Données Techniques - Optique

Eléments Techniques

Lhires III est un spectrographe optimisé pour la spectrographie haute-résolution à partir de télescopes amateurs. La pouvoir de résolution l/Dl est de 17000 dans le rouge, ce qui permet de résoudre des détails spectraux plus petits que 0,4 angstrom au voisinage de la raie Halpha de l'hydrogène. Les cibles sont des étoiles jusqu'à la magnitude 6 à 8 suivant le diamètre du télescope (de D=200 mm à D=600 mm) pour un rapport signal sur bruit de 100 en une heure de pose (voir les tableaux de performance plus loin). Le spectrographe peut aussi être monté sur des lunettes, mais que ce soit ce type d'instrument ou un télescope, celui-ci doit être plus fermé que F/D=8 pour conserver le flux collecté. Plusieurs choix de réseaux sont proposés, permettant de moduler le rapport entre la résolution spectrale et la magnitude limite atteinte (la configuration nominale est basée sur un réseau holographique de 2400 traits/mm).

Lhires III fonctionne en mode dit Littrow. LHIRES est l'acronyme de Littrow High REsolution Spectrograph. Il s'agit d'une configuration optique qui utilise le même objectif pour la fonction de collimation, qui consiste à rendre le faisceau parallèle avant qu'il n'arrive au réseau à diffraction, et pour la fonction d'imagerie, qui consiste à former une image du spectre sur le détecteur. Ce schéma permet d'économiser un objectif par rapport au montage plus classique des spectrographes, qui découplent le collimateur et l'objectif de caméra en deux éléments distincts. L'instrument est ainsi compact et relativement économique à produire. Le poids de Lhires III sans la caméra est de 1,3 kg.

Schéma optique de Lhires.

Le champ expoitable au niveau de spectre est volontairement restreint pour pouvoir utiliser un simple doublet achromatique comme objectif. La qualité image permet d'atteindre un pouvoir de résolution de 17000 dans l'option la plus résolvante de Lhires III (réseau de 2400 traits/mm et fente de 25 microns de large) sur un champ linéaire de 8 mm environ.

L'interface du coté télescope est, soit un coulant de 50.8 mm (standard), soit la fixation vissante des télescopes SC (Meade, Celestron, ..). Ces deux interfaces sont fournies dans la version de base du spectrographe.

Lhires II (un prototype de Lhires III) monté au foyer d'une lunette Takahashi FS-128 (D=128 mm F=1040 mm).
La caméra CCD utilisée est une Audine.

L'interface coté caméra est une bague T (filetage 42 x 0.75). Le tirage optique est tel qu'il est possible de focaliser avec un boitier photographique reflex (via l'adaptateur T de la marque, non fourni). Les bagues d'adaptation pour les caméras Audine et les caméras SBIG fond aussi partie du kit de base, ainsi qu'une bague au coulant 31.75 pour observer le spectre avec un oculaire ou une webcam par exemples.

La fente d'entrée est réflechissante et inclinée de 10° par rapport à l'axe optique du télescope. La fente fait office de miroir pour les objets dont la lumière ne passe pas par l'ouverture de la fente. Cette lumière est dirigée vers une caméra de pointage/guidage (non fournie). L'interface pour la caméra de guidage est un coulant 31.75. Il est possible d'utiliser à cet endroit une webcam, une caméra vidéo sensible, une caméra CCD...

Le prototype Lhires II au foyer d'un télescope Celestron 11. Une caméra vidéo Watec-120N est utilisée pour le guidage.
Ce type de caméra, à intégration, permet de guider sur des étoiles de magnitude élevée (typiquement jusqu'à la magnitude 10 avec cette configuration).

La fente est de largeur fixe lorsqu'elle est monté dans le spectrographe. La fente est cependant démontable pour pouvoir ajuster sa largeur.

 
Image délivrée par la caméra de guidage (ici une Watec 120N). On devine la fente d'entrée comme un trait sombre horizontal (la fente est faiblement éclairée par le fond de ciel lumineux de l'observatoire). A gauche, l'étoile est en dehors de la fente. A droite elle est correctement positionnée, à cheval sur la fente. Son intensité a fortement diminuée car la majorité du flux entre dans le spectrographe. Un algorithme a été mis au point pour éventuellement guider sur le halot de l'étoile (fente virtuelle).

La lumière qui passe par la fente (celle d'une étoile focalisée par le télescope par exemple), rencontre un miroir plan à 45°, puis est dirigée vers l'objectif collimateur de 200 mm de focale et de 30 mm de diamètre. Le faisceau collimaté est envoyé sur un réseau plan à réflexion monté sur un système pivot orientable. La modification de l'orientation est le moyen pour choisir le domaine spectral arrivant sur le détecteur. Le réglage est assuré par une vis micrométrique.

Le réseau est démontable. Le modèle nominal est gravé de 2400 traits/mm. Il assure une dispersion spectrale de 0.115 A/pixel dans la partie rouge du spectre si la caméra est équipée d'un capteur type KAF-0400. Des réseaux moins dispersifs peuvent être monté, la motivation étant alors l'observation d'objets de plus en plus faibles au fur et à mesure que la dispersion diminue.

Après dispersion, la lumière repasse par l'objectif et est focalisée dans le plan du détecteur. Celui-ci peut être une caméra CCD, un boitier photo reflex, une webcam. Cependant, pour la majorité des applications concernant l'astronomie stellaire, seule une caméra CCD refroidie aura les performances nécessaires. Quelques applications peuvent être couvertes avec des caméra vidéo par exemple, c'est le cas par exemple de l'observation solaire (Lhires III peut être aisément convertie en spectrohéliographe pour observer la chromosphère solaire). L'usage d'un oculaire pour observer le spectre visuellement est aussi possible. Lhires III devient alors un support pédagogique exceptionnel pour illustrer un cours de physique, d'optique ou d'astronomie.

Spectre en 2 dimensions de l'étoile Gamma Cas, de type Be. La raie intense et large au centre est la raie Halpha de l'hydrogène en émission. Les fines raies en absorption sont produite par la vapeur d'eau en suspension dans l'atmosphère terrestre.

A noter la page web de comparaison des différents spectrographes au Lhires III par Maurice Gavin.

Performances

Magnitude limite

Calculée pour un temps de pose de 1 heure (12*5min) et pour obtenir un rapport signal sur bruit à Dl de 50 et 100.

Réseau 2400 traits/mm
Etoile type B0V - CCD KAF-0400
Largeur fente : 25 µm - Seeing : 4 seconde d'arc
Pouvoir de résolution (R) : 17000
Echantillonnage (KAF-0400) : 0.115 A/pixel

Réseau 1200 traits/mm
Etoile type B0V - CCD KAF-0400
Largeur fente : 25 µm - Seeing : 4 seconde d'arc
Pouvoir de résolution (R) : 5800
Echantillonnage (KAF-0400) : 0.345 A/pixel

Réseau 300 traits/mm
Etoile type B0V - CCD KAF-0400
Largeur fente : 25 µm - Seeing : 4 seconde d'arc
Pouvoir de résolution (R) : 1300
Echantillonnage (KAF-0400) : 1.493 A/pixel

Voir la page spéciale sur l'outil ETCL: "Exposure Time Calculator Lhires"...