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La spectroscopie

Les spectroscopes (I)

Il existe plusieurs méthodes pour réaliser des spectres. Le principe est simple : vous placez un élément de diffraction devant votre optique et vous photographiez le champ que vous observez en tenant compte de la déviation introduite par le système. Si cela est vrai en théorie, en pratique la technique demande un peu de savoir-faire. 

Les spectroscopes décomposent la lumière blanche en utilisant soit un ou plusieurs prismes soit un réseau de diffraction et un système de collimation. Ces dispositifs se placent soit à l'avant de l'optique, faisant office de prisme ou de réseau objectif soit au niveau de l'oculaire pour augmenter la résolution et la magnitude limite (spectrohélioscope, prismes Amici, etc).

Aucune solution n'est vraiment difficile à mettre en oeuvre si ce n'est qu'il faut trouver un moyen pour solidariser le dispositif avec votre système optique, téléobjectif ou télescope. Comme le but est finalement d'identifier les raies spectrales, il faut aussi trouver un moyen pour calculer la résolution réelle de votre installation et étalonner les spectres. Ce sont ces différents éléments que nous allons décrire.

Le prisme objectif

La première méthode qui fut longtemps utilisée a été celle du prisme objectif. L'idéal est d'utiliser un prisme de qualité offrant un grand angle de déviation. Dans cette catégorie nous trouvons des prismes fabriqués dans un verre dense du type Flint offrant une déviation de 60°. Ces prismes coûtent toutefois très chers.  Pour un prix plus raisonnable nous vous proposons d'acquérir un prisme en verre Crown offrant une déviation de 45°.

Schéma fonctionnel d'un spectroscope à prisme objectif.

Comment fixer le prisme ?  Le prisme devra être suffisamment large pour couvrir complètement l'objectif de façon à ce qu'aucune image stellaire directe ne puisse être enregistrée. Pour remplir cette condition l'hypothénuse du prisme doit mesurer deux fois le diamètre de l'objectif. Ces prismes sont donc lourds et encombrants. Si votre objectif présente un diamètre trop important, une autre méthode consiste à placer le prisme dans une ouverture excentrée de l'optique. Ces inconvénients alliés à une performance inférieure à celles des réseaux de diffraction expliquent les raisons pour lesquelles la majorité des utilisateurs préfèrent aujourd'hui adopter le réseau de diffraction.

Le prisme doit être placé de telle sorte que la bissectrice du faisceau incident (la médiane entre le faisceau incident et l'axe optique) corresponde avec l'angle du faisceau réfracté dans le prisme. Dans tous les cas ces valeurs ne doivent pas être trop précises. Pour un prisme Crown cet angle est d'environ 25°.

Nous pouvons également fixer le prisme dans une petite boîte qui permettra de couper les rayons qui pourraient atteindre accidentellement l'objectif en longeant le prisme. Nous pourrons éventuellement y adjoindre une petit radiateur électrique pour éviter que la buée ne recouvre le prisme après un séjour prolongé dans l'air frais de la nuit.

Nous devons aussi veiller à l'angle que forme le rayon incident avec l'hypoténuse du prisme. Ainsi le centre du champ de l'appareil photographique sera orienté à 60° au-dessus de l'horizon si l'axe optique est dirigé vers le zénith.

Efficacité

Le spectrographe à prisme objectif fabriqué par Sorensen et fixé en parallèle sur un télescope de 400 mm d'ouverture.

Il va sans dire qu'on recherche toujours la dispersion spectrale maximale. Cela signifie qu'il faut utiliser de longues focales et de grands angles de déviation (60°). Malheureusement cette solution n'est pas optimale.

Une longue distance focale implique nécessairement une limitation en magnitude. Pratiquement, les caractéristiques optimale d'un spectrographe à prisme objectif sont une focale de 100 à 170 mm avec des prismes offrant un angle de déviation de 30 à 45°. C'est seulement avec de très bonnes optiques que nous pourrons utiliser des prismes à indice de déviation plus élevé, mais cela devient alors fort cher. L'autre méthode consiste à placer le prisme au niveau de l'oculaire. Nous y reviendrons.

La magnitude limite obtenue avec un prisme objectif est nettement moins favorable que celle atteinte en photographie directe. Un prisme devant une lentille signifie une perte de 3 à 4 magnitudes. C'est pour cette raison que l'objectif fait office de collimateur afin d'amplifier l'image.

Au plan focal est disposé une fente étroite à travers laquelle passe le faisceau parallèle de lumière incidente qui sera dispersé par le prisme. Le spectre est ensuite enregistré sur un film panchromatique ou couleur. Les disques stellaires et les dimensions apparentes des étoiles font que dans certaines circonstances on n'a pas besoin du collimateur vu le parallélisme naturel de la lumière analysée. C'est le cas par exemple pour le spectre-éclair du Soleil.

En général l'emploi d'un collimateur réduit le champ à une ou deux étoiles brillantes si bien que dans le monde amateur le prisme objectif est rarement utilisé pour photographier des champs stellaires au profit du réseau de diffraction.

Pour la facilité du guidage il est conseillé de monter le boîtier photographique en parallèle sur le tube d'un télescope équatorial motorisé soit sur un mini-équatorial GoTo dédié à ce genre d'application.

Spectre complet d'Altair (A0) obtenu par Maurice Gavin avec un prisme objectif fixé sur un télescope de 250 mm f/4 muni d'une caméra CCD Starlight Xpress. Le capteur CCD présente l'avantage d'avoir une réponse spectrale linéaire comparée au film argentique.

Certains paramètres restent constants :

- Le diamètre de l'objectif détermine la quantité de lumière

- La  distance focale détermine la longueur du spectre

- Le prisme détermine la dispersion.

D'autres paramètres nécessitent un réglage que l'on effectue par étapes :

1°. Sans prisme devant l'objectif, on règle la netteté d'une image stellaire sur un verre dépoli,  en observant le verre de visée avec une loupe

2°. On fixe le prisme et on oriente la caméra en déclinaison jusqu'à ce que le spectre apparaisse. L'angle de rotation correspond à la déviation du prisme.

Observez attentivement la largeur du spectre : un élargissement dans l'une ou l'autre région colorée est indicatrice d'une aberration chromatique de votre objectif. Dans l'affirmative tournez l'objectif de manière à mettre au point sur la région spectrale qui vous intéresse. Marquez cette position sur le bord de l'objectif.

3°. Faites un test sur une étoile de classe A (Véga ou Sirius) sans brancher l'entraînement de la monture.

Après développement vous constaterez probablement que le sens de la dispersion n'est pas perpendiculaire au sens du déplacement de l'étoile. Mesurez l'angle entre ces deux directions et faites une rotation du prisme d'un même angle ou son complémentaire de manière à ce que le prisme pointe vers l'horizon.

A gauche, les spectres de différentes étoiles obtenus par Sorensen avec un spectrographe à fente fixé en parallèle sur un T.400 mm d'ouverture (voir plus haut). Pose de 10 sec sur film Tri-X. A droite, champ stellaire de Persée photographié par Sorensen. Pose de 10 minutes sur Tri-X au foyer d'un T.200 mm f/5.4.

Pour photographier le spectre avec des moyens amateurs, la monture ne doit pas exactement compenser la vitesse de rotation de la Terre afin d'obtenir un élargissement du spectre. Un léger décalage de l'alignement ou un variateur de fréquence est donc utile mais pas indispensable. L'apparition de la lumière du fond du ciel voire des lueurs nocturnes donne la limite du temps d'exposition. Tenant compte de cette limite d'exposition, réglez le variateur de fréquence par calcul pour avoir un élargissement voulu de l'ordre de 1/10e à 1/20e de la longueur du spectre.

Les détails visibles dans le spectre seront limités, tout d'abord par le grain de l'émulsion (ou les conditions de travail du capteur du CCD), et pour les focales supérieures à 2 m, par la turbulence atmosphérique.

L'emploi de la fente collimatrice limite donc ces défauts et élimine la lumière du fond du ciel.

La longueur L du spectre sur le négatif s'exprime comme suit :

L = F * 120/D * 1/3600 * π/180

où F est la distance focale de l'objectif (mm), D le diamètre de l'objectif (mm) et les facteurs 120/D*1/3600*π/180 représentent la résolution de l'objectif exprimée en radians.

Pour un objectif de 500 mm f/5.6,

- La résolution vaut 0.003 mm soit 1.3"

- Le grain 0.04 mm

- La turbulence < 0.02 mm soit de 3 à 6" !

Les détails sont donc limités, principalement par le grain de l'émulsion et pour les focales plus importantes par la turbulence atmosphérique, une fois encore.

Quelques spectres d'étoiles obtenus par Maurice Gavin avec un prisme objectif fixé sur un télescope de 250 mm f/4 muni d'une caméra CCD Starlight Xpress. Dans la partie infrarouge, autour de la bande A (symbole A), on reconnaît les raies moléculaires de l'eau et de l'oxygène présents dans l'atmosphère terrestre.

Réduction du spectre

L'analyse d'un spectre en définition exige quelques notions de spectroscopie et un peu d'apprentissage. Pour exploiter un spectre, calculer la longueur d'onde des différentes raies il nous faut une expression analytique. Comme celle-ci ne se démontre par en trois lignes, le plus simple est d'acquérir un logiciel d'analyse spectrale tel Visual Spectrum décrit dans la page consacrées aux logiciels.

Le désavantage de la méthode analytique est qu'il faut connaître au préalable les positions de 3 raies à des longueurs d'ondes connues pour calculer les autres raies. Il est aussi préférable de choisir les "étalons" bien répartis à travers le spectre. Après ce calcul on constatera que la longueur d'onde calculée ne correspond pas avec celle d'un élément standard.

Ces erreurs ont plusieurs causes, notamment la méthode de calcul mais surtout les irrégularités dans le système de balayage du spectre. A cet effet on établit une courbe de correction graphique ou par calcul d'un polynôme en mesurant l'écart des raies par rapport aux positions connues. Cela permet d'évaluer la correction à appliquer à la longueur d'onde calculée.

Il est conseillé de sélection des raies étalons intenses pour calculer la courbe de dispersion. Il existe à cet effet plusieurs tables de longueurs d'ondes qui sont en général déduite par rapport à la longueur d'onde standard du krypton Kr-86, une raie rouge à 6057.802106 Å

Quelques étoiles intéressantes à photographier

- ζ Puppis, O4f : quelques raies d'absorption, larges raies d'émissions

- α Virgo, B1 : Présence de l'hydrogène

- α Lyrae, A0 : Fortes raies de l'hydrogène

- α Andromedae, A0 : Fortes raies de l'hydrogène

- α Canis Major, A1 : Fortes raies de l'hydrogène

- α Canis Minor, F5 : H, Ca II H et K présents, d'autres raies des métaux neutres et ionisés

- α Aurigae, G8 : H faible, Ca II H et K fortes, autres raies des métaux neutres et ionisés

- α Tauri, K5 : Nombreux métaux neutres et raies moléculaires

- α Orionis, M2 : Nombreux métaux neutres et TiO

- γ Velorum, WC7 : Raies d'émissions visibles

- o omicon Ceti, M9 : Fortes cannelures et raies d'émissions

- Jupiter, Vénus, Saturne : Ca II H et K (solaire) ainsi que d'autres raies visibles dont le méthane et la bande G (CN)

- Eclairage public au mercure : Fortes émissions à 3650, 4047, 4358, 5461, 5770 et 5790 Å.

Prochain chapitre

Le réseau de diffraction

 

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