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La spectroscopie Le réseau de diffraction (II) Inventé en 1924 le réseau de diffraction consiste en une surface optique recouverte d'un composé au fluor dans laquelle on a tracé jusqu'à 2000 microsillons parallèles par millimètre avec un diamant ou un laser. Ce paramètre détermine "la constante" du réseau de diffraction. Comparé au prisme, le réseau de diffraction monté en spectroscope offre un gain appréciable, tant au niveau de l'encombrement et du poids car il n'est pas plus épais qu'une diapositive, que de la qualité de la dispersion. Un réseau de diffraction ordinaire de 1000 lignes/mm, tel les repliquas à 1 dollar ou le modèle holographique en plastique vendu $17 par Edmund Corp. transmet dans le premier ordre les longueurs d'ondes comprises entre 3000 - 7000 Å et présente une résolution supérieure à 1 Å/mm. Si vous désirez une meilleure qualité, Oriel ou Zeiss en propose également toute une série : réseaux de diffraction plans, holographiques ou spectrométriques. A. Le réseau objectif Tout comme le prisme, le réseau se place simplement devant l'objectif de prise de vue. Son principal désavantage est la fragilité des traits facilement altérés par un coup ou une griffe, mais aussi en raison du nombre infini des différents ordres du spectre, théoriquement tous aussi lumineux les uns que les autres. La solution consiste à ajuster le tracé des traits dans la surface optique afin de faire tomber la lumière dans un seul ordre. Ainsi par construction le premier ordre est toujours le plus brillant tandis que leur luminosité diminue progressivement jusqu'au 6e ordre.
Orientation du réseau et photographie Le réseau doit couvrir tout l'objectif et peut même être fixé sur le pare-soleil de l'optique en prenant soin qu'aucune lumière parasite ne puisse atteindre directement le film. La direction de la dispersion doit être perpendiculaire à la direction de la traînée. Si le faisceau lumineux est normal au plan du réseau, suite au phénomène de diffraction l'intensité lumineuse sera maximale dans les directions faisant avec la normale au plan du réseau un angle a tel que : sin a = k * l * n avec k l'ordre du spectre (1er), n le nombre de traits par unité de longueur et l la longueur d'onde que l'on veut observer. La moyenne des valeurs pour la lumière bleue (3800 Å) et la lumière rouge (7000 Å) nous donnera l'inclinaison qu'il faudra donner au réseau par rapport à l'axe de visée de l'étoile pour obtenir une dispersion allant du bleu au rouge pour le premier ordre : a = ( arcsin 3.8x10-7 * 600000 + arcsin 7.10-7 * 600000 ) / 2 13° < a < 24° ≈ 19°. Dans des conditions normales ont peut aussi placer le réseau de telle façon que l'ordre zéro du spectre vienne s'enregistrer au centre du film tandis que le 1er ordre viendra se placer juste à côté de celui-ci. Le tableau qui suit donne la dimension du spectre visible obtenu pour différentes combinaisons de réseau objectif et d'optiques, bon nombres d'amateurs avertis aimant encore travailler avec des moyens formats pour des raisons de qualité :
Concernant l'exposition, pour les étoiles brillantes de magnitude 1 ou 2 une pose de 5 minutes sur film rapide de 200 à 400 ISO sans entraînement permet d'obtenir des spectres suffisamment détaillés que pour permettre une étude générale. Par contre, comme pour le prisme, pour les étoiles faibles une exposition guidée sera indispensable car sinon le temps d'exposition ne permet pas d'enregistrer le spectre qui reste noyé dans le voile du ciel. Réduction du spectre Après la photographie il faudra étalonner le spectre en identifiant les raies spectrales à partir de la formule suivante :
Si l'objectif offre un champ très étroit il faudra faire la mise au point sur le spectre et non pas sur la source car le réseau introduit différentes aberrations dont la coma, l'astigmatisme et la courbure de champ. Le phénomène peut déjà apparaître avec un objectif de 50 mm. B. Le réseau oculaire Afin d'augmenter la résolution des spectres, il est préférable d'utiliser un télescope pour s'en servir comme collecteur de lumière tout en veillant à ce que le spectrographe reste compact et facile d'emploi.
La photographie du spectre des nébuleuses ou des galaxies est beaucoup plus difficile que celle des étoiles brillantes en raison de la faible magnitude de ces objets. Compter plusieurs dizaines de minutes avec un télescope de 200 mm d'ouverture entraîné équatorialement pour obtenir un résultat exploitable. Ainsi que je l'explique dans d'autres pages consacrées à l'astrophotographie, les caméra CCD offrent ici plusieurs avantages malgré le savoir-faire qu'elles nécessitent. Non seulement le capteur CCD présente un spectre de réponse étendu mais leur grande sensibilité leur permet de réduire les temps d'exposition. Même si en spectroscopie du ciel profond les poses s'expriment en dizaines de minutes, ce sera tout de même plus court qu'en utilisant une émulsion ordinaire, même hypersensibilisée.
Pour le Soleil, il faut utiliser une fente de collimation de quelque 100 microns (0.1 mm) éventuellement réglable comme un diaphragme pour augmenter le contraste du sujet. La résolution dépend de la largeur de la fente, de la constante du réseau et du diamètre de votre image. Deux formules permettent de la calculer :
Exemple : Pour une fente de 100 microns, un diamètre de l'image du Soleil de 25mm à l'entrée du spectrographe et une focale de 2700 mm on obtient une résolution réelle de 3.6". Pour un réseau de 32x30 mm de côté et une constante de 1200 traits/mm, soit 38400 traits sur les 32mm, la résolution en angströms à hauteur de la raie de l'Ha est de 0.17 Å.
Considérations techniques Le réseau objectif est particulièrement bien adapté à l'étude spectrale des météores, de la couronne solaire pendant les éclipses et pourquoi pas des raies d'émissions de l'éclairage public (lampes aux vapeurs de sodium ou au mercure). Fixé derrière l'oculaire d'un télescope il peut aussi analyser le spectre des comètes, des étoiles variables, des novae et des galaxies. Par expérience je préconise les réseaux Zeiss, Oriel, Baush & Lomb, Welch ou Rowland présentant environ 600 traits/mm. Ces modèles sont extrêmement lumineux pour le premier ordre et il est possible d'observer le spectre des étoiles en regardant simplement à travers, ce qui n'est pas vrai pour les modèles d'entrée de gamme d'Edmund Corp. Ces répliquas sont intéressants sur le plan didactique, ils ont l'avantage d'être bon marché mais ils ont l'inconvénient d'être d'un usage limité en astronomie. Par sécurité vous devez investir entre 60-100 euros pour avoir un réseau de qualité optique suffisante.
L'amateur qui prend la peine d'appliquer les formules simples que nous avons décrites dans ce chapitre obtiendra des spectres très intéressants et exploitables. Cette technique est accessible à tout amateur pour peu qu'il soit systématique dans ses procédures de tests et utilise des optiques relativement performantes (téléobjectifs de 200 à 500 mm de focale ou télescope de 200 mm d'ouverture). Bien sûr vous n'obtiendrez jamais 26000 raies comme les professionnels de l'Observatoire de Paris ou du Kitt Peak mais vous discernerez les raies de la série de Balmer dans les étoile chaudes, des dizaines de raies métalliques dans les étoiles "solaires" et certaines bandes moléculaires pour les étoiles de classe M et les carbonées (type C). Vous pourrez également suivre l'évolution des raies d'émission des étoiles variables et des novae, discerner les molécules cométaires dans la chevelure des comètes et pourquoi pas étudier la couleur du ciel ou d'autres sujets plus exotiques, je pense en particulier aux aurores et aux bolides.
Longueur d'onde de quelques raies standards
Pour plus d'information Visual Spec (logiciel, Valérie Desnoux) SpecLab (logiciel, CLEA) Self-Guiding Spectrograph (SBIG)
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