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La spectroscopie

Vue générale et gros plan du quasar 3C273. Documents NOAO et HST.

écrit en collaboration avec Kazuyuki Tanaka

Le spectre du quasar 3C273 au Celestron 8

Beaucoup d'amateurs hésitent à utiliser un spectroscope pour effectuer des mesures physiques en raison du prix et de l'encombrement excessif de cet instrument pour une installation amateur. Il existe cependant une solution. 

Les caméras CCD nous offrent une chance inespérée de pouvoir utiliser un tel dispositif dont les dimensions sont tout à fait adaptées aux techniques amateurs.

En collaboration avec Kazuyuki Tanaka (ou ce lien), opticien professionnel dans un observatoire japonais et réputé pour son savoir-faire en matière d'algorithme de traitement d'images et ses photographies astronomiques, nous allons décrire la conception d'un spectrographe, une technologie qui le passionne également.

Le spectrographe

Pour éviter d'investir trop d'argent dans cet spectrographe, Tanaka qui est également ingénieur opticien a préféré le construire lui-même à partir de lentilles achetées dans le commerce et de porte-filtres à visser d'un diamètre standard de 31.75 mm (1.25") vendus 15$ pièce. Le diamètre intérieur des porte-filtres est de 27 mm et ils présentent une épaisseur de 10 mm. 

Cette dimension est celle du coulant des oculaires standards et est également adaptée à la caméra Meade Pictor 416 XT utilisée dont le détecteur KAF-0400 ne mesure que 6.9x4.6 mm et dont la couverture est limitée à 18.5' x 12.4'. Seuls des chips CCD Apogee ou professionnels de plus de 20 mm de côté peuvent tirer profit de pièces au coulant de 50 mm.

Ainsi que l'illustre les deux photographies ci-dessous, l'instrument est véritablement épuré, simple dans sa construction et surtout facile à assembler. Il se compose de 4 pièces :

- Une première lentille achromatique (L1) produisant un faisceau de lumière parallèle

- Le réseau de diffraction (R1)

- Une seconde lentille achromatique (L2) pour focaliser le spectre sur le détecteur CCD

- Optionnellement d'un disque percé d'un trou central de 15 mm servant de collimateur (C1)

Ci-dessus les pièces constituant le spectrographe fabriqué par Kazuyuki Tanaka  : le disque collimateur optionnel, les deux lentilles achromatiques et entre elles le réseau de diffraction. A droite l'instrument assemblé sur lequel sont tracés l'ordre 0 et le 1er ordre. Noter que la dispersion du spectre a été exagéré pour des raisons de clarté car elle s'étend en réalité sur moins de 10°.

Le disque collimateur (C1) peut être fabriqué dans une plaque de duralumin ou d'aluminium de 0.2 mm d'épaisseur. Il sera percé d'un trou circulaire central de 15 mm. C'est accessoire est optionnel. Il est utilisé lorsque le spectroscope est utilisé en public sans télescope afin d'obtenir une pupille de sortie fixe

Les deux lentilles achromatiques sont fabriquées à partir d'un oculaire Plössl de 12 mm de focale à 70$ qui a été cannibalisé pour l'occasion. Disposant de deux jeux de lentilles symétriques, on a extrait les deux petites lentilles simples biconvexes de 25 mm de focale et leur système de fixation. Si le système optique est trop petit pour tenir dans le porte-filtre vous pouvez le maintenir au moyen de quelques visses de 10-15 mm de longueur fixées à travers le porte-filtre. Si l'espace est très petit vous pouvez combler l'espace avec du papier, ce qu'à fait Tanaka. Vous pouvez également fabriquer un disque circulaire au diamètre intérieur du porte-filtre, découper sa partie centrale et y placer la petite lentille et son support que vous pouvez solidariser avec une colle à métaux voir même souder si le matériel le supporte.

Comment vérifier la qualité des lentilles ? Placez simplement l'une d'entre elle devant la caméra CCD. Prenez une photographie. Si l'image est bonne, la lentille est bonne. Sinon, choisissez en une autre et refaites l'essai.

Le réseau de diffraction est en verre minéral et présente une constante de 200 traits/mm. Il s'agissait d'un réseau circulaire de 1.25" de diamètre dont la bague porte un pas de vis. Il est proposé par la société Rainbow Optics à 200$. La transmission pour l'ordre 0 est de 22 % et atteint 67.6 % pour le 1er ordre. C'est le meilleur produit de sa catégorie, de loin supérieur à celui vendu par Cokin ou Edmund.

Le réseau doit être placé aussi près que possible des lentilles sinon la largeur du spectre sur le détecteur CCD est trop étroite et inexploitable.

La seconde lentille achromatique permet de focaliser le spectre sur le détecteur CCD et est sertie de la même manière que la lentille frontale.

Fixation du spectrographe sur le Celestron

Grâce au pas de vis dont sont équipés les porte-filtres, les différents éléments constituant le spectrographe sont faciles à solidariser entre eux. L'ensemble est attaché à la caméra CCD (la grosse boite ronde) au moyen d'une bague T2 ordinaire (T-thread tube). Le Celestron offrant un rapport f/10, pour réduire le temps d'exposition, Tanaka a utilisé un réducteur focal f/6.3 et la lentille collimatrice à la place d'un oculaire. On aurait pu utiliser un oculaire ou même un filtre tant que ces accessoires sont placés avant le plan focal.

Les étapes du montage des éléments du spectrographe et sa fixation sur la caméra CCD Meade Pictor 416 XT du Celestron 8.

Sans disposer de lunette-guide ou de sonde ST-4 pour assurer automatiquement le guidage sur le quasar, la solution consiste à effectuer de courtes prises de vue d'une minute chacune que l'on additionnera lors du traitement ultérieur sur ordinateur. Pour sa part Tanaka n'utilise pas logiciel de traitement d'image ou d'analyse spectrale du commerce mais programme lui-même les routines dont il a besoin en langage C. Ceci dit, on peut utiliser un logiciel de calibration et d'analyse spectrale tel Visual Spectrum.

Considérations techniques

Tanaka avoue qu'il est très gratifiant pour un astronome amateur de réaliser des spectres de quasars, ces objets parmi les plus distants et les plus énigmatiques de l'univers. Un bon spectre de quasar permettrait de mesurer son décalage Doppler et d'estimer le taux d'expansion de l'univers. A l'époque près, imaginez que vous êtes à la place d'Edwin Hubble...

Grâce à l'informatique et un télescope relativement puissant nous n'avons pas besoin d'un système à très haute résolution pour mesurer les principales raies spectrales d'émission de l'hydrogène, celles qu'on observe le mieux dans ce type d'objet céleste. Un système oculaire de 25 mm de focale et un réseau de 200 traits/mm sont suffisants pour contenir le spectre (ordre 0 et 1er ordre) sur quelques centaines de pixels de la surface du détecteur CCD.

Cette dimension réduite adaptée au capteur CCD présente aussi l'avantage de pouvoir ultérieurement déterminer les différentes longueurs d'ondes avec plus de facilité. Avec un chip dont les pixels mesures 9 microns, ce spectrographe offre une résolution de 25 angströms par pixel. Ce n'est pas de la haute résolution qui requiert une dispersion 100 fois supérieure, même un réseau objectif installé sur une optique de 50 mm présente une dispersion 10 fois supérieure, mais aussi étonnant que cela puisse paraître cette valeur est juste suffisante pour analyser ... le spectre des quasars ! Car ce spectrographe allié à une caméra CCD ordinaire va pourtant nous émerveiller.

Après la prise de vue il est important de calibrer les longueurs d'ondes au risque de ne pouvoir identifier aucune raie spectrale. L'ordre 0 correspond à l'image du quasar et définit arbitrairement le point zéro (0 nm) de l'axe des abscisses représentant les longueurs d'onde. L'intensité de l'image sera projetée sur l'axe des coordonnées en valeurs arbitraires.

Les longueurs d'ondes du spectre sont proportionnelles à leur position par rapport à l'image d'ordre 0 car la fonction sinusoïdale est approximativement linéaire tant que la dispersion du réseau est limitée à 10° autour de l'axe central. En réalité la dispersion d'un réseau suit une fonction tangente mais si on se limite à une petite projection et une dispersion visuelle d'environ 5-6°, on peut considérer que la dispersion est linéaire. On peut donc identifier n'importe quelle longueur d'onde à partir de l'une d'entre elles. En l'occurrence l'auteur à mesuré au préalable la raie émise par une lampe au mercure et au sodium et évalué la résolution à 3.4 nm à 500 nm. Une mesure plus précise de cette valeur est décrite dans la page consacrée aux techniques de photographie.

A consulter : Techniques de photographie

Le spectre du quasar 3C273

Le quasar 3C273 étant de magnitude 12.8, c'est un objet difficile à saisir pour un télescope amateur et on pouvait craindre de ne pas obtenir de résultat exploitable avec un télescope Schmidt-Cassegrain de 200 mm d'ouverture. Des amateurs expérimentés comme Marcel Gavin utilisent des instruments de 300 mm et des temps d'exposition de 24 minutes sur CCD MX9 !

Localiser 3C273

Charger une carte du champ stellaire de 4°x4° et une carte de 90'x90' réalisée avec Skymap 5 de Chris A.Marriott.

Après avoir localisé le petit objet bleu pâle pas plus gros qu'une étoile et procédé aux réglages très précis que requiert la mise au point sur une caméra CCD, l'auteur a réalisé une exposition de 10 minutes avec la Meade Pictor 416 XT. Sans disposer de chip présentant une sensibilité accrue dans le bleu, le spectre reste assez pâle même après 10 minutes d'intégration. L'ordre 0 du spectre ne révèle pas le jet de plasma. De magnitude 19 cette structure requiert au moins 30 minutes d'exposition avec un télescope de ce type.

Pour calibrer le spectre du quasar, Tanaka l'a comparé à celui de la nébuleuse Messier 8 qui présente une raie de l'hydrogène alpha très reconnaissable en émission ainsi qu'aux raies d'absorption telluriques à 760 nm qui sont presque à la même place que les raies décalées du quasar. Messier 8 étant par ailleurs située à quelques milliers d'année-lumière (seulement) cette nébuleuse servira aussi de référence pour l'effet Doppler. En identifiant les raies de l'hydrogène alpha et beta ainsi que l'ordre 0 dans le spectre de M8 il est facile d'identifier les raies équivalentes dans celui du quasar.

Tracé du spectre calibré de 3C273 comparé à celui de M8 obtenu par Kazuyuki Tanaka avec un spectrographe de construction personnelle monté sur un Celestron 8 équipé d'une caméra CCD Meade Pictor 416 XT.

Le tracé présenté ci-dessus représente le spectre du quasar 3C273 comparé à celui de M8. Avec une facilité déconcertante on constate dans le spectre du quasar que la raie de l'H-alpha est décalée de 656 à 760 nm vers le rouge. Le redshift z=0.16. Cela signifie que cet objet s'éloigne de nous à 48000 km/s ! Si on applique la loi de Hubble, ce quasar se situe à plus de 2 milliards d'années-lumière, à 16 % de la limite de l'univers observable ! Il réside dans un univers qui est 16 % plus petit qu'aujourd'hui. Ces dimensions bien qu'abstraites et incommensurables nous font prendre conscience que l'univers est réellement en expansion de tout côté.

Conclusions

Notre petite installation est finalement très performante même si le mode de calibration ferait sourire un élève ingénieur. Notre but est atteint, l'instrument est fonctionnel et ne nous a coûté que le prix d'un oculaire Plössl de qualité, trois porte-filtres et un réseau de qualité optique, soit environ 300$. Le prix de votre installation peut être réduit de moitié ou doubler en fonction de la qualité de votre oculaire; il y a des Plössl chez Rini à 18$ et il y en a chez Tele-Vue à plus de 80$ tandis qu'Edmund propose un beau choix de lentilles achromatiquess. Le prix dépendra également de la qualité de votre réseau; on vend des repliques en plastique à 1$ et on en trouve en verre avec une constante de 100 traits/mm mais également de 2000 traits/mm. Le modèle vendu par correspondance par Rainbow Optics présente le meilleur rapport qualité/prix. A cela il faut ajouter les frais de transport et de dédouanement si vous importez les accessoires des Etats-Unis, soit encore 30 à 50 % de plus.

On peut également étudier le spectre des étoiles ou des nébuleuses avec cette installation. Rappelons que les étoiles naines et les étoiles neutrons présentent également un redshift mais celui-ci est provoqué par leur intense champ gravitationnel, ainsi que nous l'expliquerons dans les pages consacrées à la relativité générale. On parle ici de rougissement gravitationnel. Dans le cas du Soleil, ce décalage Doppler est de 0.0011 nm.

Que la lumière soit avec vous !

Je remercie Kazuyuki Tanaka pour son aimable participation à la rédactionde cet article.

Pour plus d'informations

Site web de Kazuyuki Tanaka (et détails à ce lien)

Site web de Christian Buil

Site web de Philippe Boeuf

Spectroscopy of quasar 3C 373 (Regulus Astro)

Spectrographes SGS et ST-i de SBIG

Spectrographes Shelyak

Spectres (logiciel de Michel Delabaere)

Visual Spectrum (logiciel, Valérie Desnoux)

SpecLab (logiciel, CLEA)

Rainbow Optics

Edmund Optics

Lichtenknecker Optics

Oriel

Zeiss

Gateway to Spectroscopy

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