Première lumière de la version basse résolution
le 17/04/2001 !

Le spectr'aude est un spectrographe qui fait l'objet d'une étude au sein de l'Association des Utilisateurs de Détecteurs Electroniques (AUDE), aussi bien technique que thématique, afin d'analyser la possibilité et l'intérêt de réaliser une petite série de cet instrument à l'intention dans astronomes amateurs, si possible à un coût raisonnable. Cette page montre l'état d'avancement du projet, les premiers résultats obtenus avec divers prototypes et expose une procédure de traitement et de calibration des spectres.
La disponibilité des éléments constituants le spectr'aude est programmée pour le deuxième semestre 2001.

1. OBJET

L'objet est de réaliser un instrument d'une qualité suffisante pour permettre d'acquérir de données pouvant alimenter une collaboration efficace entre professionnels et amateurs. En effet, bien plus encore que le savoir faire de l'observateur à obtenir et traiter des données spectrales correctes, la difficulté de la spectrographie réside dans l'interprétation astrophysique des dites données, d'où l'importance cruciale d'une telle collaboration.

La participation à un programme de recherche avec des professionnels oblige de disposer d'outils de qualité (hardware et software) et de procédures d'exploitations à la hauteur des exigences de ce type de collaborations. C'est aussi une facette du projet spectr'aude.

Un autre objectifs est aussi de démystifier la spectrographie et d'en montrer tout l'intérêt. Grâce aux CCD, les amateurs ont en main la possibilité d'obtenir des données spectrales scientifiquement exploitables (voir par exemple le projet étoiles Be sur ce site). Même avec un instrument d'un diamètre aussi modeste que 100 mm, il est parfaitement envisageable d'étudier utilement un grand nombre d'étoiles. La force des amateurs, comme bien souvent, vient de leur nombres et de leur capacité à observer des objets sur une longue période, ce qui n'est pas toujours possible dans le monde professionnel. C'est ainsi qu'une collaboration amateur/professionnel prend tout son sens, malgré la relative petitesse des instruments d'amateurs. Bien sur, l'expérience montre que l'acquisition de données spectrales valides nécessite plus que jamais une certaine rigueur et une bonne méthodologie de la part de l'observateur, mais il n'y a rien d'insurmontable loin s'en faut, cela d'autant plus que, toujours à la lumière de l'expérience, il apparaît que ce domaine si important de l'astronomie se révèle très motivant car il montre comme jamais la nature caché des astres et offre une vision dynamique de ceux-ci (l'allure du spectre de nombreuses étoiles évolue rapidement sur des échelles de quelques minutes à quelques jours). Vraiment très passionnant !

2. CARACTERISTIQUES TECHNIQUES PRINCIPALES

Plusieurs prototypes du spectr'aude existent. Le plus récent, dit basse résolution, a été réalisé par Robert Delmas et Christian Buil. Il fait suite à un autre prototype, dit haute -résolution, réalisé par Thierry Maciaszek et Christian Buil, et testé depuis 1999 , notamment sur le programme d'étude d'étoiles Be. Ces deux réalisations sont les facettes d'un même concept. En effet, dans la version définitive, il est prévu que le spectr'aude soit constitué d'un certain nombre de sous-ensembles (optiques et mécaniques) qui permettrons de réaliser soit même un spectrographe sur mesure correspondant au type de programme envisagé, au matériel déjà disponible et aux capacités du télescope par exemple.

Cet ensemble modulaire devrait comprendre un support de réseau, le réseau lui-même, une fente réglable, un support d'objectif, un miroir de renvoi et son support, une fixation au télescope, des outils logiciels... La caméra CCD est une Audine aujourd'hui, mais il doit être possible d'adapter d'autres modèles.

Le principal paramètre à définir lors de la conception est la résolution spectrale. Celle-ci est dictée par le type d'observation et d'astres visés, car il n'existe pas de spectrographe universel qui permet de tout faire. Par exemple, qui dit une haute résolution dit observation limitée à des astres relativement brillants pour compenser la forte dilution de la lumière dans un spectre très étalé.

Une version basse résolution du spectr'aude (R=dl/l=1000 environ) donne accès au spectre d'objets de faibles éclats. Le domaine d'application couvre alors l'étude spectrophotométrique des étoiles variables, l'évolution dans le temps des novae ou de certaines supernovae, l'analyse du spectre des satellites planétaires les plus brillants, l'étude des comètes...

Une version haute résolution (R=5000 et au delà) équivaut à zoomer sur une région particulière du spectre afin par exemple d'analyser l'évolution du profil d'une raie (cas du programme de surveillance des étoiles Be avec l'observation de la raie H-alpha) ou de repérer la variation dans le temps de l'abondance de certains éléments chimique. Indiscutablement, c'est ce type de spectrographe haute résolution qui permet d'obtenir des résultats le plus immédiatement utilisables dans le cadre d'un programme conjoint amateurs/professionnels.

Pratiquement (et en première approximation), la distinction entre un spectrographe basse résolution et haute résolution se situe au niveau du nombre de traits par millimètre du réseau à diffraction utilisé et à la distance focale de l'objectif/collimateur. Ce dernier paramètre détermine aussi l'encombrement et la masse du spectrographe et donc, sa capacité d'emport sur un type de télescope donné. Pour fixer les ordres de grandeurs, la version prototype du spectrographe basse résolution comprend un objectif photographique de 35 mm de focale (Nikon à F/2) et un réseau de 600 traits/mm (origine Edmund Scientific). La version la plus résolvante du spectr'aude réalisée comprend un objectif de 180 mm de focale (Nikon à F/2.8) et un réseau de 1200 traits/mm. Il sera bien sur possible d'exploiter tout type d'objectifs photographiques, il y en a tellement qui dorment dans les tiroirs (il existe cependant une limite supérieure pour la valeur de la distance focale imposée par la dimension du réseau).

La figure ci-après montre le spectr'aude haute résolution (dispersion du spectre de 0,38 A/pixel - montage en bois) en place au foyer Newton d'un télescope CN-212 Takahashi.

La disposition optique adoptée pour le spectrographe est du type Littrow car elle optimise l'encombrement et le coût (le même objectif photographique sert à la fois de collimateur et d'objectif de chambre). Le spectr'aude est normalement utilisé avec une fente d'entrée large (largeur de quelques millimètres). La fonction fente traditionnelle d'un spectrographe est réalisée ici par l'étoile elle-même, qui est considérée comme un point au foyer du télescope. Cette disposition, dite a fente large, évite d'avoir à positionner très précisément l'image de l'étoile au foyer, ce qui octroi gain de temps de pointage et permet d'exploiter le spectr'aude avec des montures justes stables. De plus avec une fente large le rendement photométrique est maximalisé (avec une fente fine de quelques dizaines de micron une partie du flux incident est bloqué à l'entrée du spectrographe, il en est de même avec un spectrographe à fibre optique). En contre partie, l'usage d'une fente large oblige à un travail supplémentaire au stade de la calibration spectrale et limite la précision de cette calibration (rappel, la calibration spectrale consiste à associer une longueur d'onde à un numéro de pixel).

Schéma en 3D du spect'aude montrant ces différents constituants.

Le boîtier ouvert du spectr'aude haute résolution.

Test de résolution d'une version haute résolution du spectr'aude (dispersion de 0,515 A/pixel) sur une petite portion du spectre de l'étoile Zeta Cephée (type spectral K1) au voisinage du doublet du sodium (D1-D2). La longueur d'onde de ces raies est 5889.97 et 5895.94 A. Le doublé, écarté de 6 A environ, est parfaitement séparé. Une petite raie est même visible à l'intérieur, ce qui dénote le bon pouvoir séparateur du spectrographe. Le pouvoir résolvant est estimé ici à R=5500.

Spectr'aude - page 1/6