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UN STAGE DE SPECTROGRAPHIE ASTRONOMIQUE SESSION 1 : LA CONSTRUCTION D'UN SPECTROGRAPHE Article rédigé par Christian Buil - Mars 2002

Aude - Bonjour Christian, Raymond, Alain. Je voudrais préciser brièvement l'objet de ce stage. Il a pour vocation à vous donner quelques bases en spectrographie astronomique. J'espère vous faire découvrir à cette occasion le ciel et votre passion de l'astronomie sous un jour nouveau. Je n'ai bien sur pas la prétention balayer tous les aspects de cette discipline si vaste et si importante en astronomie. Je vais essayer d'être la plus pragmatique possible en tachant de vous donner les astuces qui comptent et en vous exposant de nombreux exemples et illustrations.

Je suppose que vous avez un petit niveau en imagerie numérique astronomique, mais je n'hésiterai pas à revenir sur certains aspects de bases du traitement d'images, un petit rafraîchissement ne faisant jamais de mal ! Si vous considérez votre niveau trop faible en imagerie CCD, je vous conseille vivement de visiter la rubrique "Comment débuter ?" sur le site de l'association AUDE (http://www.astrosurf.com/aude/debut.htm) pour participer à un de mes stages d'initiation.

Le stage ce divise en trois sessions. La première concerne les bases à connaître pour construire soit même un petit spectrographe. La seconde session vous met en situation d'observation avec un spectrographe et aborde les techniques de prétraitement des images CCD, bien sur plus particulièrement accès sur la spectrographie. Enfin la troisième session, expose les méthodes d'étalonnage des spectres et donne quelques pistes sur les applications. Ces sessions peuvent être abordées dans une certaine mesure de manière indépendante.

Mais avant tout, votre présence ici me fait dire que vous avez entendu parler de spectrographie. Qu'est-ce qui vous motive et avez-vous déjà concrètement pratiqué cette discipline ?

Christian - Absolument pas ! J’ai lu dans les revues d’astronomie et les livres que la spectroscopie est une technique fondamentale en astronomie pour comprendre le fonctionnement des astres. Je suis ici car je ne veux pas passer à coté, cela doit faire partie de mon bagage d'honnête astronome de comprendre de quoi il s’agit. J’ai commencé l’astronomie en mettant l’œil à l’oculaire, puis une webcam au bout du télescope. Il y a deux ans, j’ai acheté une caméra Audine qui m’a permis de faire quelques images du ciel que je considère comme honnêtes avec mon LX200 de 8 pouces. Que les amateurs puissent réaliser des spectres comme les professionnels m’épate un peu ! A priori, je ne pense pas avoir le niveau en maths pour me lancer dans une telle activité et je ne pense pas être en mesure de comprendre ce que je vais faire avec un spectrographe. Mais bon, je veux bien voir...

Raymond - Rien de concret non plus en ce qui me concerne. J’avoue être attiré par les techniques assez originales qui semblent entourer la spectroscopie. J’aime bien la bidouille, construire des appareils et le traitement d'images. Mais en même temps, ce que j’ai pu lire sur le Web m’a fait un peu peur. C'est tout de même assez compliqué la spectro, bourré de termes assez ésotériques. Bref, est-ce pour moi une voie à prendre, alors que finalement, cela ne fait qu’un an que je pratique l'observation CCD avec mon télescope de 200 mm ? J'aimerais bien construire un spectrographe, mais je veux me rendre compte des difficultés d'utilisation. Ce qui me motive aussi c'est que j’observe en ville depuis un balcon et j’ai entendu dire que la spectroscopie pouvait s’accommoder de conditions aussi médiocres.

Alain - Je pratique depuis 5 ans l’observation CCD des planètes et du ciel profond. Bien sûr, je sais que je suis loin d’avoir fait le tour du sujet, mais je vois dans mon entourage des gens qui font les mêmes images que moi, parfois meilleures, et je me dis : à quoi bon refaire ce que les autres ont fait ? J’ai tendance à chercher un but dans l’observation au-delà du simple aspect contemplatif d’une belle image de galaxie. Si mes observations peuvent servir à faire avancer la science, même très modestement, cela ajouterait du piquant lorsque je pointe le télescope vers le ciel. La spectroscopie est je crois un domaine vierge pour les amateurs et j’ai le sentiment que des découvertes y sont possibles. Cependant, tu vas vraiment devoir me convaincre qu'il est possible de se pâmer devant une simple courbe que l’on appelle spectre, alors que le ciel est truffé de belles galaxies spirales et d’astres merveilleusement colorés !

Aude - Donc on démarre à zéro en spectrographie. Je m’en doutais... En revanche, je note que vous savez vous servir d’une caméra CCD. C’est bien ! Ce n’est pas, en effet, une très bonne idée de débuter l’astronomie CCD avec un sujet spécialisé comme la spectrographie, les difficultés, même relatives, pouvant être source de découragement irrémédiable. Ce serait dommage ! Faire ses premières armes en observant M42 en imagerie numérique est un bon préalable ! Pour le niveau en maths Christian, pas d'inquiétude, si tu sais faire en gros une addition et une multiplication, c'est tout bon.

Christian - Je te fais confiance !

Aude - Tout d'abord un peu de terminologie. En astronomie vous verrez que l'instrument qui permet d'acquérir les spectres est souvent désigné par les mots spectromètre, spectrographe, spectroscope... Il n'est pas facile de trouver le terme approprié. Disons que dans notre application le plus juste est spectromètre car ce terme inclue la notion de mesure. En effet, en associant un dispositif d'analyse de la lumière et une caméra CCD vous disposez d'un superbe instrument de mesure. Le terme spectrographe évoque l'utilisation de la photographie comme récepteur et spectroscope plutôt l'observation à l'oeil nu. Mais bon, je ne vous en voudrais pas trop si vous mélanger ces termes, l'essentiel étant de bien s'entendre entre-nous sur ce que l'on veut dire. Je trouve que la désignation spectrographe sonne bien à l'oreille, j'ai tendance à l'utilisé préférentiellement, mais je n'impose rien.

De la même manière faut-il parler de spectrométrie, de spectrographie, de spectroscopie ? Le terme anglais spectroscopy est très courant et du coup, nous français, nous employons le terme spectroscopie pour désigner cette discipline. Mais je trouve cela impropre lorsqu'on utilise un capteur électronique.

Bon, entrons dans le vif du sujet : la construction d'une spectrographe. Mon but est qu'au terme de cette petite discussion vous soyez en mesure de fabriquer par vous-même un tel instrument et de l'utiliser rapidement.

Raymond - Chic, ça me plait. Avec un tel engin j'ai pouvoir d'observer le Soleil, les étoiles, les nébuleuses, les galaxies...

Aude - Je t'arrête Raymond. Tu me parait très enthousiaste et je ne veux pas briser cela. Mais sache que le grand dilemme de la spectrographie est le compromis entre la résolution spectrale et ce que je nommerai un peu improprement, la luminosité.

Christian - Tu peux nous expliquer ce que tu entends par-là, ce n'est pas très clair !

Aude - D'accord, c'est important. Tout d'abord vous s'avez qu'un spectrographe est un instrument qui a pour fonction de réaliser l'analyse spectrale de la lumière. La lumière apparemment blanche qui nous arrive d'une étoile est le mélange d'un ensemble continu de radiations que l'oeil perçoit sous la forme des couleurs de l'arc en ciel dans certaines conditions. C'est ce dégradé du bleu au rouge que l'on appelle un spectre. A vrai dire le spectre ne s'arrête pas là : du coté du bleu il est prolongé par l'ultraviolet et du coté du rouge par l'infrarouge. Les radiations qui correspondent à ces couleurs existent toujours, mais elles ne sont pas vu par l'oeil. Par définition, le domaine spectral de sensibilité de l'oeil se limite au spectre dit "visible". Au-delà et en deçà l'oeil n'est pas sensible et ne voie donc que du noir. En revanche, un capteur CCD sera apte à détecter le rayonnement lumineux sur un domaine spectral bien plus large, notamment en direction de l'infrarouge. Retenez que la fonction d'un spectrographe est de décomposer la lumière en un spectre observable.

Christian - Mais qu'elle est l'origine de ces fameuses couleurs ?

Aude - La couleur trahit une caractéristique fondamentale de la lumière. La perception visuelle des couleurs par est liée à la manière dont l'oeil traduit cette caractéristique physique. Au lieu de parler de couleurs, qui est une notion assez subjective, les physiciens préfèrent parler de longueur d'onde. Ils représentent souvent la lumière comme une onde sinusoïdale qui se propage dans l'espace à la vitesse de 299792,458 km/s. C'est la distance parcourue sur une période de cette sinusoïde que l'on appelle longueur d'onde. Cette quantité est généralement désignée par la lettre grecque l (lambda). Voici par exemple deux ondes lumineuses avec des longueurs distinctes l1 et l2 :

Les courtes longueurs d'ondes sont associées à la couleur bleue dans le spectre visible, alors que les grandes longueurs d'ondes produisent la sensation de rouge. Ce qui est vraiment important à comprendre c'est qu'à chaque couleur perçue par l'oeil est associée une longueur d'onde. Voici les valeurs usuelles de cette longueur pour le spectre visible en nanomètre (1 nanomètre = 1.10^-6 mm).

Par exemple, un rayon lumineux de longueur d'onde de 450 nm sera vue par l'oeil d'un bleu extrêmement profond. Cette longueur est petite : 0,45 microns, ou si on préfère un 450 milliardièmes de mètre ! Un capteur CCD courant peu détecter quant à lui la lumière jusqu'à une longueur d'onde de 1000 nm, ce qui double pratiquement le domaine spectral observable par rapport à ce que voie l'oeil.

Alain - J'ai déjà entendu parler de cette notion de longueur d'onde, mais elle s'exprimait en angstroms. Ca a un rapport ?

Aude - Oui, tout à fait. L'angstrom est une unité de longueur fort usitée par les spectrométriste. On la note par la lettre Å. Il y a une relation simple entre l'angstroms et le nanomètre : 1 Å= 0,1 nm. Le milieu du spectre visible correspond ainsi à une longueur d'onde de 5700 angstroms environ.

Christian - Tous les objets lumineux ont un spectre alors ?

Aude - Oui, mais l'allure de ce spectre peu être très différente d'un objet à l'autre. Avec la plupart des étoiles, un examen rapide du spectre montre que celui-ci passe régulièrement du bleu au rouge, sans interruption des couleurs. On dit que le spectre est continu. En y regardant de plus près, on constate que généralement le spectre comprend des zones étroites où la lumière est pratiquement absente. On appelle ces zones des raies d'absorption. Elles sont la signature spectrale des éléments chimiques présents dans l'atmosphère de l'étoile. Dans certaines conditions physiques, les raies apparaissent en émission, c'est à dire plus lumineuses que le continuum qui les entoures. Le spectre simulé ci-après montre à la fois des raies en absorption et une raie en émission dans le rouge, cette dernière, à la longueur d'onde de 6563 angstroms, étant probablement provoquée par les atomes d'hydrogène.

L'enregistrement des spectres permet d'identifier à distance les éléments constituant l'objet observé et les conditions physiques qui règne dans le milieu où est produite cette lumière. Cela montre l'intérêt considérable de la spectrographie, notamment en astronomie...

Christian - Je t'arrête Aude. Qu'est-ce qui te permet de dire qu'une raie est associée à l'hydrogène dans ton exemple ?

Aude - J'ai été un peu vite. Pour comprendre il faut pénétrer dans la structure intime de l'atome. Prenons l'exemple de l'atome d'hydrogène, le plus simple. Il est constitué d'un noyau autour duquel gravite un électron sur une orbite circulaire à une certaine distance du noyau. C'est une vision simpliste et très imagée de ce qu'est un atome, mais correcte pour expliquer bon nombre des phénomènes observés en spectrographie. L'électron peu changer d'orbite sous certaines conditions, mais les rayons de ces orbites ne peuvent être quelconques. Les rayons des orbites sont codifiés, on dit en physique, quantifiés. Un électron ne pourra ainsi circuler de manière stable que sur quelques orbites prédéfinies. Les atomes de tous les éléments chimiques suivent des orbites du même type, mais en fonction de l'élément chimique, les rayons de ces orbites stables ne seront pas les mêmes. Cette différence est fondamentale, car c'est elle qui permet de distinguer tel ou tel éléments chimiques dans un spectre en analysant la position des raies.

Christian - D'accord, mais je ne vois toujours pas ce qui produit ces raies !

Aude - J'y viens. Pour qu'un électron passe d'une orbite stable inférieure à une orbite stable supérieure, c'est à dire vers un plus grand rayon, il est nécessaire de lui transmettre de l'énergie. C'est la même énergie que vous devez dépenser lorsque vous montez un barreau d'une échelle. Or, il se trouve que la lumière porte en elle cette énergie nécessaire, qui est, c'est important, d'autant plus grande que la longueur d'onde est courte. A présent, lorsqu'un rayon lumineux passe à proximité d'un atome il peut transférer une partie bien précise de son énergie à l'électron, juste nécessaire pour l'amener d'une orbite inférieure à une orbite supérieure donnée. Cette énergie est transformée en quelque sorte en effort mécanique pour faire grimper l'électron et elle disparaît alors du faisceau lumineux, car absorbée par l'atome. La couleur correspondante dans le spectre apparaîtra noire. C'est cela une raie spectrale. Voici une illustration de ce qui se passe. Le noyau est en orange et l'électron en violet. Suite à un apport d'énergie, sous la forme d'une onde lumineuse, l'électron monte sur une des orbites permises.
 

Christian - Cette couleur est toujours la même alors ?

Aude - Oui, pour un élément chimique donné et un changement d'étage donné. Mais dans un même atome, un électron peut très bien sauter directement de l'étage 1 à l'étage 3 par exemple. Pour cela il faudra qu'il absorbe une énergie supérieure, de la même manière qu'il faudra dépenser plus d'énergie pour monter deux barreaux sur une échelle plutôt qu'un seul. Une nouvelle raie va apparaître dans le spectre, correspondant à l'énergie nécessaire pour réaliser ce changement d'orbite. De très nombreuses combinaisons sont possibles. Par exemple, un électron peut passer de l'orbite 3 a l'orbite 4 ou directement de l'orbite 2 à l'orbite 4, et ainsi de suite. A chacune de ces combinaisons est associée une raie spectrale spécifique dans le spectre.

Raymond - Toutes ces raies sont donc visibles simultanément dans le spectre !?

Aude - Non, c'est plus compliqué. Tout d'abord il faut que l'énergie qui permet de faire sauter un électron d'un étage inférieur à un étage très supérieur soit disponible, ce n'est pas toujours le cas. Sous certaines conditions de pression et de températures certains changement de niveau, on parle aussi de transitions atomiques, sont plus probables que d'autres. La non-présence des raies d'un élément chimique dans le spectre ne signifie pas nécessairement que cet élément est absent du corps étudié, simplement, les conditions physiques ne sont pas favorables pour que sa "signature" spectrale soit visible. Ceci explique pourquoi le spectre des étoiles froides et des étoiles chaudes est si différent, alors que la composition chimique de l'ensemble des étoiles est relativement proche.

Christian - Et l'origine des raies en émission alors ?

Aude - C'est le processus inverse. Lorsque l'électron passe d'une orbite supérieure à une orbite inférieure il émet une sorte de bouffée d'énergie qui prend la forme d'une onde de lumière, que l'on appelle aussi quanta de lumière ou photon. L'énergie transportée dans l'onde correspond à une raie ayant une position précise dans le spectre, prédite dans le cadre d'une discipline de la physique que l'on nomme mécanique quantique. Dans l'illustration je vous montre la création d'une onde lumineuse suite au passage d'un électron d'une orbite supérieure à une orbite inférieure :
 

Cette onde porte une énergie bien précise prédite par la mécanique quantique pour la transition de l'électron en question. Vous pouvez voir aussi la lumière comme un grain d'énergie se déplaçant à environ 300 000 km/s. Ce grain c'est la particule que l'on nomme photon. Pour faire la liaison avec le spectre vous pouvez attribuer une couleur à un photon : un photon bleu sera plus énergétique qu'un photon rouge. 

Christian - Avec les raies en émission, suivant l'orbite de départ et l'orbite d'arrivée, la longueur d'onde de la lumière sera différente, tout comme pour l'absorption ?

Aude - Exactement. Mais chaque atome d'un élément chimique produit son propre spectre d'onde, une véritable empreinte, qui est tout à fait distincte de celles des autres éléments.

Alain - Tu as des exemples ?

Aude - Oui. Regardez ces spectres. Le premier est un spectre continu, sans aucunes raies. Puis de haut en bas vous avez le spectre d'émission de l'hydrogène, de l'hélium, du sodium et de l'argon. Aucun ne se ressemble.

Christian - En effet !

Alain - Le spectre de l'argon contient un nombre incroyable de raies ! Ca a l'air simple finalement d'identifier un élément chimique dans un spectre. Il suffit d'avoir son modèle de raies.

Raymond - Il existe donc des catalogues de raies spectrales ?

Aude - C'est vrai que la signature spectrale des éléments chimiques se différencie bien. On trouve dans des tables ou dans certains logiciels des catalogues de toutes les raies par élément chimique. Mais vous devez imaginer la complexité du problème d'identification si l'objet étudié contient potentiellement tous les éléments chimiques. Les spectres individuels sont alors susceptibles de ce mélangés en un seul. Pas facile de reconnaître les raies dans tout ce foisonnement, croyez-moi. C'est vraiment un sport difficile, réservé aux spécialistes. En temps qu'amateurs, vous n'aurez pas en principe à faire l'analyse chimique dans un corps inconnu. Il sera bon cependant de pouvoir reconnaître la présence des éléments chimique les plus courants dans les objets du ciel, comme l'hydrogène par exemple. Votre travail consiste plutôt à étudier une poignées de raies seulement, dont on sait à l'avance quels sont les éléments chimiques qui les produisent et qu'elles sont leurs longueurs d'ondes.

Alain - Je comprends bien à présent le processus de production des raies, mais le spectre continu avec toutes ces nuances de couleurs, je ne vois pas d'où il vient !

Aude - Un spectre de raies n'est possible que si les atomes baignent dans un gaz très dilué. C'est une condition que l'on rencontre par exemple dans la chromosphère ou la couronne d'une étoile. Si la densité de la matière augmente et même à la limite, lorsque l'objet devient un solide, c'est l'agitation thermique des atomes qui est la cause des transitions atomiques. On montre que dans ce cas le corps émet une gamme continue d'énergie. Suivant que le corps est chaud ou froid le spectre d'énergie émis favorisera plutôt les rayons bleus ou rouges respectivement. C'est l'origine de la couleur des étoiles.

Alain - Il suffit q'un corps soit chaud pour qu'il émette de la lumière ?

Aude - Oui, et ceci est bien sur valable pour des solides. Par exemple, ne soyez pas étonné que je vous dise que vos corps émettent de la lumière. Mais cette  lumière n'est pas visible, car elle correspond au domaine spectral infrarouge. Si mes yeux étaient sensibles dans l'infrarouge, je vous verrai par l'émission continue infrarouge que vous produisez à tout moment, même par nuit noire !

Pour être complet, je dirais qu'un autre mécanisme, lié aux vibrations des molécules, est susceptible de produire un spectre de raies. Dans le cas des étoiles, les molécules n'existent que si la température est relativement basse, en dessous de 3000 K en gros. Lorsque la température est plus haute la structure des molécules, qui est une association d'atomes, est brisée. On trouve aussi la présence du spectre des molécules dans les atmosphères planétaires, le gaz méthane par exemple dans le cas de Jupiter. Les raies moléculaires apparaissent très nombreuses et accolés les unes aux autres par paquets que l'on nomme des bandes.

Raymond - On voit comment les spectres prennent naissance. Mais tout à l'heure Christian t'a posé une question sur la notion de résolution spectrale et de luminosité d'un spectrographe. Je suppose que se sont des caractéristiques de l'instrument qui permettent de mieux voir le spectre. Est-ce que tu peux préciser ?

Aude - Une caractéristique importante du spectrographe sera sa capacité à séparer des raies proches les unes des autres, afin par exemple de mieux distinguer l'empreinte des divers éléments chimiques qui constitue l'objet observé. On appelle pouvoir séparateur spectral la plus petite distance entre deux raies qui permet de distinguer la duplicité. Par exemple, un pouvoir séparateur de 1 angstroms permettra de détecter la présence de deux raies distante de 1 angstroms dans le spectre. Si la distance entre ces deux raies est plus petite, l'observateur n'en verra qu'une seule, les deux composantes étant confondues. On dit que les raies ne sont séparées. Il y a donc une sorte de brouillage de l'information dans ce cas.

Raymond - Le meilleur spectrographe sera donc celui qui permettra de mieux séparer les raies. C'est comme avec un télescope de qualité qui permettra de voir de fins détails sur le disque de la planète Jupiter.

Aude - Au premier abord, on a tout intérêt en effet à viser un pouvoir séparateur permettant d'écarter au maximum les raies. Je rebondie cependant sur ton analogie avec l'observation visuelle de Jupiter. Pour bien résoudre les détails tu va devoir travailler avec un fort grossissement. Mais si tu conserve ce même grossissement pour observer une faible galaxie tu risque de ne rien voir du tout. En effet, le grossissement de l'instrument est tel que tu va diluer dans le champ de l'oculaire la pâle lumière de la galaxie. De manière naturelle tu va être obligé d'adopter un grossissement bien plus faible. Cela se fera au détriment de la finesse des détails perçus, mais au moins la galaxie deviendra visible, ce qui est bien l'essentiel. Nous avons le même problème en spectrographie : soit choisir une très bonne résolution spectrale, ce qui nous limite à l'étude d'objets brillants, soit choisir une basse résolution spectrale et privilégier la luminosité, ce qui permettra de saisir le spectre d'objets faibles.

Alain - En fait, on retrouve donc la notion de grossissement dans un spectrographe...

Aude - Oui, sauf qu'il s'agit ici d'une sorte de grossissement spectral. Il y a malheureusement un problème technique : il n'est pas facile de changer "l'oculaire" d'un spectrographe. Généralement ce sera un instrument assez spécialisé pour étudier tel type d'objet avec telle résolution. Le spectrographe universel qui permet de tout faire n'existe pas.

Alain - Je retrouve cela avec les télescopes. Suivant leurs conceptions, ils sont plus ou moins aptes à faire de la haute résolution ou des objets faibles.

Aude - Exact.

Raymond - Cela signifie qu'il faut se spécialiser ?

Aude - Oui, compte tenu de l'optimisation nécessaire de l'instrument en fonction de la brillance des objets étudiés ; mais aussi parce que le sujet est extrêmement vaste et que votre carrière d'astronome n'y suffira pas ! Mais rien ne vous empêche de construire plusieurs spectrographes si vous le souhaitez...

Alain - Qu'est-ce que tu nous conseille alors comme spectrographe, et pour quel type d'observations ?

Aude - Je vous propose un spectrographe ayant un pouvoir de résolution relativement modeste, pouvant séparer des raies distantes de 10 angstroms environ. L'intérêt est que vous pourrez monter ce spectrographe directement au foyer d'un télescope relativement modeste, disons de la classe d'un LX200 de 8 pouces, comme le tiens Christian. Il sera suffisamment lumineux pour pouvoir enregistrer des spectres interprétables d'étoiles de magnitude 13 au moins, toujours avec un télescope de 200 mm. Cela donne accès à bon nombre d'étoiles ! Vous avez alors la puissance suffisante pour étudier le spectre d'un très grand nombre d'étoiles variables, des novae, des comètes brillantes. Vous pourrez aussi prendre le spectre de nébuleuses diffuses et planétaires. En revanche, la plupart des supernovae se déroberont... à moins d'utiliser un télescope de la classe d'un 500 ou 600 mm. De la même manière, la résolution spectrale sera insuffisante pour étudier finement le mouvement des gaz autour d'astres possédant des disques, comme la catégorie des étoiles Be. Cependant, pour ce dernier type d'objet, vous serez en mesure de fournir des mesures spectrophotométriques de première importance.

Christian - Ca te parait les meilleures options pour débuter en spectroscopie ?

Aude - C'est bien sur un peu subjectif car à chacun ces goûts. La classe de performance que je viens de décrire est je pense un bon compromis entre le prix du spectrographe et la facilité d'utilisation d'une part, et l'étendu des observations réalisables d'autre part. Le maître mot du dimensionnement que je vous propose est la compacité et le poids le plus faible possible. De toute manière, je vais essayer de vous donner le schéma de base d'un spectrographe, et il sera facile à partir de là de calculer l'instrument qui vous parait le plus opportun. 

Raymond - De quoi est fait au juste un spectrographe ?

Aude - Le coeur de l'instrument est un composant optique qui disperse la lumière incidente dans les couleurs de l'arc-en-ciel. On peut pour cela utiliser un prisme en verre. Tenez le prisme à bout de bras et observez un paysage au travers :

Les objets apparaissent subitement irisés des couleurs de l'arc-en-ciel. Vous venez de construire un spectrographe très primitif ! Mais la simplicité du prisme cache aussi pas mal de défauts. Un prisme disperse relativement modestement la lumière et de façon différente suivant la longueur d'onde. Ces considérations posent pas mal de problèmes lors de la réalisation d'un vrai spectrographe et lorsqu'il s'agit d'analyser les spectres. Bien qu'il soit tout à fait possible de concevoir un spectrographe avec un prisme, je vais m'orienter vers un autre dispositif que l'on appelle réseau à diffraction.

Christian - Diantre !

Aude - Un réseau à diffraction est une pièce optique sur laquelle on grave des sillons rectilignes très rapprochés, typiquement avec une densité de plusieurs centaines de traits au millimètre. Supposons que la gravure soit réalisée sur une surface réfléchissante. Lorsque la lumière blanche arrive sur une telle structure, au lieu de repartir avec un angle de réflexion égal à l'angle d'incidence, comme pour un miroir, elle subit un phénomène de diffraction auquel s'ajoute un phénomène d'interférence. La conséquence est l'apparition d'un spectre tel que le montre la figure suivante :

Vous pouvez facilement voir comment fonctionne un réseau en examinant la lumière d'une lampe qui se réfléchie sur un Compact Disk . Un disque optique comporte une sorte de sillon très mince qui s'enroule sur toute sa surface et qui se comporte optiquement comme les traits d'un réseau. En orientant de manière adéquate le disque vous aller immanquablement observer un spectre.

Faisons un petit peu de mathématique pour mieux voir comment fonctionne un réseau.

Christian - Ouille !

Aude - N'ai pas peur Christian, il y a pratiquement qu'une seule formule à connaître. C'est la formule dite des réseaux. Supposons que la lumière incidente soit monochromatique, c'est à dire constituée d'une seule longueur d'onde...

Raymond - C'est le type de lumière que l'on trouve à la sortie des lasers, non ?

Aude - Tout à fait. Soit l la longueur d'onde de cette lumière. Elle arrive sur le réseau avec l'angle d'incidence q1. L'angle d'incidence est l'angle que fait le faisceau en arrivant sur le réseau avec la normale au plan du réseau, le tout compté dans le plan d'incidence.

Christian - (soupir) La normale, le plan d'incidence ?

Aude - La normale c'est une droite qui est perpendiculaire à la surface du réseau. Le plan d'incidence c'est un plan qui passe par le rayon incident et le rayon diffracté. Dans ma figure, le plan d'incidence c'est la surface de la feuille.

Christian - (rassuré) Je vois !

Aude - L'orientation des traits du réseau est quant à elle perpendiculaire au plan de la feuille, c'est important. Après diffraction, la lumière repart en faisant l'angle q2 par rapport à la normale, tel que :

avec n le nombre de traits gravés par millimètre, l la longueur d'onde de la lumière en millimètre et k un coefficient qui peut prendre toutes les valeurs entières ...-3, -2, -1, 0, 1, 2, ... On appelle k l'ordre du spectre. Les différentes valeurs de k sont valides à tout moment, ce qui signifie que le faisceau diffracté est en fait un ensemble de rayons correspondant notamment aux diverses valeurs de k. La figure suivante montre la définition des angles :

La figure que je viens de dessiner montre un réseau dit à réflexion : les traits sont gravés sur une surface réfléchissante, constituée d'une fine couche d'aluminium par exemple. Il existe une autre disposition où les traits sont gravés sur un support transparent. Le comportement du réseau est similaire à ceci près que la lumière le traverse, comme le montre cette figure :

Prenons des exemples numériques. Soit un réseau gravé avec une densité de 600 traits par millimètre. La longueur d'onde de la lumière incidente est de 5700 angstroms, soit 0,57.10^-3 millimètre. Enfin, nous supposons que l'angle d'incidence est de 10°. Voici le résultat pour quelques valeurs de k :

k=-2 :

k=-1 :

k= 0 :

k=+1 :

k=+2 :

k=+3 :

etc.

Lorsque les angles d'incidences et de diffraction sont de mêmes signes, cela signifie que les rayons sont du même coté de la normale au réseau.

Si maintenant vous modifiez la valeur de la longueur d'onde, vous allez obtenir une autre valeur de l'angle de diffraction. C'est pour cela qu'un spectre coloré qui s'étale angulairement à la sortie du réseau lorsque la lumière incidente est blanche.

L'angle entre le faisceau incident et le faisceau diffracté pour une certaine longueur d'onde est donné par :

Le résultat pour k=0 est particulier car, d'une part, quel que soit la longueur d'onde incidente, le faisceau diffracté a toujours le même angle, d'autre part, l'angle d'incidence et l'angle de diffraction sont identiques mais de signes opposés. Pour k=0, le réseau se comporte donc comme un simple miroir.

Raymond - J'ai du mal à comprendre. Tu as calculé plusieurs valeurs de l'angle du faisceau après son passage sur le réseau. Est-ce que cela signifie que la lumière monochromatique qui arrive se divise en autant de rayons ?

Aude - Oui, si tu projète sur un écran la lumière en retour du réseau tu va voir effectivement plusieurs images. Regardez l'expérience suivante. J'ai éclairé un réseau à transmission avec un laser qui émet dans une lumière constituée d'une seule longueur d'onde : un très beau rayon rouge. Après avoir traversé le réseau on observe une grande quantité d'images arrivant sur l'écran. L'une de ces images correspond à la traversée directe, pour k=0, les autres correspondent aux déviations calculées pour les valeurs k=-2, k=-1, k=1, k=2, etc.

Maintenant, si vous imaginez un laser émettant un lumière de longueur d'onde un peu différente, la position des points d'impacts sur le réseau va elle aussi être légèrement différente. Si à présent vous prolongez le raisonnement pour une lumière non plus monochromatique, mais polychromatique, qui contient simultanément un large spectre de longueur d'onde continu, vous allez observer sur l'écran autant spectres colorés qu'il y a d'ordres.

Raymond - Mais qu'est ce que je vais faire avec tous ces spectres ? Il n'y en a qu'un seul qui m'intéresse a priori ?

Aude - Exact, il va falloir choisir un ordre et considérer les autres comme des parasites. Ils sont du reste parasite sur deux plans. Tout d'abord on peut montrer avec la formule du réseau que pour certains ordres et certaines longueurs d'onde les spectres se recouvrent d'un ordre à l'autre. Par exemple, à la position dans le spectre associée à la longueur d'onde de 8000 angstroms pour l'ordre +1 vous trouvez aussi une lumière correspondante à la longueur d'onde de 4000 angstroms provenant de l'ordre +2. Ensuite, la luminosité des spectres est atténuée puisque la quantité de lumière incidente se distribue dans les différents ordres. Pour régler ce dernier problème les fabricants de réseau gravent les traits avec un profil particulier qui permet de concentrer un maximum de lumière dans un ordre donné, et même dans une certaine région spectrale de cet ordre. On appelle cela le "blaze" du réseau. Par exemple si dans le catalogue d'un constructeur vous trouvez l'expression "blazé à 5000 angstroms pour l'ordre 1" cela signifie que le réseau concentre un maximum d'énergie dans l'ordre 1 autour de la longueur d'onde de 5000 angstroms, et cela au détriment des autres ordres.

Christian - Tous les réseaux ont cette propriété ?

Aude - Non malheureusement. Parfois les réseaux très économiques ne sont pas blazé, ce qui rend leur usage très problématique en astronomie à cause de la faible luminosité. Un réseau correctement blazé concentrera par exemple 80% de la lumière dans un ordre donné, alors que la version non blazé se contentera d'envoyer quelques pourcents dans les différents ordres, l'essentiel de la lumière passant par l'ordre zéro, ce qui n'est pas très utile.

Raymond - Je reviens à ma question, quel spectre dois- je choisir ?

Aude - La différence entre un spectre d'ordre 1 et un spectre d'ordre 2 est que le second est deux fois plus étalé que le premier. Sur le papier, le spectre d'ordre 2 est le plus intéressent puisqu'il offre une meilleure résolution spectrale. Mais en astronomie il faut aussi jouer avec la luminosité très faible des astres, et la résolution spectrale n'est pas obligatoirement le paramètre prépondérant d'un spectrographe, je vous l'ai déjà signalé. On voit aussi qu'à l'ordre 2, les angles de réfraction sur le réseau sont plus important qu'à l'ordre 1, ce qui oblige dans le premier cas à utiliser des réseaux de grandes tailles et donc coûteux. Enfin, la région spectrale bénéficiant du blaze est plus étroite dans l'ordre 2 que dans l'ordre 1. Par exemple un réseau blazé pour l'ordre 1 à la longueur d'onde de 5000  angstroms sera utilisable avec une efficacité correcte pour tout l'ensemble du spectre visible. En revanche, le même réseau utilisé dans l'ordre 2 ne sera efficace que dans une région spectrale deux fois plus étroite. Toutes ces raisons font qu'il est généralement préférable de travailler à l'ordre 1 plutôt qu'à des ordres élevés. Si on souhaite agir sur la valeur de la dispersion angulaire, au lieu de jouer avec les ordres de diffraction, il est préférable de sélectionner un réseau ayant le nombre adéquat de traits par millimètre. On trouve dans le commerce des réseaux gravés avec des densités allant de 100 à 2400 traits/mm.

Alain - Je suppose que dans un spectrographe il n'y a pas qu'un réseau ?

Aude - Ce serait trop facile ! Regardez le schéma suivant :
 

En suivant le sens de la lumière, vous trouvez tout d'abord une fente qui isole une petite région du ciel au foyer du télescope. Cette fente est suivie d'une première lentille qui envoie l'image de la fente à l'infini. Pour ce faire, le foyer de la lentille, que l'on appelle dans le cas présent une collimatrice, coïncide avec la position de la fente. C'est un faisceau de lumière parallèle qui arrive donc sur le réseau.

Raymond - Cette lentille est-elle vraiment indispensable ? Ne serait-il pas possible de mettre le réseau juste derrière la fente, cela simplifierait pas mal le spectrographe il me semble ?

Aude - Pour des raisons optiques, un peu difficiles à expliquer ici, il faut admettre que les systèmes dispersifs n'aiment pas du tout recevoir un faisceau de lumière arrivant sous la forme d'un cône. Cela introduit des aberrations optiques qui détruisent la qualité du spectre. S'il faut absolument placer un réseau dans un faisceau convergeant par exemple, cela doit être effectué dans des conditions très particulières. Par exemple, le réseau doit être très proche du foyer de l'instrument et comporter peu de traits au millimètre. Mais dans sa forme la plus traditionnelle, retenez qu'un spectrographe comporte toujours un collimateur, qui est l'ensemble constitué de la lentille collimatrice et de la fente.

Raymond - Qu'elle est la fonction de la fente au juste ?

Aude - Hum, c'est une question compliquée, je réserve la réponse pour tout à l'heure !

Après le passage dans le collimateur un faisceau de lumière parallèle arrive donc sur le réseau. Celui-ci diffracte la lumière et on se retrouve donc avec plusieurs spectres correspondant aux différents ordres. Notez bien que dans la figure précédente, les traits du réseau sont gravés perpendiculairement au papier. Une seconde lentille, dite objectif, est placée en regard du réseau, en face d'un des ordres. Le spectre correspondant se forme alors sur la surface sensible du capteur CCD, qui est au foyer de l'objectif.

Je vous le rappelle, on choisit de préférence le spectre du premier ordre. Pour cela il faut respecter des angles précis entre le faisceau arrivant du collimateur, la normale au réseau et la direction de l'axe optique de l'objectif. J'ai remis la définition des angles q1 et q2 dans le schéma du spectrographe.  A votre avis, si le réseau à 600 traits/mm et que l'angle d'incidence du faisceau est de 10°, quel doit être l'angle entre l'axe du collimateur et l'axe de l'objectif ?

Christian - (fièrement) J'ai la réponse ! C'est A=q1-q2. Puisque l'angle d'incidence est de 10°, on a q1=10°. D'après les calculs de tout à l'heure, si j'utilise l'ordre 1, j'ai q2=9,7°. Donc la réponse est 10°-9,7°=0,3°.

Aude - Bien vu mon petit Christian, mais il y a un problème. Regarde le schéma du spectrographe. Est-ce que tu as l'impression que l'angle entre l'axe du collimateur et l'axe de l'objectif est de 0,3°, c'est à dire une valeur pratiquement nulle ?

Christian - (déçu) Pas vraiment, il doit être de l'ordre de 45°. Il ne marche pas ton spectrographe !!!

Aude - Il marche parfaitement si au lieu de prendre l'ordre +1 tu prends l'ordre -1. Dans ce cas tu as bien q1=10°, mais cette fois q2=-31°. L'angle recherché est alors 10°-(-31°)=41°. C'est bien plus conforme à ce que montre la figure.

Christian - Tu es forte Aude (oeil pétillant) !

Raymond - Les ordres -1 et +1 sont-ils vraiment équivalent ?

Aude - Oui et non. Oui car la dispersion angulaire du spectre est semblable pour ces deux ordres. Non car le choix de l'ordre -1 permet d'ouvrir suffisamment l'angle entre le collimateur et l'objectif pour pouvoir disposer physiquement les lentilles. Ce ne serait pas possible ici en travaillant à l'ordre +1. Bien sur, vous devez ajuster les valeurs de q1 et q2 en fonction du nombre de traits par millimètre du réseau et de la dimension physique de vos lentilles.

Je vous montre en vrai comment se présente un spectrographe. Ce n'est tout de même pas très compliqué. Je pense que vous allez facilement reconnaître les éléments, à ceci près que la fente est ici absente :

Dans cet exemple le réseau à 1200 traits par millimètre et j'ai choisit les valeurs d'angles q1=35°et q2=4,3° pour la longueur d'onde de 5700 angstroms à l'ordre +1. L'écart angulaire entre l'axe de l'objectif et l'axe du collimateur est donc égal ici à A=35°-4,3°=30,7°. De cette manière les rayons lumineux de la longueur d'onde 5700 angstroms arriverons au centre du capteur CCD. Vous pouvez bien sur sélectionner une autre longueur d'onde centrale, par exemple 6563 angstroms, si vous souhaitez étudier la raie rouge de l'hydrogène. Pour cela vous avez le soit le choix de modifier légèrement la valeur de l'angle A lors de la construction du spectrographe, soit le choix de faire pivoter le réseau. Cette dernière solution permet de modifier la longueur d'onde centrale en cours d'observation, ce qui est bien pratique. L'axe de rotation doit passer par le plan gravé du réseau.

Toujours à propos des angles, vous vérifierez que le spectrographe précédent fonctionne de manière semblable si vous faites q1=4,3° et q2=35°. Cependant pour une raison que je ne vais pas développer ici, il est toujours préférable de choisir la combinaison d'angles pour laquelle q2 est plus petit que q1. Ceci améliore la qualité des spectres.

Christian - Admettons... (dubitatif)

Aude - Si je t'assure, c'est un problème d'anamorphose.

Christian - D'ana... OK je te crois !

Aude - Vraiment je t'assure. Dans les calculs que nous avons fait au début nous avions le couple q1=10° et q2=-31° pour l'ordre -1. Je recommande de permuter les valeurs des angles en faisant q1=-31° et q2=10°.

Raymond - Je vois que tu utilise des objectifs photographiques en guise de lentilles...

Aude - C'est une bonne solution car la qualité image n'est généralement pas mauvaise, en tout cas très supérieure à celle fournie par de simples lentilles minces. L'avantage d'un objectif photographique est qu'il est relativement bien corrigé du chromatisme, du moins dans la partie visible du spectre. De plus, il offre un champ large pour des rapports d'ouverture assez élevés. C'est ce qu'il nous faut !

Raymond - J'ai tout un stock d'objectifs photographiques dans mon grenier. Je peux utiliser n'importe lequel ?

Aude - Non, il y a des règles de construction. Il est particulièrement important de maîtriser la valeur de la dispersion linéaire en angstroms par pixel dans l'image CCD. Voici la formule à connaître. Si P est cette dispersion en angstroms par pixel, nous avons :

avec p la taille des pixels du CCD en millimètre et f2 la distance focale de l'objectif.

Supposons par exemple que l'on utilise un réseau à 600 traits par millimètre (n=600) au premier ordre (k=1) et que la caméra est équipée d'un CCD Kodak KAF-0400 de 768x512 pixels de 9 microns de coté (p=9.10^-3 mm). L'angle q2 pour la longueur d'onde de 5700 angstroms est de 10°. Enfin, nous choisissons d'utiliser un objectif photographique standard de 50 mm de focale (f2=50). L'application numérique donne :

Si on oriente le CCD de manière à ce que le spectre s'étale le long de la plus grande dimension de la surface sensible, l'étendue spectrale visible dans une image sera de 768 x 2,95 = 2266 angstroms. Si la longueur d'onde au centre du spectre acquis est de 5700 angstroms, alors les longueurs d'onde extrêmes observables sont :

Cet intervalle spectral couvre une bonne partie du spectre visible. Les raies importantes de l'hydrogène à 6563 Å et 4761 Å sont ainsi observables directement.

Raymond - Et si au lieu d'utiliser un objectif de 50 mm j'adopte un objectif de 100 mm de focale, d'après t'es formule, la taille du spectre augmente, n'est-ce pas ?

Aude - En utilisant un objectif de focale deux fois plus longue la dispersion linéaire double bien sur, mais le domaine spectral exploré dans une même image CCD diminue aussi d'un facteur deux. C'est une question de compromis. Nous allons nous en tenir dans notre petit spectrographe à un objectif de 50 mm de focale.

Raymond - Et pour la collimatrice...

Aude - Le choix est nettement plus libre. Une règle d'or absolue cependant. La distance focale de la collimatrice doit être au moins égale ou supérieure à celle de l'objectif. Dans notre exemple, la distance focale de l'objectif collimateur est obligatoirement égale ou supérieure à 50 mm. Si vous violez cette règle vos spectres ne seront pas de bonne qualité : ils vont perdre de la résolution.

Je vais ici choisir un objectif photographique de 135 mm de distance focale. Un grand standard dans les focales photographiques, et je suis sure Raymond que tu as cela dans un carton.

Raymond - Exact, tu as deviné. J'ai un bon vieil objectif de 135 mm ouvert à 2,8.

Aude - Tu as raison de parler de rapport d'ouverture. Il faut que je vous dise quelque chose d'important à ce propos. Je redessine le schéma du spectrographe en faisant apparaître le diamètre des faisceaux optiques :
 

J'ai fait figurer le diamètre du faisceau D1 à la sortie du collimateur, la largeur L du faisceau dans le plan d'incidence sur le réseau, et le diamètre D2 du faisceau à l'entrée de l'objectif.

La formule qui donne le diamètre D1 est :

avec f1 la distance focale du collimateur et N le rapport d'ouverture du télescope. On va supposer que le télescope est un Schmidt-Cassegrain équipé d'un réducteur de focale qui donne un rapport d'ouverture de F/D=6,3. Pour un objectif collimateur de 135 mm de focale on trouve alors :

A ce stade il faut vérifier que certaines parties du faisceau optique provenant du télescope ne sont pas interceptées par des éléments mécaniques de l'objectif collimateur, causant alors un vignettage optique. Ce n'est pas le cas ici puisque ton objectif, Raymond, est plus ouvert que le télescope (f/2,8 pour f/6,3), il y a même une bonne marge. Si j'assimile le téléobjectif à une lentille simple, son diamètre est égal à 135/2,8=48mm. C'est largement suffisant pour transmettre un faisceau optique de 21,4 mm de diamètre.

La quantité L nous informe sur la dimension minimale à donner au réseau à diffraction pour qu'il n'y ai pas de vignettage. Elle est calculée par la formule :

avec q1=31° on trouve :

Un réseau de 30x30 mm de surface gravée serait ici un bon choix, avec une marge satisfaisante.

Il nous reste à calculer le diamètre D2 minimum que doit avoir l'objectif. Voici la formule qui permet de le calculer :

Faisons l'application numérique :

Si on suppose que l'objectif photographique de 50 mm est ouvert à f/1,8, il peut être assimilé à une lentille unique et mince de diamètre 50/1,8=27,8 mm. Ce diamètre est suffisant pour collecter le faisceau collimaté de 24,6 mm provenant du réseau, mais il s'en faut de peu, la marge n'étant que de 1,6 mm sur le rayon.

Alain - La vie est belle !

Aude - Attention ! Le diamètre du faisceau que nous venons de calculer n'est valable que pour une longueur d'onde, à savoir 5700 angstroms. Vous savez qu'après diffraction sur les traits du réseau un spectre se forme. Ce sont tous les rayons provenant de ce spectre qu'il faut si possible récupérer avec l'objectif, tout au moins ceux qui correspondant à l'intervalle spectral délimité par la dimension du CCD. Sur la figure suivante, le diamètre utile de l'objectif doit être suffisant pour collecter à la fois les rayons rouges et bleus pour ne pas vignetter certaines parties du spectre.

Le problème est d'autant plus critique que la lentille frontale de l'objectif est éloignée de la surface du réseau.

La formule complète pour calculer une valeur approximative de la dimension D2 en tenant compte de la dispersion angulaire est :

avec T la distance entre la lentille frontale de l'objectif et la surface du réseau et avec X la dimension linéaire du CCD suivant l'axe de la dispersion. Cette dernière quantité vaut 6,9 mm avec un CCD KAF-0400.

On note qu'il y a vraiment tout intérêt à diminuer la valeur T, c'est à dire approcher l'objectif du réseau. Pour déterminer jusqu'où il est possible d'aller je vous recommande de faire une épure optique en vous servant de votre logiciel de dessin favori ou même en découpant des petits papiers à l'échelle. Vous devez bien prendre en compte le contour mécanique de vos composants optiques. Voici un exemple qui correspond aux paramètres instrumentaux de notre exemple. J'ai utilisé les vrais dimensions d'un objectif de 135 mm (de marque Fuji) et d'un objectif de 50 mm (de marque Nikon). Ne pas oublier non plus le contour de la caméra CCD, ici une Audine :

On peut relever sur cette épure que la valeur de T ne peut être bien inférieure à 67 mm. Faisons dans ces conditions le calcul numérique de D2 :

La pupille d'entrée de l'objectif photographique ne faisant que 50/1,8 = 27,8 mm, il s'avère qu'en dehors d'une région au centre du spectre, celui-ci est progressivement vigneté en allant vers le bord du champ.

Alain - Mais il suffit d'utiliser un objectif photographique plus ouvert. Si je ne me trompe pas, avec un objectif de 50 mm à f/1,2, le diamètre de faisceau accepté est de presque 42 mm. Cela nous sauve.

Raymond - Comme tu y va Alain, je n'ai pas un tel caillou dans mes cartons ! L'affaire va me coûter très cher si je dois me procurer une telle bête.

Aude - Alain à raison, la manière la plus directe pour résoudre le problème est de se procurer un objectif très ouvert. Mais effectivement il risquera d'être cher et la qualité optique sera probablement inférieure à celle d'un objectif ouvert à f/1,8.

Alain - Que faire alors ?

Aude - Vous pouvez à la rigueur vivre ainsi. Le défaut de vignettage fera perdre de l'ordre de 20% du flux aux extrémités du spectre. Pas entièrement satisfaisant, mais pas non plus absolument dramatique. La correction en flux des spectres, que nous verrons lors des sessions suivantes, permettra de corriger sans trop de problème l'effet photométrique induit par le vignettage. Les données acquises pourront donc malgré tout être exploitées pour un but scientifique.

Une autre solution consiste à adopter un objectif collimateur de focale un peu plus courte. Ici un objectif de 90 à 100 mm conviendrait parfaitement.

Augmenter le rapport d'ouverture du télescope est encore une solution. Dans le cas présent un télescope ouvert à F/D=8 permettrait d'éliminer le vignettage optique. Mais, il n'est pas vraiment toujours possible de jouer avec ce paramètre.

Enfin, nous l'avons vu, il reste la possibilité d'utiliser un objectif plus ouvert (f/1,2). D'une manière générale il faut retenir que c'est l'objectif qui suit le réseau qui pose le plus de problème dans un spectrographe, car il doit être généralement très ouvert.

Christian - Et la fente ?

Aude - D'accord j'y viens. Supposez que l'on place à l'entrée du spectrographe un trou de diamètre s et que celui-ci soit éclairé par une source de lumière monochromatique. Le spectre sur le CCD se résume l'image du trou à un endroit précis suivant l'axe de la dispersion correspondant à la longueur d'onde monochromatique. Eclairez à présent le trou avec une lumière présentant un spectre continu, avec en plus de fines raies sombres en absorption. Comme précédemment, les raies dans le spectre qui se forme sur le CCD sont alors autant d'images monochromatiques du trou. La largeur de ces raies est étroitement liée au diamètre du trou, ou plus précisément au diamètre s' de l'image du trou d'entrée sur le CCD. Plus petite dimension est cette dimension, meilleur est le pouvoir séparateur du spectrographe. La valeur de s' est donnée par :

soit avec les paramètres de notre spectrographe :

Supposons que le diamètre du trou d'entrée soit de 50 microns, son image sur le CCD a un diamètre de 0,322 . 50 = 16 microns. Dans ce cas, la largeur des raies spectrales est approximativement égale à deux pixels du CCD, ce qui est correct au niveau de l'échantillonnage du spectre.

Raymond - L'échantilonnage ?

Aude - Un théorème connu dit que pour pouvoir distinguer un détail d'une image il faut que ce détail soit couvert par au moins deux pixels. S'il y a moins de deux pixels, on dit que le détail est sous-échantillonné, et il ne pourra pas être résolu. Si en revanche les pixels sont petits par rapport à la taille du détail que l'on souhaite voir, on dit que ce dernier est sur-échantillonné. Un sur-échantillonnage ne fait jamais de mal en général lorsqu'il est modéré, disons d'un facteur 3 ou 4. La situation des deux pixels par éléments d'images que l'on veut résoudre est le cas limite d'échantillonnage, et suffisant pour séparer le détail en question. C'est plus clair Raymond ?

Raymond - Ca va, ca va.

Christian - Si je comprends bien, tout à l'heure on a calculé que la dispersion spectrale est de 2,95 angstroms par pixels et puisque la largeur des raies à cause du diamètre du trou est de 2 pixels, j'en déduit que la résolution spectrale est de 2. 2,95 = 5,9 angstroms. J'ai juste ?

Aude - ...

Christian - Ben, Aude !

Aude - ...

Alain - Coucou Aude !!!

Aude - Excusez-moi, je méditais au travail que l'on fait ensemble. Je trouve que l'on avance bien et ça me fait plaisir.

Raymond, Alain, Christian - Nous aussi Aude !

Aude - Bien..., Christian tu as pratiquement juste, la résolution spectrale devrait être proche de 6 angstroms. Cependant, il faut prendre en considération les aberrations optiques des composants du spectrographe, qui ont tendance à la dégrader. On parle de résolution instrumentale lorsqu'il est question de l'affectation de la qualité image par les composants du spectrographe eux-même, en dehors du trou ou de la fente d'entrée. On peut s'attendre ici à une résolution spectrale de 7 à 8 angstroms au final, ce qui correspond bien au but cherché initial.

J'en profite pour introduire un terme que vous aller souvent rencontrer en spectrométrie : le pouvoir de résolution, que l'on désigne généralement par la lettre R. Supposons qu'au voisinage de la longueur d'onde de 5700 angstroms la largeur des raies soient de 8 angstroms. Plus précisément cette la largeur doit être mesurée à mi-hauteur de l'amplitude de la raie. On appelle cela aussi le FWHM, de l'anglais Full Width Half Maximum. Alors le pouvoir de résolution est R=5700/8=712, valeur que l'on arrondie à 700. En gros, pour R inférieur à 1 000 on parle de basse résolution spectrale, entre 1 000 et 10 000 on parle de moyenne résolution, et au-dessus, de haute résolution. Les grands spectrographes professionnels peuvent avoir des pouvoirs de résolution de plus de 100 000.

Raymond - Je suppose qu'au fur et à mesure que la résolution augmente, le spectrographe devient gros ?

Aude - Tout à fait. Du reste si le spectrographe est vraiment très encombrant il ne peut plus être monté sur le télescope et on est amené à utiliser une fibre optique pour véhiculer le faisceau optique depuis le foyer du télescope jusqu'au spectrographe, situé par exemple dans une pièce bien climatisée. La sortie de fibre prend alors la place du trou d'entrée du spectrographe et c'est le diamètre de la fibre que l'on assimile au diamètre de ce trou. Les fibres de plus petit diamètre que l'on peut raisonnablement utiliser font 100 microns de diamètre. Avec notre petit spectrographe l'image de la fibre couvre à présent 32 microns, si bien que la résolution spectrale commence à être dégradée significativement. Dans une telle situation, le seul levier sur lequel on puisse agir est le rapport f2/f1 comme le montre la dernière formule. Il faut que la distance focale de la lentille collimatrice soit longue par rapport à la lentille objectif. Mais le corollaire est que les optiques seront de grand diamètre et donc chère. Le spectrographe va aussi prendre de l'envergure.

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 jusque à environ R=7 000 à 8 000 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 moins de 2 kg, ce qui permet de l'accrocher sans trop de difficulté au foyer de nombreux télescopes d'amateur. Dans cette image je vous montre à quoi ressemble un spectrographe de taille optimisé, ayant un pouvoir de résolution de 700 environ, associé à une lunette de 4 pouces sur une monture GP-DX. Cela reste raisonnable :

C'est aussi un spectrographe spécialisé dans l'étude des objets faibles et en conséquence le mode d'acquisition pour ce type d'application s'accommode mal de l'usage d'une fibre, j'y reviendrais.

Alain - 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 ?

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. C'est simple 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 arrivés 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 quant à elle liée à la finesse de cette fente.

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 touché 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.

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 une fois qu'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 cela plus en détail lors de deuxième session.

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 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. Je vous montrerai cette configuration tout à l'heure.

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 ici 4 étoiles dans la fente large :
 

En outre cette configuration permet une identification plus aisée des objets. C'est assez essentiel avec notre petit spectrographe qui est capable tout de même de faire des spectres d'étoiles de magnitude 13 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.

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 versatile 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 par exemple le 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.

Je vous donne un dernier exemple avec la lunette de 100 mm, assez special, qui  nécessite l'utilisation d'une fente compte tenu de la relative grande étendue de l'objet. Il s'agit de l'observation de la galaxie active Messier 82. A gauche, la galaxie M82 observée en mode direct et fente large pour réaliser le centrage. A droite, la fente est étroite et l'instrument est en mode spectrographie.

Le spectre continu du disque de la galaxie est visible au centre comme un trait horizontal très diffus. Les deux points visibles à l'extrémité droite sont les raies H-alpha de l'hydrogène et de l'azote ionisé émis par le noyau très actif de cette galaxie. Les longues raies verticales correspondent à une émission de notre propre atmosphère qui illumine faiblement le ciel... une sorte de pollution lumineuse naturelle.

A partir du moment où le spectrographe est équipé d'une fente étroite, l'étalonnage spectral traditionnel devient possible. Par exemple, ici je promène une petite veilleuse d'électricien au néon devant l'ouverture du télescope, juste après avoir pris le spectre de M82. Ceci me permet d'acquérir un spectre de référence dans les même conditions que pour M82. Je n'ai même pas modifié l'orientation du télescope pour ne pas être victime de problèmes de flexions différentielles. C'est un peu la débrouille, mais ça marche !

Sur le montage qui suit j'ai mis cote à cote le spectre de M82 et le spectre d'émission du gaz néon. L'étalonnage spectral permet de mesurer avec un specrographe aussi modeste le décalage vers le rouge de la galaxie. La raie H-alpha au lieu d'être mesurée à sa longueur d'onde de repos à 6563 angstroms est ici observée à 6568 ansgtroms, soit une vitesse de récession de 230 km/s environ.

Pour fini, je vais décrire le schéma d'un spectrographe proche de celui que nous venons de discuter, mais avec une modification significative. Le but est d'aboutir à un instrument le plus compact possible. Pour cela, j'exploite les angles que nous avons calculés pour l'ordre +1 au début de cette session. L'angle d'incidence et l'angle de diffraction pour la longueur d'onde de 5700 Å sont similaires, environ 10°, et surtout de même signe.

Christian - Ooops, cela veux dire que la direction des rayons lumineux qui partent vers le réseau et ceux qui en reviennent sont les mêmes. Tu ne peux donc pas dégager de la place pour caser à la fois une lentille collimatrice et une lentille objectif, je me rappelle la leçon !

Aude - C'est exact. Mais on s'en sort en utilisant la même lentille à la fois comme collimateur et comme objectif. Voici un schéma de principe :
 

La fente d'entrée et le CCD sont légèrement décentrés par rapport à l'axe optique. C'est ce qui permet d'utiliser la même optique pour la fonction de collimation et la fonction d'imagerie du spectre sur le CCD. Un petit miroir de renvoi a été ajouté pour que l'on puisse faire coexister simultanément la mécanique d'une fente et la caméra CCD.

Nous l'avons vu, les angles d'incidence et de diffraction sont presque égaux et de petites valeurs. On appelle cette configuration un montage Littrow. Ce type de montage permet d'optimiser la surface utilisée du réseau, et c'est aussi dans cette situation que le blaze du réseau fonctionne au mieux, c'est à dire que le rendement de l'ensemble est le meilleur. On économise un objectif, d'où le gain en masse et en volume.

En pratique, par rapport au schéma de principe que je viens de montrer, le réseau est tourné à 90° de manière à ce que les traits gravés soient parallèles au plan du papier. De même, on tourne à 90° l'axe principal de la fente. Ainsi la dispersion ne se produit plus dans le plan de la feuille, mais suivant un axe perpendiculaire. Cela ne change pas le principe de fonctionnement, mais donne un peu plus de marge pour le passage du faisceau optique.

Alain - Tu peux nous dire un mot sur la manière de régler un tel instrument ?

Aude - Vous n'avez besoin que d'un seul outil : un bon chercheur de télescope avec réticule et réglé avec soin sur l'infini en visant un objet lointain. Vous retirez le réseau et vous visez la fente avec le chercheur comme je vous le montre ici :

Vous devez ajuster la distance entre l'objectif photographique et la fente de telle manière que cette dernière apparaisse bien nette. Cela signifie que la fente est au foyer de l'objectif. Pour faire ce réglage vous pouvez agir sur la bague de mise au point de l'objectif, mais une fois que c'est fait, vous ne devez plus y toucher.

Ensuite vous orientez le chercheur de la manière suivante :

Ce faisant vous aller pouvoir observer la surface du CCD. Ajustez alors la distance entre l'objectif et la caméra CCD en faisant glisser cette dernière le long de l'axe optique pour que les pixels apparaissent net. A son tour, la caméra est alors au foyer de l'objectif.

Mettez en place le réseau dans son support. Attention, c'est un composant optique extrêmement fragile. Si vous mettez une simple trace de doigts sur la surface gravée, considérez que vous pouvez mettre le réseau à la poubelle car il n'est pas possible de le nettoyer. Certains réseaux économiques, réalisés sur l'équivalent de films photographiques, sont protégés par de fines lames de verre qui les prennent en sandwich. Ici, pas de problème de manipulation. Mais je le répète, avec les réseaux gravés sur substrat en verre, les meilleurs, il faut prendre d'infinies précautions. Il est aussi totalement interdit de frotter la surface pour retirer des poussières. Même un pinceau très doux est quasi interdit. Si vous avez des poussières, il vaut mieux les laisser en place. Simplement, évitez d'exposer longtemps le réseau aux courants d'air. Le boîtier du spectrographe une fois fermé bien hermétiquement pour éviter l'entrée de lumières parasites, le problème des poussières est généralement réglé.

Avec un réseau blazé il y a deux orientations possibles des traits, à 180° l'une de l'autre. Une flèche tracée sur un champ du substrat en verre indique souvent la direction du blaze. Mais un petit raisonnement mental en examinant la brillance des différents spectres diffractés permet aussi de rapidement lever l'ambiguïté.

Il reste à régler l'orientation du petit miroir. Vous montez le réseau et vous positionnez à l'endroit de la fente un petit trou fait dans du papier d'aluminium par exemple. Tout en orientant le miroir, éclairez vigoureusement le trou pour que son image se forme au centre de la surface sensible du CCD.

Pour le reste, si vous respectez les cotes que vous avez pu établir en faisant une petite épure optique en coin de table, c'est gagné et vous pouvez pointer le ciel. Voici à titre d'exemple le schéma d'un petit spectrographe que j'exploite en montage Littrow. L'objectif est un Nikon de 50 mm f/1,8 (attention, la version non-autofocus), le réseau est un 600 traits/mm de chez Edmond Optics de référence A32-271, et enfin la caméra CCD est une Audine.

 Voici une photographie de l'ensemble monté.

Ce spectrographe peut être utilisé avec un télescope ouvert à F/D=4,5 sans vignettage. Ce n'était pas du tout le cas avec le montage traditionnel avec deux objectifs. En revanche, puisque f1=f2, par définition dans le montage Littrow, la taille de l'étoile ou de la fente au foyer du télescope se retrouve telle quelle sur la surface du CCD. Il faudra donc que le télescope donne des images bien piquées. Un Schmidt-Cassegain de 200 mm à F/D=6 environ convient parfaitement. J'aime bien aussi utiliser pour ma part des lunettes apochromatiques qui donnent des images bien sympathiques par leur qualité. Avec une lunette de 100 mm de diamètre ce spectrographe permet d'acquérir sans un effort sur humain des spectres d'étoiles de magnitude 12 (dispersion de 2,9 ansgtroms par pixel). Pour une description plus détaillée de ce spectrographe, cliquez ici.

Alain - Est-il possible d'adapter ce montage avec un objectif de focale plus longue pour obtenir une meilleure résolution spectrale ?

Aude - Aucun problème bien sur, à partir du moment où le télescope peu supporter le surcroît de poids. Par exemple dans le spectrographe suivant, j'utilise un objectif photographique de135 mm de focale. Notez que le réseau fait ici 50 mm de coté. Remarquez aussi l'usage intensif du bois...

Mais rappelez-vous mes propos du début. Ne pensez pas qu'une haute résolution spectrale est la panacée. A vous de choisir ou de fabriquer plusieurs spectrographe en fonction de votre spécialisation.

Aller, j'arrête là, vous en savez déjà pas mal pour commencer à construire votre spectrographe. On se repose un petit peu et on aborde ensuite la seconde partie de ce stage : l'acquisition et le prétraitement des spectres.

Raymond - Ouiii, et je prendrais bien une petite collation en attendant. Tu viens Aude ?

Aude - Mais avec grand plaisir !