SpectroOHP2004

C'est au cours du stage de spectrographie organisé dans le cadre de l'association Aude que j'ai pu réaliser les premiers spectres stellaires avec mon spectro de fabrication personnelle. Au cours des trois nuits d'observation, 7 instruments on travaillé en parallèle, ce qui nous a permis de confronter matériel, méthodes et résultats.

La première nuit a été consacrée à l'installation et au réglage du matériel. La plupart des spectres présentés ici ont été obtenus au cours de la seconde nuit, avec Jean-Pierre Previt. Au cours de la troisième nuit, nous avons installé le prototype de spectro haute résolution Lhires de Christian Buil sur mon C8, pour faire la démonstration du bon focntionnement de la solution Lhires + C8 + Audine. Je vous renvoie sur la page de Christian Buil pour le résultat (très positif !) de cette expérimentation.

Ne disposant pas de système de guidage en continu (webcam, caméra vidéo...), nous avons choisi de travailler en fente large. Cette solution permet de s'affranchir des étoiles parasites dans le champ, tout en permettant un pointage au chercheur, et un suivi confié à la monture... Nous avons positionné la raie Ha (6563 Angstr.) légèrement sur la gauche de l'image, pour voir dans le même champ une raie profonde de l'oxygène atmosphérique (6875 Angstr.). Au cours de toute la seconde cuit d'observation, nous n'avons plus modifié ces réglages, et avons réalisé les spectres des 13 étoiles ci-dessous.

Le prétraitement des images a été réalisé sous Audela puis Iris. J'ai ensuite utilisé VisualSpec pour la manipulationd es spectres. J'ai appliqué le même traitement que pour des images du ciel profond, et n'ai donc pas (encore) corrigé les spectres de la réponse instrumentale.

J'ai pu établir les caractéristiques de mon instrument, mesurées à partir de ces images:

Dispersion autour de Ha:	1.45 Angstr./pixel
Résolution autour de Ha:	env 5 Angstr.
Pouvoir de résolution:	1400
Largeur du spectre:	1120 Angstr. (6280 à 7400)

Nom de l'étoile	Magnitude	Type spectral	Poses	Temps total d'exposition
Beta Cassiopeia	2,26	F5	10 * 30s	300 secondes
Gamma Cassiopeia	2.18	B0	10 * 15s	150 secondes
Alpha Bootes (Arcturus)	0.16	K0	10 * 5s	50 secondes
Alpha Perseus	1.81	F5	10 * 30s	300 secondes
Beta Cepheus	3.20	B1	10 * 30s	300 secondes
Alpha Lyrae (Vega)	0.08	A0	10 * 5s	50 secondes
17 Taurus	3.69	B5	10 * 30s	300 secondes
20 Taurus	3.86	B5	10 * 30s	300 secondes
25 Taurus	2.84	B5	10 * 30s	300 secondes
27 Taurus	3.61	B8	10 * 30s	300 secondes
28 Taurus	5.04	B8	10 * 30s	300 secondes
Zeta Taurus	2,95	B3	10 * 30s	300 secondes
59 Gygnus	4.75	B0	10 * 30s	300 secondes

Dès ce premier spectre de Beta Cassiopeia, la raie Ha est très nettement visible, sur la gauche de l'image (6563 Angstr.).La seconde raie bien visible, vers le centre de l'image est une raide d'absorption atmosphérique à 6875 Angtr., de même que toute la partie droite de l'image. Dans la mesure où cette signature spectrale correspond à l'atmosphère terrestre, elle va se retrouver sur tous les spectres ci-dessous. Les seules différences porteront sur la raie Ha, qui est très différente d'une étoile à l'autre, ainsi que sur le continuum, nettement variable d'un type spectral à l'autre.

Par exemple, Gamma Cassiopeia est la première étoile Be de cette série. Une étoile BE se caractérise par une raie d'émission en Ha (alors qu'elle est en absorption pour toutes les autres étoiles):

Arcturus est une des étoiles les plus brillantes du ciel, dans le Bouvier. Elle est de type K0, c'est à dire plutôt froide. Au contraire des étoiles précédentes (plus chaudes), on remarque que le spectre est sensiblement plus riche en raies fines, au point de ne plus bien savoir où se situe exactement le continuum ! Selon la rumeur (que je n'ai pas encore vérifiée), la plupart de ces raies proviennent du fer:

Vega est LA cible principale des spectroscopistes. C'est en effet une étoile - brillante - dont le spectre est parfaitement connu à toutes les résolutions. On y voit bien la raie Ha, profonde, et dont la forme évasée est caractéristique.

Afin de bien se représenter ce qui est du signal et ce qui est du bruit, voici une comparaison entre le spectre ci-dessus (en bleu)et un spectre de Vega réalisé sur un autre instrument similaire il y a plusieurs mois (spectre en rose, extrait de la bibliothèque de VisualSpec). On y voit nettement que toutes les raies sont là et que mon spectre est soit plus bruité soit plus riches (un peu mieux résolu). Je rappelle que mon spectre n'est pas corrigé de la réponse instrumentale, ce qui explique largement la différence à très basse fréquence.

Vient ensuite toute une série d'étoiles de l'amas des pléiades, riches en étoiles Be. Saurez-vous les reconnaître ? Personnellement, j'ai un petit faible pour 25 Tau, qui présente deux petites raies d'absorption au pied de Ha. Cette forme que l'on retrouve régulièrement sur des Be est liée à la rotation de l'étoile... dès que j'ai deux minutes, j'essaie de retrouver un modèle mathématique qui peut l'expliquer !

En haute résolution, cette étoile a une raie Ha qui se décompose en plusieurs "sous-raies". Celles-ci ne sont pas visibles ici, hélas. Mais la théorie indique qu'avec la résolution de mon instrument, je devrais pouvoir y arriver... Je rappelle qu'on a travaillé en fente large pour toute cette série d'images. Il me reste à refaire un spectre de cette étoile avec une fente étroite, qui va améliorer sensiblement la résolution, au détriment de la luminosité.

En cours de nuit, nous avons travaillé sur les flats. En effet, la veille, nous avions constaté un fort gradient dans l'image de flat, et suspections un problème de mise en oeuvre. Mais après avoir fait plusieurs séries de flats, avec différentes lumière (tungstène et halogène, en protégeant particulièrement le spectro ou non...), il s'est avéré que le flat conserve en toute circonstance son fort gradient; il est donc à imputer à la réponse instrumentale:

Cette image contient plusieurs éléments intéressants: D'abord, comme le spectro était réglé en fente large, les bandes spectrales du néon apparaissent avec la même largeur que la fente. Ensuite, nous voyons nettement que les bandes sont incurvées. Ce phénomène s'explique par des considération de géométrie optique et se retrouve dans tout spectrographe. Enfin, dans le bas de l'image, juste au-dessus de la poussière, nous pouvons voir que la fente a un petit défaut de linéarité... mais cela nous dit aussi que le spectro est correctement focalisé sur la fente !

Ces acquisitions, réalisées dans dans le cadre d'un stage de spectro a été des plus profitable: Outre le fait de valider le fonctionnement de mon instrument, il m'a permis de comprendre la méthodologie à appliquer pour obtenir des spectres rapidement (j'ai par exemple découvert qu'on pouvait pointer une étoile au chercheur avec assez de précision pour mettre l'étoile dans une fente... simplement en surveillant l'apparition du spectre autour de Ha à l'image !).

Les étapes suivantes ? D'abord aller au bout de la caractérisation de l'instrument, en particulier en établissant la courbe de réponse de l'instrument sur l'ensemble du spectre visible (les spectres présentés ici correspondent en gros à 1/6 du domaine visible). Ensuite, j'ai besoin de travailler sur un échantillon plus complet d'étoiles, pour établir les spectres de tous les types d'étoiles (OBAFGKM), et meieux en comprendre les différences - sans oublier d'en mesurer la température de surface par analogie avec une courbe de Planck.

Enfin, je suivrai un échantillon d'étoiles B susceptibles de devenir prochainement des Be, toute en travaillant en parallèle sur un spectro type Lhires pour entrer plus en détail dans le profil de Ha et participer au travail collectif qui se met en place dans le cadre de Aras.