13 - LES PERFORMANCES

L'image suivante montre le spectre de l'étoile Gamma Aql (type spectral K3 II). Il s'agit d'une mosaïque de 4 spectres élémentaires réalisée avec le spectrographe R=3000. La longueur du spectre est de 2250 pixels avec une dispersion mesurée de 0.929 A/pixel. Quelques raies caractéristiques sont indiquées : le triplet du magnésium, le doublet du sodium et la raie H-alpha..

Le spectre de l'étoile Gamma Aql. Traitement QMiPS32 et VisualSpec.
Le profil spectral de Gamma Aql.
Ce profil n'est pas étalonné radiométriquement (on retrouve le pic de sensibilité du CCD vers 5800 A).
Détail du profil spectral de Gamma Aql. Région du doublet du sodium. Les 2 composantes, qui sont distante de 6 A sont bien séparées.
Détail du profil spectral de l'étoile Gamma Aql. Région du triplet du magnésium.
Détail du profil de l'étoile Gamma Aql. Région de la raie H-alpha.
 
Le spectre de l'étoile Véga réalisée à la résolution de 3000 (dispersion de 0.929 A/mm). Réseau de 1200 traits/mm et caméra Audine.
Détail du spectre précédent autour de la raie Ha. Les déformations dans le profil de la raie sont réelles et sont dûes à la présence de raies telluriques.
La même région du spectre de l'étoile Véga, mais avec en superposition le spectre théorique de la molécule H2O atmosphérique tirée de la banque de données GEISA du LMD (Laboratoire de Météorologie Dynamique). On voit que les modulations subtiles dans la raie H-alpha sont en fait provoquées par des raies tellurique. C'est du reste l'eau qui est en quasi totalité responsable des structures dans le spectre à la gauche de la raie H-alpha.
Test de résolution spectrale. Cette fois-ci c'est la région autour de la longueur d'onde de 6890 A du spectre Véga qui est agrandie. Ce coin du spectre est à nouveau dominé par des raies telluriques, ici provoquées par la molécule O2. En bleu on a superposé le spectre de cette molécule tirée de la base GEISA. La correspondance entre ces deux spectres est très bonne (au delà de la longueur d'onde de 6300 A les modulations dans le spectre de Véga sont provoquée par H2O). L'écart entre les groupes de doublets serrées du O2 est de l'ordre de 4 A. Ces structures sont clairement résolues. Le pouvoir séparateur spectral du spectrographe est ainsi situé quelque part entre 2 et 2.5 A, ce qui est en bon accord avec les calculs.
Test de magnitude. Observation de l'étoile du type Be 60 Cyg de magnitude 5.37. La profil en rouge est le résultat d'un compositage de 7 images posées chacunes 60 secondes. Le rapport signal à bruit est de 100 dans le continuum, ce qui est un résultat conforme au calcul. En bleu, le profil a été débruité par la technique des ondelettes (traitement QMiPS32). La gain en rapport signal à bruit est très fort alors que la perte en résolution spectrale est modeste. Ce résultat laisse espérer la possibilité d'observer des étoiles particuliérement faibles avec ce spectrographe.