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Début en spectroscopie

Geram22

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En dehors de l’imagerie, la « vraie «  astronomie utilise aussi et surtout l’information transmise par l’onde de lumière. L’étude du rayon lumineux quasi ponctuel d’une étoile peut apporter beaucoup de renseignements concernant la source, c’est le domaine de la spectroscopie , à laquelle les amateurs peuvent s’initier .

Un des outils les moins chers est le Star Analyser, simple filtre que l’on place sur le trajet de la lumière.

Dans mon cas il s’agit du S.A. 100 que je visse dans la roue à filtre, ce réseau(dont je n’expliquerai pas le fonctionnement)disperse la lumière comme un prisme.

Le pouvoir de résolution est limité à 5nm (Longueur d’onde/100).

Il faut respecter une distance entre le filtre et le capteur pour avoir une bonne dispersion du spectre.

Pour ma part avec des pixels de 6.45microns le réseau est placé à 55mm du capteur.

Il faut s’arranger pour que le spectre soit le plus horizontal possible, la possibilité d’effectuer une rotation de la caméra / réseau est très utile.

image.png.13a213da05f53715fbcf3719e912d55e.png

 

Pour les étoiles brillantes comme ci-dessous les poses doivent être assez courtes + où- 1s

Donc la capture est facile …..C’est après que ça se corse un peu.

En effet  il faut maitriser l’utilisation d’un logiciel permettant d’exploiter les images en les transformant en courbe, j’ai réussi à dompter ISIS  croyant que mon expérience d’IRIS (du même auteur Ch. BUIL) m’aiderait .Initialement je pensais faire le prétraitement, la registration  avec IRIS, mais ce fut la source de messages d’erreur. Pour ce qui me concerne, en  spectro il m’a fallu passer intégralement par ISIS, qui possède par ailleurs toutes les fonctionnalités pour prétraiter et traiter les images.

Lors de prise de vue la calibration  passe par la mesure d’une étoile A à proximité de la cible ,ces étoiles ont 4 raies d’absorption de l’hydrogéne bien pratiques pour « caler » la courbe et compenser la réponse instrumentale ( les photos ci-dessous sont toutes associées au spectre d’une étoile A)

Mes mesures s’étalent entre 400 et 720nm

Finalement j’arrive à faire presque comme indiqué sur le tutoriel :

http://www.astrosurf.com/buil/isis/guide_sa/tuto.htm

Voici donc quelques exemples :

 

 

ETOILES CHAUDES A  B ET Be

 

image.png.a70564c8c29f3c4f37f934a4ea6ec462.png

 

3 étoiles de la constellation de Céphée

-Au centre :Alderamin est une étoile de type A   9000°k  caractérisée par ses 4 raies d’absorption de l’hydrogène.

De gauche à droite 410,1- 434- 486,1 et la raie H alpha 656,2 nm.

Pour info le bleu du spectre est à gauche la raie H alpha à droite se situe dans le rouge.

-En haut Alfirk étoile de type B  20000°K.

-En bas 6 Céphée étoile très chaude de type Be qui présente la caractéristique d’avoir une raie H alpha en émission , ces étoiles très chaudes et en rotation rapide émettent de la matière lors d’épisodes d’éjection .Il se forme un disque contenant de l’hydrogène ionisé par les photons très énergétiques en provenance de l’étoile (cf nébuleuses H alpha)

En phase d’éjection la raie H alpha se modifie, ce sont souvent des étoiles variables

 

Ci-dessous profil de 6 Céphée :

image.png.a628b5509cff36fc3207fe6ee091f4ef.png

 A  comparer avec une étoile A

 

5f972ad80df82_spectreAlderamin.PNG.d19ca99e8d402756343525e2a2c323ad.PNG

On remarque sur les  étoiles B une atténuation des raies d'absorption de l'hydrogéne qui est de plus en plus ionisé:

 

image.png.914013852fc12be66a87d85a1ba8da64.png

 

 

Plus surprenant encore avec Gamma Cassiopée    B0.5IVe en haut

 

 à comparer avec Rucbah de type A5 et ses spectres d’absorption en bas

image.png.baa3684c110a140beb69483d6f3c3941.png

 

On observe dans Gamma Cassiopée 2 raies d’émission à 486 et 656 nm

 

 

 

image.png.746bfbd63bbef73e77b25b07a84b5344.png

 

 

ETOILES  DE TYPE SOLEIL 

 

image.png.ea1343022a99adc2bdee3f5a7ae12a57.png

 

Ci dessus Nekkar étoile de type G 8 beaucoup plus calme avec une température de 5500°K

(étoile A de référence Alphecca)

 

Ce qui la rapproche du Soleil avec une « atmosphère » plus riche en raies d’absorption : on distingue des raies moléculaires, celles du magnésium, du fer, du sodium en plus de celles d’hydrogéne

 

image.png.a14a95acc6523ac8f82b9dc51684cac2.png

 

 

Le star analyser a un pouvoir de séparation assez faible de l’ordre de 6 nm et n’autorise pas des recherches très fines mais la comparaison avec une courbe plus élaborée en rouge ci-dessous montre que l’on peut faire cependant des observations  fiables

 

image.png.18108079c08697d1539be42ec2622c24.png

 

 

blog spectro.docm

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