Club d’Astronomie de Lyon Ampère

Un spectrographe à très basse résolution

jeudi 22 janvier 2009 par Jean Pierre Masviel

Un spectrographe est un dispositif permettant de décomposer la lumière provenant d’un objet ou d’une substance chimique afin
d’en étudier les caractéristiques. Chacun a déjà été le témoin du phénomème en admirant un superbe arc-en-ciel (diffraction de
la lumière solaire par les gouttelettes d’eau) ou en observant la lumière irisée d’un compact disc (diffraction de la lumière par
la piste composée d’une succession de trous minuscules servant à coder l’information).

Les spectrographes modernes
utilisent essentiellement deux types
de réseaux de diffraction, des réseaux
par transmission et des réseaux par
réflexion, le principe optique étant
identique dans les deux cas.

La diffraction est un phénomème lié à
la nature ondulatoire de la lumière.

Pour comprendre, le plus simple est
d’imaginer un dispositif à deux fentes
illuminées par un faisceau projeté sur
un écran. On observe immédiatement
un système de franges d’interférence,
c’est-à-dire une succession de zones
foncées et de zones claires. Ces
différentes zones correspondent à des
interférences constructives (en clair)
ou destructives (en sombre). Il faut
imaginer que chaque fente émet son
propre système d’ondes. Si deux ondes
se superposent exactement, l’amplitude
de l’onde résultante est doublée. Si les
creux d’une onde correspondent aux
bosses de l’autre, la somme est nulle.
Thomas Young, l’auteur de la première
expérience de ce type, constatait ainsi
que « l’obscurité peut être engendrée en
ajoutant de la lumière à la lumière ».

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Une interférence constructive
s’observe lorsque la différence de
distance parcourue par la lumière
provenant des deux fentes est un
multiple entier de la longueur d’onde.
C’est la raison pour laquelle on trouvera
une interférence constructive à un angle
qui diffèrera selon la longueur d’onde
(ie la couleur).

En ajoutant des fentes supplémentaires,
l’effet de diffraction sera amplifié, ce qui
améliorera d’autant la décomposition
de la lumière : plus il y aura de traits
gravés par millimètre, meilleure sera la
résolution spectrale. Dans la pratique,
plutôt que de découper dans un support
un grand nombre de fentes, il est plus
simple de graver sur la surface du réseau
(généralement en verre) des motifs
disposés avec une très grande régularité
afin de reproduire, et même d’amplifier
(cas des réseaux dits « blazés ») ces
phénomèmes d’interférence.

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Le système complet avec la caméra

Selon ce principe, la réalisation d’un
spectrographe est en principe très
simple. Dans le cas de l’astronomie,
il suffirait de placer un réseau de
diffraction par transmission entre le
télescope et le capteur (oeil, APN ou
caméra CCD) pour obtenir un spectre
de l’objet étudié. En réalité, ce n’est pas
aussi simple. D’une part, le réseau ne
sera totalement efficace que si tous les
rayons incidents arrivent parfaitement
perpendiculaires au réseau. On dit qu’ils
sont collimatés. Ce n’est évidemment
pas le cas en sortie de télescope, où les
rayons convergent vers le foyer. D’autre
part, il ne faut pas oublier que le spectre
obtenu est en réalité l’image de l’objet,
répétée à toutes les longueurs d’onde.
Si ce fait n’est pas problématique pour
un astre ponctuel, comme une étoile,
il n’en est pas de même pour un objet
présentant une dimension, comme une
galaxie, une nébuleuse planétaire ou
une comète. Pour ces objets diffus,
les images (correspondant chacune à
une unique longueur d’onde) vont se
recouvrir en partie. Il devient alors
impossible d’extraire la moindre
information d’un tel spectre.

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Le système optique

Pour contourner ces deux difficultés, il
convient de compléter le dispositif d’une
optique placée en sortie de télescope, et
qui servira à collimater le faisceau (ie
rendre les rayons incidents parfaitement
parallèles entre eux). Après passage à
travers le réseau, une seconde optique
assurera la focalisation du faisceau sur
le capteur. En outre, une fente placée
immédiatement en sortie de télescope
permettra de sélectionner une zone
étroite de l’objet diffus étudié.

Il est tentant d’utiliser une fente la plus
fine possible pour réduire au maximum
l’effet de superposition des images,
mais la fente ne doit quand même
pas être trop fine pour laisser passer
suffisamment de flux.

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Galaxie NGC 7331
Noter la trace de la fente

Je m’intéresse depuis quelque
temps aux comètes, des astres qui ont
toujours fasciné, et souvent rempli de
terreur les témoins de leurs apparitions
soudaines, inexplicables, et parfois très
spectaculaires, comme ce fut encore
le cas en 2007 avec les désormais
célèbres comètes Holmes et Mc
Naught. En juillet 2007, à l’occasion
d’une mission à l’observatoire du Pic de
Chateaurenard, Olivier Thizy et moi même
avions pu obtenir un spectre de
la comète C/2006 VZ 13 (LINEAR).
Ce travail a fait l’objet d’un article
dans le NGC n° 86. Nous avions alors
utilisé le spectrographe LHIRES III
équipé d’un réseau de 150 traits par
millimètre, placé derrière le télescope
de 62 cm de diamètre de l’observatoire.
J’avais trouvé cette première expérience
de spectrométrie cométaire très
encourageante, et j’avais communiqué
les résultats à deux professionnels
(Nicolas Biver et Jacques Crovisier, qui
travaillent à l’Observatoire de Meudon).

Cependant, n’ayant que rarement
la possibilité d’utiliser un télescope
de 60 cm de diamètre, j’avais décidé
de construire un spectrographe très
basse résolution compatible avec mes
propres instruments (un télescope
Maksutov INTES de 150 mm de
diamètre, et un Newton Vixen 200/800
ouvert à 4). La commercialisation par
la société SHELYAK (www.shelyak.
com) du réseau par transmission Star
Analyser 100 fut pour moi le déclic qui
m’incita à me lancer dans la réalisation
de mon nouveau spectrographe. Le
Star Analyser 100 est un réseau de
diffraction par transmission de 100
traits par millimètre, d’une très haute
efficacité de transmission, blazé au
premier ordre. La surface extrêmement
fragile du réseau est protégée par des
disques de verre traités anti-réflexion
dont l’alignement a été fait avec grande
précision en usine. Ainsi, pour un peu
plus de cent euros, il est possible d’avoir
avec le Star Analyser 100 un réseau
déjà très performant, permettant de
commencer à faire un peu de science.

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L’auteur et son spectrographe au foyer du T620 d’Astroqueyras

J’ai souhaité réaliser mon spectrographe
au coût le plus bas possible. J’ai donc
utilisé comme collimateur et comme
objectif de chambre deux objectifs
photo. Les objectifs photo donnent
les meilleurs résultats en matière de
correction du chromatisme pour un
faible coût. J’avais déjà un objectif
Minolta ouvert à 1,7 que je n’utilisais
plus. J’ai donc acheté d’occasion un
deuxième objectif identique. L’une des
difficultés était de fixer ces objectifs
solidement et de les bloquer dans une
position précise. J’ai passé un peu de
temps dans un magasin de bricolage
pour trouver les petites pièces (tiges,
équerres et autres pièces d’assemblage,
boulons, vis, etc) qui m’ont servi à fixer
mes deux objectifs l’un contre l’autre,
le réseau Star Analyser se trouvant
bloquer entre eux et maintenu en place
par du carton et un bloc de mousse. Afin
d’assurer un suivi précis sur l’objet dont
on veut obtenir le spectre, j’ai repris la
formule adoptée pour le spectrographe
LHIRES III d’un guidage sur une fente
composée de deux lames metalliques
polies. En réalité, j’ai tout simplement
utilisé le support de fente et les deux
lames du LHIRES. Pour faire ressortir
le faisceau vers la caméra de guidage
(une Watec 120 N), j’ai fait beaucoup
plus simple que sur le LHIRES en
utilisant un prisme de renvoi coudé
qui traînait au fond de mes tiroirs. Pour
assurer la focalisation sur le capteur de
la Watec, j’ai démonté une partie du
chercheur de ma lunette Perl-Halley,
lequel chercheur n’a guère d’utilité sur
une petite lunette de 400 mm de focale.
Dire qu’un tel montage donne de belles
images du champ pointé par le télescope
serait bien prétentieux, mais l’image
ainsi obtenue, malgré ses aberrations,
permet quand même de reconnaître
les objets recherchés et d’assurer un
autoguidage efficace sur une étoile.

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Les premiers essais sur le ciel ont
été réalisés à Lyon, depuis mon
balcon, ainsi qu’à l’occasion
de la mission du CALA fin
septembre à l’observatoire du
Pic de Chateaurenard avec
le T 62. Ils sont conformes à
ce qu’on peut attendre de ce
type de spectrographe très
basse résolution, mais compte
tenu de l’absence à cette
époque d’astre chevelu plus
brillant que magnitude 10, le
véritable test devra attendre
le mois de février 2009 qui
verra la comète C/2007 N3
(Lulin) passer au périhélie à
environ 0,4 UA. Cette comète
pourrait même être visible
à l’oeil nu sous un très bon
ciel. Les premiers résultats
probablement dans le prochain
NGC 69 !


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