 2012 : http://www.afanet.fr/RCE/minutes2012.aspx
Sites web et logiciels de traitement (Mes favoris)
En très basse résolution, on peut faire la calibration en longueur d'onde à partir d'une bibliothèque de raies spectrales d'éléments chimiques de référence sous Visual Spec. Voir § suivant.
Un exemple d'étalonnage spectral sous ISIS
Il serait toutefois plus académique d'imager le spectre d'une lampe présentant des raies caractéristiques de référence (Argon-néon ..) pour réaliser la calibration en longueur d'onde de mes spectres.
Ces spectres 1D de synthèse, en couleur, dont le but est purement pédagogique, ont été réalisés avec Visuel Spec à partir de mes propres spectres 1D N&B ci dessous.
Il faut bien sûr calibrer préalablement le spectre en longueur d'onde pour obtenir le spectre de synthèse.
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Spectres 1D. Calibration en longueur d'onde
La résolution spectrale et le pouvoir de résolution :
La dispersion spectrale :
En pratique, la dispersion d'un spectre est son étalement physique sur le ccd, mesuré en Angström de longueur d'onde spectrale/pixel ou en Angström/mm (1 angström = 0.1 nm) .
La dispersion angulaire d'un spectre est proportionnelle :
A la longueur d'onde observée (Le rouge est plus dévié que le bleu)
Au nombre de lignes du réseau de diffraction.
A la distance entre le réseau de diffraction et le CCD
A l'ordre de diffraction du spectre. Un spectre d'ordre 2 a une dispersion supérieure, mais possède une énergie lumineuse bien inférieure. De plus, les ordres supérieurs à 2 se chevauchent.
La dispersion de mes spectres est généralement notée en commentaire. Elle est directement fournie par Visual Spec après calibration en longueur d'onde.
Elle varie de 16 Angström/pixel à 2.7 Angström/pixel :
2.7 A/pixel dans la configuration réseau 300l/mm et Atik 314L+
Autour de 8 A/pixel dans la configuration PL1-M + réseau 140 l/mm
16 A/pixel lorsque l'ordre zéro est capturé avec le spectre.
Une plus grande dispersion n'implique pas obligatoirement une meilleure résolution spectrale, capacité à pouvoir séparer 2 raies. Il n'y a pas de miracle ! Les aberrations optiques, la turbulence limitent le pouvoir de résolution de ces réseaux sans fente. Un axe d'amélioration consiste à ajouter un prisme pour redresser le spectre (GRISM).
Dispersion et Résolution spectrale
Aldébaran (géante rouge lumineuse de couleur Orangée)
de type spectral K5 III
Spectres 1D N&B / Spectre 1D de synthèse / Spectre commenté
Last but not least, un très grand nombres de spectres très détaillés sont commentés dans la bible de la spectroscopie amateur dont l'auteur est Richard Walker :
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'Spectroscopic Atlas for Amateur Astronomers' : L'édition 5
Bon nombre de ses spectres ont été réalisé avec un spectroscope Baader Dados.
En outre, chaque type spectral stellaire présente un certain nombre de raies remarquables typiques et bien connues.
(Voir la page dédiée au diagramme H-R)
Identification des raies spectrales
Pour identifier les principales raies d'une courbe spectrale, Visual Spec par exemple propose des bibliothèques d'éléments chimiques neutres et ionisés à divers degrés. Vspec propose aussi des bibliothèques de listes de raies telluriques d'absorption atmosphérique, des raies présentes dans le spectre solaire, dans le spectre des nébuleuses planétaires ...
Après le traitement d'image du spectre 2D, on applique les traitements spécifiques à la spectroscopie, ce que l'on appelle d'une façon générique la 'réduction' du spectre :
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Transformer le spectre 2D en spectre 1D, sous IRIS par exemple. Cette fonction duplique le spectre verticalement sur plusieurs pixels.
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Corriger le spectre de la Réponse Instrumentale du capteur CCD (RI). La courbe correctrice à appliquer sur le spectre 1D est calculée à partir d'un spectre connu de référence ou mieux à partir d'un spectre stellaire connu imagé pendant la soirée (Celui de Vega par exemple)
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Calibrer le spectre en longueur d'onde, soit en utilisant des raies spectrales remarquables, soit en utilisant l'ordre zéro s'il est présent, soit utilisant un spectre de référence (Lampe Argon-néon ..) imagé pendant la séance.
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Supprimer les raies 'telluriques' dues à l'absorption atmosphérique (Vapeur d'eau, O2 ..). Facultatif.
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Pour la spectroscopie à haute résolution, prendre en compte la vitesse héliocentrique ...Pas pour moi !
Les traitements specifiques à la spectroscopie - La réduction du spectre
Une évolution vers un spectrographe à fente, de type ALPY600 de chez Shelyak instruments, me permettrait :
De réaliser des spectres ayant une meilleure résolution
D'obtenir des spectres d'objets non ponctuels, nébuleuses , planètes ...
Mes spectres stellaires ont une résolution très modeste.
Ils ont été réalisés avec des réseaux Paton Hawksley, commercialisés en France par Jeulin.
Ces réseaux sont blazés ou non, de 100 lignes/mm, 140 l/mm ,et 300 l/mm, au format diapo 5x5.
Les réseaux blazés ont une meilleure intensité lumineuse sur le spectre de diffraction d'ordre 1 (au détriment de l'ordre -1), dans les longueurs d'ondes du visible.
Les réseaux professionnels peuvent être blazés pour un rendement accru dans la bande spectrale observée, l'IR ou l'UV.
Coté matériel
La technique de base de l'acquisition de spectres est celle de l'imagerie du ciel profond (Dark, offset, flat field), couleur ou monochrome. L'acquisition d'images couleur n'apporte rien.
Dans cet exemple, le spectre d'ordre 0, c'est à dire l'étoile, a été imagé avec le spectre de diffraction d'ordre 1. Il est possible de calibrer le spectre en longueur d'onde sans avoir besoin de l'ordre 0, s'il existe des raies remarquables connues dans le spectre (Serie de Balmer ..).
La mise au point doit se faire sur le spectre et non sur l'ordre 0.
L'acquisition de spectres (2D)
Une illustration simple de spectre réalisé sur une lampe halogène avec un réseau de diffraction par transmission de 100 lignes /mm.
Cette image de spectre montre 2 séries d'ordres de diffraction de niveau 1,2,3 et -1,-2,-3 ...
L'ordre 1 a une intensité lumineuse bien plus importante car le réseau de diffraction est blazé à l'ordre 1.
Un spectre de lampe halogène
On utilise un spectrographe pour enregistrer un spectre et un spectromètre pour analyser la lumière du spectre.
Le spectroscope est plutôt l'ancien nom, lorsqu'on regardait le spectre directement à l'oculaire.
Il faudrait donc parler de Spectrographie plutôt que de Spectroscopie
Spectromètre, Spectroscope, Spectrographe ?
Débuter en spectrographie stellaire
La spectroscopie stellaire très basse résolution réalisée avec un simple réseau de diffraction sans fente tels que ce lot de diapositives distribuées par Jeulin, ou le SA100 distribué par Shelyak Instrument, est à la portée de tout astronome amateur pratiquant l'imagerie.
Cette page a pour but de présenter les bases de la technique de la spectrographie stellaire telle que je la pratique. Je donne de nombreux liens en fin de page pour approfondir le sujet avec les conseils d'amateurs très très avertis.
Mes spectres stellaires sont présentés sur une page dédiée
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