Pour toute question, contacter Olivier (thizy@free.fr).
Le Lhires III est un spectrographe Haute-Résolution et conçu pour des instruments amateurs (200mm typiquement). La magnitude limite pour des temps de poses acceptables est bien inférieure aux magnitudes des quasars ou des super-novae; ces objets ne sont pas accessibles avec le Lhires III (enfin, en attendant la grande super-novae galactique!).
Les comètes sont également des objets très faible et diffus. En utilisant un réseau de 150tt/mm voir 300tt/mm les comètes très brillantes devraient être accessible mais nous n'avons pas pu faire des essais à ce jour.
Le Lhires III a un système de guidage grâce à la fente réfléchissante. Vous pourrez faire le guidage en visuel mais ce n'est pas très pratique. Une webcam apportera plus de confort et nos essais ont montré qu'on peut l'utiliser sur le même PC que la caméra d'acquisition (ex: Audine). Un système de vidéo sera plus performant mais nécessitera un moniteur en plus, tel un petit écran CRT voir un écran LCD facilement trouvable dans le commerce. La Watec-120N est notamment un excellent choix (mais coûteux); les tests faits avec montre qu'on peut faire le suivi sur des étoiles très faibles et qu'on gagne beaucoup par rapport à une webcam et une simple caméra vidéo.
Oui car le spectro a été développé au sein de cette association et la distribution de cette série de kit se fait dans son cadre (de type loi 1901). Voir le bulletin d'adhésion sur: http://www.ccdaude.com/
Ce spectro est optimisé pour un télescope à F/10. La fente doit être de 18 microns de large (2 fois la taille d'un pixel) pour un KAF400. Pour un 200m genre C8, ca correspond à un angle de 1.8 arcsec, donc un seeing de base en astro amateur mais déjà correct car il faut maintenir l'etoile dans la fente. Donc pour un plus gros telescope genre C14, cette fente correspond a 1 arcsec ce qui est bien petit. Le gain en flux n'est pas proportionnel à la surface, à moins de reduire la resolution du spectro. Ce spectrographe a été conçu pour des télescopes de 200mm f/10!
La perte de flux (turbulence, fente trop petite par rapport à la tâche de diffraction) et des phénomènes de diffraction si le fente est trop petite...
Non, une monture avec un suivi suffit. Il est assez facile de pointer une étoile manuellement et d'en faire le suivi.
Par exemple ce kit peut-il se monter sur une FS102 qui est a f/8? On voit sur les photos la FS128 de Christian qui doit aussi être du F/8.
Réponse de l'intéressé: Oui cela fonctionne avec une lunette à f/8 comme la FS102. Faut pas être bien plus ouvert, mais là, ça roule (c'est vrai, j'ai fait des tests avec ma bonne vieille FS128). Attention cependant à la magnitude limite avec un diamètre de 106 mm. Il faut regarder le ETC dans la section optique du site (ETC = Exposure Time Calculator) et faire une petite simulation.
[Christian Buil] Si tu considère que diamètre utile est de 25 mm (largeur réseau), cela correspond à un f/8 (200/25 = 8). Si le faisceau entrant est à f/6, on a bien (6/8)^2 = 56%. Cela represente une perte en flux égale en gros à 2,5 x log (0,56) = 0,63 magnitude. Mais attention, ceci n'est pas la perte de détectivité, voir ce qui va suivre...
Le déficit est nettement moins fort en terme de magnitude limite car il faut raisonner sur le bruit. Mais de plus, et c'est cela que je veux bien préciser ici , à diamètre identique du miroir principal car le télescope à f/6 forme une image plus fine des étoiles au foyer et donc à l'entrée de la fente. Ce n'est pas négligeable.
Vous pouvez faire le calcul avec ETCL (multiplier par exemple provisoirement le rendement du réseau par 0,57, soit 0,2 x 0,57 = 0,11). Pour un S/B de 100 en une heure de pose :
La perte en vignetage est presque compensée par l'effet de seeing (si celui-ci est constant bien sur). Ce dernier paramètre est bien critique dans notre affaire - c'est la transmission de fente qui fait une bonne part de la perfo.
Si maintenant on fait le calcul avec un réseau de 30 mm (en fait c'est ici le D du doublet qui limite), on voit que le spectro accepte un faisceau ouvert à f/6,7 sans vignetage, et là, surprise (mais pas tout à fait ;-), on se retrouve avec une magnitude limite de 6,2.
La vérité est un peu entre les deux car si on prend un réseau de 25 mm de coté, il vignette sur un axe, mais pas sur l'autre. Il y a aussi le fait que les rayons sont inclinés sur le réseau. La géométrie est un peu compliqué.
Mais je ne pense pas qu'on se trompe en disant qu'entre f/10 et f/6 la perte est tout au plus de 0.3 magnitude pour un même diamètre de télescope et une même largeur de fente.
Ce n'est pas indispensable puisque le Lhires III est livré avec un réseau de 2400tt. Toutefois, pour un coût peu élevé, il est possible de transformer votre Lhires III en un spectrographe moyenne résolution (R=1000) avec un réseau de 150tt; ce n'est pas idéal car la focalisation sur les bords est moins bonne mais cela peut dépanner parfois.
Egalement, certain objets ont des raies très larges (base du profile de P Cygni, raie H-alpha de novae...) qui ne tiennent pas sur un KAF400. Il est alors nécessaire de dégarder la résolution avec un réseau de 1200tt par exemple.
Le Lhires III a été conçu pour des instruments de 200mm mais fonctionne bien jusqu'à 600mm. La taille de la fente fige la résolution; à 20µm, elle ne prend qu'une partie de l'étoile sur un gros télescope. On doit donc choisir entre le flux et la résolution et adapter la fente à son projet et instrument. L'accès à la fente a été facilité pour cela, mais l'opération nécessite un peu de temps et de doigté tout de même.
Non car il est possible de changer le réseau avec un tournevis. Toutefois, c'est une opération délicate (attention à la surface du réseau très fragile!). Si vous devez souvent changer de configuration ou en collectivité, il est conseillé d'avoi des supports additionnels afin de pouvoir changer l'ensemble plus facilement.
Le Barèges a été designé pour la basse résolution (R=1000-2000) alors que le Lhires III est au départ un design pour la Haute Résolution (R=15000-20000) qui est adaptable à une plus basse résolution mais avec un produit "luminosité*résolution" dégradé par rapport au Barèges.
Le Barèges focalise mieux sur tout le spectre alors que le Lhires III est limité par le doublet à l'intérieur; on ne peut pas focaliser sur un très grand domaine spectral. Nos essais ont montré qu'un KAF400 avec un 150tt donne des résultats acceptables mais les raies seront plus fines avec un Barèges.
Le Barèges a une fente réglable, globalement destinée à faire de la fente large (la fente sert à isoler les étoiles du champ du CCD, et pas à la résolution de l'instrument). Le Lhires III a une fente étroite, qui participe directement à la résolution.
Le Barèges fonctionne dès une ouverture de f/5 tandis que le Lhires fonctionne à partir de f/8 et au dessus.
Le Lhires III a un système de guidage (autoguidage même selon le système de guidage) tandis que le Barèges n'en a pas. Voir toutefois le LISA qui en a un, reprennant le principe du Lhires III dans ce domaine.
[Steve Dearden] Le DSS-7 est un spectrographe basse résolution (R~400), qui couvre quasiment tout le spectre visible. Le Lhires III est un spectrographe haute résolution (R>15000 avec le réseau 2400 traits), adapté à l'étude de spectres haute résolution d'étoiles de magnitude jusqu'à 6-8. En changeant le réseau, il foncionne alors en mode dégradé en basse résolution. Une meilleure comparaison est avec le SBIG SGS, mais même là, le Lhires est bien plus résolvant.