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 ».

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.


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.


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.


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.


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.

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 !