Quelque conseils sur l'usage du réseau Star Analyser
Some tips on using the Star Analyzer  

Conseil #1 : orientation de l'axe de dispersion
Tip # 1: orientate the dispersion axis 

Un très gand soin doit être apporté à l'orientation de l'axe de dispersion par rapport aux lignes ou aux colonnes du détecteur CCD. L'ajustement doit être fait à une fraction de degré près afin de ne pas avoir à corriger l'angle de dispersion au moment du traitement, cette dernière opération étant succeptible d'introduire un bruit corrélé d'interpolation. Avec un peu d'habitude, par essais successifs et avec un peu de patience, on parvient à tourner le réseau par rapport à la caméra (via le filetage du réseau) avec la précision requise.

Very great care must be taken to make sure the direction of the dispersion axis dispersion is square relative to the rows or columns of pixels in the CCD detector. The adjustment must be done at a fraction of a degree to avoid having to correct the angle of dispersion during processing as this can introduce correlated noise caused by interpolation. With a little practice, through trial and error and with a little patience, we managed to rotate the grating relative to the camera (via the threads of the grating holder) with the required precision.
 


Image non retouchée montrant l'axe de dipersion, ici aligné sur les lignes du CCD. Le spectre de l'étoile NQ Gem (étoile symbiotique, voir ici) est visible au centre. Somme de 17 poses de 20 secondes avec un Celestron 11 et une caméra QSI532, le 16 octobre 2009.

Unretouched image showing the axis of dipersion here aligned horizontally relative to the  CCD. The spectrum of the star NQ Gem (symbiotic star, see here) is visible at the center. Sum of 17 exposures of 20 seconds with a Celestron 11 and camera QSI532, October 16, 2009.

Conseil #2 : réglage de la focalisation
Tip # 2: Adjust the focus  

Comme toujours en astronomie, la qualité de la focalisation a un effet déterminant sur le résultat final. Viser une étoile proposant une belle raie en émission pour réaliser la mise au point avec un certain confort et précision. Par exemple, l'étoile Gamma Cas est une très bonne cible. Attention, l'objet en question est brillant, et donc le temps de pose sera nécessairement court. Attention aussi à ne pas ce fier à la finesse de l'image d'ordre zéro, qui peut ne pas être nette dans le même plan de mise au point que le spectre.

As usual in astronomy, the quality of the focus has a decisive effect on the final result. Use a star showing a nice line in emission to achieve focus with some comfort and precision. For example, the star Gamma Cas is a very good target. Beware, the object is bright, and therefore the exposure time is necessarily short. Be careful also not to rely on the sharpness of the zero-order image, which may not be in the same focal plane as the spectrum.
 


Spectre de l'étoile Gamma Cas. Compositage de 10 poses de 0,5 seconde.

Composite of 10 exposures of 0.5 seconds.

Malgré cela, il n'est pas toujours aussi facile de jauger la qualité du point si le contraste de la raie est faible par rapport au continuum. Une bonne idée est alors de réaliser un filé d'étoile : on appui sur le bouton de rattrapage du télescope tout en réalisant une pose (de 10 secondes par exemple). Les raies sont alors plus vlisibles et la focalisation plus simple à faire .

Nevertheless, it is not always easy to gauge the quality of the focus if the contrast of the line is small compared to the continuum. A good idea is then to trail the star to make a line: you press the button to stop the telescope drive while taking an exposure (10 seconds for example). The lines are then more visible and focusing more simple to do.

Vous devez penser au préalable à orienter l'axe de dispersion de manière orthogonale au système équatorial (ascension droite, déclinaison). Ce réglage est bien moins critique que celui concernant l'alignement du spectre par rapport aux lignes et colonnes du détecteur.

You have to think in advance to align the dispersion axis so it is orthogonal to the equatorial system (right ascension, declination). This setting is less critical than the alignment of the spectrum compared to the rows and columns of the detector though.


Exemple de filé en ascension droite sur l'étoile Gamma Cas. La durée de la pose est de 10 secondes. Des raies dans la partie bleu du spectre sont à présent visibles, ce qui n'était pas le cas dans l'image du spectre non filé. On remarque aussi l'impact de la turbulence (seeing), qui déforme les raies spectrales, et donc dégrade la résolution spectrale lors d'une pose longue.

Example of trailing the star Gamma Cas in right ascension. The length of exposure is 10 seconds. The lines in the blue spectrum are now visible, which was not the case in the untrailed image spectrum image. We also note the impact of turbulence (seeing), which distorts the spectral lines, and therefore degrades the spectral resolution at  longer exposures.

Si le chromatisme de votre instrument est sensible, il faut ajuster au mieux la focalisation sur l'ensemble du spectre, c'est-à-dire, éviter utiliser qu'une seule raie pour faire un diagnostic.

If your instrument is sensitive to chromatism, we must adjust best focus over the entire spectrum, ie, avoiding use one line to make a diagnosis.
 


Exemple d'ajustement correct de la focalisation en utilisant l'étoile Delta Cas. De type A5III-IV, cette étoile montre une belle série de Balmer, facilitant une mise au point globale.

Example of correct focus adjustment using the star Delta Cas. A5III-IV type, this star shows a beautiful Balmer series, facilitating overall  focus improvement.

Conseil #3 : privilégier l'usage d'une configuration "grism"
Tip # 3: preferred use of a "Grism" configuration

L'ajout d'un prisme de l'angle adéquat au Star Analyser permet d'annuler la coma chromatique en un point du spectre. Ceci accroit la finesse spectrale.

Adding a wedge prism of the proper angle to the Star Analyzer allows you to cancel the chromatic coma at  a single point in the spectrum. This increases the spectral resolution.

Le principe d'utilisation est décrit notamment sur ces pages :

The principle of use is described on these pages:

http://astrosurf.com/buil/staranalyser/obs.htm

http://astrosurf.com/buil/us/spe1/spectro1.htm


Montage "improvisé" d'un prisme à l'avant du Star Analyser. Le prisme est en BK7 avec un angle de 3,8°.

"Improvised" mounting of a prism in front of the Star Analyzer. The prism is BK7 with an angle of 3.8°.



Le cliché du haut montre le spectre de Delta Cas pris avec un Star Analyser dans une configuration standard.
Le cliche du bas montre le spectre de la même étoile avec le montage "grism" (réseau + prisme).
Si l'apport du montage est significatif en résolution spectrale, l'usage d'un Star Analyser nu permet malgré tout de réaliser des spectres d'une qualité très honorable. Disons que le grism permet de tirer le maximum du principe simple d'un spectrographe basé sur un réseau dans le faisceau convergeant.

The top photograph shows the spectrum of Delta case taken with a Star Analyzer in a standard configuration.
The lower image shows the spectrum of the same star with the "Grism" configuration (Grating + prism).
The use of the Star Analyzer alone can still achieve spectra of very honorable quality, but the Grism can maximize the simple principle of a spectrograph based on a grating in the converging beam.

 

 
Attention, dans un montage grism, l'orientation du prisme par rapport aux traits du réseau est critique. Les directions de dispersion des deux composants doivent être confondues et de signe opposé. Le résulat en haut (spectre de Gamma Cas visualisé à haut contraste) est correct sur ces points. En bas, le prisme est tourné de 90° de manière à ce que sa dispersion soit perpendiculaire à celle du réseau. Le résultat n'est pas celui recherché : l'opération n'apporte pas de gain en résolution spectrale, mais permet de séparer spatialement l'ordre 1 et l'ordre 2. Vous venez ainsi de re-inventer le principe de la dispersion croisée exploitée dans les spectrographes "échelle" !

When assembling the Grism, the orientation of the prism relative to lines on the grating is critical. The  dispersion axes of the two components must be aligned and of opposite sign. The top result (spectrum of Gamma Cas viewed at high contrast) is correct on these points. Below, the prism is rotated 90° so that its dispersion is perpendicular to that of the grating. The does not give any improvement in spectral resolution, but separates spatially the orders 1 and  2. You have re-invented the principle of cross-dispersion spectrographs used in Echelle spectrographs!

Conseil #4 : faire le bon compromis résolution-luminosité
Tip # 4: make the right compromise between resolution and luminosity 

Le pouvoir de dispersion est proportionnel par la distance séparant le réseau du plan du détecteur. Si D est cette distance, avec un Star Analyser (réseau gravé de 100 traits/mm utilisé à l'ordre 1), le facteur de plaque P en angstroms par millimètre est donné par : P = 105/D.

The dispersing power is proportional to the distance separating the grating and detector plane. If D is the distance, with a Star Analyzer (engraved grating of 100 lines/mm used in order 1), the plate factor P in angstroms per millimeter is given by: P = 105 / D.

Exemple. Dans une caméra QSI532 la taille des pixels est de 6,8 microns. On considère que l'échantillonnage donné par cette taille de pixel est trop fin en regard de la résolution spectrale attendu (voir plus loin). La caméra est donc utilisée en binning 2x2. Ne pas hésiter à exploiter cette possibilité ! La taille effective du pixel après binning est donc de 2 x 6,8 = 13,6 microns.

Example. In a camera QSI532 the pixel size is 6.8 microns. We find that the sample size given by the pixel size is small compared to the expected spectral resolution (see below). The camera is therefore used in binning 2x2 mode. Do not hesitate to exploit this opportunity! The effective pixel size after binning is 2 x 6.8 = 13.6 microns.

Le facteur de plaque mesuré avec le montage testé est P=15,4 angstroms/pixel, ou 15,4 / 0.0136 = 1132 angstroms/mm. On en déduit la distance D :

The plate factor measured with the configuation tested is P = 15.4 Å / pixel, or 15.4 / 0.0136 = 1132 Å / mm. We deduce the distance D:

D = 105 / P = 105 / 1132 = 88,3 mm

Dans le cas présent, la situation est un peu plus compliquée. La distance de 88,3 mm n'est pas mécanique, mais optique. En effet un réducteur de focale est inséré entre le réseau et le CCD.

In this case, the situation is somewhat more complicated. The distance of 88.3 mm is not mechanical, but optical. This is due to the focal reducer which has been inserted between the grating and the CCD.


Les éléments du montage optique et mécanique.

The elements of the optical and mechanical assembly.
 

Le réducteur de focale fait passer le rapport F/D du Celestron 11 de 10 à 7,5 environ. L'idée en réduisant ainsi la focale du télescope est d'être moins sensible à la turbulence atmosphérique, d'augmenter le champ d'observation et de disposer d'un dispositif un peu plus lumieux pour l'étude des objets étendus (nébuleuses, comètes), même si ces derniers sont difficiles à observer avec un spectrographe sans fente.

The focal reducer increased the F/D ratio of the Celestron 11 from about 10 to 7.5. The idea behind reducing the length of the telescope is to be less sensitive to atmospheric turbulence, increase coverage and to have a device which can study extended objects (nebulae, comets), although these are difficult to observe without a spectrograph slit.

D'une manière générale, il n'est pas recommandé de descendre en dessous de P = 1000 A/mm, surtout si on veux avoir sur la même image le spectre à l'ordre 1 et à l'ordre 0 (non dispersée), ce qui est hautement recommandé. Le facteur de plaque doit être choisi entre P = 1000 A/mm et P = 5000 A/mm. En augmentant la valeur de P on fait croitre la luminosité du spectrographe, mais on dégrade aussi proportionnellement le résolution spectrale. C'est le compromis entre la résolution spectrale et la luminosité. Tout dépend du type d'objet observé. Les figures suivantes illustrent cette problématique.

Generally, it is not advisable to go below P = 1000 A / mm, especially if we want the same image on the spectrum of order 1 and order 0 (not dispersed) This is highly recommended. The plate factor must be chosen between P = 1000 A/mm and P = 5000 A/mm. By increasing the value of P we increase the spectrograph sensitivity, but also proportionally degrade the spectral resolution. This is the compromise between spectral resolution and brightness. It depends on the type of object observed. The following figures illustrate this problem.


Le spectre de la supernova 2009ig dans le galaxie NGC 1015 obtenu le 15 octobre 2009 avec une dispersion inverse de 1375 A/mm. Le spectre de la supernova de magnitude 14,3 se projette sur un fond de ciel très lumineux (en raison d'une intense pollution lumineuse). Le type de la supernova peut être évalué (ici un type Ia - caractérisé par les larges raies du Si II et Fe III), mais l'identification est difficile. L'observation gagnerait a utiliser une dispersion moins ambitieuse, disons ici P = 4000 A/mm, ce qui permettrait encore d'identifier le type de la supernova. En plus, suprème erreur, le spectre a été acquis en binning 1x1, soit avec une dispersion spectrale inverse de 7,7 A/pixel, ce qui est excessif. Temps de pose de 23 x 180 secondes.

The spectrum of the supernova 2009ig in the galaxy NGC 1015 obtained October 15, 2009 with an inverse dispersion of 1375 A / mm. The spectrum of the supernova of magnitude 14.3 is projected on a background of bright sky (due to intense light pollution). The type of supernova can be evaluated (by a type Ia - characterized by broad lines of Si II and Fe III), but identification is difficult. It would be advatageous to use a dispersion less ambitious, say here P = 4000 A / mm, which would still allow identification of  the type of supernova. In addition, in error, the spectrum was acquired without using  binning,  with a spectral dispersion of 7.7 A / pixel, which is excessive. Exposure of 23 x 180 seconds.



Le spectre de l'étoile symbiotique V1016 Cyg, très particulier, est identifiable vers le centre de cet extrait d'image. Il est dominé par d'intenses raies d'émission. Ici, la dispersion, de 1375 A/mm (binning 2x2), est tout à fait appropriée pour séparer ces raies d'émission les unes des autres. Temps de pose de 20 x 30 secondes. Noter que pour conserver une mise au point correcte d'un bout à l'autre du spectre, si vous avez le choix, il faut provilégier les télescopes aux lunettes (à moins d'utiliser un excellent modèle apochromatique).

The spectrum of the symbiotic star V1016 Cyg, very special, is identifiable near the center of this sample image. It is dominated by intense emission lines. Here, the dispersion of 1375 A / mm (2x2 binning), is quite appropriate to separate these emission lines from each other. Exposure 20 x 30 seconds. Note that to maintain a correct focus of an across the spectrum, if you must avoid refracting telescopes (unless you use an excellent apochromatic model).

Le pouvoir de résolution du "setup" employé est évalué à R = 150 en mesurant la largeur à mi-hauteur des raies spectrales. La finesse spectrale autour de Ha (longueur d'onde de 6563 angstroms) est donc proche de 6563/150 = 44 angstroms. La dispersion inverse étant de 15,4 angstroms/pixel, on en déduit que l'élément de résolution spectral est échantillonné par 44/15,4=2,9 pixels. C'est une valeur tout à fait satisfaisante pour exploiter au mieux les possibilités du réseau. Il ne faut pas descendre en dessous d'un facteur d'échantillonnage de 2, car alors on viole le critère de Nyquist (perte de résolution à cause de la taille finie des pixels), à moins de chercher à observer des objets très faibles (voir l'exemple ci-dessus de la supernova 2009ig, qui présente des raies larges). Il ne faut pas monter au dessus d'un facteur d'échantillonnage de 4, car alors on dilue inutilement la lumière du spectre dans le fond de ciel.

The resolving power of the "setup" employed is estimated at R = 150 by measuring the width at half height of spectral lines. The spectral width around Ha (wavelength 6563 angstroms) is close to 6563/150=44 angstroms. From the reverse  dispersion of 15.4 Å / pixel, we deduce that the spectral resolution element is sampled by 44/15. 4=2.9 pixels. It is worthwhile maximizing the possibilities of the grating. We must not fall below a sampling factor of 2, because then it violates the Nyquist criterion (loss of resolution due to the finite size of pixels) when trying to observe very faint objects (see above example of the supernova 2009ig, which presents broad lines). Do not go beyond a sampling factor of 4, because this unnecessarily dilutes the light spectrum in the skybackground.

Conseil #5 : ne pas hésiter à retoucher l'orientation de la dispersion du réseau sur le plan du ciel
Tip # 5: Do not hesitate to alter the orientation of the dispersion of the grating on the plane of the sky


Le champ de l'étoile MWC 465, de type Be et de magnitude 10,2. L'étoile Be est la plus à gauche, mais malheursement une étoile plus faible de magnitude 11 environ est exactement alignée dans l'axe de dispersion. Le spectre de l'étoile Be est donc brouillé. On peut aussi s'interroger sur la nature de la sur-intensité dans le spectre. Est-ce la raie Ha ou une étoile qui se trouve par hazard sous le spectre ?

The field of the star MWC 465, type Be and magnitude 10.2. The Be star is the left, but a star of lower magnitude 11 is unfortunately about exactly aligned with the axis of dispersion. The spectrum of the Be star is distorted. One can also wonder about the cause of the bright spot in the spectrum. Is this the line Ha or a star located by chance in the spectrum?
 


Pour répondre à ces questions il ne fait par hésiter à tourner l'ensemble caméra + réseau d'un petit angle, ici de 10° environ. Cette fois les spectres des deux objets ne se confondent plus. On peut aussi affirmer que l'étoile Be présente une belle raie d'émission ! Le temps de pose est de seulement 4 x 60 secondes. L'observation est réalisée le 16 octobre 2009. Au passage, on notera l'exploitation qui est faite du Star Analyser : un programme de détection de l'activité d'étoiles Be faibles (ici étoiles moins brillantes que la magnitude 10). Les catalogues contiennent un nombre anormalement faible d'objets de ce type dans cette gamme de magnitude. Le potentiel de découverte d'objets nouveaux semble donc élevé.

To answer these questions we can rotate the entire camera + grating by a small angle, here about 10°. This time the spectra of the two objects are distinct. We can also say that the Be star has a beautiful emission line! The exposure time is only 4 x 60 seconds. The observation was made October 16, 2009. In passing, we note the use made of the Star Analyzer: a program for detecting the activity of low brightness Be stars (less bright stars here than magnitude 10). The catalogs contain an abnormally low number of such objects in this magnitude range. The potential discovery of new objects seems high.

Conseil #6 : ne pas oublier le flat field
Tip # 6: Do not forget the flat field

Dans un spectrographe sans fente, le spectre s'affiche sur le fond de ciel. Un flat-field irréprochable doit être disponible pour tirer le maximum de l'instrument. Il faut le réaliser avec le réseau en place, au crépucule, sur un fond nuageux uniforme, ... Le flat-field peut être aussi réalisé de nuit, sur le ciel même, en posant relativement longtemps. Dans ce cas, le signal du flat-field sera de faible intensité, mais il pourra être précieux pour traiter des images où justement, on veut extraire le spectre d'objets eux-mêmes très pâles (voir l'exemple de la supernova ci-avant). Dans tous les cas, il fait faire de nombreuses poses élémentaires (10 au moins) en décalant le télescope entre chacune d'elles. Après le retrait du signal d'offset et du signal thermique, puis mise à l'échelle en intensité, on calcule la somme médiane de toutes ces poses pour obtenir le flat-field final.  

In a slit less spectrograph, the spectrum appears superimposed on the sky. A perfect flat-field must be available to calibrate the instrument. It must be done with the grating in place, using a uniform background, ... The flat-field can also be done at night, the sky itself, using  a relatively long exposure. In this case, the signal from the flat-field will be low, but it may be useful for treating images precisely where we want to extract the spectrum of very faint objects (for example the supernova mentioned earlier). In all cases, several exposures (at least 10) should be taken, shifting the telescope between each. After removal of the signal offset and thermal signal, and then scaling in intensity, we calculate the median of all these exposures to get the final flat-field.
 


L'impact du fond de ciel sur l'image d'un spectre de la planète Jupiter alors que le réseau Star Analyser est monté à l'avant d'un objectif zoom économique utilisé à la focale de 55 mm. Le temps de pose est 30 secondes (appareil photo Canon 5D Mark II). Le fond de ciel est éclairé par la lumière de la Ville de Toulouse, située à 35 km du lieu d'observation (observatoire de Saint Caprais).

The impact of the sky background on a wide-field spectrum of Jupiter planet. The Star Analyzer grating is mounted front of an economic photographic lens (55 mm flocal length). The exposure time is 30 seconds (Canon 5D Camera  Mark II). The city of Toulouse is located 35 km from the observation site (St. Caprais observatory).

Conseil #7 : observez !
Tip # 7: observe!

Par dessus tout, utlisez votre spectrographe ! Certe rustique et simple, le Star Analyser, et plus généralement un réseau sans fente dans le faisceau convergeant, a un potentiel est très élevé. Un potientiel scientifique et pédagogique. Voici un dernier exemple.

Above all, use your spectrograph! Though certainly rustic and simple, the Star Analyser, and more generally a slit less grating used in the converging beamt, has a very high potential. A potential which is both scientific and educational. A final example.



 
Le spectre de la nébuleuse planétaire NGC2392. Télescope C11 + QSI532 + Star Analyser (version grism). Pose de 15 x 30 secondes. Observation en milieu urbain (observatoire de Castanet-Tolosan - proche de Toulouse). Noter comment l'image de la nébuleuse est différentiée en fonction de la raie considérée.
The spectrum of the planetary nebula NGC2392. Télescope C11 + QSI532 + Star Analyser (version grism). Telescope C11 + + QSI532 Star Analyzer (version Grism). Exposure of 15 x 30 seconds. Urban Observation (observatory Castanet-Tolosan - near Toulouse). Note how the image of the nebula is different depending on the line considered.

 


Le spectre d'une autre nébuleuse présentant un spectre de raies d'émission. Il s'agit de l'objet NGC2371, nettement plus faible que la nébuleuse NGC2392.

The spectrum of another nebula with a spectrum of emission lines. It is the object NGC2371, much smaller than the nebula NGC2392.

 


La nébuleuse NGC2261, dite nébuleuse Hubble (le premier objet observé avec le célébre télescope de 5 mètres du Mont Palomar). Cette nébuleuse, éclairée par une étoile variable, qui montre la raie Ha en émission, est du type à relexion. Son spectre ne pas de raies d'émission discrète, mais au contraire, un spectre continu.
Nebula NGC2261, known as the Hubble nebula (the first object observed with the famous 5-meter telescope at Palomar). This nebula, illuminated by a variable star, which shows the Ha line in emission, is a reflection type. Its spectrum does not have discrete emission lines, but rather a continuous spectrum.

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