The 

UVEX

Project

UltraViolet EXplorer spectrograph

A spectrograph based on the Cerzny-Turner design

Par Christian Buil, Pierre Dubreuil, Stéphane Ubaud, Jean-Luc Martin,

Alain Lopez, Pierre Thierry

Un projet ARAS

Dernière version : 23 juillet 2019

The English version this text is here.

1. INTRODUCTION

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UVEX est un spectrographe principalement destiné à l’observation astronomique sur des télescopes de tailles relativement modestes (voir plus bas les spécifications détaillées). Sa particularité est de pouvoir être fabriqué par soi-même grâce à la technologie de l’impression 3D. La responsabilité de le monter et de le régler repose aussi sur vos épaules. Autrement dit, le projet UVEX sous sa forme actuelle s’adresse clairement aux bricoleurs, à ceux qui veulent comprendre le fonctionnement intime d’un instrument d’optique, aux éducateurs, aux professeurs d’écoles et de lycées qui veulent proposer à leurs élèves un projet pédagogique très riche, complet et motivant, allant de la conception jusqu’à la compréhension concrète avec son aide de phénomènes physiques divers (support de cours de physique, de biologie, de chimie…) et même de phénomènes astrophysiques si l’instrument est mis au bout d’un télescope !

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Le risque (modéré) de ne pas arriver au bout d’une telle aventure doit être assumé. Et si votre aspiration est plutôt de disposer d’un instrument parfaitement fini et immédiatement opérationnel, il est préférable de vous tourner vers l’offre commerciale, aujourd’hui large et de qualité.

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Tel que présenté ici, le projet est libre de droits pour une utilisation non commerciale. Notre but étant que vous puissiez le mener à terme, nous donnons dans cette page les informations utiles à ce but (et d’autres qui viendrons s’en doute de votre part).

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UVEX est instrument sérieux, avec lequel il est envisageable de réaliser des travaux de valeur scientifique. Il repose sur une configuration simple (essentiellement constituées de deux miroirs) qui lui confère une bonne luminosité et une couverture spectrale très étendue, pouvant aller de l’ultraviolet jusqu’à l’infrarouge (en fonction de la caméra photonique employée). Si bien sûr UVEX permet de réaliser sans problème des spectres de la partie visible du spectre électromagnétique, il faut souligner sa bonne efficacité dans l’ultraviolet, un domaine quasi inexploré par les amateurs aujourd’hui,  qui intéressera aussi les professionnels. C’est du reste cette  caractéristique qui donne le nom de UVEX, l’acronyme de UltraViolet EXplorer. 

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Voici l’allure caractéristique d’un spectre d’étoile obtenu avec UVEX dans la configuration dite  «de base», pour laquelle l’instrument a été optiquement optimisé (avec un réseau de 300 traits/mm, sachant que celui-ci est interchangeable mais avec des limitations) :

Il s’agit du spectre de la brillante étoile Deneb obtenu en montant UVEX au foyer d’un télescope Celestron 8. Ci-dessous, un détail de la partie violette et bleu de ce spectre montrant que la netteté est conservée dans ce domaine, une caractéristique peu commune dans l’offre de spectrographes pour les amateurs :

Mais la capacité d’explorer la partie infrarouge du spectre n’est pas oubliée pour autant, comme en témoigne les deux spectres d’étoiles présentés ci-dessus (en quelque sorte UVEX devient alors un IREX !) :

En quelques mots, UVEX est un spectrographe de la catégorie basse à moyenne résolution. Le pouvoir de résolution R peut aller de R = 500 à 3500 suivant la largeur de fente en employée et le réseau sélectionné (de 300 traits/mm à 1800 traits/mm, ce dernier uniquement utilisable pour la partie bleue du spectre). Comme on le note, aussi bien la fente d’entrée (largeur typique comprise entre 14 et 35 microns) que le réseau sont interchangeables.

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UVEX est conçu pour être utilisé sur des télescopes de taille plutôt modeste et relativement fermé. Le coeur de cible est un télescope Schmidt-Cassegrain, Maksutov ou Ritchey-Chrétien de 150 à 280 mm de diamètre dont le rapport d’ouverture est compris entre F/8 et F/10. Ceci est une remarque importante et une limitation dont vous devez tenir compte absolument. Si votre télescope est ouvert à F/5 (un Newton par exemple), UVEX n’est pas vraiment adapté : vous allez obtenir un spectre mais il sera dégradé (perte de résolution de 30% par rapport à F/10 pour une fente de  25 microns et domaine spectral exploitable réduit). Une ouverture à F/6 est en pratique la configuration la plus lumineuse utilisable avec UVEX. De même, l’emploi d’un gros diamètre va conduite à l’emploi une fente large qui dégrade automatiquement la performance en résolution spectrale. 

Le tableau ci-après précise le pouvoir de résolution (R) atteint à 650 nm pour un télescope ouvert à F/10 et pour diverses combinaisons techniques qu’offrent UVEX :

Ci-contre, l’aspect du spectre ultraviolet solaire en fonction de la configuration adoptée.  UVEX est  ici monté au foyer d’un télescope Ritchey-Chrétien de 10 pouces F/8 qui pointe vers le bleu du ciel diurne.

UVEX possède une interface caméra amovible. Les interfaces actuellement dessinées sont pour les caméras de la marque ATIK (voir la photographie ci-contre) et de la marque ZWO (modèles refroidis). Par exemple, ce spectrographe est très à l’aise avec une caméra CCD ATIK 414EX ou ATIK 460EX, ou encore en CMOS avec une caméra ASI183MM pro. Une interface pour caméra ATIK 314L est aussi dessiné (voir section 3).

La longueur linéaire du spectre utilisable dans le plan du détecteur est de l’ordre de 13 mm avec un réseau de 300 traits/mm et un télescope ouvert à f/10 (soit la prise d’un domaine spectral d’un peu plus de 4000 angströms en une fois avec une caméra ASI183MM par exemple).

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Un dispositif de pointage/guidage à disposer en avant du spectrographe est obligatoire pour pratiquer la spectrographie astronomique. UVEX est compatible avec le cube de guidage conçu pour le spectrographe Alpy 600 de la société Shelyak Instrument. Une version «impression 3D» de ce dispositif est en cours de conception dans le contexte du projet UVEX. 

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Pour disposer des informations les plus récentes sur le projet UVEX, il est vivement recommandé de vous inscrire sur le forum ARAS, et de consulter plus particulièrement une rubrique spécialement dédiée au projet (en plus de tous les autres sujets passionnant décrits dans ce forum, qui sont autant d’invitations à observer avec un spectrographe, quel qu’il soit). Nous vous suggérons d’émettre vos commentaires et questions éventuelles sur ce forum.

Ci-contre, une partie de la « team » UVEX  (été 2018), entourant Christian Buil : Stéphane Ubaud, Pierre Dubreuil, Alain Lopez et Jean-Luc Martin. Il faut aussi ajouter Pierre Thierry, qui a participé au développement du tout premier prototype UVEX : 

A gauche, le prototype UVEX(1) (septembre 2016).

2. LA FORMULE OPTIQUE

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UVEX est un spectrographe basé sur un schéma relativement simple et bien connu, celui du le Czerny-Turner. La figure ci-contre montre la formule optique en question sous sa forme de base. On trouve deux miroirs concaves sphériques imageurs (M1, M2), un réseau à diffraction (R) pour disperser spectralement la lumière, une fente (F) d’entrée, et bien sûr, une caméra (D) pour enregistrer le spectre. 

Dans la situation particulière de UVEX, une lentille cylindre est ajoutée juste en face du détecteur afin de corriger l’astigmatisme inhérent à cette formule optique (une lentille cylindrique possède un rayon de courbure fini sur un axe et un rayon de courbure infini sur l’autre axe). La particularité de UVEX est de reposer sur un schéma comportant quasiment que des miroirs, d’où sa propriété d’achromatisme (absence d’aberration chromatique), ce qui permet d’observer un très vaste domaine de longueur d’onde sans refocaliser. Pour conserver cet achromatisme, il faut absolument éviter d’employé UVEX sur un télescope équipé d’un réducteur de focale ou d’un correcteur de champ. Le bon choix est toujours le foyer direct d’un télescope à miroirs (la lame d’un SCT est tolérée, mais attention, celle-ci absorbe le rayonnement UV).

UVEX est plus particulièrement un spectrographe Czerny-Turner dit « croisé » (voir figure ci-contre) afin de faciliter l’aménagement (disposition de la caméra, interface avec le télescope, compacité). Comme indiqué plus haut, une lentille cylindrique est ajoutée face au détecteur. Son but est de corriger le très fort astigmatisme dont souffre la combinaison initiale du Czerny-Turner. Sans cette lentille, la trace du spectre des étoiles serait excessivement élargie suivant l’axe spatial, ce qui affecterait beaucoup l’efficacité de l’instrument lorsqu’il faut observer des astres de faible éclat. Cette lentille n’a aucun effet suivant l’axe spectral (elle se comporte alors comme un simple hublot, sans puissance optique) alors que suivant l’axe perpendiculaire (spatial) elle a un effet de focalisation. Dans la version définitive de UVEX (version dite 3), la lentille est par ailleurs fortement inclinée par rapport à l’axe moyen du faisceau de rayons : il ne faut pas s’en étonner. Cette initiative permet d’uniformiser la correction de l’astigmatisme le long du spectre - en quelque sorte, cette inclinaison corrige le chromatisme propre de la lentille cylindrique. Elle est faite en BK7, un verre optique bien transparent dans l’ultraviolet.

L’ensemble des éléments optiques est disponible auprès de ThorLabs. Les références pour la commande sont indiquées sur le dessin optique ci-contre. Noter que les miroirs concaves sphériques sont utilisés dans des montures (supports) dédiées, elles-mêmes disponibles chez ThorLabs. La distance focale des miroirs est de 100 mm pour un diamètre de 25 mm. Le contour de la lentille cylindrique fait 22 mmm x 20 mm.

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La référence du réseau indiqué est celle du 300 traits./mm blazé à 500 nm. C’est un modèle dont la taille fait  25  mm x 25 mm x 6 mm. Des réseaux compatibles avec des densités de gravures différentes sont au catalogue ThorLab (la densité maximale utilisable sur UVEX est de 1800 traits/mm). Par exemple, le réseau de 1200 t/mm blazé à 500 nm est GR25-1205, alors que celui blazé à 400 nm (spécial l’UV) est GR25-1204. 

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Les fentes employées sont celles prévues pour le spectrographe Alpy 600 de Shelyak instrument (sérigraphie sur verre ou fente claire).

La cotation du schéma optique est donnée dans les figures ci-après (nota : l’orientation du réseau indiquée correspond à une densité de gravure de 300 traits/mm, avec la longueur d’onde 510 nm positionnée au centre du détecteur) :

avec ci-après, le détail des interfaces caméras (ATIK et ZWO) :

On l’a cité, une caractéristique de UVEX, où les éléments optiques qui ont une puissance sont des miroirs, est de ne pas être affecté par l’aberration chromatique. Le domaine spectral potentiellement couvert est donc très large sans qu’il soit nécessaire de retoucher la mise au point de l’image comme déjà indiqué. Par exemple du coté de l’ultraviolet, la limite en longueur d’onde est la coupure spectrale induite par l’atmosphère terrestre (la couche d’ozone  présente en haute altitude), ce qu’indique la figure ci-après : 

Il faudrait aller dans l’espace pour faire mieux ! Une autre caractéristique de UVEX est le haut rendement optique, qui atteint 35% dans le vert  (hors les pertes au niveau de la fente liées à l’élargissement de la tache image à cause de la turbulence) — voir le détail dans la figure suivante : 

Cette valeur 35% est un efficacité photonique particulièrement élevée pour un spectrographe (le résultat dépend bien sur du rendement quantique propre du détecteur et de la longueur d’onde). Ce résultat vient du schéma optique relativement dépouillé, un choix technique volontariste, mais qui se paye par un accroissement de la difficulté de réglage par rapport à un spectrographe plus traditionnel, on le verra plus loin.

3. LA REALISATION

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Une vue de l’ensemble des pièces mécaniques constituants le spectrographe UVEX   : 

Les fichiers nécessaires à l’impression 3D au format STL peuvent êtres téléchargé à partir des liens ci-après. On indique aussi le numéro de nomenclature :

Attention à la matière choisie pour l’impression. Le PET-G a été sélectionné pour la réalisation des premiers exemplaires. Mais il est impératif de choisir une version bien opaque à la lumière. Souvent les pièces paraissent sombres à l’oeil, mais ce n’est pas du tout le cas dans l’infrarouge.

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Le PET-G chargé de carbone (à 20%) est une option encore meilleure du coté de la rigidité et de l’opacité, mais il faut que votre imprimante puisse exploiter ce type de fil (choix des buses, réglages…).

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A droite, une paroi faite dans une matière qui laisse passer le rayonnement dans le rouge profond (éclairage par l’arrière avec une puissante lampe). Noter bien qu’il est presque impossible d’exploiter un spectrographe astronomique si la structure qui le constitue n’est pas étanche à la lumière. C’est donc un point critique.

Si l’étanchéité à la lumière du boîtier est malgré tout insuffisante, il faut se résigner à recouvrir le corps du spectrographe d’un ou plusieurs drap(s) noir(s), comme sur la photographie ci-dessous :

Faites des essais avec les matériaux qui vous conviennent le mieux et avec les paramètres slicer de votre choix aussi. On est ici dans un domaine où l’expérience de chacun et la maîtrise de son propre matériel compte le plus. Noter sur la vue à gauche, l’aménagement de renforts commandés au slicer autour des trous de montage des deux miroirs et du réseau.

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Compter environ de 10 heures pour imprimer la pièce maîtresse qu’est le boitier avec une densité de 20%.

Un objet imprimé en 3D est construit couche après couche, chaque couche se déposant sur la précédente. Pour certaines parties des pièces, cette « couche précédente » n’existe tout simplement pas, et il n’est donc par possible de construire les couches suivantes dans les airs. Un support provisoire doit être défini par le logiciel slicer dans ces situations, et qui pourra être retiré une fois l’impression achevée. Certains logiciels positionne automatiquement les supports pour vous et font des suggestions. Ci-contre, le boitier UVEX avec les supports volontairement ajoutés au niveau des ouvertures par exemple.

Les vues ci-après montrent le positionnement des pièces sur le plateau d’impression (« bed »). Toutes sont réalisées avec une finesse de couche de 0,2 mm, sauf le support de fente claire UV06, réalisé avec une précision de 0,15 mm et en faisant attention de bien imprimer cette dernière pièce avec la surface qui reçoit la couronne métallique fente sur le bed (la seule manière d'avoir une surface très lisse). On préconise d'imprimer le boitier avec 3 périmètres pour une question de rigidité, alors que pour les autres pièces, 2 périmètres suffisent.

Voir sur ce lien un petit film montrant un boitier UVEX en cours de réalisation.

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Un certain nombre trous sont à tarauder M3 et M4 (par exemple les trous de fixation du capot sur le boitier). C’est une opération délicate qui doit être réalisée avec soin. On recommande d’utiliser le jeu de 3 tarauds dans l'ordre pour chaque diamètre et de pousser "plutôt fermement" avant de tourner le porte-taraud sous peine de destruction de la matière (seuls les trous M2 du support fente claire UV06  sont à tarauder avec les vis elles-mêmes). Il faut pousser tout le long du premier taraudage et rester le plus possible dans l'axe du trou possible sinon le taraud risque de déraper. Il vaut mieux s’entraîner sur une pièce à vide pour le premier taraudage :

4. LE MONTAGE

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Le première opération consiste à coller la bague de fente UV03 dans le logement prévu du boitier UV01. Il faut bien respecter l’orientation lors du collage, en positionnant en face les repères dessinés sur les pièces (c’est à l’intérieur de cette bague que sera monté glissant le porte-fente proprement dit, qui doit être correctement orienté par rapport aux traits du réseau) :

On procède ensuite au montage de l’interface caméra (dans les photos ci-dessous, il est question du modèle de caméra ZWO). On utilise un jeu de vis et écrou M4 pour la fixation :

Il est ensuite recommandé de monter maintenant l’interface télescope, ce qui limite le risque de souiller plus tard les composants optiques par des manipulations intempestives. Nous utilisons ici comme interface le bloc de guidage du spectrographe Alpy 600, que vous pouvez vous procurer auprès de la société Shelyak Instrument. Cette pièce de haute qualité en métal, déterminante pour bien observer, est cependant l’élément le plus coûteux du projet UVEX. Une étude est en cours pour proposer comme alternative un sous-ensemble compact, spécialement prévu pour cette fonction, réalisable en impression 3D et qui inclue les éléments d’étalonnage (étalonnage spectral, lampe blanche) ainsi que l’électronique nécessaire. Quatre vis M4 servent à fixer le boitier de guidage : 

La fente est montée sur son support UV04 (vis M3). On montre dans les vues ci-après l’utilisation d’une fente Shelyak (modèle sérigraphiée dans une couche de chrome déposée sur une face d’une fine lame de verre) : 

Il faut laisser un espace libre de 1.0 mm environ entre les plans de contact des pièces UV03 et UV04 (cette distance sera éventuellement ajustée au moment du réglage de l’instrument — voir à la section réglage). Noter encore qu’un jeu en rotation permet d’orienter l’axe long de la fente parallèle aux traits du  réseau. Le collier de serrage UV05 sert à parfaire la fixation du support de fente.

Une option consiste à employer une fente dite « claire », faisant aussi partie du « kit Alpy » pouvant être fournie par la société Shelyak Instrument. Il s’agit en fait d’un ensemble de fentes usinées en couronne sur une feuille de nickel de 50 microns d’épaisseur. Vous avez donc le choix de la largeur, avec en plus la présence d’un trou de 25 microns, qui peut constituer une étoile artificielle fort utile lors du réglage sur table. Cette fente est plus économique que le modèle sur verre, plus transparente en particulier dans l’ultraviolet, mais aussi plus fragile et difficile à manipuler. La surface est suffisamment réfléchissante et plane pour réaliser un bon guidage. La fente claire s’adapte sur le support incliné intermédiaire UV06 (la face gravée doit être tournée vers le plan de pose) :

L’étape suivante consiste à monter la lentille cylindrique dans le logement prévu dans le boitier UV01. La face convexe doit être tournée vers l’intérieur du boitier. Attention, il est très important que le plan de pose de la lentille soit bien plan, bien nettoyé des défauts d’usinage 3D et des bavures, la position longitudinale de ce composant est en effet essentielle par rapport aux autres composants optiques (pas de réglage prévu ici, le positionnement est obtenu par construction). Il n’est pas recommandé au départ de procéder à un collage de la lentille. Il est préférable de fixer celle-ci avec un ruban adhésif de qualité, le Kapton, qui adhère bien sur le verre et sur le plastique du boitier. Le nom «Kapton» est une marque commerciale. Il s’agit d’un ruban adhésif polyamide aux propriétés mécaniques, adhésives et chimiques remarquables. Il est par exemple souvent employé en optique ou encore pour fixer des éléments dans des environnements aussi difficiles que des structures satellites. Il est facile de trouver ce ruban adhésif auprès de sites marchands, comme Amazon. Vous devez faire bien attention de ne pas salir la surface optique utile lors des manipulations (si cela arrive, nettoyer la surface de verre en frottant avec du coton humidifié à l’eau dans un premier temps, puis à sec dans un second temps, en changeant fréquemment le coton) :

Il est temps maintenant de s’occuper des miroirs M1 et M2. On les disposes dans leurs montures respectives (serrer modérément la vis latérale) :

Les miroirs dans leurs montures sont ensuite fixés dans les pièces support UV09 et UV10 (bien enfoncer dans les montures FMP1 pour être correctement en appui sur le plan de pose afin de respecter la hauteur de l’axe optique) :

Vous êtes à présent près à monter les miroirs dans le boitier UV01. Remarquer la présence de marques de pré-positionnement, dont l’aspect a ici était renforcées d’une peinture blanche pour êtres bien visibles :

A gauche, le positionnement des supports des composants optiques par rapport aux marquage du boitier.

Chacun des supports de miroir est monté avec une vis M4 traversante. Les bordures des supports sont alignées au mieux par rapport aux marques de position du boitier. Les supports sont équipés d’un système à biellette UV11 servant à l’orientation fine des miroirs. Ces éléments peuvent être déplacés en utilisant une vis qui tire et qui pousse, manipulables depuis l’extérieur du boitier après avoir légèrement désserré la vis de fixation des miroirs. Ci-dessous, une vue de ces organes de réglages du côté externe du boitier.

 Des détails du dispositif de réglage fin de l’orientation des miroirs M1 et M2 :

Le dernier élément à mettre en place est le réseau à diffraction dans le support UV12.  Attention ici à bien respecter le sens de la flèche tracé par le fabricant par rapport au support, comme l’indique la photographie à gauche ci-après (la flèche donne la direction du blaze). Attention aussi à toujours tenir le réseau par les côtés. Ne jamais toucher la surface optique. Ne jamais la frotter pour la nettoyer. S’il y a des poussières, laissez-les, ne pas chercher à les retirer. Serrer modérément seulement la vis M3 située au sommet du support UV12 (l’emploi d’une vis nylon est idéal pour ne pas blesser le verre). Passer l’axe du support réseau au travers du trou prévu dans le boitier, en prenant garde à ne pas mettre les doigts sur la surface optique de celui-ci et celle des autres composants — mesurez bien vos gestes. Bien aligner le support par rapport à la marque dessinée dans le plancher de UV01 (valable pour un réseau 300 traits/mm) :

Monter la manette d’orientation extérieure UV13 en utilisant la vis axiale pour que la rotation soit relativement douce et serrer la vis latérale pour que le réseau soit bien entraîné — voir ci-contre. Lors de l’utilisation normale du spectrographe, vous devez tourner cette manette (légèrement) pour positionner le domaine de longueur d’onde souhaité sur la surface sensible du détecteur.

Il ne reste plus qu’à fermer le boitier UV01 avec le capot UV02, puis glisser une caméra  presque à fond de son logement dans le coulant de maintien  prévu, et vous avez terminé le montage ! 

5. LE REGLAGE

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Le réglage du Czerny-Turner n’est pas chose aisée, et on touche ici à la plus importante difficulté pour qui veut se lancer dans l’aventure UVEX. Le problème vient de l’exploitation hors axe des miroirs, du grand nombre de degrés de liberté  et de la non-indépendance des effets. Illustrons ce dernier point : un défaut d’angle sur le miroir M1 ou sur le miroir M2 peuvent avoir des effets similaires, et dans ce cas, comment trouver le responsable pour agir dessus ? Autre exemple, une erreur d’angle sur le réseau peut être compensée par un biais d’orientation du miroir M2, ce n’est pas pour autant que l’optique est bien réglée, car des aberrations peuvent alors apparaître. C’est toute la difficulté. 

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Il ne faut pas se décourager, car avec de la patience, on finit par toujours arriver au bout de ce réglage et finalement, on est bien récompensé. Voici une procédure de réglage possible…

La règle d’or est d’éviter autant que possible d’effectuer les réglages sur le télescope disposé sur sa monture et de nuit. Vous allez vous épuiser pour un résultat improbable ! La bonne procédure consiste à faire tous les réglages sur une table en utilisant votre télescope d’observation si celui-ci peut être retiré de sa monture, ou en utilisant un tube optique auxiliaire, une petite lunette par exemple qui traîne peut-être chez vous. Ce montage sur table est l’outil de travail de base.  Sur la vue à droite on utilise une lunette compacte de 65 mm f/6,5 comme moyen de test, alors que le spectrographe va ensuite être exploité sur un Richey-Chrétien de 250 mm f/8. Cette différence de gabarit  ne pose pas de problème. Pour un réglage optimal, il est cependant préférable que le télescope de test soit aussi ouvert ou plus ouvert que le télescope d’observation. Un autre élément essentiel au réglage est la source de lumière. De jour vous pouvez utiliser la lumière du fond ciel, ou ambiante (un mur blanc…) car il donne gratuitement un beau spectre de raies de Fraunhofer d’une étoile de type G2V. Une lampe fluo-compact est aussi un très bon compagnon grâce à la présence de raies du mercure intenses dans l’ultraviolet (voir un atlas des raies plus loin). Pour le rouge, il faut utiliser une veilleuse néon. Dans l’image ci-contre, on a disposé devant l’entrée du télescope (sa pupille) une veilleuse rouge pour chambre d’enfant (ne pas confondre avec les sources LED, qui elles n’émettent aucune raie) ! Si vous en trouvez dans un magasin, achetez !

5.1. Pré-réglage

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La première opération consiste à aligner les éléments optiques (M1, M2, le réseau) à l’oeil lors du montage par rapport aux repères gravés dans le plancher du boitier UV01. De cette manière, vous allez obtenir un premier spectre sur votre capteur sans soucis, ce qui est un bon début. Mais il ne sera sûrement pas de bonne qualité. A l’oeil, la précision d’orientation des éléments est de 1°, alors qu’au final, les erreurs d’angle ne doivent pas dépasser 0,1 à 0,2°.

Il est recommandé d’utiliser le réseau de 300 traits/mm pour débuter les réglages (la marque dans le boitier est prévue pour ce réseau eta pour que le centre du spectre visible tombe au milieu du détecteur lorsque le spectrographe est bien réglé, plus précisément la longueur d’onde de 510 nm). Vous pouvez aussi régler avec un autre réseau, par exemple le 1200 traits/mm, mais la marque ne sera alors plus valable. Par exemple, ci-contre l’orientation caractéristique du réseau 1200 traits/mm.

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Noter que normalement le changement de réseau ne nécessite un nouveau réglage de l’ensemble du spectrographe (miroirs M1 et M2). L’opération est donc relativement simple : retirer le support UV12, changer le réseau, remonter le réseau, puis enfin, chercher l’orientation du réseau qui fait arriver sur le détecteur la partie du spectre que l’on souhaite étudier. Vous pouvez aussi décider le fabriquer un support pour chaque réseau à diffraction à votre disposition ; c’est encore plus rapide.  

5.2. Focalisation de la caméra d’acquisition

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Le premier spectre enregistré par la caméra électronique sera surement bien flou à cause d’un défaut de focalisation Avancer et reculer alors la caméra dans son coulant pour rendre le spectre à peu près net (ne pas chercher à trop affiner, ce réglage sera surement remis en cause lorsque vous toucherez à d’autres éléments du montage). Idéalement, la caméra doit pouvoir glisser en forçant légèrement. Si c’est trop dur, passer l’intérieur du coulant à la toile émeri.  Si c’est trop large, fixer de ruban adhésif métal sur le pourtour du corps de la caméra (du ruban d’étanchéité aluminium, voir dans les magasins de bricolage). Avec l’habitude, vous allez aboutir à une sensibilité de réglage de l’ordre de 0,1 mm rien qu’avec le touché des doigts. Noter qu’une vis de blocage (avec écrou) est prévue dans les pièces UV07 et UV08. Serrez cette vis modérément.

5.3. Orientation de l’image du  spectre

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On doit ensuite s’attaquer à l’orientation de l’axe de dispersion et à l’orientation des raies spectres suivant l’axe spatial relativement  aux pixels du détecteur  Par rapport aux images ci-après, l’idée est de passer de la photographie du haut à la photographie du bas (spectres UVEX réalisés sur table à la lumière du jour) :

Avant.

Après.

Pour y parvenir, il faut d’abord tourner la caméra dans son logement de manière à amener la l’axe de dispersion parallèle aux lignes du capteur (dans l’exemple, la présence d’une poussière dans l’ouverture de la fente provoque le trait horizontal accidentel, le « transversalium », mais qui aide bien à orienter la caméra !). Il faut ensuite ajuster l’orientation de la fente (rotation de la pièce UV04 dans le pièce UV03).

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Noter que de par son principe optique, UVEX produit un spectre bien net que sur une hauteur de fente relativement restreinte (suivant la direction spatiale). UVEX est surtout fait pour observer des objets ponctuels, comme des étoiles (mais vous pouvez aussi réaliser le spectre de petites nébuleuses, de noyaux de galaxies…). En dehors de la zone de netteté, une forme d’astigmatisme se produit, qui a pour effet d’élargir les raies spectrales, et donc de faire perdre en résolution spectrale. Examinez l’image spectrale ci-après :

… il est question du spectre d’émission d’une lampe fluo-compact dans le bleu. Le spectrographe est ici correctement réglé, mais on s’aperçoit que les raies du mercure deviennent floues aux deux extrémités des images monochromatiques de la fente. C’est une forme  d’astigmatisme. Du coup, cette image n’est vraiment exploitable que dans sa partie centrale (entre les deux traits jaunes). Noter que cette zone de netteté s’élargit au fur à mesure que l’on travaille avec un télescope fermé : plus grande avec un télescope ouvert à F/10 qu’avec un télescope ouvert à F/5. Un autre point important à souligner est le centrage de la zone de netteté, c’est-à-dire dans cette figure, la position verticale de la ligne rouge. Essentiellement, suivant la qualité d’usinage du support UV12 du réseau, ou suivant que ce dernier est monté incliné dans son support, la zone de netteté peut être déportée vers le haut ou vers le bas (ou même carrément sortir de la largeur physique de la fente dans les pires situations !). En cas de problème, retirer le support UV12 (cette opération est simple, il suffit de dévisser les deux vis de la manette UV13), essayer de modifier l’inclinaison du réseau (ajouter éventuellement une cale de papier pour fixer le basculement), remonter le support dans le boitier, et voyez si la situation s’améliore (un centrage parfait de la zone de netteté n’est pas strictement nécessaire).  

5.4. Orientation du miroir M1

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On procède maintenant au réglage du miroir M1. On entre dans le dur et c’est ici que le réglage sur table, bien au calme et bien au chaud, prend tout son sens.  Une première approche du réglage consiste à orienter le miroir M1 pour que le faisceau optique soit bien centré à la surface des composants qui vont suivre (le réseau, M2, le détecteur). Pour cela, il faut utiliser une lampe à raies d’émission de dimension relèvement restreinte, que l’on amène successivement sur un bord, puis l’autre, de la pupille du télescope, tout en observant le spectre, comme dans les illustrations ci-dessous :

Remarquez que le mouvement se fait suivant un plan horizontal, ce qui est techniquement le plus rationnel. Mais pour que la procédure fonctionne, il faut aussi que le plan de dispersion spectral soit lui-même horizontal, ce qui implique d’orienter le spectrographe comme indiqué ci-contre (à 180° près).

Il faut faire un peu d’optique pour comprendre le but de cette manoeuvre.  Les schémas ci-après sont des tracés de rayons dans UVEX, appartenant à un faisceau optique ouvert à F/6 alors que la longueur du détecteur employé est supposé être de 12 mm environ (le réseau est un 300 traits/mm). Voici tout d’abord la situation lorsque le spectrographe est bien réglé :

L’ensemble de la pupille du télescope est éclairé. On ne note pas de vignetage optique (perte de rayons par les bords optiques des composants). Les rayons passent cependant très proches des limites mécaniques (noter la partie rouge du spectre qui frôle le bord du réseau en arrivant sur le détecteur). En pratique, il faut agiter la lampe devant la pupille du télescope durant le temps de pose pour obtenir un éclairement à peu près uniforme de celle-ci.

Ici seul le bord gauche du miroir du télescope est éclairé. Le spectre est moins intense, mais bien sûr, les rayons sont véhiculés sans encombre d’une extrémité à l’autre du système. Noter qu’alors le spectre apparaît extrêmement net, car le faisceau est très fermé, ce qui réduit énormément les aberrations optiques (nota, c’est la situation de l’optique dite stigmatique ; le professeur de physique peut ici introduire ici de jolis concepts de l’optique et le professeur de mathématique un peu formalisme appliqué et de géométrie). 

A présent les rayons arrivent du seul bord droit de la pupille du télescope (ou de la lunette), par le simple déplacement de la source de lumière. 

Voyons maintenant ce qui se produit lorsqu’une erreur d’angle affecte le miroir M1. Dans la simulation ci-après ce miroir a été accidentellement tourné de 1° (seulement), comme l’indique la flèche :

A présent la partie rouge la plus extrême du spectre est vignetée par le miroir M2 et aussi coupée par le bord mécanique du réseau. Pour l’observateur, cela correspond à une atténuation en intensité du côté rouge du spectre enregistré. On observe aussi un glissement du domaine de longueur d’onde (les rayons « verts » n’arrivent plus au centre du détecteur).

En éclairant le bords gauche de la pupille. Le décalage du spectre est toujours constaté.

La situation est plus intéressante en éclairant le bord droit de la pupille. Cette fois l’effet du vignetage est plus marqué encore pour l’observateur.

Le réflexe naturel dans cette situation consiste à recentrer le spectre sur le détecteur en tournant la manette du support de réseau :

De fait, en tournant le réseau comme l’indique la flèche, le partie verte du  spectre se retrouve au centre du détecteur. Tout semble aller bien…

En éclairant le bord gauche de la pupille, là encore, on observe un spectre bien net et à la bonne place.

La situation se gâte lorsqu’on éclaire le bord droit de la pupille. Cette fois, le fin pinceau de rayons généré part à coté du miroir M2, et dans l’image, la partie rouge du spectre s’éteint brutalement. Ce symptôme est le signe d’un mauvais alignement, que l’on a cherché à compenser en tournant le réseau, alors que le problème est le miroir M1.

Votre première tâche est donc d’équilibrer le vignetage sur les extrémités rouge et bleu du spectre en ajustant l’orientation de M1 et en utilisant le principe de l’éclairage par « sous-pupille ». Cette manoeuvre est valable si les autres composants sont à leur position nominale, ce qui n’est pas du tout garanti, ce qui signifie qu’il faut alors procéder par itération, un processus qui demande de la patience et de la méthode. Nous commençons ici par le miroir M1 car c’est plus sensible aux défauts.

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Après ce réglage initial au premier ordre de M1, il faut travailler plus finement en observant la réponse impulsionnelle des raies : la tache image lorsqu’on éclaire l’entrée du spectrographe avec une source ponctuelle monochromatique (comme une étoile qui ne produirait de la lumière que dans une longueur d’onde). Une manière efficace de produire une source ponctuelle consiste à  opter (éventuellement  provisoirement) pour fente claire Shelyak OP0073 ou OP0092 que l’on monte sur le support UV06 (attention, la face gravée doit être coté spectrographe, pas coté télescope, ceci à cause de la présence d’un chanfrein). Le système de fente OP0073 est muni d’un trou isolé de 20 microns de diamètre, le système OP0092 propose 3 trous alignés de 10, 15 et 20 microns :    

Voici l’aspect du spectre de ce trou lorsqu’on utilise une lampe fluo-compact : chacun des points correspond à une image monochromatique du trou pour diverses longueur d’onde (partie UV du spectre). Le télescope couplé est ouvert à F/5 :

Le but est d’obtenir une image du point aussi nette et symétrique que possible (cas A). Un mauvais réglages de M1 génère préférentiellement de la coma (cas B dans la figure ci-dessus). Il faut alors retoucher M1 pour arriver au cas A (cela se joue à quelques dixièmes de degrés près).

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Le cas C correspond à un défaut de réglage à la fois du miroir M1 et du miroir M2 (une erreur sur le miroir tend à élargir la trace du spectre). Dans le cas D, la caméra est en plus mal focalisée.

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Lorsque vous ne disposez pas d’un trou source, il faut se résigner à examiner les raies spectrales, mais avec un diagnostic moins précis…

Dans l’exemple ci-contre, le spectre 2D du haut correspond à un bon réglage. Dans le spectre du bas, le groupe de 3 raies à gauche  est bien net, mais les raies à droites sont floues, avec une asymétrie caractéristique de la coma. Retoucher M1 en priorité pour traiter ce type de problème, tout en vérifiant que le test « vignetage » est bien passé. 

5.5. Orientation du miroir M2

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Si lors de l’observation du point source ou d’une étoile vous obtenez l’aspect du spectre ci-après (bien noter la variation de la largeur du spectre en fonction de la longueur d’onde) :

… il faut pivoter le miroir M2 dans le sens adéquat pour aboutir au résultat suivant (un spectre fin sur toute sa longueur) :

5.6. Réglage de la position longitudinale de la fente

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- si lors de l’observation du point source vous n’arrivez pas à obtenir à la fois des raies spectrales fines et un spectre étroit sur l’ensemble de sa longueur d’onde ;

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- si lors de l’observation d’une étoile au télescope, l’image de la fente est bien nette dans la caméra de guidage, ainsi que l’image de l’étoile (elle apparait ponctuelle), mais que la trace du spectre est désespérément uniformément et anormalement large sur toute sa longueur (voir l’exemple ci-après sur un extrait de spectre de l’étoile Arcturus fait avec UVEX équipé d’un réseau de 1200 traits/mm au foyer d’un télescope ouvert à F/10) : 

… il est probable que les plans de netteté de l’image de l’étoile et de focalisation de la lentille cylindrique ne sont pas confondus. Cela signifie que vous pouvez observer de fins détails spectraux sans pour autant obtenir un spectre bien étroit, ou l’inverse, même en essayant de faire le point au mieux en déplaçant longitudinalement la caméra. C’est le symptôme que la fente portée par la pièce coulissante UV04 n’est pas à la bonne distance du miroir M1 (non respect de la côte de 100 mm entre la fente et M1 (voir à la section « formule optique »). Dans la partie consacrée au montage, j’ai indiqué qu’il fallait respecter un côte de 1 mm environ entre les plans de contact de l’épaulement des pièces UV03 et UV04. 

Si l’anomalie de largeur du spectre anormalement élevée apparait (un spectre plus large que 15 pixels typiquement avec des pixel de 2,4 microns par exemple), il faut ajuster cette distance, puis refaire le point du spectre, puis enfin, constater si la situation s’améliore (dans l’exemple du spectre d’Arcturus ci-dessus, l’erreur positionnement était de l’ordre de 2 mm par rapport au nominal, ce qui signifie une distance fente - miroir collimateur de 98 mm à comparer à la valeur nominale de 100 mm. Si la situation empire, il faut bien sur déplacer la fente longitudinalement en sens inverse. 

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Dans l’exemple ci-contre, le support de fente est déplacé de manière à éloigner la fente du miroir M1. Ce faisant, on modifie le point de focalisation de l’ensemble du spectrographe. Il faut rattraper en déplaçant la caméra comme l’indique la flèche.  Ce travail est itératif et passablement fastidieux car il faudra aussi à la fin refaire le point de la caméra de guidage si celle-ci est déjà en place.

Voici le résultat sur l’image du spectre de Arcturus alors que l’on converge vers le bon résultat : raies fines + spectre étroit.  

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5.7. Contrôle final  

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Le spectrographe est correctement réglé lorsqu’en modifiant le calage en longueur d’onde du spectre, les raies spectrales demeurent nettes, comme ci-contre.

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Je juge de paix demeure malgré tout au final l’observation sur le ciel d’une étoile. Tout doit être net simultanément : l’image de la fente, l’image de l’étoile sur la fente et bien sur, le spectre de l’étoile.

6. UN ATLAS SPECTRAL

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On a vu dans les sections précédentes l’importance de disposer de sources artificielles de raies qui produisent un flux assez fort et que l’on peut disposer face à l’entrée du télescope pour les réglages. En routine, ces mêmes lampes peuvent servir à étalonner en longueur d’onde les spectres scientifiques bien sûr (éclairement en pleine pupille, le meilleur). On recommande de disposer de deux types de lampes peu coûteuses : (1) une lampe fluo-compact (mais attention la législation en Europe fait quelles disparaissent des étalages, remplacées par les calamiteuses lampe LED, mais en cherchant bien on peut encore en trouver), (2) une lampe à décharge au néon que l’on peut trouver sous forme  de vielleuse (contrôle des systèmes électriques par exemple).

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Voici les longueurs d’onde des raies principales que l’on peut repérer dans  la lumière produite par une  lampe fluo-compact et telles que UVEX les restitue (les raies fines viennent d’une vapeur de mercure, les bandes larges viennent des terres rares déposées sur la face interne de l’ampoule de verre) : 

Un atlas de raies du spectre d’une veilleuse à lampe néon :

Pour information, les raies de Balmer stellaires, forts utiles pour étalonner les spectres UVEX dans l’ultraviolet :

7. L’EXPLOITATION DES SPECTRES UVEX 

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La manière de traiter optimalement les spectres UVEX est un sujet à part entière qui fera l’objet des pages spécifiques à venir. Nous proposons au lecteur de patienter un petit peu, sachant qu’il y a déjà du grain à moudre si vous voulez fabriquer votre exemplaire de UVEX !

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Pour patienter, voici un jeu de spectres caractéristiques provenant de ce spectrographe, qui donne une idée des possibilités. Noter aussi la diversité des configurations possibles. Ces données ont une vraie valeur scientifique et ont été acquises lors de la phase de mise au point du projet UVEX…

Le spectres UV d’un échantillon d’étoiles Be :

Ci-après la partie UV et bleu du spectre de l’étoile P Cygni obtenu avec un réseau 1200 traits/mm et une fente assez étroite (14 microns) afin de maximiser la résolution spectrale. Le télescope employé est relativement modeste en diamètre, un Celestron 8 :  

La partie du spectre de la Lune centrée autour des raies H&K du Ca II :

Mesure du spectre de réflectance de la planète Uranus :

Ratio URANUS / HD 20630

Partie suivante : le traitement des spectres UVEX

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