Le
principe de base d'un spectroscope est de disperser la lumière de
l'objet en fonction des longueurs d'onde. Il existe différent type
de spectroscope, basé sur différent dispositif dispersif.
Parmi les dispositifs les plus connus, on peut citer le prisme
et le réseau, réseau à transmission
ou réseau à réflection, réseau
blazé ou non.
Si le spectroscope est un spectroscope " a fente", le faisceau de sortie divergent doit être rendu parallèle par une lentille collimatrice, ou un miroir collimateur, puis dirigé vers l'élément dispersif. Si ce n'était pas le cas, le faisceau entrerait sous différents angles et l'image à la sortie ne sera pas "pure". Le faisceau de sortie est ensuite repris par un ensemble "caméra" comprenant un objectif focalisant sur le plan du CCD. (Ou du film, pour mémoire...)
On peut aussi envisager un montage "sans fente" ou "prisme objectif". On place alors un prisme à l'entré du télescope, afin que la lumière soit dispersée en premier. On enregistre alors dans le plan focal du télescope (ou de l'objectif d'un appareil photo) une image spectrale du champs visé. La "pureté" spectrale est bien sur limitée puisque l'on se repose sur le fait qu'une étoile doit rester un point, ainsi la dispersion est souvent gardée faible, et ce afin également que les spectres des étoiles du champs ne se recouvrent pas. On combine généralement ce genre de dispositif avec des télescopes "grand champs", pour compenser. Ce genre d'instrument est très utilisé pour effectuer un rapide tour d'horizon spectral d'une zone large, à des fins de classification, ou de suivi de "bump" repris ensuite par des instruments plus résolvants.
Si l'on effectue uniquement des mesures comparatives de longueur d'onde alors les ensembles décrits sont suffisants. Par contre, pour déterminer en absolu les longueurs d'onde, il convient d'ajouter un dispositif de calibration. En enregistrant le spectre d'un élément connu produit par une lampe dont on aura identifié les principales raies, ( l'argon, dans le cas du T60, dont nous possédons des tables décrivant avec précision son spectre), on pourra exactement associer à un pixel une longueur d'onde absolue, si l'on prend soin de soit superposer les spectres soit d'enregistrer les spectres sans bouger aucunement. Ce spectre est souvent appelé spectre de calibration ou de comparaison.
La résolution caractérise la capacité à discerner deux détails proches. En spectro, à la notion de fréquence spatiale se substitue la notion d’échantillonnage en longueur d’onde. Le paramètre qui servira à quantifier la résolution de l’instrument est la largueur à mi-hauteur d’une raie de calibration. En théorie cette raie devrait être réduite à une ligne, en pratique son profil gaussien s’étale sur plusieurs. Mais cette résolution peut dépendre de la longueur d’onde à laquelle la mesure est effectuée, c’est pourquoi on préfère souvent se référer au paramètre suivant.
Ce paramètre couramment utilisé dans le monde des spectroscopistes caractérise le pouvoir résolvant du montage. Il s’obtient en divisant la largeur à mi-hauteur de la raie de calibration par sa longueur d’onde R = L/ l
Ce paramètre caractérise le domaine de longueur d’onde concentré sur un pixel. Nous avons vu que cet échantillonnage doit être inférieur à la largeur à mi-hauteur des raies, mais qu’un sur-échantillonnage est inutile.
Ce rapport caractérise la capacité de l’instrument à “sortir” du bruit une raie de faible intensité. A chaque métier correspond une définition du rapport signal à bruit. En spectro nous prendrons comme définition le rapport de la moyenne du profil sur l’écart-type. Ce rapport pourra être calculé sur une zone du profil où aucune raie n’est présente. Mais cette zone dépend fortement de l’objet étudié et peut même s’avérer impossible à trouver sur des profils présentant de très nombreuses raies. Une autre méthode consiste alors à faire un filtrage passe bas du profil, afin d’éliminer les raies spectrales avant de calculer le rapport m / s . Le bruit d’un capteur CCD est en effet un bruit haute fréquence qui ne sera pas lissé par ce filtrage.
Ce paramètre peut sembler anodin, mais il est parfois très intéressant d’enregistrer simultanément certaines raies éloignées afin d’observer si des variations observées sur l’une sont également observées sur une autre, pour un élément chimique différent ou pour une autre transition atomique du même élément.
Tous les spectros ne sont pas " à
fente". Ils produisent alors une série d'image par longueur
d'onde qui se superposeront si l'objet émet dans toutes les longueurs
d'onde et si la dispersion du dispositif n'est pas suffisante pour les
séparer.
Mais si l'on place
une fente dans le faisceau de sortie avant le dispositif dispersif, on
prélève ainsi une fine portion de l'image et on augmente
ainsi la résolution. Au détriment du flux... Alors,
il faut toujours faire un compromis entre "plus la fente est fermée
plus j'ai de résolution, mais moins j'ai de flux et donc mon rapport
signal à bruit sera réduit".
En pratique, au T60, on détermine la largeur de fente par mesures
successives. Nous effectuons une mesure de la largeur à mi-hauteur
d'une raie d'argon, par exemple, en fermant peu à peu l'ouverture
de la fente. En deçà de l'ouverture nominale, la largeur
à mi-hauteur ne diminue plus, alors que l'intensité de la
raie se réduit.
Le spectro T60 équipé du réseau 600tr/mm, d’un objectif de caméra de 500mm, pour une ouverture de fente réglée a 40mm donne une largueur à mi-hauteur de 2,5 angström.
L'échantillonnage spectral est de 0,287 angström par pixel de 9 microns. Soit une raie répartie sur 8.7 pixels.
Les rapports signal à bruit enregistrés sur des étoiles “bleues” de magnitude 5 se situent aux alentours de 80 pour des poses de 15 minutes. Mais ces performances varient beaucoup en fonction du type spectral. Il est clair que des étoiles bleues présentent moins de flux dans la région de Ha (6560 angströms) que des étoiles rouges de type “M” à magnitude égale.
L’étendue spectrale est de 20 angströms avec le montage haute résolution et un KAF400, et serait de 4000 angströms environ avec notre montage dit basse résolution. (Montage que nous n’avons pas encore expérimenté avec un KAF400).
Dans la configuration mentionnée au paragraphe précédent, les mesures donnent un R de 2600.
Angle de déviation = 2 . ArcSin (mu . sin (alpha/2))- alpha mu: indice de réfraction du matériau, fonction de la longueur d'onde alpha: angle au sommet du prisme
Angle = +/- ArcSin (k . Lambda / c) k: ordre du réseau, sans dimension Lambda: longueur d'onde, en micromètres c: pas de gravure du réseau, en trait par micromètres
Le faisceau de sortie est composé de plusieurs faisceaux distincts, suivant différents ordres. L'ordre "zéro", ou faisceau non dispersé contient bien souvent le plus de flux. Les deux ordres suivants portent la même quantité de flux, mais puisque l'on analyse qu'un seul ordre à la fois on ne recueille qu'une quantité de flux réduite. Cela est bien dommage...
Si vous ne savez pas ce qu'est une CCD, et que vous êtes arrivez jusque là, soit vous vous êtes perdu, soit vous avez bien du courage...
