Introduction

Il s'agit d'une réalisation d'amateur qui, au départ (1990), consistait à faire un prototype pour tester la faisabilité d'un SHG. La présence d'un micro-ordinateur à la maison ainsi que d'une barrette CCD, et surtout la récupération d'un réseau, ont permis ce démarrage. Le budget mis en œuvre devait donc être minimum et le système D largement mis à profit.
Les contraintes étaient sévères car la première version du SHG devait être en "piggy-back" sur un classique télescope 115/900 soutenu par la non moins classique et frêle monture équatoriale sur trépied en bois. Inutile de préciser que le poids et l'encombrement du spectro devaient être minimum !

Par où commencer ?

Le but est de faire un spectrohéliographe le plus petit possible donnant à la fois une résolution spectrale suffisante pour faire apparaître les structures chromosphériques en Ha ou K sur le disque solaire (environ 0,05 nm) et une résolution spatiale suffisante pour que ces mêmes structures soient nettes et détaillées. C'est en fait la taille et le nombre des photoéléments du CCD qui vont guider, ou plutôt déterminer, la suite de la réalisation

Dispersion et résolution spectrale

Si 1 pixel du CCD mesure environ 10µm de large (direction perpendiculaire à l'axe de la barrette), il faut que la dispersion du spectre soit telle que ces 10µm interceptent une bande spectrale de 0,05 nm de large (on dira que la dispersion est de 5 nm/mm).
Cette dispersion est fonction de 3 éléments : Le nombre de traits par mm du réseau, l'ordre du réseau utilisé et la focale de l'objectif de chambre (celui qui forme l'image du spectre). La dispersion augmente si ces paramètres augmentent.

La dispersion n'est pas tout, il faut aussi tenir compte de la résolution spectrale. Rien ne sert d'avoir une forte dispersion si la résolution n'est pas bonne. Le problème est le même qu'avec une lunette. Supposons un objectif de 1,2 m de focale et de 100 mm de diamètre de bonne qualité. Cet objectif est capable de donner à son foyer une image de la Lune de 10mm de diamètre. Si l'on réduit à 20 mm l'ouverture de l'objectif à l'aide d'un diaphragme, l'image de la Lune mesure toujours 10 mm de diamètre mais la résolution des détails est 5 fois moins bonne.
Pour que la résolution spectrale soit en rapport avec la dispersion, il faut donc un réseau suffisamment large.

Matériel et réalisation

Les éléments dont je disposais étaient les suivants : une barrette CCD Thomson TH7803 constituée de 1728 photodiodes de 10x13µm au pas de 10 µm, un réseau plan à réflexion, gravé à 1180 traits/mm et de 62 mm de côté. En ce qui concerne la résolution spectrale, avec R=73000, on atteint en théorie à 0,01 nm dans le premier ordre donc, pas de problème. L'angle de diffraction pour la raie Ha est 22° 48' et pour couvrir 13 µm avec une bande spectrale large de 0,05 nm, il suffit en principe d'une focale de 200 mm. Il s'agit là d'une valeur minimum. Mais si l'on veut focaliser toute la lumière en provenance du réseau, il faut trouver un objectif de 62 x racine-carrée(2) - soit 87 mm - de diamètre avec un F/D = 2,2. Disons tout de suite qu'en pratique, il vaut mieux majorer largement la distance focale, d'une part pour minimiser les aberrations de sphéricité de l'objectif, et d'autre part pour minimiser les aberrations du montage monochromateur dont nous reparlerons, et enfin pour minimiser les dépenses budgétaires.

Résolution spatiale :

Voyons maintenant ce que doit être la résolution spatiale, c'est à dire la possibilité de séparer de fins détails dans l'image. La taille d'un pixel, dans l'axe de la barrette, est ici de 10 µm, et il y a environ 1700 pixels ce qui permet d'enregistrer une image complète du Soleil de 17 mm de diamètre. La résolution spatiale dans le plan de l'image est liée à la résolution angulaire par la relation :

x = f . tg(α)

avec:
f = focale de l'objectif du télescope
α = angle du rayon incident sur l'axe optique
x = distance à l'axe optique du point image correspondant

L'obtention d'une image solaire de 17 mm nécessite un objectif de presque 2 m de focale. 1 pixel de 10µm représente alors un peu plus de 1 seconde d'arc. un objectif de 12 cm peut - toujours en théorie - permettre cette résolution mais n'oublions pas que nous avons affaire au Soleil et que la turbulence est généralement limitante. On ne gagnera donc rien en résolution en utilisant un objectif de diamètre supérieur.

L'image numérique :

Il faut maintenant considérer l'aspect numérique de l'image. En utilisant au maximum la barrette CCD (1700 pixels) et pour synthétiser une image circulaire, il faudra " découper le Soleil" en 17000/13 " 1307 tranches successives. Ceci représente 1700x1300 " 2,2 millions de pixels et, même numérisés en 256 niveaux de gris (8 bits), cela représente plus de 2 Mo de mémoire. En 1990, les micro-ordinateurs capables de traiter ce genre d'image étaient encore hors de prix. Je disposais alors d'un ATARI 1040 sans disque dur et permettant de visualiser des images de 320*200 pixels en 16 couleurs. La première limitation était le support d'enregistrement : disquette de 720 ko ; la seconde était l'impossibilité de visualiser des "grandes" images.

J'ai donc décidé de limiter la taille des images à 640x400 pixels en faisant la lecture de 640 lignes de 800 pixels et en ne prenant qu'un pixel sur deux dans chaque ligne. Ces éléments m'ont conduit à utiliser l'image focale de 8 mm fournie par le télescope 115/900 et à acquérir 2 miroirs sphériques 76/700 pour faire le monochromateur. Les rapports F/D sont voisins et le réseau est pratiquement totalement éclairé. La figure ci-contre montre un exemple d'image en Ha obtenue avec ce montage préliminaire. Les filaments, les plages, les protubérances sont visibles. La résolution spectrale est celle escomptée mais la résolution spatiale n'est pas très bonne car tous les réglages sont manuels et très délicats à réaliser sans faire vibrer l'instrument.

Fort de cette première expérience et après un passage à vide de quelques années, j'ai à nouveau envisagé la construction d'un SHG car certaines circonstances favorables ont été réunies. J'ai construit une monture équatoriale à secteur lisse, motorisée en ascension droite et en déclinaison, pour le 115/900. Destinée à l'origine à la photographie du ciel profond avec un téléobjectif de 500mm en parallèle avec le 115/900, sa stabilité, sa robustesse et sa commodité d'usage sont sans comparaison avec la monture d'origine. La récupération d'un nouveau réseau - bien que loin de l'état neuf - blazé à 500 nm et gravé à 1440 traits/mm, le détournement de la barrette CCD d'un scanner à main et l'achat d'un micro-ordinateur digne de ce nom ont ravivé mon interêt pour les SHG.

Voici la description de cet instrument qui n'est toutefois qu'un exemple que chacun pourra modifier et améliorer.

Les pièces optiques :

• 1 télescope D = 115 mm, F = 900 mm, porte oculaire à mise au point hélicoïdale, formant l'image primaire du Soleil
• 1 ménisque divergent F = -300 mm pour "sortir" le foyer du télescope et obtenir une focale résultante de 1170 mm (usage similaire à la lentille de Barlow)
• 2 miroirs sphériques D = 76 mm, F = 700 mm servant de collimateur et objectif de chambre (monochromateur)
• réseau plan à reflexion, 62 x 62 mm, 1440 tr/mm, blazé à 500 nm
• 3 petits miroirs plans de renvoi à 90°

Les éléments mécaniques particuliers :

• 1 fente métallique (qui peut aussi être considérée comme pièce optique)
• 1 moteur pas à pas pour la commande de rotation du réseau
• 1 micro moteur + réducteur pour l'orientation de la barrette CCD
• 1 système de focalisation du CCD

Les éléments électroniques :

• 1 barrette CCD constituée de 2048 pixels de 14x14 µm au pas de 14 µm
• 1 circuit générateur de signaux de commande pour le CCD
• 1 circuit de mise en forme du signal vidéo et de numérisation
• 1 interface avec l'ordinateur
• Commandes de fonctionnement des moteurs "réseau" et "CCD"

La micro-informatique :

• Un micro-ordinateur (Atari 1040 jusqu'en 2000 et PC à partir de 2001 pour l'acquisition)
• Un logiciel de gestion du CCD et d'acquisition de l'image

Le schéma optique

Comme un dessin vaut mieux que 10000 mots, voici le schéma de la disposition actuelle des pièces optiques constituant le SHG. Le télescope est dans la partie inférieure

Le s pectrohéliographe en service

A - oculaire (mode spectroscope) B - moteur du réseau C - moto-réducteur + platine du ccd D - porte oculaire du télescope contenant le ménisque E - berceau du télescope et pièce de jonction du SHG F - fourche de la monture équatoriale G - télescope 115/900 H - flexible de blocage de l'axe de déclinaison I - partie supérieure du spectrohéliographe J - circuit générateur des horloges du CCD K - partie inférieure du spectrohéliographe     Cette vignette est destinée à indiquer la position de l'élément détaillé dans les pop-up (l'élément correspondant sera assombri).