Daylight observation of stars with a slit spectrograph
Observation de jour des étoiles avec un spectrographe


The observation described here demonstrate the possibility to observe bright stars during daylight time with a slit spectrograph. The goal is a possible nearly continuous survey along the year of bright active stars (supergiant like Zeta Ori, Deneb or Be type stars like Gamma Cas). The spectrograph used is a LHIRES2 model at the f/10 focus of a Celestron 11 telescope (0.28 m aperture). Click here for technical details about LHIRES2. The date of the observation is the August 7, 2004 at the sunrise time and after.
L'observation décrite ici démontre la possibilité d'observer les étoiles brillantes en plein jour en utilisant un spectrographe à fente. L'objectif est une surveillance quasi continue durant l'année d'étoiles actives particulièrement brillantes (par exemple des supergéantes, comme Zeta Orion, Deneb, ou des étoiles Be, comme Gamma Cas). Le spectrographe utilisé est un modèle de LHIRES2 (premier prototype) au foyer f/10 d'un télescope Celestron 11 (diamètre de 0,28 m). Cliquer ici pour des détails techniques sur LHIRES2. La date d'observation est le 7 août au lever du Soleil et dans les moments qui suivent.

The observation is possible because the spectrograph isolate a very narrow part of the sky during spectra acquisition. The entrance slit wide projected on the sky is of 1.5 arcsecond (20 microns linear). The typical broadening of the spectrum along a direction perpendicular to the dispersion is of 6 pixels (Audine KAF-0402ME CCD caméra), equivalent to 4.0 arcsecond on the sky. Finally, the contribution of the sky background come from an area of only 6 arcsecond2. In the same time, 30-40% of the stellar is transmitted through the entrance slit. The reciprocipal dispersion of LHIRES2 is of 0.115 A/pixel near the observed Ha region. The effective spectral resolution is R=17.000.
L'observation est possible car le spectrographe permet d'isoler une partie très étroite du ciel durant l'acquisition des spectres. La largeur de la fente d'entrée sur le ciel est de 1,5 seconde d'arc (20 microns linéaire au foyer). La largeur typique du spectre suivant l'axe transverse à la dispersion est de 6 pixels (caméra Audine avec CCD KAF-0402ME), soit 4,0 secondes d'arc sur le ciel. En fin de compte, le flux parasite du ciel ne provient que d'une aire de 6 secondes d'arc carré. Dans le même temps, 30 à 40% du flux de l'étoile observée entre dans le spectrographe et participe au spectre utile. La dispersion inverse de LHIRES2 est de 0,115 A/pixel au voisinage de la raie Ha. La résolution effective est R=17.000.

Toward the permanent astronomical observation... (LHIRES2 attached to a C11 telescope).
Vers une observation permanente du ciel !

The spectrum below of Alpha Ori (Betelgeuse) is exposed 90 seconds. The time of this observation correspond exactly to the sunrise. No stars are visible with eye (only Venus planet is visible).The Betelgeuse spectrum is the fine horizontal line. It is superimposed on a typical daylight sky background (many telluric + sun lines are visibles). The intense line at the center is Halpha at 6563 angstroms. The two bright lines are from a neon calibration lamp (at wavelength 6532.88 and 6598.95 angstroms).
Le spectre ci-après de l'étoile Alpha Ori (Betelgeuse) exposé 90 secondes. Le moment de l'observation correspond à l'instant du lever du Soleil. Aucune étoile est visible à l'oeil nu (Venus est la seule planète demeurant visible). Le spectre de Betelgeuse est la fine ligne horizontale. Il est superposé au spectre typique de la lumière du jour, comprenant des raies telluriques et le spectre du Soleil lui-même. L'intense raie au centre est Halpha à 6563 angstroms. Les deux raies brillantes proviennent de la lumière d'une lampe de calibration au néon (longueurs d'ondes de 6532.88 and 6598.95 angstroms).

For the next spectrum the star is continuously displaced along the axis of the slit during the 90 seconds exposure. The widening of the spectrum permit to distinguish the proper spectral line of Betelgeuse.
Pour le spectre suivant l'étoile a été déplacé continuement durant la pose de 90 secondes le long du grand axe de la fente. L'élargissement du spectre qui en résulte permet de distinguer les raies propres de Betelgeuse.

Now, the sky background is removed (L_SKY4 procedure of Iris software). The real spectrum of Betelgeuse is revealed (but telluric lines are present).
A présent, le fond de ciel a été retiré (procédure L_SKY4 du logiciel Iris). Le spectre réel de Betelgeuse est révélé (mais les raies telluriques sont toujours en place puisque la lumière de l'étoile a traversée l'atmosphère avant d'arriver au télescope).

Finally, the spectral profile of Alpha Orion (stack of 12 x 90 s exposure) - compare with the spectra here.
Finalement, le profil spectral de Alpha Orion (compositage de 12 spectres exposés chacun 90 secondes). A comparer avec les spectres ici.

A more difficult example : the star Zeta Orion (V=1.8) observed one-hour after the sunrise. The exposure time is 120 seconds. The peak intensity of Zeta Orion spectrum represent nearly 10% of the sky background level.
Un exemple plus difficile : l'étoile Zeta Orion (V=1.8) observée une heure après le lever du Soleil. L'intensité au pic du spectre de Zeta Orion représente environ 10% du signal du fond de ciel.

The extracted spectral profile (stack of 9 x120 s spectrum). Click here for a look of fast evolution of the Ha line of this fantastic star (at lower resolution).
Le profil spectral extrait (compositage de 9 spectres exposés chacun 120 secondes). Cliquer ici pour une vision de l'évolution rapide de la raie Ha de cette fantastique étoile (à une résolution inférieure).

With more efficient baffling and a more adapted image processing and acquisition method we can hope observe in the future high resolution spectra of V=3 stars...
Avec un meilleur bafflage et une méthode de traitement et d'acquisition plus adaptée on peut espérer observer dans le futur en haute résolution des spectres d'étoiles jusqu'à la magnitude V=3...

Back