Projet AUDE Astronomie amateur : spectrométrie
Spectrographe CCD 
Le projet SPECTR'AUDE
En quelques mots, et pour reprendre ceux de Christian BUIL, l'initiateur de Spectr'Aude: "Spectr'Aude est un spectrographe économique mais performant, autorisant de véritables recherches astrophysiques dans le monde des amateurs. Spectr'Aude est aussi un accessoire majeur de la caméra Audine." (v. la page Spectr'Aude de C.BUIL)
On l'aura donc compris, le but du projet Spectr'Aude est de réaliser un spectrographe d'un poids, d'une taille et d'un prix minimums, tout en étant capable de réaliser des mesures intéressantes et précises d'un point de vue scientifique.
Le schéma ci-contre, tiré du site de C.BUIL, montre le principe de fonctionnement de ce spectrographe. Il s'agit d'un montage Littrow (le même objectif sert de collimateur et d'objectif de chambre), utilisant un objectif photographique de focale 135mm (dans notre cas) et un réseau à réflexion à 1200tr/mm et 50x50mm de chez Edmund Scientifics, blazé à 500nm.
La résolution du spectrographe atteint ainsi environ 0,5 Angstroms/pixels en binning 1x1
Le recueil de l'image se fait grâce à une caméra AUDINE.
Réalisation de notre version de Spectr'Aude:
Nous nous sommes grandement inspirés du prototype décrit sur la page de Christian et des nombreuses photos et plans disponibles sur son site.
La fente d'entrée (amovible si la source observée est ponctuelle, comme une étoile), utilisant des lames de rasoir (petits traits rouges), et réglable par la petite vis à gauche (on voit le ressort de rappel, en flexion, au milieu).
On voit ici l'insertion de la fente d'entrée dans son logement. Remarquer également le ressort de rappel du réseau. Ce dernier a été incliné vers le bas afin d'éviter le dépot de poussières, écailles de peintures, résidus d'usinage en alu, ratons-laveurs... Il est de plus muni d'une petite plaque d'obturation (visible sur la photo) pour sa protection.
Ci-contre, un autre angle du vue du montage; on aperçoit le réseau dans son logement (plaque de protection enlevée), ainsi que le comparateur qui appuie au dos du support.
Une vue du dispositif de réglage et de "tuning" du spectro: La vis moletée à coté du réglet permet un réglage grossier de l'inclinaison (axe X) du réseau, tandis que le comparateur permet d'affiner le réglage et de se déplacer dans les raies avec plus de précision (une fois l'étalonnage fait).
En outre, une petite vis (non visible), sur le côté permet la rotation du réseau selon son axe Y, et permet le réglage de l'alignement du faisceau de retour à travers l'objectif
E: orifice d'entrée de la lumière à analyser / F: fente d'entrée réglable amovible (réalisée avec des lames de rasoir)/ O: Objectif Canon de 135mm R: réseau de diffraction réflectif (1200tr/mm, 50x50mm) blazé à 500nm/ M: comparateur mesurant l'inclinaison du réseau / C: caméra AUDINE.
Première lumière et premiers essais:
Afin de valider le principe du Spectr'Aude, les premiers essais ont été réalisés en faisant des spectres solaires, sans instrument à l'entrée: seule la fente recevait directement la lumière solaire ambiante. Les acquisitions se font avec PISCO et le traitement (dont la mise à la verticale des raies) avec IRIS. Puis l'étalonnage et l'analyse ont été faits avec VISUAL SPEC (de Valérie DESNOUX), un excellent logiciel, sous Windows, permettant le traitement des spectre, l'étalonnage, l'identification des raies et bien d'autres traitements se rapportant à la spectro... et tout cela gratuitement!
Ci-dessous, deux extraits de spectre où l'on reconnait une forme caractéristique: il s'agit des raies atmosphériques terrestres en absorption; Elles permettent sans hésitation d'étalonner et de déterminer la résolution du spectroscope, qui est d'environ 0.5 Angstrom/pixel en binning 1x1 et de 1 Angstrom/pixel en binning 2x2.
Et ci-dessous, un spectre solaire complet, de 4110 à 7801 Angstroms, réalisé avec la spectraude avec une résolution de 1A/pix; il est constitué de plusieurs spectres élémentaires issus de la Spectraude et mis bout a bout grace à VisualSpec.
Remarquer par exemple vers 7600A, les raies atmosphériques faites ci-dessus avec une résolution voisine: cela donne une idée de l'étendue du "vrai" spectre...
Ici, à télécharger, le fichier au format .spc (VisualSpec), 128Ko zippé
Voila justement le "vrai" spectre, dans toute son étendue, et avec les "vraies" couleurs calculées dans (le merveilleux!) VisualSpec:
... un "petit" format:
LE PROJET SPECTR'AUDE
Voir aussi la page consacrée à la version basse résolution du spectr'aude...
Spectr'Aude est un spectrographe économique mais performant, autorisant de véritables recherches astrophysique dans le monde des amateurs. Spectr'Aude est aussi un accessoire majeur de la caméra Audine.
Spécifications :
S'adapte sur les télescopes du type Schmidt-Cassegrain (léger et compact)
Montage Littrow
Réseau : 600 traits/mm ou 1200 traits/mm (50 mm de coté)
Mode spectro-imagerie + possibilité d'ajouter une fente
Utilise un seul objectif photographique standard (50 à 200 mm)
Résolution spectrale : 5500, soit un pouvoir séparateur de 1,2 A (avec un réseau de 1200 tram et un objectif de 200 mm)
Possibilité d'ajouter une caméra de guidage
Faible coût : 3500 F max. (sans la caméra CCD)
Schéma de principe du spectrographe. Le réseau est utilisé en mode Littrow. Le même objectif photographique sert à la fois de collimateur et d'objectif de chambre. Noter qu'une caméra de guidage pourrait être implémenter.
Etude CAO du Spectr'Aude.
Le spectrographe est entièrement carrossé pour éviter l'entrée des lumières parasites. Le bouton de couleur jaune sur cette vue permet d'ajuster le domaine spectral observé avec la caméra CCD.
Quelques vues du prototype en bois du Spectr'Aude en cours d'assemblage. On note la caméra Audine à l'arrière d'un objectif photographique de 135 mm. A l'avant de l'objectif on trouve le porte réseau. Celui-ci est articulé afin de sélectionner la région spectrale étudiée. L'interface télescope montrée ici permet une adaptation du spectrographe sur les lunettes de la marque Takahashi. Le spectrographe est suffisamment léger et compact pour s'adapté efficacement sur des instruments relativement modestes (une lunette de 100 mm de diamètre permet d'étudier par exemple des étoiles Be avec un rapport S/B suffisant jusqu'à la magnitude 7 avec un résolution de R=5000 environ).
Réglage du spectrographe par une technique d'autocollimation (on appercoit un miroir à l'avant de l'objectif) . Un trou au niveau du porte fente optionnel est éclairé par une ampoule et simule une étoile.
Le prototype du Spectr'Aude complètement intégré dans sa boite (l'étanchéité à la lumière est essentielle).
Le spectrographe placé au foyer d'une lunette FSQ-106 de Takahasi. La monture est une NJP-160 largement sur-dimensionnée pour le besoin.
Le spectrographe dans sa position de travail (l'axe de la dispersion du spectre est orienté de manière à minimiser les effets d'une erreur de suivi sur la résolution spectrale). Noter que la taille du Spect'Aude est raisonnable.
On aperçoit sur un coté du spectrographe une vis qui permet de sélectionner le domaine spectral (cette vis agit sur la rotation du porte réseau). Remarquez aussi le comparateur à cadran, absolument indispensable pour assurer une focalisation irréprochable.
28 juillet 2000... Première Lumière du Spectr'Aude 
Région de la raie H-alpha de l'étoile Véga. En rouge, le profil spectral donné par le spectrographe R3000 lors d'une observation en 1999 (flat-field caméra de 190 mm). En bleu, le profil spectral donné par le Spectr'Aude (lunette Takahashi FSQ-106). La configuration utilisée dans le Spectr'Aude confère un gain sensible en résolution, qui est estimée à R=5500. Avec un objectif de 135 mm et un réseau de 1200 traits, l'échantillonnage du spectre est de 0.515 A/pixel. On note la très bonne cohérence des données spectrales acquises à un an d'intervalle et avec des instruments sensiblement différents. 
En bleu, le spectre au voisnage de raie H-alpha de l'étoile Véga acquis avec le Spectr'Aude le 28 juillet 2000 (copositage de 10 poses de 20 secondes). En rouge, un spectre synthétique de la transmission atmosphérique ajustée au spectre obtenu avec le Spectr'Aude. En dehors de la raie H-alpha, la quasi totalité des raies sont ici provoquées par la vapeur d'eau de notre atmosphère. Le spectre de H2O permet de réaliser une calibration spectrale absolue particulièrement efficace en faisant la corrélation entre le modèle et l'observation. Ceci est très précieux dans un spectrographe utilisé sans fente du fait de l'impossibilité d'utiliser des lampes spectrales de calibration. Ainsi l'erreur sur la position des raies est estimée ici à 0.05 A, ce qui représente en vitesse radiale 2.3 km/s (nous somme loin des 10 m/s typiques nécessaires pour détecter des planètes extrasolaires, mais cela permet déjà d'étudier un bon nombre de binaires spectroscopiques par exemple).
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Test de résolution. 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 respectivement. Le doublé, écarté de 6 A environ, est parfaitement séparé par le Spectr'Aude. Une petite raies est même visible à l'intérieur, ce qui dénote le bon pouvoir séparateur du spectrographe (R=5500). Il faut souligner que dans un spectrographe sans fente, la résolution spectrale est pour une bonne part donné par la qualité image du télescope. J'ai privilégié ici un instrument de diamètre modeste mais qui fourni une qualité d'image irréprochable : en intégrant sur tout le domaine spectral d'un CCD la largeur à mi-hauteur des étoiles au foyer de la lunette FSQ-106 (quadruplet fluorite) est de typiquement de 1.2 pixel (KAF-0400 utilisé en binning 1x1). Par ailleurs, qui dit petit diamètre dit aussi faible sensibilité à la turbulence atmposphérique. Ainsi avec un diamètre de 100 mm quasiment tous les spectres acquis sont exploitables en permanence. Les capacités de cette lunette (et de manière générale de toutes les lunettes apochromatiques) s'avèrent particulièrement adaptées à la spectrographie. La non obligation de devoir placer l'étoile au centre d'une fente offre un gain de temps considérable et donne un rendement maximum au spectrographe. La productivité de cette configuration fait merveille. Un télescope plus gros est utilisable, par exemple un SC de 200 mm, mais il faut veiller à le collimater parfaitement. Avec ce dernier instrument il ne faut pas hésiter à utiliser un réducteur de focale car les images d'étoiles sont alors plus fines et les effets néfastes de la turbulence atmosphérique atténués. Pour un seeing de 2.5 pixels de 9 microns au foyer (typique d'un telescope de 200 mm ou plus) la resolution spectrale est estimée à 1.6 A. Le Spectr'Aude accepte des faisceaux jusqu'à l'ouverture du télescope de F/D=3.
Etoiles du survey Be observées la nuit de la première lumière. La pic très fin au sommet de la raie H-alpha de l'étoile 59 Cyg n'avait jamais était vu auparavant (compositage de 10 poses de 2 minutes). L'étoile HD207232 est de magnitude 7 (compositage de 12 poses de 2 minutes). Des étoiles aussi faibles peuvent être étudiées avec une lunette de 100 mm de diamètre et une résolution de plus de 5000. Il faut souligner que ces données ont été acquises dans un environnement urbain. La spectrographie est une très bonne activité même si vous n'êtes pas gâté coté lumière parasite. Malgré de mauvaises conditions d'observations vous allez entrer dans l'intimité des étoiles et acquérir ainsi des données qui sont la matière première de l'astrophysique.
Premier bilan : le Spectr'Aude fonctionne comme prévu et cela, dès la première nuit d'utilisation. Le rendement est excellent : avec un télescope de 200 mm il est possible d'étudier des étoiles de magnitude 9 avec un rapport signal à bruit sur le continuum de 20 environ en 30 minutes de pose. Le poids est raisonnable (il est possible de l'utiliser sur une monture GP avec un instrument type C8). La maniabilité et la compacité sont très supérieures à tous les spectrographes que j'ai utilisé jusqu'à présent. Le seul problème sérieux rencontré sur le prototype provient de l'objectif photographique qui présente un défaut de chromatisme assez sévère (0.4 mm de défocalisation entre la région verte du spectre et la région de la raie H-alpha). Au voisinage de la raie H-alpha l'effet du chromatisme ne permet d'avoir un spectre net que sur un intervalle spectral de 300 A environ. La situation est meilleure dans la partie verte du spectre, mais s'agrave vers le bleu et l'UV.
Un nouveau prototype a été contruit autour d'un objectif Nikon de 180 mm de focale : il n'y a pas de secret : en utilisant un objectif de qualité et de grande marque la chromatisme a sérieusement diminué.
Il est possible d'obtenir en 25 minutes de pose un spectre avec un rapport S/B de 20 typiquement sur une etoile de magnitude 7 avec une lunette de 106 mm de diametre et R=5500 (resolution de 1.2 A dans la raie H-alpha). La magnitude 12 devrait être atteinte avec un telescope de 400 mm et avec un resolution de 6 A (reseau de 600 traits/mm et objectif de 50 mm).
L'élément le plus coûteux du Spectr'Aude est le réseau (un réseau de 50x50 mm de coté de 1200 traits/mm). Il revient à 150$ chez Edmund Scientific. L'ensemble du spectrographe doit revenir à 3500 F environ (hors caméra Audine), et sûrement moins si vous êtes bricoleur et/ou si vous disposez déjà de pièces comme l'objectif photographique. C'est nettement moins cher que certains spectrographes du commerce aux performances équivalentes (même en ajoutant la caméra Audine dans le prix du Spectr'Aude!).
Un spectrographe est un outil particulièrment exitant à utiliser car il permet d'aborder un domaine de l'astronomie pratiquement vierge chez les amateurs. Le Spectr'Aude est finalement bien plus qu'un accessoire : c'est un véritable instrument qui va faire de vous un apprenti astrophysicien !
On consultera avec intérêt de le site de Sylvain et André Rondi qui montre la réalisation d'un spectr'aude particulièrement bien fini et opérationnel :
http://www.astrosurf.com/rondi/spectraude.htm
Voir aussi les sites de Maurice Gavin et Don Davies qui montrent des montages très similaires au Spectr'Aude.
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LES SPECTROGRAPHES TYPE LITTROW
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Sommaire :
1. OBJET
2. CARACTERISTIQUES TECHNIQUES PRINCIPALES
3. TEST DE LA VERSION BASSE RESOLUTION
3.1. Description
3.2. Calcul du rendement
3.3. Premiers résultats
3.4. Calcul du rapport signal sur bruit
3.5. Calibration
3.6. Conclusion partielle
4. SEQUENCE DE TRAITEMENT DES SPECTRES DU PROGRAMME
4.1. Le pré-traitement (méthode manuelle)
4.2. Le pré-traitement (méthode automatique)
4.3. Importation de l'image spectrale 1-D
4.4. Calibration spectrale
4.5. Correction de la vitesse radiale
4.6. Normalisation
4.7. Calibration radiométrique
4.8. Retrait des raies telluriques
4.9. Calibration en flux
4.10. Retrait du continuum
5. OBSERVATION D'OBJETS PRESENTANT UNE SURFACE ANGULAIRE
5.1. Importance de la fente
5.2. Procédures d'acquisition et de traitement
5.3. Exemples
L'objet de cette page est la description de la réalisation de spectrographes de type Littrow. Ce modèle est relativement simple à construire, ce qui constitue un bon moyen de démystifier la spectrographie, puis d'en montrer tout l'intérêt. En associant un spectrographe à une caméra 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 télescope 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 puisqu'il permet d'aborder l'astrophysique depuis son jardin. Très excitant !
2. CARACTERISTIQUES TECHNIQUES PRINCIPALES
Plusieurs prototypes de spectrographe Littrow ont été construit (Robert Delmas, Christian Buil, Thierry Maciaszek ) les résolution spectrale vont de 500 à 10000 suivant le modèle. L'un de ces spectrographe est utilisé depuis 1999 sur le programme de surveillance des étoiles Be. Le plus récent est aussi le plus résolvant (R=10000, cliquer ici pour des détails).
Le principal paramètre à définir lors de la conception d'un spectrographe est la résolution spectrale. Celle-ci doit être choisie en fonction du type d'observations 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 observations qui ce cantonne à des astres relativement brillants pour compenser la forte dilution de la lumière dans un spectre très étalé.
Une version basse résolution (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...
La haute résolution spectrale équivaut à agrandir une région particulière du spectre afin par exemple d'analyser l'évolution temporelle du profil d'une raie (cas du programme de surveillance des étoiles Be avec l'observation de la raie H-alpha). 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. Mais la basse résolution ne doit pas être négligé pour autant car c'est elle seule avec les télescopes d'amateurs qui permets d'accéder à des objets tels que des variables actives faibles, des novae, des comètes...
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, une 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 utilisé sur le programme d'étoiles Be (magnitude limite 8 avec un télescope de 200 mm, avec R=7000) comprend un objectif de 180 mm de focale (Nikon à F/2.8) et un réseau de 1200 traits/mm. Le spectrographe Littrow à R=10000 utilise quant à lui un doublet achromatique de 300 mm de distance focale et un réseau de 1200 traits/mm (magnitude limite de 6 avec un télescope de 200 mm de diamètre). Il existe cependant une limite supérieure pour la valeur de la distance focale, imposée par la dimension du réseau (et son prix) et aussi par la masse. Au delà d'un certain poids le spectrographe doit être déposé au pied du télescope et il faut amener la lumière au travers d'une fibre optique.
La figure ci-après montre le spectrographe à R=7000 (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 donc 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). En mode Littrow les angles d'incidence et de diffraction de la lumière sur le réseau sont quasi identiques (pour plus d'informations sur la constitution d'un spectrographe en général cliquez ici).
Souvent les petits télescopes d'amateur le spectrographe est 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 spectrographe 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 montrant les différents constituants.
Le boîtier ouvert du spectrographe haute résolution (version R=7000). Celui est monté au foyer Newton d'un télescope Takahashi CN-212. L'objectif photographique du spectrographe est un modèle Nikon de 180 mm de distance focale. Le réseau est un Edmond Scientific de 1200 traits/mm. Pour la description d'un spectrographe encore plus résolvant, cliquer ici.
Un autre prototype (version R=5500) sur une lunette Takahashi FSQ-106 (noter la présence d'un comparateur pour assurer une focalisation précise). L'objectif photographique est cette fois un 135 mm de marque Olympus.
Test de résolution d'une version à R=5000 environ (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.