Et voici quelques autres exemples...
Profils spectraux réalisés
avec le réseau Jeulin de 100 tr/mm placé au foyer d'un télescope
de 190 mm de diamètre. La caméra est une Audine équipée
d'un CCD KAF-0400. Le spectre en vert est celui de l'étoile Delta
Cassiopée, de type A5. La série de Balmer de l'hydrogène
est bien visible. En rouge, on trouve le spectre de l'étoile Gamma
Cassiopée, de type B0e. La raie de l'hydrogène Ha
y apparaît en émission de manière spectaculaire. Les
temps de pose sont de 30 secondes.
Le spectre d'une étoile extrêmement
rouge (SAO5932). Celui-ci est barré de multiples bandes moléculaires.
L'étoile plus faible, située juste en dessous, présente
un spectre plus traditionnel avec un continuum bien uniforme. Télescope
de 190 mm. Le réseau 100 traits/mm est placé très
prés du CCD, à 19.46 mm, de manière à disposer
d'une luminosité maximale.
Le profil spectral de l'étoile
SAO5932. Le spectre débute à 0.443 micron à gauche
et fini à 0.990 micron à droite.
Notre petit spectrographe de fortune permet
d'accéder au spectre des galaxies. On peut voir sur cette image,
réalisée avec le télescope de 190 mm (compositage
de 19 poses de 2 minutes chacune), les galaxies elliptiques NGC 2258, à
droite, et NGC 2256, à gauche (les galaxies ont été
entourées d'un rectangle bleu). Les spectres correspondant sont
entourés d'un rectangle orange. Ils ressemblent à ceux de
la plupart des étoiles. Le réseau de 100 traits/mm
est placé à 19.46 mm de la surface sensible du KAF-0400 et
la dispersion est de 45A/pixels. Le nord est à droite.
Le spectre du système double NGC
3690 (ARP 299) réalisé avec la même configuration instrumentale
que pour l'image précédente. Il s'agit d'un compositage de
37 images posées 120 secondes, soit un temps d'intégration
cumulé de 1 heure et 10 minutes. Le spectre du noyau de ces galaxies
actives montre clairement une raie en émission (notez que lors de
la prise de vue, le 28/01/1999, une supernova de magnitude 16.5 se trouvait
juste à droite du noyau principal de NGC 3690, mais elle est inaccessible
avec ce spectrographe, car trop faible). La longueur d'onde mesurée
pour la raie en émission est de 0.6740 micron. Il s'agit probablement
de la raie Ha , normalement à 0.6563
micron, mais décalée vers le rouge en raison de la vitesse
de récession. La vitesse radiale mesurée est de 8000 km/s
alors que la galaxie est annoncée pour avoir une vitesse radiale
de 3000 km/s. L'écart peut s'expliquer par une identification erronée
de la raie ou par une forte déformation de celle-ci du fait des
grandes vitesses d'expansion dans le noyau. Sur ce document il est possible
d'exploiter des spectres d'étoiles jusqu'à la magnitude 14.5.
Si l'objet présente des raies en émissions, il est probablement
possible de descendre plus bas en magnitude. Il faut souligner que dans
le montage utilisé, le spectre apparaît en superposition avec
le fond de ciel. En travaillant avec un ciel bien noir, il est possible
de réduire très sensiblement le bruit ajouté par la
brillance du fond de ciel (toutes les observations de cette page ont été
réalisées en milieu urbain). Le gain estimé en détectivité
par rapport à cette image est de 1 magnitude. En utilisant dans
ces conditions un télescope de 300 mm, on calcule qu'il est possible
d'acquérir des spectres mesurables jusqu'à la magnitude 16.5.
On voit que l'objectif d'étude du spectre de supernovae avec ce
simple dispositif n'est pas utopiste.
Profils spectraux non calibrés
photométriquement extraits de l'image précédente.
A gauche, une étoile normale du champ. A droite, le noyau principal
du système ARP 299 (la raie en émission est bien visible).
L'étendue spectrale va de 0.443 à 0.793 micron.
Pour réaliser cette image, montrant
le spectre des principales étoiles des Pléiades (M45), le
réseau Jeulin de 100 traits/mm a été placé
entre un simple objectif photographique de 80 mm de focale diaphragmé
à F/5.6 et la caméra Audine. La raie de l'oxygène
atomique atmosphérique à 0.76 micron est bien visible dans
le spectre de la plupart des étoiles. La raie Ha
en émission est visible sur certaines étoiles (type Be).
La classification spectrale est à
votre portée avec un objectif photographique de 80 mm de focale
acheté d'occasion 400 F et un réseau de 100 traits/mm acheté
150 F. Sur ces images, la partie bleue du spectre est à gauche.
En haut, le spectre de l'étoile Bételgeuse, qui montre de
larges bandes provoquées par des molécules pouvant subsister
dans l'atmosphère froide de cette étoile. L'essentiel de
l'énergie est émis dans l'infrarouge. Au centre, le spectre
de l'étoile Rigel, une étoile bien plus chaude. Remarquez
comment le continuum est déporté vers la partie bleue du
spectre. En bas, le spectre de la planète Jupiter, qui montre de
fortes bandes d'absorption provoquées par le gaz méthane,
un constituant majeur de l'atmosphère de la planète géante.
Le spectre de l'étoile 77 Cyg de
type A0V obtenu avec un télescope de 190 mm de diamètre.
La série de Balmer est bien visible dans la partie bleu du spectre.
La résolution a été significativement accrue en adoptant
un montage du type GRISM constitué à partir d'un réseau
Rainbow Optics et d'un prisme d'angle au
sommet de 3°57'.
Comparaison du spectre de l'étoile
77 Cyg (après étalonnage photométrique) avec un spectre
de référence d'étoile A0V.
