Guide pratique pour (bien) débuter en spectroscopie astronomique 9782759819508

Citation preview

“titlepage” — 2015/11/18 — 20:31 — page 1 — #1

Guide pratique pour (bien) débuter en spectroscopie astronomique

François Cochard

“copy” — 2015/11/26 — 19:08 — page 1 — #1

Illustration de couverture : Le profil spectral est celui de l’étoile Be V731 Tau, et couvre tout le domaine visible. Il montre une forte émission de la raie Halpha (dans le rouge), ainsi qu’une plus faible de la raie Hbeta (dans le bleu). Les étoiles Be représentent un sujet d’étude passionnant pour les astronomes amateurs, qui peuvent ainsi contribuer très activement à la Recherche en collaboration avec des équipes professionnelles. L’image de fond a été réalisée par Olivier Garde, et couvre une région autour de l’étoile Antarès.

Imprimé en France ISBN : 978-2-7598-1784-9 Tous droits de traduction, d’adaptation et de reproduction par tous procédés, réservés pour tous pays. La loi du 11 mars 1957 n’autorisant, aux termes des alinéas 2 et 3 de l’article 41, d’une part, que les « copies ou reproductions strictement réservées à l’usage privé du copiste et non destinées à une utilisation collective », et d’autre part, que les analyses et les courtes citations dans un but d’exemple et d’illustration, « toute représentation intégrale, ou partielle, faite sans le consentement de l’auteur ou de ses ayants droit ou ayants cause est illicite » (alinéa 1er de l’article 40). Cette représentation ou reproduction, par quelque procédé que ce soit, constituerait donc une contrefaçon sanctionnée par les articles 425 et suivants du code pénal. © EDP Sciences 2016

“1toc” — 2015/11/18 — 21:09 — page iii — #1

Table des matières

Préface . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

xi

Introduction . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

1

Chapitre 1

Entrer dans la spectroscopie astronomique amateur . . . . . . . .

7

1.1 Spectrograhie, spectrométrie, spectroscopie... . . . . . . . . . . . . . . . . . .

7

1.2 À quoi ressemble un spectre ? . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

7

1.3 Le chaînon manquant . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

9

•

1.4 Bref historique . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 13 1.5 La spectroscopie amateur de nos jours . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 16 1.6 Aborder la spectroscopie . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 20 Chapitre 2

•

La lumière . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 27

2.1 La lumière est une onde . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 27

iii

“1toc” — 2015/11/18 — 21:09 — page iv — #2

Guide pratique pour (bien) débuter en spectroscopie astronomique

2.2 La lumière est une particule . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 31 2.3 Fabriquer de la lumière . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 33 2.4 Décaler un spectre . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 38 2.5 Ce que voit l’œil humain . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 41 2.6 Atomes et molécules . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 43 Chapitre 3

•

Ce que la lumière nous dit des étoiles . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 45

3.1 La lumière d’une étoile ordinaire . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 46 3.2 Chaque étoile a son spectre propre . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 48 3.3 Observer à différentes résolutions . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 49 3.4 Magnitude limite . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 53 3.5 Un ciel en mouvement . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 55 3.6 Évolution dans le temps . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 60 3.7 Il n’y a pas que les étoiles . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 61 3.8 Une chimie très rudimentaire . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 61 Chapitre 4

•

Quelles observations avec quel instrument ? . . . . . . . . . . . . . . . 63

4.1 Les questions de base . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 63 4.2 Plusieurs types d’observations . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 66 4.3 Quel phénomène physique observer ? . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 68 4.4 Commencez par la basse résolution . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 69 4.5 Commencez par les différents types spectraux . . . . . . . . . . . . . . . . . . 70 4.6 Organisez votre observation . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 70 Chapitre 5

•

Principes optiques d’un spectroscope . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 71

5.1 Réflexion, réfraction et diffraction . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 71 5.2 Prisme et réseau . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 74 5.3 Rappels d’optique géométrique . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 84 5.4 Lunettes et télescopes . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 88 5.5 Architecture d’un spectroscope . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 90 5.6 Un exemple concret : Alpy 600 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 93 5.7 Un autre exemple : Lhires III . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 95 5.8 L’étage de guidage . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 97

iv

“1toc” — 2015/11/18 — 21:09 — page v — #3

Table des matières

5.9 Lumière d’étalonnage . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 99 5.10 Les spectroscopes échelle . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 101 5.11 Fibre optique . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 102 Chapitre 6

•

Paramètres principaux d’un spectroscope . . . . . . . . . . . . . . . . . 105

6.1 Résolution et pouvoir de résolution . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 106 6.2 Ouverture (rapport F/D) . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 108 6.3 Grandissement et échantillonnage . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 110 6.4 Résolution et dispersion . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 114 6.5 Étendue spectrale . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 114 6.6 Domaine spectral . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 115 6.7 Efficacité/Rendement . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 115 6.8 Tirage mécanique et fixation . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 117 6.9 Télescope et qualité du ciel . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 119 6.10 Ajuster la configuration . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 121 6.11 Faire simple ! . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 126 Chapitre 7

•

Caméra CCD et logiciel d’acquisition . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 127

7.1 Un vaste choix . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 128 7.2 Capteur d’image ou de lumière ? . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 131 7.3 Logiciel d’acquisition . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 134 7.4 Quelques manipulations simples . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 136 Chapitre 8

•

Régler le spectroscope sur table . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 145

8.1 Quelle source de lumière ? . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 146 8.2 Installer la caméra d’acquisition . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 149 8.3 Focalisation et orientation . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 150 8.4 Le bleu à gauche, le rouge à droite . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 152 8.5 Choisir la plage de longueur d’onde . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 153 8.6 Régler la caméra de guidage . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 154 Chapitre 9

•

Mesure physique et réduction de données . . . . . . . . . . . . . . . . 155

9.1 Votre mission : le profil spectral . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 156

v

“1toc” — 2015/11/18 — 21:09 — page vi — #4

Guide pratique pour (bien) débuter en spectroscopie astronomique

9.2 Ne pas mettre la charrue avant les bœufs . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 156 9.3 Intensité et longueur d’onde . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 157 9.4 Distinguer Technique et Science . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 157 9.5 Erreur systématique et aléatoire . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 158 9.6 Rapport Signal/Bruit . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 159 9.7 Les étapes de la réduction de données . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 160 9.8 Catalogues d’étoiles de référence . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 169 9.9 Une observation est un groupe d’images . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 170 Chapitre 10

•

Une première observation spectroscopique : le Soleil . . . . . . 173

10.1 Images de référence . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 174 10.2 Réduction des données . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 175 10.3 Étalonnage en longueur d’onde . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 181 10.4 Correction de la réponse instrumentale . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 183 Chapitre 11

•

Maîtriser le télescope . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 189

11.1 Maîtriser la monture . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 189 11.2 Calculer le champ de l’image . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 196 11.3 Repérer les mouvements du télescope . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 198 11.4 Pointer une étoile . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 200 11.5 Autoguidage . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 204 Chapitre 12

•

Installer le spectroscope sur le télescope . . . . . . . . . . . . . . . . . 209

12.1 Fixation rigide . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 210 12.2 Orientation du spectroscope . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 210 12.3 Équilibrage et gestion des câbles . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 211 12.4 Mise sous tension . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 212 12.5 Focalisation guidage et télescope . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 213 12.6 Dernières vérifications . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 215 12.7 À la nuit tombée... . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 216 Chapitre 13

•

Observation spectroscopique d’une (autre) étoile . . . . . . . . . 223

13.1 Démarrer l’installation . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 224

vi

“1toc” — 2015/11/18 — 21:09 — page vii — #5

Table des matières

13.2 Pointez l’étoile de référence . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 224 13.3 Pointez l’étoile cible . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 224 13.4 Faites toutes les images de référence . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 225 13.5 Réduire les données . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 225 13.6 Aller plus loin . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 227 Chapitre 14

•

Mesurer la qualité du spectre . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 231

14.1 Lire le compte rendu de calcul . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 232 14.2 Comparer avec les autres observateurs . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 232 14.3 Vérifier l’étalonnage en longueur d’onde . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 233 14.4 Disparité dans les observations . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 235 14.5 Mesure du rapport S/B . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 235 14.6 Niveau de signal pour votre instrument . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 235 Chapitre 15

•

Paré pour l’aventure . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 237

15.1 Session d’observation typique . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 237 15.2 Améliorer les observations . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 239 15.3 Améliorer la qualité des données . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 239 15.4 Améliorer la productivité . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 243 15.5 Partager vos résultats . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 245 15.6 Des spectres de qualité professionnelle . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 245 Chapitre 16

•

Conclusion . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 247

Glossaire . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 249 Références . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 251 Note : les termes soulignés de cette manière dans le texte sont définis dans le glossaire. :::::::::::::::::::::

v ii

Remerciements Ce livre est né des nombreux échanges que j’ai pu avoir depuis plus d’une vingtaine d’années, avec la communauté des astronomes. Une communauté internationale, riche, variée, curieuse, entreprenante – passionnante. Dans cette communauté, certains m’ont appris (beaucoup), d’autres m’ont fait confiance. Il y a des amateurs et des professionnels... beaucoup sont les deux à la fois. J’ai une pensée particulière pour : – Christian Buil, qui m’a tant appris. Merci pour tous ces échanges passionnés ! – Valérie Desnoux, sa compagne. Merci pour ta belle présence, et pour tous tes engagements dans Visual Spec, dans BeSS, dans les réflexions stratégiques. – Coralie Neiner, astrophysicienne à l’Observatoire de Paris, qui nous a fait découvrir les étoiles Be, et qui est devenue une amie. Merci pour les longues discussions pour refaire le monde. – Olivier Thizy, avec qui nous menons depuis 2006 l’aventure de l’entreprise Shelyak Instruments. Et puis... il y a toutes ces rencontres, inépuisables sources d’énergie sur mon « chemin d’astronomie »... Maurice Abad, Agnès Acker, Jacques Adda, Evelyne Alecian, Luc Arnold, Mathieu Barthélémy, Paolo Berardi, Laurent Bernasconi, Lionel Birée, Katherine Blundell, Michel Boer, Michel Bonnement, Franck Boubault, Sylvain Bouley, Hubert Boussier, Christophe Boussin, Jacques Boussuge, Vincent

ix

Guide pratique pour (bien) débuter en spectroscopie astronomique

Bouttard, Nathalie Bressand, Jean-Jacques Broussat, Yolande Buchet, Rémi Cabanac, Martine Castets, Claude Catala, Cyril Cavadore, Pascal Chambraud, Stéphane Charbonnel, Rémy Chirié, François Colas, Sophie Combe, Pierre Cruzalèbes, Jean-Luc Dauvergne, Raymond David, Steve Dearden, Bertrand De Batz, Robert Delmas, Joël Desbordes, Pierre Dubreuil, Martin Dubs, Dominique Ducerf, Nicolas Durand, Jim Edlin, Pierre Farissier, Stéphane Fauvaud, André Favaro, Christian Feghali, Paul Felenbok, Michèle Floquet, Patrick Fosanelli, Anne-Marie Galliano, Olivier Garde, Thierry Garrel, Christophe Gillier, Jean-Paul Godard, Thierry Godard, Keith Graham, Joan Guarro, Patrick Guibert, Anton Heidemann, Huib Heinrichs, Christian Hennes, Anne-Marie Hubert, Jak de Jesus, Hugo Kalbermatten, Alain Klotz, François Kugel, Olivier Labreuvoir, Robin Leadbeater, Pascal Le Du, Steve Lee, Jean-Christophe Le Floch, Thierry Lemoult, Auguste Le Van Suu, Arnaud Leroy, Bernard Leroy, Jean Lilensten, Alain Lopez, Pierre Maquart, Vincent Marik, Gérard Martineau, Jean-Pierre Masviel, Stéphane Mathis, Benjamin Mauclaire, Philippe Michel, Jacques Michelet, Richard Monnerot, Romain Montaigut, Claire Moutou, Patrick Pelletier, Sandrine Perruchot, Éric Piednoël, Jean-François Pittet, Michel Pujol, Ernst Pollmann, Franck Razafimaharo, Christian Revol, André et Sylvain Rondi, Jean-Paul Roux, Jean-Pierre Rozelot, Raymond Sadin, Èric Sarazin, Jean-Pierre Sarreyan, Carl Sawicki, Mathieu Senegas, Joël Setton, Steve Shore, Alain Soutter, Jean-Noël Terry, François-Mathieu Teyssier, Bernard Trégon, Franck Valbousquet, Céline et Sébastien Vauclair, Sylvie Vauclair, Adrien Viciana, Brigitte Zanda... Une pensée pour mes enfants, Julien, Marion, Armand – votre fraîcheur me fait tant de bien – ainsi que pour Nathalie, avec qui on invente chaque jour notre chemin. Une pensée, enfin, pour mes deux sœurs, Marie et Cécile, ainsi que... À papa, qui nous a donné des racines, À maman, qui nous a donné des ailes.

x

Préface Avec une histoire de plus de cinq mille ans, l’astronomie est une des sciences les plus anciennes. Nos très lointains ancêtres ont très tôt compris l’intérêt de mesurer, comprendre et exploiter la course des astres dans le ciel pour mettre au point des horloges et des calendriers précis et fiables, mais ont certainement aussi été fascinés par la beauté, l’immensité et la complexité de l’univers, comme nous le sommes encore aujourd’hui. L’attrait pour la majesté du spectacle que nous offre le ciel nocturne est très certainement la motivation première de la plupart des astronomes amateurs, et il faut dire aussi qu’il est à l’origine de beaucoup de vocations d’astronomes professionnels. Mais traditionnellement, tandis que l’astronome amateur a comme but en soi d’effectuer une belle observation, au prix d’efforts parfois conséquents, à partir d’instruments qu’il a souvent confectionnés ou perfectionnés lui-même, l’astronome professionnel cherche plutôt, à travers l’observation, à comprendre le fonctionnement des astres qu’il observe. Il est fascinant pour l’astronome professionnel que je suis de constater que cette recherche du savoir, cette passion qui m’anime, comme tous mes collègues astronomes, pour les lois qui régissent le comportement des objets célestes, est en fait largement partagée par la communauté des astronomes amateurs. De l’amour du beau à l’amour de la science, il n’y a donc qu’un pas.

xi

Guide pratique pour (bien) débuter en spectroscopie astronomique

Un pas que François Cochard nous invite à franchir avec ce bel ouvrage, dont l’objectif est de nous guider agréablement et efficacement sur le chemin de la spectroscopie astronomique à l’usage des astronomes amateurs. La spectroscopie consiste à décomposer la lumière en fonction de sa longueur d’onde, de manière plus ou moins précise selon la performance de l’instrument utilisé. L’application de la spectroscopie à l’astronomie est aussi ancienne que la spectroscopie elle-même. Dès le XIXe siècle, des physiciens et astronomes visionnaires, comme Joseph von Fraunhoffer, puis Robert Bunsen et Gustav Kirchhoff en Allemagne, ou encore Jules Janssen et Henri Deslandres à l’Observatoire de Paris, braquèrent leurs spectrographes sur le Soleil, découvrirent émerveillés la richesse du spectre solaire, et commencèrent à en déduire la composition et les caractéristiques de notre astre du jour. La spectroscopie est un outil formidable qui nous donne accès à une foule de renseignements sur les régions d’où nous parvient la lumière analysée. On peut ainsi déterminer la composition chimique de l’astre observé, sa vitesse par rapport à la Terre, sa température, sa vitesse de rotation, etc. Ainsi, en développant et en perfectionnant ce merveilleux outil, les astronomes ont appris au fil du temps à mesurer la vitesse des lointaines galaxies et à en déduire les propriétés de l’expansion de l’univers. Ils ont réussi également, en mesurant avec une précision extrême la vitesse radiale des étoiles grâce à la spectroscopie, à détecter l’infime mouvement imprimé à ces étoiles par la révolution de planètes autour d’elles. Ce sont les fameuses exoplanètes qui font l’objet depuis une vingtaine d’années d’une chasse particulièrement fructueuse. Cet outil fantastique est aujourd’hui à la portée des astronomes amateurs, comme nous le montre ce livre. Les progrès technologiques qui ont d’abord conduit à la démocratisation des détecteurs CCD ont ensuite engendré des gammes de spectrographes accessibles à tous, pour toutes sortes de budgets. Et les astronomes amateurs peuvent donc aujourd’hui, en plus de savourer les images magnifiques des objets célestes, effectuer sur ces derniers des mesures précises, tout comme les astronomes professionnels. Nous sommes donc à l’orée d’un âge d’or, où astronomes amateurs et professionnels pourront unir leurs talents et leurs efforts pour avancer dans la compréhension de l’univers. Là où les professionnels mettent au point des instruments uniques au monde, ultra-sophistiqués, montés sur des télescopes géants implantés au bout du monde ou même dans l’espace, mais qu’ils ne peuvent utiliser qu’avec parcimonie, les amateurs, armés de leurs télescopes et spectrographes certes moins performants, mais tellement plus nombreux et versatiles, peuvent apporter leur contribution irremplaçable. En coordonnant leurs observations dans le cadre d’un dialogue avec les professionnels, ils peuvent contribuer aux programmes de recherche en cours, en fournissant des données précieuses venant compléter celles acquises sur les grands instruments de pointe. Cela peut prendre la forme par exemple du suivi systématique dans le temps d’étoiles variables, ou bien d’observations spectroscopiques de vastes échantillons

x ii

Préface

d’étoiles, que les professionnels ont bien du mal à obtenir du fait de la difficulté d’accès aux grands instruments. L’ouvrage que vous vous apprêtez à lire est remarquable en ce sens qu’il place les bases de la spectroscopie astronomique à la portée de tous, et apporte tous les conseils pratiques pour sa mise en œuvre. Il vous donnera sans nul doute l’envie de participer à cette grande et belle aventure, ainsi que les moyens d’y parvenir. Claude Catala Président de l’Observatoire de Paris

x iii

Introduction La première fois que j’ai vu un spectre d’étoile, avec un bricolage en bois et un petit réseau de diffraction monté derrière mon télescope, je n’en ai pas cru mes yeux. L’émotion était aussi intense que lorsque j’ai découvert les cratères de la Lune aux jumelles ou les anneaux de Saturne dans un petit télescope. Sentiment de vertige, de toucher du doigt quelque chose d’incroyable. Depuis cet instant (c’était au début des années 2000), beaucoup d’eau a coulé sous les ponts mais l’émotion reste intacte. Et je sais maintenant que c’est une émotion contagieuse : à chaque fois que j’ai eu l’occasion de faire des présentations sur la spectroscopie, j’ai pu constater que le sujet fait facilement briller les yeux de l’auditoire. « Vous dites qu’avec un petit instrument dans mon jardin, je peux mesurer des vitesses, des températures, des périodes de rotation, des compositions chimiques d’étoiles ? » Oui – et bien plus encore.

Plusieurs miracles J’ai la chance de participer au développement de cette discipline dans le milieu de l’astronomie amateur. Avec un peu de recul, je vois que c’est une aventure à la

1

Guide pratique pour (bien) débuter en spectroscopie astronomique

convergence de plusieurs « miracles ». – D’abord, il y a l’astrophysique elle-même. Les dimensions, les distances, les masses en jeu dans les étoiles sont hors de portée de notre pensée ; et pourtant, la lumière qu’elles nous envoient contient une information fournie, qui elle est à la portée de notre esprit. Nous n’irons jamais sur une étoile, et pourtant nous pouvons en détailler le fonctionnement avec une précision étonnante. J’aime la citation de Einstein : « Ce qui est incompréhensible, c’est que le monde soit compréhensible ». – Il y a ensuite le travail colossal qui a été fait par des générations de pionniers, d’aventuriers, de chercheurs, souvent besogneux, quelques fois géniaux, pour nous offrir aujourd’hui les clefs de la compréhension de la lumière des étoiles. Faire de la spectroscopie astronomique, c’est leur rendre un hommage, aller à la rencontre d’un édifice merveilleux de la connaissance humaine, bâti pierre à pierre et dont la construction se poursuit encore aujourd’hui. – Et puis il y a la force des rencontres, entre quelques individus passionnés – amateurs et professionnels – aux compétences fortes et complémentaires, qui ont permis de concrétiser des idées un peu folles : de la réalisation de prototypes de spectroscopes jusqu’à la création d’une entreprise (Shelyak Instruments1 ) pour concevoir, fabriquer et diffuser des instruments nouveaux... expérience humaine forte. – J’ai compris petit à petit que lorsque les amateurs font des observations en spectroscopie, ils ne font pas que suivre les professionnels en reproduisant des expériences connues depuis quelques décennies. À condition d’observer « collectivement » – c’est-à-dire de manière concertée entre amateurs – nous constituons un instrument inédit, qui permet des observations inaccessibles aux professionnels. Aujourd’hui, les collaborations entre amateurs et professionnels se multiplient dans le monde et une communauté internationale se constitue : ce n’est que le début de l’aventure. Dans le contexte actuel qui confie la recherche scientifique à des « spécialistes confinés dans leurs laboratoires » (en l’occurrence dans leurs observatoires), la spectroscopie astronomique permet de nous rappeler que la recherche est avant tout affaire de curiosité, et qu’elle est accessible à chacun de nous. Je suis convaincu que cette posture de curiosité humaine – base de la recherche scientifique – est pour beaucoup dans le succès que connaît aujourd’hui la spectroscopie. J’ai eu l’occasion de voir de nombreuses personnes démarrer en spectroscopie, et j’ai souvent été étonné de voir que certaines d’entre elles démarraient complètement en astronomie pratique – c’est-à-dire qu’elles n’avaient pas forcément l’expérience de la manipulation d’un télescope ou d’une caméra CCD. Pour ces personnes, passer des heures à faire des images du ciel n’est pas une grande motivation. En revanche, faire des mesures de température ou de vitesse avec un petit instrument en est une suffisante pour passer à l’acte et investir dans du matériel. Je parlais plus haut de mon émotion devant le premier spectre que j’ai pu réaliser : une part de cette émotion tenait au fait que j’avais devant moi un montage très rustique,

1

2

www.shelyak.com

Introduction

très simple, sur un télescope très modeste. Non, vraiment, obtenir un spectre d’étoile n’est pas compliqué.

Spectroscopie... facile ? J’ai donc beaucoup communiqué autour de cette idée : « la spectro, c’est facile ». C’est même à certains égards plus facile que l’imagerie du ciel profond. Pour autant, j’ai pu constater souvent que nombre de débutants en spectro se lancent avec beaucoup d’enthousiasme... puis sont rapidement confrontés à des problèmes très concrets. Au point de renoncer quelques fois. J’ai régulièrement été irrité par le fait que souvent des observateurs venaient vers nous (dans le cadre de l’entreprise) avec des problèmes qui n’étaient pas vraiment spécifiques à la spectroscopie : difficulté pour installer un logiciel, pour piloter leur monture, pour manipuler des images CCD, pour pointer une étoile... « la spectro c’est facile », à condition toutefois de maîtriser quelques éléments techniques en amont ! J’ai été irrité, mais une petite voix me disait qu’il faut bien en passer par là pour accéder à la « la spectro facile ». Je sais comme il peut être frustrant de travailler sur une observation « magique », et d’être bloqué sur un détail technique ridicule – comme beaucoup d’observateurs, j’ai perdu pas mal de nuits d’observation pour des bêtises. La spectroscopie serait donc finalement une activité réservée à une élite très expérimentée ? Que non ! Certes il y a plusieurs éléments à mettre sous contrôle, mais aucun d’entre eux n’est bien complexe. Après quelques années au contact de cette communauté d’observateurs, je peux lister les différents éléments à maîtriser pour pratiquer une spectroscopie « sereine et efficace ». Ce livre est né de cette réflexion – en même temps que de la demande de plus en plus pressante de formation dans cette discipline. Mon objectif est donc clairement de vous permettre de démarrer en douceur et de manière rationnelle dans la spectroscopie astronomique – et de vous convaincre, si vous hésitez encore à vous lancer, que vous pouvez vous aussi arriver à des observations extraordinaires pour un minimum d’efforts. Vous trouverez donc dans les pages qui suivent des conseils pratiques vous permettant de démarrer. J’insiste sur cet aspect pratique : je n’ai pas pour ambition de faire un cours d’optique ou d’astrophysique, mais bien de vous accompagner pour réaliser vos premiers spectres par vous-même.

Le triptyque de la spectroscopie L’organisation de ce livre part d’un constat qui m’a permis de comprendre les différences importantes d’un observateur à l’autre. Ce n’est pas fondamentalement une question de niveau ou d’expérience, mais plutôt de parcours personnel.

3

Guide pratique pour (bien) débuter en spectroscopie astronomique

Instruments techniciens & ingénieurs

Théories théoriciens

Observations observateurs

Figure 1. Le triptyque de la recherche en astrophysique.

La recherche scientifique – et particulièrement la recherche en astrophysique – s’appuie sur trois acteurs principaux, qui permettent chacun d’apporter des nouveautés. Il s’agit des théoriciens, des instrumentalistes et des observateur (fig. 1). Une théorie nouvelle, un instrument innovant ou des observations inédites peuvent chacun faire « bouger les lignes » de la recherche. On peut faire une analogie avec la spectroscopie astronomique pratiquée en milieu amateur : vous obtiendrez des résultats pertinents si vous avez un bagage suffisant dans trois domaines essentiels et très différents (fig. 2) : – astrophysique : comprendre la lumière et ce qu’elle nous dit des étoiles (partie théorique) ; – comprendre comment fonctionne un spectroscope (partie instrumentale) ; – savoir mener une observation concrète sur le terrain. Si vous lisez ce livre, c’est très probablement que vous êtes déjà familier ou sensibilisé à au moins l’un de ces trois domaines : parmi les astronomes amateurs, on trouve ceux qui ont découvert les mystères du ciel par les livres, ceux qui se sont allongés dans l’herbe un soir d’été avec une paire de jumelles, et ceux qui ont construit (au moins partiellement) leur instrument (ou écrit du logiciel pour traiter des données

Spectroscope principes, paramètres

Astrophysique la lumière messager des ètoiles

Observations pratiques

Figure 2. Le triptyque de la spectroscopie astronomique.

4

Introduction

astronomiques). Évidemment, chacun a son histoire propre, et toutes les combinaisons sont possibles. Il est donc probable que certaines parties de cet ouvrage vous paraissent évidentes ou inutiles. Je vous invite néanmoins à les parcourir rapidement ; il y a toujours des choses à apprendre. La spectroscopie est en quelque sorte une « astronomie complète », comme on parle d’un sport complet qui fait travailler tous les muscles. S’il y a une complexité dans la spectroscopie, c’est là qu’elle se niche, dans cette diversité de domaines à aborder et dans le fait d’aller jusqu’à l’observation très concrète sur le terrain. Une des clefs essentielles pour la suite est de garder en permanence le bon sens en état de veille. Nous sommes dans le domaine de l’astrophysique : il n’y a pas plus déterministe ! Je sais que face à un problème technique – particulièrement quand la nuit est bien avancée – on peut avoir un comportement très irrationnel... pourtant, en astronomie, on peut expliquer beaucoup de choses très simplement.

D’où je vous parle Je suis astronome amateur « pratiquant » depuis plus d’une vingtaine d’années. Je ne suis pas un observateur très intensif – par faute de temps, comme beaucoup de gens. Mais j’ai pu, au cours du temps, apprendre quelques éléments essentiels qui font une « bonne » observation. Je suis membre du CALA (Club d’Astronomie de Lyon Ampère2 ). C’est une association dynamique et conviviale, avec qui j’ai pu participer régulièrement à des missions astronomiques. Je suis par ailleurs ingénieur mécanicien de formation, et j’ai compris, il y a quelques années déjà, que je pouvais appliquer mes connaissances d’ingénieur à ma pratique de l’astronomie. L’astronomie a cette particularité d’être à la fois un domaine aux limites de la pensée humaine (l’infini, la place de l’Homme dans l’Univers, la peur de l’inconnu, etc.) et un domaine très technique (mécanique, électronique, informatique). J’aime me tenir à ce carrefour de la philosophie, de la technique et de la science. Je suis co-fondateur et co-gérant avec Olivier Thizy de la société Shelyak Instruments3 qui développe, fabrique et commercialise une gamme de spectroscopes destinés à l’astronomie amateur et professionnelle. Dans ce cadre, j’ai été fortement impliqué dans la conception de plusieurs instruments : Lhires III, LISA, Alpy 600, eShel, etc.

2 3

http://www.cala.asso.fr/ http://www.shelyak.com

5

Guide pratique pour (bien) débuter en spectroscopie astronomique

J’ai également participé activement à la création du programme d’observation des étoiles Be (BeSS4 & ArasBeAm5 ), en collaboration avec l’observatoire de Paris::::::::: Meudon ; ce programme est un réel succès (plus de 100000 spectres enregistrés, dont 40000 réalisés par des amateurs au moment où j’écris ces lignes), et est souvent considéré comme une référence en matière de projet « ::::::: Pro-Am » (collaboration entre professionnels et amateurs). Lorsqu’on pratique l’astronomie avec un peu d’assiduité, il arrive nécessairement un moment où on entre en contact avec le milieu de l’astronomie professionnelle. Avant de les connaître, les astrophysiciens me semblaient des demi-dieux... ce sont en fait des êtres humains normaux ! J’ai beaucoup appris à leur contact (ils partagent très volontiers leur passion), mais je sais également que les astronomes amateurs ne doivent pas faire de complexes : nous avons une vraie place à (re)prendre pour contribuer à la recherche. Je suis donc autant motivé par l’aventure humaine que par l’aventure technique et scientifique, et ma volonté profonde est d’aider le plus grand nombre à passer du rêve à la pratique de la spectroscopie – avec l’idée sous-jacente que plus il y a d’observateurs, plus les amateurs prendront une place active dans la recherche.

4 5

6

URL de BeSS : http://basebe.obspm.fr/basebe/ URL de ArasBeAm : http://arasbeam.free.fr/

Entrer dans la spectroscopie astronomique amateur 1.1 Spectrographie, spectrométrie, spectroscopie... Je vais évacuer rapidement une question qui fait l’objet de débats récurrents : quelle est la nuance entre spectrographie, spectrométrie et spectroscopie ? C’est uniquement une question de vocabulaire. Si je m’en tiens à l’étymologie, la spectroscopie consiste à observer des spectres, la spectrographie à les enregistrer sur un support physique, et la spectrométrie à faire des mesures sur ces spectres. Dans la réalité quotidienne, les trois termes sont utilisés indifféremment, et on peut considérer que ce sont presque des synonymes. Pour la suite de ce livre, et dans un souci de cohérence, j’ai choisi de n’utiliser qu’un seul de ces termes – et j’ai retenu celui de spectroscopie.

1.2 À quoi ressemble un spectre ? Comme il sera question de spectres à chaque page ou presque de ce livre, je me dois de commencer par montrer de quoi l’on va parler. Un spectre peut prendre plusieurs spectres formes : vous verrez quelque fois des images de spectres (on parle aussi de ::::::: 2D, c’est-à-dire à deux dimensions) 2D (image brute). Ce sont les images brutes telles ::: ::::::::::: qu’elles sortent de nos instruments (1.1).

7

Guide pratique pour (bien) débuter en spectroscopie astronomique

Le spectre proprement dit est la ligne blanche au milieu de l’image. Il s’agit de l’image de l’étoile étirée horizontalement ; chaque point du spectre correspond à une longueur d’onde précise. Dans l’exemple ci-après (simple agrandissement de l’image précédente de 21 Lyn), on voit quelques raies sombres : ce sont des raies d’absorption (en l’occurrence les raies de l’hydrogène) (fig. 1.2).

Figure 1.1. Image brute d’un spectre de l’étoile 21 Lyn.

Figure 1.2. Image agrandie du spectre de l’étoile.

Ces images peuvent être en couleur (puisque la lumière qu’elles représentent est en couleur), mais le plus souvent, elles sont en noir et blanc. En effet, les capteurs CCD que l’on utilise ne sont pas sensibles à la couleur – vous verrez plus loin que c’est bien mieux ainsi. Lorsque les images sont en couleur, c’est soit parce qu’elles ont été fabriquées par un capteur couleur (cas des appareils photo numériques, par exemple), soit qu’elles ont été colorées artificiellement pour une meilleure compréhension. Un spectre d’étoile est en général une simple ligne horizontale dans l’image (voir la figure 1.2), mais lorsque l’objet observé est étendu, son spectre peut être très large. C’est le cas par exemple d’une nébuleuse, d’un spectre du Soleil, ou encore d’une lampe spectrale (fig. 1.3). Cet élargissement du spectre tient au fait qu’un

8

1. Entrer dans la spectroscopie astronomique amateur

spectroscope dispose d’une fente (verticale dans les images présentées ici), et que c’est la lumière qui passe dans cette fente qui est dispersée. Comme l’information qui nous intéresse est la variation d’intensité le long de l’axe de dispersion de la lumière (axe horizontal dans les images ci-dessus), on adopte aussi quelquefois une autre représentation, plus facile à analyser d’un coup d’œil : il s’agit de faire une image élargie du spectre (par un traitement informatique) (fig. 1.4).

Figure 1.3. Spectre 2D du Soleil (à gauche) et d’une lampe d’étalonnage (à droite).

Figure 1.4. Image élargie du spectre de l’étoile 21 Lyn.

Toutes ces images sont très visuelles et suffisent à dire énormément à un œil exercé, mais la forme la plus aboutie d’un spectre, celle qui est vraiment exploitable scienspectral 1D (c’est-à-dire à une seule dimension) avec en tifiquement, est un profil :::::::::::::::: abscisse les longueurs d’onde et en ordonnée l’intensité correspondante. Les exemples présentés figure 1.5 donnent une idée de la diversité des profils que l’on peut observer dans le ciel : à côté du spectre du Soleil, vous pouvez voir un spectre d’étoile chaude (21 Lyn, type A0), une étoile froide (HR 5086, type K5), et une étoile carbonnée (Y CVn).

1.3 Le chaînon manquant Vous avez probablement déjà lu des ouvrages de vulgarisation ou des revues d’astronomie qui parlent du big-bang, de la structure et de l’évolution de l’univers, de la vie et de la mort des étoiles, de la recherche de planètes semblables à la Terre en dehors du système solaire (sommes-nous seuls dans l’univers ?).

9

Guide pratique pour (bien) débuter en spectroscopie astronomique

Figure 1.5. Plusieurs exemples de profils spectraux.

Vous avez aussi probablement déjà eu l’occasion de vous allonger un soir d’été dans un champ à l’abri des lumières de la ville, avec une paire de jumelle – ou avec un(e) ami(e) qui disposait d’un instrument d’observation. Découverte des constellations, de la rotation du ciel, de quelques objets spectaculaires (les cratères de la lune, les anneaux de Saturne, la galaxie d’Andromède, quelques amas d’étoiles...). Inévitablement cela conduit à des questions sur l’immensité du ciel, sur les distances, sur le temps – au vertige de l’infini. Quel rapport entre ces deux mondes, celui des livres, et celui de l’expérience personnelle ? Comment des générations de chercheurs en sont elles arrivées à décrire les

10

1. Entrer dans la spectroscopie astronomique amateur

Figure 1.5. Continued.

mécanismes en jeu dans l’univers simplement à partir de cette observation accessible à tous – puisqu’il suffit de lever les yeux ? La science d’aujourd’hui utilise des instruments souvent très imposants – télescopes de plusieurs mètres de diamètre installés dans des sites inaccessibles (voire même embarqués dans des satellites ou des sondes d’exploration interplanétaires), instruments de mesure bardés d’électronique et d’informatique. Il en sort régulièrement des images époustouflantes – cela donne l’impression que c’est grâce à ce gigantisme que les chercheurs peuvent voir ce qui est inaccessible au commun des mortels. C’est profondément faux : les pionniers qui ont fait les découvertes fondatrices en

11

Guide pratique pour (bien) débuter en spectroscopie astronomique

astronomie (il y a plusieurs siècles de cela) disposaient de beaucoup moins de moyens que ce qui est accessible aujourd’hui à un astronome amateur très ordinaire. Non, la clef de cette compréhension de l’univers ne réside pas dans la taille des instruments, mais dans la nature même de la lumière. Notre œil ne voit d’une étoile qu’un point lumineux, éventuellement avec une légère coloration. Pourtant, cette lumière est riche d’une quantité d’information tout à fait incroyable, et nos anciens – en commençant par Isaac Newton – nous ont appris petit à petit à décoder cette information. Il a fallu comprendre que la lumière est une onde électromagnétique, que l’on peut étaler en fonction de la longueur d’onde (ou de sa couleur). C’est cette décomposition que l’on appelle un spectre - et cette décomposition peut être réalisée très simplement, par exemple à l’aide d’un prisme. Il a fallu comprendre également que la fabrication ou la modification de ce spectre (de cette lumière) révèle plusieurs phénomènes physiques distincts et complémentaires – et c’est un véritable miracle que cette lumière puisse parcourir des distances gigantesques (des millions d’années à la vitesse de la lumière !) tout en conservant intégralement cette information. Les images astronomiques (celles que l’on voit tous les jours dans les magazines) ont permis de comprendre beaucoup de choses de l’univers – mouvements du ciel et dans le ciel, variations de la magnitude de certaines étoiles, nébuleuses, galaxies, etc. Mais c’est la spectroscopie qui a profondément transformé la compréhension du ciel par les hommes, en donnant accès à une sorte de troisième dimension de nos images. Une étoile n’est plus un simple point lumineux ; elle devient toute une histoire à raconter. La spectroscopie a fait passer les observations humaines de l’astronomie à l’astrophysique, c’est-à-dire de la contemplation à la compréhension physique. Et tout cela serait accessible au modeste astronome amateur que je suis ? Oui. De nos jours, il faut beaucoup plus de bon sens pratique que de connaissances théoriques pour réaliser le spectre d’une source de lumière : notre maîtrise de l’optique a fait tomber beaucoup d’obstacles, et les moyens de fabrication permettent de trouver les composants essentiels pour quelques euros. Évidemment, un amateur ne fera pas les mêmes mesures dans son jardin qu’un observateur professionnel avec un télescope de 10 m de diamètre dans un site exceptionnel – les objets les plus faibles nous resteront inaccessibles et la précision des mesures ne pourra pas toujours rivaliser. Mais comprenez bien que la quantité d’étoiles dans le ciel – même celles accessibles à nos instruments amateurs – est beaucoup plus importante que toute la capacité d’observation dont dispose l’humanité aujourd’hui. Il y a encore beaucoup de choses à découvrir et à comprendre, et c’est une erreur de croire que la recherche est confinée dans les grands observatoires. Faire de la spectroscopie en amateur, c’est retrouver la curiosité du chercheur, et c’est accéder rapidement à des observations totalement inédites. On peut même aller plus loin : les astronomes professionnels ont certes des

12

1. Entrer dans la spectroscopie astronomique amateur

équipement performants, mais les amateurs – depuis quelques années – ont une plus grande capacité d’observation qu’eux ; par exemple, eux seuls sont capables de suivre régulièrement en spectroscopie un échantillon de quelques dizaines d’étoiles, pour en mesurer l’évolution dans le temps. C’est même pour cette raison que les collaborations entre amateurs et professionnels se multiplient aujourd’hui : il ne s’agit pas d’un regard condescendant des chercheurs, mais bien d’un travail de collaboration.

1.4 Bref historique La spectroscopie astronomique telle qu’on la connaît aujourd’hui est le résultat d’une longue histoire de la connaissance humaine et de découvertes successives. Pour reprendre la belle formule de Newton, « Si j’ai vu plus loin, c’est en montant sur les épaules de géants »6 . Je suis loin d’être capable de faire ici un travail d’historien (il existe de nombreux ouvrages sur le sujet), mais il me semble tout de même utile de donner un peu de perspective et de faire un clin d’œil à tous ces curieux et chercheurs qui nous permettent de profiter aujourd’hui d’un merveilleux terrain de jeu. Comme je l’ai dit plus haut, on peut dater le début de la spectroscopie avec les travaux d’Isaac Newton (1642-1726), et son expérience de décomposition de la lumière avec un prisme vers 1666. C’est lui qui a établi que la lumière blanche (la lumière du Soleil) peut se décomposer en une multitude de couleurs pures. Il faut ensuite attendre l’Anglais Thomas Young (1773-1829) pour comprendre que la lumière se comporte comme une onde ; il en fait la démonstration en produisant des interférences avec des fentes étroites et proches. L’expérience des franges d’interférences par les fentes de Young est maintenant un classique des travaux pratiques de physique au lycée. L’Allemand Joseph von Fraunhofer (1787-1826) est à l’origine des réseaux de diffraction, basés sur ce comportement ondulatoire de la lumière. Les réseaux sont au cœur de la plupart des spectroscopes aujourd’hui, parce qu’ils permettent une plus grande dispersion que les prismes. Il est également l’un des premiers, avec l’Anglais William Wollaston (1766-1828), vers 1815, à observer des raies d’absorption dans le spectre du Soleil. En 1834, l’Écossais David Brewster (1781-1868) comprend que les raies sombres dans le spectre du Soleil correspondent à des absorptions du gaz qui se trouve entre le Soleil et l’observateur – dans l’atmosphère solaire... et dans l’atmosphère terrestre. À peu près à la même époque, au début du XIXe siècle, les Anglais John Herschel (1792-1871) et William Henry Fox Talbot (1800-1877) suggèrent d’utiliser la spectroscopie pour l’analyse chimique des substances. Plusieurs personnes vont alors utiliser cette technique en chimie. Par exemple le Français Léon Foucault (1819-1868) démontre expérimentalement en 1849 que 6

Lettre à Robert Hooke, 5 février 1675.

13

Guide pratique pour (bien) débuter en spectroscopie astronomique

les raies d’absorption et d’émission de même couleur (de même longueur d’onde) proviennent du même corps chimique. Parallèlement à ces travaux, en 1842, le Français Edmond Becquerel (1820-1891) est le premier à photographier le spectre solaire en utilisant la découverte de Louis Daguerre (1787-1851) de 1839. Les Allemands Robert Wilhelm Bunsen (1811-1899) et Gustav Kirchhoff (18241887) ont montré que chaque élément chimique possède son propre spectre, et que l’on peut donc utiliser la spectroscopie pour analyser les composants de n’importe quel corps. Ils établissent aussi le lien – essentiel pour l’astrophysique – entre certaines raies d’absorption du spectre solaire et des éléments chimiques connus sur Terre. Kirchhoff ira jusqu’à établir les trois célèbres lois qui portent son nom, et qui décrivent les différents types de spectres – spectres continus, spectres de raies d’émission, spectres de raies d’absorption. Le Soleil a été l’objet de très nombreuses observations, parce que son spectre est extrêmement riche, et que sa lumière est abondante – condition indispensable pour des observations visuelles, ou grâce à la photographie naissante. Mais on peut considérer que l’astrophysique démarre avec l’observation des premiers spectres d’autres étoiles que le Soleil – ce qui nécessite de monter le spectroscope sur un télescope ou une lunette. C’est Joseph von Fraunhofer qui a observé en 1817 les premiers spectres de quelques étoiles brillantes. Il faudra ensuite attendre la période 18601880 pour des observations plus systématiques, avec l’Italien Giovanni Battista Donati (1826-1873), le Français Jules Janssen (1824-1907), le père jésuite italien Angelo Secchi (1818-1878), l’Anglais William Huggins (1824-1910) et son épouse Margaret Lindsay-Huggins (1848-1915). L’Américain Henry Draper (1837-1882) est le premier à obtenir la photographie de spectres d’étoiles en 1879. C’est l’époque des premières classifications d’étoiles (qui conduiront par étapes successives à la classification spectrale adoptée aujourd’hui – la fameuse série O, B, A, F, G, K, M), et de la découverte de la richesse des objets stellaires (comètes par Donati, nébuleuses planétaires par les Huggins, étoiles Wolf-Rayet, etc). En 1848 la découverte par Christian Doppler (Autrichien, 1803-1853) et Hippolyte Fizeau (Français, 1819-1896) de l’effet qui porte leur nom permet de mesurer le mouvement d’un astre par le décalage de son spectre. Parmi les premières observations spectroscopiques de l’effet Doppler, il y a encore les Huggins (rotation propre de Sirius en 1868), ainsi que l’Allemand Hermann Carl Vogel (1841-1907) qui publie en 1892 la vitesse de déplacement de 51 étoiles. Ces observations conduisent à toute une période où l’on va expliquer ce que l’on voit dans un spectre. Il faut passer par toutes les découvertes du début du XXe siécle autour de la mécanique atomique pour comprendre que les raies spectrales ont une origine qui se trouve dans l’infiniment petit. Dans ce domaine de la physique statistique et de la physique quantique, on peut citer les travaux de Max Planck (Allemand, 1858-1947, qui détermine le profil spectral d’un corps en fonction de sa température), Ludwig Boltzmann (Autrichien, 1844-1906), Wilhelm Wien (Allemand, 1864-1928), Niels Bohr (Danois, 1885-1962), etc. - la liste est longue.

14

1. Entrer dans la spectroscopie astronomique amateur

En retour de cette compréhension intrinsèque des spectres, apportée par les physiciens de la matière, on comprend nettement mieux tout ce que la spectroscopie apporte comme informations sur la physique des étoiles elles-mêmes. Par exemple, Hans Bethe (Américain d’origine allemande, 1906-2005) a établi vers 1940 que l’énergie des étoiles vient de la fusion nucléaire des atomes d’hydrogène qui les transforme en hélium, et a ouvert la voie à toutes les découvertes sur la nucléosynthèse (fabrication des atomes plus lourds que l’hydrogène au cœur des étoiles) – et donc à l’histoire de l’Univers. Le XXe siécle tout entier est marqué par ces recherches sur la physique stellaire et la cosmologie. Ces recherches n’ont jamais été aussi riches et actives qu’aujourd’hui. Récemment, de nouvelles technologies ont encore bouleversé les observations astronomiques et spectroscopiques. Je pense en particulier aux capteurs CCD (puis CMOS), qui ont fortement simplifié la mise en œuvre des instruments et ont surtout permis le transfert des mesures dans l’univers numérique – la puissance croissante des outils de calcul aidant. Une autre technologie novatrice est à mentionner : celle des fibres optiques. L’étude spectroscopique du Soleil a été très intense depuis le début du XIXe siécle. Mais il a fallu attendre les années 1960 (c’était hier !) pour accéder à l’héliosismologie, c’està-dire l’étude des vibrations de la surface du Soleil. Cela requiert de travailler en très haute résolution, pour détecter des mouvements Doppler faibles. Il en est sorti une bien meilleure connaissance du fonctionnement mécanique interne de notre étoile. Bien évidemment, les astronomes n’ont pas résisté à la tentation d’appliquer le même type d’observations sur les autres étoiles, mais ils se sont heurtés à une difficulté technique : pour observer des étoiles lointaines en haute résolution, il faut utiliser un gros télescope. Or pour des considérations optiques que nous verrons plus loin, un spectroscope à haute résolution pour un gros télescope est nécessairement un instrument de grande taille – et si on le monte directement sur le télescope, les flexions mécaniques sont telles que la résolution est très fortement dégradée. Cet obstacle n’a été surmonté que dans les années 1980 avec l’apparition de la fibre optique : celle-ci a permis de séparer physiquement le spectroscope du télescope, et donc de s’affranchir des problèmes de flexion. Ce n’est donc que depuis moins de 40 ans que l’on peut observer les vibrations des étoiles – discipline appelée l’astérosismologie. Incidemment, ce sont exactement les mêmes instruments qui ont permis les premières découvertes d’exoplanètes (planètes tournant autour d’autres étoiles que le Soleil – la première en 1995 autour de 51 Peg, par Michel Mayor et Didier Queloz, à l’Observatoire de Haute-Provence). Aujourd’hui, les caméras CCD, la spectroscopie haute résolution et les fibres optiques sont des équipements à disposition de la communauté astronomique amateur. À bon entendeur... Ce qui me paraît important de retenir de ce rapide regard historique, c’est qu’il s’agit d’une aventure jeune (à peine plus de deux siècles), et toujours en effervescence. Aborder l’observation spectroscopique aujourd’hui, ce n’est pas seulement être consommateur d’un savoir bien établi, mais c’est se mettre à l’unisson d’une

15

Guide pratique pour (bien) débuter en spectroscopie astronomique

communauté dynamique qui cherche à toujours mieux comprendre l’univers qui nous entoure. Vous trouverez de nombreux ouvrages qui traitent de l’histoire de la recherche. Je vous renvoie par exemple au livre de Bernard Maitte, Une histoire de la lumière, de Platon au photon [4].

1.5 La spectroscopie amateur de nos jours Depuis les années 1990, on trouve quelques amateurs (par exemple en France Alain Klotz, Valérie Desnoux, Christian Buil...) qui se sont mis en tête de faire de la spectroscopie avec des instruments modestes. Il fallait alors commencer par fabriquer son instrument : ils ont ouvert la voie. Cette époque correspond à l’arrivée des caméras CCD et de l’informatique personnelle performante. Grâce à ces éléments technologiques nouveaux, les amateurs commençaient à disposer de tous les ingrédients nécessaires pour reproduire (à petite échelle) l’équipement des grands observatoires. En 2003, à l’initiative de Jean-Pierre Rozelot, et grâce à quelques relations personnelles qu’il avait avec un groupe d’amateurs, a eu lieu une école d’astrophysique du CNRS sur l’île d’Oléron, consacrée aux collaborations entre amateurs et professionnels. Rencontre un peu magique7 qui a été le point de départ d’une aventure collective ayant conduit à la création du spectroscope Lhires III (puis un peu plus tard à la création de la société Shelyak Instruments qui continue de diffuser cet instrument) Be avec l’équipe de et à la mise en place du programme d’observation des etoiles :::::::: Pro-Am Coralie Neiner à l’Observatoire de Paris – la première véritable collaboration ::::::: structurée en spectroscopie. Pour moi, cette rencontre a été le premier contact avec le monde de la recherche en astronomie. Discipline de passionnés, de pionniers, la spectroscopie s’est petit à petit structurée et a mobilisé de plus en plus d’observateurs. Dans de nombreux pays européens, aux États-Unis, et ailleurs, de petits noyaux d’amateurs sont apparus, avec souvent un ou quelques leaders charismatiques. Le développement a été particulièrement rapide en France parce que l’astronomie amateur y est structurée au travers d’associations nationales (l’AFA, la SAF), de grosses associations locales (à Lyon avec le CALA, à Nantes avec la SAN, etc.) et d’autres structures comme l’association, par exemple (et sa liste de distribution Aude-L8 ) ou le forum Webastro9 . Grâce à ces organismes qui ont permis de faire circuler l’information, on a pu organiser (ou participer à) plusieurs manifestations : Spectro Star Party à l’Observatoire de Haute-Provence, École d’astrophysique à La Rochelle, Rencontres du Ciel et de 7

Un livre (en anglais) a été publié à la suite de cette rencontre : Astronomical Spectrography for Amateurs, Oléron France, 2003. 8 URL de la liste aude-l : https://fr.groups.yahoo.com/neo/groups/aude-L/info 9 URL de webastro : http://www.webastro.net/

16

1. Entrer dans la spectroscopie astronomique amateur

l’Espace (AFA, à Paris tous les deux ans). Ces rencontres sont souvent l’occasion de prendre des contacts entre les amateurs et les professionnels. C’est comme ça que naissent les programmes de collaboration ! Au début, la plupart des astronomes professionnels nous considéraient avec un regard un peu condescendant – il y a bien sûr eu quelques exceptions notables. Mais j’ai toujours été étonné de leur envie de partager, d’expliquer leurs recherches – une envie d’autant plus grande qu’ils avaient face à eux des interlocuteurs intéressés, et de plus en plus compétents. Un exemple parmi d’autres. Suite à la rencontre d’Oléron en 2003, et des liens qui se sont créés, Jacques Boussuge a beaucoup œuvré au sein de l’association AstroQueyras (qui gère le télescope de 60 cm de St-Véran) pour y développer la spectroscopie. Coralie Neiner (astrophysicienne à l’Observatoire de Paris-Meudon), de son côté, a travaillé pour mettre à la disposition de AstroQueyras un spectroscope Musicos - le même que celui qui a longtemps travaillé au télescope de 2 m du Pic du Midi (Télescope Bernard Lyot - TBL). Ainsi, les amateurs se sont retrouvés avec du matériel professionnel – c’est très efficace pour faire des progrès rapidement. À cette époque, nous avons eu une aide merveilleuse de plusieurs chercheurs de l’Observatoire de Paris (Coralie Neiner, Paul Felenbok, Claude Catala...).

La spectroscopie comme outil pédagogique L’astronomie a toujours été un vecteur d’enseignement des sciences, et la spectroscopie y ouvre une nouvelle dimension. C’est une chose de comprendre – par exemple – le mouvement de corps célestes (planètes, étoiles...) ; c’en est une autre de suivre toute la chaîne qui va de l’acquisition d’image derrière un télescope jusqu’à la détermination d’une grandeur physique. Mécanique, électronique, informatique, physique, chimie... un grand nombre de disciplines sont abordables grâce à la spectroscopie astronomique. Que ce soit pour votre propre compréhension ou pour l’enseignement, c’est une source intarissable. À ma connaissance, la majeure partie des astronomes amateurs qui font aujourd’hui de la spectroscopie le font dans cet esprit pédagogique, que ce soit une simple activité ludique, ou pour l’enseignement.

Quand les amateurs participent à la recherche Mais au-delà de la vertu pédagogique de la spectroscopie, les amateurs peuvent également contribuer directement à la recherche scientifique. Aujourd’hui, le regard des astronomes professionnels sur la spectroscopie amateur a bien changé et il est maintenant admis dans la communauté professionnelle que les amateurs sont à même de produire des observations de qualité. Les publications scientifiques s’appuyant sur des observations amateur sont très nombreuses. La réactivité,

17

Guide pratique pour (bien) débuter en spectroscopie astronomique

la disponibilité, la répartition géographique des amateurs leur permet de faire des observations très complémentaires de celles des professionnels. Bien entendu, il ne s’agit pas de croire que les amateurs font des observations identiques à celles des professionnels. En astronomie, la taille de l’instrument est souvent un paramètre direct de sa performance, et les amateurs ne pourront jamais rivaliser en termes de très haute résolution ou d’objets particulièrement faibles. Tous les programmes de recherche ne se prêtent donc pas à des collaborations avec les amateurs. Mais il est absolument nécessaire de comprendre que la qualité d’une mesure astrophysique tient souvent beaucoup plus à la rigueur méthodologique de l’observateur qu’à la taille de l’instrument. Un petit instrument amateur ne verra pas des objets aussi faibles qu’un gros télescope professionnel, mais sur des objets plus brillants, il pourra produire des résultats du même niveau de qualité. Aujourd’hui, il est fréquent de mélanger des résultats amateurs et professionnels – et personne ne peut les distinguer. La recherche professionnelle actuelle focalise de plus en plus ses moyens sur des instruments de plus en plus grands, et en procédant ainsi, elle se trouve confrontée à des contraintes fortes : il est difficile d’obtenir du temps de télescope (qui doit être planifié longtemps à l’avance), et pour justifier de ce temps, les chercheurs doivent présenter un objectif scientifique précis. Les amateurs n’ont pas ces contraintes, et sous réserve d’observer des objets relativement brillants (disons jusqu’à la magnitude 10 assez facilement, et jusqu’à la magnitude 15-16 en mobilisant davantage de moyens), ils sont particulièrement appréciés pour quelques types de programme d’observation : – pour des observations qui demandent une forte réactivité. Par exemple, la nova Del 2013 a été l’objet d’une observation particulièrement intense dès le moment de sa découverte (le premier spectre – amateur ! – a été réalisé par Olivier Garde, 2 heures seulement après l’annonce de la découverte en photométrie, et 4 heures après la découverte elle-même) ; – pour des campagnes s’étalant sur une période de quelques jours à quelques mois et nécessitant un rythme élevé d’observation. Par exemple, en 2010, l’étoile del étoile::: Be Sco a été l’objet d’un suivi intense pendant plusieurs mois. C’est une ::::: binaire, qui passait alors au périhélie, avec des effets attendus d’interaction forte entre les deux étoiles – les observations n’ont pas déçu, et ont permis un suivi particulièrement serré de phénomènes inédits ; – pour des suivis sur le long terme d’un grand nombre d’objets. L’exemple des étoiles ::::: Be10 est emblématique : depuis 2007, plus de 100000 spectres de ces objets ont :: été collectés, dont une grande partie par des amateurs. On peut bien sûr faire de la spectroscopie sans avoir la prétention de participer à des programmes de recherche. Mais je souhaite ardemment que vous sachiez que c’est une chose possible et passionnante – très souvent, ce sont les observateurs amateurs qui s’auto-censurent en croyant que, n’étant pas chercheurs de métier, ils n’ont pas la légitimité de contribuer à un travail de recherche. 10

18

BeSS : http://basebe.obspm.fr/basebe/

1. Entrer dans la spectroscopie astronomique amateur

Observer ensemble pour aller plus loin Je ne peux m’empêcher d’ajouter ici quelques lignes sur ce qui est pour moi une motivation profonde. En abordant la spectroscopie, vous entrez dans un monde nouveau, qui n’a pas fini de vous émerveiller. Quelle que soit la résolution de votre instrument, quel que soit votre sujet d’étude, votre instrument permettra des mesures d’une qualité et d’une précision incroyables. D’autant plus incroyables qu’elles sont totalement inaccessibles à nos sens – une étoile reste à nos yeux un simple point lumineux. Vos observations vont donc vous donner un regard nouveau sur les étoiles, et vont probablement rapidement faire surgir beaucoup de questions nouvelles. Je veux attirer votre attention sur deux points importants. Tout d’abord, sachez que rapidement, une fois mis sous contrôle les quelques aspects techniques décrits dans ce document, vos mesures auront une réelle valeur scientifique, utile à toute la communauté des chercheurs en astronomie. Dites-vous bien, souvent, que quand vous observez un objet en spectroscopie, il y a peu de chances que d’autres personnes sur Terre observent le même objet. Votre observation est probablement unique. Réellement unique. Il y a trop d’étoiles dans le ciel, et trop peu d’observateurs en spectroscopie dans le monde (quelques centaines, tout au plus – quelques milliers si l’on compte les spectroscopes sans fente) pour couvrir tout le ciel. Vous serez étonné de la « faible connaissance » du ciel par la communauté, en regard de toutes les observations qui sont encore à faire. Le second point, c’est que face à cette tâche immense d’observation qui est devant nous, un individu isolé ne peut pas grand chose. Certes, il y a quelques observateurs stakhanovistes, qui ont une capacité d’observation hors du commun, mais ils se comptent sur les doigts d’une main. Et même eux ont une capacité d’observation limitée. En revanche, quand les amateurs se mettent à observer de manière concertée, ils ouvrent une page nouvelle de l’histoire de l’astronomie. Collectivement, les amateurs sont capables de suivre une grande quantité d’objets, avec un un rythme temporel qui n’est accessible à aucun observateur professionnel. De tout temps, l’astronomie a été un domaine de collaboration entre amateurs et professionnels. La spectroscopie permet d’étendre à l’infini les champs de collaboration. Cela se voit, par exemple, au travers des programmes de collaboration qui se mettent en place et se développent de plus en plus depuis quelques années. Certains programmes tels Be11 ou des étoiles symbiotiques et cataclysmiques12 sont que le suivi des étoiles :::::::: des programmes au long cours. D’autres sont des campagnes limitées dans le temps. D’autres enfin, sont des événements ponctuels tels que des novæ ou des supernovæ13 .

11

BeSS : http://basebe.obspm.fr/basebe/ et ArasBeAm : http://arasbeam.free.fr/ Aras : http://www.astrosurf.com/aras/ et le site de François Teyssier : http:// www.astronomie-amateur.fr/ 13 Voir par exemple la nova dans le Dauphin (août 2013) : http://www.spectro-aras.com/ forum/viewtopic.php ?f=5&t=682 12

19

Guide pratique pour (bien) débuter en spectroscopie astronomique

Ce n’est que le début de l’histoire – et on a besoin de vous pour aller plus loin. Alors prenez le temps de maîtriser votre instrument et vos observations, mais tenez-vous prêt à entrer dans une aventure qui dépasse probablement tout ce que vous avez osé imaginer.

Tout bouge dans le ciel Régulièrement, quand je dis autour de moi que je fais de l’astronomie, on me pose la question « qu’y a-t-il à observer ce soir ? » – comme s’il fallait attendre la comète du siècle pour lever les yeux vers le ciel. En spectroscopie, c’est le « grand show » tous les soirs ! En effet, beaucoup d’objets ont une évolution rapide – sur des échelles de temps entre quelques heures et quelques années. Il y a des phénomènes prévisibles, voire périodiques (comportement d’étoiles binaires par exemple), et des phénomènes étoiles ::: Be, étoiles cataclysmiques, etc.). La spectroscopie donnant accès erratiques (:::::: à différentes informations physiques (composition chimique, température, pression, vitesses, etc), la variété des spectres accessibles aux amateurs est quasiment infinie. Il est même surprenant de voir des étoiles très brillantes (Deneb, Rigel, Shelyak, δ Sco...) montrer des évolutions fortes. En spectroscopie, fini les images que l’on peut refaire à vingt ans d’intervalle sans voir le moindre changement – votre vie ne suffira pas à tout explorer.

1.6 Aborder la spectroscopie Il est temps d’entrer dans le vif du sujet. Votre mission est de réaliser par vous-même des spectres d’objets astronomiques.

Organisation du livre Ce livre est organisé en plusieurs parties, qui font écho au triptyque « scientifique, instrumental, observation pratique ». Il est probable que certaines parties vous seront plus familières que d’autres, en raison de « votre histoire personnelle en astronomie ». Les parties sont relativement indépendantes les unes des autres, mais il faut avoir suffisamment d’aisance dans chacune pour que l’ensemble puisse fonctionner correctement. Je commencerai par la partie scientifique de la spectroscopie : ce qu’est la lumière, et ce qu’elle nous dit des étoiles. C’est l’objet des trois premiers chapitres. Puis les chapitres 4 à 9 seront consacrés au spectroscope et à sa mise en œuvre, indépendamment du télescope. Enfin, les cinq derniers chapitres traiteront de l’observation sur le terrain.

20

1. Entrer dans la spectroscopie astronomique amateur

Faut-il être bon en maths ? J’ai fait le choix de mettre dans le texte les principales équations utiles en spectroscopie. Il s’agit en général d’équations très simples, qui peuvent servir par exemple au dimensionnement d’un instrument. Je suppose qu’il y a parmi vous des lecteurs qui ont de mauvais souvenirs de leurs cours de maths et que la moindre formule mathématique rebute. Ce n’est pas grave du tout : oubliez-les. Et pour les autres, n’hésitez pas à jouer avec ces équations : elles permettent de se convaincre que l’on est dans un domaine extrêmement déterministe.

Matériel requis Il est important que vous mettiez rapidement en pratique tout ce qui est proposé ici. Cela implique, bien évidemment, d’avoir du matériel à disposition – soit le vôtre soit celui de votre club. Les éléments principaux sont les suivants : – un télescope ou une lunette ; – une monture motorisée sur les deux axes, avec une fonction de pointage automatique (GOTO) ; – un spectroscope à fente ; – une caméra CCD pour l’acquisition des spectres ; – un dispositif de guidage ; – un ordinateur pour piloter l’ensemble. Quelques commentaires sur ce matériel. Peu importe le diamètre de votre instrument : on peut faire de la spectroscopie avec une lunette de 80 mm de diamètre. Inutile de viser un gros diamètre pour débuter, même si bien entendu plus le télescope sera gros, plus il permettra d’observer des objets faibles. Concernant la monture, le pointage automatique (fonction GOTO) et la capacité de faire de l’autoguidage (c’est-à-dire de piloter la monture par l’ordinateur) est important. L’autoguidage n’est pas nécessaire au début, mais si vous souhaitez dépasser le stade de la découverte, ce sera un passage obligé. J’ai vu quelques observateurs faire des observations spectroscopiques avec une monture très rudimentaire... mais il faut aimer les challenges, et ça reste une utilisation très marginale. Ce livre n’est pas spécifique à tel ou tel spectroscope. Il peut s’agir de basse ou de haute résolution, les différences seront à la marge pour ce qui est traité ici (elles seront tout de même largement évoquées dans plusieurs chapitres). Évidemment, la mise en œuvre du spectroscope lui-même peut différer profondément d’un modèle à l’autre, et vous devrez utiliser la documentation propre à votre instrument. Mais il s’agit ici de décrire une démarche générale pour mettre en musique l’ensemble de votre instrument d’observation. Il y a néanmoins une limite importante : je traite ici

21

Guide pratique pour (bien) débuter en spectroscopie astronomique

d’un spectroscope à fente. Une bonne partie des présentes recommandations peut s’appliquer à un spectroscope sans fente, mais l’approche globale est un peu différente. Le cas du Star Analyser14 , en particulier, est traité dans d’autres ouvrages. Je considère que vous utilisez une caméra CCD pour les acquisitions. L’utilisation APN) est également envisageable (tous les conseils d’un appareil photo numérique (::::: de ces pages sont applicables), mais la performance d’une caméra CCD (plus sensible et refroidie) sera toujours sensiblement meilleure. Dans le chapitre dédié aux caméras CCD, je pointerai les différences entre CCD et ::::: APN. Le dispositif de guidage est important pour faire des observations de plus de quelques secondes – ce sera le cas pour la plupart des étoiles. Dans certains cas, le guidage peut se faire avec un système purement visuel, avec l’avantage de la simplicité de mise en œuvre. Mais là encore, passé le stade de la découverte, une caméra de guidage deviendra rapidement indispensable. En général, on utilise pour le guidage un petit capteur, mais on doit veiller à ce qu’il soit suffisamment sensible pour travailler dans de bonnes conditions, surtout en basse résolution. Vous devrez pouvoir pointer des objets faibles avec votre instrument. Je passerai du temps sur cette question dans le chapitre 11, mais notez dès maintenant qu’il peut être très confortable de disposer d’une troisième caméra, dédiée au pointage.

Outils et problèmes logiciels La pratique de la spectroscopie en astronomie requiert une utilisation intensive de l’informatique. Contrôle des caméras et du télescope, utilisation de cartes du ciel numériques, autoguidage, réduction et traitement de données, utilisation fréquente d’Internet : toutes ces activités passent par l’ordinateur. Une bonne aisance avec l’outil informatique est donc nécessaire pour que la spectroscopie ne vire pas au cauchemar. Il est fréquent de voir des observateurs pester contre la complexité de la spectroscopie, alors qu’ils sont seulement confrontés à un problème de pilote (driver en anglais), ou de logiciel d’acquisition d’images mal adapté à leur utilisation. Je peux résumer ici les principales difficultés auxquelles vous pourrez être confrontés. – Il faut d’abord être à l’aise avec les manipulations de base de l’ordinateur : manipulation de fichiers, de répertoires, connexion à Internet, etc. – Installation et configuration de logiciels. Il y a plusieurs logiciels à installer : acquisition d’image (pour le spectroscope), guidage et autoguidage, réduction de données, carte du ciel, etc. Il faut souvent pour cela les droits d’administration sur votre PC. – Installation de pilotes (drivers), pour les caméras, et pour le télescope. C’est souvent une partie complexe, parce que l’installation peut être propre à chaque fabricant d’équipement. 14

22

Shelyak Instruments : http://www.shelyak.com/rubrique.php ?id_rubrique=4

1. Entrer dans la spectroscopie astronomique amateur

– Installation et configuration d’équipements tels qu’un convertisseur USB-série. En effet, les équipements que l’on utilise (montures en particulier) sont souvent équipés d’un connecteur série (ou RS-232), mais ces connecteurs n’existent plus sur les PCs actuels. En revanche, les PC comportent tous plusieurs ports USB, et on peut donc utiliser des convertisseurs qui permettent le passage d’un format à l’autre. On trouve de tels convertisseurs dans le commerce. Mais ce sont des composants souvent fragiles, et qui ont une durée de vie limitée ; il faut savoir diagnostiquer les pannes. Même avec de l’expérience, il arrive que l’on perde beaucoup de temps à régler l’un ou l’autre problème d’informatique. Il faut garder à l’esprit que la complexité vient généralement du nombre d’équipements qu’il faut faire cohabiter. Plus vous souhaiterez aller vers l’automatisation de votre installation, plus ces questions informatiques seront prédominantes. Pour cela, il est important de commencer avec des outils simples, indépendants les uns des autres.

Puissance informatique requise ? Avec toutes ces activités informatiques, vous devez penser qu’il faut un ordinateur sur-puissant. Ce n’est pas le cas : le plus commun des ordinateurs d’aujourd’hui est capable de contrôler plusieurs caméras et un télescope. Utiliser un ordinateur raisonnablement puissant apporte toujours du confort (rapidité de réaction), mais ce n’est pas une nécessité. En revanche, il peut être pratique de séparer les différentes fonctions évoquées plus haut, et d’utiliser plusieurs ordinateurs. Non pas pour une question de puissance, mais simplement pour segmenter la complexité de l’installation. Dans ma configuration personnelle actuelle, j’utilise mon PC principal pour l’acquisition de spectres et la réduction de données, un second petit PC (netPC, acheté quelques centaines d’euros) pour l’autoguidage (il est donc connecté à la caméra de guidage et au télescope), et un moniteur vidéo pour avoir une image du champ de pointage (voir plus loin). Outre l’avantage de la séparation des fonctions, cela permet également d’avoir une plus grande surface d’écrans, et d’éviter de jongler en permanence entre les différents logiciels (cela pourrait également être fait avec un moniteur extérieur). Ainsi, par exemple, j’ai toujours à l’œil l’image de guidage, et je peux surveiller sans effort que le télescope suit toujours parfaitement la cible.

Quel outil pour quelle mesure ? Je veux rappeler ici une évidence : la spectroscopie n’est pas une science en soi, mais est un outil pour accéder à la science des étoiles et du ciel. Un outil ne fait de sens que dans la perspective de son utilisation – le marteau n’a pas été inventé pour faire beau, mais pour enfoncer des clous. Vous verrez que la spectroscopie peut « enfoncer beaucoup de clous », tant il y a d’information contenue dans la lumière d’une étoile. Et hélas,

23

Guide pratique pour (bien) débuter en spectroscopie astronomique

il n’existe pas de spectroscope idéal, qui pourrait couvrir efficacement tous les domaines de l’astrophysique. Il y aura donc des choix et des compromis à faire. Dans toute votre démarche, posez-vous donc régulièrement ces questions essentielles : « qu’est-ce que je cherche ? », « l’instrument que j’utilise est-il adapté à ma recherche ? », « pourquoi suis-je en train de faire ce que je fais ? » et dites-vous que les conseils qui sont donnés ici peuvent varier sensiblement en fonction de votre objectif.

Pratiquer régulièrement J’aimerais observer plus souvent, plus régulièrement... et je sais que je ne suis pas le seul. Quelques observateurs disposent d’un observatoire et de conditions particulièrement favorables pour avoir une pratique régulière de l’astronomie. Mais ce n’est pas la majorité des gens – et ceux-ci sont souvent contraints de n’observer que quelques fois dans l’année, tout au plus. Je dois être très clair : faire de la spectroscopie une ou deux fois par an est une mission quasi impossible, en particulier dans la phase de mise en place de votre instrumentation. La mise sous contrôle de votre équipement nécessite plutôt des interventions régulières, pour dominer petit à petit chacun des éléments. Si vous ne pratiquez pas assez souvent, vous allez oublier d’une fois sur l’autre ce que vous avez appris lors de la séance précédente, et vous n’en verrez jamais le bout. Inscrivez donc votre démarche dans la durée. Et profitez du fait que la spectroscopie peut facilement se pratiquer en ville (je connais des observateurs assidus qui utilisent souvent leur instrument en milieu urbain). En effet, il se trouve qu’avec un spectroscope à fente, on enregistre le spectre du fond de ciel – et donc de l’éventuelle pollution lumineuse – en même temps que le spectre d’étoile ; il est donc possible, dans une certaine mesure, de corriger les spectres de la pollution lumineuse. J’habite dans un appartement, en environnement urbain – des conditions dans lesquelles on imagine légitimement ne jamais pouvoir observer. Pourtant, j’ai installé mon télescope sur le balcon... et cela m’a permis de faire des progrès énormes ! Je ne vois qu’une infime partie du ciel, et celui-ci est fortement pollué, mais je vois suffisamment d’étoiles pour avoir travaillé petit à petit sur les différents points évoqués dans les pages qui suivent. Ainsi, lorsque j’ai l’occasion d’observer dans un milieu plus propice, je suis prêt !

24

1. Entrer dans la spectroscopie astronomique amateur

Un temps pour tout C’est un élément qui m’est devenu évident, que j’ai découvert petit à petit au contact des astronomes professionnels. En observation astronomique, il y a un temps pour chaque chose. Il y a un temps pour mettre en place et régler son instrument. Puis il y a un temps pour observer. Ces deux temps sont incompatibles, exclusifs. Les amateurs ont souvent tendance à mélanger ces deux temps, et c’est une source de complexité certaine. En outre, la majorité de la mise en place et des réglages peut et doit se faire de jour. La principale exception est la mise en station, qui nécessite de voir quelques étoiles. Il est hélas courant de voir des observateurs amateurs attendre la tombée de la nuit pour s’installer... c’est un gâchis ! Non seulement, certains réglages seront impossibles à faire de nuit (la lumière du jour est souvent utile pour faire les réglages), mais surtout, faire des réglages de nuit, c’est perdre un précieux temps d’observation. Je vous invite à faire l’effort de séparer ces deux temps. Si vous faites la mise en route, le réglage, ou des modifications sur votre instrument, ne considérez pas vos mesures comme exploitables. À l’inverse, quand vous observez, oubliez votre instrument – ce qui compte ce sont les mesures que vous êtes en train de faire. Bien entendu, il existera toujours des exceptions. Mais si vous vous dites, lors de vos réglages, que votre objectif est de disposer d’un instrument qui permettra ensuite des observations faciles et répétables, alors vous gagnerez beaucoup de temps. Et pendant vos observations, interdisez-vous toute modification de votre instrument – la qualité de vos données en sera meilleure.

Naviguer entre deux écueils Lors de votre apprentissage de la spectroscopie, je vous invite à surveiller deux écueils fréquents. Ne cherchez pas à mettre immédiatement tous les éléments ensemble – télescope, spectrographe, guidage, caméras... – pour obtenir rapidement un spectre. La probabilité pour que tout marche du premier coup est infime... et même si cela devait arriver, vous n’en tirerez pas une grande expérience. Prenez le temps de maîtriser chaque élément. À l’inverse, ne soyez pas trop perfectionniste pour chaque réglage. Le but est d’obtenir des spectres, non de se complaire dans les réglages de l’instrument. Il est fréquent de voir des observateurs qui se perdent dans les réglages bien au-delà de ce qui est nécessaire. C’est quand on obtient les premiers spectres que l’on peut comprendre l’influence relative de chaque paramètre. Il y a donc un équilibre à trouver pour parvenir rapidement au résultat – un spectre valable – sans confondre vitesse et précipitation. Je suis un fervent adepte de

25

Guide pratique pour (bien) débuter en spectroscopie astronomique

l’amélioration continue : il faut faire en sorte d’obtenir assez vite un premier spectre – ce qui requiert d’avoir mis en musique les principaux éléments techniques – pour ensuite améliorer petit à petit le résultat, en prenant soin de mesurer objectivement la qualité obtenue pour voir les progrès réalisés.

Exposez-vous à la critique Dès le premier spectre, ayez le réflexe de le comparer à d’autres, et de partager vos résultats15 pour encourager également d’autres débutants. À plusieurs, on progresse mieux, plus vite. Ne craignez pas la critique ; au contraire, allez la chercher !

15

26

Voir par exemple le forum Aras : http://www.spectro-aras.com/forum/index.php

La lumière Dans ce chapitre, nous allons regarder quelle est la nature de la lumière, comment elle est fabriquée et modifiée par différents phénomènes physiques. La lumière peut être représentée de deux manières complémentaires : c’est une onde et c’est un faisceau de particules.

2.1 La lumière est une onde C’est d’abord une onde électromagnétique qui se propage (dans le vide) en ligne droite et à la vitesse de la lumière. Cette onde est représentée par une sinusoïde (fig. 2.1), et est caractérisée par la longueur d’onde λ (prononcer « lambda »), qui représente la distance entre deux sommets de l’onde. Comme cette onde se propage à la vitesse de la lumière c (environ 300 000 km·s−1 ), on peut aussi la caractériser par la fréquence d’oscillation ν (prononcer « nu »), exprimée en hertz (Hz) en un point fixe quelconque. La relation entre fréquence et longueur d’onde est alors donnée par λ = c /ν ou encore ν = c /λ. Cette onde électromagnétique est un moyen de transporter de l’énergie : la lumière est une forme d’énergie, au même titre que la chaleur, l’énergie mécanique, l’énergie

27

Guide pratique pour (bien) débuter en spectroscopie astronomique

λ

Figure 2.1. Représentation d’une onde électromagnétique.

électrique, etc. Plus la fréquence d’une onde électromagnétique est élevée, plus l’énergie qu’elle transporte est grande. La longueur d’une onde électromagnétique peut prendre des valeurs extrêmement variées. Les rayonnements les plus énergétiques rencontrés en physique sont les rayons γ (prononcer « gamma »), dont la longueur d’onde est inférieure à 10 pm (picomètres – 1 pm = 10−12 m). À l’opposé de l’échelle, les rayonnements les moins énergétiques sont les ondes radio, de longueur d’onde supérieure à 300 mm (et pouvant aller à plusieurs dizaines de mètres). Il y a donc un rapport supérieur à 1013 entre les plus longues et plus courtes longueurs d’ondes (fig. 2.2).

Figure 2.2. Spectre électromagnétique.

L’unité officielle de longueur d’onde dans le système international est le nm (nanomètre : 1 nm = 10−9 m). Mais dans votre pratique de la spectroscopie, vous allez trouver aussi bien des nm que des angströms (Å). Un Å est égal à 10−10 m, et donc la relation entre les deux est simple : 1 nm = 10 Å. Régulièrement, des débats surgissent entre puristes, mais dans les faits, cette dualité n’est pas très gênante – on s’y fait vite. Dans cet ouvrage, j’ai fait le choix d’exprimer les longueurs d’ondes en nm – mais dans certaines illustrations, les longueurs d’ondes sont données en Å.

28

2. La lumière

Au beau milieu de cette échelle, on trouve ce que l’on appelle classiquement « la lumière », de 10 nm à 1 mm (soit 106 nm). Cette plage très réduite du spectre éléctromégnétique se divise elle-même en trois parties (fig. 2.3) : – l’ultraviolet, de 10 nm à 380 nm ; – le visible, de 380 nm à 750 nm (souvent arrondis à 400-700 nm) ; – l’infrarouge, de 750 nm à 106 nm.

Figure 2.3. Spectre électromagnétique de la lumière.

La lumière visible est exactement de même nature que les autres domaines, mais elle se distingue par le fait que l’œil humain n’est sensible qu’à cette plage extrêmement réduite. Le domaine infrarouge est lui-même très étendu, et on distinguera le proche infrarouge (jusqu’à 1 000 nm environ) de l’infrarouge moyen ou lointain. Dans la littérature, il est fréquent de voir le proche infrarouge appelé NIR (de l’anglais Near InfraRed). Pour ce qui nous intéresse ici – la spectroscopie amateur –, on couvrira essentiellement le domaine visible, et le proche infrarouge : ce sont les domaines dans lesquels les capteurs courants (CCD et CMOS) sont sensibles. Nous travaillerons donc en général sur des longueurs d’ondes comprises entre 380 nm et 1 000 nm, en gardant à l’esprit qu’au-delà de 750 nm, nos caméras électroniques sont encore sensibles, mais pas notre œil. À l’intérieur du domaine visible – c’est-à-dire le domaine auquel l’œil humain est sensible – la longueur d’onde correspond à la couleur. C’est-à-dire que l’œil est sensible non seulement à un rayonnement électromagnétique dans cette plage de longueur d’onde, mais il est en outre capable de distinguer avec une précision incroyable les différentes longueurs d’onde dans ce domaine. Les longueurs d’ondes visibles les plus courtes correspondent à la couleur violette – ce sont aussi les plus énergétiques. Les plus longues correspondent au rouge. Entre ces deux extrêmes, l’œil sait distinguer toute une panoplie de couleurs : violet, bleu, vert, jaune, orange, rouge – en fait, une infinité, puisque la longueur d’onde peut prendre une infinité de valeurs. La lumière que l’on voit chaque jour – celle du Soleil, ou celle d’un éclairage artificiel – est un peu plus complexe que cela. Il ne s’agit pas dans ce cas d’une couleur unique,

29

Guide pratique pour (bien) débuter en spectroscopie astronomique

mais d’un mélange d’une multitude de couleurs. C’est Isaac Newton (encore lui !) qui a démontré par des expériences très simples que la lumière blanche peut se décomposer en toutes les couleurs de l’arc-en-ciel. Une petite anecdote. Comment se fait-il que l’œil humain soit particulièrement sensible à ce domaine de 400-700 nm ? Ce domaine aurait-il un statut particulier ? Oui : il correspond au domaine dans lequel le Soleil émet le plus d’énergie (j’y reviens un peu plus loin). Si l’œil est sensible au domaine visible, c’est donc très probablement le résultat de l’Évolution – au sens darwinien du terme.

Ondes et interférences Les ondes peuvent peuvent être combinées entre elles et conduire à des phénomènes d’interférences. Supposons que nous disposions de deux ondes identiques, de même fréquence. Si ces deux ondes sont parfaitement en phase, elles se cumulent (fig. 2.4). En revanche, si ces deux ondes sont en opposition de phase, c’est-à-dire que l’une a un retard d’une demi-longueur d’onde sur l’autre, alors elles s’annulent (fig. 2.5).

Figure 2.4. Somme de deux ondes en phase.

Figure 2.5. Somme de deux ondes en opposition de phase.

Tous les états intermédiaires (déphasage d’une autre valeur) conduiront à un effet intermédiaire, entre le cumul et l’annulation. C’est ce mécanisme qui conduit au

30

2. La lumière

phénomène des interférences, par exemple avec l’expérience des fentes de Young : imaginez deux fentes très proches l’une de l’autre, à travers lesquelles passent deux faisceaux de lumière, et qui éclairent un écran (fig. 2.6).

Fentes

Masque

Ecran

Image observée

Figure 2.6. Phénomène d’interférences.

Pour une position observée de l’écran, chaque rayon parcourt une longueur spécifique – que l’on peut déduire d’un simple calcul trigonométrique. Pour certaines positions sur l’écran, la différence de chemin optique entre les deux rayons correspond à un nombre entier de longueurs d’ondes ; dans ce cas, les ondes se cumulent et la lumière sur l’écran est intense. Pour d’autres positions sur l’écran, il y a au contraire une annulation des ondes, et ces positions sont sombres. Quand on regarde l’ensemble de l’écran, on trouve donc une succession de franges claires et sombres.

2.2 La lumière est une particule Après avoir vu la lumière comme une onde, regardons maintenant son autre représentation : la lumière est également un faisceau de particules – les photons. Le photon est en quelque sorte une « particule de lumière », sans masse et capable de transporter une énergie E . Il s’agit d’une facette très différente de l’onde ; pourtant, les deux représentations coexistent et ont été chacune démontrées formellement. À chaque photon, on peut associer une oscillation de la même fréquence ν que l’onde électromagnétique correspondante. La relation entre l’énergie du photon E et la fréquence de son oscillation est donnée par la relation E = hν où h est la constante de Planck (égale à environ 6,62 × 10−34 J · s). La matière est constituée de particules élémentaires, les atomes, et eux-mêmes sont constitués d’éléments plus petits : protons, neutrons, électrons, etc. Dans la

31

Guide pratique pour (bien) débuter en spectroscopie astronomique

représentation classique, un atome est constitué d’un noyau autour duquel tournent un cortège d’électrons. Chaque atome – hydrogène, hélium, carbone, silicium, etc. – a un nombre défini d’électrons. Cette représentation est très simpliste – elle ne représente la réalité que de manière lointaine – mais pour notre sujet, cette représentation est valable et pertinente. Plus la masse d’un atome est importante, plus il est entouré d’électrons. Ces électrons ne s’organisent pas n’importe comment autour du noyau : il y a des orbites particulières, et sur chaque orbite un nombre précis d’électrons peut s’installer. Par exemple, la première couche peut contenir deux électrons, la seconde huit, etc. Quand un électron est sur une orbite, il a un niveau d’énergie propre. Il reste un élément important à comprendre ; il faut faire ici un petit crochet par la mécanique quantique. Celle-ci nous dit qu’un électron peut, dans certaines conditions, changer de niveau d’énergie, et alors cet électron doit échanger l’énergie qu’il perd ou qu’il gagne, avec le milieu extérieur... sous la forme d’un photon. Chose extraordinaire – et qui a un impact direct sur la spectroscopie – le transfert d’énergie ne se fait pas de manière continue ; il se fait de manière brutale, sans passer par un état intermédiaire. L’énergie transmise ou reçue par le photon correspond donc exactement à la différence de niveaux d’énergie entre les deux orbites d’origine et de destination de l’électron. Ce changement de niveau d’énergie, propre à l’atome, se transforme donc en lumière selon la loi E = h · ν, c’est-à-dire avec une longueur d’onde donnée par la relation λ = c /ν, ou encore λ = c · h/E . Chaque atome ayant sa structure propre, les combinaisons possibles de changement d’état lui sont propres également. Et donc les longueurs d’ondes de la lumière correspondante. On touche ici un aspect proprement fascinant de l’astrophysique : nous allons travailler sur une lumière qui a voyagé pendant un temps et sur des distances proprement astronomiques, mais celle-ci est porteuse d’une information qui vient des atomes constituant la source de lumière ; en général une étoile. Relation incroyable entre l’infiniment grand et l’infiniment petit : quand on observe une étoile, on accède à des informations précises sur les atomes qui la constituent. Les deux représentations très différentes de la lumière – onde et corpuscule – cohabitent comme peuvent cohabiter deux représentations d’un verre posé sur une table : si je le regarde par dessus, je vois un disque ; si je le regarde par le côté, je vois un rectangle ou un trapèze. Aucune des deux représentations n’est plus juste que l’autre ; il suffit de les regarder toutes les deux comme des simplifications d’une réalité plus complexe (le verre est un volume, alors que le disque et le rectangle en sont des représentations planes). Quand on fait de la spectroscopie, on a besoin des deux représentations ; aucune d’elles ne permettrait d’expliquer entièrement les phénomènes observés. La représentation sous forme d’onde se prête très bien aux modélisations de l’optique, alors que les photons et le modèle atomique qu’il sous-tend sont à l’origine des raies d’absorption ou d’émission que l’on trouve dans un spectre.

32

2. La lumière

2.3 Fabriquer de la lumière Après avoir décrit la nature de la lumière, il est temps de se demander comment on la fabrique. Il y a principalement deux manières – qui vont là aussi cohabiter. La première méthode consiste à chauffer un matériau, n’importe lequel. La seconde consiste à exciter des atomes.

En chauffant un corps Ce chauffage va se traduire par une émission de lumière dans toutes les longueurs d’ondes, avec une répartition d’énergie (selon la longueur d’onde) qui ne dépend que de la température. C’est Max Planck, qui a établi la loi (qui porte son nom) de l’énergie émise en fonction de la longueur d’onde pour une température de corps donné. La formule peut être impressionnante, mais elle est facile à calculer (par exemple dans un tableur, pour en faire une représentation graphique) : Lλ =

2hc 2 λ5



1 hc kλT



−1 avec : – Lλ : luminance énergétique (en W·m−3 ·sr−1 ) ; – h : constante de Planck (6,62 × 10−34 J · s) ; – c : vitesse de la lumière (environ 3 × 108 m · s) ; – λ : longueur d’onde (en m) ; – k : constante de Boltzmann (1,381 × 10−23 J·K−1 ) ; – T : température du corps, en kelvin. e

Il est important de bien comprendre que ce phénomène ne dépend pas de la matière utilisée : qu’il s’agisse de gaz, de bois, de pierre, d’acier, d’air ou d’eau – voire même de matière biologique – la loi est toujours la même. Quand on trace cette loi, on obtient une forme en cloche caractéristique. Par exemple, la figure 2.7 montre le profil de Planck pour un corps à 5 500 K, qui correspond à peu près à la température de surface du Soleil. Je vous invite à vous familiariser avec cette loi et à la tracer en faisant varier le paramètre de température. Il y a toujours un niveau maximum d’intensité, ce maximum variant avec la longueur d’onde. On peut obtenir le maximum de la courbe par la relation suivante (appelée loi de Wien) : λmax = 2,898 × 10−3 · T (avec λmax en m, et T en K) De la même manière, on peut déterminer la température d’un corps ayant son maximum d’émission à une longueur d’onde donnée : T =

2,898 × 10−3 λmax

33

Guide pratique pour (bien) débuter en spectroscopie astronomique

Figure 2.7. Profil de Planck, ou profil de corps noir.

On a vu que le domaine spectral visible s’étend de 380 nm à 750 nm. On peut calculer les températures de source ayant un maximum pour chacune de ces deux valeurs : cela nous indique la plage de température pour lesquelles le maximum de la courbe de Planck est dans le domaine visible. Pour λmax = 380 nm (soit 380 × 10−9 m), on obtient : 2,898 × 10−3 = 7 626 K. T = 380 × 10−9 De même, pour λmax = 750 nm (soit 750 × 10−9 m), on obtient : 2,898 × 10−3 = 3 864 K. T = 750 × 10−9 Les sources ayant leur maximum d’intensité dans le domaine visible doivent donc avoir une température dans une plage de 3 800 K à 7 600 K environ. De telles sources ne sont pas courantes dans la vie quotidienne – cela explique d’ailleurs pourquoi à notre échelle les objets ne nous semblent pas lumineux (alors qu’ils le sont en infrarouge). Il y a tout de même quelques exemples notables : une flamme, et le filament d’une lampe à incandescence, par exemple – ceux-ci sont portés à des températures de quelques milliers de degrés (un filament de lampe peut être à 2 800 K par exemple). Sans trop dévoiler les prochains chapitres, sachez que la température des étoiles couvre très largement cette plage – et c’est grâce à cela qu’on voit les étoiles briller. Gardez bien à l’esprit qu’une lumière fabriquée par chauffage d’un corps donnera toujours un spectre continu, tel un arc-en-ciel, dont l’intensité relative des couleurs dépendra uniquement de la température. Le profil spectral qui suit la loi de Planck est couramment appelée « profil de Planck », ou encore « profil de corps noir ». Un peu étonnant de parler de corps noir pour un ::::::::: :::::::::

34

2. La lumière

émetteur de lumière, mais il y a une explication simple. On a vu qu’aux températures ordinaires à l’échelle humaine, les corps n’émettent pas de lumière par eux-mêmes. Pourtant, on voit bien les objets qui nous entourent. Cela est dû au fait qu’ils sont éclairés par une source externe ; en général le Soleil ou une lumière artificielle. C’est la réflexion de cette lumière qui est observée. Le profil de Planck, lui, correspond bien à une émission propre de la matière, et non à une réflexion. Pour pouvoir observer uniquement le profil de Planck, il faut donc se protéger de toute lumière externe – se plonger dans le noir absolu. C’est de ce noir que vient l’expression « profil de corps noir ».

En excitant les atomes La seconde manière de fabriquer de la lumière consiste à exciter les atomes. Nous avons vu que dans une représentation simplifiée de la structure atomique, ceux-ci sont constitués d’un noyau et d’un cortège d’électrons qui orbitent. Exciter un atome consiste à lui arracher des électrons, ou à changer le niveau d’énergie d’un ou plusieurs électrons. Cette opération consomme de l’énergie, et le niveau d’énergie global de l’atome augmente. Lorsqu’un atome est excité, il tend naturellement à retrouver son état d’équilibre, et il va donc remplacer rapidement cet électron, réémettant l’énergie correspondante sous forme d’un photon avec une fréquence caractéristique de la transition électronique concernée. Dans cette description, j’ai parlé d’un électron libéré par un atome, mais ce phénomène n’a jamais lieu de manière isolée : il faut avoir un regard statistique. En effet, le nombre de transitions qu’il peut y avoir dans un petite particule de matière est faramineux, et chaque fois qu’un électron est libéré d’un atome, il ne va pas tarder à croiser un autre atome sur sa route. En pratique, plus une transition est probable (parce qu’elle est facile à réaliser), plus elle sera réalisée. Un atome ayant tout un cortège d’électrons, plusieurs transitions sont possibles, quelquefois très nombreuses. Toutes ces transitions seront effectivement réalisées, en proportion de leur probabilité. L’ensemble des transitions électroniques d’un niveau donné se combinent pour former une émission de lumière d’une fréquence bien particulière. Cela se traduit par une émission de lumière d’une longueur d’onde très précise, et si l’on observe le spectre résultant, on a ce que l’on appelle une raie d’émission (fig. 2.8). L’ensemble du spectre est noir, mais une raie brillante est bien visible. En pratique, on l’a vu, ce n’est jamais une seule transition qui est réalisée, mais l’ensemble des transitions possibles de l’atome considéré, et le spectre est en réalité un ensemble de raies (fig. 2.9). Le nombre de raies de spectre est d’autant plus élevé que l’atome est complexe, puisque cette complexité offre de nombreuses transitions possibles. L’atome d’hydrogène – le plus simple qui soit – dispose de quelques raies, alors que l’atome de fer par exemple fourmille de raies (vous verrez les deux dans les spectres d’étoiles).

35

Guide pratique pour (bien) débuter en spectroscopie astronomique

Figure 2.8. Représentation théorique d’une raie d’émission, correspondant à une transition électronique.

Figure 2.9. Représentation théorique du spectre d’émission d’un atome.

J’ai dit qu’on peut produire de la lumière en excitant un atome. Très bien, mais... on fait comment pour exciter un atome ? Pas facile de l’attraper et de le secouer – c’est petit un atome. Pourtant, cela correspond bien à l’idée de le secouer : il faut lui apporter l’énergie juste suffisante pour arracher un électron ou le faire changer de niveau d’énergie. On a vu qu’une telle transition ne peut se faire – en vertu des lois de la mécanique quantique – que si l’énergie apportée correspond exactement à l’énergie de transition de l’électron. Je tente une analogie avec la vie courante. Vous avez certainement déjà secoué un prunier pour en faire tomber ses fruits. Imaginez un prunier qui n’accepte de laisser

36

2. La lumière

tomber ses prunes que si vous le secouez avec l’exacte fréquence dont il a besoin. Un peu plus ou un peu moins ; rien ne se passe. Mais si vous arrivez exactement sur la bonne fréquence, alors toutes les prunes tombent d’un coup. En pratique, quand vous secouez le tronc, vous lui transmettez une certaine fréquence, mais celle-ci sera ensuite transmise à chaque prune avec des variations, due à la mécanique de chaque branche. Si vous êtes loin de la fréquence nominale, il ne se passera rien, mais plus vous en approchez, plus les prunes vont tomber, parce que des effets locaux vont modifier légèrement cette fréquence. C’est à la fréquence nominale que vous verrez tomber le plus de prunes, mais il y a en fait une plage de fréquence autour de la fréquence nominale qui va conduire au résultat recherché. Pour revenir à nos atomes, on peut « secouer » de la matière, par exemple en apportant un champ électrique qui va la faire vibrer - comme un tremblement de terre fait vibrer toutes les habitations d’une région. En choisissant correctement la fréquence de ce champ (cela, on sait le faire facilement aujourd’hui), alors on peut exciter un gaz par exemple : c’est exactement ce qu’il se passe dans une lampe à économie d’énergie. Le mécanisme général est donc le suivant : on apporte de l’énergie à un matériau, qui met certains de ses atomes dans un état d’excitation (qui sort des électrons de leur état de repos), puis ces électrons en retrouvant naturellement leur état de repos émettent de la lumière dans une longueur d’onde très précise, caractéristique de la transition électronique concernée. En chauffant de la matière, on obtient un spectre continu. En excitant des atomes, on obtient un spectre discret, c’est-à-dire composé de quelques raies bien isolées. Deux manières de fabriquer de la lumière, deux phénomènes physiques très différents... que l’on pourra ensuite reconnaître et distinguer dans le spectre observé ! Si vous voyez un spectre continu, vous savez qu’il a été fabriqué par chauffage, et vous pouvez en mesurer la température de la source. Si vous voyez un spectre de raies d’émission, vous savez que cela a été émis par excitation atomique, et vous pouvez reconnaître le (ou les) élément(s) chimique(s) présent(s) dans la source.

Combiner les deux effets On a vu que l’on peut produire un spectre continu en chauffant n’importe quel matériau, et que l’on peut également produire de la lumière en excitant des atomes – par exemple avec un champ électrique. Mais la lumière est elle-même un champ électromagnétique, et donc si on expose de la matière à de la lumière, on va créer de l’excitation ! En outre, si j’utilise une source de lumière continue (selon un profil de Planck, par exemple), je disposerai de toutes les fréquences possibles, et parmi celles-ci il y aura bien les fréquences permettant d’arracher des électrons aux atomes. Imaginons un dispositif très simple : une source de lumière continue (par exemple une ampoule à incandescence) éclaire un récipient transparent dans lequel est enfermé un gaz. Parmi toutes les longueurs d’ondes de la source, certaines vont exciter les atomes. Cette énergie sera donc absorbée par le gaz, et les photons qui sont entrés

37

Guide pratique pour (bien) débuter en spectroscopie astronomique

avec cette longueur d’onde n’en ressortiront pas. Si je regarde le faisceau de lumière mais certaines raies ont été éliminées derrière le gaz, je retrouve bien le continuum, :::::::::: – on parle de raies d’absorption. Bien entendu, les raies qui ont été éliminées sont exactement les mêmes que celles que peut émettre ce gaz par ailleurs, puisqu’il s’agit des mêmes transitions électroniques, mais dans l’autre sens. Les particules de gaz qui ont absorbé de l’énergie vont s’empresser de la restituer, en laissant les électrons retomber dans leur état de repos. Mais cette fois, l’émission de la lumière est répartie dans toutes les directions. On se trouve donc dans la configuration suivante : un faisceau de lumière projeté sur un gaz va pour l’essentiel le traverser sans modification, et pour une partie être absorbé puis réémis dans toutes les directions. En conséquence, si l’on regarde dans continuum initial privé de quelques l’axe de la source à travers le gaz, on verra le :::::::::: raies (raies d’absorption), et si l’on regarde le gaz latéralement, on verra un spectre de raies d’émission. Au total, si l’on mesure toute l’énergie transmise autour du gaz, on peut mesurer que cette énergie est bien conservée, mais toute l’énergie n’est plus concentrée entièrement dans le faisceau qui a traversé le gaz. Ces différents phénomènes conduisent donc à différents types de spectres, et on pourra observer dans la nature des spectres continus, des spectres de raies d’absorption et des spectres de raies d’émission. Et toutes les combinaisons possibles. Vous verrez rapidement que les objets du ciel nous offrent un bestiaire incroyable de spectres – et vous commencez à percevoir comment observer ces spectres va permettre de faire de la mesure physique sur leurs sources : c’est toute la puissance de l’astrophysique.

2.4 Décaler un spectre Pour être complet sur la description physique de la lumière, je dois encore parler ici d’un phénomène physique susceptible de modifier la lumière après que celle-ci ait été créée. Il s’agit de l’effet Doppler-Fizeau (communément appelé effet Doppler) (fig. 2.10). Cet effet est souvent présenté en s’appuyant sur une petite expérience que chacun d’entre nous a pu faire : lorsque dans la rue vous entendez la sirène d’un véhicule de secours, la fréquence perçue change selon que le véhicule s’approche de vous ou s’éloigne. Quand le véhicule s’approche la sirène paraît plus aigue, et elle devient plus grave en s’éloignant. Si l’ambulance s’arrête à côté de vous, la fréquence est intermédiaire. Il s’agit dans ce cas d’un son, et non de lumière, mais l’analogie est totale entre les deux – il s’agit du même phénomène. D’un côté, il y a la fréquence émise par la source, et d’un autre celle perçue par le récepteur. Si les deux sont fixes l’un par rapport à l’autre – même s’ils sont très éloignés – ces deux fréquences sont identiques. Mais si le récepteur s’approche ou s’éloigne de la source, alors la fréquence perçue sera modifiée par la vitesse de déplacement. Je ne vais pas m’attarder ici sur l’explication physique de ce phénomène. Elle tient à des considérations géométriques simples – vous trouverez facilement beaucoup de

38

2. La lumière

Source immobile

Fréquence émise

Onde

Fréquence perçue

Source en mouvement

Figure 2.10. L’effet Doppler.

littérature à ce sujet. En revanche, je crois intéressant de repérer quelques ordres de grandeur pour l’application qui nous intéresse. Il convient de préciser que lorsque l’on parle de vitesse de déplacement entre la source et le récepteur, on parle uniquement de la composante radiale de cette vitesse, c’est-àdire de la vitesse le long de l’axe entre la source et le récepteur. Si le récepteur tourne autour de la source, en restant à la même distance, on parlera de vitesse tangentielle, et dans ce cas aucun effet Doppler n’est perçu. Une manière simplifiée d’exprimer cette notion consiste à parler de vitesse d’éloignement ou de rapprochement de la source – quand je tourne autour, je ne m’éloigne pas ni ne me rapproche. L’expression mathématique de l’effet Doppler est indiquée ci-dessous. Si λem est la longueur d’onde du signal lumineux émis, alors la longueur d’onde du signal observé λobs est égale à λobs λ v v ou encore = =1+ λem c λ c où c est la vitesse de la lumière (environ 3 × 108 m·s−1 ), et v la vitesse d’éloignement du récepteur par rapport à la source (exprimée également en mètre/s). On voit dans cette formule que, plus la vitesse de déplacement est élevée par rapport à la vitesse de la lumière, plus l’effet est important. En particulier, si la vitesse de déplacement est nulle, on a bien λobs = 1, et donc λobs = λem λem Imaginons que je m’approche en voiture d’un feu rouge à 50 km·h−1 (soit 13,8 m·s−1 ). Comme je m’approche du feu, je dois compter la vitesse négativement (elle serait

39

Guide pratique pour (bien) débuter en spectroscopie astronomique

positive si je m’éloignais). Le feu étant rouge, on peut considérer que sa lumière est émise à une longueur d’onde d’environ 650 nm. La longueur d’onde à laquelle je perçois la lumière est de    v 13,8 = 649,999 97 × 10−9 , = 650 × 10−9 × 1 − λobs = λem × 1 + c 3 × 108 soit 649,999 97 nm. Le calcul ne change que la cinquième décimale de la longueur d’onde. Autant dire que pour une vitesse « humainement possible », le décalage sera totalement imperceptible à l’œil nu. Plus généralement, l’effet Doppler sur la lumière n’est pas perceptible à l’échelle humaine, parce que les vitesses de notre quotidien sont extrêmement faibles par rapport à la vitesse de la lumière. Mais faisons un petit exercice de science-fiction. Supposons maintenant que je me déplace à la vitesse de 13 000 km·h−1 , soit 46 800 m·s−1 . Si je reprends le calcul cidessus avec ces nouvelles valeurs, j’obtiens cette fois une longueur d’onde observée de   46,8 × 106 −9 = 548,6 × 10−9 , soit 548,6 nm. λobs = 650 × 10 × 1 − 3 × 108 Cette fois, la couleur initiale est profondément altérée, puisqu’à partir d’une lumière rouge (à 650 nm), j’observe une lumière verte à 550 nm. Si vous faites l’expérience pour de vrai, il restera à convaincre les gendarmes que le feu était bien vert quand vous l’avez franchi... L’ensemble du spectre observé peut donc être décalé de manière significative. Cela crée un problème singulier : si je mesure une raie à une longueur d’onde donnée, comment puis-je savoir quelle est sa longueur d’onde réelle ? Si je ne mesure qu’une seule raie dans un spectre, je ne peux absolument rien en tirer, et l’astrophysique s’en tiendrait là. Mais en pratique, ce sont toujours de nombreuses raies que l’on observe, et c’est l’ensemble du motif donné par ces raies qui nous permet de les identifier – ce motif restant, lui, inchangé par effet Doppler. Ce qui est d’une certaine manière un obstacle pratique réel se transforme alors en une opportunité extraordinaire : non seulement je peux retrouver des éléments chimiques dans un spectre, mais une fois ces raies identifiées, je peux en déduire la vitesse de déplacement de la source sur l’axe de visée ! Nous verrons par la suite que cet effet imperceptible à l’échelle humaine ouvre tout un pan de l’astrophysique.

Effet Doppler : ordre de grandeur Je vous ai dit que l’effet Doppler de la lumière n’est en général pas décelable à l’échelle humaine. Il me paraît utile d’avoir en tête un ordre de grandeur pour la suite. Considérons par exemple un décalage de 1 Å, soit 0,1 nm. Si l’on reprend

40

2. La lumière

la formule de l’effet Doppler, et qu’on la transforme pour exprimer la vitesse de déplacement en fonction des longueurs d’onde, on obtient : v =c×

λobs − λem λem

Pour une longueur d’onde moyenne de 550 nm, un décalage de 0,1 nm se traduit donc par une vitesse de : v = 3 × 108 ×

0,1 = 54 545 m·s−1 ≈ 55 km·s−1 550

C’est cette valeur qu’il est bon d’avoir à l’esprit : une vitesse d’éloignement ou de rapprochement de 50 km·s−1 se traduit par un décalage Doppler de 1 Å (0,1 nm) environ.

2.5 Ce que voit l’œil humain À ce stade, il est utile de regarder comment l’œil humain perçoit les phénomènes ci-dessus. L’œil est un capteur de lumière, et on a vu qu’il est même capable de distinguer les couleurs avec une grande précision. Pour autant, il ne peut pas tout décoder, et c’est pour cela qu’il nous faut nous équiper d’un spectroscope. L’œil humain peut être considéré comme un ensemble de trois capteurs, les cônes (fig. 2.11). Chacun des trois capteurs est sensible, en gros, à un tiers du spectre visible – bleu, vert, rouge. Comme le spectre visible fait environ 300 nm de large, chaque capteur va couvrir environ 100 nm (autour de 440 nm pour le bleu, de 530 nm pour le vert et de 600 nm pour le rouge).

Figure 2.11. Domaine spectral couvert par chaque famille de cônes de l’œil humain

41

Guide pratique pour (bien) débuter en spectroscopie astronomique

Pour chacun de ces domaines, l’œil peut faire une mesure d’intensité très précise, relativement aux autres domaines. C’est cette sensibilité qui permet à l’œil de détecter des centaines, voire des milliers de couleurs. Néanmoins, l’œil est incapable de distinguer des variations à l’intérieur de ces domaines. Imaginez qu’une raie se déplace de 510 nm à 520 nm : pour l’œil, il ne s’est absolument rien passé. De même, si un corps émet une vingtaine de raies entre 600 nm et 680 nm (c’est le cas du néon par exemple), l’œil sera bien incapable de distinguer ces raies (fig. 2.12). En pratique, une lampe au néon nous apparaît rouge, sans avoir la moindre perception de la richesse du spectre sous-jacent.

Figure 2.12. L’œil ne peut pas distinguer les raies d’émission.

Sans instrument, nous sommes donc capables de déterminer avec une grande précision la répartition d’énergie d’une source de lumière dans les trois bandes rougevert-bleu, mais nous ne pouvons pas aller au-delà. Or on a commencé à voir que les spectres formés par des sources de lumière naturelle peuvent avoir une richesse nettement plus grande – qui ne sera accessible qu’à la condition d’équiper notre œil d’une « prothèse » – le spectroscope. J’attire votre attention sur ce point : le spectroscope permet d’accéder à une information qui par nature est inaccessible à notre œil. Ce n’est pas seulement une question d’échelle, mais vraiment de nature. Quand on utilise un télescope, on amplifie la lumière perçue en collectant un faisceau de section beaucoup plus grande que notre œil. Si notre œil était plus grand (et savait cumuler des observations pendant longtemps), les télescopes seraient inutiles. Ce n’est pas la même chose en spectroscopie : par construction, l’œil n’a pas la capacité de détecter des raies spectrales fines.

42

2. La lumière

2.6 Atomes et molécules Avant de clore ce chapitre, je souhaite ajouter un élément qui a souvent attiré ma curiosité. J’ai parlé d’une structure atomique simple, avec un noyau au centre et des électrons qui gravitent autour. Les atomes peuvent être excités en échangeant de l’énergie sous forme de photons avec le milieu extérieur. Mais en pratique, sauf quelques cas rares, les atomes ne sont pas isolés du reste du monde. Ils sont généralement regroupés sous forme de molécules ; c’est même par les électrons que les molécules tiennent les atomes entre eux (liaisons de covalence). Les molécules sont en quelque sorte des assemblages d’atomes, et ces assemblages ont leur propre comportement mécanique : ils ont des modes et des fréquences de résonance propres, et peuvent également échanger de l’énergie avec leur environnement. Les niveaux d’énergie en jeu dans les molécules sont de manière générale plus faibles qu’à l’intérieur des atomes, mais les échanges sont eux aussi quantifiés, et conduiront à des raies d’émission et d’absorption – on parle alors de spectres moléculaires, par opposition à des spectres atomiques. Les fréquences sont en général plus basses que dans les atomes (et donc les longueurs d’ondes plus grandes puisque l’énergie est plus faible) ; concrètement, alors qu’il se passe beaucoup de choses dans le domaine visible pour les spectres atomiques, c’est plutôt dans l’infrarouge que se cachent les informations sur les molécules (il y a quelques exceptions notables – par exemple, on trouve des raies moléculaires dans des étoiles froides). Les molécules sont un assemblage mécanique d’atomes, et tout système mécanique possède des modes propres de résonance, associés à des fréquences propres et des harmoniques. Cela se traduit dans les observations par des « peignes de raies », caractéristiques des raies moléculaires (fig. 2.13).

Figure 2.13. Spectre de raies moléculaires.

43

Ce que la lumière nous dit des étoiles Après avoir vu la nature de la lumière et différentes manières de la produire, je souhaite « connecter » maintenant ces informations aux objets astronomiques. En gardant toujours un œil sur les ordres de grandeur. Je rends hommage au merveilleux « cadeau du ciel » qui nous est fait. On a vu que plusieurs phénomènes peuvent fabriquer ou modifier légèrement de la lumière. Une fois que cette lumière est produite, et envoyée dans l’espace, elle peut voyager pendant des millions d’années sans être nullement altérée. Imaginez bien cet élément vertigineux : des millions d’années – et la lumière arrive intacte dans nos télescopes. Il suffirait d’un micro-phénomène qui modifie de manière infime la lumière, et nous ne pourrions rien faire de nos observations. Autre élément merveilleux sans lequel on ne pourrait pas faire de spectroscopie astronomique : la physique des étoiles est la même que celle que nous connaissons sur la Terre. Certes, les conditions environnementales diffèrent (température, pression, composition chimique, etc). On n’a pas vraiment le moyen de le vérifier exactement... mais la nature des spectres que nous observons dans les étoiles colle parfaitement avec ce que l’on observe sur Terre. Il faudrait que le Bon Dieu soit sacrément taquin pour donner une si parfaite illusion ! Si donc ces deux conditions n’étaient pas respectées (physique universelle et lumière inaltérée), ce livre n’aurait pas d’objet, les instruments de spectroscopie ne

45

Guide pratique pour (bien) débuter en spectroscopie astronomique

donneraient rien d’exploitable, et on ne comprendrait rien à l’univers qui nous entoure. J’aime cette humilité qu’impose l’astronomie : il y a des choses qui nous dépassent. En complément de ce chapitre, vous trouverez de nombreux livres qui traitent d’astrophysique, soit de manière vulgarisée, soit de manière plus rigoureuse. Je cite ici quelques-uns de ceux qui m’ont marqué : La Mélodie secrète : Et l’homme créa l’univers [5] et Le chaos et l’harmonie : La fabrication du Réel [6] de Trinh Xuan Thuan, Astronomie Astrophysique - Introduction [1] de Agnès Acker, Astrophysique – Étoiles, Univers et relativité [2] de Jean Heyvaerts, Naissance, évolution et mort des étoiles [3] de James Lequeux... La majeure partie de la lumière des objets astronomiques venant des étoiles, il est utile de commencer en rappelant comment fonctionne – très sommairement – une étoile.

3.1 La lumière d’une étoile ordinaire Une étoile est une gigantesque boule de gaz, tellement comprimée par gravitation sous l’effet de sa propre masse qu’elle en vient à provoquer des réactions de fusion nucléaire en son centre. Ces réactions démarrent vers 10 millions de degrés, et ont pour principal objet de transformer l’hydrogène de son cœur en hélium. L’étoile se trouve alors en équilibre hydrostatique, avec d’un côté la gravitation qui comprime l’étoile et de l’autre la dissipation d’énergie de fusion qui résiste à cette compression. L’énergie produite sort de l’étoile, sous forme d’une lumière intense. Selon la masse de l’étoile, la température de surface de l’étoile se trouvera, en gros entre 3 000 K et 50 000 K. C’est la lumière de surface qui est émise dans l’espace et qui vient jusqu’à nous. Les astronomes ont défini des types spectraux pour classer les étoiles, nommés par des lettres : O, B, A, F, G, K, M. Le type spectral correspond de fait à la température de surface de l’étoile, les étoiles O étant les plus chaudes et les M les plus froides. corps:::: noir propre à la temNous voyons donc avant tout un spectre avec un profil de ::::: pérature de surface de l’étoile. Avant de quitter l’étoile, cette lumière met beaucoup de temps à traverser toutes ses couches internes, et est finalement filtrée par les éléments chimiques qui constituent les couches superficielles. Les éléments principaux sont l’hydrogène et l’hélium, mais on peut trouver beaucoup d’autres éléments atomiques. En filtrant la lumière, ces éléments forment de nombreuses raies d’absorption dans le spectre. Un spectre d’étoile est donc un spectre très différent de toutes les sources de lumière corps :::: noir et artificielles disponibles sur Terre : c’est la combinaison d’un profil de ::::: de nombreuses raies d’absorption.

46

3. Ce que la lumière nous dit des étoiles

Par exemple, la lumière du Soleil produit le spectre uprésenté figure 3.1 (dans le domaine visible) :

Figure 3.1. Image 2D du spectre du Soleil.

Nous avons vu qu’un profil de ::::: corps:::: noir a son maximum d’intensité dans le domaine visible pour des températures comprises entre 3 800 K à 7 600 K. Cette plage de température est largement couverte par l’ensemble des étoiles, et on trouve donc des spectres avec des profils généraux très variés. Par exemple, sur le graphique ci-après (fig. 3.2), j’ai représenté trois profils de Planck pour 3 000 K, 6 000 K et 30 000 K sur le domaine qui nous concerne (entre 300 nm et 800 nm). Une étoile chaude a un profil globalement décroissant du bleu vers le rouge, alors qu’une étoile froide a un profil globalement croissant. La température est probablement la première mesure que vous aurez l’occasion de faire en spectroscopie : en superposant un profil de Planck sur votre spectre et en ajustant le paramètre de température de manière à faire coller au mieux les deux courbes, vous pouvez définir la température de l’étoile, avec une grande précision. J’ouvre une parenthèse. C’est pour moi un émerveillement permanent : à l’œil nu, toutes les étoiles se ressemblent énormément : ce sont des points lumineux. On dit qu’on peut voir des couleurs (je confirme !), mais il faut regarder avec beaucoup d’attention pour voir des nuances. Dès que l’on passe en spectroscopie, les écarts de profil se voient comme le nez au milieu de la figure : on ne peut pas passer à côté ! Il ne s’agit pas d’aller chercher des détails dans un profil toujours identique – le profil d’une étoile chaude n’a rien à voir avec celui d’une étoile froide. Et avec un peu d’habitude, vous saurez reconnaître immédiatement un profil B d’un profil K. Ceci est d’autant plus facile que selon le type d’étoile – toujours du fait de sa température – tous les atomes ne sont pas excités de la même manière. Le résultat est lui aussi très visible : une étoile chaude a un profil très lisse, proche du profil de Planck (il est facile d’en mesurer la température), avec seulement quelques raies (essentiellement les raies de l’hydrogène). La figure 3.3 montre par exemple le spectre de l’étoile I Leo, de type A2V.

47

Guide pratique pour (bien) débuter en spectroscopie astronomique

Figure 3.2. Profil de Planck à différentes températures. Note : Les échelles respectives des trois courbes ont été adaptées pour une meilleure lisibilité.

Figure 3.3. Profil spectral d’étoile chaude.

Par comparaison, une étoile froide a un profil envahi de raies, au point qu’on a du mal à deviner le profil de Planck. La figure 3.4 montre le spectre de l’étoile HR5086, de type K5V.

3.2 Chaque étoile a son spectre propre J’ai décrit rapidement le spectre d’une étoile « ordinaire », c’est-à-dire sur la séquence principale du diagramme Hertzsprung-Russell (diagramme HR) – là où une étoile

48

3. Ce que la lumière nous dit des étoiles

Figure 3.4. Profil spectral d’étoile froide.

passe la majeure partie de son existence. Ce diagramme décrit l’évolution d’une étoile au cours de sa vie. La réalité est nettement plus complexe, et plusieurs paramètres (autres que la température) font que les spectres d’étoiles sont d’une variété immense – de fait, il n’y a pas deux étoiles dans le ciel qui ont exactement le même spectre : – la masse de l’étoile ; – le milieu dans lequel l’étoile est née varie d’un individu à l’autre, et les espèces chimiques contenues dans son atmosphère sont spécifiques ; – l’avancement sur le diagramme HR conduit également à des variations de spectre très importantes. En outre, plusieurs types d’étoiles montrent des raies en émission : étoiles Be (fig. 3.5), :::::::: Wolf-Rayet (WR) (fig. 3.6), nébuleuses planétaires (fig. 3.7), novæ (fig. 3.8), etc.

3.3 Observer à différentes résolutions Il est utile de s’arrêter un moment et de se poser la question de ce que l’on peut effectivement observer dans ces spectres stellaires. Jusqu’à maintenant, j’ai essentiellement parlé des spectres couvrant tout le domaine visible. Mais selon le spectroscope que l’on utilise, on peut observer soit l’ensemble du spectre visible, soit se concentrer sur une petite portion de ce spectre. On peut faire l’analogie avec la photographie : face à une même scène, on peut choisir différentes focales d’objectifs pour voir plus de détails ou un plus grand champ. Il faut donc parler de la résolution de l’instrument c’est à dire du plus petit détail discernable dans un spectre. Plus un spectroscope est résolvant, plus le spectre qu’il produit est étalé. On comprend bien qu’il y a un compromis à trouver entre la

49

Guide pratique pour (bien) débuter en spectroscopie astronomique

Figure 3.5. Profil spectral d’une étoile Be.

Figure 3.6. Profil spectral d’une étoile WR.

résolution et le domaine spectral observé, du simple fait de la taille des capteurs utilisés. Plus on “zoome” dans le spectre, plus petit est le domaine spectral couvert. Quelques ordres de grandeur, avec des instruments disponibles aujourd’hui sur le marché. On parle de basse résolution pour un spectre couvrant l’ensemble du spectre visible (éventuellement étendu au proche infrarouge). Le domaine couvert est alors de l’ordre de 350 nm (entre 400 nm et 750 nm), et on accède à des détails de l’ordre de 1 nm (cas de l’Alpy 600, par exemple). En haute résolution, on peut couvrir un domaine de l’ordre de 10 nm, avec des détails de l’ordre de 0,03 nm (cas du Lhires

50

3. Ce que la lumière nous dit des étoiles

Figure 3.7. Profil spectral d’une nébuleuse planétaire.

Figure 3.8. Profil spectral d’une nova.

III par exemple). Il y a donc un rapport de 1 à 30 entre ces deux types d’instruments, et il faudrait faire une trentaine de spectres à haute résolution les uns à la suite des autres pour couvrir le même domaine que la basse résolution. étoile ::: Be β Lyr en guise d’illustration (c’est une étoile proche de Vega, Prenons l’::::: dans la constellation de la Lyre, dont le nom courant est Sheliak). À basse résolution (figure 3.9, réalisée avec un Alpy 600 – R = 600), on voit l’ensemble du spectre visible. On repère bien la raie H α (6 563 Å) en émission dans la partie rouge du

51

Guide pratique pour (bien) débuter en spectroscopie astronomique

Figure 3.9. Spectre à basse résolution (R = 600) de β Lyr.

spectre ; mais on ne peut pas distinguer de détails dans cette raie. Si l’on observe maintenant la même étoile à haute résolution (figure 3.10, réalisée avec un Lhires III – R = 18 000) autour de H α, on y distingue quantité de détails. Lorsque l’on travaille en haute résolution, se pose le choix du domaine spectral observé. Si l’on dispose d’une étendue spectrale de l’ordre de 10 nm, on peut choisir si l’on observe dans le bleu, dans le vert, ou dans le rouge.

Figure 3.10. Spectre à haute résolution (R = 18 000) de β Lyr, autour de la raie H α .

52

3. Ce que la lumière nous dit des étoiles

En général, si l’on observe en haute résolution, c’est pour se focaliser sur une raie bien particulière (en absorption ou en émission). On cherche alors à voir le détail du profil de la raie, qui peut elle-même contenir une grande richesse d’information. Comme il se trouve que l’hydrogène est le principal constituant de l’univers, c’est aussi l’élément principal des étoiles. C’est donc, de manière générale, celui qui aura le spectre de raies le plus prononcé. Dans le domaine visible, on voit un ensemble des raies de l’hydrogène que l’on appelle des raies de Balmer ; la plus importante de ces raies est la raie Hα (on prononce H-alpha), à 656,3 nm. De fait, si vous ne savez pas par où commencer, observez la raie Hα : c’est en quelque sorte le dénominateur commun de toutes les étoiles. Si vous avez l’occasion de regarder visuellement dans un spectroscope (de haute ou de basse résolution), cette raie est en bord de spectre visible, dans le rouge profond. On a vu que le spectre est affecté par effet Doppler, et que le mouvement radial de l’étoile observée peut décaler le spectre à raison d’environ de 0,1 nm pour 50 km·s−1 . Si un spectroscope est capable de distinguer un détail de 1 nm dans un spectre, on peut considérer qu’il est capable de mesurer la position d’une raie au dixième environ de cette valeur – soit 0,1 nm. Appliquons ces valeurs aux résolutions ci-dessus : – en basse résolution, on peut voir des détails de 1 nm, c’est-à-dire qu’on peut détecter des vitesses de l’ordre de 50 km·s−1 ; – en haute résolution, des détails de l’ordre de 0,03 nm correspondent à des vitesses de l’ordre de 1,5 km·s−1 . Il s’agit dans tous les cas de vitesses très élevées par rapport à notre quotidien. Mais dans l’espace, ces vitesses sont monnaie courante. Je mentionne ici un élément important concernant la mesure de vitesses radiales. Les chiffres ci-dessus sont donnés pour une raie particulière. Mais si l’on dispose d’un spectre avec plusieurs raies – c’est particulièrement vrai quand on couvre un grand domaine spectral – on peut utiliser une méthode numérique très puissante (appelée corrélation croisée, ou CCF pour Cross-Correlation Function en anglais) qui permet d’augmenter fortement la détectivité en vitesse radiale, d’un facteur 10 au moins.

3.4 Magnitude limite Dès que l’on parle de résolution, il faut également parler de magnitude limite observable. La magnitude définit la luminosité de l’étoile. Elle est d’autant plus importante que l’étoile est faible, et suit une échelle logarithmique. La magnitude augmente d’une unité lorsque la luminosité est divisée par 2,5 environ ; une différence de 5 magnitudes correspond à unrapport de luminosité de 100. Les étoiles les plus brillantes du ciel (en dehors du Soleil) ont une magnitude autour de 0, et les étoiles les plus faibles observables à l’œil nu dans un ciel très pur et très sombre ont une magnitude de 6.

53

Guide pratique pour (bien) débuter en spectroscopie astronomique

Les étoiles les plus faibles jamais observées par les plus grands télescopes professionnels ont une magnitude inférieure à 30. À la différence de l’imagerie où toute la lumière d’une étoile est concentrée dans quelques pixels du capteur CCD, la spectroscopie étale généreusement cette lumière – et chaque pixel reçoit d’autant moins de lumière que la résolution de l’instrument est importante. Dans le cas de la haute résolution, on ne prend même qu’une petite partie de l’énergie du spectre. Dans une certaine mesure, cela peut être compensé par une augmentation du temps d’exposition plus important. En spectroscopie, avec un instrument amateur, par exemple un télescope de 200 mm de diamètre, on peut accéder sans trop d’efforts à la magnitude 10 à 12 en basse résolution et en quelques minutes d’exposition. En haute résolution, il faut plutôt compter une heure d’exposition pour atteindre la magnitude 7 à 8. Ces chiffres sont indicatifs, et réellement accessibles : je connais des amateurs qui ont été beaucoup plus loin, au prix d’un soin particulier apporté aux observations. Au travers de ces quelques chiffres, on comprend que l’on doit chercher un compromis entre résolution, magnitude et temps de pose. Il n’y a donc pas de spectroscope idéal dans l’absolu : le meilleur choix ne peut être défini qu’au regard d’une observation donnée, du résultat scientifique que vous cherchez à atteindre. Une autre manière de dire les choses est que haute et basse résolution sont très complémentaires : la basse résolution permet d’observer des objets faibles, ou des objets plus ordinaires avec des temps de pose courts (on peut donc faire beaucoup d’observations dans une nuit). La haute résolution permet de voir des détails dans le spectre. Il y a nécessairement des cas où l’on veut en même temps une grande étendue spectrale, de la haute résolution et des temps de pose courts... Dans une certaine mesure, on pourra combiner les deux premiers points (avec des spectroscopes de type Échelle - voir la section 5.10), mais la seule solution réellement efficace pour observer des magnitudes faibles sans augmenter le temps de pose exagérément est d’augmenter la taille du télescope (avec celle du spectroscope) : c’est pour cette raison que les astronomes professionnels sont dans une course au gigantisme. Pourtant, je vous promets que le nombre d’étoiles dans le ciel est tel que même avec un instrument modeste, vous avez de quoi vous amuser pendant de nombreuses années. Je dois noter ici quelques cas particuliers. En effet, les chiffres donnés ici correspondent à des étoiles « normales », dont le spectre suit en gros le profil de Planck. Mais il y a des objets pour lesquels ce n’est pas le cas. Par exemple, une nova est une étoile en fin de vie qui explose, et montre une très brusque augmentation de luminosité. Il se trouve que cette augmentation de luminosité est généralement concentrée autour de la raie Hα – au moins dans certaines phases de l’explosion. La magnitude visuelle de l’étoile peut donc être trompeuse, puisqu’elle mesure l’énergie sur l’ensemble du spectre. Si vous observez cette région du spectre (Hα ), en haute résolution, le niveau sera nettement plus important que ce que laisse penser la magnitude.

54

3. Ce que la lumière nous dit des étoiles

3.5 Un ciel en mouvement Quand on observe le ciel, à l’œil nu ou avec un petit instrument, on est rapidement convaincu que rien ne bouge, en dehors de la rotation du ciel et du mouvement du Soleil et des planètes. Si on utilise un instrument un peu plus gros, équipé d’une caméra CCD, on peut voir des mouvements d’astéroïdes. Tous ces phénomènes sont strictement limités au système solaire, c’est-à-dire à notre voisinage immédiat (à l’échelle de l’univers). Seules quelques étoiles proches montrent des mouvements apparents dans le ciel visibles à l’échelle humaine, par exemple par parallaxe lorsque la Terre se déplace sur son orbite autour du Soleil (étoile de Barnard, par exemple). Au-delà, c’est l’immobilité parfaite... vraiment ? Non, bien sûr : l’univers est en perpétuel mouvement. Si l’on ne peut le percevoir avec nos sens, c’est que les vitesses en jeu sont beaucoup trop faibles par rapport aux distances des étoiles. La spectroscopie amateur permet de mesurer des vitesses de déplacement intrinsèques, quelle que soit la distance de la source. Elle ne permet pas de mesurer les distances (de manière directe), mais elle donne accès à des vitesses de quelques dizaines de km·s−1 , voire un peu moins. Regardons quelques exemples de mouvements que l’on peut observer dans cette gamme de vitesses. Il me paraît utile de commencer par la vitesse de la Terre sur son orbite autour du Soleil. La Terre est à environ 150 millions de km du Soleil, et fait un tour en 365 jours. Un rapide calcul donne donc une vitesse de déplacement de la Terre sur son orbite de 30 km·s−1 environ. Cela veut dire que si j’observe une même étoile à six mois d’intervalle, dans un cas la Terre s’approche de l’étoile à 30 km·s−1 , et dans l’autre cas elle s’en éloigne à la même vitesse. Il y a donc un écart de vitesse de 60 km·s−1 entre les deux mesures : c’est nettement détectable par des instruments amateurs de haute résolution (fig. 3.11). J’insiste sur ce premier élément de vitesse radiale : avec un instrument très modeste, nous pouvons mesurer la vitesse de déplacement de la Terre sur son orbite autour du Soleil. À partir de cette mesure de vitesse, et de l’observation de la période annuelle du mouvement du ciel, on peut remonter à la distance Terre-Soleil, puis à partir de cette distance et de la période annuelle, on peut trouver la masse du Soleil en utilisant la troisième loi de Kepler. Mesurer la masse du Soleil dans son jardin... pas mal, non ? Cela a même une conséquence étonnante : dès que vous observez une étoile dont vous souhaitez connaître la vitesse propre, vous devez corriger votre mesure de cette vitesse propre de la Terre par rapport à l’étoile. Cette vitesse est appelée vitesse héliocentrique. Cette vitesse dépend de quelques paramètres : date exacte, coordonnées terrestres du site d’observation, et coordonnées célestes de l’objet observé. Pour cela, notez dès à présent qu’il est absolument impératif d’enregistrer ces informations au moment de votre observation (c’est fait quasiment automatiquement avec les logiciels usuels, j’y reviendrai).

55

Guide pratique pour (bien) débuter en spectroscopie astronomique

Étoile

Terre, le 1er janvier 30 km/s

Soleil

30 km/s

Terre, le 1er juillet Orbite de la Terre

Figure 3.11. Mouvement de la Terre autour du Soleil.

Il y a ensuite le mouvement radial propre des étoiles au sein de notre galaxie. Elles sont généralement assez faibles, mais détectables pour une bonne part : de l’ordre de quelques dizaines de km·s−1 (jusqu’àenviron 100 km·s−1 pour les plus rapides). C’est une mesure facile à faire avec des étoiles particulièrement rapides, et très pédagogique. Au-delà de la vitesse radiale propre des étoiles au sein de la galaxie, il est un autre phénomène particulièrement impressionnant. Une grande partie des étoiles (environ la moitié) sont des étoiles binaires, c’est-à-dire que ce sont des couples d’étoiles qui tournent l’une autour de l’autre – ou plus précisément autour de leur centre de masse. Durant cette révolution, chaque étoile montre depuis la Terre une oscillation périodique, c’est-à-dire qu’elle s’approche de nous puis s’éloigne, en opposition de phase avec son compagnon. La plupart des étoiles doubles ne sont pas séparées optiquement – c’est-à-dire que l’on ne voit toujours qu’un seul point, même dans le plus gros télescope au monde – mais leur spectre est la superposition des spectres de chaque étoile (ces étoiles peuvent évidemment être de type spectral différent). Et si chaque étoile est affectée d’un mouvement relatif à l’autre, on peut observer un dédoublement des spectres. C’est ce dédoublement qui montre une évolution périodique. Les échelles de temps peuvent être extrêmement variables pour ces rotations : cela va de quelques jours à des décennies. S’il faut être très patient pour les secondes, les premières sont très spectaculaires à observer. Les amplitudes de vitesse sont également très variables (pour une masse d’étoile donnée, la vitesse et la période sont liées par la troisième loi de Kepler). Des vitesses de quelques centaines de km·s−1 sont courantes : c’est donc un phénomène très accessible au matériel amateur (en haute résolution). Par exemple, l’étoile β Auriga a une magnitude de 2 environ, une vitesse radiale

56

3. Ce que la lumière nous dit des étoiles

Orbite Étoile 2 Vitesse réelle

I

Vue depuis la Terre

Spectre de l’étoile 1

Raie Hα Spectre de l’étoile 2 λ

I

Raie Hα Vitesse radiale observée

λ I

Temps (env. 8 jours)

Étoile 1

Raie Hα λ

Figure 3.12. Ballet de spectres de β Auriga (à droite, une séquence d’observation réelle de l’étoile sur environ 8 jours).

relative maximale entre les étoiles de l’ordre de 200 km·s−1 et une période de rotation de 4 jours : il suffit de quelques nuits pour voir le ballet des spectres (fig. 3.12). Comme les deux étoiles tournent autour de leur centre de masse, elles n’ont pas nécessairement les mêmes amplitudes de vitesse : la plus légère aura une trajectoire orbitale plus grande, et comme les périodes sont identiques, la vitesse sera également plus grande. Cela veut dire que si l’on observe une différence dans les amplitudes de vitesses des deux étoiles, on a une mesure directe du rapport de masse des deux étoiles. Comme pour le Soleil, la période et la vitesse nous donnent la distance entre les étoiles, et on peut donc en déduire les masses respectives des deux étoiles. Il n’y a pas que la masse du Soleil que l’on peut mesurer dans son jardin ! C’est exactement le même mécanisme qui permet de détecter des exoplanètes – mais il y a là encore un ordre de grandeur, puisque les mouvements les plus importants sont d’environ 200 m·s−1 , et que des planètes de la taille de la Terre induisent des oscillations de leur étoile de quelques cm·s−1 . Les exoplanètes les plus rapides (y compris 51 peg, la première qui a été découverte en 1995 à l’Observatoire de Haute-Provence) deviennent aujourd’hui accessibles aux astronomes amateurs16 ... gageons que ce n’est que le début. Si une étoile était réellement un point immobile, chaque raie d’absorption ou d’émission serait parfaitement fine. Ce n’est pas le cas, et dans la pratique on observe (en haute résolution) que les raies ont une largeur non négligeable. L’élargissement des raies est le fait de l’agitation atomique dans l’étoile (liée à la température) et de la rotation de l’étoile sur elle-même (fig. 3.13). Ces deux phénomènes créent une vitesse 16 Voir les mesures de Christian Buil : http://www.spectro-aras.com/forum/viewtopic. php ?p=4104

57

Guide pratique pour (bien) débuter en spectroscopie astronomique

Étoile immobile

I

Raie Hα Vitesse radiale (éloignement)

λ

Vue depuis la Terre I

Vitesse radiale (rapprochement) Étoile en rotation

Raie Hα λ

Figure 3.13. Rotation d’une étoile et élargissement des raies.

locale de la source, qui se traduit pour l’observateur en effet Doppler, et donc en décalage spectral. Si la raie est élargie, c’est le résultat de la distribution des vitesses au sein même de l’étoile. On peut même quelquefois distinguer différents profils au sein d’une même raie, qui révèlent différents phénomènes physiques sous-jacents. Par exemple, quand vous observez l’étoile Vega – une des plus brillantes du ciel d’été – en haute résolution (autour de la raie Hα ), vous voyez distinctement une cassure dans le profil de raies (fig. 3.14, en haut) : on peut percevoir intuitivement qu’il y a au moins deux phénomènes distincts qui ont conduit à ce profil (fig. 3.14, en bas). Ce type de profil est appelé profil de Voigt. Je vous renvoie à la littérature pour explorer davantage tout ce que recèlent les profils des raies spectrales. J’ouvre une parenthèse sur un autre phénomène qui n’est pas tout à fait accessible à nos instruments, mais il s’en faut de peu – c’est-à-dire que je ne serais pas surpris si ce domaine devient accessible dans les prochaines années. Une étoile est une masse de gaz « bouillonnante », et comme tout objet mécanique dispose de modes de résonances, des pulsations vont se former à sa surface. Ces pulsations se traduisent par des vitesses additionnelles locales détectables avec des instruments très précis. En quelque sorte, on peut de cette manière observer la « vibration des étoiles ». Les premières mesures de ce type ont été faites sur le Soleil (on parle d’hélio-sismologie), mais on peut maintenant observer des phénomènes similaires sur les étoiles – et on parle alors d’astérosismologie. Sortons maintenant de notre galaxie. Le cas des galaxies est particulier – c’est une question qui revient souvent : peuton en mesurer le décalage vers le rouge (redshift en anglais), et retrouver la loi de

58

3. Ce que la lumière nous dit des étoiles

Phénomène 2 Phénomène 1 Profil réel

Figure 3.14. Spectre de Vega en haute résolution autour de Hα (profil de Voigt).

Hubble (qui montre l’expansion de l’univers) ? La réponse est oui, dans une certaine mesure. Comme les galaxies s’éloignent d’autant plus vite qu’elles sont éloignées, plus le décalage Doppler est important (et donc facile à détecter), plus l’observation est délicate du fait de la magnitude. Les vitesses des galaxies sont de l’ordre de quelques centaines à plusieurs milliers de km·s−1 . J’attire votre attention sur le fait que, comme une galaxie est un groupe de très nombreuses étoiles, on observe en fait le spectre « moyen » de toutes ces étoiles. Par ailleurs, les galaxies sont des objets diffus, qui ont une surface visible dans le télescope.

59

Guide pratique pour (bien) débuter en spectroscopie astronomique

Il y a quelques objets encore plus exotiques. Par exemple, les quasars qui méritent une observation : ce sont des objets incroyablement lumineux dans des galaxies très éloignées (la galaxie elle-même est invisible), et qui ont donc des vitesses d’éloignement telles que le spectre est très profondément décalé. Le cas du quasar 3C 273 est bien connu : sa vitesse est de l’ordre de 45 000 km·s−1 . C’est un objet un peu mythique.

3.6 Évolution dans le temps Quand j’ai parlé plus haut du spectre d’une étoile ordinaire, j’ai fait implicitement l’hypothèse que l’étoile est statique, immobile. De fait, une étoile ordinaire (de masse solaire par exemple) met plusieurs centaines de millions d’années pour parcourir la séquence principale : l’évolution intrinsèque de son spectre est totalement imperceptible à l’échelle d’une vie humaine... et même à l’échelle de nombreuses générations. Pourtant, toutes les étoiles ne sont pas « sages », et de nombreux phénomènes célestes évoluent nettement plus rapidement ; là encore l’échelle de temps est très variable. On peut classer ces phénomènes en deux grandes catégories : les phénomènes périodiques et les phénomènes aléatoires. Les phénomènes périodiques – par exemple les étoiles binaires évoquées au chapitre précédent – ont le mérite d’être prévisibles, au moins au premier ordre. Les observations en sont largement simplifiées. Il existe par exemple des étoiles pulsantes : ces étoiles instables voient toute leur atmosphère faire des mouvements radiaux intenses et rapides. Par exemple, l’étoile BW Vul montre des pulsations de l’ordre de 200 km·s−1 avec une période de quelques heures – l’énergie en jeu est absolument colossale. Les phénomènes aléatoires, ou cataclysmiques (ce nom vient des énergies incroyables mises en jeu), sont extrêmement importants en astrophysique : il y a plus de physique à découvrir dans une étoile qui se transforme brutalement, que dans une étoile dans un état d’équilibre très stable. De fait, en dehors d’observations de « catalogage » (qui consistent à inventorier toute une classe d’objet, ou toute une région du ciel), ce sont surtout les phénomènes variables dans des échelles de temps très courtes, voire aléatoires, qui sont observés avec le plus d’attention. Les phénomènes aléatoires sont très nombreux. Par exemple, les supernovæ (phénomène d’explosion d’une étoile en fin de vie visible dans une galaxie lointaine) peuvent apparaître à n’importe quel moment, et durer quelques semaines à quelques mois. En général, ces phénomènes sont découverts en photométrie – j’avais entendu qu’il faut observer environ 1 000 galaxies pour découvrir une supernovæ. Certains programmes robotisés observent plusieurs centaines de galaxies chaque nuit... autant dire qu’il y a en permanence des supernovæ à observer. Les novæ sont également dans cette catégorie d’étoiles cataclysmiques. Il s’agit également d’étoiles qui apparaissent soudainement, mais cette fois, ce sont des étoiles de notre galaxie. L’explosion qui provoque ce sursaut de luminosité est gigantesque, mais néanmoins insuffisante pour que cela détruise l’étoile. Après cette phase

60

3. Ce que la lumière nous dit des étoiles

violente, l’étoile retrouve son calme pendant quelques années (voire quelques siècles), et peut de nouveau exploser.

3.7 Il n’y a pas que les étoiles Jusque-là, je n’ai parlé que de l’observation des étoiles. C’est légitime, puisque ce sont elles qui sont à l’origine de l’ensemble de la lumière perceptible dans le ciel. Néanmoins, il y a quelques autres objets qui valent le détour de vos observations. Parmi les objets les plus faciles à observer, il y a les éléments du système solaire : Lune, planètes, astéroïdes, comètes – sans parler du Soleil lui-même. Hormis les comètes, ces objets n’émettent pas de lumière par eux-mêmes, mais réfléchissent la lumière du Soleil. C’est donc avant tout le spectre du Soleil que l’on observe dans ces objets, mais celui-ci est modifié par la nature de la matière qui les compose. On ne cherche pas dans ce cas à observer le spectre en soit, mais sa modification par rapport au spectre initial du Soleil. Les comètes sont des objets très froids, qui s’approchent temporairement du Soleil. Celui-ci chauffe les couches supérieures, qui s’évaporent et forment la queue.Toujours du fait de la présence du Soleil, ces éléments sont excités, et émettent alors une lumière propre, sous forme de raies d’émission. Observer la queue d’une comète en spectroscopie, c’est donc avoir accès à la composition chimique de ses couches externes. Plus loin de nous, au sein de la galaxie, on trouve de nombreuses nébuleuses, généralement présentées comme des pouponnières d’étoiles. Ce sont de gigantesques nuages de gaz et/ou de poussières, qui peuvent émettre des spectres de raies d’émission – comme pour les comètes – à condition d’avoir des étoiles pour exciter ce gaz. Si le nuage n’est pas excité par une étoile proche, il reste totalement invisible à nos instruments – on parle de matière interstellaire. En revanche la lumière des étoiles qui sont en arrière-plan du nuage doit le traverser pour parvenir jusqu’à nous. Cela se traduit par une modification du spectre, généralement un rougissement : la partie bleue du spectre est plus absorbée que la partie rouge, et le profil global de l’étoile ne répond plus exactement à un profil de Planck. En outre, on voit des raies d’absorption supplémentaires dans le spectre des étoiles, dues à ces nuages ; ce sont généralement des raies très fines, puisque l’activité thermique est faible dans la matière interstellaire.

3.8 Une chimie très rudimentaire Il y a une différence majeure entre les étoiles et les objets non stellaires : les étoiles sont extrêmement chaudes et aucune molécule ne peut y résister. Les atomes sont

61

Guide pratique pour (bien) débuter en spectroscopie astronomique

libres et tous les spectres d’étoiles sont des spectres atomiques. C’est le degré zéro de la chimie ! En revanche, tous les autres types d’objets mentionnés (planètes, astéroïdes, comètes, matière interstellaire) sont extrêmement froids, et dans ces milieux, les atomes peuvent se regrouper en molécules pour former des poussières de plus en plus grosses. Comme toujours en astronomie, il y a quelques exceptions notables. Les nébuleuses, par exemple, sont une concentration de gaz qui peut être chauffé par des étoiles voisines. Les températures de ces nébuleuses peuvent être supérieures à la température des atmosphères stellaires ! On a vu dans la section 2.6 que les spectres de molécules sont plus riches dans l’infrarouge que dans le domaine visible. C’est pour cette raison que les observations de comètes ou de nuages de poussière interstellaire seront faites préférentiellement dans l’infrarouge. La chimie de l’astronome reste très rudimentaire par rapport à ce que l’on peut trouver dans les laboratoires terrestres pour l’industrie. Les molécules que l’on peut trouver dans ces milieux restent très simples : d’une certaine manière, la chimie des astronomes s’arrête là où commence celle des chimistes.

62

Quelles observations avec quel instrument ? Dans le précédent chapitre, j’ai essayé de vous montrer tout ce que la lumière peut nous apporter comme information sur les objets célestes. On a vu rapidement la diversité des phénomènes physiques observables et de la nature des objets présents dans l’univers. Nous allons maintenant regarder comment on peut transformer tout ce potentiel en observations bien concrètes. Qu’est-ce qui est à la portée de mon instrument et de mes conditions d’observations ? Quelles sont les difficultés auxquelles je dois m’attendre ? L’objectif est ici de définir quel type d’instrument choisir pour une observation donnée, ou bien d’adapter vos observations à votre instrument si vous en possédez déjà un.

4.1 Les questions de base Avant toute observation, il est judicieux de se poser ces quelques questions : – Quelle est la magnitude de l’objet ? – De quelle résolution ai-je besoin ? – Quel domaine spectral dois-je couvrir ? – Quel est le temps de pose nécessaire ? – Quelles sont les contraintes propres à cette observation ?

63

Guide pratique pour (bien) débuter en spectroscopie astronomique

Magnitude Plus un objet est brillant (ou de faible magnitude), plus il est facile à observer. Il est facile à repérer, à suivre, les temps de pose sont courts. Pour débuter, choisissez toujours des objets brillants, puis quand vous maîtrisez votre sujet, allez explorer des magnitudes plus élevées. En astronomie amateur, avec un petit instrument (télescope de 200 mm de diamètre, par exemple), on peut considérer que jusqu’à la magnitude 4-5, c’est un objet brillant (facile, donc). Au-delà, cela dépend de la résolution dont on parle (voir ci-après). En première approximation, on peut aller jusqu’à la magnitude 7 en haute résolution, et jusqu’à 12-13 en basse résolution, avec des efforts modérés. Il est possible d’aller au-delà, mais au prix de conditions particulières (beau ciel, matériel parfaitement maîtrisé, etc.). Gardez à l’esprit que pour aller d’une magnitude à la suivante, on réduit la luminosité d’un facteur 2,5... ça va très vite.

Résolution La résolution donne l’aptitude de votre instrumentation à voir des détails dans le spectre. Pour caractériser un instrument, nous utilisons la notion de pouvoir de résolution, R , défini comme : λ R= λ où λ est la longueur d’onde considérée, et λ le plus petit détail visible dans le spectre. J’y reviendrai dans la partie consacrée à l’instrument. Selon le type d’observation, on cherche plutôt une « vue d’ensemble » (en l’occurrence de la basse résolution), pour embrasser tout le domaine visible. C’est le cas par exemple quand on cherche à explorer les différents types spectraux, ou à mesurer une température d’étoile. À l’opposé, si l’on veut travailler sur des vitesses radiales, ou distinguer deux raies très proches, il faut travailler en haute résolution. En gardant à l’esprit que plus on augmente la résolution, plus on étale la lumière, et plus il faut poser longtemps ; en outre, on réduit le domaine spectral. Dans le domaine amateur, on travaille couramment avec des pouvoirs de résolution compris entre R = 100 (basse résolution) et R = 20 000 (haute résolution). Les instruments professionnels travaillent souvent dans la même gamme, mais peuvent aller dans quelques cas particuliers vers de la très haute résolution – R = 100 000 voire audelà.

Domaine spectral La question du domaine spectral se pose surtout en haute résolution, puisque c’est là que l’on étale le plus le spectre, et que le capteur CCD a une taille limitée. Je dois

64

4. Quelles observations avec quel instrument ?

alors définir dans quelle partie du spectre je vais observer. Si j’ai besoin d’observer une zone qui dépasse la capacité de mon instrument, je peux envisager de faire une série de spectres avec un léger recoupement, pour construire ultérieurement un spectre plus long – comme on peut faire un panorama avec un appareil photo. C’est possible, mais c’est fastidieux. Il arrive également qu’une observation soit nécessaire dans deux domaines distincts – par exemple la raie Hα (à 656 nm) et la raie Hβ (à 486 nm). Dans ce cas, plutôt que d’avoir un instrument qui couvre tout ce domaine, on peut se contenter de faire deux observations successives indépendantes. Toujours est-il que vous devez vous poser la question : « dans quel domaine spectral dois-je faire mon observation, et mon instrument le permet-il ? ».

Temps de pose Bien entendu, plus on cherche à observer un objet faible, plus il faut poser longtemps. C’est aussi vrai avec la résolution : plus on observe en haute résolution, plus on étale la lumière et moins chaque pixel en reçoit. Dans notre contexte, les temps de pose usuels vont de quelques secondes sur des objets brillants, à une heure de pose en haute résolution pour des objets plus faibles (magnitude 7 par exemple). Les objets astronomiques ayant le don d’être très stables, on peut se permettre de poser des heures durant, et compenser ainsi la faiblesse de la lumière disponible. Certes, mais il y a tout de même des limites à ce raisonnement : – les observations longues sont fastidieuses. Quand vous lancez deux heures d’observation, le temps devient vite long... surtout à deux heures du matin ! – le corollaire de temps de pose long, c’est le faible nombre d’observations réalisables dans une nuit. Il faut être patient pour observer toute une nuit et n’en sortir que quelques spectres d’étoiles ; – certains phénomènes évoluent très rapidement. Des étoiles pulsantes comme les RR Lyrae évoluent en quelques minutes dans les moments critiques. Pas question dans ces conditions de poser pendant plusieurs heures : vous passeriez à côté du phénomène.

Contraintes propres Beaucoup d’observations peuvent se faire à n’importe quel moment : à l’échelle de toute notre vie, le phénomène reste totalement stable. Mais on a vu qu’en spectroscopie amateur, on aime se concentrer sur les choses qui bougent rapidement – justement parce qu’il y a du spectacle. Pour les objets à évolution rapide, il y a régulièrement des contraintes sur le moment d’observation privilégié. Je peux reprendre l’exemple des RR Lyrae : ce sont des étoiles périodiques (d’une période de quelques heures à quelques jours), mais le moment privilégié d’observation est au maximum d’éclat. Pour une bonne observation, le maximum doit se passer en pleine nuit... tous les maximums ne sont pas observables. Et les étoiles se soucient assez

65

Guide pratique pour (bien) débuter en spectroscopie astronomique

peu des contraintes de notre quotidien : travail, week-end, météo... rapidement, cela complique les observations. Sans même aller chercher des observations aussi pointues, gardez à l’esprit que seules les étoiles circum-polaires sont observables toutes l’année dans l’hémisphère nord. Beaucoup d’étoiles ne sont visibles qu’une partie de l’année, et une grande partie n’est observable que dans l’hémisphère sud.

4.2 Plusieurs types d’observations Pour vos premiers pas, vous commencerez probablement par observer quelques étoiles brillantes et isolées. Mais avec l’habitude, vous voudrez rapidement être plus ambitieux dans votre programme d’observation. Chacun a son tempérament, ses contraintes, mais il me semble utile de vous donner ici quelques jalons parmi les observations qui sont régulièrement pratiquées par la communauté amateur. Cela peut permettre d’évaluer si tel ou tel programme est à votre portée, ou correspond à ce qui vous intéresse. On peut définir plusieurs types de programmes d’observation : – – – – –

les observations isolées ; les observations sur la durée ; les campagnes d’observations ; les observations de suivi ; les événements.

Ce découpage se prête aussi bien à des observations simplement ludiques ou pédagogiques (comprendre le ciel, améliorer sa technique), qu’à des observations ayant une ambition scientifique forte (par exemple dans le cadre de programmes de collaborations Pro-Am). :::::::

Les observations isolées C’est probablement par là que vous devez commencer : observer des objets faciles qui n’ont pas de contraintes particulières de temps. Si vous échouez la première nuit, recommencez la suivante : l’étoile est toujours là. C’est même ce qui fait qu’on peut se lasser assez vite de ce genre d’étoile : elles sont désespérément prédictives, sans surprise. Comme elles sont très stables, elles se prêtent bien à des comparaisons d’observation avec les collègues ; utile pour progresser.

Les observations sur la durée Dès qu’on atteint un niveau de maîtrise suffisant, il est bon et ludique de mettre une composante temporelle dans les observations. On a vu que le ciel nous propose une

66

4. Quelles observations avec quel instrument ?

grande variété d’échelles de temps. Que ce soit l’observation de la rotation d’une étoile double, ou de la Terre autour du Soleil, il s’agit d’observations à faire régulièrement, par exemple une fois par mois. Cela impose de faire des sorties régulières, de sortir le matériel... mais c’est très gratifiant quand on peut dire « j’ai vu le ciel bouger » !

Les campagnes d’observations Régulièrement, des groupes d’observateurs organisent des observations concertées dans le cadre de projets (Pro-Am). ::::::: Cela peut être le cas pour des événements particuliers. Par exemple, en 2011, l’étoile δSco passait par une phase très importante : il s’agit d’une ::::: étoile ::: Be binaire récemment découverte (avec une période de l’ordre de dix ans), et dont les deux étoiles passaient au plus près (périastre). Les chercheurs s’attendaient à une augmentation forte de l’activité, observable facilement avec des moyens amateurs. Les observations ont été nombreuses, et le résultat largement à la hauteur des attentes : nous avons pu assister à un véritable feu d’artifice. Au bout du compte, il a été établi que cette étoile avait probablement un second compagnon, qui pourrait expliquer la forte instabilité du système. Cela peut aussi être simplement le cas pour concentrer des observations sur une période donnée (pour disposer d’une bonne couverture temporelle sur une période définie), ou encore pour aider des observations sur de grands instruments professionnels (les amateurs peuvent alors contribuer en apportant des observations intermédiaires), voire même pour donner l’alerte (dans le cas de δSco, ce sont les amateurs qui ont surveillé le début de l’activité en 2011).

Les observations de suivi Un autre type de programme d’observations consiste à suivre plusieurs étoiles régulièrement, soit pour détecter des phénomènes aléatoires, soit pour caractériser une population d’étoiles. C’est exactement l’esprit du programme BeSS, collaboraPro-Am très structurée depuis bientôt dix ans. Il s’agit de suivre régulièrement tion ::::::: étoiles::: Be, pour détecter autant de phénomènes transitoires que quelques centaines d’:::::: possible (appelés outbursts), ainsi que pour repérer des périodes éventuelles dans ces étoiles. Il s’agit de « programmes au long cours » pas toujours spectaculaires à court terme, mais profondément utiles à la recherche dans le long terme.

Les événements Régulièrement, des étoiles explosent, en novæ ou supernovæ, et les observations amateurs sont alors très utiles. Elles sont aussi très gratifiantes : chaque jour ou presque il y a des scoops ! La plupart du temps, les découvertes sont faites en photométrie

67

Guide pratique pour (bien) débuter en spectroscopie astronomique

(par des amateurs), et à ce moment, c’est le branle-bas de combat ; c’est maintenant qu’il faut observer. La nova apparue dans la constellation du Dauphin en 2013 (nova Del 2013) restera Pro-Am : jamais une nova n’avait été dans les annales comme un tournant des activités::::::: observée avec une telle densité temporelle. Aucun observatoire professionnel n’aurait pu mener une telle campagne – le premier spectre ayant été observé moins de deux heures après l’annonce de la découverte par Olivier Garde. Les données accumulées17 à cette occasion vont certainement occuper les chercheurs pour quelques années. Il s’agit d’observations spectaculaires (les spectres évoluent fortement d’heure en heure), et très ludiques : c’est de toute évidence un type d’activité en voie de développement.

Pêche à la ligne Je mentionne ici un autre type de programme de recherche peu exploité, mais qui devrait également se développer. Il s’agit d’observer un échantillon donné d’étoiles, et de chercher toute sorte d’anomalie. Par définition, on ne sait pas ce qu’on va trouver – comme un pêcheur à la ligne. Il faut avoir un tempérament joueur, parce qu’il est probable que vous ne trouverez jamais rien. Mais en agissant ainsi, vous prenez aussi le risque d’une découverte que personne n’avait prévue. C’est un peu comme au loto : peu de chance de gagner, mais si c’est le cas, votre vie est changée. Parmi ces programmes potentiels, il en est qui sont moins aléatoires que d’autres. Be. Une Je prends un exemple qui me tient à cœur : découvrir de nouvelles étoiles :::::::: étoile Be est une étoile de type B (chaude, active) dont au moins une raie de Balmer :::::::: (généralement Hα ) a été vue au moins une fois en émission. On connaît actuellement plus de 2 000 Be, et probablement toutes celles jusqu’à la magnitude 8 ou 9 – environ 20 % des étoiles B. Mais au-delà, le taux de Be connu par rapport aux B classiques s’effondre – il n’y a pourtant aucune raison, puisque la magnitude ne dépend que de la distance à la Terre. C’est uniquement dû au fait que les B de magnitude supérieure à 9 ont été peu observées par l’humanité... quel beau terrain de jeu pour les amateurs d’aujourd’hui ! Il est donc assez probable que si vous observez des étoiles B de magnitude supérieure à 9, vous allez découvrir de nouvelles étoiles ::::: Be. ::

4.3 Quel phénomène physique observer ? Une autre manière de regarder les choses est de se demander quel phénomène physique on cherche à observer. Par exemple, si vous souhaitez mesurer une vitesse radiale, 17 Voir site web Aras http://www.astrosurf.com/aras/Aras_DataBase/Novae/Nova-Del2013_2.htm

68

4. Quelles observations avec quel instrument ?

il est probable que cela ne se fera qu’à haute résolution. Souvenez-vous qu’une vitesse de 1,5 km·s−1 se traduit par un décalage Doppler de 0,003 nm. Pour qu’un tel décalage soit accessible à votre instrument, celui-ci doit avoir une résolution environ 10 fois moindre (0,03 nm, donc), parce que l’on peut mesurer la position d’une raie spectrale au dixième de pixel près. Par exemple dans le rouge, vers 650 nm, il doit avoir un pouvoir de résolution supérieur à : R=

650 = 21 600 0,03

Il s’agit là d’un ordre de grandeur un peu grossier. Il existe des outils permettant d’améliorer sensiblement la détection si l’on utilise un grand domaine spectral, contenant beaucoup de raies (fonctions de corrélation croisée). Mais n’espérez pas trop voir la rotation d’une étoile binaire (quelques dizaines de km/s) avec un spectroscope de résolution R = 600 – simplement parce que vous n’arriverez pas à séparer les deux composantes. Je peux résumer très succinctement les résolutions associées à chaque type de phénomène physique : – les vitesses radiales (effet Doppler) sont plutôt réservées à la haute résolution ; sauf à considérer des vitesses très importantes, comme les galaxies ou les quasars ; – les températures d’étoiles sont plutôt à réserver à la basse résolution, pour disposer d’un grand domaine spectral, et mesurer le profil de Planck ; – tout ce qui concerne les profils de raies est nécessairement en haute résolution ; – tout ce qui concerne l’identification des objets (recherches de raies, de type spectral), est plutôt à faire en basse résolution (puisqu’on dispose d’un grand domaine).

4.4 Commencez par la basse résolution Face à la diversité des pistes évoquées, il est possible que vous soyez un peu perdu. Si vous ne savez pas par où commencer, et si vous avez le choix de l’instrument, je vous donne un conseil simple : commencez par la basse résolution. Ce sont des observations faciles parce que rapides, et vous pourrez balayer rapidement toutes les grandes familles d’objets évoquées jusque-là : il y a beaucoup à découvrir et à apprendre. C’est aussi globalement moins coûteux, parce qu’un spectroscope « basse résolution » est plus compact qu’un « haute résolution » (nous en verrons la raison plus loin). Il se trouve que, pour des raisons conjoncturelles (programme BeSS, toujours !), le premier spectroscope commercial développé par la société Shelyak Instruments (le Lhires III) était en haute résolution (R = 18 000). Mais avec le recul du temps, je vois que la marche est haute pour faire directement de la haute résolution ; et il faut faire preuve d’une forte abstraction pour se délecter d’un profil de raie quand on n’a pas déjà vu un spectre complet dans le domaine visible.

69

Guide pratique pour (bien) débuter en spectroscopie astronomique

4.5 Commencez par les différents types spectraux Dans le même genre d’idée, il me paraît évident que vos premières observations doivent être orientées vers les différentes types spectraux. C’est vraiment le cœur de l’astronomie, et vous verrez immédiatement – sur des étoiles brillantes, faciles à observer – la diversité des profils que nous offre Dame Nature. Il suffit d’observer une étoile chaude (par exemple Vega – une étoile fétiche des spectroscopistes) puis une étoile froide, rouge (par exemple Artcurus, ou Betelgeuse) pour comprendre que les étoiles nous envoient une information très riche, et très facile à décoder.

4.6 Organisez votre observation Je le répèterai régulièrement : la première condition pour que votre observation soit une réussite est de la préparer. Décidez à l’avance le(ou les) objet(s) que vous allez observer. Il est trop triste de mettre plusieurs heures à régler un instrument, puis une fois qu’il est opérationnel de se demander ce que l’on peut bien observer. Au contraire, si vous vous donnez un objectif simple et clair, il vous permet d’orienter toutes vos actions de la nuit.

70

Principes optiques d’un spectroscope Après avoir regardé la nature des objets que l’on peut observer, je vais maintenant m’intéresser à l’instrument qui va nous permettre de « voir » les spectres : le spectroscope. Je vais commencer par donner les quelques règles de base utiles en optique, puis je décrirai les deux principaux éléments disperseurs à notre disposition (prisme et réseau). Je rappellerai ensuite les quelques principes d’optique géométrique nécessaires pour comprendre le fonctionnement de l’instrument. Fort de ces éléments de base, je montrerai alors la structure d’un spectroscope puis regarderai un cas concret en guise d’illustration. Je complèterai ce chapitre en évoquant l’étage de guidage et la lumière utilisée pour l’étalonnage des spectres.

5.1 Réflexion, réfraction et diffraction Toute l’optique qui nous intéresse tient dans ces trois phénomènes : la réflexion, la réfraction et la diffraction. Les deux premiers sont à la base de l’optique géométrique. Voici en quelques mots le principe et le domaine utile de chacun.

71

Guide pratique pour (bien) débuter en spectroscopie astronomique

Réflexion C’est le phénomène le plus simple, qui dit qu’un rayon qui arrive sur une surface réfléchissante avec un angle d’incidence θ par rapport à la direction normale à la surface est réfléchi avec le même angle. Il s’agit de la première loi de Snell-Descartes (fig. 5.1).

Rayon réfléchi

Rayon incident θ θ

Surface réfléchissante

Figure 5.1. Loi de la réflexion.

Ce phénomène est exploité dans tout miroir – aussi bien celui de votre salle de bain que celui de votre télescope. La réflexion est exactement la même quelle que soit la longueur d’onde du rayon (on dit qu’un miroir est achromatique).

Réfraction Lorsqu’un rayon lumineux traverse une surface séparant deux milieux distincts (par exemple de l’air et de l’eau, ou encore de l’air et du verre – on appelle cette surface un dioptre), il est légèrement dévié. L’intensité de la déviation dépend de l’indice de réfraction de chacun des matériaux (fig. 5.2). Cet indice est un paramètre intrinsèque du matériau – il est habituellement appelé n, et vaut 1 dans le vide et dans l’air. Si θi est l’angle incident par rapport à la direction normale à la surface, alors l’angle du rayon réfracté θr est donné par la formule : ni . sin θi = nr . sin θr

72

5. Principes optiques d’un spectroscope

Rayon incident

θi

Dioptre séparant les deux surfaces

Milieu d’indice ni Milieu d’indice nr

θr Rayon réfracté

Figure 5.2. Loi de la réfraction.

avec ni l’indice du milieu où se propage le rayon incident et nr celui du rayon réfracté. C’est la seconde loi de Snell-Descartes. La réalité est en fait un peu plus complexe. Lorsque le rayon vient frapper la surface, une partie seulement de son énergie est diffractée selon cette loi ; le reste est réfléchi (selon la première loi). La répartition entre réflexion et réfraction dépend elle-même de l’angle d’incidence et des matériaux utilisés. Par ailleurs, l’indice d’un milieu n’est pas exactement le même pour toutes les longueurs d’onde. C’est une bonne et une mauvaise nouvelle. Bonne, parce que c’est grâce à cela que l’on peut disperser de la lumière dans un prisme et former un spectre. Mauvaise, parce que cela est à l’origine des défauts de chromatisme très courants en optique. Le phénomène de réfraction est à l’origine du fonctionnement des lentilles optiques (j’y reviens plus loin).

Diffraction La réflexion et la réfraction dominent l’optique à grande échelle – c’est-à-dire quand les surfaces considérées sont grandes (disons plus de cent fois) devant la longueur d’onde des rayons considérés. On a vu que la lumière qui nous intéresse est comprise

73

Guide pratique pour (bien) débuter en spectroscopie astronomique

entre 380 nm et 1 000 nm. On peut donc considérer que pour des surfaces plus grandes que 1 000 nm × 100 = 100 μm = 0,1 mm, ces deux lois suffisent. C’est le domaine de l’optique géométrique. À des échelles plus petites que le dixième de millimètre, la nature ondulatoire de la lumière prend le dessus, et nous observons le phénomène de diffraction. Les ondes forment des interférences entre elles, et cela se traduit par des comportements étonnants. Par exemple, si on éclaire un petit trou dans une feuille de papier avec une lampe, la lumière sort de ce trou dans toutes les directions (on pourrait s’attendre à ce qu’elle ne sorte que dans la continuité de la source de lumière) (fig. 5.3).

Masque (surface opaque) percé d’une fente

Faiseau incident

Faisceau diffracté dans toutes les directions Fente

Figure 5.3. Diffraction par un trou.

Et si on fait deux petits trous très rapprochés dans la même feuille, alors on voit se former des franges d’interférence, alternance de zones claires et sombres. Un spectroscope combine ces deux échelles : les lentilles sont du domaine de l’optique géométrique, mais un réseau de diffraction contient des motifs de quelques nm (fig. 5.4).

5.2 Prisme et réseau La fonction d’un spectroscope est de transformer une source de lumière en sa décomposition spectrale. C’est un instrument purement optique, qui repose sur des principes très simples. Au cœur de cet instrument, on utilise un élément disperseur, qui dévie plus ou moins les rayons lumineux en fonction de leur longueur d’onde. Il existe deux types de disperseurs qui équipent la plupart des spectroscopes au monde.

74

5. Principes optiques d’un spectroscope

Image observée Masque

Écran

Fentes

Figure 5.4. Figure de diffraction.

Le premier est très connu ; il s’agit du prisme. Le second est le réseau de diffraction (fig. 5.5). Dans certains instruments, on utilise une combinaison des deux éléments, que l’on appelle un grism (fig. 5.6, contraction de grating (réseau en anglais) et de prism. C’est le cas par exemple de l’Alpy 600.

Prisme Un prisme est un bloc de verre de section triangulaire, dont au moins deux faces sont polies. Lorsque l’on fait entrer un faisceau parallèle de lumière monochromatique

Figure 5.5. Photo d’un prisme (à gauche) et d’un réseau de diffraction (à droite).

75

Guide pratique pour (bien) débuter en spectroscopie astronomique

Figure 5.6. Exemple de grism, combinaison d’un prisme et d’un réseau.

Faisceau incident

Faisceau dispersé

Figure 5.7. Principe de fonctionnement d’un prisme.

(c’est à dire d’une seule longueur d’onde, de couleur pure) par une de ces faces, il ressort dévié (et toujours parallèle) par l’autre face (fig. 5.7). On utilise en général un prisme à son minimum de déviation, dont l’angle est défini par sin i = n. sin ( A2 ), où i est l’angle d’incidence du faisceau sur la première face, A est l’angle au sommet du prisme et n est l’indice de réfraction. Cet indice dépend du verre choisi pour le prisme, ainsi que de la longueur d’onde considérée. C’est cette propriété de sensibilité à la longueur d’onde qui nous est utile : un faisceau rouge n’est pas dévié avec le même angle qu’un faisceau bleu. Et si l’on fait entrer dans un prisme un faisceau de lumière « ordinaire » – c’est-à-dire non monochromatique – il en sort avec un étalement différent selon les couleurs. La dispersion en fonction des couleurs est généralement très faible devant la déviation générale, mais c’est toutefois suffisant pour notre application. Et bien entendu, on choisit pour cette fonction un verre qui a une forte dispersion.

76

5. Principes optiques d’un spectroscope

Réseau de diffraction Un réseau de diffraction est un bloc de verre sur lequel sont gravés une multitude de traits très serrés – on trouve couramment des réseaux entre 100 t/mm (traits par millimètre) et 3 600 t/mm. Il existe des réseaux par transmission (la lumière passe à travers), et des réseaux par réflexion (la lumière est réfléchie, comme par la surface d’un miroir). Les deux utilisent exactement le même principe – c’est l’architecture de l’instrument qui fait préférer l’un ou l’autre. La figure 5.8 montre le principe d’un réseau par réflexion. Dim

ens i 10 á ons co 150 urant mm es

Bloc de verre

Traits gravés sur la surface utile

Figure 5.8. Schéma de principe d’un réseau.

Un réseau de diffraction est aujourd’hui un composant optique très courant (les premiers ont été fabriqués et utilisés en spectroscopie par Joseph Von Fraunhofer au début du XIXe siècle), mais ce sont des petites merveilles de technologie. Imaginez qu’il s’agit de faire des rayures espacées de quelques dizaines nm, avec une rectitude et une précision de l’ordre du nm. C’est un composant assez peu connu du grand public, mais qui a littéralement révolutionné la science, puisqu’il est au cœur de la plupart des spectroscopes – pas seulement en astronomie. La distance entre les traits peut donc atteindre quelques centaines de nm, c’est-à-dire qu’on est au cœur de l’univers de la diffraction. À cette échelle, chaque trait peut être considéré comme une fente de lumière d’où elle sortira dans toutes les directions. Si l’on éclaire un tel réseau avec un faisceau parallèle monochromatique (c’est-àdire d’une longueur d’onde donnée), la lumière qui en sort est comparable à une multitude de sources de lumière très fines, espacées de la largeur des traits. Pour simplifier, considérons deux rayons R1 et R2 qui tombent sur deux facettes adjacentes séparées de la distance d avec un angle θi par rapport à la normale au réseau. Les faisceaux sont diffractés dans toutes les directions (fig. 5.9). Considérons maintenant un de ces rayons réfractés, par exemple celui qui sort avec l’angle θr sur le schéma suivant (fig. 5.10). Regardons le chemin optique (distance) parcouru par chacun de ces rayons (fig. 5.11).

77

Guide pratique pour (bien) débuter en spectroscopie astronomique

R1

R2

θi

θi

Rayons diffractés

Rayons incidents

d Surface du réseau

Figure 5.9. Diffraction d’une lumière monochromatique.

R1

R2

θi

θi

θr

θr

Rayons incidents

Rayons diffractés

d Surface du réseau

Figure 5.10. Schéma d’un rayon diffracté. R1

R2

θi

θi

θr

θr

Rayons incidents ΔRi

ΔRd

d Surface du réseau

Figure 5.11. Chemin optique de deux rayons.

78

Rayons diffractés

5. Principes optiques d’un spectroscope

En sortie du réseau, le rayon R2 a un retard R sur le rayon R1 . Ce retard est en fait la somme algébrique du retard Ri entre les rayons incidents et le retard Rd entre les rayons diffractés. Au total, R est donné par la relation de trigonométrie : R = d · sin θr + d · sinθi (les angles doivent être orientés) (d étant la distance entre deux traits). Rappelons-nous qu’un rayon est une onde électromagnétique, et que deux ondes peuvent s’additionner ou se soustraire en fonction de leur phase. Si le retard R est exactement égal à une longueur d’onde, alors les deux rayons vont s’additionner. On peut aussi l’exprimer différemment : pour une longueur d’onde donnée λ, et pour un angle incident donné θi , il y a un angle de sortie θr pour lequel le retard R est exactement égal à une longueur d’onde λ. Cette condition est remplie lorsque R = λ, soit sin θr + sin θi = λ/d Si l’on regarde maintenant l’ensemble des rayons issus de chaque facette du réseau, tous se superposent pour cet angle θr particulier. En revanche, pour tout autre angle, chaque facette donne un déphasage différent, et comme il y a un très grand nombre de traits, au global les rayons vont tous se détruire mutuellement. Le rayon de longueur d’onde λ sort donc uniquement avec l’angle θr . De la même manière, un rayon d’une autre longueur d’onde λ sort avec un angle θr différent. C’est là toute la magie du réseau : si on l’éclaire maintenant avec une lumière blanche (qui contient donc toutes les longueurs d’onde), celle-ci en sort dispersée – avec un angle θr correspondant à chaque longueur d’onde λ (fig. 5.12). Lumière blanche Lumière dispersée

Surface du réseau

Figure 5.12. Dispersion d’une lumière blanche.

Ordres de diffraction On a vu que les rayons issus de plusieurs facettes du réseau se superposent lorsque le retard de chaque rayon sur son voisin est égal à la longueur d’onde du rayon. On peut

79

Guide pratique pour (bien) débuter en spectroscopie astronomique

faire exactement le même raisonnement si le retard est égal à deux fois la longueur d’onde, voire même k fois. Cela veut dire qu’il existe un second angle θr 2 pour lequel les rayons se superposent également. Il existe même une multitude d’angles θrk . On appelle ces différents angles les ordres de diffraction (fig. 5.13). Rayon incident

Ordre 1 Ordre 2 Ordre 3 Ordre n

Surface du réseau

Figure 5.13. Plusieurs ordres de diffraction.

En prenant en compte la notion d’ordre de diffraction, l’équation établie plus haut devient : soit sin θr + sin θi = k.λ/d où k est un entier correspondant à l’ordre de diffraction. d est la distance entre deux traits. Or il est plus commun de définir un réseau par le nombre n de traits par millimètre (t/mm), que par la distance séparant deux traits. Si d est exprimé en mm, alors d = 1/n. En conséquence, on peut exprimer l’équation du réseau sous sa forme plus commune : soit sin θr + sin θi = n.k.λ en veillant à exprimer les longueurs d’onde en mm. Cette notion d’ordre de diffraction a plusieurs conséquences importantes pour notre application. Du côté des handicaps, il y a d’abord le fait que toute l’énergie lumineuse envoyée vers le réseau ne sera pas concentrée sur un ordre particulier, mais sera répartie sur tous les ordres. Comme un spectroscope travaille en général avec un seul ordre (la plupart du temps il s’agit du premier ordre), on sent bien qu’on va avoir un problème de rendement – alors que ce problème n’existe pas avec le prisme. Cela est partiellement contourné par une astuce de conception (angle de blaze, voir plus loin), mais c’est un paramètre à garder à l’esprit. Ensuite, on peut être exposé dans certains cas à un problème de recouvrement des ordres. Prenons le cas d’un spectroscope qui couvre tout le domaine visible étendu (380 nm à 800 nm). Un rayon bleu extrême (à 380 nm) a le même angle de diffraction

80

5. Principes optiques d’un spectroscope

dans l’ordre 2 qu’un rayon du proche infrarouge à 760 nm. C’est-à-dire qu’à cet angle précis, nous voyons un mélange de la partie bleue du spectre au second ordre et de la partie rouge au premier. C’est un problème très sérieux qui limite par nature l’étendue spectrale observée avec un spectroscope à réseau. Dans la pratique, on peut équiper le spectroscope d’un filtre d’ordre, qui bloque la partie rouge ou la partie bleue, selon la région du spectre que l’on veut observer ; on ne peut pas tout voir d’un seul coup. Cette question de la superposition des ordres est en revanche mise à profit dans un type d’instrument très particulier des spectroscopes échelle (voir le paragraphe 5.10), mais il s’agit d’une solution complexe.

Exemple numérique Sortons quelques instants de la théorie pour regarder un cas concret. Supposons que nous disposons d’un réseau à réflexion de 2 400 t/mm, et que l’on éclaire ce réseau avec un angle θi = 60◦ ). Quels sont les angles de diffraction au premier ordre pour un faisceau bleu extrême (λ1 = 380 nm), un faisceau vert (λ2 = 550 nm) et un faisceau rouge (λ3 = 650 nm) ? Nous utilisons l’équation du réseau : sin θr + sin θi = n.k.λ Comme θi = 60◦ et qu’on s’intéresse au premier ordre (k = 1) d’un réseau de 2 400 t/mm, l’équation se simplifie ainsi : sin θr = (2 400 × λ) − sin 60◦ L’angle de diffraction est donc donné par : θr = arcsin {(2 400 × λ) − sin 60◦ } (avec λ en mm) Dans le cas de la lumière bleue, nous avons λ1 = 380 nm = 380 × 10−6 mm. Donc θr 1 = arcsin (2 400 × 380 × 10−6 − 0, 866) = 2,64◦ De la même manière, pour le vert λ2 = 550 nm = 550 × 10−6 mm. Donc θr 2 = arcsin (2 400 × 550 × 10−6 − 0, 866) = 27,0◦ Enfin pour le rouge λ3 = 650 nm = 650 × 10−6 mm. Donc θr 3 = arcsin (2 400 × 650 × 10−6 − 0, 866) = 43,9◦ Un réseau de 2 400 t/mm disperse donc l’ensemble du domaine visible sur plus de 40◦ .

Ordre zéro et ordres négatifs Il est un ordre de diffraction très particulier : l’ordre zéro (fig. 5.14). En effet, si le retard d’un rayon sur son voisin est nul, il va bien entendu s’y superposer. Cette

81

Guide pratique pour (bien) débuter en spectroscopie astronomique

θi

θr

θi

θr

Surface du réseau

Figure 5.14. L’ordre zéro.

condition est réalisée lorsque l’angle réfracté θr est égal à l’angle incident θi - c’està-dire lorsque le réseau travaille comme un miroir. Lorsque la condition de miroir est remplie, elle l’est pour toutes les longueurs d’ondes : cela implique que pour l’ordre zéro, la dispersion est nulle. Concrètement, avec un spectroscope à réseau, vous verrez toujours une image non dispersée de la source de lumière, et à côté un, voire plusieurs, ordres de diffraction (fig. 5.15). Je dois également mentionner que j’ai défini les ordres de diffraction en fonction du retard d’un rayon par rapport à l’autre. Mais on peut très bien avoir également une avance du rayon. Dans ce cas, on a un ordre négatif – de fait, l’ordre zéro est entouré par des ordres positifs et négatifs (fig. 5.16).

Lumière blanche

Ordre 0

Ordre 1

Surface du réseau

Figure 5.15. Ordre zéro d’une lumière blanche.

82

5. Principes optiques d’un spectroscope

Angle de blaze Les fabricants de réseaux ne sont pas seulement capables de fabriquer des réseaux avec une densité de traits incroyables : ils peuvent aussi donner un profil spécifique à ces traits. Dans la réalité, les réseaux ne sont généralement pas symétriques, et ressemblent plutôt au schéma figure 5.17.

Rayon incident

Ordre 0 Ordre 1

Ordre –1 Rayons diffractés

Surface du réseau

Figure 5.16. Ordre de diffraction négatif.

θi

θr

ϕ

Figure 5.17. Angle de blaze.

J’ai dit que le phénomène de diffraction conduit à émettre des rayons dans toutes les directions. C’est certes vrai, mais toutes les directions n’ont pas la même intensité. Par analogie avec la lumière passant à travers un très petit trou, il y aura tout de même plus d’énergie dans l’axe du trou que dans une direction très déviée. En donnant un profil particulier aux traits du réseau, on utilise cette propriété. On comprend bien que pour la direction normale aux facettes du réseau, celles-ci vont se comporter comme un miroir, et cette direction de diffraction sera plus intense que les autres. Cette astuce va donc permettre de privilégier un angle de diffraction : c’est ce que l’on appelle l’angle de blaze (noté ϕ sur la figure 5.17).

83

Guide pratique pour (bien) débuter en spectroscopie astronomique

Le résultat est impressionnant : certes, l’énergie lumineuse est répartie sur tous les ordres, mais en choisissant correctement l’angle de blaze, on peut fortement privilégier un ordre (en général le premier). Au final, le rendement d’un réseau dans l’ordre privilégié est nettement meilleur que s’il était purement symétrique. Sur l’image ci-après (fig. 5.18), réalisée en pointant simplement un laser vers un réseau de diffraction par transmission, on voit les différents ordres, et on constate que l’un d’entre eux est nettement plus lumineux que les autres.

Ordre 0 Ordre 1

Figure 5.18. Plusieurs ordres avec un laser.

5.3 Rappels d’optique géométrique Outre l’élément disperseur, un spectroscope utilise deux composants optiques (collimateur et objectif ) que l’on peut assimiler en première approximation à une lentille simple. Une lentille est un bloc de verre dont au moins une des faces a été polie avec une forme sphérique. Cela lui confère la faculté de faire converger un faisceau venant de l’infini en un point appelé le foyer. On représente souvent une lentille par un segment de droite avec deux flèches aux extrémités (fig. 5.19). La distance entre la lentille et le foyer est appelée distance focale (notée F sur le graphe précédent) ; c’est un paramètre majeur de la lentille. L’autre paramètre important est son diamètre D, qui donne la taille maximale du faisceau qui peut passer dans la lentille. Le rapport F /D entre ces deux paramètres est appelé rapport d’ouverture : plus ce rapport est petit, plus le cône de lumière partant de la lentille vers le foyer est ouvert. La figure 5.20 représente par exemple deux configurations avec F /D1 = 5 et F /D2 = 2. Autour de cette lentille, on peut définir quelques autres éléments utiles, représentés sur la figure 5.21 : – l’axe optique de la lentille est son axe de symétrie ;

84

5. Principes optiques d’un spectroscope

Lentille réelle Foyer Axe optique

F Symbole de lentille Foyer Axe optique

F

Figure 5.19. Lentille mince.

Foyer

D1

Axe optique

F

F/D1 = 5

Foyer

D2

Axe optique

F

F/D2 = 2

Figure 5.20. F, D, et F/D.

– une lentille est symétrique : elle a de fait deux foyers (f et f  ), à égale distance de la lentille ; – le plan focal est le plan perpendiculaire à l’axe optique et passant par le foyer ; – on appelle rayon principal tout rayon passant par le centre de la lentille ; – les rayons principaux ne sont pas déviés par la lentille ; – si un faisceau parallèle entre dans la lentille avec un angle α par rapport à l’axe optique, il est focalisé en un autre point P1 du plan focal, que l’on trace facilement à partir du rayon principal.

85

Guide pratique pour (bien) débuter en spectroscopie astronomique

Rayon principal

Lentille

Plan focal

Foyer f

α

Axe optique

Foyer f′ F

P1

F

Figure 5.21. Tracé de faisceaux autour d’une lentille.

On peut donc considérer que la lentille forme une image d’une scène se situant à l’infini ; si on met un capteur au plan focal (capteur CCD par exemple), on obtient une image de cette scène. Dans le cadre de la spectroscopie, les lentilles sont toujours utilisées dans le mode décrit ci-dessus : faisceau parallèle et convergence au foyer. Un faisceau parallèle est un faisceau venant d’une source à l’infini. On considère en général qu’une source est à l’infini quand elle est à une distance supérieure à cent fois la distance focale – c’est le cas en astronomie, puisque l’on observe des objets extrêmement lointains. Dans d’autres contextes, comme la photo par exemple, la lentille peut travailler dans d’autres modes, en particulier pour former l’image d’une scène relativement proche – je ne m’y attarde pas. Tout le schéma ci-dessus peut complètement s’inverser. C’est-à-dire que si l’on place une source de lumière ponctuelle au foyer de la lentille, elle en fait un faisceau parallèle (on peut dire aussi que son image est projetée à l’infini). La longueur focale de la lentille dépend de l’indice de réfraction du verre utilisé pour sa fabrication, ainsi que des rayons de courbure de ses faces. Attention : j’ai décrit jusque-là une lentille idéale, qui n’existe pas dans la réalité – hélas. On parle d’une lentille paraxiale. Ce terme (littéralement, « proche de l’axe ») exprime que plus la lentille travaille près de l’axe optique, plus elle s’approche de la lentille idéale. Les lentilles réelles sont effectivement polies avec des surfaces sphériques – qui sont relativement faciles à fabriquer – mais si l’on fait un calcul précis (ou une mesure sur banc optique) de la projection de chaque rayon d’un faisceau parallèle, on observe que la projection ne se fait pas exactement dans le plan focal pour tous les rayons. Dans la réalité, on a plus à faire à la situation représentée figure 5.22 (réalisée avec le logiciel de calcul optique Zemax).

86

5. Principes optiques d’un spectroscope

Figure 5.22. Tracé exact d’un faisceau dans une lentille (chromatisme).

Les défauts sont d’autant plus importants que le faisceau parallèle s’écarte de l’axe optique. Il existe plusieurs types de défauts (on les appelle des aberrations optiques) : coma, astigmatisme, courbure de champ, distorsion, chromatisme, etc. Tout l’art de l’optique consiste à corriger ces défauts, en n’utilisant pas une seule lentille, mais plusieurs ; chacune ayant des caractéristiques complémentaires. C’est pour cela, par exemple, qu’un objectif photo est constitué de nombreuses lentilles. Il n’existe pas d’optique parfaite – mais à chaque besoin spécifique correspond une configuration optimale. Je ne suis pas opticien de formation, mais j’ai compris au cours des dernières années que l’optique est une discipline extrêmement complexe et noble, qui requiert expertise technique, expérience et créativité. Ayez toujours à l’esprit qu’une optique est toujours plus difficile à corriger si son rapport d’ouverture est plus faible. Cela se retrouve bien en photographie : un objectif qui ouvre à F/5.6 est ordinaire. Une optique comparable (c’est-à-dire de même focale) qui ouvre à F/2.8 est plus complexe et nettement plus chère. Heureusement, lorsque vous utilisez un instrument optique, vous n’avez pas besoin d’en connaître tous les détails de l’architecture optique – c’est le souci du concepteur. Même si un objectif réel est composé de plusieurs éléments, il peut toujours être considéré au premier ordre comme une lentille idéale décrite au début de ce paragraphe. En revanche, il est utile de connaître les éléments principaux de votre instrument, pour vous assurer d’une bonne adéquation avec votre télescope ou lunette, et vérifier qu’il peut apporter la juste performance nécessaire à vos observations.

87

Guide pratique pour (bien) débuter en spectroscopie astronomique

5.4 Lunettes et télescopes Pour faire des observations spectroscopiques astronomiques, vous devez utiliser un télescope ou une lunette, derrière lequel vous montez votre spectroscope. Il est utile de comprendre que le télescope (ou la lunette) peut être assimilé lui-même à une lentille paraxiale, toujours au premier ordre. Comme pour une lentille, les paramètres principaux d’un instrument astronomique sont son diamètre et sa focale FT . Le diamètre donne la capacité à collecter de la lumière (un tel instrument est avant tout un « entonnoir à lumière »), et la focale a un effet direct sur la taille de l’image d’une étoile au foyer. Lors d’une utilisation visuelle de votre instrument, vous mettez un oculaire derrière le télescope. L’oculaire est lui-même assimilable à une lentille, de focale FO (fig. 5.23). Le grossissement G de l’instrument est alors le rapport des focales du télescope et de l’oculaire : FT G = FO Pour une utilisation en imagerie, nous retirons l’oculaire, et nous mettons le capteur de la caméra CCD dans le plan focal de l’instrument (fig. 5.24).

Faisceau entrant

Télescope Oculaire Faisceau sortant Axe optique

Ft

Fo

(Focale télescope)

(Focale oculaire)

Figure 5.23. Schéma simplifié d’un télescope + oculaire.

Faisceau entrant

Télescope Caméra CCD Axe optique

Plan focal

Figure 5.24. Schéma simplifié d’un télescope + capteur.

88

5. Principes optiques d’un spectroscope

Dans le cas de la spectroscopie, nous utilisons le fait que l’image d’une étoile est quasiment concentrée en un point – au foyer du télescope – et nous utilisons ce point comme source de lumière ponctuelle (fig. 5.25).

Faisceau entrant

Télescope

Plan focal du télescope Spectroscope

Axe optique

Entrée du spectroscope (foyer du télescope)

Figure 5.25. Schéma simplifié d’un télescope + spectroscope.

J’ai dit plus haut qu’un télescope et une lunette peuvent être assimilés à des lentilles paraxiales. De nouveau, c’est une approximation qui a ses limites. Si c’était vraiment le cas, il n’y aurait pas de différences entre les télescopes (ou les lunettes). Ces différences existent pourtant bel et bien : elles résident dans la qualité de correction des défauts. On attend d’un télescope qu’il offre une belle qualité d’image dans tout le champ : chaque étoile – y compris celles en bord de champ – doit être parfaitement ponctuelle et dénuée de chromatisme. Le chromatisme est un défaut qui a pour effet de ne pas focaliser au même endroit les rayons de couleurs différentes (le long de l’axe optique). Autrement dit, le plan focal n’est pas exactement le même pour toutes les longueurs d’onde. Comme il s’agit de couleur, on perçoit bien que c’est un critère important en spectroscopie. En revanche, la correction de l’image dans le champ est moins importante pour notre application : l’objet observé en spectroscopie est généralement sur l’axe optique – c’est-à-dire là où il y a le moins de défauts. Le critère de chromatisme est effectivement à prendre en compte au moment de décider dans quel instrument investir. Le fait que l’image des rayons bleus de l’étoile ne soit pas exactement identique à l’image des rayons rouges fait que la lumière injectée dans la fente peut être affectée elle-même de chromatisme (par exemple en laissant entrer plus de lumière rouge que de bleue). Cela peut avoir un effet important sur le profil spectral global – en particulier sur des temps de pose courts (sur des temps de pose longs, les effets sont moyennés, et peuvent être en grande partie corrigés). De manière générale, un télescope a moins de défaut de chromatisme qu’une lunette, parce qu’il utilise un miroir (un miroir n’a pas de chromatisme). C’est vrai en particulier pour les télescopes de type Newton, qui n’ont aucune lentille – mais uniquement un miroir parabolique et un miroir plan (alors qu’un télescope de type Schmidt-Cassegrain a une lame correctrice). Si vous avez la possibilité d’utiliser ce type de télescope, n’hésitez pas.

89

Guide pratique pour (bien) débuter en spectroscopie astronomique

Cela ne veut pas dire qu’il faut proscrire l’utilisation des lunettes en spectroscopie : elles ont d’autres atouts. Il faut seulement veiller à utiliser des lunettes de bonne qualité (c’est très courant de nos jours).

5.5 Architecture d’un spectroscope J’ai décrit les éléments nécessaires pour faire un spectroscope ; je peux maintenant les assembler. Nous disposons au foyer du télescope (ou de la lunette) d’une image ponctuelle de l’étoile. Il nous faut transformer ce point en un faisceau parallèle, pour éclairer l’élément disperseur dans de bonnes conditions. Bien entendu, nous utilisons pour cela une lentille, que nous appelons lentille collimatrice (ou collimateur). Le faisceau traverse ensuite l’élément disperseur, et est donc dispersé en une multitude de faisceaux parallèles. Ces faisceaux doivent de nouveau être focalisés sur le détecteur pour former le spectre. On utilise pour cela une seconde lentille, appelée objectif – chaque faisceau converge en un point spécifique du détecteur. Cet ensemble est décrit dans la figure 5.26. Élément disperseur Lentille collimatrice (prisme ou réseau de diffraction)

Source de lumière

Objectif

Détecteur Faisceau dispersé

Axe optique

Fo

Fc Faisceau parallèle

Figure 5.26. Architecture d’un spectroscope.

Ce schéma peut conduire à de nombreuses déclinaisons, mais tous les éléments sont systématiquement présents dans tout spectroscope. Vous entendrez donc souvent parler de collimatrice (ou de collimateur), de prisme ou de réseau, d’objectif (quelquefois d’objectif de chambre). À partir de ce schéma, on peut comprendre que pour une longueur d’onde donnée, le spectroscope ne fait que projeter l’image de la source sur le capteur – éventuellement avec un grandissement ou une réduction selon le rapport des focales de la collimatrice et de l’objectif. Prenons un exemple concret. Imaginons un spectroscope dont la lentille collimatrice a une focale Fc de 200 mm et dont l’objectif de chambre a une focale Fo de 100 mm.

90

5. Principes optiques d’un spectroscope

Dans ce cas, si la source de lumière a par exemple une dimension ds de 0,1 mm, alors l’image sur le capteur aura une dimension di de : Fo 100 × 0,1 = 0,05 mm × ds = di = Fc 200 Cette possibilité de jouer sur le grandissement de l’image est souvent utilisée lors de la conception d’un spectroscope pour adapter la taille physique du spectre à la taille du capteur et de ses pixels. Sur le schéma ci-dessus, la collimatrice et l’objectif ont un rôle quasiment symétrique ; tous deux sont utilisés pour « conjuguer » (c’est le terme optique) l’infini d’un côté et le plan focal de l’autre (les deux éléments sont simplement inversés). Toutefois, dans la pratique, ce sont souvent des optiques très différentes : la collimatrice travaille uniquement sur l’axe optique (puisque la source est sur l’axe), alors que l’objectif doit travailler « dans le champ » (le spectre est étalé sur le capteur). Pour travailler sur l’axe, une optique simple peut suffire (par exemple un doublet achromatique), alors que dans le champ il faut une optique plus complexe pour corriger les effets de chromatisme. C’est pour cette raison que vous verrez souvent des objectifs photo (très performants pour corriger le chromatisme) utilisés en sortie des spectroscopes.

Résolution du spectre À présent que le schéma d’un spectroscope est posé, nous devons nous interroger sur la résolution de l’instrument : quelle est son aptitude à voir des détails dans le spectre ? Nous avons vu dans le chapitre 3 que ce paramètre est essentiel pour voir les phénomènes recherchés. On comprend intuitivement que plus le réseau utilisé disperse la lumière, plus il en révèle des détails. Mais ce n’est pas suffisant : la taille de la source de lumière a également un effet direct sur la résolution. Or si l’on ne prend pas de précautions, la taille de l’image de l’étoile peut varier dans le temps : – – – –

si la focalisation du télescope n’est pas optimale ; si la turbulence atmosphérique est importante ; s’il y a un défaut de suivi pendant l’observation ; s’il y a du vent, etc.

Ces différents phénomènes peuvent altérer sensiblement la résolution de l’instrument – c’est dommage de ne pas pouvoir l’utiliser à sa performance nominale. Je reviendrai plus en détail sur la mesure de résolution du spectroscope dans le chapitre 6, mais sachez que ce problème est tellement présent lors des observations pratiques que la plupart des spectroscopes performants disposent d’une fente au foyer pour le corriger.

Une fente en guise de source ponctuelle Cette fente a pour objet d’isoler une frange de lumière dans le champ observé ; c’est cette frange qui est dispersée par le spectroscope. Pendant l’observation, on s’assure

91

Guide pratique pour (bien) débuter en spectroscopie astronomique

que l’étoile observée est bien centrée sur la fente. Comme cette fente est fixe par rapport au spectroscope, elle s’affranchit des défauts évoqués plus haut (focalisation, vent, etc.). Plus précisément, lorsque ces problèmes existent, le résultat est que l’étoile sort momentanément de la fente, et on perd de l’intensité lumineuse ; l’intensité du spectre est réduite, mais pas sa résolution. En d’autres termes, grâce à la fente, la résolution devient un paramètre intrinsèque de l’instrument, et ne dépend plus des conditions d’observation. En outre, la fente au foyer apporte d’autres avantages déterminants : – Elle permet d’isoler l’étoile observée. Il peut arriver que deux étoiles proches dans le champ du télescope soient parfaitement alignées, et cela conduit à une superposition de leurs deux spectres. Il est alors impossible de les séparer – la fente permet de masquer l’étoile non désirée, et donc de supprimer son spectre parasite. – De la même manière, la fente permet d’isoler le fond de ciel de l’étoile. Le fond de ciel n’est jamais totalement noir, à cause de la pollution lumineuse. Or quand on observe sans fente, chaque point du champ observé forme son propre spectre sur le capteur. Ainsi, le spectre du fond de ciel vient se superposer à celui de l’étoile – sans qu’il soit possible de les séparer. Non seulement la fente permet de supprimer tout spectre parasite du fond de ciel, mais en outre elle permet d’enregistrer le spectre du fond de ciel en même temps que celui de l’étoile (fig. 5.27). Image de guidage

Spectre du fond de ciel

Spectre 2D

Etoiles dans le champ

Etoile observée Fente

Spectre de l'étoile

Figure 5.27. Schéma d’un spectre avec une fente (fond de ciel).

– Elle permet de faire des spectres d’objets étendus. J’ai parlé des étoiles qui forment une source ponctuelle dans le ciel, mais tous les objets célestes ne sont pas des étoiles : comètes, nébuleuses, galaxies... autant d’objets qui ne sont pas ponctuels. Sans fente, tous les spectres des différentes parties de l’objet sont nécessairement mélangés. Avec une fente, on peut isoler une frange de l’objet et en faire un spectre à la résolution nominale de l’instrument. Notez que, dans ce cas, le spectre est une bande large et non plus une simple ligne. – L’étalonnage du spectre est grandement simplifié. Non seulement la fente nous permet de faire des spectres de lumière d’étalonnage (lampe au néon, à l’argon, etc. – j’y reviendrai), mais en outre elle permet de placer le spectre toujours exactement à la même place sur le capteur, et donc de garantir qu’une même longueur d’onde

92

5. Principes optiques d’un spectroscope

est à la même position pendant l’observation de l’étoile et pendant l’enregistrement d’un spectre étalonnage. Tous ces arguments conduisent, sauf cas très particulier, à mettre une fente au foyer de tout spectroscope performant. Au final, le schéma de principe d’un spectroscope est présenté figure 5.28.

Fente (source de lumière)

Lentille Élément disperseur collimatrice (prisme ou réseau de diffraction)

Objectif

Détecteur Faisceau dispersé

Axe optique

Fc

Fo Faisceau parallèle

Figure 5.28. Architecture d’un spectroscope à fente.

La fente a beaucoup d’avantages, mais elle a aussi un gros inconvénient : elle masque le champ du télescope. C’est lourd de conséquences : quand on pointe une étoile avec le télescope, on travaille en aveugle. Imaginez que vous avez une paire de lunettes opaque avec juste un petit trou de quelques µm au milieu : vous aurez du mal à savoir où vous allez. Si vous pointez une étoile avec le télescope est que celle-ci tombe à côté de la fente (c’est très probable),vous n’avez aucun spectre, et vous ne savez pas dans quelle direction chercher ; pour contourner ce nouveau problème, nous allons créer un système complémentaire de guidage (voir section 5.8).

5.6 Un exemple concret : Alpy 600 Le schéma de principe que je vous ai présenté dans les pages précédentes est théorique – les instruments réels auront tous des spécificités par rapport à ce schéma. Lors de la conception de l’instrument, il faut évidemment prendre en compte les éléments de calcul optique, mais également d’autres contraintes comme l’encombrement, le poids, la rigidité, la faisabilité technique, le montage, le prix, etc. Pour être concret, je vous propose de regarder le détail de l’Alpy 600, et de le comparer au schéma de principe. L’Alpy 600 est un des spectroscopes que nous commercialisons par la société Shelyak Instruments. Il s’agit d’un instrument économique, modulaire, compact et à basse résolution. Je ne m’intéresse ici qu’au module de base, le spectroscope proprement dit (les principaux autres modules sont dédiés au guidage et à l’étalonnage) (fig. 5.29).

93

Guide pratique pour (bien) débuter en spectroscopie astronomique

À l’avant du spectroscope, on peut voir la fente – de fait, l’Alpy 600 offre 6 fentes différentes, que l’on peut sélectionner en tournant la petite plaque métallique. La fente « active » est celle qui se situe entre les deux petites vis. Sur l’image de la figure 5.30, il s’agit de la fente de 25 µm.

Figure 5.29. Le module de base Alpy 600.

Figure 5.30. La fente de l’Alpy 600.

La vue en coupe de ce module (fig. 5.31) permet de visualiser les composants optiques. L’architecture est très proche du schéma de principe décrit plus haut : la lentille collimatrice et la lentille objectif sont deux doublets spécialement calculés pour cette application. L’élément disperseur est un grism, c’est-à-dire l’association d’un réseau de diffraction (grating en anglais) et d’un prisme. Le réseau est à transmission ; il est collé sur la face inclinée du prisme. Pourquoi un grism ? Parce qu’un prisme ou un réseau seul a le défaut de dévier fortement le faisceau lumineux. En associant ces deux éléments, le faisceau est dispersé et dévié par le réseau, puis le prisme corrige la déviation de l’ensemble, pour ramener le spectre dans l’axe optique de l’instrument. Bien entendu, le prisme a aussi un effet sur la dispersion du spectre, mais dans une faible proportion par rapport au réseau. Ainsi, à la fin, le spectre est bien dispersé, mais très peu dévié. Cela permet d’avoir une architecture en ligne, proche de l’axe, plus facile à réaliser – l’Alpy 600 ne contient quasiment que des pièces de révolution.

94

5. Principes optiques d’un spectroscope

Figure 5.31. L’Alpy 600 vu en coupe.

5.7 Un autre exemple : Lhires III Le Lhires III est un autre spectroscope développé et commercialisé par la société Shelyak Instruments – c’est même historiquement le premier (fig. 5.32 et 5.33). Il s’agit d’un instrument à haute résolution (R = 18 000). Si le schéma de principe reste le même (fente - collimatrice - réseau - objectif capteur), sa déclinaison technique est sensiblement différente, puisqu’il adopte une architecture Littrow. Le réseau est cette fois à réflexion, et les deux lentilles

Figure 5.32. Le spectroscope Lhires III.

95

Guide pratique pour (bien) débuter en spectroscopie astronomique

Figure 5.33. Vue en coupe du Lhires III.

(collimatrice et objectif ) sont confondues en un seul composant : la même lentille – en l’occurrence un doublet achromatique – est traversée deux fois, à l’aller et au retour du faisceau. On fait donc l’économie d’une optique (gain de poids et d’argent), et on a une structure compacte, repliée. On peut se permettre d’utiliser ici un doublet achromatique pour l’objectif, parce qu’il s’agit d’un spectroscope haute résolution : le domaine spectral couvert est très étroit (de l’ordre d’une centaine d’angströms), et les problèmes de chromatisme sont donc très limités. Bien entendu, le schéma optique représenté plus haut n’est pas contenu dans un plan unique : si tel était le cas, la lumière renvoyée par le réseau repartirait vers les étoiles. En fait un léger angle est donné au miroir de renvoi, afin de créer un décalage de quelques degrés entre le faisceau incident et le faisceau réfléchi par le réseau. Le faisceau retour passe donc à quelques millimètres en avant du miroir de renvoi. L’incidence de cet angle sur la qualité des spectres est faible, mais une conséquence notable est que l’image de la fente présente un galbe bien visible sur un spectre d’objet étendu – par exemple pour un spectre, les raies d’un spectre du néon (fig. 5.34). Ce galbe doit être pris en compte dans la réduction de données, sous peine d’une forte dégradation de la résolution. Cette architecture n’a cependant pas que des avantages. Le fait de n’utiliser qu’une seule optique pour le collimateur et l’objectif impose un grandissement de 1 : 1 entre les deux. On perd donc la possibilité d’adapter la taille du spectre au capteur. Dans

96

5. Principes optiques d’un spectroscope

Figure 5.34. Les raies d’émission sont galbées.

le cas du Lhires III, la situation est favorable : pour un télescope de l’ordre de 2 m de focale (cas d’un télescope de 200 mm de diamètre à F /10), il se trouve que la taille de l’image d’une étoile est de l’ordre de 20 µm, c’est-à-dire quelques pixels sur les capteurs courants. La situation serait très différente avec un plus gros télescope. Une autre difficulté inhérente à l’architecture Littrow est que le doublet doit être focalisé sur la fente et sur le capteur ; dans une architecture classique, chaque optique est focalisée séparément. Cela impose un positionnement très précis du capteur par rapport à la fente.

5.8 L’étage de guidage J’ai expliqué plus haut que la fente apporte plusieurs avantages déterminants pour la performance d’un spectroscope, mais elle a également un gros défaut, celui de masquer le champ du télescope. Bon nombre de montures de télescopes sont aujourd’hui équipées de système de pointage automatique (système GOTO) – c’est même quasiment une nécessité en spectroscopie. Souvent, des novices pensent qu’il suffit de pointer l’étoile voulue « aux coordonnées », et de faire confiance à la monture. Hélas, ça ne marche pas comme ça : la précision de pointage requise est bien supérieure à ce que permet ce type de monture. Représentez-vous bien votre mission : vous devez mettre une étoile dans une fente de quelques µm, placée au bout d’une focale de plusieurs mètres. Plusieurs phénomènes conduiront à des incertitudes du même ordre que la précision recherchée. Parmi ceux-ci : – – – –

la rotation du ciel ; la précision de mise en station ; les problèmes de flexion mécanique du télescope ; la réfraction atmosphérique (effet de prisme de l’atmosphère d’autant plus prononcé qu’on observe bas sur l’horizon).

97

Guide pratique pour (bien) débuter en spectroscopie astronomique

En toute rigueur, ce n’est pas fondamentalement impossible, puisque ces phénomènes sont en général déterministes et donc prévisibles. Mais dans la vraie vie, je n’ai jamais vu une installation – même dans les observatoires professionnels – capable de pointer une étoile en « boucle ouverte » sur une fente de quelques dizaines de µm, c’est-à-dire en comptant uniquement sur les codeurs de la monture. Régulièrement, d’autres novices se disent qu’il suffit de mettre une lunette guide en parallèle du télescope, comme cela se pratique couramment en autoguidage pour l’ imagerie. Là encore, la plupart des gens que je connais qui s’y sont frottés ont fini par renoncer (il y a quelques exceptions pour des étoiles brillantes en basse résolution). Les flexions différentes de la lunette et du télescope suffisent en général à mettre l’étoile à quelques pixels de la fente – et de nouveau on se trouve en aveugle. Cette technique marche très bien en autoguidage d’imagerie parce qu’on travaille en plein champ et en mouvement relatif. On ne cherche pas à connaître la position absolue de l’étoile – alors que c’est le cas en spectroscopie. La solution qui a fait ses preuves depuis longtemps consiste à équiper le spectroscope d’un système de guidage. Il en existe plusieurs types, mais le principe est toujours à peu près le même : il s’agit de faire une image du plan focal du télescope par l’avant du spectroscope. Dans cette image, on voit non seulement le champ de ciel observé par le télescope, mais également la fente. On ne peut bien sûr pas mettre une caméra directement devant la fente : elle obstruerait le faisceau venant du télescope. Il faut donc observer l’image focale de biais. Le principe de ce système de guidage est décrit figure 5.35.

CCD

Lumière de l'étoile

Lumière du champ

Fente miroir

Télescope

Lumière vers le spectroscope

Miroir de guidage

Figure 5.35. Schéma de principe d’un système de guidage.

La fente est réalisée dans un miroir légèrement incliné ; toute la lumière (l’image focale) qui ne passe pas dans la fente est donc renvoyée avec un angle de plusieurs degrés par rapport à l’axe optique. Sur le côté, on place un autre miroir qui renvoie l’image perpendiculairement à l’axe optique. Un jeu de lentille « transporte l’image » vers une caméra de guidage. L’image de guidage observe bien le champ du télescope et

98

5. Principes optiques d’un spectroscope

la fente ; il est alors facile de repérer la position de la fente, puis pendant l’observation de mettre l’étoile dans cette fente ; on ne tâtonne plus. Il existe d’autres systèmes un peu plus simples, qui utilisent une lame séparatrice : une portion de la lumière venant du télescope est prélevée pour aller vers la caméra de guidage. Ce système est moins pratique, parce que l’on ne voit pas directement la fente. En outre seule une partie du flux est envoyée vers le guidage, et une partie du flux de l’étoile observée est prélevée ; alors qu’avec une fente-miroir, la totalité du flux de l’étoile passe dans le spectroscope et la totalité du reste du champ va vers la caméra de guidage. Avec une fente-miroir, on observe exactement ce qu’il se passe à l’entrée du spectroscope : lorsque l’étoile passe dans la fente, elle disparaît de l’image de guidage – c’est même un très bon critère de réglage. En pratique, elle ne disparaît jamais complètement : il reste toujours un peu de lumière pour veiller à sa position exacte. Le système Alpy offre un module de guidage optionnel (Alpy guidage), qui suit exactement ce principe (fig. 5.36). Capteur de guidage

Miroir de renvoi

Optique de transport de l'image Fente miroir

Rayon hors axe (vers caméra de guidage)

Spectre

Rayon sur l'axe (entre dans le spectroscope)

Module de guidage Spectroscope

Figure 5.36. Module de guidage Alpy (à droite, monté sur le spectroscope Alpy 600).

5.9 Lumière d’étalonnage Les calculs optiques précis permettent de définir la dispersion et l’étendue spectrale de l’instrument utilisé, mais dans la réalité de l’observation, il est impossible de dire par avance à quelle longueur d’onde correspond exactement la lumière qui tombe sur un pixel donné de la caméra. La dispersion de fabrication optique et mécanique, voire même la flexion du spectroscope dans certains cas sont trop importantes par rapport à la précision recherchée. Il y a un moyen très efficace pour contourner ce problème : compléter l’observation par l’acquisition d’un spectre pour une source connue, ayant un spectre suffisamment

99

Guide pratique pour (bien) débuter en spectroscopie astronomique

caractéristique pour le reconnaître à coup sûr. Par chance, ces sources existent : il s’agit de lampes d’étalonnage, contenant un gaz particulier – néon, argon, hydrogène, xénon, thorium, etc. C’est en analysant ce spectre d’étalonnage que l’on peut ensuite calculer une loi de dispersion et affecter à chaque pixel une longueur d’onde donnée. Pour rendre l’observation pratique plus aisée, la plupart des spectroscopes du commerce offrent, au moins en option, un système d’étalonnage. Dans le principe, il s’agit simplement d’éclairer la fente du spectroscope avec la lumière d’une lampe d’étalonnage. Outre la lumière d’étalonnage, ces dispositifs offrent également la possibilité de faire un spectre de PLU (ou flats en anglais). Il s’agit cette fois d’éclairer la fente avec une lumière blanche (lampe à incandescence), qui ne présente qu’un profil de corps :::: noir, sans aucune raie. Ce spectre permet de corriger la réponse instrumentale lors :::: du processus de réduction de données. Le principe optique est exactement le même, c’est seulement la nature de la lumière utilisée qui diffère. Le système d’étalonnage n’est pas strictement requis pour démarrer. On peut très bien faire un spectre d’étalonnage ou de PLU en éclairant le télescope par l’avant – c’est moins pratique, mais le résultat est quasiment le même. C’est uniquement si vous observez régulièrement que l’aspect pratique du système d’étalonnage intégré prend tout son sens. Le système Alpy propose un module d’étalonnage optionnel, qui intègre une lampe néon-argon, une lampe blanche au tungstène, et un système d’écran basculant qui vient se placer devant la fente. Cet écran, outre le fait d’envoyer la lumière d’étalonnage vers la fente, obstrue le faisceau venant des étoiles pendant l’acquisition. Pour être complet sur la question – complexe – de la lumière d’étalonnage, j’ajoute qu’en astronomie, on dispose d’une autre source de lumière avec des raies bien connues : les étoiles elles-mêmes ! Elles ont même l’avantage de présenter des raies dans le bleu profond (raies de Balmer), là où les lampes ordinaires n’émettent quasiment plus rien (voir figure 5.37 un exemple sur une étoile chaude). Dans certains cas, on peut donc utiliser la lumière des étoiles – voire même la lumière du Soleil – pour faire l’étalonnage. Lorsque l’on observe une étoile depuis la Terre, sa lumière traverse l’atmosphère. Celle-ci a sa propre signature spectrale – principalement du fait des molécules d’eau – que l’on utilise aussi fréquemment. En particulier, la raie Hα est entourée de plusieurs raies atmosphériques, appelées raies telluriques. Elles permettent de vérifier rapidement (voire même de corriger) l’étalonnage en haute résolution d’un spectre (voir figure 5.38 un exemple sur le spectre de Vega). Cette astuce est d’autant plus importante que ces raies étant liées à l’atmosphère terrestre, elles ne sont entachées d’aucun décalage spectral par effet Doppler !

100

5. Principes optiques d’un spectroscope

Raies de Balmer

Hα (6562,85 Å) Hγ (4861,33 Å) Hδ (4340,47 Å) Hε (4101,74 Å) Hβ Hζ (3970,07 Å) (4861,33 Å) Hη (3889,05 Å)

Figure 5.37. Les raies de Balmer dans un spectre d’étoile chaude.

Raies telluriques autour de Hα 6580,78 Å

6572,07 Å 6552,63 Å 6548,62 Å

6557,17 Å

6564,20 Å

6574,85 Å

Figure 5.38. Les raies telluriques autour de Hα dans le spectre de Vega.

5.10 Les spectroscopes échelle Je fais une digression, pour décrire rapidement un type de spectroscope assez différent dans son architecture, mais qui fait néanmoins partie du paysage amateur. Il s’agit des spectroscopes dits « échelle ». Selon la nature des observations, on doit faire un compromis entre dispersion et étendue spectrale, du simple fait de la taille du capteur. Bien sûr, il y a des cas où l’on

101

Guide pratique pour (bien) débuter en spectroscopie astronomique

a besoin d’une grande résolution (et donc de dispersion) et d’une grande étendue image spectrale. Un spectroscope échelle permet cela, de manière très astucieuse. L’::::: brute issue d’un tel instrument ressemble à l’image représentée figure 5.39 : :::::

Figure 5.39. Image brute d’un spectre échelle de Vénus (lumière solaire).

Chaque ligne est une portion du spectre, et l’ensemble se lit comme les lignes d’un livre : à la fin de la première ligne correspond le début de la deuxième, et ainsi de suite. On comprend immédiatement que le fait d’utiliser une grande partie de la surface du capteur (et non plus seulement une ligne de quelques pixels de large) permet de donner une plus grande quantité d’informations. Le principe de base reste le même que pour un spectroscope ordinaire : on utilise un réseau à réflexion pour la dispersion. Mais au contraire des réseaux ordinaires qui sont utilisés à l’ordre 1, un réseau échelle est utilisé à des ordres très élevés (voir la section 5.2) – par exemple entre les ordres 30 et 50. À chaque ligne de l’image ci-dessus correspond un ordre. Cela peut sembler un peu magique, mais il y a toutefois un problème de taille : ces ordres se mélangent en sortie du réseau échelle, et il faut ensuite les séparer pour avoir chaque ordre individuellement. Cette séparation se fait à l’aide d’un second élément disperseur – soit un prisme, soit un réseau – orienté transversalement au premier. Ainsi, on a une première dispersion pour étaler la lumière dans chaque ordre, plus une seconde dispersion pour séparer les ordres. Cela fait à la fin une image relativement complexe à exploiter (les ordres sont incurvés), mais toute l’information est là.

5.11 Fibre optique Autre digression, pour un sujet qui sort un peu du cadre de cet ouvrage, mais qui concerne tout de même les amateurs. Il s’agit de l’utilisation de fibres optiques pour transmettre la lumière depuis le télescope jusqu’au spectroscope.

102

5. Principes optiques d’un spectroscope

Les fibres optiques sont apparues en astronomie professionnelle dans les années 1980, et sont associées à l’émergence des spectroscopes de très haute résolution. Une fibre optique est un « tube de verre », qui permet de conduire la lumière avec peu de pertes sur de longues distances. Une fibre optique a l’apparence d’un cordon électrique, mais le cœur de cuivre est remplacé par de la silice (fig. 5.40).

Figure 5.40. Fibre optique (diamètre du cœur : 200 µm).

L’usage d’une fibre optique permet de séparer physiquement le spectroscope du télescope. Cela a des conséquences importantes : – comme le spectroscope n’est plus monté sur le télescope, il peut être très grand : c’est cela qui permet d’accéder à une haute résolution ; – l’instrument ne subit plus aucune flexion lorsque le télescope se déplace ; cela simplifie l’exploitation, et apporte une grande précision, en particulier pour les mesures de vitesse radiale. Néanmoins, comme toujours en optique, ces avantages importants sont accompagnés de fortes contraintes : – l’instrument est plus complexe, puisqu’il faut un système de collecte de lumière derrière le télescope (on appelle ce système une bonnette) ; – la fibre apporte des contraintes propres de mise en œuvre. Par exemple, le faisceau doit être très ouvert pour travailler dans de bonnes conditions ; – la fibre a un rendement qui n’est pas parfait : il y a des pertes significatives, en particulier aux extrémités. Au global, la fibre optique a permis de concevoir des instruments radicalement nouveaux, et très performants dans certains domaines. Mais ce n’est pas pour autant la panacée, et paradoxalement, l’avantage de la plupart des instruments amateurs est que leur compacité permet un montage direct sur le télescope, pour une performance intrinsèque meilleure. À l’inverse, une grande partie des spectroscopes professionnels sont à fibre optique, du fait de la dimension des instruments.

103

Paramètres principaux d’un spectroscope Dans ce chapitre, je vais laisser derrière nous les aspects théoriques, pour basculer dans des considérations nettement plus pragmatiques : il est temps de passer à la pratique. Un spectroscope peut se résumer à un certain nombre de paramètres clefs que je vais décrire. Ces paramètres sont essentiels pour adapter le spectroscope au reste de votre équipement (télescope, capteur CCD), et à votre programme d’observation. Il faut le dire dès maintenant : il n’existe pas de spectroscope idéal ! Même en y mettant une fortune, il y a toujours des compromis à faire en fonction de vos contraintes propres. Je peux faire l’analogie avec un télescope : il n’existe pas d’instrument qui permette de faire sans concessions du ciel profond et des observations planétaires. Dans un cas, on cherche un grand champ sans défaut (vignettage, aberrations optiques), dans l’autre un grossissement maximal. Ces exigences sont contradictoires et plusieurs approches sont disponibles : soit vous avez un instrument universel, parce que vous souhaitez l’utiliser dans plusieurs modes à moindre frais ; vous faites alors nécessairement un compromis sur la qualité du résultat dans chaque domaine. Soit vous investissez dans plusieurs instruments différents, chacun optimisé pour une application précise. La vie est faite de choix... c’est ce qui la rend si complexe, et si belle à la fois. Les deux paramètres principaux à considérer sont la résolution et l’ouverture. Les autres paramètres (échantillonnage, taille de la fente, étendue spectrale, etc.) découlent, au moins en partie, de ceux-ci.

105

Guide pratique pour (bien) débuter en spectroscopie astronomique

6.1 Résolution et pouvoir de résolution J’ai déjà parlé plusieurs fois de résolution : c’est certainement le premier paramètre d’un spectroscope ; il définit l’aptitude de l’instrument à observer des détails dans le spectre. Plus précisément, c’est la dimension – en unité de longueur d’onde (nm) – du plus petit détail discernable dans un spectre. En pratique, on parle plus souvent du pouvoir de résolution que de la résolution elle-même. On définit le pouvoir de résolution R comme le rapport R=

λ λ

(6.1)

où λ est la longueur d’onde considérée, et λ le plus petit détail visible dans le spectre. Comme ces deux valeurs sont exprimées en nm, le pouvoir de résolution R est un nombre sans dimension. Pour donner quelques ordres de grandeur, les plus petites résolutions dans les matériels amateur sont autour de R = 100 (très basse résolution), et les plus élevées autour de R = 20 000 (haute résolution). On parle de basse résolution pour entre R = 500 et R =1 000, et de moyenne résolution entre R = 1 000 et R = 5 000. Si cette mesure est faite dans le rouge (c’est souvent le cas) – disons à 650 nm – alors un pouvoir de résolution de R = 100 permet de voir des détails de 650/100 = 6,5 nm. Appliqué à des mesures de vitesse radiale, on a vu que l’on peut mesurer la position d’une raie avec une précision environ dix fois meilleure, c’est-à-dire 0,65 nm ; ce qui correspond à une vitesse radiale de 325 km·s−1 (50 km·s−1 pour 0,1 nm – voir la section 2,4 sur l’effet Doppler). De même, une résolution de R = 20 000 permet de voir des détails de 20 000/100 = 0,0325 nm. La position d’une raie peut être mesurée avec une précision de 0,003 25 nm, soit des vitesses Doppler de l’ordre de 1,6 km·s−1 (je rappelle que la Terre se déplace à 30 km·s−1 sur son orbite autour du Soleil). Pour mesurer la résolution, on fait un spectre d’une lampe d’étalonnage ; celle-ci a le mérite d’offrir des longueurs d’onde connues et bien isolées les unes des autres. On a vu dans le principe optique du spectroscope que le spectre est une succession d’images de la fente. Dans le spectre d’une source d’étalonnage, ce phénomène est bien visible (fig. 6.1). Si l’instrument est bien conçu et bien réglé, chaque raie se retrouve sur quelques pixels du capteur, en formant un profil en cloche (profil gaussien) (fig. 6.2). On définit alors la largeur à mi-hauteur (ou FWHM, de l’anglais Full Width at Half-Maximum) comme mesure de cette largeur de raie (fig. 6.3). Si l’instrument était parfait, la raie serait infiniment étroite. Mais la perfection n’est pas de ce monde, et la raie est nécessairement étalée par l’optique de l’instrument. La principale raison de cet étalement est la fente : elle a une largeur non nulle (il faut bien laisser passer un peu de lumière).

106

6. Paramètres principaux d’un spectroscope

Figure 6.1. Image d’un spectre d’étalonnage.

Figure 6.2. Projection du profil d’une raie sur les pixels du CCD.

La largeur à mi-hauteur devient donc un moyen indirect de mesurer la largeur du plus petit détail visible dans un spectre, qui correspond au terme λ dans l’équation 6.1. De fait, lorsqu’un fabricant de spectroscope annonce une résolution, c’est nécessairement pour une taille de fente donnée. On verra plus loin que l’on peut jouer

107

Guide pratique pour (bien) débuter en spectroscopie astronomique

Figure 6.3. Définition de la largeur à mi-hauteur (FWHM).

quelquefois sur la taille de cette fente, pour adapter le spectroscope ; il y a toutefois des limites, et des compromis à faire.

6.2 Ouverture (rapport F/D) L’ouverture est le second paramètre essentiel d’un spectroscope. On peut facilement comparer à l’ouverture d’un télescope ou d’un objectif photo. Plus un spectroscope est ouvert, plus il est lumineux, et donc moins on a besoin de poser longtemps pour un même résultat. Mais passé ce premier niveau, l’ouverture a des effets secondaires notables, pour l’adaptation au télescope. Tout d’abord, je dois préciser la définition de l’ouverture d’un spectroscope. Il s’agit du rapport Fc /Dc entre la focale Fc de la lentille collimatrice, et son diamètre Dc (fig. 6.4).

Fente d’entrée

Lentille collimatrice

Élément disperseur

Dc

Axe optique

Fc

Figure 6.4. Définition du rapport F/D d’un spectroscope.

108

6. Paramètres principaux d’un spectroscope

C’est l’analogie exacte du rapport F /D d’un télescope, à la différence que pour un télescope il s’agit du faisceau de sortie alors que pour le spectroscope on regarde le faisceau d’entrée. Bien entendu, dans une configuration homogène, l’ouverture du télescope et celle du spectroscope doivent être les mêmes (Ft /Dt = Fc /Dc ). Dans ce cas, tout le faisceau issu du télescope est exploité par le spectroscope (fig. 6.5). Si le télescope est plus ouvert que le spectroscope – c’est-à-dire si Ft /Dt < Fc /Dc – une partie significative de la lumière collectée par le télescope est perdue : elle n’entre pas dans le spectroscope (on parle de vignettage) (fig. 6.6). C’est une perte sèche : vous sous-utilisez votre télescope.

Télescope

Spectroscope Lentille collimatrice

Élément disperseur

Dt

Dc

Fente

Ft

Axe optique

Fc

Figure 6.5. Ajustement optimal télescope-spectroscope.

Télescope

Spectroscope

Lumière perdue (vignettage)

Élément disperseur

Axe optique

Dt

Dc

Fente

Ft

Fc

Figure 6.6. Vignettage entrée spectro.

109

Guide pratique pour (bien) débuter en spectroscopie astronomique

Le spectroscope fonctionne parfaitement et les résultats obtenus sont tout à fait exploitables. Mais c’est comme si vous aviez diaphragmé le télescope : vous auriez obtenu exactement le même résultat avec un télescope plus petit. À l’inverse, si le télescope est moins ouvert que le spectroscope – c’est-à-dire si Ft /Dt > Fc /Dc – il n’y a aucune perte de lumière (fig. 6.7). Télescope

Spectroscope

Fente

Dt

Dc

Axe optique

Ft

Fc

Capacité inexploitée

Figure 6.7. Télescope trop fermé.

Une telle configuration est réellement exploitable, mais n’est pas optimale : toute la capacité du spectroscope n’est pas exploitée. En effet, si vous mettez un réducteur de focale derrière le télescope, vous augmentez l’ouverture du faisceau, et vous utilisez mieux la capacité d’ouverture du spectroscope. Je sens venir la question : « quel intérêt, puisque le spectroscope fonctionne très bien sans réducteur ? ». Rappelez-vous qu’il y a une fente à l’entrée du spectroscope, et que c’est elle qui fixe la résolution de l’instrument. Cette fente est généralement du même ordre de grandeur (quelques µm) que la taille de l’image d’une étoile en sortie du télescope. Or si vous mettez un réducteur de focale derrière le télescope, vous réduisez la taille de cette image, et vous injectez plus de lumière (ou plus facilement) dans le spectroscope. Dans la pratique, cette contrainte sur la fente est souvent critique. À tel point que travailler avec spectroscope sans en exploiter toute l’ouverture est un gâchis. Cela veut dire que vous perdez de la lumière (c’est une denrée rare !), ou alors que vous pourriez améliorer la résolution de votre instrument sans rien perdre par ailleurs. On comprend donc bien qu’à résolution donnée, un spectroscope plus ouvert est un meilleur instrument qu’un autre moins ouvert. Mais cela a un coût direct : pour avoir une meilleure ouverture, il faut des optiques de plus grand diamètre et des corrections optiques plus importantes.

6.3 Grandissement et échantillonnage Jusqu’ici, j’ai peu parlé du capteur d’image, la caméra CCD. À ce stade, c’est pourtant un élément essentiel, puisque c’est sur ce capteur que se forme l’image du spectre.

110

6. Paramètres principaux d’un spectroscope

Pixel (x,y) Pixel (0,0)

Capteur CCD

y x

Figure 6.8. Le CCD est une matrice de pixel.

Un capteur CCD est une matrice de pixels d’une taille donnée (fig. 6.8). Chaque pixel est un capteur de lumière indépendant. Le pixel est donc la taille du plus petit détail visible dans l’image. On a vu par ailleurs que la fente du spectroscope donne la taille du plus petit détail visible dans le spectre : on sent bien que ces deux dimensions, celle de l’image de la fente et celle des pixels doivent être proportionnées. On appelle échantillonnage cette proportion, ou le nombre de pixels couvrant la largeur de l’image de la fente. Il existe un théorème important en traitement du signal (le théorème de Shannon) qui montre que pour une détection optimale, le détail le plus petit visible dans le spectre doit couvrir au moins deux pixels. Dans la pratique, on visera – si possible – plutôt 2,5 à 3 pixels. On connaît en général la taille de la fente s, mais pas nécessairement celle de l’image de la fente l sur le CCD. Celle-ci se calcule en prenant en compte le grandissement du spectroscope, égal au rapport Fo /Fc des longueurs focales de l’objectif de chambre Fo et de la collimatrice Fc (fig. 6.9) : l =s×

Lentille collimatrice

Élément disperseur

Fo Fc

Objectif

Faisceau dispersé

Fente s

Axe optique

Taille de l’image de la fente Fc

Fo

Détecteur

Figure 6.9. Grandissement d’un spectroscope.

111

Guide pratique pour (bien) débuter en spectroscopie astronomique

Prenons un exemple. Dans un spectroscope18 , la taille s de la fente fait 35 µm, la focale Fc de la collimatrice fait 130 mm et la focale Fo de l’objectif de chambre fait 85 mm. En outre, la caméra a des pixels de 9 µm. Dans ce cas, la largeur minimale d’une raie sur le CCD a pour largeur l : Fo 85 ≈ 23 µm = 35 × Fc 130 Comme les pixels font 9 µm de large, la raie s’étale donc sur 23/9 = 2,55 pixels. c’est un échantillonnage parfait : ni trop petit, ni trop grand (en vertu du théorème de Shannon) (fig. 6.10). l =s×

Figure 6.10. Échantillonnage correct.

Vous rencontrerez probablement des cas moins optimistes. Avec une autre configuration, vous pouvez être confronté soit à un sur-échantillonnage, soit à un souséchantillonnage. Dans le cas du sur-échantillonnage, le plus petit détail visible dans le spectre s’étale sur de nombreux pixels (fig. 6.11). Ce n’est pas le cas le plus dramatique, mais on a des pertes à plusieurs niveaux : – la lumière est étalée sur trop de pixels : il faut poser plus longtemps pour avoir un signal suffisant ; – il faut lire de nombreux pixels pour avoir toute l’information ; – l’image résultante est plus grande, sans pour autant contenir plus d’information. Le cas du sous-échantillonnage est plus grave : c’est la caméra qui limite les détails visibles dans le spectre. L’information numérisée est nettement plus pauvre que le 18

112

Les éléments donnés ici correspondent au spectroscope LISA.

6. Paramètres principaux d’un spectroscope

Figure 6.11. Sur-échantillonnage.

Figure 6.12. Sous-échantillonnage.

profil de raie réel (fig. 6.12). Dans un cas extrême, on peut imaginer que deux raies séparées par le spectroscope se retrouvent dans un seul pixel. Dans ce cas, le spectre que vous obtenez est une combinaison de ce qui sort « optiquement » du spectroscope et d’un filtre apporté par la caméra. Sauf à savoir ce que vous faites, c’est à proscrire absolument, parce qu’il est difficile de séparer ce qui vient de la source de lumière et ce qui vient de l’instrument.

113

Guide pratique pour (bien) débuter en spectroscopie astronomique

6.4 Résolution et dispersion Je m’attarde un peu sur ces deux termes souvent confondus, et qui pourtant définissent deux grandeurs très différentes. J’ai défini plus haut la résolution : c’est le plus petit détail visible dans un spectre, exprimée en unité de longueur d’onde (nm). Si l’instrument est bien conçu et bien réglé, il tient sur quelques pixels. La dispersion est exprimée en longueur d’onde par unité de longueur physique sur le capteur. Cela peut être des nm·mm−1 (on parle alors de facteur de plaque) ou des nm·pixel−1 (pour une caméra donnée). Ces deux grandeurs (résolution et dispersion) sont évidemment liées – par l’échantillonnage. Plus précisément, l’échantillonnage est le rapport entre résolution et dispersion : R e´ solution (nm) E´ chantillonnage = (en pixels) Dispersion (nm/pix ) Lorsque l’échantillonnage est correct (autour de 3 pixels), parler de résolution ou de dispersion revient à peu près au même. Mais il y a une erreur fréquente qui consiste à calculer la dispersion d’un spectroscope à partir de l’équation du réseau, puis en déduire la résolution à partir de la taille des pixels. Cela est faux, puisque la résolution vient de l’optique de l’instrument, et non de la taille des pixels.

6.5 Étendue spectrale On a vu qu’en fonction de la résolution du spectroscope, le spectre est plus ou moins étiré sur le CCD. Mais le CCD n’a pas une longueur infinie, et pour un capteur donné, plus la résolution est grande, plus le domaine spectral couvert est faible. On appelle étendue spectrale ce domaine couvert. Sur la figure 6.13, j’ai représenté une étendue spectrale de 50 nm, autour de la raie Hα (entre 625 nm et 675 nm). Bien entendu, plus le capteur est grand, plus l’étendue spectrale est importante – mais là encore il y a des limites. En effet, on a vu qu’un spectroscope doit corriger les aberrations optiques pour faire un spectre propre sur toute son étendue, et plus l’étendue est grande, plus les corrections sont difficiles à faire. Pour augmenter l’étendue spectrale, on peut donc utiliser un capteur aussi grand que possible, mais dans la limite raisonnable donnée par le constructeur. Au-delà, c’est nécessairement au prix d’une baisse de la qualité du spectre. Par exemple, le spectroscope Lhires III a été conçu dès le départ pour un capteur de 8 mm de long environ. Aujourd’hui, on trouve facilement des capteurs plus grands et on peut donc augmenter sensiblement l’étendue spectrale de cet instrument. Mais quand le capteur est vraiment grand (disons au-delà de 12 mm), alors on voit que la qualité du spectre n’est plus la même sur les bords ; cela se voit particulièrement sur les spectres d’étalonnage.

114

6. Paramètres principaux d’un spectroscope

Etendue spectrale

Figure 6.13. Définition de l’étendue spectrale.

6.6 Domaine spectral Nous sommes souvent confrontés à ce dilemme : plus la résolution est élevée, plus l’étendue spectrale est faible. Il faut chercher le meilleur compromis pour notre application – certaines observations se font dans le bleu, d’autres autour de la raie Hα , et d’autres encore dans le proche IR. Notez que c’est un des avantages de la basse résolution : comme le spectre couvre à peu près tout domaine visible, il n’y a pas ce choix à faire ! Lorsque l’étendue spectrale est limitée, il est encore possible de choisir quelle partie du domaine spectral visible (ou proche IR) on peut observer. Dans la plupart des instruments, on peut choisir ce domaine simplement en changeant l’inclinaison du réseau. C’est donc un paramètre supplémentaire du spectroscope qui complète l’étendue spectrale : dans quelle plage de longueurs d’onde peut-on observer cette étendue ? La figure 6.14 montre par exemple deux domaines spectraux, le premier autour de la raie Hβ et le second autour de la raie Hα .

6.7 Efficacité/Rendement Un autre paramètre du spectroscope est son efficacité, c’est-à-dire le nombre de photons d’une longueur d’onde donnée qui seront reçus par le capteur CCD rapporté au nombre de photons qui entrent dans la fente. Cette efficacité est fonction de la longueur d’onde et dépend de nombreux facteurs : nombre et qualité des surfaces optiques, vignettage interne, rendement du réseau... En outre, c’est un élément

115

Guide pratique pour (bien) débuter en spectroscopie astronomique

Figure 6.14. Deux domaines spectraux différents.

complexe à mesurer, puisqu’il faut faire exactement la même mesure avec et sans le spectroscope, en isolant bien chaque longueur d’onde. Cette efficacité du spectroscope est en outre altérée par deux éléments externes prépondérants : – la part de lumière de l’étoile pénétrant dans la fente ; – le rendement du CCD (et de l’électronique de la caméra). On comprend bien que l’ensemble de ces éléments est déterminant pour nos observations : si je double l’efficacité de mon instrument, je peux diviser par deux le temps de pose, pour un résultat de qualité équivalente. Au global, quand on prend l’ensemble de l’instrument (y compris le télescope et la caméra CCD), les chiffres sont assez effrayants : on trouve fréquemment des rendements inférieurs à 10 %, même dans les instrumentations professionnelles ! Toutes choses égales par ailleurs, vous devez préférer un spectroscope qui a une meilleure efficacité que son concurrent éventuel... mais dans la pratique, il est difficile de disposer d’éléments solides sur ce terrain, et de choisir en pleine connaissance de cause. De fait, je n’ai jamais vu qu’un spectroscope a été préféré à un autre pour cette raison. Bien entendu, un soin particulier doit être mis sur ce sujet durant la conception de l’instrument (choix de l’élément disperseur, de l’architecture de l’instrument, de la caméra). Mais une fois ces choix réalisés, il reste à l’observateur une grande responsabilité : celle d’injecter un maximum de lumière dans la fente – et mon expérience me dit qu’il est très facile de perdre 90 % de la lumière à ce stade. J’y reviendrai longuement dans la partie consacrée aux observations.

116

6. Paramètres principaux d’un spectroscope

6.8 Tirage mécanique et fixation Le spectroscope vient s’intercaler entre le télescope et la caméra d’acquisition. Pour que tout se passe bien, vous devez vous assurer que vous pouvez adapter mécaniquement et optiquement ces trois éléments (télescope, spectroscope, caméra). Apportez un soin particulier à la rigidité et à la solidité du montage : comme le télescope se déplace dans le ciel, le moindre jeu de montage se traduit par un mouvement du spectre de plusieurs dixièmes de millimètres sur le capteur – l’effet est désastreux (perte de résolution, perte d’étalonnage, etc.).

Tirage d’entrée : adaptation au télescope Le télescope fabrique une image dans son plan focal. Ce plan est à l’extérieur du télescope, pour pouvoir y mettre un capteur (oculaire, caméra CCD...). On appelle tirage (ou backfocus en anglais) la distance entre l’extrémité du télescope et le plan focal (fig. 6.15). Cette distance est variable grâce au système de mise au point du télescope. On dispose donc d’une plage de tirage. Télescope

Face externe du télescope Foyer Axe optique

Tirage du télescope

Plan focal

Figure 6.15. Tirage de sortie du télescope.

La fente du spectroscope doit se placer sur le plan focal du télescope. Elle est située à l’intérieur du spectroscope, à une distance de l’extrémité appelée également tirage – mais on parle cette fois du tirage d’entrée du spectroscope (fig. 6.16). Pour que le montage soit possible, le tirage d’entrée du spectroscope doit être compatible avec la plage de tirage de sortie du télescope. Si le tirage du télescope est trop grand, le problème est facile à résoudre : on peut ajouter des bagues d’extension. En revanche, si le tirage de sortie du télescope est trop petit – ça peut arriver sur des télescopes très ouverts, par exemple de type Newton – alors le problème est plus délicat. On peut éventuellement envisager de mettre une lentille de Barlow pour allonger la focale du télescope : cela repousse la position du foyer. Mais un tel accessoire modifie également l’ouverture (F/D) du télescope – vérifiez bien qu’elle reste adaptée à votre spectroscope. Regardez également le système de montage du spectroscope sur le télescope : c’est soit un système de coulant (de 50,8 mm de diamètre), soit un système de bague

117

Guide pratique pour (bien) débuter en spectroscopie astronomique

Spectroscope Faisceau télescope Fente d’entrée Axe optique

Face externe du spectroscope Tirage d’entrée

Figure 6.16. Tirage d’entrée du spectroscope.

filetée (les télescopes Schmidt-Cassegrain ont souvent une bague filetée de 50,8 mm de diamètre, avec un pas spécial). Pensez que, lors du montage du spectroscope sur le télescope, vous avez besoin de l’orienter correctement (de la même manière que l’on oriente une caméra CCD en imagerie). Le système de fixation doit permettre ce réglage en rotation.

Tirage de sortie : adaptation de la caméra À l’autre extrémité, le spectroscope forme une image du spectre à une distance appelée tirage de sortie (fig. 6.17). Le système de mise au point permet de faire varier ce tirage, dans une plage limitée. Selon l’instrument, cette plage peut être très courte (par exemple, dans le cas du Lhires III, le CCD doit être placé à mieux que 2 mm près – c’est inhérent à l’architecture Littrow de l’instrument) ; pour d’autres, cette plage est plus généreuse (de l’ordre de 10 mm pour l’Alpy 600). La caméra a également un tirage d’entrée (fig. 6.18) qui doit être compatible avec le spectroscope. Ce n’est pas toujours facile : certaines caméras ont un tirage important (supérieur à 35 mm), par exemple quand elles sont équipées d’une roue à filtre. Un APN équipé d’une bague-T (filetage M 42 au pas de 0,75 mm) a même un tirage de :::: près de 55 mm. D’autres ont un tirage très court, de l’ordre de 10 mm. La situation est comparable au cas précédent (adaptation au télescope) : on peut ajouter des bagues d’extension (elle seront alors souvent avec un filetage M 42 au pas de 0,75 mm), et dans certains cas, on peut mettre une lentille de Barlow sur le spectroscope pour allonger le tirage (c’est le cas de l’Alpy 600 qui est ainsi compatible avec un APN). :::: La plupart des caméras ont aujourd’hui une monture-T (filetage M 42 au pas de 0,75 mm). Vérifiez bien que le système de fixation de la caméra permet de l’orienter, pour que le spectre soit bien horizontal dans l’image.

118

6. Paramètres principaux d’un spectroscope

Spectroscope Face externe du spectroscope Élément disperseur

Faisceau dispersé

Objectif

Plan focal objectif Axe optique

Tirage de sortie

Figure 6.17. Tirage de sortie du spectroscope.

Caméra CCD

Faisceau de sortie du spectroscope (dispersé) Capteur CCD Axe optique Tirage caméra

Face externe de la caméra

Figure 6.18. Tirage caméra.

6.9 Télescope et qualité du ciel Après avoir vu les différents paramètres, vous devez vérifier que votre équipement est « cohérent ». Mais pour faire cet exercice, il nous manque encore un élément important : la taille de l’image d’une étoile produite par le télescope.

119

Guide pratique pour (bien) débuter en spectroscopie astronomique

Une étoile, malgré sa taille gigantesque est vue depuis la Terre comme un point. Au foyer du télescope elle devrait donc être infiniment petite. Ce n’est pas le cas pour au moins trois raisons : – la lumière de l’étoile traverse l’atmosphère terrestre, qui possède une certaine turbulence. Cette turbulence déforme l’image ponctuelle de l’étoile, et la fait scintiller. Le résultat immédiat est que l’image d’une étoile au foyer du télescope n’est pas un point, mais une petite tâche ; – le télescope, quel qu’il soit, a une limite de diffraction – c’est une règle incontournable de l’optique. Si votre télescope est installé dans un site où la turbulence atmosphérique est négligeable, l’image de l’étoile est constituée de quelques anneaux. Plus le télescope est grand, plus cette tâche de diffraction est grande ; – l’optique parfaite n’existe pas, et même le meilleur des instruments produit des aberrations optiques. En général, c’est la turbulence atmosphérique qui domine, et rares sont les cas où l’on atteint la limite de diffraction. La turbulence évolue en fonction de la météo, mais on considère que c’est un paramètre propre au site d’observation ; lorsque les astronomes professionnels parcourent le monde à la recherche des meilleurs sites, c’est ce critère avant tout qu’ils mesurent. La turbulence d’un site d’observation est caractérisée par le seeing. C’est un petit angle, qui correspond au diamètre angulaire observé d’une étoile. L’unité utilisée est la seconde d’arc. Un site très ordinaire (voire médiocre) peut avoir un seeing de quelques secondes d’arc ; un excellent site peut descendre sous la seconde d’arc. Le télescope étant assimilable à une lentille simple, il « convertit » ce diamètre angulaire (exprimé en seconde d’arc) en diamètre réel (en µm) au foyer. La figure 6.19 illustre cela de manière simplifiée. Télescope Étoile

Plan focal du télescope

α i (taille de l’image) Ft

Figure 6.19. Diamètre angulaire et taille de l’image.

Comme l’angle de seeing α est en pratique très petit, on peut assimiler l’angle et sa tangente, à condition de convertir l’angle en radians. Par conséquent, le seeing α (exprimé en ", ou seconde d’arc), la taille de l’image de l’étoile au foyer i (en µm) et la focale du télescope FT (en m) sont liés par la relation suivante : i = FT × α ×

120

π × 106 ≈ FT × α × 4,85 3 600 × 180

6. Paramètres principaux d’un spectroscope

Prenons un exemple. Si votre ciel possède un seeing de 3 et si votre télescope a une focale de 2 m, alors la tâche image au foyer est de i = 2 × 3 × 4,85 ≈ 30 µm. C’est un ordre de grandeur qui est à retenir pour la suite : la taille image d’une étoile avec un petit télescope et dans un ciel ordinaire est de l’ordre de 20 à 30 µm. C’est également la taille que l’on donnera le plus souvent à la fente du spectroscope. J’attire votre attention sur le fait que cette taille image ne dépend pas de la magnitude de l’étoile. Dans une image du ciel, on a l’habitude de voir les étoiles brillantes plus grandes que les étoiles faibles. C’est uniquement un effet des seuils de visualisation de l’image. Si vous mesurez la largeur à mi-hauteur de chaque étoile, vous trouvez des valeurs très proches (je vous invite à faire l’exercice par vous-même). On le voit, la taille de l’étoile au foyer est proportionnelle à la focale du télescope. Doublez la focale de votre télescope, et vous doublez la taille de l’image d’une étoile. Quand on sait qu’au foyer, on met une fente en guise de porte d’entrée dans le spectroscope, on sent qu’il faut regarder ce critère avec attention. Gardez à l’esprit que la focale de votre télescope peut être modifiée ; dans un sens avec un réducteur de focale, et dans l’autre avec une lentille de Barlow (souvent un doubleur ou tripleur de focale). Bien entendu, ces accessoires modifient également la taille de l’étoile au foyer. Pour mesurer le seeing, il « suffit » de faire une image des étoiles pendant quelques secondes – sur un télescope parfaitement réglé – et de mesurer la taille des étoiles dans l’image (on calcule la largeur à mi-hauteur). Les quelques secondes servent à moyenner la turbulence ; si on fait des poses trop courtes, on la fige. La taille obtenue i (exprimée en pixels ou en µm) est celle de l’étoile au foyer ; le seeing peut se déduire par la relation suivante : i α≈ FT × 4,85 (en secondes d’arc, si i est en μm et la focale du télescope FT en mètre)

6.10 Ajuster la configuration Cette fois, nous avons tous les éléments en main pour vérifier la cohérence de notre instrument. Repartons du schéma de principe du spectroscope (fig. 6.20). On peut considérer que l’installation est cohérente si les trois conditions suivantes sont réunies : – la taille de l’image d’une étoile au foyer est comparable à celle de la fente ; – la taille de l’image de la fente (incluant le grandissement) donne un échantillonnage légèrement supérieure à deux pixels ; – le rapport F /D du télescope est comparable à l’ouverture du spectroscope. En outre, vous devez vérifier que la résolution et l’étendue spectrale offertes par cette configuration sont cohérentes avec l’observation que vous souhaitez faire.

121

Guide pratique pour (bien) débuter en spectroscopie astronomique

Fente (source de lumière)

Lentille Élément disperseur collimatrice (prisme ou réseau de diffraction)

Objectif

Détecteur Faisceau dispersé

Axe optique

Fc

Fo Faisceau parallèle

Figure 6.20. Architecture d’un spectroscope.

Cela est bien compliqué ? Non, parce qu’en fin de compte, les points de réglages sont très limités : il y a en gros la taille de la fente (souvent, les spectroscopes disposent de plusieurs fentes possibles), et l’adaptation de la focale et de l’ouverture avec un réducteur de focale ou une lentille de Barlow. Le reste, c’est essentiellement une question de diamètre de télescope. À ouverture donnée, si j’augmente le diamètre du télescope, j’augmente la taille de l’image d’une étoile au foyer. Pour collecter toute la lumière dans le spectroscope, je dois donc augmenter la fente en proportion – et si je veux conserver la même résolution, je dois nécessairement augmenter dans la même proportion la taille du spectroscope ! Ce point est un atout magique pour les amateurs : comme on travaille sur de petits télescopes, par comparaison avec les instruments professionnels, on peut disposer des mêmes résolutions qu’eux, mais avec des spectroscopes nettement plus compacts. Donc pour résumer, si vous travaillez avec un petit télescope – disons jusqu’à 300 mm de diamètre –, vous n’aurez pas de gros problème d’adaptation d’un spectroscope du commerce. C’est si vous avez le projet de travailler avec un diamètre plus important qu’il va falloir regarder ces questions d’adaptation plus en détail et faire de nécessaires compromis. Avant de clôturer ce chapitre sur les paramètres instrumentaux, j’ai encore quelques éléments à vous donner concernant les deux adaptations possibles que sont la taille de fente et l’adaptation de la focale.

Choisir la taille de fente Dans la plupart des instruments commercialisés par Shelyak Instruments, l’observateur dispose de plusieurs largeurs de fente possible. Cela apporte une flexibilité d’observation, mais le choix doit être fait en connaissance de cause. On a vu que la fente doit être proportionnée à la taille de l’étoile au foyer, c’est-à-dire à la focale du télescope et au seeing du site. Si la fente est plus petite, une partie de la

122

6. Paramètres principaux d’un spectroscope

lumière de l’étoile est perdue (n’entre pas dans la fente). À l’inverse, si la fente est plus grande, l’étoile peut se promener dans la fente : c’est dommage, parce qu’en resserrant la fente, on pourrait gagner en résolution sans rien perdre par ailleurs (fig. 6.21). Fente trop large

Fente adaptée

Fente trop étroite

Étoile

Fente

Figure 6.21. Adaptation de la taille de fente.

Pour faire le bon choix, il faut donc prendre en compte les deux contraintes que sont : – la taille de l’image de l’étoile dans le plan focal de la source (plan de la fente) ; – l’échantillonnage du spectre. Si j’ouvre la fente, je collecte plus de lumière (je réduis donc le temps de pose, etc.). Mais si je réduis la fente, je peux augmenter la résolution – à condition de conserver un échantillonnage correct (supérieur à 2,5-3 pixels). En pratique, la question ne se pose pas sur des petits instruments (disons inférieurs à 200 mm de diamètre) : dans ce cas, la taille de l’étoile et la taille des pixels sont naturellement assez bien proportionnées. C’est un peu différent pour des instruments plus gros (au-dessus de 300 mm de diamètre) : dans ce cas, la fente qui conduit à un échantillonnage correct (généralement autour de 20-25 μm) est petite par rapport à la dimension d’une étoile dans le plan focal. Je rappelle que la dimension de l’étoile découle directement de la focale du télescope et du seeing. Il peut alors être pertinent d’ouvrir la fente pour mieux exploiter le télescope et atteindre des magnitudes plus faibles (ou avec des temps de pose plus court). Mais ceci se fera nécessairement au détriment de la résolution et au prix d’un sur-échantillonnage. Pour résumer, si vous avez un télescope de grand diamètre, vous pourrez envisager de faire varier la largeur de fente, mais il y aura nécessairement un compromis à trouver entre privilégier la résolution ou privilégier la luminosité. Avec tout ce que j’ai dit jusque-là, vous devez penser qu’on doit ajuster la fente en permanence aux conditions d’observation (il existe des systèmes à fente variable).

123

Guide pratique pour (bien) débuter en spectroscopie astronomique

Ce n’est heureusement pas le cas dans la pratique : les éléments que j’indique ici servent à choisir correctement votre configuration, mais une fois votre choix fait, vous n’y touchez plus. C’est même un élément important pour la suite : comme la fente est figée, la résolution de vos spectres est un paramètre intrinsèque de votre spectroscope et ne dépend plus des conditions d’observation. Si vous observez par une nuit avec un ciel très turbulent, vous verrez que seule une partie de la lumière de l’étoile entre dans la fente (il faudra donc poser plus longtemps pour avoir la même quantité de lumière cumulée), mais la résolution du spectre reste constante.

Adapter la focale du télescope On peut adapter la focale du télescope (ou de la lunette) et son ouverture en ajoutant un réducteur de focale ou une lentille de Barlow. Regardons un peu plus en détail comment cela fonctionne. Ces accessoires sont des éléments purement optiques qui modifient le faisceau issu du télescope et modifient la position du foyer (fig. 6.22). En conséquence, la focale effective de l’instrument est soit raccourcie (réducteur de focale), soit allongée (lentille de Barlow). Chaque accessoire a son propre coefficient multiplicateur de focale (inférieur à 1 pour un réducteur et supérieur à 1 pour une lentille de Barlow). On peut modifier la focale, mais dans tous les cas le diamètre du télescope reste inchangé. Par conséquent, le rapport F /D du télescope est modifié comme la focale. Je prends un exemple. Je dispose d’un télescope de 200 mm de focale ouvert à F /10. La focale nominale est donc de F = 200 × 10 = 2 000 mm. – Si je mets un réducteur de focale « courant » de ×0,63, la focale effective devient Feff = 1 260 mm, et donc l’ouverture devient Feff /D = 1 260/200 = 6,3 (soit 10 × 0,63). – Si je mets un doubleur de focale (lentille de Barlow ×2), la focale effective devient Feff = 4 000 mm, et donc l’ouverture devient Feff /D = 4 000/200 = 20 (soit 10 × 2). On ne peut pas séparer ces deux effets – modification de la focale et modification de l’ouverture. Je rappelle que la focale affecte la taille de l’image d’une étoile au foyer et que l’ouverture doit être adaptée à celle du spectroscope : la marge de manœvre est limitée. J’attire votre attention sur un effet secondaire très important de cette adaptation. On a vu que les aberrations optiques sont d’autant plus importantes que le faisceau est ouvert. Augmenter la focale d’un instrument ne pose en général pas trop de problème, parce que le faisceau résultant est plus fermé que le faisceau initial. Mais un réducteur de focale ouvre davantage le faisceau, et cela induit une augmentation des aberrations optiques. Si le réducteur est dessiné spécialement pour votre télescope, cela va bien se passer. Mais si vous mettez un réducteur quelconque sur votre télescope

124

6. Paramètres principaux d’un spectroscope

Télescope Télescope seul Foyer Axe optique

Ft

Télescope Réducteur de focale

Avec un réducteur

Foyer

Ft

Télescope Lentille de Barlow

Avec une lentille de Barlow Foyer

Ft

Figure 6.22. Réducteur de focale et lentille de Barlow.

sans précaution, il est probable que cela conduise à une qualité d’image au foyer très dégradée. Vous perdez alors tout ou partie du bénéfice de l’opération. Sachez également que pour les mêmes raisons de correction optique, un réducteur est conçu pour travailler dans des conditions bien particulières (distance au foyer). Respectez bien ces conditions (normalement indiquées par la fabricant), faute de quoi vous pourrez avoir des défauts optiques qui se retrouveront par la suite dans votre spectre. Si vous utilisez un instrument modeste (D ≤ 300 mm), alors il y a fort à parier que l’adaptation se fera très naturellement, puisque pour ce type d’instruments la taille de l’image d’une étoile est proche de la taille des pixels des caméras courantes. C’est uniquement si vous travaillez avec un instrument de plus gros diamètre que vous pourrez avoir à choisir de privilégier la résolution (en utilisant une fente étroite, optimale pour le spectroscope) ou la luminosité (en utilisant une fente plus large, optimisée pour le télescope). On peut privilégier la résolution pour certaines observations (détails de raies, mesure de vitesse par effet Doppler), puis changer pour observer un objet très faible au détriment de la résolution.

125

Guide pratique pour (bien) débuter en spectroscopie astronomique

6.11 Faire simple ! J’ai essayé de vous donner toutes les clefs pour définir la meilleure configuration en fonction de votre matériel. Cela peut paraître compliqué si vous n’êtes pas familier avec ces éléments d’optique. Mais vous verrez qu’avec un peu de pratique, ce sont des éléments avec lesquels on jongle très facilement (ce ne sont que des règles de trois !). En attendant, ne vous bloquez surtout pas sur ces éléments. Il s’agit d’optimiser un instrument, mais il n’y a nul besoin d’avoir un instrument optimal pour démarrer en spectroscopie. Je redis que, dans tous les cas, la qualité des spectres est intrinsèque au spectroscope, et ces questions d’optimisation ne jouent que sur des questions d’efficacité ; pour commencer, vous observerez des étoiles brillantes, et s’il faut poser 5 secondes au lieu de 0,1 seconde, ce n’est pas vraiment un problème. Je vous invite surtout à commencer à travailler avec votre matériel, même si vous savez qu’il n’est pas optimal. C’est le matériel que vous connaissez, et dont vous disposez dès maintenant. Il est toujours préférable d’observer maintenant avec les moyens disponibles plutôt que de remettre à plus tard au motif qu’il manque du matériel. Parce que ces premières observations vous feront considérablement progresser, et vous serez mieux à même de juger où sont effectivement les limites éventuelles de votre instrumentation.

126

Caméra CCD et logiciel d’acquisition Les caméras CCD et leur démocratisation sont au cœur des évolutions de l’astronomie de ces dernières années, en particulier dans le domaine amateur. C’est parce que nous disposons de ces caméras CCD extrêmement performantes et des logiciels d’acquisition qui les accompagnent que la spectroscopie peut aujourd’hui se développer. Il existe maintenant de nombreux ouvrages qui traitent en détail de ces capteurs et mon objectif ici n’est pas d’être exhaustif sur cette question. Je veux me concentrer uniquement sur les spécificités d’une utilisation en spectroscopie. Si vous découvrez complètement l’astronomie pratique, y compris les caméras CCD, je vous invite à faire un peu d’imagerie du ciel profond avant de passer à la spectroscopie. Que ce soit pour la manipulation du télescope ou pour la mise en œuvre de la caméra (acquisition d’images, prétraitement), tout ce que vous y apprendrez sera nécessaire et intégralement réutilisé en spectroscopie Sauf quelques cas particuliers, nous avons besoin d’au moins deux caméras pour la spectroscopie : une pour l’acquisition des spectres et une pour le guidage. Il peut aussi être utile de disposer d’une troisième caméra pour le pointage du télescope.

127

Guide pratique pour (bien) débuter en spectroscopie astronomique

7.1 Un vaste choix Nous avons la chance de disposer d’un large choix de caméras CCD, avec des fonctionnalités et des prix très variables. Je passe en revue les caractéristiques les plus importantes pour les différentes caméras dont nous avons besoin. Le terme de caméra CCD vient de l’anglais (pour qui caméra veut dire indistinctement caméra vidéo ou appareil photo). Dans notre cas, il s’agit surtout de prendre des images individuelles. Il s’agit donc plus d’un appareil photo que d’une caméra au sens vidéo du terme.

Caméra d’acquisition C’est la caméra la plus performante du système. Les critères à prendre en compte sont les suivants : – Taille du capteur. Plus il est grand, mieux c’est (qui peut le plus peut le moins). C’est souvent le budget qui met une limite. Attention toutefois aux très grands capteurs : ils génèrent des fichiers informatiques importants et les temps de lecture peuvent être rédhibitoires à l’exploitation. Dans ce cas, il faut pouvoir fenêtrer les acquisitions (ne lire qu’une partie de l’image). Pour notre application à la spectroscopie, il suffit de prendre un capteur qui contienne (avec un peu de marge) tout le spectre utile ; – Taille des pixels : c’est elle qui donne l’échantillonnage. À performance intrinsèque identique du matériau constituant le capteur, un pixel est d’autant plus sensible à la lumière qu’il est grand : il faut donc essayer de chercher les plus grands pixels possibles – la tendance du marché étant plutôt à l’inverse, pour réduire les coûts. Avant tout, il est essentiel de vérifier que la taille des pixels donne un échantillonnage correct pour votre spectroscope (voir section 6.3) ; – Dynamique de lecture. C’est le nombre de « nuances » que pourra voir la caméra pour chaque pixel. La dynamique est généralement exprimée en nombre de bits du convertisseur interne à la caméra. Une caméra 12 bits offre 212 = 4 096 niveaux de gris. Aujourd’hui, il est courant d’utiliser des caméras 16 bits (216 = 65 536 niveaux de gris) ; – Rendement quantique. C’est la sensibilité de la caméra à la lumière (capacité à détecter les photons). Plus il est élevé, mieux c’est (et généralement, plus il est élevé, plus la caméra est chère) ; – Bruit de lecture. C’est un élément qui tient à la qualité de l’électronique de lecture de la caméra. Il est exprimé en électrons (e − ) ; plus il est bas, mieux c’est. Notez que ce bruit, qui représente une « erreur de lecture » peut être réduit dans certaines caméras en ralentissant la vitesse de lecture ; – Refroidissement et courant d’obscurité. Le capteur CCD a une activité thermique intrinsèque, et cela se traduit, même en absence totale de lumière, par une montée régulière du signal perçu par la caméra. C’est un défaut systématique qui sera corrigé par le prétraitement. Refroidir fortement la caméra (d’au moins 20 ◦C par

128

7. Caméra CCD et logiciel d’acquisition

rapport à la température ambiante) permet de réduire sensiblement cet effet, et de faire des poses longues sans perdre trop de la dynamique disponible ; – Obturateur. La caméra doit permettre de faire des poses très courtes (quelques centièmes de seconde, voire moins) pour les cas exceptionnels où la lumière abonde (spectres du Soleil, de lampes, d’étoiles brillantes), mais dans la plupart des cas, on fait des poses de plusieurs secondes, voire même de plusieurs minutes. Les caméras actuelles n’ont plus d’obturateur mécanique (ils sont remplacés par un système électronique) : cela permet des poses très courtes.

Capteur couleur ? Les constructeurs proposent pour certaines de leurs caméras des capteurs couleurs. On peut penser que pour la spectroscopie – étude de la couleur par essence – c’est particulièrement indiqué... c’est une erreur de raisonnement. Un capteur couleur présente plusieurs défauts pour une utilisation scientifique : – chaque pixel est équipé d’un filtre rouge, vert ou bleu, et c’est l’association de ces différents pixels « colorés » qui permet de donner une couleur à chaque pixel (on appelle matrice de Bayer la décomposition en pixels de couleurs). La conséquence est qu’au mieux un pixel sur trois voit de la lumière dans une partie donnée du spectre – c’est une perte d’efficacité immédiate ; – pour que les « trous » ainsi formés dans le spectre ne portent pas à conséquence, il faut sur-échatillonner l’image, ce qui induit une perte supplémentaire d’efficacité ; – l’image est nettement plus complexe à traiter, puisqu’il faut prendre en compte la matrice de Bayer. Pour ces raisons, la plupart des capteurs utilisés dans des applications scientifiques sont des capteurs noirs et blancs – et dans le cadre de la spectroscopie, cela ne nous dérange pas puisque la variation de couleur est transformée en variation de position de la zone éclairée sur le capteur.

Utiliser un appareil photo numérique (APN) ? Il est possible d’utiliser un ::::: APN en guise de caméra CCD. Ce n’est pas la manière la plus efficace de faire de la spectroscopie, mais force est de reconnaître que ces appareils sont présents chez de nombreux observateurs. C’est donc souvent un excellent moyen de démarrer et lors de la conception de tous nos spectroscopes, nous avons toujours APN. veillé à pouvoir adapter un ::::: Je veux être clair : si vous prenez goût à la spectroscopie, vous n’échapperez pas à terme à l’utilisation d’une caméra CCD. C’est plus performant (meilleure sensibilité, refroidissement), plus facile à exploiter (pas de matrice de Bayer, format standard, pilotage natif depuis un ordinateur).

129

Guide pratique pour (bien) débuter en spectroscopie astronomique

Cette simplicité est importante, même pour le débutant : une image CCD est imméAPN doit être diatement exploitable par un logiciel d’astronomie, alors qu’une image ::::: préalablement convertie de son format natif (RAW), vers un standard astronomique (FITS). C’est faisable, mais c’est une opération fastidieuse, qui interdit une grande productivité.

Caméra de guidage Les exigences pour la caméra de guidage sont moins importantes que pour la caméra principale. La raison en est simple : elle ne contribue pas directement à la qualité du spectre. Pour autant, on ne doit pas y mettre n’importe quoi. Dans le cas des objets très faibles et en basse résolution, c’est la caméra de guidage qui peut limiter les observations (il faut voir l’objet pour en faire un spectre). Le guidage permettant de suivre en continu la position de l’image de l’étoile dans la fente, cette caméra doit pouvoir faire des images à un rythme rapide (quelques images par seconde) – mais il y a des cas où on peut poser jusqu’à 30 secondes pour aller chercher des objets très faibles (magnitude 15, par exemple). Certaines caméras de guidage viennent du monde de la vidéo plus que de celui de l’imagerie. Dans ce cas, il faut vérifier que l’on peut faire des poses longues (quelques dizaines de secondes). Les caméras de guidage ont souvent un petit capteur. Ce n’est pas un élément critique si votre installation a une bonne capacité de pointage (capacité à mettre n’importe quel objet faible au milieu du capteur de guidage), puisque tout ce dont on a besoin, c’est de suivre la position de l’étoile dans la fente. En revanche, si votre installation pointe avec une précision médiocre, alors vous aurez besoin d’un capteur plus grand, pour « attraper » l’étoile dans le champ de guidage (j’y reviens longuement plus loin, voir la section 11.4). Personnellement, je préfère avoir une troisième caméra dédiée au pointage (chercheur électronique), et me contenter d’un petit capteur pour le guidage. Un élément important de la caméra de guidage est qu’elle doit être gérée par un logiciel capable de piloter également votre monture, pour faire de l’autoguidage (voir section 11.5). Il est peu probable que le logiciel livré avec la caméra puisse le faire – de fait, il vaut mieux prendre le problème dans l’autre sens, et choisir une caméra reconnue par votre logiciel d’autoguidage préféré.

Caméra de pointage Si vous utilisez une caméra de pointage (encore appelée chercheur électronique), celleci a encore moins d’exigence que les précédentes, à tel point qu’il ne faut pas hésiter à utiliser une vieille caméra de récupération. J’utilise pour ma part une caméra vidéo, connectée directement sur un petit moniteur vidéo (sans passer par le PC). Mais ça peut aussi bien être une caméra CCD de base ; cela permet même de faire de la reconnaissance de champ automatique.

130

7. Caméra CCD et logiciel d’acquisition

7.2 Capteur d’image ou de lumière ? Une caméra CCD est souvent considérée comme un capteur d’image – exactement comme un ::::: APN. Le résultat qui sort d’une acquisition est un fichier informatique contenant l’image. Cette représentation est très juste lorsque l’on fait de l’imagerie. Mais il y a une autre représentation possible, que je préfère appliquer lorsque l’on se met dans une démarche scientifique : un capteur CCD est avant tout une matrice de capteurs de lumière. Chaque pixel peut être considéré comme un capteur indépendant. La fonction du pixel physique est de convertir la lumière en électrons – c’est un processus analogique – et la fonction de l’électronique de la caméra est de convertir le nombre d’électrons collectés dans le pixel en valeur numérique. En fin de compte, à chaque pixel physique est associée une valeur numérique proportionnelle à la quantité de lumière reçue par le pixel. (pour La valeur obtenue est un entier, donné dans une unité arbitraire appelée ADU ::::: ADU correspond à la plus petite variation de lumière Analog to Digital Unit). Un ::::: détectable par la caméra ; la dynamique de la caméra correspond au nombre maximal possibles. Par exemple, une caméra ayant une dynamique de 16 bits donne d’ADU ::::: une valeur comprise entre zéro et 216 = 65 536::::: ADU. La capacité d’accumulation d’un pixel est limitée – hélas. C’est-à-dire que si la quan(dans le cas d’une tité de lumière est telle qu’on dépasse la valeur de 65 536 ADU ::::: caméra 16 bits), le pixel est saturé – c’est comme s’il est aveuglé. Même si la lumière continue de croître, elle ne donnera jamais une valeur supérieure à ce maximum. Un capteur CCD est extrêmement sensible : si vous l’exposez directement à la lumière sans objectif, il sature en quelques millièmes de secondes ! On peut éclairer un pixel bien au-delà de sa saturation sans pour autant le détériorer – dès que le niveau de lumière revient à un niveau acceptable, il retrouve son fonctionnement normal. Je signale toutefois ici que certains capteurs souffrent d’un effet de rémanence, c’est-à-dire qu’ils ont besoin d’un temps important – plusieurs minutes – avant de retrouver leur fonctionnement nominal. Dans la mesure du possible, ces capteurs sont à proscrire pour une utilisation en mesure physique. La seule manière d’échapper à la saturation (pour une source de lumière donnée) est de réduire le temps d’exposition. Régulièrement, on est confronté en astronomie à des problèmes de dynamique : certaines parties de l’image sont saturées ou proches de la saturation (étoiles), et d’autres sont très faiblement éclairées (fond de ciel, nébuleuses...). Pour voir davantage de détail dans les parties sombres, on aimerait pouvoir augmenter le temps d’exposition – c’est impossible sans perdre une information importante dans les parties brillantes. À l’inverse, il ne faut pas non plus des temps de pose trop courts : si un capteur a ADU mais qu’il donne des valeurs maximales de une capacité de plusieurs milliers d’::::: ADU, c’est dommage : on n’utilise que très peu la quelques dizaines ou centaines d’:::::

131

Guide pratique pour (bien) débuter en spectroscopie astronomique

dynamique de la caméra (on dispose de très peu de niveaux de gris par rapport à ce qu’elle pourrait donner). J’insiste dès maintenant sur ce point. Lors de vos manipulations d’images et de spectres, il faut avoir en permanence ces questions à l’esprit : – Mon image est-elle saturée ou proche de la saturation ? – La dynamique de la caméra est-elle bien utilisée ? – Le temps de pose est-il adapté à ce que je cherche ?

Seuils de visualisation Lorsque l’on regarde une image, on voit immédiatement s’il y a des zones blanches, potentiellement saturées. Attention, il y a un piège que vous rencontrerez forcément lors de vos manipulations d’images ! En effet la dynamique des images CCD que l’on manipule (couramment autour de 16 bits) est nettement plus importante que ce que peut restituer un écran d’ordinateur, et que l’œil humain peut percevoir. Je précise : l’œil est sensible à une plage de lumière immense (de l’ordre de 225 niveaux), mais au prix d’une adaptation de l’iris (dilatation de la pupille). Si on veut visualiser des détails dans une image – en spectroscopie, toute l’information est dans des détails – on doit adapter les seuils de visualisation à l’écran. ADU) de l’image correspond Adapter les seuils, cela consiste à décider à quel niveau (::::: un noir de l’écran, et à quel niveau correspond un blanc. Un exemple : je dispose d’une image de la galaxie d’Andromède (M 31) qui a une dynamique de 50 000 ADU. Si j’affiche l’image avec des seuils bas (entre 1 000 et 5 000 ADU – fig. 7.1), je ::::: ::::: vois bien les bras de la galaxie, et tout le fond de l’image apparaît gris. En revanche, ADU (fig. 7.2), je ne vois plus que le si je choisis des seuils entre 10 000 et 15 000 ::::: noyau de la galaxie et les étoiles les plus brillantes. Dans les deux cas, le rendu visuel est très différent, alors que l’image est exactement la même. vous avez probablement une fonction « histogramme », qui permet Sur votre APN, :::: de voir en un clin d’œil la distribution des intensités de l’image. C’est un moyen très pratique de vérifier que l’exposition est correcte : on voit si des pixels sont saturés, et si l’on utilise correctement la dynamique disponible. Ce qu’il faut retenir, c’est que ce n’est pas parce qu’un partie de l’image est blanche qu’elle est saturée, ni parce qu’elle n’est pas blanche qu’elle ne l’est pas ! Dans la pratique, vous devez utiliser un logiciel adapté à ces manipulations, qui peut donner la valeur d’un pixel, le niveau maximum et/ou moyen d’une zone de l’image, etc. Ce sont des fonctions de base pour tout logiciel d’astronomie.

Un capteur presque parfait Ce pixel est quelque chose d’assez fantastique – surtout quand on en met plusieurs millions sur quelques millimètres carrés. On peut simplement considérer que la

132

7. Caméra CCD et logiciel d’acquisition

Figure 7.1. Affichage de l’image de M 31 avec des seuils bas.

Figure 7.2. Affichage de la même image de M 31 avec des seuils hauts.

133

Guide pratique pour (bien) débuter en spectroscopie astronomique

valeur issue de chaque pixel est la mesure exacte de la quantité de lumière ; c’est ce APN. Mais quand on y regarde de qu’on fait quand on regarde l’image issue d’un ::::: plus près, cette mesure est entachée de plusieurs défauts. Des défauts inhérents à la construction du capteur et de la caméra, ils sont inévitables. La situation n’est pas désespérée pour autant, et par un certain nombre d’opérations (appelé prétraitement), on peut corriger la plupart de ces défauts. Les principaux défauts sont les suivants : – l’offset. Si le capteur donne une valeur proportionnelle à la quantité de lumière reçue, on peut s’attendre à une valeur nulle quand le capteur est dans le noir absolu. Ce n’est pas le cas du fait de contraintes électroniques. En conséquence, la valeur d’un pixel plongé dans le noir sera de quelques dizaines à quelques milliers ; d’ADU ::::: – le courant d’obscurité. On a vu précédemment que l’activité thermique intrinsèque du capteur est interprétée de la même manière que de la lumière. Plus le temps d’exposition est long, et plus le signal thermique monte, même en absence totale de lumière ; – le bruit de lecture. Toute la chaîne électronique analogique, qui traduit le nombre ADU, a elle-même ses propres défauts : transfert d’électrons collectés en niveau ::::: interne au CCD, électronique de transfert, amplificateurs, et finalement le convertisseur analogique numérique. En fin de compte, le résultat est donné avec une incertitude ; – chaque pixel n’a pas strictement la même sensibilité que ses voisins. Les différences sont faibles... mais c’est relativement facile à corriger ; – la réponse spectrale. Le capteur CCD n’a pas la même sensibilité pour toutes les longueurs d’ondes. Les constructeurs donnent une courbe de réponse spectrale, qui fait généralement une courbe en cloche entre 370 nm et 1 100 nm (fig. 7.3) ; – le défaut de linéarité. Parfois, sur certaines caméras, des phénomènes non linéaires apparaissent avec des niveaux élevés d’éclairement, proches de la saturation : le niveau mesuré (en ADU) n’est alors plus exactement linéairement proportionnel à l’éclairement. Cela peut se présenter en particulier pour des caméras équipées d’un système « antiblooming » (limitant des effets secondaires dus à la saturation). Tous les défauts listés ici sont propres à la caméra, et ne dépendent pas de l’image qui est formée sur le capteur. D’autres défauts seront apportés par le spectroscope (par exemple, une raie spectrale théoriquement ponctuelle n’est pas projetée sur un pixel unique), mais ils seront traités par ailleurs.

7.3 Logiciel d’acquisition Un ::::: APN peut fonctionner de manière autonome (c’est même un avantage fort) ; ce n’est pas le cas d’une caméra CCD. Celle-ci est nécessairement pilotée par un logiciel d’acquisition sur PC. Le choix du logiciel que vous allez utiliser pour vos observations spectroscopiques est très important : il doit non seulement piloter correctement votre

134

7. Caméra CCD et logiciel d’acquisition

Figure 7.3. Courbe de réponse typique d’un CCD.

caméra, mais aussi apporter des fonctionnalités propres à notre usage (on vient d’en voir quelques-unes). La plupart des caméras du commerce sont livrées avec un logiciel simple, mais l’expérience montre que l’on préfère toujours utiliser un logiciel d’astronomie nettement plus riche et performant – en veillant à ce que celui-ci reconnaisse votre caméra. Le logiciel du fabricant peut être utile pour tester la caméra, et éventuellement rechercher des sources de problème, mais préparez-vous à utiliser un autre logiciel pour les observations. Ici encore, nous avons la chance de bénéficier du travail énorme qui a été fait par de nombreux astronomes amateurs ou professionnels : il existe plusieurs logiciels très performants – et certains sont gratuits. Je cite quelques exemples – sans aucun jugement de valeur : – AudeLA19 , gratuit, Open Source ; – Prism20 , payant, développé par Cyril Cavadore ; – MaximDL21 , payant, et en anglais uniquement. Je ne veux pas imposer ici tel ou tel logiciel : c’est vraiment une affaire de goût et d’intégration à votre installation (certains logiciels peuvent contrôler tout l’observatoire). Sachez juste que j’utilise personnellement AudeLA depuis longtemps, et qu’il répond bien à tous mes besoins - les illustrations de ce livre sont faites avec ce logiciel.

19 20 21

http://www.audela.org/dokuwiki/doku.php ?id=fr:start http://www.prism-astro.com/fr/index.html http://www.cyanogen.com/maxim_main.php

135

Guide pratique pour (bien) débuter en spectroscopie astronomique

Au moment de choisir votre logiciel d’acquisition, veillez à vérifier qu’il permet de faire au moins les opérations suivantes : – – – – – – – – – – – – – – – –

acquérir une image simple ou des séries d’images ; faire des acquisitions en continu (pour les phases de réglage) ; choisir finement le temps de pose (y compris 0 s) ; gérer finement les seuils d’affichage ; enregistrer les images en format FITS ; donner la liberté pour le nom de fichier enregistré ; gérer le binning (regroupement de pixels à la lecture) ; afficher la position et l’intensité d’un pixel ; faire des mesures statistiques sur une zone de l’image ; faire une acquisition fenêtrée ; réguler la température de la caméra ; afficher l’image à différentes échelles (zoom) ; mesurer la largeur à mi-hauteur (FWHM) d’une étoile en X et en Y ; mesurer avec précision le centre d’une étoile ; faire une coupe d’une partie de l’image ; faire des opérations simples sur les images (addition d’une constante, somme de deux images, etc.).

Le format FITS Je vous invite fermement à enregistrer toutes vos images astronomiques au format FITS. C’est LE format de référence en astronomie. Ce format, très ancien, contient un entête dans lequel on peut indiquer tous les paramètres propres à l’image (date et lieu d’acquisition, instrument utilisé, etc.). Il enregistre les données sans altération (aucune compression). Au contraire de la plupart des formats utilisés en photo et en imprimerie (jpeg, par exemple) qui compriment fortement les données, mais au prix d’une perte d’information inacceptable pour une utilisation scientifique. Un peu plus loin, nous regarderons plus en détail le contenu de l’entête FITS. images::::: brute Un détail important : le format FITS permet de stocker aussi bien les :::::: (2D, issues de la caméra) que les :::::: profils ::::::::: spectraux ::: 1D (courbes obtenues après réduction des données). Ainsi, en adoptant ce format, vous pourrez utiliser tous les outils logiciels dédiés à l’astronomie, que ce soit en imagerie ou en spectroscopie.

7.4 Quelques manipulations simples Prenez le temps de vous familiariser avec votre caméra et le logiciel d’acquisition. Je vous propose ici quelques exercices pratiques qui vous feront gagner du temps par la suite. Ces exercices sont à faire sans aucun objectif ni télescope, mais en plaçant

136

7. Caméra CCD et logiciel d’acquisition

la caméra dans l’obscurité (totale ou relative, selon les cas) – le plus simple est de mettre le bouchon sur la caméra.

Faites une image offset Une image offset est prise dans l’obscurité totale, avec un temps de pose nul (fig. 7.4). Si la caméra était parfaite, on obtiendrait une image parfaitement noire et uniforme... est-ce le cas ?

Figure 7.4. Image brute offset.

Mesurez l’intensité de quelques pixels dans l’image. Dans la plupart des logiciels, il suffit de promener le curseur dans l’image et les informations du pixel sous le curseur (coordonnées, et intensité) sont affichées dynamiquement à l’écran (fig. 7.5). Non seulement les intensités ne sont pas à zéro, mais vous pouvez voir une dispersion dans les valeurs mesurées d’un pixel à l’autre. Vous pouvez également mesurer ces valeurs pour un ensemble de pixels. Dans AudeLA, il suffit de sélectionner une zone dans l’image, puis de faire un clic droit et choisir « Statistiques dans la fenêtre » (fig. 7.6).

137

Guide pratique pour (bien) débuter en spectroscopie astronomique

Figure 7.5. Intensité d’un pixel en promenant la souris.

Cette fonction mesure pour l’ensemble des pixels de la zone sélectionnée le niveau moyen, la médiane et l’écart-type (ou la dispersion) autour de cette moyenne. Bien souvent, l’image contient plus de pixels que l’écran. Il est alors utile d’afficher l’image en plein écran (chaque pixel d’écran couvre plusieurs pixels de l’image). Pour sélectionner avec précision un pixel donné, il est aussi utile d’afficher l’image à l’échelle 1 : 1, c’est-à-dire qu’un pixel d’écran représente un pixel d’image. Enfin, dans certains cas, il est utile de zoomer encore dans l’image ; on voit alors apparaître la pixelisation de l’image. Faites ces manipulations avec votre logiciel.

Mesurez la taille de l’image C’est une opération très simple, mais utile pour vérifier que le capteur de votre caméra est bien celui que vous attendiez. On a vu que lorsque vous déplacez le curseur dans l’image, vous avez les coordonnées du pixel sous le curseur. Il suffit alors de mettre le curseur aux quatre coins de l’image, et de repérer celui qui a les plus grandes valeurs – en général, c’est le pixel en haut à droite. C’est lui qui donne le nombre total de pixels dans chaque ligne et chaque colonne.

138

7. Caméra CCD et logiciel d’acquisition

Figure 7.6. Statistiques sur une zone de l’image.

Vous pouvez maintenant faire une nouvelle image d’offset, mais cette fois en binning 2×2, c’est-à-dire en regroupant les pixels deux par deux au moment de la lecture. Qu’est devenue la taille de l’image ? Elle a été divisée par deux dans chaque direction, c’est-à-dire qu’il y a quatre fois moins de pixels.

Mesurez la dynamique de l’image On a vu que la dynamique de l’image correspond à la valeur maximale d’intensité que la caméra peut mesurer pour chaque pixel avant d’atteindre la saturation. C’est une caractéristique donnée par le constructeur, mais que l’on peut également retrouver facilement. Il suffit d’ouvrir le bouchon de la caméra et de faire une pose de quelques secondes en lumière ambiante. Fatalement, une telle quantité de lumière sature la caméra, et tous les pixels sont à leur valeur maximale. Cette fois, si vous relevez la valeur de quelques pixels pris au hasard, vous verrez qu’ils ont tous la même valeur, élevée. Le convertisseur qui fait la mesure travaille en base deux (binaire), comme toute l’électronique numérique. Par conséquent, la valeur maximale obtenue est toujours une puissance de deux ; plus précisément, c’est une puissance de deux... moins un, puisqu’il faut compter la valeur zéro.

139

Guide pratique pour (bien) débuter en spectroscopie astronomique

Un exemple simple : avec une caméra Atik 314L+, la valeur maximale est de 65 535 ADU. Pour connaître la dynamique du convertisseur, il suffit d’ajouter 1 (ce qui ::::: donne ici 65 536), et de chercher à quelle puissance de deux cela correspond – en l’occurrence, la dynamique de la caméra est de 16 bits, puisque 216 = 65 536. Avec une caméra récente, la dynamique est généralement comprise entre 12 et 16 bits, mais vous pourrez aussi trouver dans certain cas des caméras très économiques (éventuellement en couleur) qui fonctionnent en « seulement » 8 bits, c’est-à-dire avec 256 niveaux de gris.

Jouez sur les seuils de visualisation Il est probable que l’image précédente (saturée) soit affichée en blanc à l’écran. Vous aurez beau changer les seuils de visualisation, elle reste blanche. Refaites alors une image offset (voir paragraphe précédent). Dans ce cas, il est probable que l’image apparaisse comme un « moutonnement » avec des pixels d’un peu tous les niveaux de gris. Relevez les seuils de visualisation – dans les logiciels courants, ils sont choisis automatiquement en fonction des niveaux extrêmes dans l’image. Affichez maintenant l’image dans sa pleine dynamique, c’est-à-dire avec le seuil bas à zéro et le seuil haut au maximum possible (dans le cas d’une caméra Atik 314L+, L’image est maintenant toute noire – vous confirmez ? 65 535 ADU). ::::: Dans le cas d’une image d’offset, le niveau de chaque pixel n’est pas nul, mais il reste très faible au regard de la dynamique totale de la caméra (quelques centaines d’::::: ADU dans mon cas). Par conséquent, quand j’affiche l’image dans la pleine dynamique de la caméra, ces pixels sont presque totalement noirs. Mettez maintenant des seuils très bas : toujours zéro pour le seuil bas, et par exemple ADU pour le seuil haut. Résultat ? L’image est blanche ! Normal, puisque tous 100 ::::: les pixels ont une valeur supérieure à 100 ::::: ADU ; ils sont donc affichés en blanc à l’image. Pour retrouver l’affichage initial, votre logiciel a (probablement) un bouton qui permet de recalculer automatiquement les seuils en fonction de la dynamique réelle de l’image. Mais vous pouvez également faire une mesure de la moyenne et de l’écarttype de l’image, et choisir les seuils en fonction de ces valeurs (par exemple, moyenne - écart-type pour le seuil bas, et moyenne + écart-type pour le seuil haut). Ces manipulations montrent bien qu’une même image peut apparaître de manière très variable selon les seuils d’affichage.

Évaluez la sensibilité de la caméra Un petit exercice ludique, pour « sentir » la sensibilité de votre caméra. Vous avez fait jusque-là une image offset (dans le noir), puis une image saturée (en ouvrant le

140

7. Caméra CCD et logiciel d’acquisition

bouchon). Essayez maintenant de faire une image « entre les deux », c’est-à-dire qui ne soit ni noire, ni saturée. Pour cela, essayez plusieurs méthodes : – Mettez le bouchon sur la caméra, puis lancez une pose de quelques secondes. Pendant l’acquisition, retirez très furtivement le bouchon. Pouvez-vous aller assez vite pour ne pas saturer la caméra ? – Retirez le bouchon de la caméra, et posez-le sur la table (capteur tourné vers la table). Faites une pose très courte – disons 0,1 s. Avez-vous un signal ? Si ce n’est pas le cas, recommencez en soulevant très légèrement la caméra, et de plus en plus jusqu’à avoir un niveau qui vous convient. – Retournez la caméra (capteur vers le plafond), et mettez une feuille de papier blanc dessus. Faites une pose courte (0,1 s). L’image est-elle saturée ? Probablement... Dans ce cas, ajoutez une seconde feuille, puis une troisième, jusqu’à ce qu’une pose de 0,1 s ne sature plus la caméra. Le but de l’exercice est de montrer l’extrême sensibilité de la caméra CCD. Quand on pense que dans quelques temps, vous ferez des poses de plusieurs minutes derrière un télescope (et vous serez loin de la saturation !), on comprend qu’une étoile est une source de lumière vraiment faible.

Mesurez le bruit de lecture Un exercice un peu plus technique, mais spectaculaire lui aussi. Faites successivement deux images d’offset, et enregistrez-les – au format FITS, bien entendu. Comme vous prenez les deux images exactement dans les mêmes conditions, chaque pixel devrait enregistrer exactement la même valeur. Les exercices précédents vous ont déjà montré que c’est assez peu probable. Vous pouvez par exemple repérer un pixel assez clair Puis faire la dans la première image, relever ses coordonnées, et son niveau ADU. ::::: même mesure sur le même pixel de la seconde image. Dans mon cas (Atik 314L+), j’obtiens 336 ::::: ADU dans une image et 323 ::::: ADU dans l’autre. D’où vient cette différence (13 ::::: ADU) ? C’est l’erreur de lecture du convertisseur (ou bruit de lecture), déjà évoquée. Pour avoir une mesure statistique de ce bruit, vous pouvez recommencer 5, 10 ou 100 fois l’exercice et faire une moyenne des niveaux mesurés. Mais il y a plus astucieux : l’image contient des milliers de pixels, c’est-à-dire qu’en prenant une seule image, vous faites plusieurs milliers de lectures ! Certes, chaque pixel a sa sensibilité propre, mais si je soustrais les deux images enregistrées, il ne reste plus que la dispersion de mesure (plus précisément, l’erreur est comptée deux fois dans chaque pixel). Je précise un point important : soustraire les deux images, cela veut dire que le logiciel mesure pour chaque pixel l’intensité dans la première image, et lui soustrait l’intensité dans la seconde image. L’image résultante est donc le résultat de la soustraction des deux précédentes, pixel à pixel.

141

Guide pratique pour (bien) débuter en spectroscopie astronomique

Pour ne pas mesurer chaque pixel un par un – ce serait un peu fastidieux –, il suffit de sélectionner une (grande) zone de cette nouvelle image, et de faire une mesure statistique : la moyenne doit être très proche de zéro (puisque l’on a soustrait deux images équivalentes), et l’écart-type donne √ le bruit de lecture (plus exactement il donne le bruit de lecture multiplié par 2), c’est-a-dire la dispersion de mesure quand rien ne change, si ce n’est la répétition des lectures. ADU, ce qui me donne un bruit de Dans mon cas, je trouve un écart-type de 6,5 ::::: ADU (cette valeur est tout à fait conforme à la spécification de la lecture de 4,6 ::::: caméra). ADU dans mon cas) à la dynamique de la caméra Comparez le bruit de mesure (4,6 ::::: ADU). Certes, on mesure une dispersion, mais elle est très faible au regard (65 535 ::::: de la capacité de la caméra.

Réduire le bruit de lecture Dans un exercice précédent, vous avez mesuré le bruit de lecture de votre caméra. Je vous propose maintenant un exercice simple qui montre comment réduire ce bruit de lecture. Faites deux séries de 16 images d’offset, puis faites une médiane de chaque série. Utilisez les deux images résultantes pour faire une nouvelle mesure de bruit. Celui-ci a diminué d’un facteur 4 environ (vous confirmez ?). C’est un effet statistique très efficace pour des erreurs aléatoires (j’y reviens plus √ loin), et le bruit est diminué comme la racine carrée du nombre d’images (ici, 16 = 4).

Regardez l’entête de l’image FITS Utilisez votre logiciel d’acquisition pour lire l’entête FITS d’un des fichiers obtenus dans l’exercice précédent. Vous devriez obtenir quelque chose comme ce qui est représenté figure 7.7. Chaque ligne comporte le nom d’un mot clef, la valeur, l’unité et un commentaire. Certains mots clefs sont requis par le format lui-même. Par exemple le mot cléf NAXIS donne le nombre d’axe des données ; ici NAXIS = 2, c’est-à-dire que le fichier contient des données sur deux axes. Normal : c’est une image ! Le mot clef NAXIS1 donne la dimension de l’image dans le premier axe : c’est la longueur en pixels que l’on a mesuré plus haut en promenant le curseur dans l’angle. Bien sûr, NAXIS2 correspond à la hauteur de l’image. D’autres mots clefs sont propres au logiciel ou sont définis par convention. Par exemple, le mot clef EXPTIME donne le temps de pose de l’image. Il est souvent utile d’avoir cette information enregistrée automatiquement dans le fichier ; plusieurs

142

7. Caméra CCD et logiciel d’acquisition

Figure 7.7. Entête FITS.

jours après la séance d’acquisition, c’est même quasiment la seule manière de retrouver cette information. Je vous laisse retrouver la signification des autres mots clefs. Éventuellement, vous pouvez trouver le détail des mots clefs conventionnels sur le site de la NASA22 . Mais il peut aussi y avoir des mots clefs propres à votre logiciel : le standard FITS est très ouvert sur ce point.

Optimisez le temps de pose Un dernier exercice pour finir de se familiariser avec la caméra. Remettez-vous dans la configuration de la caméra tournée vers le plafond avec quelques feuilles de papier blanc pour avoir une image non saturée. Je vous demande maintenant de choisir le 22

http://fits.gsfc.nasa.gov/fits_standard.html

143

Guide pratique pour (bien) débuter en spectroscopie astronomique

temps d’exposition pour que le niveau moyen de l’image corresponde à 80% de la dynamique de la caméra. Pour cela, il faut mesurer le niveau moyen dans les conditions de départ. Puis mesurer Il suffit le niveau à atteindre (dans mon cas, 80 % de 65 535, soit 52 428 ADU). ::::: d’appliquer une règle de trois sur le temps de pose, avec les deux valeurs relevées.

Complément Après avoir fait ces exercices sur la caméra d’acquisition, vous pouvez recommencer avec la caméra de guidage, particulièrement si le logiciel utilisé pour le guidage n’est pas le même que pour l’acquisition des spectres – un des buts des exercices proposés ici est de vous familiariser avec vos logiciels. L’étape suivante (que je vous laisse faire seul) consiste à faire le même genre de manipulation, mais avec cette fois une optique devant la caméra – objectif photo ou télescope. Vous ne travaillerez plus avec de la lumière qui arrive en vrac sur le capteur, mais avec une image formée à sa surface.

144

Régler le spectroscope sur table S’il y a un conseil que vous devez retenir de ce livre, c’est celui-ci : commencez à travailler avec votre spectroscope sur table, et de jour, indépendamment du télescope. Et n’assemblez les deux éléments (spectroscope et télescope) que lorsque vous maîtrisez bien chacun d’eux. Il y a plusieurs raisons à cela : – les deux éléments sont très indépendants et fonctionnent parfaitement chacun de leur côté ; – la quasi-totalité des réglages du spectroscope est plus facile à faire de jour (certains sont même quasiment impossibles à faire de nuit !) ; – chaque élément a sa complexité propre, qu’il convient de maîtriser. Vouloir tout apprendre en même temps est une gageure ; – vous travaillerez dans de bien meilleures conditions assis au chaud devant une table qu’en faisant des contorsions autour de votre télescope ; – il y a beaucoup d’expériences ludiques et pédagogiques à faire avec différentes sources de lumières ordinaires avant de s’attaquer aux étoiles. Dans ce chapitre, nous allons donc commencer à travailler avec le spectroscope, et faire en sorte qu’il produise une image du spectre de la lumière entrant dans la fente. Nous verrons aussi en fin de chapitre comment régler la partie guidage.

145

Guide pratique pour (bien) débuter en spectroscopie astronomique

Les conseils que je donne ici sont délibérément génériques, c’est-à-dire qu’ils ne sont pas liés à tel ou tel spectroscope. Néanmoins, comme je souhaite donner des illustrations concrètes de ce que je vous propose, je m’appuie dans la suite sur le spectroscope Alpy 600.

8.1 Quelle source de lumière ? Nous disposons facilement de plusieurs sources de lumières possibles pour faire ces premiers essais. J’en cite ici quelques-unes. – La plus évidente et la plus naturelle : le Soleil ! Toute lumière du jour, en dehors d’un éclairage artificiel est produite par le Soleil. Qu’il fasse beau ou qu’il pleuve, qu’il y ait du ciel bleu ou des nuages, cette lumière reste parfaitement identifiable au premier coup d’œil dans un spectroscope. Évidemment, selon la météo, selon que l’on observe cette lumière directement ou par réflexion, le spectre en sera modifié, mais dans tous les cas, on retrouve le spectre très caractéristique du Soleil (fig. 8.1). – Une lampe à économie d’énergie, telle que celle que vous avez chez vous pour vous éclairer dans la vie de tous les jours. Une telle lampe a un spectre très intéressant à observer (fig. 8.2). – Une lampe à incandescence, qui tend à disparaître – pour des questions d’économie d’énergie – mais que l’on trouve encore assez facilement. Une telle lampe a un corps :::: noir) spectre continu, qui ne dépend que de sa température (spectre de ::::: (fig. 8.3). corps:::: noir) (fig. 8.4). – Une flamme, très proche de la précédente (spectre de :::::

Figure 8.1. Image brute : spectre 2D du Soleil.

Figure 8.2. Image brute : spectre 2D lampe économique.

146

8. Régler le spectroscope sur table

Figure 8.3. Image brute : spectre 2D lampe incandescence.

Figure 8.4. Image brute : spectre 2D flamme.

– Une LED (diode électro-luminescente) blanche (fig. 8.5) montre une grande bosse dans le bleu, et une autre plus large et plus faible qui couvre du vert au rouge. Notez qu’il existe des LEDs de plusieurs couleurs. – Lampe d’étalonnage. C’est une lampe qui contient un gaz particulier (néon, argon, mercure, thorium..., et produit donc un spectre d’émission propre à ce gaz. Il existe des lampes de laboratoire extrêment coûteuses, mais également des lampes très ordinaires. Par exemple, on trouve des petites ampoules au néon (fig. 8.6) dans des voyants ou des veilleuses pour les bébés (vendues en grande surface pour quelques euros). – Vous pouvez aussi étudier le spectre des différents lampadaires qui sont installés autour de chez vous.

Figure 8.5. Image brute : spectre 2D LED blanche.

Figure 8.6. Image brute : spectre 2D néon.

147

Guide pratique pour (bien) débuter en spectroscopie astronomique

Vous pouvez également faire des observations un peu différentes : comparer la même source de lumière en direct et avec un filtre coloré, observer un papier coloré éclairé avec de la lumière blanche, etc. Le choix est donc large, même sans dépenser un euro. Je vous promets que ces premières observations apportent déjà leur lot de surprises et d’interrogations. Lorsque le spectroscope est monté sur le télescope, la lumière d’une étoile est focalisée, c’est-à-dire qu’elle est concentrée sur la fente, dans un cône de lumière donné par l’ouverture du télescope (le fameux rapport F /D). Quand le spectroscope est devant vous sur la table, c’est toute la lumière ambiante qui est susceptible d’entrer dans la fente, sans aucune précaution. Il est fort probable que la lumière entrera avec une ouverture beaucoup plus grande qu’avec le télescope ; peu importe – dans un premier temps au moins – puisque la lumière qui arrive avec un angle trop important ne passera pas par la lentille collimatrice (phénomène de vignettage). En revanche, il faut éviter d’avoir une source de lumière trop ponctuelle devant la fente : cela peut avoir un effet sur le spectre. Pour l’éviter, essayez de travailler avec une lumière diffuse et à peu près homogène devant la fente, par exemple en mettant un morceau de calque à l’entrée de l’instrument, ou en plaçant le spectroscope devant une feuille de papier, comme dans la figure 8.7.

Figure 8.7. Un diffuseur à l’entrée du spectroscope.

Enfin, selon l’instrument que vous utilisez, il peut être préférable de faire le réglage avec une lampe d’étalonnage (lampe au néon, par exemple), ou avec la lumière du jour. Reportez-vous pour cela à votre documentation. Dans le premier cas, vous aurez un spectre de raies d’émission, alors que dans le second, vous aurez un spectre continu avec une multitude de raies d’absorption. Dans le cas illustré ici (Alpy 600), il est recommandé de faire la focalisation sur la lumière du Soleil.

148

8. Régler le spectroscope sur table

8.2 Installer la caméra d’acquisition Installez votre caméra d’acquisition sur le spectroscope. Vous devez pour cela respecter deux conditions impératives : – le capteur CCD doit être placé à bonne distance du spectroscope ; – le montage doit être très rigide, pour prévenir tout mouvement ultérieur, quand le télescope pointera dans différentes directions. La plupart des caméras ont aujourd’hui une interface standard (fig. 8.8) – un filetage M 42 au pas de 0,75 mm, que l’on appelle aussi monture-T (ou T-mount en anglais).

Figure 8.8. Montage caméra avec une bague T.

Assurez-vous d’avoir les bonnes bagues d’adaptation. Serrez fermement (et sans excès !) les bagues et vis de serrage pour assurer un montage parfaitement rigide. Vous devez pouvoir attraper la caméra sans percevoir le moindre mouvement par rapport au spectroscope. Si la caméra est montée avec du jeu, elle se déplacera lors des mouvements du télescope. Cela a pour effet de déplacer le spectre sur le CCD. Dans ces conditions, il sera quasiment impossible de faire un étalonnage soigné.

149

Guide pratique pour (bien) débuter en spectroscopie astronomique

8.3 Focalisation et orientation On attaque ici une phase sensible du réglage du spectroscope : la focalisation, puis l’orientation de la caméra d’acquisition au foyer du spectroscope. Les tout premiers essais sont généralement les plus difficiles : – le spectroscope est souvent très loin de son réglage nominal ; – on ne sait pas vraiment à quoi s’attendre comme image ; – on ne connaît pas encore les amplitudes de réglages qu’il faut faire. Pour commencer, regardez dans la documentation du spectroscope quel type d’image vous devez obtenir avec la source lumineuse recommandée pour le réglage (Soleil ou lampe d’étalonnage). Avec un Alpy 600, vous devez obtenir l’image de la figure 8.9 (notez que cette image a été prise en plein Soleil, et que l’on voit quelques fuites de lumière sur les bords).

Figure 8.9. Image nominale du spectre du soleil avec un Alpy 600.

Faites une première image, avec un temps de pose court – par exemple 0,1 s avec un Alpy 600. Adaptez les seuils de visualisation pour que l’image apparaisse clairement. Vous pouvez obtenir quelque chose comme ce qui est représenté figure 8.10. Je vous rappelle qu’il est préférable d’avoir une source de lumière bien homogène (cela forme un spectre plus propre). Utilisez un calque ou une feuille blanche à l’entrée du spectroscope (voir fig. 8.7). Empressez-vous de vérifier que votre image n’est pas saturée, et adaptez éventuellement le temps de pose pour avoir suffisamment de lumière. Lorsque vous avez trouvé un temps de pose qui semble convenir, lancez des acquisitions en continu, et modifiez petit à petit le réglage de focalisation. Lorsque vous modifiez la focalisation, le spectre se déplace dans l’image, à cause des jeux

150

8. Régler le spectroscope sur table

Figure 8.10. Première image spectre Soleil Alpy − pose de 0,05 s.

mécaniques dans l’instrument (il peut aussi tourner, selon le modèle de spectroscope), et il est fréquent que le changement se fasse pendant l’acquisition elle-même, créant une image très perturbée (fig. 8.11).

Figure 8.11. Image brute pendant le réglage.

151

Guide pratique pour (bien) débuter en spectroscopie astronomique

Pour juger de l’amélioration ou de la dégradation apportée par le nouveau réglage, il faut ne plus toucher à l’instrument et attendre la seconde image – si vous faites des réglages en continu, vous ne pouvez jamais juger si vous allez dans le bon sens. Plus vous approchez de la focalisation optimale, plus les détails dans le spectre sont fins. Si vous faites la focalisation avec la lumière du Soleil (cas de l’Alpy), repérez une raie d’absorption pas trop profonde, et bien au centre du spectre, puis cherchez le meilleur réglage pour que cette raie soit la plus contrastée possible. Si vous faites la focalisation avec une lampe d’étalonnage (cas du LISA ou du Lhires III), les raies d’émissions doivent être les plus fines possibles ; il est alors possible d’en mesurer la largeur (largeur à mi-hauteur, ou FWHM en anglais) avec votre logiciel d’acquisition. Allez jusqu’à la meilleure mise au point possible ; pour être sûr que vous êtes à l’optimal, dépassez même le point, puis revenez en arrière. Éventuellement, adaptez le temps de pose : quand le spectre est focalisé, les détails sont fins, et la lumière est plus concentrée, ce qui peut conduire à la saturation (dans ce cas, ajustez le temps de pose). Réglez ensuite votre caméra pour que le spectre soit bien horizontal. Selon les instruments, cela doit se faire avant ou après la mise au point. Avec un peu d’habitude, l’inclinaison du spectre peut (et doit) être inférieure à 1◦ . L’angle d’inclinaison sera probablement corrigé pendant la réduction de données (selon l’outil que vous utilisez), mais il est toujours préférable que ces corrections soient minimales.

8.4 Le bleu à gauche, le rouge à droite L’image qui s’affiche à l’écran doit encore respecter la convention en astronomie qui présente les spectres avec le bleu (hautes fréquences ou courtes longueurs d’onde) à gauche et le rouge (basses fréquences ou grandes longueurs d’onde) à droite. Je vois vos sourcils qui se froncent : comment puis-je savoir où est le bleu et le rouge, puisque j’ai une caméra noir et blanc ? C’est un point un peu délicat au début, puisqu’il faut reconnaître quelques raies caractéristiques dans le spectre. Reportezvous au manuel de votre spectroscope – dans le cas de l’Alpy et du spectre du Soleil, je vois très bien les raies H&K du sodium, qui sont dans le bleu profond, et qui doivent donc se trouver sur la gauche du spectre (fig. 8.12). Si vous avez parfaitement réglé la focalisation et l’orientation, et que vous ne réalisez que maintenant que l’image est à l’envers, vous pouvez recourir à une astuce disponible dans la plupart des caméras : faire un miroir horizontal de l’image (qui inverse la droite et la gauche de l’image). C’est généralement un paramètre de réglage de la caméra. Attention toutefois : si vous inversez l’image du spectre, vous devez inverser impérativement aussi toutes les autres images que vous ferez lors des observations (noirs, offsets, flats, étalonnage...), pour que toute la réduction de donnée soit faite de manière cohérente. Vérifiez donc bien que le paramètre d’inversion est sauvegardé lorsque vous quittez le logiciel d’acquisition.

152

8. Régler le spectroscope sur table

Figure 8.12. Raies H&K dans le spectre Alpy du Soleil.

Lorsque vous avez un spectre bien focalisé, bien horizontal à l’écran, et bien orienté, vous avez franchi une des principales étapes propres à la spectroscopie. Tout le reste n’est fait que pour accompagner la lumière d’une étoile dans cet instrument bien réglé – et exploiter correctement ce spectre.

8.5 Choisir la plage de longueur d’onde Cette phase n’est pas systématique et dépend de votre spectroscope. S’il s’agit d’un instrument de basse résolution (tel que l’Alpy 600), il est probable que le domaine spectral observé n’est pas réglable. En revanche, si il s’agit d’un instrument de haute voire de moyenne résolution, il est probable que vous puissiez régler l’angle du réseau de diffraction, et donc le domaine spectral observé. Cela peut être une opération très délicate pour le novice : ici encore il faut reconnaître le spectre. Pour commencer, je vous recommande fortement de travailler autour de la raie Hα à 656,3 nm. C’est en effet la raie la plus facile à reconnaître dans le spectre de quasiment toutes les étoiles, y compris le Soleil. C’est une raie profonde dans le rouge profond – au besoin, et si votre instrument le permet, retirez la caméra et observez le spectre avec un oculaire (votre œil a le mérite de voir les couleurs). Avec un peu d’habitude, c’est un réglage qui se fait en quelques minutes. Mais je sais que la première fois on peut y passer plusieurs heures, le temps de prendre nos marques et de comprendre ce que l’on observe. Prenez ce temps : il n’est pas perdu ! Trouvez un atlas de raies correspondant à la résolution de votre instrument, et apprenez à vous « promener » dans le spectre solaire.

153

Guide pratique pour (bien) débuter en spectroscopie astronomique

Lorsque vous êtes certain d’avoir trouvé la raie Hα (ou celle que vous cherchez), repérez bien le réglage de l’instrument (vernier du réglage réseau). Si pour une raison ou une autre vous le perdez pendant vos observations, vous pourrez le retrouver plus facilement.

8.6 Régler la caméra de guidage Le spectroscope est maintenant réglé et opérationnel. Avant d’aller plus loin, prenez le temps de régler aussi l’étage de guidage. Jusque-là, on a utilisé une source de lumière étendue et généreuse (le Soleil, ou une lampe d’étalonnage). Quand vous observez une étoile, c’est une source ponctuelle, qu’il faut bien aligner avec la fente du spectroscope. Tant que le spectroscope est sur votre table, et qu’il n’est pas monté sur le télescope (ou sur toute autre optique), aucune image ne se forme dans le plan de la fente. En revanche, on peut très bien voir la fente elle-même, sous forme d’un trait noir et fin. Le réglage de la caméra de guidage consiste à focaliser au mieux cette fente (c’est-à-dire la rendre la plus fine possible, quelques pixels de large tout au plus), et la mettre bien horizontale (verticale, dans quelques cas) dans l’image de guidage (fig. 8.13).

Figure 8.13. La fente dans l’image de guidage.

L’orientation de la fente dans l’image de guidage n’a aucun effet sur l’orientation du spectre dans l’image principale. Mais on verra plus loin que si la fente est bien horizontale de guidage, cela facilite grandement les corrections de position du télescope.

154

Mesure physique et réduction de données À ce stade, vous êtes sur le point de faire vos premiers spectres « sur table » : le spectroscope est prêt à acquérir les premières :::::: images:::::: brutes. Je crois utile de regarder en détail quel usage sera fait par la suite de ces images, parce qu’elles ne sont pas profil::::::: spectral:::: 1D. Toute la spectroscopie une fin en soi, mais le moyen d’obtenir un::::: consiste à faire une mesure physique de l’objet observé ; l’information scientifique images:::::: brutes que de manière très indirecte, et recherchée n’est contenue dans les :::::: mélangée avec plusieurs effets instrumentaux. Dans un cas extrême, les :::::: images:::::: brutes suffisent : si vous cherchez uniquement à vous convaincre qu’une lampe à incandescence et une lampe à économie d’énergie brutes. ne produisent pas le même spectre, vous pouvez vous contenter des images :::::::::::: Quelques rares applications scientifiques peuvent également s’en satisfaire. Je pense etoiles ::: Be : on cherche seulement à par exemple à la détection d’outbursts dans les :::::: détecter si la raie Hα est en émission ou en absorption – c’est immédiat23 . brutes doivent subir un traitement profond. En dehors de ces cas isolés, les images :::::::::::: Les logiciels disponibles aujourd’hui réalisent ces opérations de manière automatisées (quelques secondes suffisent), mais je vous invite à faire vos premiers traitements à la main, pour vous familiariser avec les outils, et bien comprendre comment on passe 23 De fait, ce n’est pas toujours immédiat : si la raie est faiblement en émission, c’est délicat à voir sur l’image brute.

155

Guide pratique pour (bien) débuter en spectroscopie astronomique

d’une image numérisée à une mesure physique sur la source de lumière. C’est aussi nécessaire pour ne pas laisser un logiciel “boîte noire” prendre des décisions à votre place.

9.1 Votre mission : le profil spectral Les traitements peuvent être différents selon l’objectif que vous vous donnez. Mais dans la majorité des cas, vous devez transformer vos données brutes en un profil :::: spectral 1D (fig. 9.1). ::::::::::

Figure 9.1. Exemple de profil spectral.

On appelle ce traitement le processus de réduction de données – comme on réduit une sauce en cuisine : on part d’un ensemble d’ingrédients, on suit une recette et le résultat est comestible. Vous pouvez considérez que votre mission d’observateur est remplie lorsque vous avez produit votre spectre sous forme d’un profil correctement étalonné.

9.2 Ne pas mettre la charrue avant les bœufs J’ai vu beaucoup d’astronomes amateurs aborder la spectroscopie comme une activité en soi – et non comme un outil de mesure. Dans cette logique, ils considèrent que la partie la plus importante est l’acquisition. C’est la partie gratifiante, concrète, réalisée sur le télescope. La réduction de données est alors une étape secondaire, faite ultérieurement... si on a le temps. De fait, la réduction de données est souvent perçue brutes qui dorment sur les disques durs comme ingrate et il y a beaucoup d’images :::::::::::: et qui ne sortiront probablement jamais sous forme de profil exploitable.

156

9. Mesure physique et réduction de données

Je vous invite à inverser complètement le raisonnement et à remettre les bœufs devant la charrue : une observation en spectroscopie est un ensemble cohérent qui contient une séquence d’acquisition et un processus de réduction de données, avec pour objectif un résultat scientifique. De fait, c’est le processus de réduction de données qui est central, et l’acquisition doit être vue comme une opération permettant d’alimenter proprement ce processus. Les images sont au service du processus de réduction, pas l’inverse.

9.3 Intensité et longueur d’onde La spectroscopie permet d’accéder à des mesures physiques de plusieurs natures : vitesses radiales, composition chimique, conditions physiques, etc. De fait, chacune de ces mesures ne provient pas de la même partie du spectre. Pour simplifier à l’extrême, un profil spectral contient deux dimensions : une dimension de longueur d’onde et une dimension d’intensité relative. Si vous cherchez à faire une mesure de vitesse radiale, c’est principalement à l’axe horizontal (longueur d’onde) que vous vous intéressez ; il faut alors être très attentif à l’étalonnage en longueur d’onde. Si vous souhaitez mesurer la température d’une étoile, c’est le profil général du spectre que vous regardez ; il faut alors soigner la correction de réponse instrumentale. Si enfin vous souhaitez analyser des raies particulières (présence ou absence, intensité relative, évolution dans le temps), c’est l’intensité locale de chaque raie qui est importante. Il est courant de voir des mesures qui sont très soignées sur un de ces aspects (étalonnage en longueur d’onde, correction de réponse instrumentale, etc.), mais moins sur les autres. Quand on utilise un spectre fait par d’autres observateurs, il est donc utile de connaître dans quel contexte il a été réalisé. Néanmoins, dans tout ce qui suit, je considère que nos spectres doivent être correctement réduits, dans toutes leurs dimensions. C’est-à-dire qu’ils peuvent être utilisés de manière générique, pour n’importe quelle application scientifique. Les spectres que vous produisez doivent donner l’information la plus fiable possible sur les sources qui les ont fabriqués, sans préjuger de l’usage qui en sera fait ensuite.

9.4 Distinguer Technique et Science Le but ultime des observations est de produire un résultat scientifique. Dans le monde de l’astronomie amateur, c’est généralement la même personne qui conduit les observations, et qui en fait une exploitation scientifique. Il y a une distinction plus marquée dans le milieu professionnel, où il est rare que les personnes qui pilotent le télescope exploitent elles-mêmes les données obtenues. Je profite de cette distinction pour exprimer que le profil spectral est à la frontière entre la technique qui a produit des données et la science qui peut les exploiter.

157

Guide pratique pour (bien) débuter en spectroscopie astronomique

Quand vous êtes sur votre instrument, vous avez la casquette du technicien, qui doit produire une mesure physique. Quand vous avez le profil spectral en main et que vous en déduisez la température ou la vitesse d’une étoile, vous avez la casquette du scientifique. Comme technicien, vous êtes la seule personne capable de corriger vos mesures de tous les biais instrumentaux : personne ne connaît votre instrument mieux que vous. Comme scientifique, les analyses que vous tirez de vos spectres ne doivent pas dépendre – idéalement – des conditions d’observation. Si je vous propose de faire cette distinction entre Technique et Science, c’est qu’elle a plusieurs conséquences importantes pour la suite : – elle incite à produire des mesures « génériques », et à ne pas supposer le résultat avant de l’obtenir ; – elle conduit naturellement à l’idée que le processus de réduction de données est dépendant de l’instrument (et non de l’application qui sera faite des données) ; – elle incite à utiliser toujours le même processus de réduction, gage de répétabilité, de qualité et de productivité ; – c’est elle qui permet de réduire des spectres en quelques secondes, de manière très automatisée, dès que le processus de réduction est correctement configuré ; – même si vous gardez vos spectres pour vous (quel dommage !), vous aurez une grande facilité à les relire dans quelques mois ou quelques années, quand vous aurez tout oublié des conditions d’observations ; – et puis... je suis convaincu que vous aurez rapidement envie de participer à des programmes d’observations collectives, voire même en collaboration avec des professionnels : dans ce cas, vous devrez impérativement produire des spectres génériques. Alors autant prendre de bonnes habitudes dès maintenant !

9.5 Erreur systématique et aléatoire Une observation spectroscopique est donc avant tout une mesure physique, qui donne l’intensité relative de la lumière émise par un objet en fonction de la longueur d’onde. Il me semble utile de rappeler ici quelques évidences concernant ces mesures. – Toute mesure physique est – hélas ! – nécessairement entachée d’une incertitude, ou d’une erreur. Celle-ci peut être réduite ou corrigée selon sa nature. – En toute rigueur, on ne devrait jamais donner une mesure sans préciser son incertitude. Force est de constater qu’on a rarement cette rigueur ; néanmoins, on doit toujours se demander si notre instrument permet d’atteindre la précision attendue pour une mesure, et vérifier que les résultats obtenus sont cohérents. – Les erreurs de mesure peuvent être de deux natures : les erreurs systématiques et les mesures aléatoires. • Si vous mesurez une longueur avec une règle, il est peu probable que celle-ci soit rigoureusement exacte, parce que la règle est elle-même fabriquée avec une

158

9. Mesure physique et réduction de données

précision limitée : vous faites une erreur systématique, c’est-à-dire que pour chaque mesure, vous faites la même erreur. • Si vous demandez à plusieurs personnes de mesurer la même longueur avec la même règle au dixième de millimètre, il est probable que toutes les mesures obtenues ne soient pas identiques. Cela est dû à la manière de placer exactement la règle, à l’interprétation de chacun, etc. Il s’agit d’une erreur aléatoire. • Le caractère aléatoire d’une erreur de mesure peut également venir d’une dispersion du phénomène observé lui-même. – Une erreur systématique peut être corrigée par un processus d’étalonnage : il s’agit de comparer nos mesures avec une référence considérée comme parfaite. – Une erreur aléatoire ne peut être entièrement corrigée, mais peut être réduite en dupliquant la mesure un grand nombre de fois, puis en faisant la moyenne (ou la médiane) des résultats obtenus ; plus le nombre de mesure est grand, plus l’incertitude sur la mesure diminue (elle diminue comme la racine carrée du nombre de mesures √ : si vous faites cent fois une mesure, vous réduisez dix fois son incertitude puisque 100 = 10). – Vous pouvez toujours évaluer l’erreur aléatoire de votre mesure en la dupliquant, et en évaluant la dispersion des résultats obtenus. La valeur moyenne de ces résultats est alors la valeur la plus probable de la mesure exacte, et l’écart-type (moyenne des écarts par rapport à la moyenne) donne l’incertitude (ou dans un vocabulaire plus courant, la précision de mesure). Dans les mesures de spectroscopie, les deux types d’erreur sont très présents. Pour cela, on aura recours souvent à des séries d’images plutôt qu’à des images isolées, et à des processus d’étalonnage.

9.6 Rapport Signal/Bruit Vous entendrez régulièrement parler de rapport signal sur bruit (ou rapport S/B, ou encore SNR, pour Signal to Noise Ratio en anglais). C’est un paramètre qui permet d’évaluer la capacité de notre instrument à donner une valeur fiable de la grandeur que l’on cherche à mesurer. Le signal, c’est l’information que l’on veut mesurer. Par exemple, l’intensité d’une raie spectrale. Le bruit correspond à l’incertitude de la mesure – le terme vient du domaine sonore, pour lequel il a un sens naturel : le bruit, c’est ce qui nous empêche d’entendre des détails sonores. Lorsque le signal est important comparé au bruit, on peut avoir confiance dans la mesure – le rapport S/B est important. Si une personne parle à haute voix dans une pièce silencieuse, on comprend parfaitement ce qu’elle dit. En revanche, si vous essayez d’écouter une personne qui parle bas au milieu d’un brouhaha, vous aurez

159

Guide pratique pour (bien) débuter en spectroscopie astronomique

envie de lui faire répéter, pour être certain de ce que vous avez entendu – dans ce cas, le rapport S/B est bas. J’ai décrit ici le rapport S/B de manière qualitative. On peut le traduire mathématiquement comme le rapport entre le signal et le bruit ; il suffit que les deux soient exprimés dans la même unité (un rapport S/B est une grandeur sans dimension). Par ADU, et que j’évalue le exemple, si je mesure l’intensité d’une raie spectrale à 450 ::::: ADU, le rapport S/B est de : bruit à 3 ::::: 450 Intensité de la raie = = 150 S /B = Niveau de bruit 3 En pratique, il est fréquent d’avoir un rapport S/B supérieur à 100 pour des raies très profondes, et il faut se méfier fortement des résultats annoncés quand on passe à un rapport S/B inférieur à 10. Un tel niveau est toutefois fréquent en astronomie, puisque l’on observe des objets très faiblement lumineux, souvent à la limite de détection des instruments.

9.7 Les étapes de la réduction de données Que vous fassiez la réduction de vos données manuellement, ou grâce à un logiciel très automatisé, vous aurez toujours à peu près la même succession d’opérations : – – – – – – – –

prétraitement ; corrections géométriques ; extraction du profil ; étalonnage en longueur d’onde ; ré-échantillonnage et linéarisation ; correction de la réponse instrumentale et atmosphérique ; mise à l’échelle ; exportation dans un format standard.

Prétraitement Le prétraitement consiste à corriger les défauts intrinsèques à la caméra (offset, courant d’obscurité, bruit de lecture, différence de sensibilité des pixels, pixels chauds) et certains défauts optiques de l’instrument (vignettage, poussières). Pour cela, on utilise des séries d’images d’offset, de noirs et de PLU.

Corrections géométriques Sur votre image brute d’un spectre, vous pouvez observer que, malgré tous vos efforts, le spectre n’est pas parfaitement horizontal dans l’image. En outre, il est probable que votre spectroscope déforme légèrement les raies spectrales (inclinaison ou galbe).

160

9. Mesure physique et réduction de données

Les corrections géométriques ont pour objectif de redresser l’image de manière à aligner parfaitement le spectre sur les axes (vertical et horizontal) de l’image. Parmi les corrections géométriques, il y a au moins une rotation d’image (appelée généralement tilt), à laquelle s’ajoute éventuellement une correction de l’inclinaison (appelée slant) ou du galbe (appelée smile). Les corrections peuvent être plus riches ou légèrement différentes, mais l’objectif est toujours le même : aligner le spectre sur les axes de l’image. Même si le défaut d’horizontalité est corrigé dans la réduction de données, vous devez le réduire autant que possible pendant le réglage de l’instrument ; moins les données brutes sont corrigées, moins on altère l’information scientifique. Notez que l’inclinaison du spectre dans l’image peut créer des effets d’aliasing, c’està-dire un effet de « marche d’escalier ». Cela est d’autant plus vrai que le spectre est fin – raison de plus pour soigner ce réglage.

Extraction du profil L’extraction du profil est l’opération centrale de la réduction : il s’agit de transformer l’image 2D en un ::::: profil::::::: spectral:::: 1D. C’est une opération qui peut sembler simple : il « suffit » de mesurer l’intensité des pixels dans le spectre. C’est en fait un peu plus complexe, parce que le spectre est étalé sur plusieurs pixels. Il faut donc détecter quels sont les pixels à prendre en compte, et les additionner dans chaque colonne. Dans le cas d’un spectre d’étoile, observé avec un spectroscope à fente, on dispose, de chaque côté du spectre d’un spectre du fond de ciel – et le cas échéant de la pollution du ciel (fig. 9.2). Dans l’opération d’extraction, ce spectre du fond de ciel peut être retiré, pour ne prendre en compte que ce qui vient de l’étoile. Dans le cas d’un spectre d’objet étendu, on ne dispose pas de cette information de fond de ciel ; il n’est donc pas possible de faire cette correction.

Étalonnage en longueur d’onde L’opération d’extraction donne un profil d’énergie associé à chaque colonne de pixels. Pour une exploitation de cette information, il faut maintenant relier chaque colonne à une longueur d’onde, exprimée en unité physique (nm ou Å) : c’est l’opération d’étalonnage en longueur d’onde. On pourrait imaginer que la relation qui donne la longueur d’onde pour chaque pixel soit donnée par le fabricant du spectroscope : la formation du spectre répond à des lois parfaitement déterministes utilisées pour la conception de l’instrument. Pourtant, les tolérances de fabrication des éléments optiques et mécaniques des

161

Guide pratique pour (bien) débuter en spectroscopie astronomique

Figure 9.2. Image d’un spectre étoile avec le fond de ciel. Les seuils ont été adaptés pour mettre en évidence le spectre du ciel pollué (image prise en banlieue urbaine, pose de 60 s).

différents composants ne permet pas un tel calcul, ou alors avec une telle incertitude que le résultat serait scientifiquement inutilisable. De fait, il y a une approche très efficace, et qui s’affranchit de toutes les dispersions de fabrication : elle consiste à prendre une source de lumière connue, et d’en faire le spectre dans les mêmes conditions que pour votre cible. Avec cette source de lumière connue, vous pouvez identifier quelques raies dont vous connaissez (par la littérature) la longueur d’onde effective, et y associer la position (en pixel) dans votre profil. Le logiciel de réduction de données peut alors établir une loi d’étalonnage qui associe une longueur d’onde physique à chaque pixel. En première approximation, on peut considérer que la dispersion est constante sur tout le spectre – on parle alors d’une loi de dispersion linéaire. Cela veut dire qu’à chaque pixel correspond un pas de longueur d’onde constant. Si tel est le cas, il suffit de repérer deux raies dans le spectre, d’en mesurer la position (en pixels) dans le profil, et d’en déduire une relation simple qui donne la longueur d’onde pour chaque pixel. Cette relation serait du type : λ=a .x +b (où x est la position du pixel, et a et b sont des coefficients déduits de l’étalonnage.) Hélas, cette approche n’est utilisable que dans des cas très rares et donne en général une précision d’étalonnage médiocre. En effet, les lois optiques qui gouvernent la dispersion dans un spectroscope ne sont elles-mêmes pas exactement linéaires, et il est nettement plus efficace d’utiliser une loi polynomiale, c’est-à-dire du type : λ = a + b . x + c . x 2 + d . x 3 + ... (où a, b, c , d , etc. sont des coefficients déduits de l’étalonnage.)

162

9. Mesure physique et réduction de données

Dans la pratique, on utilise généralement un polynôme d’ordre trois ou quatre ; aller au-delà n’apporte plus grand chose. Plus vous pouvez repérer de raies dans votre spectre d’étalonnage, et plus la précision d’étalonnage est importante – entre 5 et 10 raies et un bon ordre de grandeur. En outre, pour avoir la meilleure précision dans le calcul des coefficients du polynôme, il faut aussi prendre des raies réparties sur tout le domaine spectral de votre profil – on comprend intuitivement (et ça peut se montrer formellement) que si l’on utilise seulement quelques raies proches dans une petite partie du spectre, l’extrapolation à l’ensemble du domaine est un peu aléatoire. Lorsque l’on dispose de plus de raies que nécessaire (un polynôme d’ordre 3 nécessite 4 raies au minimum), le calcul de la loi de dispersion peut retourner une erreur de mesure, qui donne une information sur l’écart entre valeur théorique et valeur mesurée. Cette information est précieuse pour vérifier la pertinence de la loi qui vient d’être établie – en particulier, cela permet de voir rapidement si l’on s’est trompé de raie (je parle d’expérience...). Une bonne source d’étalonnage est donc une source qui contient beaucoup de raies facilement identifiables, et régulièrement réparties sur tout le domaine spectral couvert par votre spectroscope. On utilise généralement pour cela des lampes d’étalonnage, qui contiennent un gaz particulier (du néon, de l’argon, du xenon, du thorium, etc.) excité par une alimentation à haute tension (environ 100 à 300 V). Ces lampes ont l’énorme avantage de présenter un spectre de raies d’émission, qui correspond exactement à notre besoin. J’accorde une mention spéciale aux lampes au néon, qui ont quelques particularités particulièrement intéressantes pour nous. Attention : les lampes d’étalonnage au néon ne doivent pas être confondues avec les « tubes néon » couramment utilisés pour l’éclairage domestique ; ces derniers sont appelés ainsi pour des raisons historiques, mais ne contiennent plus depuis longtemps de gaz néon. Les lampes au néon – les vraies – ont donc quelques avantages importants : – elles sont très répandues pour des applications quotidiennes (voyant de tableau, veilleuse pour bébé...), et on peut donc facilement en trouver pour quelques euros ; – elles nécessitent une tension peu élevée pour s’allumer (de l’ordre de 80 V) et peuvent donc s’utiliser directement sur le secteur (220 V), sans recourir à une alimentation haute tension ; – elles offrent de nombreuses raies très utiles autour de la raie Hα qui est la principale raie des spectres stellaires. Cela fait des lampes au néon un accessoire de prédilection pour les spectroscopistes amateurs. Néanmoins, le miracle n’est pas tout à fait complet, puisqu’une lampe au néon a un spectre principalement limité au jaune et au rouge (d’où la couleur orangée de cette lumière), et si vous travaillez dans un autre domaine ou même en basse résolution, le néon ne sera pas suffisant. On dispose aujourd’hui de lampes mélangeant argon et néon qui comblent en grande partie cette lacune – l’argon ayant de nombreuses raies dans le bleu. Toutefois, ces lampes requièrent une mise en œuvre plus complexe (tension d’amorçage autour de 300 V).

163

Guide pratique pour (bien) débuter en spectroscopie astronomique

En dehors des lampes d’étalonnage, il existe un autre type de source utilisable pour les astronomes : il s’agit des étoiles elles-mêmes. En effet, elles ont le mérite de la haute température – plus de problème dans le bleu, donc. Les étoiles chaudes en particulier (de type spectral A ou B) peuvent être valablement utilisées pour l’étalonnage spectral, puisque les raies de Balmer (raies de l’hydrogène) y sont bien visibles. Dans certain cas, il arrive même que l’on combine les deux types de sources – lampe d’étalonnage et étoile chaude –, pour assurer un étalonnage précis sur tout le domaine couvert (en gros, la lampe couvre la partie rouge et l’étoile la partie bleue).

Ré-échantillonnage et linéarisation Si l’on se contente d’appliquer la loi de dispersion au profil brut, on connaît la longueur d’onde de chaque pixel, mais le pas de longueur d’onde correspondant à chaque pixel reste variable. En théorie, ceci n’est pas un problème, mais en pratique, cela soulève une difficulté : quand vous avez besoin de comparer un spectre avec un autre, ou quand vous ouvrez votre profil spectral avec un autre logiciel, la loi de dispersion doit être prise en compte. Cela imposerait un accord entre tous les logiciels sur la manière de décrire cette loi – sachant qu’on peut imaginer des lois non polynomiales. Pour éviter absolument ces difficultés, il est d’usage de linéariser le spectre, c’est-àdire de le ré-échantillonner avec un pas constant. Cela est d’autant plus acceptable que la non-linéarité de la loi de dispersion est faible, et cette opération altère peu les données. Une fois la dispersion linéarisée, il suffit d’associer deux valeurs au profil pour pouvoir l’exploiter dans tous les cas : la longueur d’onde du premier pixel, puis la différence de longueur d’onde correspondant à chaque pixel. Plus besoin d’autres éléments pour comparer deux spectres entre eux ! De fait, dans un fichier FITS, la dispersion (linéaire) est définie avec quatre paramètres : – CRVAL1 : longueur d’onde du pixel de référence ; – CRPIX1 : pixel de référence (en général, la valeur est 1, puisque la longueur d’onde de référence est donnée pour le premier pixel du profil) ; – CDELT1 : dispersion par pixel ; – CUNIT1 : unité physique de la dispersion (la valeur est soit angström, soit nm).

Correction de la réponse instrumentale et atmosphérique Après cette opération, le spectre est donc étalonné, c’est-à-dire que l’axe des abscisses est exprimé en longueur d’onde. Pourtant, il est encore fortement affecté par la

164

9. Mesure physique et réduction de données

réponse instrumentale, c’est-à-dire par la sensibilité de l’instrument en fonction de la longueur d’onde. Faisons un exercice par la pensée. Supposons que nous disposons d’un instrument parfait, c’est-à-dire qui offre même sensibilité dans toutes les longueurs d’onde. Supposons ensuite que nous disposons d’une source de lumière elle-même parfaite, c’està-dire qui émet exactement la même quantité d’énergie dans toutes les longueurs d’onde. Dans ce cas, nous obtiendrions un spectre parfaitement plat (fig. 9.3).

Figure 9.3. Spectre d’une lampe blanche idéale.

La réalité est très différente de cela, bien sûr. Votre instrument, pris dans sa globalité (du télescope à la caméra d’acquisition) présente une sensibilité très dépendante de la longueur d’onde : c’est cela que l’on appelle la réponse instrumentale. On parle de réponse, parce que l’on considère l’instrument comme un système auquel on soumet un signal d’entrée (la lumière) et qui répond par une valeur de sortie (en l’occurrence le spectre). Chaque élément de la chaîne instrumentale a sa propre réponse : miroir du télescope, lentilles optiques (avec leurs traitements anti-reflet), réseau de diffraction (ou prisme), caméras CCD. En première approximation, ce sont surtout les courbes de réponse du réseau et du CCD qui sont largement prépondérantes. Un CCD couvre en général un peu plus que le domaine visible (en particulier dans le proche infrarouge), et sa courbe de réponse a généralement une forme en cloche du type illustré figure 9.4. Bien entendu, on privilégie les CCDs qui ont une sensibilité étendue, tout en veillant à ce que le niveau de sensibilité soit élevé. Je ne vous étonnerai pas en disant que les meilleurs CCD sont aussi les plus chers. Dans tous les cas, on ne descend jamais en dessous de 350 nm, et on ne va jamais au-dessus de 1 000 nm – avec du matériel amateur.

165

Guide pratique pour (bien) débuter en spectroscopie astronomique

Figure 9.4. Courbe de réponse typique d’un CCD.

Pour connaître la réponse instrumentale de notre système, il devrait suffire d’envoyer une lumière « parfaite » (au sens évoqué plus haut : de même intensité dans toutes les longueurs d’ondes), et de mesurer ce qui sort de l’instrument. C’est généralement comme cela que l’on procède pour caractériser tout instrument de mesure. Hélas, cette lumière parfaite n’existe pas non plus (sur Terre) ; la meilleure lumière que l’on puisse trouver aujourd’hui est une lumière offrant un spectre de Planck, de la température la plus élevée possible. Or une lampe au tungstène a généralement une température inférieure à 3 000 ◦C. Lorsque l’on trace la courbe de Planck d’une source de lumière à 2 800 ◦C par exemple (reportez-vous à la section 2.3), on constate qu’il y a bien peu d’énergie dans la partie bleue du spectre (fig. 9.5). On est là face à une vraie difficulté pour caractériser notre instrument ! La meilleure solution que l’on connaisse aujourd’hui est d’aller chercher une source de lumière de référence... dans le ciel ! En effet, une étoile est une merveilleuse source de température élevée ; et si l’on choisit une étoile chaude, elle offre un profil très proche du profil de Planck, avec seulement quelques raies d’absorption. Pour de nombreuses étoiles, on dispose dans les « bibliothèques de spectres » de profil très précis, qui peuvent nous servir de référence. Dans la pratique, cela veut dire que, pour une configuration matérielle donnée, on doit commencer toute session d’observation par l’observation d’une étoile de référence, et que l’on compare le spectre obtenu avec le spectre de référence de la même étoile. En divisant le premier spectre par le second – et en lissant le résultat – on obtient le profil de réponse instrumentale. L’opération de lissage est un peu délicate, mais c’est une phase essentielle pour obtenir des résultats de bonne qualité.

166

9. Mesure physique et réduction de données

Figure 9.5. Profil spectral d’une lampe de Flat (profil de Planck à 2 800 ◦C).

Pour compliquer encore un peu les choses, lorsque l’on observe une étoile, son spectre n’est pas perturbé uniquement par la réponse instrumentale, mais aussi par la transmission atmosphérique. Celle-ci est aussi très sensible, dès lors que l’on cherche à faire des mesures précises. La transmission atmosphérique dépend de plusieurs facteurs, tels que la pollution de l’air (variable d’un site à l’autre), l’humidité (variable d’un jour à l’autre, voire en quelques heures) et l’épaisseur d’atmosphère traversée (variable en fonction de la hauteur d’observation dans le ciel). Si la réponse instrumentale est très stable dans le temps (elle ne dépend que des éléments optiques de l’instrument), ce n’est donc pas la même chose pour la transmission atmosphérique. Il résulte de tout cela que pour faire une correction précise de la réponse instrumentale, on doit observer une étoile de référence à peu près au même moment que notre cible (pour éviter de fortes variations atmosphériques), et à la même hauteur dans le ciel que notre cible (pour traverser la même épaisseur d’atmosphère). Dans la pratique, il est quasiment impossible de réunir toutes ces conditions, et on adapte le processus de mesure à chaque cas particulier : il est courant de ne faire qu’une observation d’étoile de référence pour toute la nuit. Pour des mesures très « ludiques », sans ambition scientifique très élevée, on peut bien entendu prendre un profil de réponse instrumental très basique ; c’est bien suffisant par exemple si l’on veut juste comparer subjectivement deux spectres entre eux.

Mise à l’échelle... Dans toutes les opérations précédentes, nous n’avons fait que des mesures d’intensités relatives. Le niveau effectif du spectre en un point est donné en ADU, qui n’a aucune :::::

167

Guide pratique pour (bien) débuter en spectroscopie astronomique

correspondance directe avec une unité physique d’énergie. Le niveau maximum (en ADU) atteint par le spectre peut donc prendre des valeurs très grandes, du simple ::::: fait que l’on utilise des caméras avec une grande dynamique (jusqu’à 16 bits), et que l’on additionne un grand nombre d’images. Pour éviter de manipuler des grands nombres inutilement, il est sage de faire une mise à l’échelle du spectre, en divisant continuum ait chaque intensité par une constante, de sorte que la partie basse du :::::::::: une valeur d’intensité autour de 1.

... ou normalisation ? J’ai utilisé le terme de mise à l’échelle pour disposer de valeurs « ordinaires » pour les intensités du spectre. Vous trouverez régulièrement aussi dans la littérature (et dans certains logiciels) le terme de normalisation pour cette opération. Attention, c’est un terme qui a deux sens très différents selon l’interlocuteur que vous avez en face de vous. Dans la communauté amateur, ce terme est plutôt associé à l’opération de mise à l’échelle, mais dans la communauté professionnelle, il s’agit d’une opération très continuum pour ne conserver que les différente qui consiste à corriger le spectre du:::::::::: raies d’absorption et d’émission. C’est donc un terme à manipuler avec précaution, pour prévenir tout malentendu.

Exportation dans un format standard À la fin du processus de réduction de données, il reste à sauvegarder le spectre dans un format standard. De fait, selon l’usage qui en est fait, le format ne sera pas le même, et il est même pratique de prévoir dans le processus de réduction de données une exportation dans plusieurs formats : – le format FITS est le plus complet : il contient un entête avec toutes les informations nécessaires à une exploitation scientifique du spectre (date, cible, coordonnées du site d’observation...) conformément à la spécification BeSS. Si vous ne devez sauvegarder votre spectre que sous un seul format, c’est celui-ci, car c’est le seul qui permet de recalculer facilement tous les autres. Le seul inconvénient de ce format est qu’il faut utiliser un outil qui le reconnaît pour l’ouvrir. Si vous voulez partager le fruit de votre travail (sur le web, par exemple), il est peu probable que vos interlocuteurs aient tous de tels outils ; – le format PNG est le complémentaire du précédent : c’est une image qui contient le spectre dans un format très commun (et compact) – tout ordinateur peut lire aujourd’hui ce format (c’est un des formats d’image les plus courants). Il ne contient en revanche pas toute la richesse de l’entête FITS, ni chaque donnée précise. C’est le format idéal pour un partage par le web ; – le format DAT est un format très rudimentaire : c’est un fichier texte qui contient le spectre sous forme de deux colonnes de chiffres – la longueur d’onde et l’intensité.

168

9. Mesure physique et réduction de données

Ce format permet une importation dans un logiciel de calcul, tel qu’un tableur, ou un outil de calcul scientifique (Matlab, Scilab, etc.). C’est la porte d’entrée pour faire du traitement de signal avec des outils puissants !

9.8 Catalogues d’étoiles de référence La correction de réponse instrumentale requiert l’observation d’une étoile de référence et sa comparaison avec un spectre de référence de cette étoile. Reste à savoir où trouver un tel spectre de référence : comment savoir si un spectre est suffisamment fiable pour être pris comme référence. C’est un problème complexe, que je ne vais pas résoudre ici. Mais je peux citer quelques catalogues qui sont à notre disposition, soit en ligne sur Internet, soit dans les logiciels de réduction de données (ils sont inclus en particulier dans le logiciel ISIS). Les catalogues de référence sont globalement de deux types : ceux basés sur des observations réelles, sur Terre ou depuis l’espace, en prenant un soin particulier à la photométrie (mesure d’intensité), et ceux basés sur des calculs de simulations, pour générer des profils théoriques d’étoiles. Les premiers ont le mérite d’être exacts, mais les seconds s’appliquent à n’importe quelle étoile. Quand vous sélectionnez une étoile de référence, c’est essentiellement le type spectral de l’étoile de référence que vous devez prendre en compte ; deux étoiles de même type ayant des profils très proches. Outre la provenance du spectre de référence, vous devez également veiller à ce qu’il soit compatible avec la résolution à laquelle vous travaillez, et avec votre étendue spectrale. Voici à titre indicatif quelques éléments sur les catalogues les plus couramment utilisés : – Pickles : un catalogue de 131 types d’étoiles, combiné à partir de différentes sources. Publié par AJ Pickles en 1998. Ce ne sont donc ni des spectres synthétiques, ni des observations sur un instrument donné. Il s’agit de spectres basse résolution, avec une très large étendue (de 1 100 à 10 000 Å) ; – Miles Library = il s’agit d’un catalogue d’observations réelles, faites avec un télescope de 2,5 m, à 2,5 Å de résolution. L’étendue spectrale va de 3 500 à 7 500 Å ; – UVES : c’est un instrument du VLT (spectroscope échelle). Il donne des spectres à très haute résolution, mais limités en étendue (ordre par ordre). Dans ISIS, on a seulement quelques spectres UVES, autour de H α ; – Élodie = c’est un autre instrument, installé le T2m de l’Observatoire de HauteProvence (OHP). Le domaine est limité à 6 200-6 800 Å, à très haute résolution (0,05 Å).

169

Guide pratique pour (bien) débuter en spectroscopie astronomique

Je souhaite mentionner ici le travail réalisé par François-Mathieu Teyssier (astronome amateur très actif dans la communauté24 ), sous forme d’un tableur : il donne une liste d’étoiles de référence dans toutes les zones du ciel. En constituant cette liste, François-Mathieu a veillé à ne prendre que des étoiles pour lesquelles il n’y a pas de rougissement interstellaire (c’est-à-dire des étoiles dont le profil général n’est pas altéré par les nuages de poussières situées entre l’étoile et la Terre). C’est un outil pratique très utile pour préparer une observation. La question des profils de référence est complexe, parce qu’aucune étoile n’est « parfaite », de même qu’aucun instrument pour l’observer. Vous pouvez faire l’exercice de comparer différents spectres de référence pris dans les différents catalogues ci-dessus : il y a des divergences bien visibles. Une bonne approche pour éviter ces dispersions est de vous baser toujours sur le même catalogue de référence.

9.9 Une observation est un groupe d’images Les images brutes de l’objet que vous observez sont bien évidemment le cœur de votre observation. Ce sont elles qui contiennent l’information essentielle que vous voulez mesurer. Mais ces images sont entâchées d’erreurs importantes et requièrent un étalonnage. Pour corriger ces erreurs et étalonner la mesure, plusieurs séries d’images complémentaires (on les appelle souvent images de référence) sont nécessaires : offsets, PLU, noirs, image d’étalonnage. Il faut également disposer d’un profil de réponse instrumental (qui n’est pas une image à proprement parler). Pour cette raison, je vous invite à considérer qu’une observation est un ensemble cohérent d’images ; c’est uniquement si vous avez rassemblé toutes ces images que vous pourrez exploiter vos données brutes, grâce au processus de réduction de données. Je précise un élément important : chaque observation est un groupe d’images, mais cela ne veut pas dire que les images de référence sont à refaire pour chaque observation. La plupart des images de référence sont applicables pour un grand nombre d’observations. Par exemple, on peut réutiliser une image de PLU pour toute une nuit d’observation, et on peut même utiliser des images de noirs pour de nombreuses sessions d’observation – puisque ces images ne dépendent que de la caméra. Comme les erreurs sont intrinsèquement dues à l’instrument (pris dans son ensemble), on comprend que le jeu d’images de référence à rassembler et le processus de réduction associé sont beaucoup plus dépendants de votre configuration matérielle que de l’observation que vous souhaitez faire. En conséquence, il est pertinent de définir un protocole d’observation – incluant les images de référence et la réduction de données – que vous conserverez quelles que soient les observations que vous faites. 24

170

Site web de François-Mathieu Teyssier : http://www.astronomie-amateur.fr/

9. Mesure physique et réduction de données

Un tel protocole n’est pas très répandu chez les observateurs amateurs, alors qu’il est omniprésent chez les professionnels. Je vous promets qu’il est gage de simplicité et d’efficacité ; simplicité parce que vous l’appliquez systématiquement (plus besoin de réfléchir durant les observations), et efficacité parce qu’il peut facilement être très automatisé (c’est ce qui permet une réduction de données en quelques clics).

171

Une première observation spectroscopique : le Soleil Vous disposez maintenant d’un spectroscope réglé et fonctionnel ; vous disposez en outre des outils pour faire la réduction de données d’une observation complète. Je vous propose de faire cette première observation complète sur le Soleil – cela a le mérite de pouvoir se faire sans télescope. Pendant la journée, toute la « lumière du jour » – c’est-à-dire toute lumière non artificielle – provient du Soleil. Même très indirectement, même à travers les nuages, la lumière du jour porte profondément la signature du spectre solaire. En outre, cette lumière a le mérite d’être abondante : on peut en faire un spectre avec un temps de pose court. Toute la démarche que je présente ici peut se faire avec n’importe quel spectroscope ; les images qui illustrent ce chapitre sont faites avec un Alpy 600 et une caméra CCD Atik 314L+. Installez-vous donc confortablement dans une pièce éclairée par le Soleil (pas nécessairement directement). Mettez en route la caméra de votre spectroscope, le logiciel d’acquisition, et activez le refroidissement (ce n’est pas absolument nécessaire ici, puisque les temps de pose seront courts, mais c’est une habitude à prendre systématiquement). Tournez l’entrée du spectroscope vers la lumière du jour, si possible avec un diffuseur devant (papier calque, ou feuille blanche). Le diffuseur a pour effet d’homogénéiser

173

Guide pratique pour (bien) débuter en spectroscopie astronomique

la lumière qui entre dans l’instrument : cela peut éviter d’avoir des effets locaux sur le spectre lui-même (l’instrument est concu pour recevoir le faisceau issu d’un télescope, c’est-à-dire un faisceau homogène). Faites quelques acquisitions, pour vérifier que l’instrument est bien réglé (spectre net, bien horizontal dans l’image). Déterminez le temps de pose optimal pour avoir une dynamique de l’ordre de 80 % de la capacité de la caméra. Dans le cas d’une caméra Atik 314L+, la dynamique est de 16 bits, c’est-à-dire que le niveau maximal est atteint pour 216 = 65 535 ADU. Je dois donc régler le temps de pose pour avoir un niveau maximal du spectre de l’ordre de 52 000 ADU. Lorsque le temps de pose optimal est défini, faites une série de spectres du Soleil – par exemple 15 images.

10.1 Images de référence Comme on l’a vu dans le chapitre précédent, une observation ne se limite pas aux images brutes de l’objet observé (en l’occurrence le Soleil), mais elle doit être com:::::::::::: plétée par plusieurs images de référence. Faites ces images immédiatement après les images brutes, pour vous assurer que vous travaillez exactement dans les mêmes :::::::::::: conditions. Faites sept images (ou plus) d’offset. Obstruez l’entrée du spectroscope (veillez à ce qu’il n’y ait aucune fuite de lumière), puis faites des acquisitions avec un temps de pose nul (zéro seconde). Ensuite, faites sept images (ou plus) de noirs. De nouveau, obstruez l’entrée du spectroscope, mais cette fois choisissez un temps de pose au moins égal à celui des spectres du Soleil. Puis faites sept images (ou plus) du spectre de PLU. Là, c’est un peu plus délicat : il ne faut plus utiliser la lumière du Soleil, mais prendre à la place une source avec un spectre continu, le plus chaud possible. Le plus simple est de prendre une lampe halogène – il faut surtout proscrire pour cette opération les lampes à économie d’énergie qui présentent un spectre de raie inutilisable. La difficulté, à ce stade, est d’éviter toute pénétration de la lumière solaire, tout en permettant à la lumière artificielle d’entrer dans l’instrument. Si c’est possible, fermez les volets de la pièce... dans le pire des cas, attendez la tombée de la nuit ! Veillez à choisir un temps de pose qui permet d’avoir près de 80 % de la dynamique de la caméra. Puis faites un spectre (ou plus) d’une source d’étalonnage. Si vous n’avez pas sous la main une lampe d’étalonnage, vous pouvez tricher... et prendre le spectre du Soleil lui-même (celui que vous avez déjà réalisé il y a quelques minutes). En effet, ce que l’on attend d’un spectre d’étalonnage est de pouvoir identifier quelques raies à des longueurs d’onde connues... Or le spectre du Soleil est rempli de telles raies ! Bien entendu, étalonner un spectre sur lui-même est une hérésie sur le plan scientifique,

174

10. Une première observation spectroscopique : le Soleil

mais dans la manipulation technique que l’on est en train de réaliser, cela a peu d’importance. Pour être complet, il faudrait disposer d’une source de référence pour calculer la réponse instrumentale. Dans le chapitre précédent, j’ai indiqué qu’il faut utiliser une étoile de référence... pas facile à trouver en plein jour. De nouveau, nous allons contourner l’obstacle – à défaut de le franchir – et utiliser encore le spectre du Soleil lui-même. En effet, le spectre du Soleil est très bien connu, et nous pouvons comparer le spectre obtenu il y a quelques minutes avec un spectre « de référence » trouvé auprès d’un observatoire de confiance. C’est seulement lorsque vous avez rassemblé toutes ces séries d’images que vous pouvez mettre hors tension votre instrument, et aborder la réduction des données.

10.2 Réduction des données Vous allez maintenant exploiter ces images avec votre logiciel de réduction de données. Dans les lignes qui suivent, j’ai utilisé le logiciel ISIS25 , développé par Christian Buil, mais la même démarche peut s’appliquer avec d’autres outils. Je vous invite à faire le traitement étape par étape au début, puis de manière automatisée ensuite. La suite d’opérations de réduction a été décrite dans le chapitre précédent (voir section 9.7) : je vais reprendre exactement cette séquence. Je n’ai pas l’intention de faire ici une documentation détaillée du logiciel ISIS (il y a de très bons tutoriaux pour cela, voir sur le site de Christian Buil). Néanmoins, voici quelques éléments généraux pour réaliser la procédure ci-dessous : – sélectionnez bien l’instrument Alpy 600 dans l’onglet de configuration ; – vérifiez que vos images ont des noms qui se terminent par -XX, où XX est le numéro d’ordre : c’est ainsi que ISIS travaille le mieux ; – vérifiez que toutes vos images se trouvent bien dans le répertoire image tel que déclaré dans ISIS (onglet Configuration). La première étape consiste à faire le prétraitement, c’est-à-dire la correction de l’offset, du noir et du flat. Pour cela, on commence avec ISIS par faire des « images maîtres », faites à partir des séries d’images d’offset, de noir et de flat. Commençons avec l’image d’offset (la plus simple). Il suffit de faire une médiane de la série des images – on a vu dans les exercices autour de la caméra (section 7.4) que cela a pour effet de réduire le bruit dans l’image (bruit de lecture). Vous pouvez le vérifier une nouvelle fois en image ::::: brute, puis dans la même mesurant le bruit (écart-type) dans une zone d’une :::::: zone de l’image médiane (fig. 10.1 et 10.2). Dans ISIS, allez dans l’onglet « Images maîtres », puis remplissez les champs correspondants à la zone « Offset ». Le nom générique correspond à la racine du nom de la série d’images. Par exemple, si votre série d’images s’appelle offset-1.fit, offset-2.fit, 25

ISIS : http://www.astrosurf.com/buil/isis/isis.htm

175

Guide pratique pour (bien) débuter en spectroscopie astronomique

Figure 10.1. Image 2D : création de la médiane des offsets.

etc., la racine correspond à offset. Donnez un nom de sortie pour l’image calculée – par exemple Offset. Appuyez ensuite sur GO : ISIS calcule l’image médiane ; vous pouvez l’ouvrir dans l’onglet Image. Procédez de la même manière avec les noirs. Cette fois, vous devez également indiquer le nom de l’image maître d’offset, que vous venez de calculer. En effet, pour générer le noir maître, ISIS fait une médiane des noirs, puis soustrait également l’offset – qui est un décalage systématique apporté par la caméra. Le résultat est que le niveau moyen de l’image doit maintenant se retrouver très proche de zéro – le niveau résultant ne provenant que du signal thermique. À ce stade, ISIS permet de faire un relevé des pixels chauds, pour préparer la correction ultérieure de ces pixels. Un pixel chaud est un pixel défectueux, plus sensible que les autres – alors que par définition dans une image de noir, ils devraient tous être au même niveau. Dans la zone « Faire un fichier cosmétique », mettez un seuil de détection arbitraire – par exemple 50 ADU – et lancez le calcul. ISIS indique le ::::: nombre de pixels trouvés au-dessus de la valeur indiquée : on considère que quelques centaines de pixels est une valeur acceptable ; si vous êtes loin de cette valeur, modifiez le niveau de détection et recommencez. Une manière plus rationnelle de procéder consiste à mesurer l’écart-type dans l’image de noir, et prendre comme valeur de seuil trois fois cet écart-type.

176

10. Une première observation spectroscopique : le Soleil

Figure 10.2. Image 2D : visualisation de la médiane des offsets.

Le résultat de ce calcul est un fichier appelé cosme.lst, que vous pouvez ouvrir avec n’importe quel éditeur de texte. Vous y trouverez une liste de valeurs ; chaque ligne correspond aux coordonnées d’un point identifié comme chaud. Vous pouvez repérer quelques points de cette liste, et aller vérifier dans l’image que les pixels correspondants sont effectivement nettement plus brillants que leurs voisins. Vient ensuite le calcul de l’image maître de PLU. Idéalement, les images de PLU devraient être parfaitement uniformes, mais on ne sait pas produire une lumière dont le spectre est uniforme. On se retrouve donc avec un profil très large, mélange de profil de Planck de la source, de la réponse instrumentale, et de la sensibilité propre à chaque pixel. Il est probable en outre que lors de l’acquisition de la PLU, la fente n’était pas éclairée de manière complètement uniforme, et on observe une variation de l’intensité verticalement (le long de la fente) – on parle d’un gradient le long de la fente (Fig. 10.3). C’est essentiellement la sensibilité propre de chaque pixel qui nous intéresse (le reste sera corrigé dans la correction de réponse instrumentale). ISIS propose de corriger le gradient lors du calcul de PLU maître. Pour cela, il va remettre chaque ligne au même niveau moyen. Il faut lui indiquer la zone dans laquelle se situe le spectre (Y min et Y max). Remplissez tous les champs et lancez le calcul, puis ouvrez l’image résultante dans l’onglet Image (fig. 10.4). Vous en avez terminé avec les images maîtres : vous pouvez passer au calcul sur les images brutes. ISIS est un logiciel qui fait un traitement très intégré de l’ensemble des images (c’est un outil très performant pour cela), et vous ne pouvez pas faire

177

Guide pratique pour (bien) débuter en spectroscopie astronomique

Figure 10.3. Image de PLU avec gradient dans la fente.

Figure 10.4. Image de PLU résultante.

séparément chaque étape de la réduction de données. Néanmoins, nous pouvons tout de même suivre la logique de calcul – le processus réalisé par ISIS est exactement celui décrit dans le précédent chapitre.

178

10. Une première observation spectroscopique : le Soleil

ISIS propose de suivre le cheminement de la réduction de données en passant d’un onglet à l’autre, de gauche à droite. Si vous passez d’un onglet au suivant en cliquant sur le bouton « Suivant » (et non sur l’onglet directement), ISIS pré-remplit automatiquement plusieurs champs. Allez dans l’onglet « Image », et chargez la première image brute de la série du Soleil. ::::::::::: Cliquez sur le bouton « Suivant », pour passer à l’onglet « Général » (fig 10.5). Vous avez alors un certain nombre de champs à remplir, en particulier le nom de vos images maîtres (offset, noir, flat – et éventuellement fichier cosmétique). Nommez l’objet que vous avez observé : Soleil.

Figure 10.5. ISIS, onglet général.

Cochez la case « Fond de ciel non retiré », parce que vos spectres du Soleil correspondent à une source étendue (il n’y a pas de spectre du fond de ciel de part et d’autre du spectre du Soleil). Décochez également la case « Faire l’étalonnage spectral » ; dans un premier temps, nous allons faire la réduction sans étalonnage ni correction de réponse instrumentale. Cliquez sur « Suivant » ; ISIS bascule alors dans l’onglet « Etalonnage ». Comme nous avons choisi de ne pas faire d’étalonnage à ce stade, ne nous attardons pas sur les paramètres d’étalonnage (nous reviendrons à l’étalonnage ultérieurement). Si vous le souhaitez, vous pouvez indiquer l’angle de tilt (angle de rotation du spectre dans l’image) et les paramètres du smile (ISIS offre des outils sur la droite de l’écran pour calculer ces valeurs), mais dans un premier temps, vous pouvez vous affranchir de ces opérations (à condition que le spectre soit relativement horizontal dans votre image).

179

Guide pratique pour (bien) débuter en spectroscopie astronomique

Vous pouvez donc de nouveau cliquer sur suivant. ISIS passe alors dans l’onglet GO. Il reste à lancer le calcul de réduction en cliquant sur le bouton GO. Vous pouvez voir le déroulement des calculs dans la console, et après quelques secondes, ISIS affiche les messages suivants, indiqués figure 10.6.

Figure 10.6. Résultat du calcul.

En bas de la fenêtre, vous pouvez accéder directement aux deux principaux résultats de ce calcul : d’une part, à l’image 2D prétraitée, et d’autre part au profil spectral extrait. Cliquez d’abord sur « Afficher image ». Prenez le temps d’analyser cette image, images d’en mesurer le niveau de fond (proche de zéro), et le bruit (à comparer aux :::::: brutes). Ensuite, allez voir le profil obtenu par ISIS (fig. 10.8). Il donne l’intensité ::::: du spectre pour chaque pixel. Comme nous n’avons pas fait d’étalonnage spectral, ce spectre est affiché avec des pixels en abscisse. Vous pouvez immédiatement repérer les principales raies de ce spectre : le Soleil est une étoile de température moyenne (même plutôt froide pour une étoile, puisque sa température de surface est de l’ordre de 5 500 K). Son spectre montre donc une très grande quantité de raies d’absorption – plus de 30 000 ont été détectées en tout ! Prenons un peu de recul. Par l’opération que ISIS vient de réaliser en quelques secondes, trois des principales étapes de la réduction de données ont été effectuées : le prétraitement (y compris la correction des pixels chauds le cas échéant), les corrections géométriques (si vous avez indiqué des paramètres de tilt et de smile), et l’extraction optimisée du spectre. Le calcul a beau ne prendre que quelques secondes, ce sont

180

10. Une première observation spectroscopique : le Soleil

déjà des milliers d’opérations qui ont été faites jusque-là pour vous offrir le profil spectral que vous avez sous les yeux. Il reste toutefois deux étapes importantes pour que les données soient exploitables : l’étalonnage en longueur d’onde et la correction de réponse instrumentale.

10.3 Étalonnage en longueur d’onde En l’état actuel, l’axe des abscisses de votre profil spectral correspond au numéro des pixels sur le CCD : cela n’est pas d’une grande utilité physique. Il faut maintenant associer à chaque pixel une longueur d’onde physique (en nm ou en Å). L’objectif étant ici de faire une première observation pédagogique, nous n’allons pas chercher trop loin la source d’étalonnage : le Soleil lui-même en est une. Il offre de très nombreuses raies facilement identifiables, et c’est cette information que nous allons utiliser. Dans ISIS, quand vous affichez le profil spectral, vous disposez sur la droite d’un outil permettant de calculer la loi de dispersion (c’est le bouton « Dispersion »). Cet outil propose plusieurs cases dans lesquelles on peut indiquer des longueurs d’ondes de raies connues, puis mesurer dans le spectre la position effective de ces raies (en pixels). Les raies peuvent être en émission ou en absorption. Par ailleurs, l’outil permet de choisir le degré du polynôme calculé. Ici, nous pouvons calculer un polynôme de degré quatre. Dans le spectre du Soleil, vous pouvez facilement reconnaître, par exemple, les raies de longueurs d’ondes suivantes (fig 10.7 et 10.8) :

longueur d’onde 3 933 Å 3 968 Å 4 307 Å 4 861 Å 5 167 Å 5 270 Å 5 892 Å 6 563 Å

raie raie K du calcium raie H du calcium bande G (moléculaire) H β (raie de Balmer) triplet du magnésium raie du fer (Fe) doublet du sodium Hα (raie de Balmer)

Figure 10.7. Principales raies visibles dans le spectre du Soleil.

Saisissez à la main ces longueurs d’ondes, puis pour chaque raie, double-cliquez dans votre profil juste avant puis juste après la raie : ISIS fait alors un calcul précis de position du centre de la raie dans l’intervalle que vous avez défini.

181

Guide pratique pour (bien) débuter en spectroscopie astronomique

3968 3933

4861 4307

5167

5270 5892

6563

Figure 10.8. Profil spectral du Soleil, avec quelques raies identifiées.

Lorsque toutes les valeurs sont saisies, cliquez sur le bouton « Calcul ». ISIS calcule le polynôme de degré quatre approchant au mieux des données que vous avez fournies, et termine ce calcul par une évaluation de l’erreur (basée sur les mesures des raies supplémentaires). C’est la valeur « RMS », qui correspond à l’écart-type entre les mesures réelles et la loi de dispersion calculée. La valeur RMS donne la précision de l’étalonnage en longueur d’onde. Cette précision doit être cohérente avec la précision de mesure des raies dans votre profil : si vous estimez par exemple que la position d’une raie peut être mesurée à 0,1 nm près, la valeur RMS issue du calcul de ISIS doit être du même ordre (plutôt un peu meilleure). Dans le cas d’un spectre réalisé avec un Alpy 600, l’erreur est généralement inférieure à 0,1 nm. Si l’erreur est plus importante, cela peut venir de plusieurs origines : soit vous avez eu un problème en sélectionnant une raie dans le profil, soit vous avez une erreur de saisie dans la longueur d’onde, soit – cas plus courant – vous vous êtes trompé de raie ! Il suffit de corriger la valeur erronée et de relancer le calcul. Notez que ISIS vous donne également l’écart entre la raie mesurée et la raie théorique pour chaque raie : si l’erreur porte sur une raie particulière, il est probable que ce soit celle qui a le plus gros écart. Lorsque la loi de dispersion est établie, vous pouvez l’appliquer immédiatement à votre profil (il est alors dorénavant gradué horizontalement en longueur d’onde), mais vous pouvez aussi le conserver et faire tourner une nouvelle fois le processus de réduction de données, cette fois en cochant la case « étalonnage spectral ». Cette loi est caractéristique de votre configuration matérielle. On peut considérer qu’elle ne variera quasiment pas dans le temps. C’est-à-dire que tant que vous ne modifiez pas votre instrument (démontage de caméra, nouveau réglage du spectroscope, etc.), vous pouvez continuer d’utiliser la même loi. Toutefois, si je dis « quasiment

182

10. Une première observation spectroscopique : le Soleil

pas », c’est parce qu’il faut tout de même rester vigilant dans quelques cas particuliers. Par exemple, si vous travaillez avec un Lhires III en haute résolution, la simple flexion de l’instrument pendant les mouvements du télescope peut altérer l’étalonnage, simplement en déplaçant le spectre d’une fraction de pixels. Comme souvent, tout dépend de la précision dont vous avez besoin pour votre mesure. Dans la plupart des cas, la loi de dispersion elle-même n’est pas modifiée (elle tient à la configuration matérielle et optique), mais elle peut dans certains cas être déplacée. Pour ces cas rares, ISIS permet de recaler un spectre sur une raie particulière, sans pour autant avoir à recalculer toute la loi de dispersion. À cause de ce risque de voir la loi de dispersion modifiée pendant les observations, je vous recommande de faire des images d’étalonnage régulièrement durant la nuit – et d’autant plus souvent que vous êtes exigeant sur la précision de longueur d’onde. ISIS offre plusieurs manières de gérer l’étalonnage en longueur d’onde, chacune correspondant à des instruments ou des observations propres. Par exemple, si vous disposez d’un « module de calibration » Alpy, il vous suffit d’indiquer à ISIS la position d’une seule raie facilement repérable, et le logiciel se débrouille entièrement pour reconnaître le spectre d’étalonnage (en l’occurrence, il s’agit d’un spectre mélangeant néon et argon). N’hésitez pas à explorer ces différentes méthodes à votre disposition et à déterminer celle que vous préférez – en fonction de la qualité du résultat et de la facilité de mise en œuvre. Dans notre cas pratique sur le Soleil, nous avons légèrement triché pour l’étalonnage spectral, puisque nous avons utilisé le spectre du Soleil lui-même et profité qu’il s’agit d’une source très bien connue dans la littérature. Mais le principe restera toujours le même pour toutes vos observations : il s’agit de faire le spectre d’une source de référence, puis d’y reconnaître un certain nombre de raies, puis d’en déduire la loi d’étalonnage, en veillant à la qualité du résultat (erreur RMS). Cette loi est ensuite réutilisée tant que l’on peut considérer que l’instrument n’a pas dévié.

10.4 Correction de la réponse instrumentale Lorsque le spectre est étalonné en longueur d’onde, il reste encore (dans la plupart des cas) à le corriger de la réponse instrumentale. Nous avons vu au chapitre précédent (section 9.7) que pour les étoiles, la réponse n’est pas affectée uniquement par l’instrument, mais également par la transmission atmosphérique. Séparer les deux est complexe, et en pratique on ne le fera pas : on préfère utiliser le spectre d’une étoile connue (c’est-à-dire dont on peut trouver un spectre de référence fiable dans la littérature), si possible suffisamment proche de la cible (disons à moins de 5◦ de distance angulaire), et on déduira de cette observation la courbe de réponse instrumentale – de fait, on considère ainsi que l’atmosphère fait partie intégrante de l’instrument.

183

Guide pratique pour (bien) débuter en spectroscopie astronomique

Pour obtenir la courbe de réponse instrumentale, le processus standard consiste à faire entièrement la réduction des données de l’étoile de référence, puis de diviser le spectre obtenu par son profil théorique :   Profil obtenu lissé Réponse instrumentale = Profil théorique Il peut paraître étrange de diviser une courbe par une autre. En fait, c’est une opération simple qui consiste, pour chaque valeur en abscisse (chaque pixel), de diviser l’intensité dans le spectre obtenu par l’intensité dans le spectre théorique. On peut ainsi reconstruire point à point un nouveau profil qui correspond à la division de chaque point du spectre obtenu par chaque point du spectre théorique – et on parle plus généralement de la division d’un profil par un autre. Lorsque le profil de réponse instrumentale est défini, on peut l’utiliser pour corriger tous les spectres suivants par l’opération inverse : Profil corrigé =

Profil obtenu Réponse instrumentale

ISIS offre tous les outils nécessaires pour construire le profil de réponse instrumentale. Il propose également une large base de données de spectres d’étoiles à différentes résolutions : cela fait gagner un temps précieux pour trouver un spectre de référence fiable. Nous allons utiliser ces outils avec notre spectre du Soleil. De nouveau par souci de simplification pour cette première observation, nous allons une nouvelle fois utiliser le spectre du Soleil lui-même comme spectre de référence. Comme pour les raies caractéristiques utilisées plus haut, le profil global du spectre du Soleil est très largement connu dans la littérature. Certes, on préfère généralement travailler avec des étoiles chaudes (dont le profil est bien lisse et marqué par quelques raies seulement) pour disposer d’un spectre de référence, mais nous faisons ici une simplification pragmatique. Dans un premier temps, affichez votre profil spectral du Soleil, étalonné en longueur d’onde. Vous devriez avoir (avec un Alpy 600) quelque chose comme sur la figure 10.9 (le profil général peut fortement varier en fonction des conditions d’ensoleillement). Maintenant, utilisez l’outil « Base de données » dans la fenêtre Profil de ISIS (bouton en haut à droite) (fig. 10.10). Plusieurs catalogues vous sont proposés ; celui qui nous intéresse ici est le catalogue Pickles (en haut à gauche). Choisissez dans la liste un profil d’étoile G2V. Chargez-le dans la fenêtre de profil : vous avez maintenant un profil comme celui de la figure 10.11. Le moins que l’on puisse dire, c’est qu’il n’a pas grand chose à voir avec le profil que vous avez obtenu ! Pourtant, repérez quelques-unes des principales raies : vous verrez qu’elles sont bien présentes dans les deux profils. C’est la forme générale du spectre qui est profondément modifié par la réponse instrumentale, mais pas les raies.

184

10. Une première observation spectroscopique : le Soleil

Figure 10.9. Profil spectral Soleil.

Figure 10.10. Base de données ISIS.

Sauvegardez le profil issu de la base de données dans votre répertoire de travail. ISIS offre un nouvel outil utile à ce stade : l’outil « Réponse ». Sélectionnez cet outil (colonne de droite de l’onglet Profil), et indiquez le nom du spectre de référence. Les deux spectres s’affichent dans la fenêtre, et vous pouvez même en faire la division. Vous obtenez alors une courbe globalement en cloche, mais avec beaucoup de « bruit » (fig. 10.12) :

185

Guide pratique pour (bien) débuter en spectroscopie astronomique

Figure 10.11. Spectre de référence du Soleil.

Figure 10.12. Outil de calcul de la réponse instrumentale.

Le bruit vient des irrégularités très locales dans votre spectre. Il ne s’agit pas à proprement parler de la réponse instrumentale – cette dernière ne change qu’à une échelle assez large (on parle de basse fréquence).

186

10. Une première observation spectroscopique : le Soleil

Sauvegardez ce profil, puis sélectionnez maintenant l’outil « Continuum ». Ce dernier outil permet de lisser la courbe obtenue, c’est-à-dire de supprimer tout le bruit venant de notre spectre. Il faut trouver le bon dosage pour supprimer le bruit (« haute fréquence ») sans trop altérer la forme générale du profil. À certains endroits, il y a un effet marqué de manière évidente par les raies profondes du spectre. Ces raies sont également étrangères au profil de réponse instrumentale, et il vaut mieux les supprimer – l’outil « Continuum » de ISIS offre des fonctions pour cela. Après avoir supprimé les raies trop voyantes et lissé le spectre, vous obtenez enfin votre profil de réponse instrumentale (fig. 10.13).

Figure 10.13. Profil calculé de réponse instrumentale.

Avec ce profil de réponse instrumentale, vous pouvez diviser votre profil du Soleil (allez par exemple dans l’outil « Comparer » de ISIS), mais il y a mieux à faire : retournez de nouveau dans l’onglet général, et mettez le nom de votre profil de réponse dans le champ « Réponse instrumentale » (fig. 10.14). images Puis lancez de nouveau la réduction de données – cette fois, ISIS repart des :::::: brutes, et déroule la totalité de la séquence de réduction de données, et à la fin ::::: vous obtenez un spectre directement exploitable : étalonné et corrigé de la réponse instrumentale. Cette fois, vous pouvez comparer le résultat obtenu avec le spectre théorique : la concordance est impressionnante. Vous pouvez me dire que c’est normal, puisque nous avons utilisé le spectre observé pour le corriger avec lui-même... certes, on a triché, mais je vous promets que lorsque vous ferez la séquence complète sur une vraie étoile, vous aurez le même genre de résultat.

187

Guide pratique pour (bien) débuter en spectroscopie astronomique

Figure 10.14. Prise en compte de la réponse instrumentale.

L’exercice que nous avons fait ici avec le Soleil a seulement pour but de dérouler une observation complète sur une source facile (c’est-à-dire qui ne nécessite pas de télescope). Je rappelle les quelques éléments importants que cet exercice a illustré : – une observation est un ensemble cohérent d’images ; – la réduction de données est une opération complexe mais peut se faire en quelques clics, si les images de référence sont conformes aux besoins du logiciel ; – le processus de réduction est propre à votre instrument.

188

Maîtriser le télescope Laissons de côté pour un moment le spectroscope et concentrons-nous sur l’autre élément essentiel de notre installation : le télescope (cela peut bien sûr être une lunette). Si vous avez déjà de l’expérience dans l’observation astronomique, et particulièrement si vous faites déjà de l’imagerie CCD (voire avec un APN), alors une grande partie :::: de ce chapitre vous paraîtra évident. Attention toutefois à certaines parties qui seront probablement nouvelles pour vous – par exemple, mettre une étoile faible (invisible à l’œil nu) à une position précise de l’image, au pixel près. En effet, en spectroscopie, le champ de guidage est souvent très petit et rien ne ressemble plus à une étoile qu’une autre étoile. Les premières étapes décrites ici, jusqu’à la mise en station préliminaire doivent être faites de jour. Inutile d’attendre qu’il fasse nuit – la nuit doit être consacrée aux observations, pas au réglage de l’instrument.

11.1 Maîtriser la monture Cela peut paraître une lapalissade que de dire qu’il faut maîtriser la monture du télescope... mais l’expérience montre que les observateurs débutants ont souvent tendance

189

Guide pratique pour (bien) débuter en spectroscopie astronomique

à passer un peu rapidement sur cette étape. Sous prétexte que l’on dispose d’une monture « GoTo », on peut croire que celle-ci va se débrouiller toute seule ; ce n’est hélas pas vrai ! Une monture de télescope, avec sa raquette de commande, sa connexion à un PC, est un équipement complexe, doté de nombreuses fonctionnalités. Lors des observations spectroscopiques, on a besoin de la plupart de ces fonctionnalités. Qu’il s’agisse du pointage, des vitesses de mouvement, de la mise en station, du retournement de la monture, du contrôle par le PC, etc., prenez le temps de maîtriser tout cela. Vous devez savoir pointer n’importe quel objet sans ouvrir la notice technique à chaque fois ! Vous devez savoir le faire aussi bien avec la raquette de la monture qu’au travers de l’ordinateur. Dans les étapes qui suivent, nous allons utiliser petit à petit ces différentes fonctions. Je suppose à ce stade que vous avez installé votre monture (avec le télescope) sur un terrain stable, avec l’axe d’ascension droite (AD) grossièrement orienté au nord (utilisez une boussole le cas échéant) (fig. 11.1).

Figure 11.1. Télescope installé sur le terrain, orienté au Nord.

Installer une caméra CCD Si vous découvrez complètement votre monture, je vous conseille vivement de faire toutes les premières étapes (alignement du chercheur, mise en station, pointage d’une étoile) en visuel, avec un oculaire. Mais dès que vous saurez faire ces opérations en visuel, vous devrez recommencer avec une caméra CCD installée au foyer du télescope. En effet, le champ couvert par le capteur CCD est nettement plus petit que celui de l’oculaire, et la précision attendue est donc plus grande. Comme par la suite le problème du pointage et du guidage sera dévolu à la caméra de guidage, je vous suggère ici d’utiliser votre caméra de guidage : certes, le capteur est

190

11. Maîtriser le télescope

probablement plus petit que celui de votre caméra d’acquisition, mais vous utilisez ainsi dès maintenant les outils (logiciel d’acquisition, connexion au PC) que vous utiliserez ensuite pour faire des spectres. Installez donc la caméra CCD sur le télescope (fig. 11.2). Veillez à ce que la caméra soit fixée bien rigidement sur le télescope. Lors des mouvements du télescope, la caméra ne doit pas bouger, par exemple sous son propre poids ou sous le poids des câbles. Un mouvement de quelques dixièmes de millimètres se traduit immédiatement par un déplacement de l’image de plusieurs dizaines de pixels.

Figure 11.2. Caméra montée sur le télescope.

Équilibrer la monture Veillez à ce que la monture soit bien équilibrée (sur les deux axes), c’est-à-dire que même lorsque vous désserrez les freins, elle ne bascule pas (fig. 11.3). Cette opération d’équilibrage est importante pour ne pas imposer aux moteurs de la monture de porter ensuite tout le poids du déséquilibrage : ils ne sont pas faits pour ça. L’équilibrage se fait différemment selon le type de monture, mais en général, cela consiste à déplacer des contrepoids, ou le télescope lui-même sur la glissière de fixation. Pour vérifier l’équilibrage, procédez successivement sur chacun des axes aux étapes suivantes : – Desserrez le frein (faites attention à un basculement éventuel) ; – Faites bouger la monture (à la main) dans un sens puis dans l’autre ; les réactions (mouvements) doivent être à peu près les mêmes dans les deux sens. Les mouvements doivent être doux, sans point de blocage ; – Corrigez le cas échéant en déplaçant les contre-poids ou le télescope ; procédez par itérations successives. – Resserrez le frein. Imaginez-vous quelques secondes à la place des moteurs, et demandez-vous si l’effort que vous leur demandez pour déplacer la monture est raisonnable.

191

Guide pratique pour (bien) débuter en spectroscopie astronomique

Figure 11.3. Équilibrage de la monture.

Mise au point grossière Lorsque le télescope est en ordre de marche, mettez l’ensemble sous tension, et démarrez le logiciel d’acquisition pour votre caméra. Orientez le télescope vers une scène la plus lointaine possible (à l’horizon), puis lancez des acquisitions en continu, avec un temps de pose très court (comme il fait encore jour, il y a beaucoup de lumière. Réglez le temps d’exposition de telle sorte que l’image ne sature pas (au besoin, masquez une partie de l’entrée du télescope). Faites alors une mise au point grossière, de sorte que vous puissiez bien distinguer la scène observée par le télescope. Une mise au point grossière suffit, parce qu’il faudra la reprendre sur les étoiles, quand la nuit sera tombée.

Aligner le chercheur Le champ de vision de la caméra de guidage est faible, et il n’est pas évident de mettre une étoile dans ce champ. Pour contourner cette difficulté, votre télescope dispose d’un chercheur, une petite lunette avec un faible grossissement, installé parallèlement au télescope (fig. 11.4). Comme le champ de vision dans le chercheur est nettement plus grand que dans le télescope, c’est facile « d’attraper » l’objet souhaité. Il est possible que votre chercheur ne soit pas une lunette, mais un dispositif un peu différent : pointeur laser, ou de type Telrad. Le principe reste exactement le même pour l’alignement. Il est peu probable que le chercheur soit parfaitement aligné avec le télescope quand il est neuf ou quand il a voyagé. Or, si cet alignement est imprécis, vous aurez beau mettre l’étoile voulue au centre du chercheur, vous ne la verrez pas dans l’image produite par la caméra. Prenez donc le soin de vérifier cet alignement et de le corriger le cas échéant. Faites ce réglage avant la tombée de la nuit. Repérez un objet bien caractéristique à l’horizon (arbre, montagne, poteau électrique...), cherchez-le avec votre télescope – les motifs autour permettent de le faire facilement. Puis quand il

192

11. Maîtriser le télescope

Figure 11.4. Aligner le chercheur.

est bien au centre de votre image, réglez le chercheur de telle sorte que le même sujet soit parfaitement au centre du réticule. Une fois ce réglage effectué, il suffira pendant la nuit de mettre l’étoile choisie au centre du réticule du chercheur pour la retrouver immédiatement au centre de l’image. Lorsque le réglage est satisfaisant, attendez la nuit et pointez successivement plusieurs étoiles brillantes au chercheur, avec la raquette du télescope : elles doivent apparaître au centre de l’image.

Mettre la monture en station Mettre en station consiste à aligner l’axe horaire de la monture avec l’axe de rotation de la Terre. Cela permet de suivre la rotation du ciel avec précision. Les temps de pose en spectroscopie sont souvent longs (de quelques minutes à plusieurs heures) et, pendant cette durée, l’étoile (dont l’image mesure quelques µm au foyer du télescope) doit rester bien centrée dans la fente (qui elle-même fait quelques µm). Cela requiert un réglage soigné de la mise en station. Certes, nous verrons plus loin que le suivi précis se fera avec de l’autoguidage, mais ce dernier doit compléter la mise en station et ne pas compenser une mauvaise mise en station. Il est probable que votre monture permette une mise en station « logicielle », c’està-dire qu’elle demande uniquement de pointer trois étoiles et se débrouille ensuite pour calculer la position de l’axe de rotation de la Terre. Cette méthode est pratique pour de l’observation visuelle, mais clairement insuffisante pour notre application. L’axe de rotation de la monture n’étant pas aligné sur l’axe de rotation de la Terre, la monture doit jouer sur les deux moteurs (avec des vitesses variables) pour suivre une étoile dans son mouvement sur le ciel. Dans notre cas, nous devons faire une vraie mise en station, c’est-à-dire un alignement physique de l’axe de la monture sur l’axe de rotation terrestre – ainsi, le suivi d’une étoile se fera par la suite en jouant uniquement sur l’axe d’ascension droite, à vitesse constante.

193

Guide pratique pour (bien) débuter en spectroscopie astronomique

Votre monture dispose peut-être d’un niveau à bulle qui permet un positionnement bien horizontal. J’ai vu souvent des observateurs convaincus qu’une bonne mise en station ne peut être faite qu’à la condition que la monture soit parfaitement horizontale. Ce n’est pas vrai ! La mise à l’horizontale n’est utile que pour se remettre rapidement en station quand on range le télescope souvent (c’est-à-dire quand le télescope ne reste pas en permanence dans un abri ou un observatoire). Ce niveau est aussi utile pour éviter que la base de la monture ne penche trop – et risque éventuellement de basculer dans certaines positions du télescope. Mais en dehors de ces (bonnes) raisons, il n’y a pas d’exigence de mettre la monture à l’horizontale pour faire la mise en station : celle-ci consiste uniquement à aligner l’axe de rotation en ascension droite de la monture sur l’axe de rotation de la Terre. La première étape à réaliser se fait au moment de l’installation de votre monture sur le terrain : veillez à ce que l’axe de rotation en ascension droite (AD) soit bien orienté au nord. La précision doit être de quelques degrés au plus (c’est facilement réalisable « au jugé »). Il existe plusieurs méthodes de mise en station – vous trouverez facilement de la documentation détaillée sur chacune d’elle. La plus facile, si votre monture dispose de ce dispositif, est d’utiliser le viseur polaire. C’est une petite lunette intégrée dans la monture et alignée sur l’axe horaire de celle-ci. Il suffit de pointer la polaire avec ce viseur – qui est équipé d’un réticule tournant. La précision n’est pas extraordinaire, mais est en général suffisante pour notre application. Cette méthode a le mérite de nécessiter peu de matériel, puisqu’elle est visuelle. La deuxième méthode disponible pour l’alignement polaire est la méthode de King. Il s’agit d’une méthode astucieuse – et ancienne ! – qui consiste à pointer une étoile à proximité de la polaire, et à regarder dans la durée son déplacement au foyer de l’instrument (c’est-à-dire dans l’image produite par la caméra CCD). Selon la direction et la vitesse du mouvement, on peut définir quelles corrections doivent être portées sur la monture (hauteur et azimut). Cette méthode, comme le viseur polaire, nécessite d’avoir accès à l’étoile polaire. Pour améliorer la précision de la mise en station avec mon viseur polaire, j’ai fait, il y a longtemps, une mise en station soignée par la méthode de King, puis j’ai repéré la position exacte de la Polaire dans le viseur. En retrouvant à chaque nouveau réglage cette position dans le viseur polaire, je retrouve systématiquement une mise en station très satisfaisante. Il est des cas où le viseur polaire ne peut pas être utilisé. En particulier quand l’étoile polaire n’est pas visible depuis votre site d’observation. Il faut alors recourir à la méthode de Bigourdan : c’est la troisième méthode. C’est aussi une méthode ancienne. On commence par pointer une étoile à proximité du méridien et à observer le mouvement de son image dans le plan focal. Si la mise en station n’est pas parfaite, l’étoile

194

11. Maîtriser le télescope

se déplace verticalement dans l’image (selon l’axe de déclinaison). La correction doit alors se porter sur l’azimut de la monture. Quand le réglage est bon, on pointe ensuite une étoile à l’ouest (ou à l’est), et on recommence. Mais cette fois, la correction doit être portée sur la hauteur de l’axe horaire de la monture. Avec un peu d’expérience, la mise en station peut se faire en quelques minutes (viseur polaire) ou quelques heures (pour les méthodes de King et de Bigourdan, plus on attend longtemps, meilleure est la précision de réglage). Pour cette raison, le viseur polaire doit être privilégié si vous faites des observations nomades. Si votre installation est fixe, ça vaut le coup de prendre une demi-nuit pour faire une mise en station très soignée.

Quelle précision de mise en station ? Comme pour toute méthode itérative, il faut se poser la question : « jusqu’à quelle précision dois-je aller » ? Dans le cas de la mise en station, cette question est rendue plus sournoise parce que, par la suite, on disposera de l’autoguidage qui compensera une bonne partie de l’erreur de guidage ; il est donc tentant de faire une mise en station très rapide et de compter sur l’autoguidage pour finir le travail. Je n’aime pas bien cette approche : moins on demande à l’autoguidage, mieux il fait son boulot, et plus facile en est le paramétrage. Dans la pratique, je considère la mise en station comme satisfaisante quand une étoile reste à la même position – disons à quelques pixels près – pendant au moins cinq minutes... sans autoguidage ! Avec un peu de pratique, c’est réalisable assez facilement. À l’inverse, si vous êtes novice, ne passez pas des nuits entières à fignoler cette mise en station : c’est quand vous aurez fait vos premiers spectres que vous sentirez bien la précision dont vous avez besoin pour la mise en station. Durant toutes vos observations, dites-vous que si l’étoile se déplace (trop) rapidement dans votre image de guidage, c’est probablement dû à un problème de mise en station. Attention, toutefois : si la mise en station est irréprochable pendant plusieurs heures, et que tout d’un coup l’étoile se met à glisser dans l’image de guidage, regardez si ce n’est pas un câble qui est coincé, et qui freine la monture (c’est une histoire vécue !). Si tel est le cas, il est probablement urgent d’arrêter les moteurs.

Initialiser la monture Lorsque la mise en station est correcte, il faut encore indiquer à la monture où elle se trouve. La plupart des montures amateurs n’ont pas de codeurs absolus et, à la mise sous tension, il faut leur indiquer une position de référence. Comme la monture se déplace selon deux axes (ascension droite et déclinaison), il suffit de pointer une

195

Guide pratique pour (bien) débuter en spectroscopie astronomique

étoile dont on connaît les coordonnées, de la mettre au centre de l’image, et de dire alors à la monture qu’elle se trouve à telle position (indiquée par les coordonnées de l’étoile). À partir de maintenant, la monture devrait être capable de pointer seule n’importe quel objet à partir de ses coordonnées. Devrait... le conditionnel est ici important : on va voir que souvent ce n’est pas aussi simple. Si votre monture dispose d’une fonction « parking », vous avez tout intérêt à l’utiliser à la fin de vos observations : c’est un moyen simple de mettre la monture dans une position connue, pour ne pas avoir à faire une nouvelle mise en référence lors de la prochaine mise sous tension. Attention : votre monture dispose probablement de plusieurs modes de fonctionnement – en particulier outre le fonctionnement en « mode alignement polaire » qui vient d’être décrit, elle peut certainement fonctionner en mode « non alignée ». Il s’agit alors de la mise en station « logicielle » déjà évoquée plus haut : c’est le mode qui requiert de pointer trois étoiles. J’ai plusieurs fois vu des observateurs qui font une mise en station physique, puis indiquent la position de trois étoiles à la monture, pensant que c’est plus précis qu’une seule. C’est faux : il s’agit de deux modes de fonctionnement différents, et incompatibles entre eux : lorsque la monture est physiquement alignée sur l’axe de rotation terrestre, une seule étoile suffit pour mettre la monture en référence ; et si la monture n’est pas alignée, il faut alors trois étoiles pour qu’elle puisse savoir sa position exacte dans le ciel. Je rappelle que pour faire de la spectroscopie, c’est la première méthode (alignement physique) qu’il faut préférer.

11.2 Calculer le champ de l’image Dans plusieurs situations, vous aurez besoin de connaître le champ de votre image de guidage. Par exemple, quand vous aurez besoin d’afficher la carte du ciel et de la comparer avec votre image : comment savoir quel niveau de zoom appliquer ? Ce n’est déjà pas tout à fait évident de reconnaître un champ d’étoiles par comparaison avec une carte. Mais si en plus on ne connaît pas l’échelle de la carte, cela devient carrément un jeu de hasard. Il est donc utile de savoir calculer et/ou mesurer le champ de votre image. Plusieurs méthodes peuvent être utilisées.

Calcul théorique La première méthode consiste à faire un calcul théorique, basé sur la longueur focale de votre instrument et sur la taille de votre capteur. Le télescope pouvant être assimilé à une simple lentille de focale Ft , il projette l’image d’une étoile (considérée à l’infini) sur le capteur CCD selon la figure 11.5.

196

11. Maîtriser le télescope

Télescope Capteur CCD h

α

Étoile

Ft

Figure 11.5. Calcul de position de l’image d’une étoile.

Une étoile placée à un angle α de l’axe du télescope voit donc son image projetée à la distance h du centre du capteur. La relation entre α, h et Ft est la suivante : h = Ft × tan (α) On peut appliquer ce calcul à l’extrémité du capteur et en déduire l’angle maximal observable dans le ciel (par rapport à l’axe optique du télescope), c’est-à-dire le champ de l’image (fig. 11.6).   H αmax = arctan Ft Attention : j’ai utilisé ici la hauteur du capteur, mais les capteurs CCD ne sont généralement pas carrés. On peut donc faire exactement le même calcul pour la largeur, voire la diagonale du capteur.

Mesure dans un champ d’étoiles Une deuxième manière de définir le champ de votre image consiste à pointer le télescope dans la direction d’un champ connu, et à repérer deux étoiles (A et B) dans

Champ de l’image

Télescope Capteur CCD

αmax

H

Ft Plan focal

Figure 11.6. Calcul du champ de la caméra CCD.

197

Guide pratique pour (bien) débuter en spectroscopie astronomique

l’image, dont vous connaissez les coordonnées (par exemple en les relevant dans une carte du ciel). En mesurant la position (X et Y) de chacune de ces étoiles dans l’image, vous pouvez en déduire le champ par pixel (théorème de Pythagore). Connaissant le nombre de pixels de votre capteur CCD, vous pouvez en déduire le champ vu par l’ensemble du capteur.

Mesure en déplaçant le télescope Une troisième méthode consiste à utiliser le télescope pour faire une mesure similaire. Repérez deux étoiles dans votre image (si possible distantes l’une de l’autre), et mesurez-en la distance en pixels (théorème de Pythagore, comme dans le cas précédent). Mettez alors la première étoile exactement au centre de l’image (en utilisant la raquette de la monture), et relevez la position de la monture (coordonnées en AsAD – et en Déclinaison – DEC). Mettez ensuite la seconde étoile cension Droite – :::: :::: exactement à la même position dans l’image et relevez les nouvelles coordonnées de la monture. Vous pouvez alors calculer l’angle entre les deux positions et en déduire le champ par pixel, comme pour la méthode précédente (mais cette fois, sans avoir besoin de connaître les deux étoiles pointées).

11.3 Repérer les mouvements du télescope J’enfonce encore une porte ouverte : il est utile de prendre quelques instants pour repérer comment les mouvements du télescope (en Ascension Droite et en Déclinaison) se traduisent dans l’image. Intuitivement, si le télescope est correctement réglé, je m’attends à ce qu’une étoile se déplace horizontalement dans l’image lorsque je AD, et verticalement pour un mouvement en DEC. Dans déplace le télescope en ::: :::: la réalité, tout dépend de la manière dont vous avez orienté la caméra CCD. Si la caméra est tournée de 90°, c’est l’inverse qui se produit – ce n’est pas forcément un problème (vous avez peut-être une bonne raison de tourner la caméra ainsi), mais alors il faut intégrer cela dans les mouvements du télescope (par exemple, dans ce cas, si vous voulez déplacer verticalement l’étoile dans l’image, vous devez agir sur le moteur d’AD). Il est aussi possible que la caméra ait un angle quelconque par rapport à la monture : je vous le déconseille fortement ! Dans ce cas, un mouvement (par exemple) fait partir l’étoile en diagonale... c’est très difficile à maîtriser, en AD ::: et ce sera pénalisant pour la suite. Dans certains cas, vous pourrez choisir de le faire délibérément – par exemple pour mettre la fente du spectroscope parallèle à la queue d’une comète. Vous compliquez alors immédiatement l’observation : ne le faites pas tant que vous ne maîtrisez pas complètement votre instrument.

198

11. Maîtriser le télescope

Gardez à l’esprit que lorsque vous déplacez le télescope (avec la raquette) selon AD puis selon l’axe de ::::: DEC, les étoiles doivent se déplacer dans l’image l’axe d’:::: parallèlement à ses bords. Je signale ici un autre petit piège courant. Votre monture permet certainement plusieurs types de déplacements : selon les axes X et Y de la monture (c’est ce qui nous intéresse), mais aussi par exemple selon les directions géographiques du lieu et DEC du ciel (qui dif(droite/gauche et haut/bas) ou selon les coordonnées AD ::: ::::: fèrent des axes X et Y si la monture n’est pas en station). Veillez à bien travailler en X et Y : c’est le seul mode qui permet de n’activer qu’un seul moteur de la monture et de se conformer à l’image de votre caméra CCD.

Carte du ciel Vous aurez souvent besoin de recourir à une carte du ciel. En effet, rien ne ressemble plus à une étoile qu’une autre étoile, et pour pointer exactement celle que vous souhaitez, vous devez pouvoir comparer le champ observé au champ d’une carte. Il existe de nombreux logiciels de cartographie : Cartes du Ciel26 (fig. 11.7), C2A27 , Guide28 , MegaStar29 , etc. Je mentionne également Stellarium, qui n’est pas aussi « technique » que les précédents, mais qui est très intuitif et esthétique ; il peut être utilisé pour débuter. Ces logiciels embarquent de nombreux catalogues d’étoiles, et ils sauront en général identifier rapidement n’importe quelle cible. Et si jamais un objet est inconnu, ils peuvent interroger une base de données en ligne (voir plus loin : CDS et Simbad). Prenez le temps de choisir un de ces outils et familiarisez-vous avec lui. Prenez également le temps d’identifier un champ observé (image CCD) avec le champ de la carte. C’est un exercice un peu délicat au début, parce qu’on ne sait pas nécessairement la taille du champ observé, ni le sens de la carte par rapport à l’image (il peut même y avoir une inversion d’image). Avec l’habitude, l’exercice se fait en quelques secondes. Un élément important : si votre logiciel de cartographie est bien fait, il doit permettre d’afficher le champ soit en fonction des coordonnées locales (le ciel tel que vous le voyez à l’œil nu), soit en fonction des coordonnées équatoriales (selon les axes de mouvement du télescope). Il est donc possible de définir l’affichage de telle manière que l’image CCD est vue de manière conforme à la carte du ciel : on gagne alors beaucoup de temps pour identifier les étoiles du champ.

26 27 28 29

Cartes du Ciel : http://www.ap-i.net/skychart/fr/start C2A : http://www.astrosurf.com/c2a/ Guide : http://www.projectpluto.com/ MegaStar : http://www.willbell.com/software/megastar/index.htm

199

Guide pratique pour (bien) débuter en spectroscopie astronomique

Figure 11.7. Ecran du logiciel Carte du Ciel montrant le champ de l’image de pointage autour de β Lyr . Le rectangle rouge correspond au champ de ma caméra.

11.4 Pointer une étoile Cela passera pour une évidence... il faut savoir pointer une étoile. Cela consiste à aligner le télescope sur cette étoile et la mettre au centre du champ d’observation (par la suite, dans la fente du spectroscope). Vous me direz qu’avec les montures actuelles, c’est d’une facilité enfantine. Détrompez-vous ! Dans le processus d’apprentissage de la spectroscopie, c’est souvent une étape délicate. Cela vient de trois raisons : – le champ de guidage du spectroscope est généralement petit. En effet, on cherche à avoir un grandissement assez fort pour bien voir la position de l’étoile dans la fente, et cela se fait nécessairement au détriment du champ ; – plusieurs éléments peuvent altérer la précision de pointage : mise en station imprécise, flexions de la monture ou du télescope, jeu mécanique dans l’entraînement, réfraction atmosphérique, etc. ; – enfin, il faut être capable de repérer cet objet dans le ciel (il n’est pas forcément visible à l’œil nu), et le positionner au pixel près dans l’image de guidage. Le résultat courant, c’est que vous entrez les coordonnées de votre cible, puis vous appuyez sur « GoTo ». Et là... rien dans le champ de guidage. Vous commencez alors à tâtonner, en faisant des déplacements lents sur les différents axes de la monture. Forcément, vous allez finir par tomber sur une étoile... mais comment savoir alors si c’est la bonne étoile ? Rassurez-vous, la plupart des observateurs que je connais, même parmi les plus chevronnés, se sont déjà trompés de cible, et ça vous arrivera forcément un jour ou l’autre. Mais il est tout de même dommage de mettre une part d’aléatoire dans l’observation d’un objet dont la position est connue avec une précision extraordinaire.

200

11. Maîtriser le télescope

Il y a plusieurs manières de pointer une étoile. La plus basique est de repérer l’étoile à l’œil nu, puis de la pointer au chercheur et enfin de la mettre au centre de l’image (sur l’ordinateur). Si vous n’êtes pas familier avec cet exercice, faites-le plusieurs fois. Cette méthode est très efficace, mais est limitée aux étoiles visibles à l’œil nu, voire au chercheur. Ensuite, il y a le recours à la fonction « GoTo » de la monture, en utilisant une étoile connue de la raquette. Cherchez une étoile brillante et lancez le pointage. Si votre monture est bien réglée, l’étoile cherchée sera proche du centre de l’image. Mais il est probable qu’elle ne soit pas exactement au centre, du fait des éléments évoqués plus haut (flexions, jeux, etc.). À ce niveau, il peut y avoir une différence significative entre une monture ordinaire et une monture très performante – la différence se retrouve aussi dans le prix de celle-ci. Vous devez donc apporter des corrections manuelles (avec la raquette) pour mettre l’étoile voulue bien au centre. Ces corrections sont faciles tant que vous avez un champ nettement plus grand que l’erreur de pointage et que vous pouvez reconnaître le champ. Mais quand vous ferez la même opération avec le champ de guidage du spectroscope, il est probable que l’étoile soit simplement en dehors du champ de vision. Plus l’étoile que vous pointez est éloignée de l’étoile qui a servi à initialiser la monture, et plus le temps écoulé depuis la mise en référence est important, plus l’imprécision de pointage grandit. Pour ces raisons, vous avez intérêt à ne pas passer en permanence d’un bout du ciel à l’autre (il vaut mieux organiser ses observations avec des déplacements limités à chaque fois). Vous pouvez également recaler la monture (lui redire sur quel objet elle est alignée) à chaque fois que vous pointez une nouvelle étoile : cela réduira l’erreur pour le prochain pointage. J’ouvre une parenthèse. Pour améliorer la précision de pointage, il existe un outil performant : le modèle de pointage. Il s’agit de pointer un grand nombre d’étoiles bien réparties sur le ciel, et d’enregistrer chacun de ces pointages. La monture peut alors mesurer avec une grande précision les erreurs de pointage dans toutes les directions, qui intègrent tous les défauts indiqués plus haut (défaut de mise en station, flexions, réfraction atmosphérique...). À partir de ce modèle, la monture peut déduire la position effective de pointage pour que l’objet visé soit effectivement au centre du champ. Vous pouvez bien entendu recourir à cette méthode pour améliorer le pointage, mais c’est plutôt réservé à des installations fixes, parce que le temps de mise en œuvre est important.

Pointer à coup sûr Pour éviter de pointer les étoiles par tâtonnement, on doit donc disposer d’un système fiable pour pointer à coup sûr. J’insiste sur ce point : c’est souvent une vraie difficulté pour les débutants que d’être capable de pointer l’étoile qu’ils ont choisi d’observer.

201

Guide pratique pour (bien) débuter en spectroscopie astronomique

Selon votre installation, il existe plusieurs méthodes, qui peuvent éventuellement être combinées : – Pour ma part, j’utilise une caméra de pointage qui vient compléter la caméra de guidage. Il s’agit d’une petite caméra montée en parallèle du télescope, avec un objectif de 70 à 100 mm, le plus ouvert possible (si possible, ouvert à F/2 ou mieux). Cette caméra va observer un « grand champ » du ciel (quelques degrés), et permettre de voir quelques dizaines d’étoiles avec un temps de pose court (une seconde environ). Je compare le champ d’étoiles sur l’écran avec la carte de champ. Une fois que le champ est reconnu, et grâce à la carte de champ qui m’indique précisément où est l’objet à pointer, je peux déplacer le télescope jusqu’à mettre cette étoile au centre de mon champ de guidage. La focale de l’objectif de cette caméra doit être choisie pour répondre à deux contraintes : le champ doit être suffisamment grand pour couvrir les erreurs de pointage de la monture (meilleure est votre monture, plus petit peut être ce champ de pointage), et il doit être suffisamment petit pour que le champ de la caméra de guidage ait dans l’image de pointage une taille assez grande (quelques dizaines de pixels au moins). Ainsi, quand je mets l’étoile dans cette zone, je suis certain de voir l’étoile dans mon champ de guidage. Un détail important : il faut, au début de l’observation, repérer où est le centre du champ de guidage dans le champ de pointage. Comme j’ai pris soin, avant l’observation, d’aligner mon chercheur sur le télescope, il me suffit de pointer une étoile brillante au chercheur, de vérifier qu’elle est bien dans le champ de guidage, puis de repérer la position de l’étoile dans le champ de pointage. Cette position ne changera plus de toute la nuit. – La plupart des montures récentes offrent un mode de pointage « de haute précision ». Il s’agit simplement de pointer d’abord un objet brillant (= visible dans le chercheur) à proximité immédiate de l’objet recherché, et de le pointer au chercheur. Quand l’étoile est au centre du champ de guidage, on indique à la monture qu’elle est bien alignée sur cet objet brillant. Puis, on pointe l’objet à étudier en mode « GoTo ». Comme les deux objets sont proches, les défauts de pointage de la monture (défaut de mise en station, flexions mécaniques, réfraction atmosphérique, etc.) sont très faibles, et votre cible sera à tout coup dans le champ de guidage. – Il y a des observateurs heureux qui disposent d’une monture de grande précision, qui ont fait une mise en station très soignée (voir plus haut), et qui ont même enregistré un modèle de pointage. Dans ce cas, la monture peut mettre systématiquement l’objet dans le champ de guidage (et même au centre du champ !). C’est évidemment la solution idéale (et la plus rapide pour pointer un objet), mais disposer d’un tel équipement est chose rare dans le milieu amateur. Chaque méthode a ses avantages et ses inconvénients. J’attire juste votre attention sur un point qui me paraît important : la caméra de pointage et la monture de haute qualité permettent de pointer un objet sans avoir à toucher le télescope pendant les observations (et accessoirement sans avoir besoin de quitter son siège). L’expérience montre qu’il y a souvent beaucoup de câbles autour du télescope, et quand on met l’œil dans le chercheur, on prend le risque de tirer sur un câble et de « casser » l’un ou

202

11. Maîtriser le télescope

l’autre alignement. Dans ces conditions, ce n’est pas du luxe de ne pas avoir besoin de toucher l’instrument pendant la nuit. De nouveau, je vous invite à faire des exercice pratiques sur votre télescope et à pointer des objets de plus en plus faibles. Commencez (par exemple) avec Vega, puis descendez de magnitude en magnitude. Allez jusqu’à la limite de détection de l’objet dans l’image de guidage. Ne pointez pas au hasard, mais commencez toujours pas déterminer les coordonnées de votre cible.

Trouver les coordonnées de l’étoile Lorsque vous savez pointer à coup sûr une étoile avec votre télescope, il reste encore une difficulté fréquente : il faut trouver les coordonnées de n’importe quel objet, y compris très faible. Il est fréquent que les objets observés en spectroscopie ne soient pas connus de la base de données de la monture. Si vous avez l’habitude de faire de l’imagerie du ciel, il est probable que vous utilisez systématiquement la fonction « GoTo » de votre monture pour pointer le champ voulu. Il est alors rare que l’on cherche à identifier une étoile particulière : ce qu’on cherche à imager est généralement une figure bien reconnaissable (nébuleuse, galaxie, planète...). Le problème est tout autre quand vous cherchez à pointer une étoile particulière au milieu d’un champ d’étoiles. Pour cela, il va falloir nécessairement reconnaître le champ d’étoiles – et identifier celle qui vous intéresse. Les étoiles les plus brillantes sont connues de votre monture elle-même, et il vous suffit d’en donner le nom. La difficulté peut venir des nombreuses appellations qui existent pour un même objet. Il existe de nombreux catalogues d’objets célestes en astronomie, et chacun peut donner un nom différent pour un même objet. Les étoiles brillantes ont plusieurs dizaines de noms différents ! Dans notre activité amateur, on privilégie le catalogue de Bayer, qui définit les étoiles par une lettre grecque, puis par le nom latin de la constellation. La première lettre de l’alphabet grec (α) est attribué à l’étoile la plus brillante de la constellation, puis β à la deuxième et ainsi de suite. L’étoile Vega, par exemple (cible très courante des spectroscopistes), s’appelle dans ce catalogue α Lyrae. Dans les fichiers contenant les spectres, on donne ce nom sous la forme de trois lettres minuscules pour la lettre grecque (en l’occurrence, « alp » pour alpha), et trois lettres pour la constellation, avec une majuscule. Ce qui donne pour Vega : « alp Lyr ». Pour les étoiles plus faibles qui ne sont pas connues dans le catalogue de Bayer, on se tourne généralement vers le catalogue HD (établi par Henry Draper, d’où son nom), qui va jusqu’à la magnitude 9 ou 10. L’avantage de ce catalogue est de donner le type spectral de chaque objet. La dénomination dans ce catalogue est HD suivi d’un nombre. Par exemple, Vega porte également le nom de HD172167.

Le CDS et Simbad Pour trouver la correspondance entre les différents catalogues et pour trouver de très nombreuses informations sur toutes les étoiles, on dispose d’un outil fabuleux sur

203

Guide pratique pour (bien) débuter en spectroscopie astronomique

Internet : l’outil Simbad30 du CDS. Le CDS (Centre de Données astronomiques de Strasbourg 31 ) est LA référence mondiale des objets astronomiques. C’est simplement la base de données la plus complète qui soit sur le sujet, et elle est accessible en ligne. Nous pouvons donc en quelques clics profiter du travail de bénédictin de générations de chercheurs. Avec cet outil, nous pouvons chercher un ou plusieurs objets par le nom, par les coordonnées, ou même faire des requêtes complexes qui permettent de constituer des listes d’étoiles sur des critères multiples. Commencez simplement en choisissant l’option « by identifier » (par identifiant). Tapez alors, par exemple « Vega » dans le champ identifier, puis cliquez sur « Submit id » (soumettre l’identifiant). Vous obtenez alors une page complète qui donne les coordonnées (dans plusieurs systèmes), le type spectral (dans plusieurs bandes), la liste des différents noms pour cet objet – en l’occurrence 55 pour Vega ! – puis une multitude d’autres informations. Bien entendu, plus l’étoile est brillante et plus elle a été observée, et donc plus il y a d’informations. Prenez le temps de travailler avec Simbad : c’est un outil vers lequel vous allez revenir souvent, quasiment dès que vous aurez à pointer un nouvel objet. Lorsque vous serez familier avec son interface, vous saurez à coup sûr retrouver n’importe quelle étoile, quelle qu’en soit son appellation.

11.5 Autoguidage L’autoguidage consiste à confier à l’ordinateur le soin de contrôler le télescope pour garder en permanence l’étoile à la même position dans l’image – au pixel près. Dès que l’on fait des poses longues – et en spectroscopie, on peut faire des poses d’une heure ou plus –, on doit corriger les dérives inévitables de la monture. Ces dérives sont dues aux mêmes causes que celles qui ne permettent pas de pointer à coup sûr le télescope : défaut de mise en station, flexions, réfraction atmosphérique, etc. L’autoguidage est couramment utilisé en imagerie du ciel profond, et ce sont exactement les mêmes règles qui s’appliqueront en spectroscopie. Il y a néanmoins une différence sensible entre le guidage en ciel profond et le guidage en spectroscopie. En imagerie, un défaut de suivi se traduit par des images d’étoiles qui ne sont pas rondes – elles sont allongées. En spectroscopie, un défaut de suivi se traduit par une perte de lumière entrant dans l’instrument. Il y aura moins de lumière – et donc un spectre ayant moins d’information – mais la qualité intrinsèque du spectre (résolution, étalonnage) ne sera pas altérée. Le guidage du télescope peut se faire manuellement – c’est vous, l’observateur, qui analysez l’image et corrigez si besoin le télescope. Je vous recommande même de procéder ainsi pour vos premières observations. Cela permet de bien sentir les corrections à faire. Mais à l’usage, vous réaliserez vite que rester de longues minutes à 30 31

204

http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/ http://cdsweb.u-strasbg.fr/index-fr.gml

11. Maîtriser le télescope

observer une étoile dans une image n’est pas ce que vous avez de mieux à faire. Et surtout, l’expérience montre que la qualité du suivi – et donc la qualité des spectres – hormis quelques situations extrêmes où l’œil humain fait mieux que la machine, est sensiblement meilleure et plus régulière quand elle est faite de manière automatique. Le principe de l’autoguidage est simple. À côté de la caméra principale, qui se charge des acquisitions, la seconde caméra, dite « caméra de guidage » surveille le champ observé à plus haute fréquence – par exemple au rythme d’une image par seconde. Le logiciel de guidage analyse en temps réel cette image, mesure la position exacte de l’étoile de référence, puis son écart par rapport à la position cible, et le cas échéant envoie à la monture un ordre de correction de la position. Sur le papier, le principe est simple. Dans la pratique, on est confronté à plusieurs difficultés. Tout d’abord, on doit connecter une seconde caméra à l’ordinateur. J’ai évoqué plus haut les problèmes informatiques fréquents auxquels on est confronté sur le terrain. On est là au cœur de ce qui peut faire difficulté. La connexion de la caméra peut être très simple, mais si vous avez choisi d’utiliser le même logiciel pour commander l’ensemble de votre équipement (par exemple le logiciel AudeLA), il faut vous assurer qu’il est capable de gérer au moins deux caméras, sans conflit de pilotes (drivers). Demander à un PC de gérer un flux d’image est chose très courante aujourd’hui. Demander de gérer deux flux d’images en même temps (avec en plus une analyse en temps réel d’une des sources d’image), c’est plus rare. La puissance des PC actuels permet très facilement de gérer ces deux flux, mais les problèmes de connexion et de reconnaissance des deux caméras sont fréquents. La deuxième difficulté consiste à connecter la monture du télescope au PC. Il existe plusieurs moyens de faire cette connexion, cela dépend avant tout de votre monture. Il existe depuis longtemps un standard de « port d’autoguidage », développé par SBIG avec la caméra ST-4. Ce port est un connecteur qui donne accès à des contacts simulant la raquette de commande du télescope. En général, un petit boîtier intermédiaire entre le PC et le port de guidage contient des relais, et le PC commande le télescope comme s’il agissait directement sur la raquette. Cette solution a le mérite de la rusticité – on est sur des actions à très bas niveau. La plupart des montures actuelles comportent également une liaison série (RS-232), qui permet une communication de plus haut niveau entre le PC et le télescope. Par exemple, le PC peut donner une instruction de pointage d’un objet à la monture. La monture peut également répondre à des requêtes du PC – par exemple, connaître les coordonnées actuelles de la monture. La communication requiert que les deux systèmes (PC et télescope) utilisent le même protocole. Pour compliquer encore un peu, il existe plusieurs protocoles. Le plus commun est le protocole LX200 du nom des montures développées par Meade. Vous devez donc chercher quels sont les connexions et protocoles disponibles sur votre monture, puis les protocoles que sait gérer votre logiciel de guidage – celui-ci devant également reconnaître votre caméra de guidage. Bien entendu, c’est le même logiciel d’autoguidage qui doit savoir travailler avec la caméra de guidage et avec le télescope.

205

Guide pratique pour (bien) débuter en spectroscopie astronomique

Notez toutefois que le logiciel d’autoguidage n’est pas nécessairement le même que celui d’acquisition, les deux fonctions étant bien séparées. Pour encore mieux séparer les fonctions, on peut même utiliser deux PC séparés, l’un pour l’acquisition de spectre et l’autre pour le pointage et l’autoguidage. Cette solution permet en outre d’afficher les informations sur deux écrans séparés, ce que j’apprécie pendant les observations. Pour vérifier que votre logiciel d’autoguidage communique correctement avec la monture, il suffit en général de commander le télescope avec des mouvements rapides depuis le PC. Certains utilisateurs choisissent de connecter également leur monture à la carte du ciel. Soit pour visualiser où pointe le télescope sur la carte, soit pour sélectionner les cibles à pointer directement depuis la carte – la plupart des logiciels de cartographie du ciel permettent cela. Il faut comprendre que, dans cette configuration, il y a deux logiciels – la carte du ciel et l’autoguidage – qui peuvent envoyer des commandes à la monture. Il peut donc y avoir des conflits. Un grand classique est de demander de pointer un nouvel objet, alors que l’on a oublié de désactiver l’autoguidage. Cette cohabitation de plusieurs logiciels potentiellement en conflit est une difficulté supplémentaire : je vous recommande fortement de procéder par étapes, et de ne pas chercher à faire tout marcher du premier coup. Il y a une troisième difficulté pour faire un autoguidage convenable. Celui du réglage des paramètres de correction. L’autoguidage, c’est un asservissement : un système qui fait une boucle permanente entre mesure de la position, calcul de l’erreur et correction de la monture. Un asservissement s’appuie sur des paramètres qui sont propres au système à corriger. C’est-à-dire qu’ils pourront être très différents selon votre équipement : il y a un inévitable apprentissage à faire, qui peut même varier selon les conditions atmosphériques – par exemple, le vent peut perturber fortement un asservissement et nécessiter une adaptation des paramètres. Il n’existe pas d’asservissement parfait – c’est toujours un compromis à trouver entre rapidité et précision. Les principaux paramètres de l’autoguidage sont en général les suivants : le seuil à partir duquel le PC ordonne une correction de la monture, l’amplitude de correction, le sens de correction. Certains systèmes offrent également la possibilité de moyenner plusieurs images avant de faire une mesure. Très utile quand il y a du vent, justement... Et la plupart des systèmes offrent un mode d’apprentissage, qui permet de calibrer rapidement les amplitudes de correction. Attention, le mode d’apprentissage est souvent simple – il ne faut pas hésiter à retoucher ensuite les réglages. Sur une monture équatoriale, quand on retourne la monture (passage au méridien), il faut inverser le sens de correction de l’autoguidage en ascension droite (AD) !

206

11. Maîtriser le télescope

Je veux encore évoquer un point technique, qui concerne les montures ayant du jeu. Je parle ici d’un jeu mécanique, venant surtout des engrenages de la monture. Ce jeu est extrêmement préjudiciable au guidage. Il est important de réduire les jeux mécaniques dans la monture autant que possible (c’est une opération qui peut être délicate). Le jeu ne perturbe réellement le suivi que pour la déclinaison, parce que l’ascension droite requiert un mouvement permanent, toujours dans le même sens. AD. Les montures La monture est donc toujours en appui du même côté du jeu en ::: actuelles savent en général prendre en compte le jeu lors des déplacements – mais on travaille avec une telle précision que ces corrections peuvent faire plus de mal que de bien – c’est à juger au cas par cas. Une astuce pour ne pas être trop pénalisé pendant le guidage par les jeux mécaniques consiste à désaligner très légèrement la mise en station, pour que la monture nécessite également une correction régulière – pas trop souvent ! – en déclinaison. De ce fait, comme pour l’AD, la monture sera toujours en appui du même côté du jeu. L’autoguidage peut donner l’impression d’un système un peu magique, qui peut non seulement corriger des problèmes fins (flexions, etc.), mais aussi corriger d’autres problèmes plus grossiers, comme la mise en station. Ce n’est que très partiellement vrai. Certes, l’autoguidage pourra corriger des problèmes de mise en station, mais cela nécessitera au système de « courir après l’étoile », et se fera nécessairement au détriment de la qualité de suivi. Gardez à l’esprit que l’autoguidage doit être là seulement pour compléter un système bien réglé, et apporter des corrections fines permettant des poses très longues. Il ne doit pas compenser des réglages approximatifs.

207

Installer le spectroscope sur le télescope À ce stade, vous disposez d’un télescope que vous maîtrisez (vous n’avez plus d’hésitation pour pointer une étoile faible et la mettre au centre du champ de votre caméra au pixel près) et vous avez fait votre premier spectre du Soleil (acquisition complète d’une observation et réduction de données). Vous avez fait le plus difficile ! La suite de l’aventure consiste « simplement » à assembler ces deux éléments et à utiliser le télescope pour envoyer la lumière de l’étoile que vous souhaitez observer dans la fente du spectroscope. Ayez bien cette image à l’esprit : le télescope et l’étage de guidage du spectroscope ont pour fonction de collecter la lumière de l’étoile et d’en envoyer le maximum dans la fente du spectroscope. Le spectroscope, de son côté, décompose cette lumière et en projette le spectre sur le capteur CCD de la caméra principale. Au moment de vous installer, prenez soin de vous mettre dans des conditions confortables : prévoyez une table et une chaise à proximité du télescope, d’où vous commanderez tout l’instrument (fig. 12.1). Toutes les opérations qui suivent doivent encore se faire de jour.

209

Guide pratique pour (bien) débuter en spectroscopie astronomique

Figure 12.1. Photo de l’installation complète.

12.1 Fixation rigide Montez solidement le spectroscope, équipé de ses deux caméras (principale et de guidage) sur le télescope. Veillez à ce que la position de la fente (qui doit se trouver dans le plan focal du télescope) soit compatible avec le tirage du télescope. Si vous utilisez un réducteur de focale, assurez-vous que celui-ci travaille dans de bonnes conditions (un réducteur est calculé pour une position précise du foyer). Mettez en place tous les câbles, pour la monture et pour les différentes caméras. Pour les premières acquisitions, l’autoguidage n’est pas nécessaire – vous pouvez faire le guidage à la main. La connexion au PC du télescope n’est donc pas requise à ce stade. Lorsque vous avez fait une mise en station soignée de votre monture, vous pouvez avoir peur d’altérer celle-ci au moment du montage du spectroscope. Mon expérience me dit que cette installation se passe bien – à condition de s’être assuré que la monture n’est pas installée dans un terrain (trop) meuble. Bien entendu, si vous montez le spectroscope pour la première fois, et que vous n’avez pas encore bien repéré comment procéder, il vaut mieux faire un essai de montage mécanique avant la mise en station, pour éviter quelques déboires.

12.2 Orientation du spectroscope Veillez à orienter correctement le spectroscope sur le télescope. Que veut dire « correctement » ? C’est lorsque la fente (qui fait partie intégrante du spectroscope) est ou en DEC) sont orientée de telle manière que les mouvements du télescope (en AD ::: :::: naturels – c’est-à-dire le long et transversalement à la fente. Si vous avez monté la caméra de guidage de sorte que vous voyez la fente horizontalement (ou verticalement) dans l’image de guidage, alors un déplacement de la doit donner un mouvement vertical (ou horizontal) des étoiles dans monture en AD ::: l’image de guidage.

210

12. Installer le spectroscope sur le télescope

C’est une petite gymnastique intellectuelle au début, mais on s’habitue rapidement ; la clef, c’est de prendre le temps au moment de l’installation du spectroscope sur le télescope pour bien repérer les différents mouvements du télescope et voir leur effet à l’écran (de guidage).

12.3 Équilibrage et gestion des câbles Dès le montage du spectroscope effectué, faites un équilibrage de la monture, sur les deux axes (fig. 12.2). Comme un spectroscope est un équipement qui a un porte-àfaux non négligeable, il est possible que vous soyez en limite de réglage de l’équilibrage (extrémité de queue d’aronde sur un axe, et contrepoids insuffisants de l’autre – dans le cas d’une monture allemande). Quand je suis dans ce cas, j’ajoute des poids au bout du tube. J’ai adopté des poids « souples », vendus dans les magasins de sport pour faire des exercices (ils se fixent aux poignets et au chevilles avec des fixations de type Velcro). Il faut bien sûr veiller à ce que le poids total de l’installation reste dans les capacités de la monture.

Figure 12.2. Équilibrage de la monture.

Une étape souvent méconnue des débutants est la « gestion des câbles » autour de la monture (fig. 12.3). Il y a beaucoup de câbles pour le télescope lui-même, pour la caméra d’acquisition, celle de guidage, celle de pointage, le cas échéant la (ou les) lampe(s) d’étalonnage, etc. Je suis convaincu que c’est un élément non négligeable dans la « complexité perçue » de la spectroscopie. Câbles arrachés au milieu de la nuit pendant un mouvement du télescope, câble en tension qui vient perturber (euphémisme) le suivi, faux contact à cause d’un câble qui pend et qui déconnecte une caméra... tout cela est à proscrire absolument. Ces problèmes se résolvent très bien en attachant soigneusement les câbles ensemble et sur le télescope puis la monture. J’utilise pour cela des petits sandows, ou des sangles. Il faut bien sûr laisser une boucle suffisante entre le télescope et la monture pour que toutes les positions de pointage du télescope soient accessibles – y compris en passant par un retournement de monture. Cette boucle ne doit jamais toucher le

211

Guide pratique pour (bien) débuter en spectroscopie astronomique

Figure 12.3. Gestion des câbles.

sol, de manière à ce que le poids porté par le télescope reste toujours le même – et ne vienne pas modifier l’équilibrage. Depuis le jour où j’ai fait attention à cette boucle de câble, juste suffisante pour donner la liberté nécessaire à la monture sans que les câbles touchent le sol, j’ai résolu complètement la question des câbles. Il est évident que vous devez disposer de câbles suffisamment longs pour réaliser les conditions ci-dessus. Investir dans des câbles suffisamment longs (dans mon cas, j’ai besoin de 5 m pour aller confortablement du télescope à la table que j’installe à proximité) n’est pas du gâchis. Lorsque vous avez correctement installé les câbles, vérifiez rapidement que l’équilibrage reste correct. Corrigez-le si besoin.

12.4 Mise sous tension Tout est prêt pour le démarrage de l’installation. Mettez sous tension la caméra d’acquisition, puis le PC. Lancez le refroidissement de la caméra et démarrez le logiciel d’acquisition. Pointez le télescope vers le ciel (pas directement vers le Soleil). Faites une première acquisition et vérifiez que vous obtenez un spectre du Soleil correct. Celui-ci doit être bien net – dans le cas contraire reprenez la focalisation du spectroscope (reportez-vous à la section 8.3). À ce stade le télescope n’a pas besoin d’être focalisé. Vérifiez dans la foulée que vous pouvez faire un spectre de PLU (lumière blanche) ainsi qu’un spectre d’étalonnage. Selon votre instrument, soit ces lampes (PLU et étalonnage) sont intégrées dans le spectroscope (il suffit alors de les allumer comme indiqué dans la notice), soit vous devez apporter une source externe. De fait, ces images doivent être réalisées de nuit, pour ne pas être polluées par la lumière solaire, mais vérifiez dès maintenant que tout est fonctionnel. Pour la PLU, il faut une source de lumière généreuse (spot halogène) placé devant le télescope. Pour éviter des effets optiques ponctuels et reproduire approximativement

212

12. Installer le spectroscope sur le télescope

Figure 12.4. Un diffuseur placé à l’entrée du télescope.

un faisceau de lumière venant de l’infini, il est préférable de mettre une feuille de papier blanc ou de calque pour faire office de diffuseur (fig. 12.4). Comme pour toutes les images, vous devez définir un temps de pose qui évite la saturation, mais assure un niveau de signal proche des 80 % de la dynamique de la caméra ; selon l’équipement et la source de lumière, cela peut aller de quelques secondes à plusieurs minutes. Pour l’étalonnage, il faut procéder de la même manière, mais cette fois il est probable que votre source de lumière sera faible – et les temps de pose sont plus longs. Dans ce cas, toutefois, il n’est pas nécessaire d’aller à des niveaux proches de la saturation ; il suffit d’avoir assez de signal pour mesurer avec précision la position des raies d’émission.

12.5 Focalisation guidage et télescope Ensuite, mettez sous tension la caméra de guidage et démarrez le logiciel de guidage. Faites des images (avec des temps de pose très courts, puisqu’il fait encore jour), et vérifiez que vous voyez la fente du spectroscope parfaitement nette et horizontale au milieu de l’image. Je crois utile de m’attarder ici sur la question de la focalisation. Je précise que tous les réglages de focalisation doivent toujours se faire en binning 1 × 1 : c’est là que vous avez la meilleure évaluation de l’image à l’écran. De fait, trois éléments doivent être focalisés sur la fente du spectroscope : – le spectroscope lui-même, puisque son travail est d’imager la fente ; – la caméra de guidage qui surveille l’entrée du spectroscope (c’est-à-dire la fente) ; – le télescope, qui doit concentrer un maximum de lumière à l’entrée du spectroscope. Clairement, la fente est le centre névralgique de tout l’instrument. La focalisation du spectroscope est à faire en premier, et est assez indépendante du reste de

213

Guide pratique pour (bien) débuter en spectroscopie astronomique

CCD guidage

Télescope Miroir

Fente

Spectroscope

Plan focal

Figure 12.5. Trois éléments focalisés sur la fente.

l’instrument. En revanche, la focalisation de la caméra de guidage et celle du télescope sont fortement liées et il y a ici un piège à éviter. La figure 12.5 montre de manière schématique les trois éléments qui doivent être focalisés sur la fente Dans la pratique, comme vous ne pouvez plus mettre un oculaire derrière le télescope, la seule manière de focaliser le télescope est de regarder l’image de guidage. Mais attention : si cette image de guidage n’est pas elle-même parfaitement focalisée sur la fente, alors vous pourrez avoir l’illusion que le télescope est bien focalisé sur la fente (puisque l’image des étoiles est bien nette dans le guidage), alors que ce n’est pas le cas (fig. 12.6).

CCD guidage

Télescope Fente

Miroir Spectroscope

Plan de la fente

Plan focal du télescope

Figure 12.6. Mauvaise focalisation de la caméra de guidage.

214

12. Installer le spectroscope sur le télescope

La condition nécessaire pour éviter ce problème est de toujours focaliser le guidage (sur la fente) avant le télescope. Que se passe-t-il si vous ne faites pas les choses dans cet ordre ? Le résultat est que l’étoile n’est pas focalisée sur la fente (alors qu’elle est bien nette dans votre image de guidage), et seulement une toute petite fraction de sa lumière entre dans le spectroscope ; une pose qui devrait ne durer que quelques secondes peut alors passer à plusieurs minutes ! Avec l’expérience, vous saurez repérer qu’il y a un problème, parce que vous saurez quel temps de pose approximatif correspond à quelle magnitude d’étoile. Mais quand vous démarrez, vous n’avez pas encore ces références, et vous pouvez très bien passer complètement à côté. Lorsque la caméra de guidage est bien focalisée, n’y touchez plus (bloquez-la bien), et passez à la focalisation du télescope. Pour cela, pointez une scène à l’horizon (montagnes, poteau...), et faites la mise au point sur l’image de guidage. Inutile de passer trop de temps sur cette étape : elle sera à refaire de toute manière en début nuit, sur les étoiles. L’important est que vous soyez très proche de la focalisation optimale ; ainsi, les étoiles apparaîtront immédiatement dans l’image de guidage.

12.6 Dernières vérifications Profitez qu’il fasse encore jour pour bien repérer la position du centre de la fente dans l’image (coordonnées X et Y, au pixel près) : lorsqu’il fera nuit, vous ne verrez plus la fente dans l’image, et vous gagnerez du temps si vous connaissez sa position effective. Si vous utilisez un logiciel d’autoguidage qui permet d’afficher un réticule à la position que vous souhaitez (tel que le logiciel AudeLA), positionnez dès maintenant ce réticule au centre de la fente. Vérifiez que le chercheur est bien aligné en pointant le télescope vers un objet à l’horizon (poteau, arbre, relief...). Lorsque les différentes images sont correctes, mettez sous tension la monture. Si vous avez choisi de travailler en autoguidage, établissez la connexion avec le PC, puis vérifiez que vous pouvez contrôler les mouvements du télescope depuis le PC. Une dernière étape « critique » est à franchir maintenant : faire fonctionner tous ces équipements (deux, voire trois caméras, et le télescope) en même temps. Normalement, tout doit bien se passer si vous avez testé chacun des éléments séparément. Mais s’il y a des problèmes de compatibilité entre les différents éléments, ou de performance du PC, c’est à ce moment qu’ils apparaissent. Notez qu’un problème peut également survenir à ce niveau si l’alimentation que vous utilisez est insuffisante. Laissez tourner l’installation plusieurs minutes – et si tout fonctionne correctement, vous pouvez attendre tranquillement la tombée de la nuit. En attendant la nuit, prenez le temps de choisir l’étoile que vous allez observer. Choisissez-la brillante (magnitude inférieure à 4), haute dans le ciel, pas trop loin du méridien, et si possible préférez une étoile chaude (de type O, B ou A).

215

Guide pratique pour (bien) débuter en spectroscopie astronomique

12.7 À la nuit tombée... Tout est maintenant réuni pour faire votre premier spectre d’étoile : c’est un peu le « grand moment » de tout le cheminement que nous suivons depuis le début de ce livre. Je vais m’attarder sur quelques points critiques de cette phase essentielle, parce qu’il faut peu de choses ici pour faire la différence entre une bonne observation et une observation médiocre. Vérifiez que toute l’installation est fonctionnelle et assurez-vous que la caméra d’acquisition est bien refroidie.

Initialiser la monture sur une étoile Lancez des acquisitions en continu, puis initialisez la monture (en pointant une étoile brillante, connue de la monture). Pour ce premier pointage, vous pouvez le faire à la main (en desserrant temporairement les freins) ou avec la raquette selon votre préférence. Utilisez le chercheur et mettez-la bien au centre du réticule. Si tout est bien réglé, vous devez alors voir l’étoile apparaître dans l’image de guidage. À ce niveau, il est pratique d’être deux : l’un qui pointe le télescope, l’autre qui surveille l’écran. Une astuce, si malgré l’alignement du chercheur vous n’avez toujours pas d’étoile dans le champ de l’image de guidage. Comme vous pointez une étoile très brillante, vous avez un flux de lumière important à disposition. Lorsque l’on dé-focalise le télescope, l’étoile forme un disque, qui peut être plus grand que l’image de guidage. Il est probable que le défaut d’alignement de votre chercheur soit faible (si vous avez travaillé proprement !), et donc que l’étoile que vous cherchez soit proche du champ de guidage. À force de dé-focaliser le télescope, vous allez finir par voir le disque formé par l’étoile « mordre » sur l’image de guidage. Vous pourrez alors la recentrer, et la re-focaliser petit à petit. Pour que cela marche bien, veillez à ce que les seuils de visualisation de l’image de guidage soient bas (de sorte qu’une image même faible sera immédiatement visible), et poussez un peu le temps de pose (1 ou 2 secondes), de manière à garantir qu’il y aura assez de flux pour que ce soit visible. Lorsque l’étoile de référence est au centre de l’image de guidage, indiquez à la monture qu’elle est bien sur cette étoile. La monture est alors initialisée (elle sait à quelle position dans le ciel elle pointe), et peut donc maintenant pointer n’importe quelle autre position dans le ciel. À partir de maintenant, il n’est plus question de desserrer les freins : toute manipulation du télescope se fait à la raquette ou à l’ordinateur, de sorte que la monture ne perde jamais sa référence32 .

32 Il y a une exception : certaines montures haut de gamme disposent de codeurs absolus ; ceux-ci permettent de ne jamais perdre la référence, même en desserrant les freins.

216

12. Installer le spectroscope sur le télescope

Pointer l’étoile cible Pointez maintenant le télescope vers l’étoile que vous avez choisi d’observer, avec la fonction « GoTo ». Continuez de faire des acquisitions de guidage en continu. N’activez pas encore l’autoguidage (je vous conseille vivement de faire les premiers suivis à la main). Vous devez voir l’étoile dans l’image de guidage – adaptez le temps de pose et/ou le gain de la caméra de guidage pour que l’étoile ne soit pas saturée. Si vous ne voyez pas l’étoile dans l’image de guidage, pointez-là au chercheur. Faites une mise au point fine du télescope pour que l’étoile soit la plus ponctuelle possible dans l’image de guidage. Attention : à ce stade, ne modifiez que la focalisation du télescope, surtout pas celle du guidage (vous ne verriez plus la fente, et n’enverriez presque plus de lumière dans le spectroscope – voir plus haut). Pour mesurer objectivement la focalisation, vous pouvez faire une mesure de largeur à mi-hauteur de l’étoile (FWHM – le logiciel AudeLA permet de faire cette mesure en continu). La taille effective de l’étoile dans l’image de guidage dépend fortement de la focale de votre télescope et des conditions d’observation (seeing), mais en général, vous devez avoir une largeur à mi-hauteur comprise entre 2 et 5 pixels. Assurez-vous que la mise en station permet un suivi sans problème pendant quelques minutes. Cela est nécessaire pour permettre de faire vos premières acquisitions de spectre. Dans le cas contraire, revenez aux étapes précédentes (mise en station, gestion des câbles, etc.). Si vous avez correctement repéré la position de la fente dans l’image de guidage, accompagnez l’étoile à cette position, avec les mouvements lents de la monture. Si vous ne savez pas où se situe la fente dans l’image, vous pouvez toujours éclairer l’entrée du télescope avec une lampe de poche, ou directement la fente avec la lampe d’étalonnage si elle est intégrée à votre spectroscope : la fente apparaîtra alors nettement. En fin de compte, l’étoile doit être focalisée, non saturée, bien visible à l’écran, et proche du centre de la fente. Cela fait pas mal de paramètres à gérer en même temps – prenez le temps de bien régler chacun d’eux. C’est une phase critique, parce que l’on est au cœur de l’assemblage entre le télescope et le spectroscope ; on apporte la lumière de l’étoile dans le spectroscope. On démarre avec une étoile brillante, et on aura donc facilement un spectre, même si tout n’est pas réglé de manière optimale. Mais comprenez que c’est dans cette opération qui consiste à alimenter le spectroscope avec la lumière de l’étoile que se joue la qualité de votre observation. En effet, meilleurs sont les réglages à ce stade, et plus il y a d’intensité dans le spectre. La qualité de focalisation et d’alignement sur la fente font la qualité du spectre.

217

Guide pratique pour (bien) débuter en spectroscopie astronomique

Mettre l’étoile dans la fente... Il ne suffit pas de mettre l’étoile dans le champ de guidage : il faut la mettre au centre de la fente du spectroscope. Utilisez les mouvements lents du télescope pour placer l’étoile à cet endroit précis. Vous pourriez vous contenter de la mettre n’importe où dans la fente, mais c’est une bonne habitude à prendre dès maintenant de travailler toujours à la même position dans la fente (pour que le spectre soit toujours à la même place dans l’image principale), et proche du centre de la fente, parce que c’est le plus proche de l’axe optique du télescope. Lorsque l’étoile passe dans la fente, vous devez voir nettement sa luminosité baisser. C’est un élément très important : si l’intensité de la lumière baisse dans l’image de guidage, c’est que la lumière entre dans le spectroscope. Pour bien voir cette baisse de luminosité, vous devez correctement choisir le temps d’exposition (éventuellement le gain) et les seuils de visualisation de l’image de guidage (veillez à désactiver le calcul automatique des seuils). L’étoile ne disparaît jamais totalement, parce que son image est toujours plus large que la fente. Mais si l’ensemble de votre installation est bien réglé, vous devez voir l’étoile s’estomper au franchissement de la fente.

... puis la maintenir dans la fente Il faut ensuite maintenir l’étoile en permanence dans la fente pendant toute la durée de l’acquisition du spectre, qui peut durer de quelques secondes... à quelques heures ! De nouveau, la précision requise est en général trop grande pour que l’on puisse compter uniquement sur la qualité de suivi de l’instrument. Lorsque vous commencez avec une étoile brillante, le temps de pose est court (de l’ordre de la seconde), et le problème de suivi ne se pose pas. Mais dès que vous observerez des étoiles qui requièrent plusieurs secondes de pose, il est probable qu’une correction de la monture devra être faite pendant la pose. Je vous suggère de faire ces corrections manuellement au début – on parle de guidage manuel. C’est-à-dire que vous observez en permanence l’étoile dans la fente, et dès que vous voyez une dérive, vous corrigez la position de la monture avec la raquette, en vitesse la plus lente. Faire le guidage manuellement permet de bien sentir les mouvements du télescope et les besoins de correction. Rapidement, vous comprendrez que c’est très astreignant, et qu’il est nettement plus confortable d’activer l’autoguidage (voir la section 11.5). En outre, l’autoguidage assure un suivi de meilleure qualité, reproductible. Gardez à l’esprit que si le guidage est imparfait – soit que vous êtes distrait, soit que l’autoguidage n’est pas paramétré de manière optimale – le résultat est un spectre avec moins de signal (et donc un moins bon rapport signal sur bruit – SNR), mais sa qualité intrinsèque (résolution) n’est pas altérée.

218

12. Installer le spectroscope sur le télescope

Faire un spectre Lorsque l’étoile est bien centrée sur la fente, sa lumière entre dans le spectroscope et forme un spectre sur le capteur CCD d’acquisition. Il est alors possible d’en faire une image. Comme vous avez choisi une étoile brillante, un temps de pose court (de l’ordre d’une seconde) sera suffisant. Faites un premier spectre et observez le résultat. Cette fois, le spectre est une simple ligne horizontale au milieu de l’image (fig. 12.7), alors que pour le spectre du Soleil – qui est un objet étendu – nous avions une bande large.

Figure 12.7. Spectre d’une étoile.

Jouez avec les seuils de visualisation de l’image du spectre pour bien le voir. Vous devez voir immédiatement quelques raies d’absorption. Ce premier spectre est important. Vous avez maintenant réussi à connecter tous les éléments ensemble, et vous allez rapidement pouvoir progresser. Ayez le réflexe de regarder le niveau d’intensité maximal de votre spectre. S’il est faible par rapport à la dynamique de la caméra, augmentez le temps de pose en proportion. et que votre caméra a une dynamique Par exemple, si le niveau est de 5 000 ADU, ::::: de 65 536 ::::: ADU (caméra 16 bits), vous pouvez multiplier par 10 le temps de pose. À l’inverse, si l’image est saturée, refaites un spectre avec un temps de pose plus court, jusqu’à ce que le spectre ne soit plus saturé. Lorsque vous définissez le temps de pose, visez en gros 70 à 80 % de la dynamique de la caméra. Pourquoi pas plus ? Parce qu’il est probable que d’une pose à l’autre, il y ait une différence de niveau maximum de l’image et il faut absolument éviter la saturation. Il est donc sage de garder une marge sous le seuil de saturation. Faites maintenant plusieurs images de spectres successivement. D’un spectre à l’autre, vous pouvez observer des variations : – si le spectre se déplace verticalement d’une image à l’autre, c’est que l’étoile se déplace le long de la fente. Essayez dans la mesure du possible de toujours la maintenir à la même place ;

219

Guide pratique pour (bien) débuter en spectroscopie astronomique

– si le spectre est plus ou moins large d’une image à l’autre, ou s’il est dédoublé, c’est que l’étoile se déplace le long de la fente pendant la pose33 ; – si toutes les images ne montrent pas la même intensité maximale, c’est que la quantité de lumière qui entre dans l’instrument varie d’une acquisition à l’autre (voir plus loin).

Plus de lumière Je prends le risque d’insister un peu lourdement : il est essentiel de tout mettre en œuvre à ce stade pour qu’un maximum de lumière entre dans le spectroscope. C’est là que se joue la qualité de votre observation. Si j’insiste, c’est parce qu’il est très facile de perdre 90 % de la lumière en entrée de la fente, sans que l’on puisse s’en rendre compte facilement. En effet, il y a au moins trois manières de perdre de la lumière : – si le télescope n’est pas parfaitement focalisé, l’image de l’étoile au foyer n’est pas un point de la taille de la fente, mais un disque. Dans ce cas, seule une partie de la lumière de l’étoile entre dans la fente (fig. 12.8) ; Image de l’étoile

Fente du spectroscope

Étoile bien focalisée

Étoile mal focalisée

Figure 12.8. Focalisation de l’étoile dans la fente.

– si l’étoile n’est pas positionnée exactement dans la fente, le résultat est le même : seule une portion de la lumière de l’étoile entre dans la fente (fig. 12.9) ; – des problèmes de suivi, de turbulence ou de vent peuvent faire aussi perdre beaucoup de lumière – avec toujours la même sanction. La turbulence n’est pas facile à négocier, ni le vent si votre instrument n’est pas protégé par une coupole ou 33 Attention : si le spectre est dédoublé sur toutes les images, il se peut aussi que le spectroscope soit mal focalisé. Avec un télescope de type Schmidt-Cassegrain (avec une occultation centrale), on peut alors voir l’ombre du miroir secondaire au milieu du spectre.

220

12. Installer le spectroscope sur le télescope

Image de l’étoile Fente

Étoile bien alignée

Étoile mal alignée Figure 12.9. Alignement de l’étoile sur la fente.

un abri. En revanche, le suivi (guidage) est toujours perfectible : avec un peu d’habitude, on peut voir dans l’image de guidage la cause principale de perte (oscillations, décalage...) – et la corriger. Si votre instrument dispose d’une fente facilement démontable, vous pouvez faire une expérience un peu radicale : comparez le flux total mesuré dans votre spectre avec et sans la fente. Si la totalité de la lumière de l’étoile passait à travers la fente, les résultats seraient identiques – ce n’est pas le cas dans la réalité. Si vous obtenez un flux de 70 % avec la fente, c’est un bon résultat (mais il peut varier fortement selon les conditions). Cette fois, vous avez vraiment fait le plus dur : vous savez faire un spectre d’étoile. Prenez le temps de faire cette opération plusieurs fois, sur plusieurs étoiles différentes. Ensuite, il reste à mener des observations complètes – puisque les spectres bruts ne peuvent pas conduire à grand chose s’ils ne sont pas accompagnés des images de références nécessaires à la réduction des données.

221

Observation spectroscopique d’une (autre) étoile Tous les éléments sont maintenant réunis pour faire une observation complète, de l’acquisition à la réduction de données. Dans cette partie, je ne fais que reprendre des éléments déjà décrits auparavant, c’est seulement l’enchaînement qui est nouveau. Commencez par choisir l’étoile (ou les étoiles) que vous voulez observer. De nouveau, prenez une étoile brillante, haute dans le ciel ; il sera toujours temps ensuite de descendre en magnitude. Déterminez également une étoile de référence pour calculer la courbe de réponse instrumentale. Reportez-vous si besoin à la section 9.8 sur les catalogues de référence. Cette étoile doit répondre aux critères suivants : – elle ne doit pas être trop brillante, pour permettre des temps de pose supérieurs à 30 secondes (pour réduire d’éventuels effets de chromatisme au niveau de la fente). Par exemple, choisir une magnitude autour de 5 ; – elle doit être proche de votre cible principale (à la même hauteur par rapport à l’horizon et si possible à moins de 5◦ ) ; – elle doit être chaude, de type B ou A, pour montrer un profil bien lisse ; – vous devez disposer d’un spectre de référence de cette étoile (par exemple dans la base de données de ISIS) ; – elle doit être assez haute dans le ciel (hauteur supérieure à 30◦ au-dessus de l’horizon), pour limiter les effets de chromatisme atmosphérique.

223

Guide pratique pour (bien) débuter en spectroscopie astronomique

13.1 Démarrer l’installation Je rappelle brièvement la séquence de démarrage des opérations ; je ne fais que reprendre ce qui a déjà été décrit auparavant. Démarrez votre installation quand il fait encore jour. Allumez le PC, et vérifiez que les différentes caméras et la monture sont bien connectées à l’ordinateur, puis faites quelques images de test – pour le spectroscope, pour le guidage et le cas échéant pour le pointage. Mettez en route le refroidissement de la caméra d’acquisition. Repérez dans l’image de guidage la position exacte (au pixel près) du centre de la fente de guidage. Placez-y le cas échéant le réticule de votre logiciel de guidage.

13.2 Pointez l’étoile de référence Pointez l’étoile de référence et assurez-vous qu’elle est bien placée au milieu de la fente. Faites quelques acquisitions de manière à déterminer le temps d’exposition optimal – probablement pas plus de quelques secondes si votre étoile est brillante. L’intensité maximale du spectre doit être de l’ordre de 80 % de la dynamique de la caméra. Vous devez voir un spectre bien continu, avec les raies de Balmer (raies de l’hydrogène) très marquées (fig. 13.1).

Figure 13.1. Image 2D : spectre d’une étoile chaude.

Faites alors une série d’images avec ce temps de pose – par exemple quinze images (on peut se permettre un nombre important, puisque les temps de pose sont courts).

13.3 Pointez l’étoile cible Passez ensuite à votre étoile cible. Procédez de même : vérifiez qu’elle est bien au milieu de la fente, déterminez le temps de pose optimal – il est probablement différent du précédent – puis faites une série de spectres (une quinzaine environ).

224

13. Observation spectroscopique d’une (autre) étoile

13.4 Faites toutes les images de référence Après avoir fait vos premiers spectres bruts, réalisez toutes les images de référence qui vous permettront ensuite de faire une réduction de données propre. – Faites sept images (ou plus) d’offset (télescope obstrué – ou obturateur fermé – et temps de pose nul). Ces images peuvent être réutilisées d’une nuit sur l’autre. – Faites sept images (ou plus) du spectre de PLU (ou flat). Utilisez une lampe à incandescence (profil spectral continu). Choisissez un temps de pose qui donne un niveau maximum de l’image à 80 % environ de la dynamique de la caméra. Ces images peuvent être réutilisées pour toute la nuit d’observation ; il est préférable de les refaire chaque jour, pour prendre en compte d’éventuelles nouvelles poussières sur le chemin optique. – Faites un spectre (ou plus) d’une source d’étalonnage. Ici encore, adaptez le temps de pose pour un niveau maximal de l’image à 80 % environ de la dynamique de la caméra. Cette image est à refaire régulièrement (selon votre exigence de précision d’étalonnage en longueur d’onde) de manière à intégrer d’éventuelles variations de l’instrument (thermique, flexion, etc.). – Faites sept images (ou plus) de noirs. Le temps de pose doit être au moins égal aux plus longs temps de pose de toute la série précédente (cible, étoile de référence, PLU et étalonnage compris). Ces images peuvent être réutilisées d’une nuit sur l’autre – la seule condition à respecter est que la caméra CCD soit régulée à la même température. Lorsque toutes ces images sont acquises, vous pouvez mettre votre installation hors tension – vous pouvez aussi en profiter pour observer quelques autres étoiles, de type spectral différent (au début, restez seulement sur des sources suffisamment brillantes).

13.5 Réduire les données Les précieuses images sont maintenant « dans la boîte ». Bravo ! Vous avez donc tous les éléments en main pour faire une réduction propre des données. La séquence de réduction est exactement la même que celle utilisée pour réduire le spectre du Soleil, si ce n’est que vous disposez maintenant d’une source fiable (et externe) pour l’étalonnage, et d’une observation d’une étoile de référence qui vous permet de faire un calcul sérieux de la réponse instrumentale. De nouveau, je m’appuie ici sur la séquence d’opérations que propose le logiciel ISIS, mais vous pouvez réduire vos données avec l’outil de votre choix. Commencez par faire les images maîtres des offsets, noirs et PLU. Puis faites la réduction des données de l’étoile de référence. Allez dans l’onglet « 1 image::::: brute de la série. À la différence de l’observation Images », et chargez la première ::::: du Soleil, le spectre est maintenant une simple ligne (puisque l’étoile est ponctuelle), et on peut utiliser le spectre du fond de ciel qui entoure celui de l’étoile pour corriger

225

Guide pratique pour (bien) débuter en spectroscopie astronomique

le spectre du fond de ciel. Dans ISIS, veillez à ce que les zones de calcul soient bien adaptées à votre image, et décochez la case « Fond de ciel non retiré » dans l’onglet « 2 -Général ». Pour replacer correctement les zones de calcul autour du spectre, il suffit de double-cliquer sur le spectre. Éventuellement, vous pouvez ajuster avec finesse les zones de calcul dans l’onglet « 3 - Étalonnage ».

Si la position de l’étoile a changé pendant la série, vérifiez bien que toutes les images de la série sont contenues dans les mêmes zones de calcul ; pour cela, utilisez les flèches droite et gauche (à côté du bouton « Afficher »), qui permettent de passer rapidement d’une image à l’autre de la série. Dans l’onglet « 2 - Général », indiquez le nom de la cible, ainsi que les paramètres propres à l’observation (instrument, site d’observation et observateur en bas à droite de la fenêtre). Ces éléments seront enregistrés dans le fichier FITS résultant de la réduction de données. Cliquez alors sur le bouton « Suivant », qui vous fait basculer dans l’onglet « 3 Etalonnage ». Pour l’étalonnage en longueur d’onde, repérez cinq à dix raies caractéristiques, dont vous connaissez la longueur d’onde. Prenez ces raies bien réparties sur l’ensemble du domaine spectral couvert. Calculez la loi de dispersion (polynôme de degré trois ou quatre), et sauvegardez-la. Si vous disposez du module d’étalonnage Alpy, ISIS peut calculer automatiquement la loi de dispersion – il suffit pour cela de lui indiquer la position d’une des raies les plus faciles à repérer (en utilisant le mode « Alpy avec module de calibration » dans le menu de configuration). Une fois que votre spectre est étalonné en longueur d’onde, vous pouvez le comparer à d’autres spectres – et en particulier l’utiliser pour calculer le profil de réponse instrumentale. Procédez comme avec le Soleil : faites la division du profil obtenu par le profil théorique, puis lissez le résultat (modérément) en supprimant les raies profondes qui viennent perturber la courbe. Sauvegardez précieusement ce profil spectral de réponse instrumentale sous un nom simple. Retournez ensuite dans l’onglet « 2 - Général » de ISIS, puis remplissez le champ « Réponse instrumentale » avec le nom que vous venez d’enregistrer. Puis faites tourner une nouvelle fois le processus de réduction de données : cette fois, la totalité

226

13. Observation spectroscopique d’une (autre) étoile

des opérations est réalisée en une seule fois, et vous obtenez en quelques secondes un profil étalonné et corrigé de la réponse instrumentale. Faire la réduction des données de votre principal cible est maintenant un jeu d’enfant : vous avez déjà calculé les images maîtres, la loi de dispsersion, la réponse instrumentale... en fait, il n’y a presque plus rien à changer dans ISIS, si ce n’est les images brutes ! :::::::::::: Pour cela allez dans le premier onglet (« 1 - Images »), et chargez la première image de la série de votre cible. Vérifiez que les zones de calcul restent inchangées (pour toute la série d’images). Cliquez alors sur « Suivant », et indiquez seulement le nom de l’objet (il est forcément différent de celui de l’étoile de référence). Tout le reste est automatique : cliquez deux fois sur « Suivant », pour aller dans l’onglet « 4 - Go », et lancez le calcul en cliquant sur le bouton « GO ». Au bout de quelques secondes, le calcul est terminé et vous pouvez afficher le profil réduit : vous obtenez un spectre étalonné en longueur d’onde et corrigé de la réponse instrumentale. Le fait que le spectre soit obtenu en quelques secondes montre toute la puissance de ISIS : c’est réellement un outil qui permet d’être productif, puisqu’il suffit de passer un peu de temps pour le paramétrer avec le spectre d’une étoile de référence, et ensuite, tous les paramétrages sont conservés pour les étoiles suivantes. ISIS prend l’initiative (heureuse) de sauver le profil obtenu sous plusieurs formats différents (FITS, DAT). Il fait également une sauvegarde des résultats de calcul dans un fichier avec l’extension .log. Il permet en outre de générer un fichier PNG avec l’outil Gnuplot (s’il est installé sur votre PC). Avec un peu d’habitude, la première réduction est affaire de quelques minutes, et les suivantes ne prennent que quelques secondes : il est donc même possible de faire la réduction « en temps réel », c’est-à-dire que pendant les acquisitions sur une étoile, vous faites la réduction des données de la cible précédente.

13.6 Aller plus loin J’ai dit au début de ce livre que je suis un fervent adepte de l’amélioration continue. Lorsque vous avez fait votre premier spectre d’étoile, vous avez réalisé l’ensemble des opérations permettant d’aller au résultat ; c’est maintenant que vous pouvez passer en mode « amélioration continue ». C’est-à-dire que vous savez maintenant faire un spectre, et que vous allez pouvoir améliorer le résultat petit à petit. Bien entendu, vous allez refaire régulièrement cette opération, et chaque fois essayer de voir quels sont les « points durs » que vous rencontrez. Prenez le temps d’analyser les causes de ces difficultés, et modifiez l’un ou l’autre élément de votre procédure pour les réduire. Chaque situation est particulière, mais je vous donne ici quelques pistes pour améliorer rapidement vos observations.

227

Guide pratique pour (bien) débuter en spectroscopie astronomique

– Activez l’autoguidage. Efforcez-vous de toujours placer l’étoile au milieu de la fente, pour qu’il soit toujours à la même position dans l’image. L’autoguidage a le mérite de garder l’étoile à la même position dans l’image dans les deux directions (X et Y). Verticalement, c’est nécessaire pour qu’un maximum de lumière entre dans le spectroscope. C’est moins grave si l’étoile se déplace horizontalement… mais le résultat est un déplacement du spectre verticalement dans l’image du spectre brut (je vous suggère de faire différents essais avec l’étoile à différentes positions dans la fente, et de voir l’effet sur l’image du spectre). Comme la position du spectre est un élément pris en compte lors de la réduction de données, on comprend bien que si le spectre est toujours à la même position d’une séquence à l’autre, on va gagner du temps par la suite. – Selon le type de spectroscope que vous utilisez (en particulier si vous travaillez en haute résolution), vous pouvez être confrontés à des problèmes de flexion de l’instrument, qui altèrent légèrement l’étalonnage. Pour prévenir ce problème, vous pouvez faire des images d’étalonnage juste après les spectres de chaque étoile observée (sans bouger le télescope, pour que les spectres d’étalonnage soient réalisés dans les mêmes conditions que les spectres de l’étoile). – Il est nécessaire de faire des « images de noir » (ou darks) pour la réduction de données. Ces images sont longues à faire, puisqu’elles doivent avoir au moins la même durée que les plus longues poses de la nuit. Quand on y regarde bien, ces images ne dépendent que de la caméra elle-même et de sa température. Elles ne dépendent donc pas du reste de l’instrument ou des conditions d’observation. Inutile donc de les refaire à chaque fois ! Il en est de même pour les images d’offset – même si celles-ci sont plus rapides à faire. Au contraire, vous pouvez réaliser une « bibliothèque de noirs et offsets », c’està-dire profiter de soirées nuageuses pour faire des très longues séries de noirs à plusieurs températures et pour plusieurs durées ; vous pouvez également en faire dès maintenant les images maîtres : c’est autant d’opérations que vous n’aurez pas à refaire chaque nuit par la suite. Attention : ceci n’est valable que pour une caméra donnée. Si vous changez de caméra sur votre spectroscope, il n’est plus question d’utiliser des noirs réalisés avec une ancienne caméra. – Le nombre de spectres de l’objet à réaliser dépend fortement de la magnitude de l’étoile considérée. Pour des objets brillants, la saturation est atteinte en quelques secondes tout au plus. Quelques images (cinq à dix, comme pour les images de référence) seront suffisantes. Mais vous verrez rapidement que sur des objets faibles (disons à partir de la magnitude 7 – cela dépend bien entendu de votre télescope), les temps de poses nécessaires pour avoir un signal important grimpent très vite (plusieurs minutes, typiquement), et il devient impossible de saturer le capteur – ni même d’en exploiter une part importante de la dynamique. Dans ce cas, il peut être préférable de sectionner les acquisitions en plusieurs poses de durée fixe – je travaille le plus souvent avec des poses de cinq minutes (300 secondes). Une observation d’une heure est ainsi constituée de 12 images successives. Ce sectionnement a plusieurs avantages :

228

13. Observation spectroscopique d’une (autre) étoile

– comme pour les images de référence, il permet de moyenner le bruit dans les images et d’additionner le signal : cela améliore le rapport signal sur bruit (SNR) ; – si une image est « ratée » (problème de guidage, cosmique...), ce n’est pas toute l’observation qui est à jeter ; – utiliser des temps de pose fixes (300 secondes en l’occurrence) permet plus facilement d’avoir recours à une bibliothèque de noirs, puisque les temps de poses sont « normalisés » pour toutes les images. – Prenez des notes pendant les observations. Dans tout observatoire professionnel, vous trouverez un « cahier de coupole ». C’est un cahier dans lequel les utilisateurs (astronomes et techniciens) inscrivent tout événement notable sur les observations ou sur l’instrument. Vous gagnerez beaucoup à écrire, vous aussi, votre « cahier de coupole ». Cela peut prendre plusieurs formes, papier ou informatique. Choisissez ce qui vous convient le mieux. L’important est que vous archiviez ce document précieusement avec vos données. Notez régulièrement au cours de vos observations tout ce qui est saillant : programme de la nuit, conditions météo, problèmes rencontrés, séquence des observations, etc. Ces informations seront précieuses plus tard, quand vous chercherez à retrouver les conditions précises dans lesquelles vous avez fait vos acquisitions.

229

Mesurer la qualité du spectre Vous avez maintenant réalisé vos premiers spectres d’étoiles, et avec le temps vous allez vous familiariser avec ces observations – jusqu’à être capable d’observer en mode « routine ». Rapidement, vous allez vous poser une question cruciale : mes spectres sont-ils bons ? C’est une question qui doit être permanente, parce qu’on n’est jamais à l’abri d’une erreur, grossière ou subtile. Voici une liste rapide des défauts les plus courants que l’on rencontre sur les spectres stellaires : – le spectre est bruité (mauvais rapport Signal/Bruit). C’est en général dû à une forte perte de lumière à l’entrée de la fente (voir la section 12.7). Vous pouvez certes augmenter le temps d’exposition, mais veillez avant tout à vous assurer que tout a été fait pour optimiser l’injection de lumière ; – problème d’étalonnage en longueur d’onde. C’est assez facile à détecter (voir section 14.3) ; – problème de correction du continuum : le profil général de l’étoile n’est pas ::::::::: conforme à ce qui est attendu. continuum ; c’est en général le signe d’un mauvais prétrai– problème de niveau du:::::::::: tement (mauvaise correction du noir ou de l’offset) ;

231

Guide pratique pour (bien) débuter en spectroscopie astronomique

– … et il arrive régulièrement que le spectre ne corresponde pas du tout à l’objet observé : vous vous êtes peut-être trompé d’étoile ! Dans ce chapitre, je vous propose quelques éléments pour évaluer ou mesurer la qualité de vos spectres, et éviter autant que possible les problèmes ci-dessus. Pour faire ces vérifications, j’utilise souvent le logiciel VisualSpec, développé par Valérie Desnoux34 . Il permet de comparer les spectres entre eux, dispose d’une bibliothèque d’éléments chimiques, et peut faire toutes sortes de mesures dans le profil. C’est un logiciel simple d’emploi – et disponible gratuitement.

14.1 Lire le compte rendu de calcul La première chose à faire pour vérifier que le spectre affiché est correct est de jeter un œil sur le résultat de calcul de réduction. Dans le logiciel ISIS, vous avez une fenêtre qui détaille les opérations de calcul, et affiche un certain nombre de résultats intermédiaires (on parle d’un « log »). Ces informations peuvent révéler rapidement une anomalie durant le processus de réduction (spectre anormal dans la série, disparité des spectres, problèmes d’étalonnage, etc.). Je ne m’attarde pas ici sur les détails de calcul, mais je vous encourage à regarder ces informations avec attention.

14.2 Comparer avec les autres observateurs C’est de loin la méthode la plus efficace pour progresser au début : comparez vos spectres avec ceux obtenus par d’autres observateurs. De plus en plus de bases de données offrent des spectres en accès libre (au format FITS), vous pouvez facilement les télécharger et les comparer avec vos propres spectres. Je cite de nouveau ici la Be base de données BeSS35 , qui se prête bien à cet exercice. Pour toutes les etoiles :::::::: brillantes, vous pourrez récupérer des spectres réalisés avec tout type d’instrument ; il y en a forcément qui correspondent à peu près à votre installation. C’est là toute la force de disposer d’un format de fichier standard : avec des spectres au format « FITS », vous pouvez instantanément comparer deux spectres entre eux, même si les résolutions ou les domaines spectraux couverts ne sont pas les mêmes. Lors d’une telle comparaison, vous pourrez vérifier plusieurs points essentiels : – vous avez observé la bonne étoile ; – le niveau de bruit de votre spectre est correct pour votre instrument et votre temps d’exposition ; (ou de la réponse instrumentale) est correcte. – la correction du continuum ::::::::: 34 35

232

VisualSpec : http://www.astrosurf.com/vdesnoux/ BeSS : http://basebe.obspm.fr/basebe/

14. Mesurer la qualité du spectre

Ce sont réellement les principaux révélateurs d’un problème d’observation, soit au moment de l’acquisition, soit durant la réduction de données. Après avoir fait les quelques vérifications élémentaires ci-dessus, allez même plus loin : soumettez vos observations à la communauté36 . Vous aurez ainsi une validation « indépendante » de vos mesures et, en cas de problèmes, des conseils pertinents pour progresser. C’est toujours un peu impressionnant de s’exposer ainsi, mais il se trouve que la communauté des spectroscopistes amateurs est bienveillante, et vous serez toujours accueilli chaleureusement (chacun se souvient de ses erreurs de débutant !). Par expérience, je sais bien que les nouveaux observateurs ont beaucoup de réticence à montrer leurs résultats : on a toujours peur du ridicule. Pourtant, c’est le meilleur moyen de faire des progrès, réellement. N’ayez pas peur non plus de poser des questions sur les différents forums : des questions qui vous taraudent pendant plusieurs jours peuvent trouver une réponse en quelques minutes avec un œil expérimenté. Je cite encore l’exemple de la base de données BeSS : vous pouvez y soumettre vos propres spectres – ils sont même attendus avec impatience ! Ces spectres sont validés par des observateurs expérimentés, et si jamais ils sont rejetés (ça arrive), alors vous aurez tous les conseils nécessaires pour corriger les problèmes que vous avez rencontrés.

14.3 Vérifier l’étalonnage en longueur d’onde L’étalonnage étant un des éléments critiques de la réduction de données, on aime bien vérifier que tout s’est bien passé à ce niveau. Que ce soit en haute ou en basse résolution, on dispose de quelques éléments faciles pour vérifier rapidement cet étalonnage : – en basse résolution, la plupart des étoiles montrent les raies de l’hydrogène (raies de Balmer), et ce sont souvent des raies profondes, bien identifiables. Il est facile de vérifier qu’elles sont bien à leur place : 656,3 nm pour Hα , 486,1 nm pour Hβ , etc. Avec VisualSpec, vous pouvez facilement afficher les raies de l’hydrogène : la figure 14.1 montre un spectre de lam Cyg parfaitement étalonné (toutes les raies de Balmer sont exactement à leur place) ; – en haute résolution, il y a des raies « telluriques » autour de la raie Hα . Ces raies sont la signature de l’humidité dans l’atmosphère terrestre (d’où leur nom), et ne sont donc jamais affectées par un décalage Doppler. La profondeur de ces raies dépend beaucoup de vos conditions d’observation (altitude, humidité), mais dans 80 % des cas, elles sont bien visibles, et c’est un moyen très simple de vérifier l’étalonnage de votre spectre. Le logiciel VisualSpec permet de les afficher en un clic (fig. 14.2).

36 Par exemple sur le forum ARAS : http://www.spectro-aras.com/forum/ viewforum.php ?f=10

233

Guide pratique pour (bien) débuter en spectroscopie astronomique

Raies de Balmer

Profil spectral de l'étoile

Figure 14.1. Copie d’écran de VisualSpec − spectre de lamCyg auquel j’ai superposé les raies de Balmer.

Profil théorique des raies telluriques

Profil spectral de l'étoile β Lyr

Figure 14.2. Copie d’écran VisualSpec − spectre de β Lyr auquel j’ai superposé les raies telluriques.

– dans tous les cas, vous pouvez rechercher un spectre de référence pour un type spectral proche de votre étoile ; la comparaison montrera immédiatement toute anomalie.

234

14. Mesurer la qualité du spectre

14.4 Disparité dans les observations Un autre élément facile à surveiller est l’intensité relative des différents spectres bruts. Dans l’écrasante majorité des cas, la source de lumière est extrêmement stable à l’échelle de quelques minutes ou quelques heures, et une pose de x secondes devrait toujours donner le même niveau d’intensité. Si vous avez des variations sensibles d’une image brute à l’autre, c’est révélateur d’un problème de réglage de votre installation. :::::::::: Dans la plupart des cas, cela renvoie vers l’injection de lumière dans la fente (voir section 12.7). Cette vérification est également valable entre des observations faites à plusieurs jours d’intervalle, avec le même instrument. La qualité du ciel (turbulence, brume) peut avoir un effet notable – mais de manière générale une observation de la même étoile avec le même instrument et le même temps d’exposition doit toujours donner le même niveau d’intensité dans le spectre. L’avantage de ce critère de disparité est qu’il est fortement corrélé à la qualité intrinsèque du spectre. En effet, s’il y a disparité, c’est que tous les spectres ne sont pas aussi bons qu’ils pourraient l’être. Alors que si tous les spectres sont identiques, il est peu probable qu’ils soient tous mauvais (sauf à ne pas mettre l’étoile parfaitement dans la fente).

14.5 Mesure du rapport S/B La question de la mesure du rapport Signal/Bruit est délicate : je ne connais pas de manière universelle pour le mesurer. Mesurer l’intensité d’une raie par rapport est relativement aisé (avec ISIS, ou VisualSpec, par exemple), mais au continuum :::::::::: mesurer le bruit de fond du spectre nécessite quelque expérience. continuum (les astroEn effet, pour faire cette mesure, il faut corriger le spectre du :::::::::: nomes professionnels parlent de normalisation), puis il faut s’assurer que dans la zone de mesure, il n’y a pas de raies qui viennent perturber le :::::::::: continuum – et cela est très variable selon le type d’objet observé. Néanmoins, c’est une très bonne démarche que de repérer dans votre spectre un domaine exempt de raies, et de mesurer le bruit dans ce domaine. Plus le domaine continuum du est grand, plus précise sera la mesure – à condition de soustraire le :::::::::: spectre. Si vous appliquez toujours la même méthode de mesure, alors vous disposez d’une mesure objective du bruit, et c’est une indication précise de la qualité de votre spectre.

14.6 Niveau de signal pour votre instrument Les éléments décrits ci-dessus (alertes dans le log, disparités des spectres, niveau général, bruit) convergent tous vers une information que vous connaîtrez

235

Guide pratique pour (bien) débuter en spectroscopie astronomique

rapidement : pour une magnitude donnée, vous saurez quel temps de pose il faut compter pour avoir un niveau acceptable de votre spectre. Bien sûr, les conditions d’observation (seeing, vent, brume) ou le type de l’objet observé ont également une influence, mais en gros, vous savez qu’avec votre instrument, un objet de telle magnitude requiert tel temps de pose. Il est possible de pousser plus loin ce raisonnement et de le rendre plus objectif. En effet, au premier ordre, le niveau de lumière L obtenu dans un pixel de la caméra ne dépend que de quelques paramètres : – le diamètre effectif D du télescope (flux de lumière capté – si possible corrigé de l’obstruction centrale) ; – la dispersion du spectroscope (plus généralement, l’étendue spectrale ρ couverte par un pixel) ; – le temps d’exposition effectif T ; – la sensibilité de la caméra S . De fait, ce niveau L est proportionnel à : D2 × ρ × T × S Par conséquent, on peut calculer un niveau générique L  comparable entre tous les instruments : L =

L D 2 ×ρ×T ×S

Ainsi, pour un objet donné (que l’on suppose stable dans le temps), et dans un domaine spectral donné, vous pouvez mesurer cette valeur avec celle obtenue par un autre observateur, et un autre instrument, même sensiblement différent du vôtre. Cela donne une nouvelle indication forte de la qualité de votre spectre.

236

Paré pour l’aventure Vous avez maintenant en main votre instrument, et maîtrisez toute la chaîne qui permet de produire des spectres d’étoiles et d’en mesurer la qualité. Pour terminer, il me semble utile de rassembler ici quelques derniers conseils qui vous permettront de faire régulièrement des observations de qualité – la plupart ont déjà été évoqués dans les chapitres précédents. C’est éventuellement un chapitre à relire de temps en temps, au gré des progrès que vous faites durant vos observations.

15.1 Session d’observation typique Je résume ici les principaux éléments permettant de faire une bonne session d’observation, c’est-à-dire pour produire des données de qualité et de manière efficace. C’est une check-list basique que vous pouvez utiliser à chacune de vos sessions d’observation.

Préparation – avant la tombée de la nuit – Préparer votre liste de cibles et définissez l’ordre d’observation en fonction de la position dans le ciel. Le cas échéant, définissez les étoiles de référence associées à chaque cible.

237

Guide pratique pour (bien) débuter en spectroscopie astronomique

– Démarrer l’équipement et refroidir la caméra CCD (pas plus de 80 % de la puissance maximale). – Vérifier les paramètres de session dans votre logiciel d’acquisition : nom(s) d’observateur(s), site d’observation, instrument utilisé, répertoire de travail... – Préparer un répertoire dédié à la session d’observation. – Vérifier l’heure de votre ordinateur (parce que les dates et heures des images seront basées sur cette horloge). – Démarrer un fichier de notes pour la nuit (« cahier de coupole »). – Faire un essai rapide des différentes images : ciel (spectre du Soleil), étalonnage, flat, et vérifier que tout est OK (images propres, focalisation correcte, entête des fichiers correctement remplis). – Repérer précisément la position de la fente dans l’image de guidage. – Lancer l’acquisition des noirs et des offsets (ou récupérez-les depuis votre bibliothèque de noirs).

À la tombée de la nuit – – – –

Vérifier l’alignement de la monture sur une étoile brillante. Vérifier la focalisation du télescope. Vérifier les paramètres d’autoguidage (faire un essai de quelques minutes). Éventuellement, faire un jeu d’images de référence (étalonnage, PLU, offsets, noirs).

Pendant les observations Pour chaque cible (ou étoile de référence) : – pointer la cible et activer l’autoguidage ; – lancer les acquisitions en veillant à adapter le temps de pose à l’objet observé ; – faire des images d’étalonnage (si nécessaire en fonction de la précision attendue) ; – remplir le « cahier de coupole » avec tout élément significatif qui pourra vous aider dans le futur à retrouver les conditions d’observation ; – vérifier que les images sont bien enregistrées dans le répertoire de session ; – (réduire les données le plus vite possible) ; – Désactiver l’autoguidage, et recommencer avec la cible suivante.

En fin de nuit – Vérifier que vous avez bien collecté toutes les images nécessaires à la réduction de données (noirs, offsets, PLU, étalonnage, étoiles de référence, objets). brutes – si possible avant le début de la – Archiver proprement toutes les images :::::::::::: réduction de données. – Réduire les données.

238

15. Paré pour l’aventure

15.2 Améliorer les observations Vous avez réalisé vos premier spectres, de l’acquisition jusqu’à la réduction de données. Avec la pratique et l’expérience, vous pourrez améliorer régulièrement vos observations, dans deux axes : la qualité des données obtenues d’une part, et la productivité d’autre part.

15.3 Améliorer la qualité des données Rapport Signal sur bruit (S/B ou SNR) La lumière des étoiles est faible… et vous l’étalez avec votre spectroscope. En fin de chaîne, seulement quelques photons atteignent chaque pixel de votre caméra CCD. La qualité de votre spectre est directement liée à la quantité de « Signal » collectée par votre capteur CCD en comparaison du « bruit » de l’instrument, qui correspond à la limite de détection (rapport S/B). Améliorer le rapport S/B peut se faire de deux manières : soit en augmentant le signal, soit en réduisant le bruit. Réduire le bruit est difficile : on est rapidement confronté à des limites physiques. Mais on peut le faire dans une certaine mesure. Par exemple, en refroidissant la caméra, on réduit l’activité interne du CCD, et on réduit une partie du bruit. La meilleure manière d’améliorer le rapport S/B est d’augmenter le signal. Cela peut être fait de plusieurs manières : – augmenter le temps de pose (le rapport S/B augmentera comme le carré du facteur multiplicatif ) ; – augmenter la taille du télescope (c’est la raison pour laquelle les astronomes cherchent toujours de plus grands télescopes) ; – assurer que la plus grande partie de la lumière entre dans le spectroscope. L’image de l’étoile et la fente du télescope sont très petites (quelques µm), et il est très facile de perdre une grande partie de la lumière à l’entrée de l’instrument. Il y a trois causes principales de perte de lumière à l’entrée du spectroscope : – la focalisation du télescope. Si celle-ci n’est pas optimale, la taille de l’image de l’étoile est plus grande que la fente, et seule une petite partie entre dans la fente ; – la position de l’étoile dans la fente. Placer, puis maintenir l’étoile exactement dans la fente requiert de la précision – et si ce n’est pas le cas, vous perdez probablement une forte proportion de la lumière ; – les problèmes de suivi et/ou de vent, qui peuvent être améliorés en soignant les paramètres d’autoguidage. Une manière assez simple de vérifier qu’un maximum de lumière entre dans la fente consiste à observer la baisse d’intensité de l’étoile dans l’image de guidage.

239

Guide pratique pour (bien) débuter en spectroscopie astronomique

Quand l’instrument est bien réglé, le franchissement de la fente se traduit par une perte de lumière significative. Pour bien observer ce phénomène, veillez à bien régler le temps d’exposition de guidage et les seuils de visualisation, pour prévenir toute saturation. Lorsque la lumière de l’étoile est moins visible dans l’image de guidage, c’est qu’elle entre dans le spectroscope. Avec l’expérience, vous connaissez votre instrument, et vous savez quel niveau de signal attendre pour une étoile de magnitude donnée. Vous pouvez également comparer vos mesures avec celles obtenues par d’autres observateurs ayant un équipement similaire au vôtre. Si le niveau est en dessous de la valeur attendue, prenez le temps de comprendre la cause du problème. Pour améliorer encore le rapport S/B, vous pouvez observer la même étoile régulièrement – choisissez une étoile connue pour être bien stable – et mesurer l’intensité du spectre dans une petite zone de longueur d’onde. Comme ni l’étoile ni l’instrument ne changent, vous devriez toujours trouver la même intensité. En pratique, vous verrez des variations. Votre mission est simple : réduire ces variations autant que possible.

Résolution Avec un spectroscope à fente, la résolution spectrale vient intrinsèquement de l’instrument – à condition que celui-ci soit bien réglé. Votre logiciel de réduction de données calcule probablement le pouvoir de résolution37 de votre spectre. Vérifiez bien la valeur obtenue, qui doit être proche de la spécification du spectroscope. La résolution est calculée à partir de la largeur à mi-hauteur des raies dans le spectre d’étalonnage. Plus ces raies sont fines, meilleure est la résolution.

Étalonnage en longueur d’onde Portez un soin particulier à l’étalonnage en longueur d’onde. Le logiciel de réduction de données utilise une loi d’étalonnage, qui donne la correspondance entre un pixel et la longueur d’onde correspondante. La loi est obtenue à partir de l’image 37 Le Pouvoir de Résolution indique la capacité du spectroscope à voir des détails : R = λ/λ, où λ est le plus petit détail visible dans le spectre.

240

15. Paré pour l’aventure

d’étalonnage – soit une lampe spectrale ayant de nombreuses raies, soit un spectre d’une étoile chaude. Selon votre instrument et la précision attendue, cette loi doit être recalculée régulièrement (c’est davantage le cas en haute résolution). Dans d’autres cas, la loi d’étalonnage elle-même est stable, mais il peut y avoir un léger décalage d’une observation à l’autre du fait des flexions mécaniques de l’instrument. L’image d’étalonnage sert alors simplement à recaler la loi d’étalonnage. Une manière fréquente de vérifier l’étalonnage consiste à mesurer, dans votre spectre, la position exacte des raies de Balmer (raies de l’hydrogène), ou des raies de l’atmosphère terrestre. Ces raies sont présentes dans la plupart des spectres stellaires. Comme ces raies sont bien connues, il est facile de mesurer l’écart entre valeur théorique et valeur effective. On caractérise alors la précision d’étalonnage par la valeur moyenne de ces écarts sur l’ensemble des raies disponibles (on prend plutôt l’écart-type, ou RMS en anglais38 ). Gardez à l’esprit que la loi d’étalonnage peut changer légèrement avec la position de l’étoile dans la fente. Il est toujours préférable de mettre l’étoile à la même position d’une observation à l’autre.

Autoguidage L’autoguidage est très dépendant de votre équipement. Il est absolument essentiel pour la qualité de vos mesures. Ce n’est pas qu’une question de confort : l’autoguidage garantit une grande reproductibilité des acquisitions. Son paramétrage est également important. S’il est mal configuré, il est probable que l’étoile fera des oscillations autour de la fente – et la part de lumière qui entre dans la fente s’effondre. Faites des essais avec différents paramètres et mesurez à chaque fois l’intensité du spectre. Pour un réglage donné, faites une série d’images, et mesurez la stabilité des mesures d’une image à l’autre. Si vous voyez des variations, c’est probablement que l’autoguidage oscille.

Fichier cosmétique Le capteur CCD a des « pixels chauds ». Ces pixels sont beaucoup plus sensibles que les autres (c’est un défaut du capteur). Les mesures données par ces pixels ne sont pas fiables, et il est sage de les retirer de l’image. Cela se fait de la manière suivante (par votre logiciel de réduction de données) : – on détecte les pixels chauds dans une image de noir. Si la caméra était parfaite, tous les pixels devraient avoir la même valeur – zéro (dans le noir complet). 38

√ RMS = Root Mean Square, racine carrée de la moyenne des carrés ( s 2 ).

241

Guide pratique pour (bien) débuter en spectroscopie astronomique

Ce n’est pas le cas en pratique et les pixels chauds sont alors les pixels extrêmes. Il est courant de repérer 100 à 500 pixels chauds dans une image ; – pour chaque pixel chaud, la valeur mesurée est remplacée par la moyenne des pixels voisins. Reportez-vous à la documentation de votre logiciel pour activer la correction des pixels chauds – c’est un moyen simple d’améliorer vos mesures.

Courbe de réponse instrumentale Nous avons parlé de la réponse instrumentale (RI) à la section 13.5. La manière la plus simple d’obtenir cette courbe est d’observer une étoile bien connue et de diviser le profil spectral obtenu par le théorique. En fait, la question de la RI est complexe, et si vous avez besoin de données bien corrigées photométriquement, il vous faudra prendre quelques précautions supplémentaires. Par exemple, l’étoile de référence devra être observée dans des conditions similaires à votre cible – même type spectral, même magnitude, mêmes conditions météo et même hauteur dans le ciel (c’est évidemment irréalisable totalement dans la pratique). En effet, la RI peut évoluer avec ces paramètres. Il vous faudra aussi choisir des étoiles qui ne sont pas affectées de « rougissement », du fait de poussières interstellaires. Une mauvaise courbe de RI a un effet direct sur la forme générale de votre spectre (information basse fréquence du profil). Obtenir une bonne RI est affaire d’expérience : n’hésitez pas à faire de multiples essais et à les comparer entre eux.

Organisation et archivage de vos données Les observations en spectroscopie vont rapidement générer un grand nombre de données. Pour réduire proprement ces données et les retrouver ultérieurement, il ne faut pas les mélanger. Pour cela, je vous suggère vivement de créer un répertoire pour chaque session d’observation (une session correspond chez moi à une nuit d’observation). Mettez bien votre « cahier de coupole » dans ce répertoire. C’est une « règle d’hygiène » très importante : archivez précieusement et sans limite de durée toutes vos données, et en particulier les données brutes. Il est possible que dans dix ans vous aurez à revenir sur ces données, pour en refaire un traitement avec des outils nouveaux – ou alors un chercheur souhaitera retraiter vos données avec ses propres outils. Rappelez-vous que vos observations sont très probablement inédites – il serait dommage de perdre tout ce travail, qui révèlera peut-être un trésor un jour prochain. Prenez donc un soin particulier au classement et à l’archivage de vos données.

242

15. Paré pour l’aventure

J’ai une organisation simple, qui a fait ses preuves : pour chaque nouvelle session d’observation, je crée un nouveau répertoire, dont le nom contient la date et le thème principal des observations. Je mets mon « cahier de coupole » à la racine de ce répertoire et je crée trois sous - répertoires : « Images brutes », « Prétraitement » et « Résultats ». Dès la fin de la nuit – et de préférence avant la réduction de données – je recopie toutes les images brutes dans le premier sous-répertoire. À la fin du travail de réduction :::::::::::: de données, je mets les résultats et toutes les images intermédiaires dans les sous-répertoires correspondants.

15.4 Améliorer la productivité Conserver la même configuration Le meilleur moyen d’améliorer la productivité de vos observations est de toujours garder le même équipement et les mêmes protocoles d’observation. Bien entendu, vous pouvez être tenté d’améliorer votre équipement (c’est plutôt une bonne chose), mais chaque fois que vous modifiez une partie de votre équipement, vous devez modifier votre protocole et retrouver vos marques. Il est quelquefois préférable de stabiliser l’équipement, aussi bien pour la qualité des observations que pour leur productivité.

Bibliothèque de noirs Les noirs sont des images assez longues à réaliser (les temps de pose sont au moins aussi importants que les spectres des étoiles). Et plus vous prenez un grand nombre de noirs, mieux c’est (on améliore sensiblement le rapport Signal sur Bruit). C’est donc une opération très chronophage – et si vous les faites en fin de nuit (une fois que vous connaissez les plus long temps de pose utilisés pendant la nuit), vous serez rapidement lassé. Mais les noirs sont des images qui ne dépendent que de la caméra. À une température donnée et pour un temps de pose donné, le noir sera toujours le même – au bruit de lecture près. Ils ne sont pas dépendants des conditions d’observation, puisqu’ils sont faits en mettant la caméra dans le noir. Il n’y a donc aucune nécessité de les refaire chaque nuit, pendant l’observation elle-même. Vous pouvez les faire une fois pour toutes, par exemple pendant une nuit de mauvais temps (voire même de jour, mais faites alors attention aux fuites de lumière). Je vous suggère de constituer votre propre bibliothèque de noirs (elle ne peut être faite qu’avec votre caméra), pour différentes températures de caméra (au besoin, mettez-la

243

Guide pratique pour (bien) débuter en spectroscopie astronomique

dans le réfrigérateur pour atteindre les températures basses de l’hiver). Choisissez un temps de pose supérieur à vos images les plus longues – par exemples 600 s. Prenez un grand nombre d’images à chaque fois (une trentaine, par exemple) et créez un jeu de « Noirs maîtres », à partir de chaque série.

Temps d’exposition Je vous suggère d’utiliser toujours le même temps d’exposition pour vos observations (typiquement 5 minutes – 300 secondes – pour les objets faibles). Bien sûr, le temps total d’observation variera en fonction de la magnitude de votre cible, mais vous ferez alors varier le nombre de pose, plutôt que la durée de chacune d’elles. Il y a plusieurs avantages à procéder de la sorte : – vous pourrez toujours utiliser les mêmes noirs ; – la réduction de données est plus rapide (aucun paramètre à changer) ; – aucun risque d’erreur pendant les acquisitions (puisque vous ne modifiez pas le temps de pose). Il peut y avoir des limitations avec cette méthode, en particulier pour des objets extrêmement faibles. Mais en général, c’est une astuce qui vous simplifiera la vie.

Préparez votre session d’observation Il est fréquent de voir des observateurs amateurs attendre la dernière minute pour décider de ce qu’ils vont observer. Il est rare que cela produise de bons résultats ! Préparez vos observations à l’avance. Vous pourrez alors optimiser l’ordre d’observation des différentes cibles en fonction de leur hauteur, par exemple. Vous pouvez même estimer les temps de pose selon la magnitude de chaque objet. Si vous cherchez des cibles ou des thèmes d’observation, vous pouvez aller sur le site web de Shelyak Instruments39 , où nous avons collecté de nombreuses propositions d’observation, pour tous les niveaux.

Réduisez rapidement vos données En général, les observateurs s’occupent des observations pendant la nuit, puis attendent le lendemain ou les jours suivants pour réduire les données. Attention : si vous attendez trop longtemps, vous prenez le risque de ne jamais les réduire. Et conserver des données brutes sur votre disque dur est comme si vous n’aviez rien fait. Je vous recommande fortement de réduire immédiatement après les acquisitions ; 39

244

www.shelyak.com - menu spectroscopie / pédagogie & projets

15. Paré pour l’aventure

vous avez encore toutes les informations importantes à l’esprit, et réduisez le risque d’erreur.

15.5 Partager vos résultats La meilleure manière de faire des progrès rapidement est de comparer vos résultats à ceux d’autres observateurs. Quand vous comparez vos spectres à ceux d’observateurs expérimentés ayant un équipement similaire, vous voyez rapidement quelle marge de progression vous avez devant vous. Je vous encourage par exemple à observer des étoiles Be, et à comparer vos résultats à ceux de la base de données BeSS où vous ::::::::: trouverez probablement des observations comparables. Vous pouvez même envoyer vos propres observations – elles seront alors validées par un administrateur qui saura vous donner des conseils pour les améliorer le cas échéant. Vous pouvez également montrer vos observations sur les différents forums disponibles – par exemple le forum ARAS40 ou le forum Webastro41 . Une autre manière de partager vos observations est de réaliser votre propre site Web. Le logiciel VisualSpec a des fonctions puissantes pour générer des pages HTML et les spectres sous forme de vignettes. En outre, gardez en mémoire que la spectroscopie est encore dans une phase pionnière. Les données que vous collectez sont réellement intéressantes pour la communauté scientifique : ne les gardez pas pour vous.

15.6 Des spectres de qualité professionnelle Beaucoup d’astronomes amateurs pensent qu’ils sont incapables de produire des données d’une qualité digne d’être partagée, voire d’être comparés à des spectres professionnels. C’est une erreur profonde : la plupart d’entre eux sont parfaitement capables de faire des mesures d’une grande qualité. Bien entendu, les amateurs ne disposent pas de l’équipement des professionnels, mais la qualité des données tient davantage au protocole d’observation et de réduction qu’à l’instrument lui-même, et la rigueur doublée d’une bonne dose de bon sens vous permettra de produire des mesures dignes des professionnels. Vous serez alors mûr pour participer activement Vous trouverez des indications sur le site à des programmes de recherche Pro-Am. ::::::: web de Shelyak Instruments. En quelques mots, pour obtenir des spectres de haute qualité, vous devez veiller aux points suivants : – un autoguidage précis ; – une configuration et un protocole répétable ; 40 41

Forum ARAS : http://www.spectro-aras.com/forum/index.php Forum Webastro : http://www.webastro.net/

245

Guide pratique pour (bien) débuter en spectroscopie astronomique

– une réduction de données complète : prétraitement, extraction optimisée, étalonnage, correction de la RI, mise en forme soignée ; – un format de fichier standard (tel que le format BeSS42 ) ; – archivez et faites des copies de sauvegarde de vos données brutes. N’oubliez jamais que lorsque vous observez une étoile en spectroscopie, il est probable que vous êtes le seul au monde à le faire à ce moment là. Ne gardez pas ces données pour vous, partagez-les avec la communauté astronomique.

42

246

http://basebe.obspm.fr/basebe/

Conclusion Nous voici au terme de ce livre. Je souhaite vivement que ce soit pour vous le début d’une longue aventure. Un proverbe dit « Quand le doigt montre la Lune, l’imbécile regarde le doigt ». J’ai eu souvent ce proverbe à l’esprit en écrivant ce livre : il est davantage question du doigt (l’outil spectroscopie), que de la Lune (et du ciel en général) dans ces pages. Serais-je donc un imbécile ? Pour pouvoir se concentrer sur la Lune – ce qui est clairement mon objectif ! – il est nécessaire de pouvoir oublier le doigt. C’est-à-dire que le mouvement du doigt lui-même doit devenir complètement naturel, automatique. Il y a certes un effort à faire pour mener une observation spectroscopique, mais nous avons la chance de vivre dans une période très propice : les outils aujourd’hui disponibles (télescopes, montures pilotées par ordinateur, caméras CCD, composants optiques, spectroscopes, logiciels, bases de données, etc.) rendent notre quête réellement accessible – faire de la spectroscopie n’est plus réservée à quelques aventuriers bricoleurs. Il vous faudra un peu de temps et de perspicacité pour mettre sous contrôle votre instrument, et savoir mener une observation spectroscopique comme un acte ordinaire de la vie quotidienne. C’est à cette condition que vous pourrez vous consacrer pleinement aux objets du ciel.

247

Guide pratique pour (bien) débuter en spectroscopie astronomique

Le jeu en vaut la chandelle : en faisant cet effort initial, avec une forte dimension technique, vous accédez ensuite à une astronomie radicalement nouvelle. Cette astronomie nouvelle prend plusieurs formes. Découvrir que l’on peut faire une mesure physique sur une étoile est déjà un ravissement. Découvrir la diversité des objets du ciel en est un autre – qui donne le vertige. Petit à petit, vous comprendrez mieux comment les chercheurs ont bâti au cours du temps l’édifice de l’astrophysique. Il y a encore mieux. Si l’on se contente de suivre les grands médias, on peut avoir le sentiment que tout est compris dans le ciel, et qu’il n’y a plus grand chose à découvrir. En faisant des observations spectroscopiques, vous comprendrez vite qu’il n’en est rien : même au travers de vos « humbles mesures », vous mettrez vite le doigt sur des phénomènes encore incompris. L’astrophysique est une science vivante, en effervescence. Qu’il s’agisse de cosmologie, de physique stellaire, de formation des systèmes planétaires – et même de vie en dehors de la Terre, les domaines de recherche active sont nombreux. Et ce n’est pas tout. Dans cette science en effervescence, vous avez votre place ! La communauté amateur apporte déjà des mesures inédites pour la recherche. Plus les amateurs seront nombreux à contribuer, et plus ces observations apporteront des données importantes. Alors outre le regard nouveau que vous porterez sur les étoiles, vous découvrirez qu’un amateur peut « observer utile », et apporter sa pierre à l’édifice de la connaissance humaine. À vous de jouer ! François Cochard Chamonix, juillet 2015

248

Glossaire Les termes définis ici sont soulignés de cette manière dans le texte. :::::::::::::::::::::: étoile Be C’est un type d’étoile particulier, très observé par les astronomes amateurs et professionnels dans le cadre du projet Pro-Am BeSS, mené en collaboration avec l’Observatoire de Paris. Elles ont pour spécificité d’avoir montré au moins une fois une raie de Balmer (hydrogène) en émission. Les raies en émission peuvent être stables ou apparaître soudainement. Elles sont provoquées par l’excitation d’un disque d’hydrogène qui s’est formé autour de l’étoile. Les étoiles Be sont des étoiles massives, à rotation rapide, et qui sont à la limite de la stabilité ; il arrive donc qu’une partie de leurs couches externes soient explusées. Étudier les étoiles Be, c’est disposer d’un magnifique laboratoire stellaire. 6, 16, 18-20, 49, 51, 67, 68, 155, 232, 245 AD Ascension droite. C’est l’une des coordonnées (avec la déclinaison - DEC) de la position d’une étoile dans le ciel. 198, 199, 207, 210 ADU Analog to Digital Unit (unité de conversion analogique-numérique). C’est l’unité d’intensité lumineuse dans un pixel. 131, 132, 134, 140-142, 144, 160, 167, 168, 176, 219 APN Appareil photo numérique. 22, 118, 129-132, 134, 189

249

Guide pratique pour (bien) débuter en spectroscopie astronomique

continuum Partie « continue » d’un spectre d’étoile, correspondant au profil de Planck (ou profil de corps noir). Un spectre d’étoile est composé d’une part du continuum et d’autre part des raies d’absorption ou d’émission. 38, 168, 231, 232, 235 corps noir Corps qui ne fait qu’émettre de la lumière, sans en réfléchir aucune. C’est donc un corps isolé ; s’il n’émettait pas de lumière, il apparaîtrait totalement noir. Un corps noir émet un spectre de lumière qui ne dépend que de sa température en suivant le profil de Planck. 34, 46, 47, 100, 146 DEC Déclinaison. C’est l’une des coordonnées (avec l’ascension droite - AD) de la position d’une étoile dans le ciel. 199, 210 image brute C’est une image directement issue de la caméra CCD (ou de l’APN), sans avoir subi aucun traitement. Ces images ont nécessairement des valeurs d’intensité entières, puisqu’elles sont définies par le convertisseur analogique-numérique du capteur. 7, 102, 136, 155, 156, 174, 175, 179, 180, 187, 225, 227, 235, 238, 243 Pro-Am Projet de collaboration entre astronomes professionnels et amateurs. Avec le développement de la spectroscopie, ces programmes se développent : n’hésitez pas à participer. 6, 16, 66-68, 245 profil spectral 1D C’est une courbe représentant le spectre, avec en abscisse la longueur d’onde et en ordonnée l’intensité relative. Le spectre 1D est la forme la plus aboutie du spectre, à la fin du processus de réduction de données. 9, 136, 155, 156, 161 spectre 2D Image d’un spectre, par opposition à un profil 1D. Le spectroscope ne sait fabriquer que des spectres 2D, qui sont ensuite transformés en profils 1D par le processus de réduction de données. 7

250

Références Références [1] Agnès Acker. Astronomie Astrophysique - Introduction., 5e éd., 2013, Dunod. [2] Jean Heyvaerts. Astrophysique – Étoiles, Univers et relativité., 2e éd. 2012, Dunod. [3] James Lequeux. Naissance, évolution et mort des étoiles. 2011, EDP. [4] Bernard Maitte. Une histoire de la lumière, de Platon au photon. 2015, Seuil. [5] Trinh Xuan Thuan. La Mélodie secrète : Et l’homme créa l’univers. 1991, Folio Essais. [6] Trinh Xuan Thuan. Le chaos et l’harmonie : La fabrication du Réel. 2000, Folio Essais. Outre les ouvrages cités ci-dessus, vous pouvez trouver une bibliographie très complète sur le site web de Shelyak Instruments (www.shelyak.com), avec des titres en français et en anglais.

Liens utiles Je liste également ici quelques liens qui peuvent vous être utiles.

251

Guide pratique pour (bien) débuter en spectroscopie astronomique

Forums et listes sur la spectroscopie – Forum ARAS : Probablement le forum le plus important dédié à la spectroscopie. http://www.spectro-aras.com/forum/index.php – Webastro : Un forum francophone très fréquenté par les astronomes amateurs ; on y trouve une section dédiée à la spectroscopie. http://www.webastro.net/ – Liste spectro-L. Principale liste de distribution (française à l’origine, bilingue aujourd’hui) sur la spectroscopie. En vous inscrivant, vous êtes informé en permanence de toutes les alertes et observations ; vous pouvez également demander de l’aide et des conseils. https://groups.yahoo.com/neo/groups/spectro-l/info

Sites webs personnels – Site de Christian Buil : Un site qui fourmille d’informations, d’observations, de conseils, de tests de matériels. Absolument incontournable. http://www.astrosurf.com/buil/ – Site de François Teyssier : François est très actif dans la communauté pour les observations d’étoiles symbiotiques et cataclysmiques. Son site contient beaucoup d’informations sur ces observations, ainsi que des outils très pratiques (étoiles de référence, pistes d’observation en basse résolution, etc.). http://www.astronomie-amateur.fr/

Sites webs associatifs – ARAS : Astronomical Ring for Access to Spectroscopy. Une association informelle dédiée à la spectroscopie. Complément utile du forum du même nom, vous trouverez des tutoriaux, des tests de matériels, etc. http://www.astrosurf.com/aras/ – CALA : Club d’Astronomie de Lyon Ampère. Une des plus importantes associations locales (lyonnaise en l’occurence) en France. Les activités de vulgarisation y sont nombreuses et on y parle régulièrement de spectroscopie. http://www.cala.asso.fr/ – AFA : Association Française d’Astronomie. Une association nationale, qui fait un gros effort de vulgarisation de l’astronomie. http://www.afanet.fr/ – SAF : Société Astronomique de France. Une autre grande association nationale, qui outre sa volonté de vulgarisation promeut toutes les collaborations entre amateurs et professionnels. http://lastronomie.com/

252

Références

Logiciels – ISIS : LE logiciel de réduction de données spectroscopiques. Gratuit, développé par Christian Buil. http://www.astrosurf.com/buil/isis/isis.htm – VisualSpec : Le logiciel le plus utilisé par les amateurs dans le monde pour manipuler les spectres stellaires. Gratuit, développé par Valérie Desnoux. – AudeLA : Logiciel Open Source d’astronomie. C’est une énorme boîte à outils qui couvre tous les besoins d’un observatoire : acquisition et traitement d’image, contrôle du télescope (autoguidage), de la coupole, spectroscopie. Le tout permettant d’être enrichi par vos propres scripts. Gratuit. http://audela.org/dokuwiki/doku.php ?id=fr :start – Prism : Logiciel très complet pour toute l’astronomie : acquisition et traitement d’image, cartographie, pilotage de l’observatoire, scripts. Des fonctions dédiées à la spectroscopie. Payant, développé par Cyril Cavadore. http://www.prism-astro.com/fr/ – MaximDL : Un autre logiciel très complet. Payant. http://www.cyanogen.com/ – PHD2 : Logiciel (désormais en Open Source) dédié à l’autoguidage. http://openphdguiding.org/

Sites webs institutionnels – BeSS & ArasBeAm : BeSS est la base de données des spectres d’étoiles Be, aussi bien amateurs que professionnels. C’est également le catalogue le plus complet des étoiles Be. Cette base est hébergée et administrée par l’Observatoire de Paris (LESIA). ArasBeAm est l’outil complémentaire dédié aux observations amateurs. Ce site permet de savoir en permanence quelles étoiles sont à observer en priorité. BeSS : http://basebe.obspm.fr/basebe/ ArasBeAm : http://arasbeam.free.fr/ – CDS, Simbad : Centre de Données Astronomiques de Strasbourg. C’est LA base de données principale pour toutes les données astronomiques ; catalogues, coordonnées, images, spectres... L’outil Simbad, en particulier permet de trouver facilement les coordonnées de n’importe quel objet dans le ciel. Incontournable. CDS : http://cds.u-strasbg.fr/ Simbad : http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/ – Shelyak Instruments : Entreprise (dont je suis co-gérant, avec Olivier Thizy) spécialisée dans la conception, la fabrication et la commercialisation d’instruments dédiés à l’astronomie scientifique et en particulier à la spectroscopie. Outre les informations sur les produits, vous pouvez également y trouver de nombreux exemples d’observations, des conseils, etc. http://www.shelyak.com/

253

Guide pratique pour (bien) débuter en spectroscopie astronomique

– OHP : Observatoire de Haute-Provence. Un des hauts lieux de l’astronomie en France, avec le télescope de 1,93 m qui a permis la découverte de la première exoplanète en 1995. C’est là que nous organisons chaque année depuis 2004 une « Spectro star party », qui réunit de nombreux amateurs autour de leurs instruments. http://www.obs-hp.fr/welcome.shtml

254

“1index” — 2015/11/18 — 21:24 — page 255 — #1

Index A

B

aligner le chercheur, 192 Alpy 600, 93 angle de blaze, 83, 83, 84 APN (appareil photo numérique), 22, 118, 129, 132, 134 architecture d’un spectroscope, 90 Littrow, 95, 97 archivage des données, 242 astronomie complète, 5 astrophysique, 2, 4, 5, 12, 14, 24, 32, 38, 40, 60 atome, 15, 31, 32, 35-37, 43, 47, 61, 130 autoguidage, 21, 22, 98, 193, 195, 204, 206, 218, 241, 245 axe optique, 84, 86, 89, 91, 98, 197, 218, 228

bibliothèque de noirs, 229, 243 binning, 136, 139, 213 bon sens, 5, 12, 245 bruit de lecture, 112, 128, 141, 142, 160, 243

C cahier de coupole, 229, 238, 242, 243 campagnes d’observation, 18, 66, 67 cataclysmique (étoile), 19, 20, 60 CCD (capteur et camera), xii, 2, 8, 15, 21, 22, 29, 54, 64, 86, 88, 105, 110, 114, 127-129, 131, 134, 141, 165, 190, 225, 238, 239, 241 chimie, 13, 17, 61, 62 chromatisme, 73, 87, 89, 91, 96, 223

255

“1index” — 2015/11/18 — 21:24 — page 256 — #2

Guide pratique pour (bien) débuter en spectroscopie astronomique

connaissance humaine, 2, 13, 248 continuum, 38, 168, 235 coordonnées de l’étoile, 203 curiosité, 2, 12, 43

D décomposition de la lumière, 12, 13, 74 diagramme HR, 48, 49 diffraction, 71, 73, 79, 81, 83, 120 dispersion, 9, 13, 99, 114, 162-164, 226 distance focale, 84, 86 domaine spectral, 34, 50, 52, 53, 63, 64, 69, 96, 114, 115, 153, 163, 226, 236 Doppler (effet), 38, 40, 41, 53, 58, 59, 69, 125, 233 dynamique (caméra), 128, 131, 132, 139, 144, 168, 174, 219, 224, 228

E

étoiles Be, ix, 6, 16, 18, 20, 49, 51, 67, 68, 155, 232 exoplanète, 15, 57

F fabriquer de la lumière, 33, 35, 37 fente(s), 9, 22, 77, 89, 91-93, 95, 97, 98, 100, 106, 107, 115-117, 121, 122, 130, 148, 177, 198, 200, 210, 217, 239, 241 de Young, 13, 31 fibre optique, 15, 102 focalisation, 150, 213 format FITS, 136, 168, 232 foyer, 84-86, 90, 91, 117, 120, 121, 190, 210 fusion nucléaire, 15, 46

G

galaxie, 10, 12, 56, 58-61, 69, 92 échantillonnage, 105, 110-112, 114, 164 gestion des câbles, 211 élément goto, 21, 97, 190, 200, 203, 217 grism, 75, 94 chimique, 14, 37, 40, 46, 232 guidage (système de), 21, 22, 93, 97, disperseur (prisme ou réseau), 74, 98, 127, 130, 154, 189, 192, 200, 84, 90, 102 204, 213, 215, 218, 240 électron, 31, 32, 35, 36, 38, 43 énergie, 15, 27, 31, 33, 35, 42, 73, 80, 83, 161, 165 de transition, 36 entête FITS, 136, 142 équilibrage (de la monture), 191, 211, 212 étalonnage, 92, 99, 147, 157, 159, 161, 162, 164, 181, 228, 233 étendue spectrale, 52, 54, 81, 99, 101, 114, 169 étoile chaude, 9, 47, 70, 164, 166, 184, 215, 241 de référence, 166, 169, 184, 223, 224, 242 double (binaire), 18, 20, 56, 60, 67 froide, 9, 43, 47, 48, 70

256

I image brute, 7, 102, 136, 155, 235, 238 indice de réfraction, 72, 73, 86 infrarouge, 29, 34, 43, 50, 62, 81, 165 interférences, 13, 30, 74

L largeur à mi-hauteur (FWHM), 106, 121, 152, 240 lentille, 73, 74, 84, 86, 87, 89, 90, 108, 117, 165 de Barlow, 117, 124 Lhires III, 16, 52, 69, 95 logiciel ISIS, 169, 175 loi de Hubble, 59 de Wien, 33

“1index” — 2015/11/18 — 21:24 — page 257 — #3

Index

longueur d’onde, 8, 12, 27, 29, 32, 33, 35, 40, 64, 73, 79, 90, 100, 106, 114, 157, 161, 181, 231, 233

M méthode de Bigourdan, 194 de King, 194 magnitude, 53, 63, 64, 121, 123, 203, 215, 223, 236, 240, 244 matériel requis, 21 matière interstellaire, 61, 62, 170, 242 mesure physique, 1, 2, 12, 15, 18, 19, 23, 47, 53, 55, 58, 68, 131, 155, 157-159, 163, 231, 235, 245 mise en station, 25, 97, 193 molécule, 43, 61

N nébuleuse, 8, 12, 14, 49, 61, 62, 92, 131 noir et blanc, 8, 152

O objet faible, 21, 22, 54, 65, 130, 228, 244 observations, xi, xii, 3-6 œil humain, 29, 29, 30, 41, 132, 205 offset, 134, 137 onde électromagnétique, 12, 13, 27, 31, 79 opposition de phase, 30 optique géométrique, 71, 73, 74, 84 ordinateur, 21-23

pointage, 21, 97, 127, 130, 201, 216 pointer une étoile, 3, 22, 97, 130, 190, 196, 199-201, 209 pouvoir de résolution, 64, 106, 240 prétraitement, 128, 134, 160, 175, 231 prisme, 12, 13, 73, 75, 80, 90, 94, 97, 102, 165 profil de Planck (ou de corps noir), 33, 34, 37, 46-48, 54, 61, 69, 100, 146, 166, 177 spectral (1D), 9, 14, 34, 136, 155-157, 161, 181 Programmes BeSS, 6, 18, 67, 69, 168, 232, 233, 245 Pro-Am, 6, 16, 66, 67, 245 publications scientifiques, 17

Q quasar, 60

R

réducteur de focale, 110, 121, 124, 210 réduction de données, 155-157, 160, 175 réflexion, 35, 71-73 réfraction, 71-73, 76, 86, 97, 200 réponse instrumentale, 157, 160, 164, 166, 167, 169, 181, 183, 186, 223, 242 réseau de diffraction, 1, 13, 74, 75, 77, 79-83, 90, 91, 94, 95, 102, P 115, 153, 165 pédagogie, 17, 66, 145, 181 résolution, 15, 18, 49, 53, 63, 64, 69, période de rotation, 1, 56, 57 91, 102, 103, 106, 107, 110, 114, particule (lumière), 31 115, 121, 125, 204, 233, 240 phénomène physique, 12, 27, 37, 38, 58, raie(s) 63, 68, 69 d’émission, 14, 35, 37, 38, 43, 61, photon, 31, 35, 37, 43, 115, 128, 239 148, 163 plan focal, 85, 88, 89, 91, 98, 117, d’absorption, 8, 14, 32, 38, 46, 57, 210 61, 148, 166, 180, 219

257

“1index” — 2015/11/18 — 21:24 — page 258 — #4

Guide pratique pour (bien) débuter en spectroscopie astronomique

de Balmer, 53, 68, 164, 224, 233, 241 rapport de masses, 57 F/D, 84, 108, 109, 117, 121, 124, 148 rencontres, ix, 2, 16, 17 rotation d’étoile, 14, 67, 69

T

température (d’une étoile), 1, 2, 14, 20, 33, 34, 45-47, 57, 62, 64, 69, 157, 158, 166, 180 temps de pose (ou temps d’exposition), 54, 63, 89, 116, 123, 131, 142, 144, 193, 213, 218, 219, 228, 231, 236, 244 tirage mécanique, 117, 118 S transition électronique, 35-38 saturation, 131, 139, 152, 213, 219, 228, turbulence atmosphérique, 120 240 seeing, 120, 121, 123, 217 U seuils de visualisation, 121, 132, 140, ultraviolet, 27 216, 218, 219, 240 source de lumière, 32, 37, 74, 100, 113, V 146, 162 vitesse spectre de déplacement (vitesse radiale), 1, 2, 2D (image brute), 7 14, 20, 38-41, 53, 55, 57, 64, 69, atomique, 43, 62 103, 106, 157 moléculaire, 43 de la lumière, 27, 33, 39, 40 spectroscope échelle, 101 héliocentrique, 47 structure atomique, 35, 43 tangentielle, 35 supernovae, 60, 67

258