Spectroscopie





Voici un tout autre domaine "qui s'offre à moi": l'étude de la décomposition de la lumière auquel je vais m'initier ces prochaines années: la spectroscopie en astronomie amateur......

Articles issus du site:  http://www.shelyak.com/


I)Historique.
II)Le materiel mis en oeuvre et les logiciels dédiés.
III)Les objets à étudier.
IV)Le traitement.
V)L'implication entre amateurs et professionnels.

I)Historique.

Les débuts
La spectroscopie a vraiment débuté vers 1660 quand Isaac Newton étudia la décomposition de la lumière du Soleil par un prisme. Mais c'est en 1802 que William Wollaston découvrit des raies sombres (raies d'absorption) dans le spectre solaire; raies étudiées ensuite par Joseph von Fraunhofer qui en catalogua plusieurs centaines en 1815. On a aujourd'hui recensé des milliers de raies de Fraunhofer dans le Soleil.

En 1849, Léon Foucault étudia les raies d'émission produites par une lampe au Sodium et Gustav Kirchoff et Robert Bunsen identifièrent les même raies dans le spectre solaire en 1857.


Soleil
spectre solaire avec un Lhires III (O.Garde)


Les différents types de spectres
La spectrographie consiste à analyser la lumière émise par les astres. Elle permet l'étude des compositions chimiques, des conditions de température et de pression, et des mouvements.

On classe en trois catégories les spectres, selon les lois de Kirchoff:

   1. Spectre continu: il est émis par tout corps gazeux ou solide sous haute pression soumis à une haute température. Les étoiles sont en première approximation des corps noirs dont le spectre continu révèle une forme particulière caractéristique de leur température de surface.
   2. Spectre de raies d'absorption: un gaz à basse pression et à basse température traversé par une lumière continue absorbe certains photons; le spectre est constitué de raies noires se détachant sur le fond coloré du spectre de la lumière continue.
   3. Spectre de raies d'émission: un gaz, à basse pression et à température élevée, émet une lumière constituée d'un nombre restreint de radiations, propriétés des atomes du gaz qui émettent ces radiations. Chaque élément chimique à l'état gazeux possède son propre spectre de raies, véritable carte d'identité de sa composition et de son état.



Continuum
Spectres continu de corps noir (T=7000K)

Vega
Spectre en absorption (Véga)

Emission
Spectre en émission (Hydrogène)

La propriété importante de ces spectres de raies d'absorption et d'émission est que ces raies se produisent aux même longueur d'onde: le gaz absorbe les radiations qu'il est capable d'émettre quand il est chaud.


Le langage de la lumière
La spectroscopie s'étendit à l'étude des étoiles et des nébuleuses dans lesquelles de nouveaux éléments furent découverts. Sir Norman Lockyer et Jules Janssen décrouvrirent en 1868, pendant une éclipse totale de Soleil, un nouvel élément qui ne fut identifié sur Terre qu'en 1895: l'hélium.

Johann Balmer développa une formule empirique en 1885 portant sur la position des raies visibles d'hydrogène (Ha, Hb, Hg...). Cette formule fut étendue à d'autres éléments par Johannes Rydberg. Mais c'est Niels Bohr qui apporta en 1920 une explication à la formation des raies spectrales. Le modèle de Bohr repose sur la théorie de la physique quantique et des nuages électroniques autour des noyaux atomiques.

L'astronomie venait de se révolutionner et d'évoluer vers l'astrophysique - le langage de la lumière venait d'être décrypté!

L'information codée est riche d'informations sur:

    * la température effective de surface (loi de Wien)
    * les mouvement radial, de rotation et d'expansion (effet Doppler)
    * la densité stellaire et la pression
    * la composition chimique


Température effective de surface et types spectraux
Les étoiles se comportent à peu près comme des corps noirs. Elles émettent de l'énergie à toute les longueurs d'onde sous la forme d'un spectre continu. L'intensité du spectre suit une courbe dite de Planck dont le maximum dépend directement de la température du corps noir (donc la température effective de la surface de l'étoile), c'est la loi de Wien.




LoiWien
Spectre continu en fonction de la température de surface

Notre Soleil a une température effective de surface de 6000K environ et les étoiles visibles dans notre ciel ont des températures entre 3000K et 20000K.

Les étoiles sont classées par température décroissante, historiquement avec les lettres O, B, A, F, G, K, M. Les étoiles de type O sont les plus chaudes et celles de type M les plus froides. On retient la séquence avec la fameuse phrase: "Oh Be A Fine Girl (Guy), Kiss Me". S'ajoutent maintenant les types R, S, et N ("Right Now Sweetheart"!).

Annie Jump Cannon était l'une des plus célèbres "calculatrices" de l'équipe dirigée par Edward Charles Pickering à Harvard. Elle était une experte en classification stellaire et a classé plus de 300000 étoiles pour le catalogue Henry Drapper - un record de productivité!

Classes spectrales
Si le type spectral caractérise la température de surface des étoiles, une classification plus précise doit tenir compte de leur luminosité. A Yerkes, William Morgan, Philip Keenan, et Edith Kellman (MMK) ont établi la classification I à V qui tient compte de la forme de certaines raies spectrales, indicateur de la force de gravité. Les étoiles de classe I sont des astres super-géants tandis que celles de classe V (comme le Soleil) sont des sous-géantes.

Les astrophysiciens ont l'habitude de positionner les étoiles dans un graphe selon leur température effective de surface et leur luminosité. C'est le diagramme de Hertzsprung-Russell.

 Composition chimique et métallicité
Deux étoiles de même classe et type spectraux peuvent avoir une histoire, une "généalogie", différente. On désigne la métallicité Z la proportion d'atomes plus lourd que l'Hélium. On peut classer les étoiles dans un diagramme HR-Z en trois dimensions: température, luminosité et métallicité.

On classe les étoiles en deux populations:

    * Population I: étoiles riches en métaux, souvent de seconde ou troisième génération. Un partie de leur matière a été formée lors de l'explosion d'une supernova. Le Soleil et la matière qui nous constitue est un bon exemple.
    * Population II: étoiles pauvres en métaux, très ancienne. On les trouve par exemple dans les amas globulaires.


L'effet Doppler
L'effet Doppler, expliqué par Christian Doppler en 1842, est le décalage entre la longueur d'onde de la lumière émise par un astre et la longueur d'onde reçue par l'observateur lorsque les deux sont en mouvements l'un par rapport à l'autre. S'ils s'approchent, le décalage se fait vers le bleu; s'ils s'éloignent, il se fait vers le rouge (ex: décalage vers le rouge ou "redshift" des galaxies).

L'effet Doppler permet de mesurer les vitesses radiales, les vitesses de rotation et les vitesses d'expansion. Il est la clef pour l'étude de systèmes binaires dont l'apothéose a été la découverte spectroscopique d'exoplanète en 1995 par des techniques Doppler.

Les profils de raies sont aussi modifiés par des mouvements d'onde à la surface des étoiles. Leur étude, l'astérosismologie, permet de mieux comprendre la structure au coeur des étoiles. Ainsi, mêmes si nous ne résolvons pas la surface de ces étoiles optiquement, leur lumière nous porte un message riche d'enseignement.


Conclusion
La spectrographie se rapproche de l'archéologie ou de l'enquête policière. Avec les indices contenus dans les spectres, l'astrophysicien tente de remonter à l'origine des phénomènes. La plupart des observations professionnelles se font en spectrographie aujourd'hui. Les grands télescopes sont équipés de spectrographes puissants permettant d'analyser tous le domaine spectral et parfois de plusieurs objets en même temps. Mais aujourd'hui la spectrographie se développe aussi dans le monde de l'astronomie amateur. Jusqu'à présent cantonnée à la faible résolution ou aux bons bricoleurs, la spectrographie - et donc le message des étoiles - est désormais accessible à tous avec les spectrographes Shelyak Instruments.

II)Le materiel mis en oeuvre et les logiciels dédiés. 


Star Analyser

Star AnalyserLe Star Analyser 100 est le spectroscope le plus simple, très simple à utiliser. C'est l'instrument idéal pour découvrir la spectroscopie avec son télescope ou sa lunette.


* réseau de 100 tt/mm
* très facile d'utilisation
* optimisé au premier ordre
* protection par verre optique
* format filtre standard 31.75mm
* pouvoir de résolution R ~100
* prisme disponible pour R ~130


Le Star Analyser 100 est un réseau de diffraction à transmission de 100 traits par millimètre, d'une très haute efficacité de transmission, blazé au premier ordre. Il est fixé sur une bague standard de 31.75mm de diamètre avec un pas de vis compatible avec la plupart des télescopes et accessoires du marché.

Le Star Analyser 100 a été conçu pour produire le plus facilement possible des spectres basse résolution d'objets du ciel. Il convient pour de nombreux type d'appareils photographique (caméras CCD, webcam, Appareils Photographiques Numériques...) et peut s'ajouter à votre série de filtres astronomiques. Il est également possible de l'utiliser en visuel.


Spectres stellaires


Vega
spectre brut de Véga
delta Vir
spectre brut delta Vir

Une simple webcam suffit pour faire l'acquisition de spectres stellaires. Les spectres ci-dessus ont été obtenu avec un télescope de 200mm f/9, une webcam Philips ToUCam Pro. L'image de l'étoile (ordre zéro) est à gauche tandis que le spectre s'étale du violet à l'infra-rouge. Des raies d'absorptions sont visibles.

 Vega



Le spectre peut ensuite être traité et calibré par informatique. Une analyse plus détaillée du spectre (forme, raies présentes...) peut alors être effectuée.


Spectre éclair du Soleil
Lors d'une éclipse de Soleil, la fine couche externe (la chromosphère) apparait sous la forme d'un flash. Le spectre a pu être réalisé avec un Star Analyser 100 (webcam toUCam Pro avec un objectif de 29mm) par Robin Leadbeater lors de l'éclipse totale de 2006.


Eclipse

L'Hélium (He) apparaît sur ce spectre. Cet élément chimique a tout d'abord été découvert par la même technique lors d'une célipse de Soleil - d'où son nom qui fait référence au dieu du Soleil Helios. Il a été depuis trouvé sur Terre.


Etoiles filantes
Avec un Star Analyser 100 simplement placé devant une webcam modifée avec un objectif, Robin Leadbeater a réussi à capturer le spectre d'une perséïde... le spectre est très différent de celui d'une étoile: le nom est trompeur, les étoiles filantes sont en fait des grains de poussières qui se consument dans notre atmosphère!



Perseids


Naissance et vie des étoiles
NpGrâce à Grâce à ses performances, le Star Analyser permet de faire des spectes d'objets du ciel profond. Parmis ces objets, les nébuleuses diffuses - véritables pépinières d'étoiles - et les nébuleuses planétaires - restes de la mort d'une étoile.

Le spectre des nébuleuses planétaires montre tout d'abord l'intérêt d'utiliser des filtres Ha ou OIII pour les observer en visuel - le contrast en est amélioré. Mais surtout, les raies [OIII] - dites 'interdites' - démontre les conditions de très faibles densités qui règnent dans ces nébuleuses.

SN2004dj
Il est également possible d'observer, dans d'autres galaxies, les super-novae. Ces explosions violentes se produisent à la fin de vie des étoiles massives.

Avec de petits moyens, vous ouvrez toutes grandes les portes de l'Astrophysique!
 Au fin fond de notre univers: les quasars
3C273

Les quasars sont des objets très lointains (des milliards d'années-lumière). Montrez, sur les plus brillants d'entres eux, comment leur spectre est décalé suite à l'effet Doppler et à l'expansion de l'univers!

3C273


Une fabrication de qualité
 Le Star Analyser 100 a été spécialement conçu pour un usage astronomique. Un soin a été apporté pour maximiser le flux sur le premier ordre (ie: le blaze) et la transmission totale du système.

La surface extrêmement fragile du réseau est protégée par des disques de verres traités anti-réflection dont l'alignement a été fait soigneusement en usine.

Un anneau de blocage est livré avec le Star Analyser 100 pour pouvoir bloquer le réseau dans une certaine orientation.


Dimensions
Dimensions (en mm) du Star Analyser


Bague allonge
Le Star Analyser 100 a été conçu pour travailler avec les petits capteurs de webcam et les embouts standards généralement disponibles. Pour des caméras avec des capteurs plus grand ou des embouts plus petits, il est avantageux de reculer la distance entre le capteur et le Star Analyser 100.

Les bagues allonge permettent de le faire – chaque allonge peut augmenter la distance de 7-10mm. Voici une liste , non exhaustive, de caméra et des allonges recommandées:
Modèle caméra Nbre de bague allonge
Meade DSI pro pas besoin
Meade DSI 1
Meade LPI 2
Celestron Neximage 1
autre modèle nous contacter

Si vous n'êtes pas sur du nombre de bague allonge, contactez nous avec les détails de votre caméra et la distance entre l'embout 31.75mm et le capteur.
 Utilisation devant un objectif ?
SA100Avec un tout petit peu de bricollage (éventuellement, sacrifier un bouchon d'objectif), vous pouvez fixer le Star Analyser devant un objectif photographique. Des poses simples sur un trépied photographique permettent déjà de photographier les étoiles brillantes du ciel!


Mars/Aldebaran
spectres de Mars & Aldebaran - image réduite


Liens utiles
* Manuel utilisateur en français.
* "how-to" qui montre, en une page, comment extraire le profile spectral à partir d'une image couleur.
* Yahoo group: http://groups.yahoo.com/group/staranalyser/
* Christian Buil's web page: http://astrosurf.com/buil/staranalyser/obs.htm

ALPY 600

ALPY est une nouvelle gamme modulaire de spectroscopie disponible via notre site web et notre réseau de distributeurs.

CheckListAlpy

ALPY vous permet de démarrer progressivement en spectrographie : Le spectrographe Alpy 600, le module de guidage et le  module de calibration sont disponibles séparément. Il est multi-usage (sur table ou sur télescope; avec fente, sans fente ou avec fibre optique; Appareil Photographique Numérique ou CCD; mode visuel...) et est très facile à utiliser avec peu de réglages. ALPY est un système très performant avec, pour le Alpy 600, un domaine spectral étandu du proche UV au proche IR pour une résolution de 10 angströms.

Modulaire
Le coeur de la gamme est le spectrographe Alpy 600. Avec un grism (réseau + prisme) de 600tt/mm, Alpy 600 offre une compacité, une résolution (autour de 10A; pouvoir de résolution R~600) et une dispersion bien adaptées aux caméras actuellement utilisées en astronomie. Le spectrographe est ouvert à F/4.
La gamme ALPY a été conçue autour de filetages standards (M42x0.75, SM1, SM05) afin de faciliter la plus grande intégration avec votre instrumentation existante.
La gamme ALPY inclut un module de guidage (fente réfléchissante de 23µm) et un module de calibration qui vous permettent de disposer d'un ensemble complet pour la spectroscopie astronomique. Chaque module est toutefois indépendant, ce qui rend le concept Alpy unique en son genre.



CB_Alpy-guiding-FSQ
Alpy 600 + module de guidage sur FSQ80 (C. Buil)

"A la carte"
Démarrez selon votre budget et complétez votre instrumentation progressivement grâce à un investissement durable. Initiez vous à la spectroscopie avec le spectrographe Alpy 600, module de base qui vous apportera de nombreuses possibilités aussi bien en atelier (sur table) que sur votre télescope. Complétez par la suite avec le module de guidage pour aller sur des objets plus faibles et permettre des poses beaucoup plus longue avec un guidage précis sur votre cible. Enfin, complétez avec un module de calibration pour facilement calibrer vos spectres sur télescope avec une lampe Néon/Argon et une lampe tungstène.

Multi-usage
Au delà de la modularité de la gamme, le spectrographe lui-même est multi-usage.
Il s'interface facilement avec les caméras CCD (monture M42x0.75 standard). Une adaptation pour les caméra en monture C est disponible ainsi qu'un complément optique pour allonger le tirage et élargir le spectre. cet accessoire est spécialement conçu pour les Appareils Photographiques Numérique réflex.
La fente standard a plusieurs positions (trou de 25µm; fentes de 25µm, 50µm, 100µm ou 300µm; tolérance de 5µm) dont une position ouverte (trou de 3mm) pour une utilisation "sans fente" du spectrographe.

Une option "Connecteur Fibre" est également disponible rendant le spectrographe Alpy 600 compatible avec notre gamme eShel de spectroscopie à fibre optique.
Le spectrographe Alpy 600 est enfin utilisable en visuel (avec ou sans fente) avec une lentille optionnelle pour élargir le spectre. Utilisez Alpy 600 comme un oculaire (diamètre 31.75mm). Le spectre de la nébuleuse Orion est ainsi visible avec une petite lunette de 80mm de diamètre!




Alpy 600 CCD modeAlpy 600 Visual mode
Alpy 600: mode CCD et visuel



Facile à utiliser
Son poids (moins de 200gr pour le Alpy 600, hors caméra), sa compacité et sa modularité rendent son utilisation très simple sur un télescope.
Il y a très peu d'ajustements à faire, le spectrographe est préréglé en usine.


Alpy 600 slit
Fente du Alpy 600



Performant
La gamme ALPY bénéficie de toute notre expérience et expertise dans la domaine de la spectroscopie en astronomie. Les optiques du Alpy 600 ont par exemple été specialement dessinées pour ce spectrographe, permettant ainsi d'avoir un spectre d'excellente qualité sur tout le domaine visible, du proche UV (série de Balmer bien visible, les raies H & K sont éblouissantes) jusque dans le proche IR (le triplet du Calcium par exemple).

Alpy600domain
Table: domaine spectral couvert
en fonction de la largeur du capteur (en mm)



Nous indiquons ici différents liens vers des résultats préliminaires des premiers prototypes (à compléter alors que les tests progresseront):

* Premières lumières (C. Buil): http://www.astrosurf.com/buil/alpy600/first_light.htm

* Performances (C. Buil): http://www.astrosurf.com/buil/alpy600/performances.htm

* Mesure de liquides avec un Alpy 600 en mode fibre optique (C. Buil): http://www.astrosurf.com/buil/liquid_spectro/result.htm

* Spectroscopie de végétaux, ou l'utilisation d'un Alpy 600 avec un objectif photo (C. Buil): http://www.astrosurf.com/buil/vegetal_spectro/result.htm

* Le flash du sodium (O. Thizy): http://www.shelyak.com/contenu.php?id_contenu=94&id_dossier=75

* Mesure de Vitesse Radiale avec un Alpy 600 (R. Leadbeater): http://www.spectro-aras.com/forum/viewtopic.php?f=8&t=618
* Essai de mesure spectrophotométrique avec un spectrographe Alpy 600 (C. Buil): http://www.astrosurf.com/buil/campaign/rrlyr/13052013.htm

* explications sur la fente photométrique (C. Buil): http://www.astrosurf.com/buil/alpy600/photometric_slit.htm

* La constellation du Cygne avec un Alpy 600 (O. Thizy): http://www.shelyak.com/dossier.php?id_dossier=76

* Astéroïde géocroiseur 2012 DA14 (C.Buil): http://www.spectro-aras.com/forum/viewtopic.php?f=6&t=554&p=1985#p1985

* Comète Panstarr (JP Masviel): http://www.astrosurf.com/jpmasviel/20130612/20130612.html

* Galaxies (Seyfert...) (C. Buil): http://www.spectro-aras.com/forum/viewtopic.php?f=8&t=555&p=1996#p1996

* Vitesse de galaxies proches (C. Buil): http://www.astrosurf.com/buil/redshift/demo.htm

* SN2013ab dans NGC 5669 (à V = 14.9): http://www.astrosurf.com/buil/supernovae/2013/obs.htm

* nova Mon 2012: http://www.spectro-aras.com/forum/viewtopic.php?f=8&t=555&p=2002#p2002

* nébuleuse planétaire (comparaison Alpy / LISA): http://www.spectro-aras.com/forum/viewtopic.php?f=8&t=555#p2005

* Scan 2D en couleur de nébuleuses avec un Alpy 600 (C. Buil): http://www.astrosurf.com/buil/scan/demo.htm

* Test de performance du Alpy 600 sur un quasar à V = 14.2 (1821+643): http://www.astrosurf.com/buil/alpy600/data2/_1821+643_20130315_199_demo.png


Mise en station précise d'une monture équatoriale.

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  • Lundi 9 janvier 2017 - *PHOTOS PRISES LORSQUE VENUS * *EST PASSEE ENTRE LE SOLEIL ET LA TERRE* 4 mn 30 d’images fantastiques… La vidéo a été tournée en partie quand ...
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