Spectro-Party 2019

Observatoire de Haute-Provence

2 - 7 août 2019

Par  Christian Buil

Au rythme régulier d’une session par an se déroule à l’Observatoire de Haute-Provence (OHP), et ce depuis 15 ans, une « Master Class » consacrée à l’observation spectrographique du ciel et destinée aux amateurs. C’est un formidable lieu d’échange entre professionnels et amateurs de tout niveau. Le temps y est partagé entre exposés d’astrophysique, ateliers techniques, moments de détente et observations.

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L’édition 2019 a réuni 50 participants, soit la capacité maximale d’accueil de l’OHP :

L’astrophysique…

Photo Valerie Desnoux

Les ateliers…

Photos Valerie Desnoux

Les moments de détente…

Photos Valerie Desnoux

Les observations (25 télescopes, tous équipés de spectrographes de tout type) :

Pour cette session 2019 j’ai décidé d’observer avec un tout petit télescope, le plus petit diamètre de la star-party : un Maksutov Sky-Watcher de 127 mm ouvert à f/11,8 (soit une distance focale de 1500 mm). Dans l’image ci-contre, on peut voir au premier plan le Celestron 8 équipé d’un Lhires III de Valérie Desnoux, et au second plan, le « Mak127 ».

A droite, le spectrographe UVEX au foyer du télescope. Il est ici emmailloté dans un drap noir (noter les pinces à linge — nous sommes dans la haute technologie !), car mon exemplaire, un tout premier prototype, est insuffisamment étanche à la lumière ambiante.

Comme il se doit, le spectrographe utilisé au foyer du Maksutov 127 était un UVEX (UltraViolet Explorer). C’est en effet l’une des grandes nouveautés du moment, puisque depuis le printemps 2019 le projet UVEX est rendu public, avec tous les détails pour que vous puissiez le réaliser vous-même. Cette expérience pédagogique à petit prix est décrite actuellement sur cette page.

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Ci-contre, autour du télescope, quelques-uns des acteurs du projet UVEX : Stéphane Ubaud, Jean-Luc Martin et moi-même. 

L’instrumentation était fixée sur une monture équatoriale Avalon M-Uno. C’est la première fois que j’utilisais une monture de ce type, aimablement prêtée pour l’occasion par La Clefs des Etoiles (Toulouse), importateur officiel de cette marque.

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Cette monture c’est révélée très efficace avec l’instrument employé. L’entraînement par courroie des deux axes est un régal, tant par la précision du pointage, la réactivité, l’absence de backslah  (signe d’un autoguidage de qualité, effectivement constaté) et le silence. J’ai énormément apprécié le fait de ne pas avoir à gérer le retournement au méridien, un vrai confort. Un autre élément important à mes yeux est la disponibilité permanente d’une raquette, rudimentaire certes, mais qui rend bien service dans la phase de mise en route notamment (toutes les montures ne peuvent se targuer d’un tel avantage…). Le pilotage informatique par le système StarGo ne souffre d’aucune critique et il est d’une belle ergonomie (aucun souci avec le driver ASCOM commandé depuis le logiciel Prism). 

La mécanique de la M-Uno est un bel ouvrage, bien pensée par une entreprise qui connaît les préoccupations des astronomes (très peu de contrepoids pour l’équilibrage, passage des câbles, ergonomie générale…). La monture se range avec le trépied dans deux sacs de tailles modestes, ce qui en fait un compagnon pour le voyage. Cependant, il ne faut pas trop en demander coté charge, et le seul vrai inconvénient rencontré concerne une sensibilité au vent (en Haute-Provence, il y en a toujours un peu). Lorsque le vent est présent, l’utilisation avec une focale de 1,5 m et pour les longues expositions caractéristiques de la spectrographie montre des signes de vibrations sensibles qui m’ont parfois gêné. La sanction dans les mauvais moments est une perte de rendement photonique pouvant atteindre un facteur 2, voir plus (heureusement que la monture est très réactive, l’axe de visée est vite ramené dans le droit chemin en général). Dommage, car dans les moments de calme, employer cette monture polyvalente est un vrai plaisir, ce qui adouci un peu le prix d’achat élevé (mais une oeuvre d’art a t’elle vraiment un prix !?).

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Mais pourquoi diantre avoir utilisé un si petit télescope à l’occasion de cette session OHP 2019 me direz-vous (alors que je dispose d’instruments sensiblement plus imposants) ? L’un des buts de ce compte rendu d’observation est de répondre à cette question.

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D’abord, il y avait l’idée de transposer un équipement léger sur le terrain, sans prise de tête. L’adéquation avec la monture décrite ci-dessus est ainsi quasi parfaite.

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Ensuite j’ai voulu mettre un point d’honneur à montrer que l’on peut faire de la « bonne » spectrographie avec un télescope minuscule. Certes, on le comprend bien, il n’est pas question d’aller chercher le spectre d’une supernova de magnitude 17 avec une pupille de moins de 13 cm de diamètre. L’intérêt est ailleurs : c’est celui de la résolution spectrale, c’est-à-dire l’aptitude à résoudre de fins détails du spectre, à la manière d’un observateur planétaire qui cherche à détailler le disque de Jupiter ou de Mars. Sur le plan du pouvoir de résolution spectral, j’ai voulu pousser UVEX dans ces limites en l’associant à un télescope bien adapté à ce but. Je vous montre maintenant par  le calcul comment on y parvient…

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D’abord, un télescope de cette taille est moins affecté par la turbulence atmosphérique qu’un télescope plus conséquent en diamètre,  un 200 mm ou plus. Si avec un diamètre de 127 mm, l’agitation atmosphérique est encore présente, l’image focale des étoiles montre assez fréquemment la tache de diffraction (ou tache d’Airy). C’est du reste cette diffraction qui va limiter significativement la performance de notre instrumentation. Nous considérons pour simplifier et avec juste raison que la turbulence atmosphérique a ici un impact faible. 

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Le diamètre d caractéristique du disque d’Airy au foyer du télescope lorsque la pupille de celui-ci est circulaire est donné par une formule bien connue  :

avec f, la distance focale du télescope (ici f=1500 mm), λ, la longueur d’onde de travail et D, le diamètre du télescope (ici D=127 mm).  Faisons le calcul pour la partie bleu du spectre, qui correspond au domaine privilégier pour UVEX (UVEX est au départ conçu pour l’étude de la partie bleu et ultraviolette du spectre des objets astronomique, ce qui ne l’empêche pas d’être utilisable sous conditions pour d’autres régions spectrales, on le verra plus loin). On choisi la longueur d’onde de 400 nm (soit λ=0,0004 mm), associée au bleu profond. Le calcul donne :

Si on ignore les effets du seeing résiduel (et aussi les erreurs de guidage), un spectrographe dont la fente d’entrée ferait 5,8 microns serait dit limité par la diffraction en terme de résolution spectrale. Si l’optique de ce spectrographe est par ailleurs de qualité, on atteint alors le pouvoir de résolution spectral maximal théorique. En pratique, un spectrographe limité par la diffraction de cette manière n’est pas idéalement exploité : on montre en effet qu’une partie de la lumière traversant la fente s’évase ensuite au delà de l’ouverture initiale du télescope (diffraction par la fente elle-même, conduisant à une dégradation de l’ouverture). La sanction est une perte potentielle de rendement optique, une partie de la lumière passant au-delà de la dimension des éléments optiques constituant le spectrographe, comme l’indique la figure ci-après.

En pratique, pour éviter cette dégradation, il est raisonnable d’adopter une fente dont la largeur est supérieure à 2d, soit ici, 2 x 5,8 = 11,6 microns. 

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A l’OHP 2019 j’ai utilisé à l’entrée de UVEX une fente de 14 microns de large, ce qui donne une marge supplémentaire pour tenir compte de la présence malgré tout d’un peu de turbulence atmosphérique et de la présence des  erreurs de guidage en longue pose, des éléments qui ont tendance à accroître la taille du disque apparent des étoiles. On pose w = 14 microns, avec w la largeur de la fente adoptée. On considère que UVEX est ici utilisé en régime quasi limité par la diffraction.

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Une autre formule importante à connaître est celle qui donne le pouvoir de résolution R atteint en fonction de la largeur physique w de la fente :

Pas d’affolement, c’est (assez) simple !

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Tout d’abord, un petit rappel. La valeur de R est le résultat du rapport λ/Δλ, avec λ la longueur d’onde de travail et Δλ la taille des plus fins détails du spectre que laisse voir le spectrographe à cette longueur d’onde. Par exemple, un pouvoir de résolution de 1000 à la longueur d’onde de 4000 angströms signifie que l’on pourra déceler des détails du spectre aussi fins que 4000  / 1000 = 4 A.

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Dans notre formule nous retrouvons la largeur de fente w, mais au dénominateur. On comprend donc qu’en réduisant la valeur de w le pouvoir de résolution augmente (avec la limite de la diffraction indiquée plus haut). La variable f1 indique la distance focale de l’objectif collimateur du spectrographe. Cet élément optique fixe aussi la taille du spectrographe. En faisant croitre la valeur de f1, la dimension et le poids augmentent, ainsi donc que le pouvoir de résolution, ce qui n’est pas illogique.

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Les variable α et β indiquent respectivement les angles d’incidence et de diffraction des rayons sur le réseau du spectrographe. Ce sont ici les caractéristiques du réseau employé qui influencent la résolution spectrale. Remarquer par exemple qu’à un fort angle d’incidence α (ou de l’angle de diffraction β) est associé une valeur croissante du pouvoir de résolution, ce qui nécessite cependant un réseau plus grand et donc plus couteux (nota, il est en général plus rentable de faire croitre α que β, cette asymétrie est connue sous le nom de phénomène d’anamorphose, mais dans UVEX il n’y a pas le choix, pour des raisons de géométrie et d’optimisation optique c’est β qui est plus grand que α).

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Lors de la Spectro-Party j’ai équipé UVEX d’un réseau gravé de 1200 traits/mm (blazé à 400 nm pour l’étude du bleu, blazé à 500 nm pour l’étude du rouge). Les paramètres du spectrographe dans ces conditions, lorsque la longueur d’onde de 4000 A est calée au centre du capteur, sont α = +1° et β = +28°. Par ailleurs f1 = 100 mm (une caractéristique propre du schéma optique UVEX), et on a vu que w = 0,014 mm. Faisons le calcul :

Cette valeur de R=3400 est le pouvoir de résolution attendu autour de 4000 A, ce qui signifie que l’on peut espérer résoudre de détails de 4000/3400 = 1,2 A à cette longueur d’onde (soit Δλ = 0,12 nm). Dans les faits, on va le voir, ce pouvoir de résolution est retrouvé, et même un peu au-dessus, vers R=3700 (l’écart vient de l’assimilation dans la formule de la forme du profil de fente à une fonction de Gauss alors qu’il s’agit en réalité d’une fonction rectangulaire).

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Si le calcul est à présent réalisé pour la longueur d’onde de 6500 A (proche de la fameuse raie Hα de l’hydrogène neutre), on a pour UVEX α = +10,3° et β = +37,3°. Tout calcul fait pour cette longueur d’onde et une fente de 14 microns, on trouve R = 5700. C’est encore une fois assez précisément la valeur expérimentale trouvée (R=5800 lors que le spectrographe est parfaitement ajusté).

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Note : il faut remarquer qu’à 6500 A, le diamètre de la tache de diffraction est de 9,3 microns, si bien que l’usage d’une fente de 18 microns de large serait plus approprié. Mais on a conservé ici la largeur de 14 microns, quitte à abaisser un peu le rendement photonique de l’instrument dans le rouge.

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Noter encore que le pouvoir de résolution est mécaniquement variable en fonction de la longueur d’onde dans un spectrographe de facture classique, tel que UVEX. Indiquer le pouvoir de résolution sans préciser la longueur d’onde est donc une faute (forte souvent commise).

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Qu’elle serait la situation si j’avais utilisé un télescope bien plus imposant, par exemple un Celestron 11, dont le diamètre est de 280 mm et la distance focale de 2800 mm (f/D=10) ?

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A 4000 A de longueur d’onde, le diamètre de la tache de diffraction est de 4,9 microns seulement, mais attention, c’est sans compter sur la turbulence atmosphérique, nettement plus perceptible avec un télescope de 280 mm qu’avec un télescope de 127 mm. La taille de la tache image est de fait plus grande que la tache d’Airy. Si on suppose un seeing de 2 secondes d’arc (déjà un bonne performance), la dimension angulaire apparente des étoiles est de 9,7 x 10-6 rd. Compte tenu de la distance focale du télescope (f=2800 mm), la dimension linéaire de la tache de seeing est de 9,6 x 10-6 x 2800 = 27 microns. Ceci oblige à utiliser une fente de 28 microns au moins avec UVEX sur ce télescope typiquement, ce qui fait chuter le pouvoir de résolution à R=1700 à 4000 A (Nota : une fente de 35 microns permettra de travailler plus confortablement en flux, mais avec une baisse encore plus forte du pouvoir de résolution).

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Il apparaît qu’un C11 collecte 5 fois plus de photons environ qu’un Maksutov 127 en un même temps d’observation (le rapport de surface des miroirs). En réalité, avec une fente de 23 microns et à cause des 2800 mm de focale, une part sensible du flux optique déborde de la fente à cause du défaut de suivi et dès lors que la turbulence est un peu forte, et il faut plutôt compter sur un facteur 3 en flux entre les deux configurations. Certes… Mais simultanément, le Maksutov 127 montre des détails deux fois plus fin, comme si UVEX avait grossit par miracle d’un facteur 2. Puisque j’ai voulu privilégier la pouvoir de résolution, le choix est dès lors clair, le Maksutov 127 est la meilleure option ! Voici la justification de mon « setup » sur le terrain de l’OHP en cette année 2019, synonyme de non prise de tête et de résolution spectrale maximale compte tenu du spectrographe employé.

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Au passage, le raisonnement qui vient d’être tenu explique à lui seul pourquoi les amateurs peuvent (1) exploiter efficacement les spectrographes astronomiques, (2) peuvent faire oeuvre utile en Science, (3) nouer de vraies collaborations pro-am. Si les amateurs, malgré leurs petits moyens, tirent ainsi leur épingle du jeu, en rivalisant en terme de résolution spectrale avec de très gros équipements professionnels, c’est que leurs télescopes sont de petites tailles. Je n’ai fait ici que prolonger cette idée, et en fin de compte, ce qui vient d’être dit ci-devant (en particulier la formule donnant la valeur de R) est au centre de tout, de ce Work-Shop OHP et du reste !

Aussi bien pour le guidage que pour la prise des spectres, les caméras employées sont les modèles ASI183MM Pro de la firme ZWO. Les performances en bruit sont excellentes, ce qui est important en spectrographie pour la détectabilité des astres faibles. Consulter cette page pour disposer des caractéristiques optoélectroniques de la  ASI183MM mesurées par l’auteur.

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Il faut encore souligner que les acquisitions se font avec la pleine résolution du capteur, avec les pixels de 2,4 microns «non binnés» (non agglomérés par groupes).

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La petite taille des pixels est à priori un défaut, mais devient en réalité un avantage avec ce capteur CMOS en utilisant la commande CMOS_FULL du logiciel ISIS, dont l’usage est expliqué en détail sur cette page. Il est important de bien décrypter ces informations pour exploiter optimalement  les capteurs CMOS en spectrographie.

Toujours dans un soucis d’efficacité et éviter tout conflit hardware, j’ai fait le choix coté informatique d’utiliser un ordinateur par fonction de base : 

De gauche à droite, l’ordinateur d’acquisition des spectres (logiciel Prism), un iPad recevant par Wifi le signal de la caméra du chercheur électronique via un module ASIair, ultra pratique, la caméra étant ici une ASI120MM mini, et le chercheur un modèle ZWO de 30 mm, dont il faut souligner la calamiteuse qualité optique, mais qui permet de travailler malgré tout, le PC de guidage (logiciel Prism).

Ci-contre l’image d’une étoile positionnée sur la fente de 14 microns. On remarque d’abord que l’essentiel du flux de l’étoile entre dans la fente (modèle sur verre de Shelyak Instruments). On remarque ensuite que l’image de la fente est bien nette et bien échantillonnée par les pixels de 2,4 microns de la caméra de guidage, ce qui est capital pour bien travailler (des détails trop souvent négligés par les observateurs). 

Venons-en aux résultats. D’abord une cible facile, mais bien pratique pour étalonner les instruments, l’étoile Vega, observée ici dans la partie bleu-UV du spectre :

L’atténuation de la séquence de Balmer raies de l’hydrogène est bien enregistrée jusqu’à la limite située vers 3679 A. La raie fine et profonde à 3934 A est la raie K du Ca II. Bien d’autres raies d’éléments métalliques peuvent être observées.

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Une spectre d’une toute autre allure est celui de l’étoile symbiotique CH Cyg. D’un éclat bien plus faible, elle a nécessité un temps d’observation long (1h20), mais l’objet demeure accessible à un diamètre de 127 mm : 

Un des objets proposés aux participants de la session 2019 a été l’étoile pulsante RR Lyre, qui nous a offert deux passages au maximum de brillance bien placés les nuits du 4 et du 5 août. Les nuages ont malheureusement perturbé l’observation de ces évènements. J’ai pour ma part travaillé dans la partie bleue du spectre avec un temps de pose unitaire de 10 minutes (c’est la résolution temporelle).  En combinant l’ensemble des observations effectuées lors des deux nuits sur la même phase on peut reconstruire les événements qui émaillent la montée en brillance de l’étoile : passage de l’onde de choc à la phase p=0,925 avec le coeur des raies de Balmer en émission, changement de type spectral de l’étoile — noter en particulier l’allure de la raie K du Ca II par rapport aux raies de l’hydrogène, ou encore la baisse de l’intensité des raies métalliques lorsque la surface du l’astre s’échauffe — des phénomènes spectaculaires qui se déroulent sur des temps qui se comptent en minutes. On rappelle que la magnitude V moyenne de RR Lyre est de 7,5 environ.

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Dans les graphes ci-après, la raie profonde à gauche est la raie Hγ, puis viennent en allant vers le bleu, les raies Hδ, Hε (cette dernière est quasi confondue avec la raie H du Ca II). On remarque l’émission de l’onde de choc autour de la phase 0,92 (le maximum de brillance à lieu à P=0 ou P=1). Généralement cette émission est observée par les amateurs dans la raie rouge Hα, il est plutôt rare de l’apercevoir dans les raies ultraviolettes. L’éphéméride utilisée est JD0 = 2458650,576 + 0.56677 n. Il s’agit d’un extrait de la séquence chronologique obtenue, avec un temps de pose de 10 mn donc, avec le Maksutov de 127 mm et UVEX équipé d’un réseau 1200 t/mm blazé à  400 nm, une fente de 14 microns, le tout sur ma monture Avalon M-Uno  :

L’autre série ci-après concerne toujours l’étoile RR Lyre, mais détaille à présent la raie Hγ au moment du maximum de brillance de l’astre. La résolution spectrale de UVEX est suffisante pour détailler le bleuissement de la raie à cet instant précis :

Un autre objectif de cette session pour moi était d’acquérir un jeu de spectres d’étoiles Be, essentiellement dans la partie bleu avec le but d’améliorer éventuellement la classification spectrale de ces objets et d’étudier l’aspect de la discontinuité de Balmer pour mieux évaluer la température. Quelques observations d’étoiles Be ont été aussi faites dans le rouge (voir plus loin). Voici un échantillon du coté des courtes longueurs d’onde, portant sur des objets relativement brillants : 

Comme indiqué au début de ce compte-rendu, en pivotant le réseau de 1200 traits/mm il est possible d’accéder à la partie rouge du spectre avec une résolution d’environ R=5500 (en tenant compte des aberrations optiques de UVEX, un peu plus fortes dans le rouge que dans le bleu). D’après le critère indiqué par la base BeSS, on entre maintenant dans le domaine de la haute résolution spectrale. Voici quelques exemples de spectres d’étoiles Be couvrant la bande allant du doublet jaune du sodium (résolu) jusqu’à la raie rouge Hα. Grace à la taille généreuse du capteur Sony équipant la caméra ASI183MM on notera la capacité d’observer simultanément les raies HeI à 5876 A et 6678 A.

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Voici un test de consistance en observant sur deux nuits consécutives l’étoile Be V1448 Aql. Cet objet est faible (V=8,0) et a demandé plus de 3 heures de pose le 10.9/08/2019 pour atteindre un rapport signal sur bruit de 200 vers 630 nm, nécessaire compte tenu du faible contraste de l’émission dans la raie Hα par rapport au continuum :

Un test de résolution sur l’étoile 34 Cyg, avec la présence d’un profil P-Cygni sur de nombreuses raies qui se prête bien à ce jeu :

Pour conclure ce compte-rendu d’observation, indiquons que si le spectrographe UVEX est apte pour observer utilement un large nombre d’objets, bien sur, comme tout instrument de mesure, il affiche des limites qu’il faut savoir reconnaitre et admettre. Par exemple, la résolution spectrale de UVEX, même dans sa version la plus performante sur ce plan, celle décrite ici, ne permet pas l’étude efficace de l’émission chromosphérique que l’on peu parfois repérer au sein des raies CaII H&K (voir le détail ici). Il est cependant réjouissant de détecter (sinon mesurer) cette subtile signature dans le spectre du monde des étoiles alors qu’on emploie un modeste télescope de 127 mm de diamètre et un spectrographe réalisé en impression 3D. C’est par exemple la cas dans le spectre ci-après (extrait) de HD 205435, où l’émission chromosphérique est indiquée par deux flèches — il faut chercher, mais elle est bien là ! : 

La magnitude limite  de mon équipement OHP 2009 pour un rapport signal sur bruit objectif a atteindre en 1 heure de pose est indiqué dans le tableau suivant. Il est le résultat de mesures expérimentales de l’objet HD 13267 en suivant le protocole décrit sur cette page. Le résultat est donné pour plusieurs longueurs d’onde. La mesure à 400 nm est associée à l’usage d’un réseau 1200 t/mm blazé 400 nm (dispersion de 0,176 A/pixel bin 1x1). Les mesures à 585, 620 et 650 nm sont associées à l’usage d’un réseau 1200 t/mm blazé à 500 nm (dispersion de 0,159 A/pixel bin 1x1).

On le sait, l’usage ici d’une petite pupille (D=12,7 cm) ne permet pas d’atteindre une forte magnitude limite. Par exemple à 400 nm, le rapport signal sur bruit de 100 en une heure de pose n’est obtenu que sur une étoile de magnitude 10,5.  On remarque aussi dans ce tableau la chute de la performance au fur et à mesure que l’on va du bleu au rouge, à cause du blaze du réseau, du rendement quantique du détecteur CMOS employé et de l’étroitesse de la fente. La performance est très bonne dans le bleu et l’UV, médiocre dans le rouge. Le résultat serait plus homogène en longueur d’onde avec un réseau de 300 t/mm blazé à 500 nm, la configuration de référence de UVEX (en gros 1,5 magnitude d’écart entre 400 et 650 nm avec un 300 t/mm, alors qu’ici avec un 1200 t/mm, on trouve 2,5 magnitudes). 

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Malgré tout, ce petit équipement permet d’observer un très grand nombre d’objets et de bien s’initier et s’amuser comme l’indiquent les résultats de ce compte-rendu. Les organisateurs du Work-Shop OHP vous invitent à faire de même lors de l’édition 2020 !

(pour vous tenir bien informé de l’actualité spectrographique, pensez à vous inscrire sur le forum ARAS) .

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Valérie Desnoux et Christian Buil à la Spectro-Party OHP 2019

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