Spectrographie amateur : techniques et projets

S pec trog ra phie
a m a teur
O utils et
exploita tio
n
La s ens ibilis a tion des a m a teurs à la s pec trog ra phie :
privilég ier une a pproc he prog res s ive, rom pre les ha bitudes en d
m ettre à l’a va nt l’ex is tenc e d’une c om m una uté, développer la n
et c o m m uniquer
U n rés ea u 100 tra its /m m , un a ppa reil photo num érique, un t
… la révéla tion d’un c iel ra dic a lem ent nouvea u (l’a jout de la dim
Ch a m p d ’é t o ile a u t r a v e r s d ’u n r é s e a u à d if f r a ct io n
(C8 + St a r A n a ly s e r + Ca n o n 350 D m o d if ié )
Rés eau dans le fais ceau convergeant : un principe très s im
Q u e lq u e s c e n tim è t r e s
L e s p e c tr e
V e r s le té le s c o p e
L e s p e c tr e
« Filé » d ’étoile
Un outil très pédagogiques et facile à utiliser…
XI Per (type O7.5 IIIe)
Rho Per (type M4III)
Spectre de supernova (V14.3)
… l’astrophysique concrète …
NGC 2392
…
NGC 2392 (nébuleuse à émission)
NGC 2261 (nébuleuse à réflexion)
Surveillance de l’activité d’étoiles Be faibles
MWC 465 - magnitude 10,2 – pose de 4 x 60 (StarAnalyser, C11, QSI532)
Extrait de BeSS via ArasBeAm
Le matériel
Sans le prisme R=130
Gain en résolution de la
solution Grism
Avec le prisme R=150
Spectrographie sans fente : le problème du fond de ciel
Accroissement du bruit de photons et
obligation de faire de très bons flat-field
Observation sous un ciel très pollué
(obs. Castanet-Tolosan)
Image brute de V1016 Cyg – pose de 30 sec.
Image traitée
pose de 20 x 30 sec.
S pectrographie … près de Toulous e !
O bs ervatoire de C astanet-Tolosan
Observation de jour de B ételgeuse
Nombre anormalement petit de Be plus faible que V=10 !?
Base BeSS via ArasBeAm consulté jusqu’à la magnitude 13
Un prog ramme de découverte de nouvelles B e faible (V>11) ?
Un programme de suivi des étoiles symbiotiques (StarAnalyser)
Extrait du site de François Teyssier
Survey de Be faibles : LHIRES III sur Celestron 8 – réseau 150 t/mm (R=450)
Collaboration pro/am : s uivi des cibles Be du s atellite COR
R un de novembre 2008 à février 2009 : HD 51452 & HD 51193 (V=8.0)
Suivi des étoiles Be « Corot »
Cibles difficiles
Magnitude limite avec R=1200
et avec télescope D=0,3 m :
V = 9 environ
Survey de l’activité des étoiles Be
Test de consistance
BeSS, l’outil
indispensable
Mais… de la difficulté à
comparer facilement les
spectres
De la difficulté à
comparer les spectres :
l’impact de la résolution
temporelle
Evolution rapide de l’étoile Be
HD6226
De la difficulté de comparer les spectres : l’impact de la résolution spectrale
Survey des Be à basse résolution spectrale
Détection du outburst de HD22780
LHIRES III – 150 traits/mm – R = 400
De l’intéret à retirer les raies telluriques
De la difficulté à comparer
les spectres en présence
des raies telluriques
Traitement VisualSpec
L’étoile binaire à éclips e Eps ilon Aurig a
P ériode de 27 ans !
Ca m p a g n e in t e r n a t io n a le
p o u r l’é clip s e d e 2 0 0 9 -2 0 10
D urée de l’éclipse : 2 ans
Carroll et al. 1991 Ap.J. 367: 278
L’étude des étoiles variables
L’étoile Herbig Ae : AB Aurig a
L’obs ervation des étoiles
R S C Vn
L’exemple de II Peg
C o m p a r a is o n d e s p e c tr e s
d u T B L (s p e c tr o g r a p h e M u s ic o s – 2 0 0 4 ) e t
Cd uhTa6m0 (s
p pme catrgo ng réa tiq
hes, …
p h eu Le h, irteasc III)
= p r o je t d ’im a g e r ie D o p p le r
Ne pas négliger l’importance du télescope !
L’opportunité des observatoires de mission (Pic, St Véran, …)
L’exemple du T60 Pic du Midi
D=60 cm + un Lhires III dis ponible à demeure :
une vraie expérience s cientifique
h t t p ://a s tr o s u r f.c o m /t 6 0
Collaboration PRO/AM :
L’exemple de la nova Sagittarii 2009 N°3 (V5583 Sgr)
Celestron 11 telescope (0.28-m diameter) + LISA spectrograph (50 µm optical fiber version) +
QSI532 CCD camera (6.8 microns pixel). R = 620. Castanet-Tolosan (France)
VLTI - R=1600
L’ observation
des novae
Un axe fort pour les
amateurs : réactivité,
suivi longue durée,
distribution géographique
Le spectrographe LISA (R=650)
Observations des novae à haute résolution
Exemple d’utlisation du spectrographe eShel (R=11000)
NOVA CYGNI 2008 #2 (V2491 Cygni)
à V=8.5
13 aout 2008
Programme d’observation des étoiles cataclysmiques (OHP2009 / Lihres III)
Variables cataclysmique
L’exemple de l’étoile RS Oph
L’éruption de février 2006
La réactivité des amateurs
L’exemple des phénomènes
éruptifs : V838 Mon
Rés olution temporelle des puls ations l’étoile RR Lyre…
U n s p e c tr e a c q u is
to u te s le s 5 m in u te s
… avec photométrie s imultanée depuis une terras s e du Pic du Mid
P o r t io n d ’im a g e t y p e f o r t e m e n t
d é f o c a lis é e . B u t : a u g m e n ta tio n d e la
d y n a m iq u e , r é d u c tio n d e la
s c in t illa t io n e t d e s e f f e t s
d ’é c h a n t illo n n a g e
A g r a n d is s e m e n t d e l’im a g e
d ’u n e é t o ile . N o te r la
s t r u c tu r e C F A (e n t r e la c e m e n t
d e s p ix e ls r o u g e , v e r t e t b le u )
B W Vul : une étoile de type B eta C ep
Phénomènes de chocs (kappa mécanisme)
P h o t o m é tr ie (a p p a r e il p h o t o C a n o n 4 0 D
e t…
C. Buil, V. Desnoux, M. Pujol, O. Thizy
… s p e c tr o m é t r ie s im u lt a n é e
(ré g io n H e I e t d o u b le t N a )
U n s p e c t r e to u t e s le s 5 m in u t e s .
S p e c tr o g r a p h e e S h e l s u r le T 6 0 d u P ic d u
2008-2009 : Les amateurs accèdent à la
technologie des s pectrographes échelles
Le spectre se lit à présent comme les lignes d’un texte dans un livre !
Spectrographe échelle : un peu de théorie
k m λ = sin α + sin β
La formule du réseau
λ = longueur d’onde
k = ordre de diffraction
m = nombre de traits au millimètre
La dispersion angulaire :
(Littrow)
Le pouvoir de résolution :
R=
λ
∆λ
D = diamètre du télescope
φ = largeur angulaire de la fente d’entrée
R=
d1
φ D
sin β 

tan
α
+


cos
α


(standard)
R=
2 d1 tan α
φ D
(Littrow)
Avantages des spectrographes échelles
- Réseau utilisé à une forte incidence (60 à 70° typ. ) -> fort pouvoir dispersif (haute résolution pour un
spectrographe compact)
- Utilisation en quasi-Littrow -> fort rendement (70%)
- Utilisation d’ordres diffraction élevés (k=50…90) -> exploitation de détecteurs 2D pour une très grande
couverture spectrale (dispersion croisée)
Reconstruction d’un spectre unique à partir des segments de spectres (ordres)
Spectre échelle de l’étoile Deneb et évolution temporelle
Spectrographe échelle : étude multi-raies simultanée
Le s pectrographe eS hel : principe optique
R = 12000 – F/D = 5
Le s pectrographe eS hel
(s o c ié té S h e ly a k In s t r u m e n t)
Lien entre le télescope et le
spectrographe via une fibre
optique de 50 µm de
diamètre. Longueur 15
mètres typiquement
Le système inclus un système
d’injection dans la fibre et de
centrage de haute précision
(sélection très précise de la
zone de mesure)
L’utilisation des fibres
optiques en astronomie…
En route pour le Pic du Midi !
Le s pectrog raphe eS hel au T60 du Pic du Midi
Tranche de vie : obs ervation depuis le laboratoire du T60
S pectre échelle du s atellite Io
S pectrog raphe eS hel, C améra QS I516, T60 Pic du Midi
Comparais on des s pectres de Europe et de Ganymède
Comparais on des s pectres de Io et de Ganymède
S pectres de Io, de Ganymède et de Europe (détail)
S ous traction des s pectres de Io et de Ganymède…
E m is s io n d e s r a ie s d u s o d iu m d a n s l’a tm o s p h è r e d e I o
M is e e n é v id e n c e d u v o lc a n is m e
Le s uivi du volcanis me du s atellite Io… acces s ible aux amat
La détection des exoplanètes par
la méthode des vites s es radiales
L’effet Doppler-Fizeau
∆λ = v/c
x
λ
Pour les exoplanètes, v très inférieur
à 1 km/s
Hypothèse : v = 100 m/s
-> ∆λ = 0,0017 angström à 5000 A
Dispersion typique = 0.1 A/pixel
Précision de localisation des raies à
1/60 de pixels près !!!
V o lo c im é tr ie D o p p le r
Détection d’une planète extros olaire : conditions de réus s ite
S pectre d’une lampe d’étalonnage Thorium-Argon
- Nombreuses raies de références (lampe Thorium-Argon)
- Mesures simultanée de très nombreuses raies (plusieurs centaines -> spectre échelle)
- Utilisation de techniques de corrélation avec une référence (calcul de la CCF = Cross
Correlation Function)
- Très grande stabilité du spectrographe (thermique, mécanique)
- Etalonnages très fréquents
- Bonne connaissance de la vitesse de l’observateur (peut aller jusqu’à 27 km/s)
- Bon rapport signal sur bruit (temps de poses long et gros télescopes)
- Disponibilité d’un outil de réduction des spectres performant (corrections géométriques,
détection cosmiques, dispersion linéaire en vitesse, …)
La mes ure de précis ion des vites s es radiales par des amateurs
(s ur des étoiles à exoplanètes déjà reconnues )
Tau B oo
HD 189733
La mes ure de précis ion des vites s es radiales
Développement d’outils s pécifiques
C ourbes de phas es d’exoplanètes obtenues par des amateurs
Les premiers rés ultats !
Précision atteinte avec eShel (R=12000)
Tau Boo b
Semi-amplitude de 51 Peg b : 56 m/s
Le cas HD189733 b (V=7,7 – P = 2,219 jours – k = 205 m/s)
Le cas HD189733 b – observation simultanée d’un transit de la planète
Téléobjectif de 400 mm de focale + Canon 40D
Réduction bande V
Poses de 2 minutes défocalisées