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La spectroscopie

Spectre de Los Cruces, N.M., enregistré avec un réseau objectif de 600 lpm par James Cuffey en 1975. L'auteur utilisa un réflex Praktica FX 3 équipé d'un grand-angle de 35 mm f/2.8. Pose de 30 s sur film Ektachrome-X de 64 ASA. On distingue clairement les raies d'émissions de l'éclairage aux vapeurs de mercure à 3663, 4047, 4358, 5461 et 5769-91 Å ainsi que les raies du sodium à 5893 Å et du néon (rouge à gauche de la Lune). Document Sky & Telescope, Vol 50, No.3, Sept 1975.

Techniques de photographie

On ne distingue pas les différentes couleurs des spectres aussi facilement qu'on le souhaiterait. Si le problème de la sensibilité spectrale a été partiellement résolu avec l'invention des caméras CCD et autres APN (mais pas totalement), la couleur propre des différentes étoiles et donc la présence ou non de raies ou de bandes sombres dans leur spectre affecte également les conditions de prise de vue.

Concernant les étoiles, physiquement on observe tout d'abord un décalage des colorations spectrales de la classe B jusque M où l'intensité du spectre passe graduellement du violet au rouge.

Du temps des émulsions argentiques, tous les films panchromatiques montraient une chute de sensibilité dans le vert  qui pouvait prêter à confusion (c'est le cas par exemple du T-MAX400). Certains films noir et blanc ou couleurs chutaient après 6300 Å et leur sensibilité était nulle à 6450 Å, donc avant la raie de l'hydrogène alpha à 6563 Å. C'était particulièrement vrai pour l'Ektachrome 400 de Kodak tandis que l'Ektachrome 160 Tungstène devenait insensible vers 6700 Å.

Rappelons que l'ancien Kodak Technical Pan TP 2415 hypersensibilisé conservait sa sensibilité jusqu'à 6800 Å et restait le film le plus utilisé. Kodak arrêta sa production en 2004 suite à la concurrence des APN.

On pouvait étendre la sensibilité des films noir et blanc traditionnels dans l'infrarouge en utilisant le film High Speed Infrarouge de Kodak qui présentait par ailleurs un excellent contraste. Mais il ne faut pas oublier que dans la partie infrarouge du spectre se trouve également les raies des gaz de l'atmosphère terrestre dont celles de l'eau et de l'oxygène.

A l'inverse, il ne faut pas oublier de retirer les filtres Skylight et autre anti-UV de vos optiques car un filtre tel le Wratten 2B coupe tout sensibilité dans la partie bleue-violette du spectre à partir des raies H et K du Ca II à 3968.49 et 3933.68 Å.

Courbe de réponse d'un capteur CCD KAF-1602E : sans être linéaire il est sensible du proche UV au proche infrarouge où il présente un excès de sensibilité.

Les films couleurs, même sous-exposés montrent les trois couleurs primaires, bleue, verte et rouge mais qui sont séparées par des zones plus sombres en raison d'une perte de sensibilité des émulsions.

Ce phénomène se produit également avec les capteurs CCD qui peuvent présenter une sensibilité accrue entre 5000 et 8000 Å (vert-rouge). Concernant les APN, rappelons qu'un modèle d'usine est équipé d'un filtre dit "IR bloquant" qui est opaque au rayonnement proche infrarouge à partir d'environ 7000 Å (cf. l'article sur la sensibilité des APN aux rayonnements IR et UV) mais qui bien souvent bloque déjà toute lumière avant la raie de l'hydrogène alpha à 6563 Å, empêchant de les utiliser pour photographier les nébuleuses émettant en Hα sans modification (cf. l'article sur les APN en astrophotographie).

Bien sûr, on peut retirer ce filtre infrarouge, mais en se faisant on retire également le système de réduction des poussières et parfois même le filtre anti-aliasing bien que ce ne soit pas une grande perte. Autant savoir.

C'est ici que la durée d'exposition (ou d'intégration dans le cas des CCD) devra compenser les pertes de sensibilité pour accentuer la couleur bleue-verte ou vert-rouge pour laisser filtrer les tonalités cyan (turquoise) et jaune-orange plus nuancées. On trouve la meilleure distribution spectrale dans les étoiles de type spectral F0 à K0 dont bien sûr dans le spectre du Soleil (G2).

Lorsque la sensibilité du capteur est suffisamment faible (équivalent à 100 ISO) et son spectre de réponse étendu, des raies sombres seront discernables jusqu'au-delà de 7000 Å dans la partie rouge sombre du spectre. En revanche, si le capteur photosensible est à la limite d'enregistrer la raie de l'Hα ou celle du Ca-K, il est possible de "récupérer" quelque 50-100 Å en décuplant le temps d'exposition.

Le temps d'exposition spectral

La technique consiste à réaliser des poses suivies des astres au moyen d'une monture équatoriale motorisée (avec sonde de guidage ou console GoTo).

Qu'il s'agisse du spectre d'une étoile ou le spectre-éclair du Soleil, il faut veiller à choisir une optique qui permette d'enregistrer le spectre compris entre 4000-7000 Å voire 8000 Å. Il y a donc un compromis à trouver entre la résolution spectrale et la résolution spatiale. Si le spectre-éclair du Soleil peut se contenter de prises de vues instantanées (quelques millisecondes) et d'une dispersion de 2 Å/pixel, il faudra une résolution 10 fois supérieure pour extraire la structure fine d'un spectre stellaire.

Ci-dessus à gauche, le spectre de Bételgeuse (M2 Iab) enregistré par D.P.Lacroix sur film Tri-X. Pose comprenant 1 s de poursuite et 2 s de filé. A droite, le spectre de Sirius (A1) photographié par Sorensen. Pose de 12 s sur Tri-X au foyer d'un télescope de 400 mm de diamètre équipé d'un spectrographe à fente. Ci-dessous à gauche, le spectre de Procyon (F5 IV). On reconnaît à gauche la bande G (CN). A droite, le spectre de Véga (A0 V). Photographies réalisées par D.P.Lacroix.

En photo numérique (comme argentique), les facteurs suivants contrôlent l'intensité du spectre obtenu avec un réseau de diffraction. Il reste toutefois difficile de tenir compte de la brillance du ciel qui reste une source non négligeable de "bruit" :

- D : fonction de la déclinaison de l'objet, le mouvement de l'astre à travers le ciel influençant la largeur du spectre

- m : la magnitude stellaire de l'objet

- d : le nombre de traits par mm du réseau. Il contrôle la dispersion du spectre

- S : la sensibilité du photocapteur exprimée en ISO

- f : l'ouverture de l'objectif photographique utilisé

- F : la distance focale de l'objectif. Il contrôle la longueur du spectre sur le film.

Les deux expressions suivantes permettent à un utilisateur d'évaluer l'influence d'un paramètre si l'un des facteurs change :

Pour un spectre de même intensité, l'exposition sera :

Cette valeur peut s'interpréter comme un facteur permettant de corriger la vitesse d'un entraînement horaire.

Ci-dessus, le spectre d'Arcturus (K2 III) obtenu en 0.1 s d'exposition au moyen d'un réseau de diffraction. On distingue l'ordre 0 (à gauche) et le premier ordre (à droite). La résolution est de 70 Å à 6563 Å. Noter le décalage prononcé des raies vers la partie rouge. Ci-dessous, le spectre de Bételgeuse (M2 Iab) réalisé avec un spectrographe à fente par Claude Hellemond de l'Observatoire MIRA. On distingue les raies du Ca, Mn, Fe et TiO. Pose de 3 minutes sur film Tri-X.

Ci-dessous, le spectre de Bételgeuse (M2 Iab) et celui de Sirius (A1 V) obtenus avec le spectrographe haut de gamme de SBIG. Hβ=4861 Å, Mg=5167 et 5173 Å.

Comment déterminer le temps d'exposition ? Hormis la formule précédente qui demeure la plus précise, la technique la plus simple consiste à réaliser des tests d'expositions sur une étoile de magnitude 0, Véga par exemple (classe A0) qui présente un spectre très clair. Ensuite, à partir de la formule de Pogson on peut extrapoler les autres temps d'exposition en fonction de la magnitude propre de chaque étoile, tout en gardant une émulsion de même sensibilité tout au long du travail.

La relation de Pogson s'écrit : log (E2/E1) = (m2 - m1)/2.5, d'où nous tirons :

E2 = E1 x 10 ((m2 - m1)/ 2.5 ))

avec m1 : la magnitude de l'étoile étalon, m2 : la magnitude de l'étoile à photographier, E1 : le temps de pose relatif de l'étoile étalon, E2 : le temps de pose relatif de l'étoile à photographier.

Deux étoiles de classe A : Véga et HD 116608 photographiées l'une avec un prisme objectif (Véga par M.Gavin) et une caméra CCD, la seconde avec un réseau de diffraction sur une émulsion inversible couleur. Document Maurice Gavin et NOAO.

Exemple : Nous photographions Véga, de magnitude +0.04 pour déterminer ensuite le temps d'exposition équivalent pour photographier ζ Orionis de magnitude +1.79 :

E2 = E1 x 10 ((1.79 - 0.04) / 2.5 ))

E2 = 5.01 E1

A l'époque des films argentiques, il fallait ajouter à ce temps d'exposition l'effet Schwarzschild à savoir que la sensibilité du film diminue avec la durée d'exposition et que les étoiles rouges impressionnent moins facilement l'émulsion panchromatique que les étoiles bleues. Ce problème est heureusement résolu avec l'invention des capteurs CCD et autre CMOS.

Le tableau suivant donne les principaux résultats pour quelques étoiles brillantes, temps d'expositions qui ne sont valables que pour une optique de 50 mm f/1.4 avec un film de 400 ISO et pour une poursuite suivie et non un filé où le temps de pose ne serait pas suffisamment long.

Etoile

m1

Type

E2

Expos.réelle

Véga

Sirius

Rigel

Arcturus

Capella

Déneb

ζ Orionis

α Persei

0.04

-1.46

0.34

0.20

0.21

1.30

1.79

1.79

A0

A1

B8

K2

G8

A2

O0

F5

1.00

0.25

1.32

1.16

1.17

3.19

5.01

5.01

10m

2m 32s

10m 19s

14m

14m

30m 11s

51m

56m

Parmi les films les plus utilisés à l'époque, citons le T-MAX400 (400 ISO), l'Ektachrome 400 ou l'Ektachrome 160 Tungstène (le TP 2415 n'étant plus commercialisé) qu'on pouvait hypersensibiliser afin de réduire le temps d'exposition d'un facteur 8 à 10 par rapport aux émulsions conventionnelles non traitées. 

Pour accentuer les raies spectrales et le contraste d'un film noir et blanc présentant un faible gamma (0.7 pour le T-MAX400), pour les amateurs ne disposant pas d'ordinateur et de logiciel de traitement d'image, une technique consistait à réaliser un contact du négatif sur un film à haut contraste tel le Kodak 5069, le Recordak ou encore le Kodalith, ce dernier étant orthochromatique et donc insensible à la lumière rouge.

Une nouvelle fois, ces problèmes furent pratiquement éliminés grâce aux caméras CCD et autre APN mais le traitement d'image est toujours nécessaire.

Ci-dessus, de haut en bas, les spectres de Jupiter et Vénus et deux spectres de Saturne (le deuxième exposé 10 s) réalisés par Sorensen sur film Tri-X avec un spectrographe à fente fixé au foyer d'un T.400 mm. On reconnaît la série de Balmer, la bande G (CN) et Ca I. En fait ces planètes réfléchissent la lumière du Soleil. Cliquer sur les images pour les agrandir.

Optiques et accessoires

Pour ne pas devoir trop agrandir les photos et perdre ainsi de définition, il est recommandé d'utiliser des objectifs d'au moins 200 mm de focale ou d'insérer le spectroscope au niveau du système oculaire du télescope. Cette dernière technique requiert l'usage du diviseur optique ou d'une lunette-guide pour assurer le guidage durant l'exposition. On y reviendra à propos des capteurs CCD.

Concernant les accessoires, Jeulin, Edmund Optrics et Rainbow Symphony notamment proposent des réseaux de diffraction en plastique (les plus faciles à manipuler) à quelques euros ou dizaines d'euros pièce mais ils ne sont pas de qualité optique remarquable car avant tout destinés à un usage didactique ou ludique. Ils offrent malgré tout la possibilité d'observer et de photographier le spectre de sources brillantes.

En fait, les constructeurs vendent surtout des spectromètres et des spectrographes à fente équipés soit d'un prisme soit d'un réseau de diffraction pour citer Baader Planetarium (spectrographe Dados), Diffraction Limited (spectrographe SBIG ST-i), Krüss, Newport (anc.Oriel), Shelyak et Zeiss. Le prix de ces instruments à vocation scientifique plus que ludique démarre vers 600$ chez Diffraction Limited (SBIG) ou Krüss (GEM) mais atteint rapidement 1500 ou 2000$ pour des modèles plus élaborés de laboratoire ou adaptés à l'astrophotographie.

De gauche à droite, le spectroscope portatif vendu par Edmund Optics, l'ancien modèle FICS vendu par Newport (anc.Oriel), le spectromètre MMS1 vendu par Zeiss et le spectrographe ST-i de Diffraction Limited (anc. SBIG).

De son côté Diffraction Limited (qui racheta SBIG en 2014) propose également divers modèles de spectrographes de qualité professionnelle et auto-guidés ou destinés aux amateurs. Jusqu'aux années 2000, SBIG proposait le modèle SGS (cf. son manuel), un haut de gamme à 5000$ d'une résolution de 2.4 Å et pesant environ 1.5 kg (sans le capteur CCD !). Il était réservé aux spécialistes.

En raison du prix élevé de ce type d'accessoire, en général les amateurs construisent leur propre spectrographe (voici le modèle de Richard Berry utilisé durant l'éclipse totale de Soleil du 21 août 2017 et l'image du spectre-éclair qu'il a obtenu) mais le marché se démocratise. Ainsi, depuis 2012, SBIG puis Diffraction Limited propose un spectrographe ST-i à 595$ (son prix a chuté de 200$ depuis son introduction) de même que Krüss (GEM) qui propose des petits spectroscopes portatifs à prisme à usage principalement éducatif (modèles 1501 et 1504) entre 180 et 360 €.

Bien sûr, il y a moins cher, mais moins pratique et de moins bonne qualité aussi. Sinon, il reste le bricolage comme le fit l'ingénieur opticien Kazuyuki Tanaka qui fabriqua lui-même son spectrographe adapté au porte-oculaire de son télescope Celestron C8.

Pour plus d'informations

Le spectre du quasar 3C273 au Celestron 8 (sur site, par K.Tanaka)

La spectroscopie (sur ce site, VIMOS du VLT et grism du HST)

Site web de Christian Buil

Site web de Philippe Boeuf

A Grism Spectrograph, Regulus Astro

Diffraction Limited (spectrographe SBIG ST-i)

Baader-Planetarium (spectrographe Dados)

Kruess (ou GEM)

Newport (anc. Oriel)

Shelyak

Zeiss

Jeulin

Edmund Optics (et prismes)

Rainbow Symphony

Cheap Spectroscope, AliExpress

ImaginaScience (prismes)

Spectroscopes et spectromètres Kruess

Spectroscopes OPL et Euromex

Spectromètres, Interlabs

Spectromètres, Ocean Optics

Visual Spec (logiciel, Valérie Desnoux)

SpecLab (logiciel, CLEA)

Gateway to Spectroscopy.

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