C. R. Acad. Sci. Paris, t. 325, SCrie II b, p. 115-118, 1997 Techniques astronomiques/Astronomkd techniques

Spectrographic 2 haute rkolution spatiale Guy MONNET

European Southern Observatory. Karl-Schwarzschilstr. 2, 85748 Garching, hllemagne.

R&urn& Une nouvelle application des techniques d’optique adaptative sera bientBt obtenue par couplage des systkmes d’optique adaptative qui Cquipent les grands et moyens dles- copes g des spectrographes intkgraux. On argumente ici que cela va rkvolutionner 1’Ctude des objets astronomiques compacts, du systbme solaire aux galaxies lointaines, en passant par les environnements stellaires et les noyaux de galaxies. Ce concept va prochainement subir I’Cpreuve des faits avec l’ouverture B I’C3 1997 de trois instru- ments de ce type.

Mots cl& : optique adaptative / spectrographic intkgrale / objet astronomique

Specfrography at high spatial resolution

RCsumC. A major newcomer in the A.O.-assisted astronomical techniques should soon be in operation in various large- and moderate-sized telescopes, by coupling their A.O. systems 10 integral$eld spectrographs. It is argued here thar this w+ill revolutionize the study of small compact astronomical objects, from small bodies in the solar system to distant galaxies, and including, for example, stellar environments and the nuclei of galaxies. This will soon be put to the test, as three such systems will be put into operation during the summer of 1997.

Keywords: adaptive optics / integral JLield spectrograph / astronomical target

1. Introduction

Dans les toutes prochaines andes, l’astronomie au sol va connaitre une kitable explosion en surface collectrice, avec la mise en service de 14 tklescopes de la classe 8-10 m, B comparer aux 15 tklescopes de 3,5 A 6 m, actuellement en service et qui appartiennent dbjia A une gCnCration anthieure, sinon dkpass&e. Cette capacitk accrue de collection des photons s’accompagnera d’une implosion de la taille des images (< O,l”), grdce au dkveloppement systkmatique de correction de la turbulence atmosphkrique par optique adaptative.

Note prCsent6e par Pierre LI~NA.

125 l-8069/97/03250 115 0 Acadtmie des Sciences/Elsevier, Paris 115

C. Monnet

Cette combinaison de grande surface collectrice avec une haute qualit& d’image va redonner une compttitivite certaine a l’imagerie a partir du sol, avec un gain ultime d’un facteur 3 par rapport au Hubble Space Telescope (HST). Mais surtout, la spectroscopic a haute resolution spatiale va en beneficier pleinement : le HST restera certes un concurrent redoutable, en particulier avec le spectro- graphe a longue fente STIS dans le domaine visible, mais, au moins jusqu’en 2002, la spectrographic a partir du sol couplee a de I’optique adaptative permettra une meilleure couverture spatiale (en l’absence de fente) et, de toute facon, une collection de lumiere nettement superieure, dans un mode oti les performances sent le plus souvent limitees par le nombre de photons disponibles.

2. Spectrographic intbgrale

Le couple spectrographe-optique adaptative a deja etC realise sur les telescopes de la classe des 4 m, et par exemple a I’ESO (European Southern Observatory) : l’instrument en usage general ADONIS y permet en effet de prendre des images successives, en changeant la longueur d’onde a chaque pose, soit grace a un filtre interferentiel circulaire variable (pour de t&s faibles resolutions spectrales), soit avec un etalon de Fabry-Perot a balayage. Pour utile que soit cette technique - voir par exemple le tres beau resultat de Rouan ei al. (1997) qui ont detecte des globules de gaz soumis a des ondes de choc dans la ntbuleuse par reflexion NGC 2023 - elle est toutefois fortement limitee en couverture spectrale (tout au plus quelques dizaines de pixels spectraux), en sensibilite et en qualite d’image, justement par le caractere non simultane des images spectrales successives ainsi obtenues.

Depuis une dizaine d’annees, un nouveau mode spectrographique dit integral de champ (ou 3D) permet au contraire a la fois une couverture spatiale bidimensionnelle et une couverture spectrale de l’ordre d’un millier d’elements. Cette simultaneite spatio-spectrale assure une sensibilite maximale et surtout une fonction d’appareil spatiale identique pour tous les points du champ, et seulement lentement variable avec la longueur d’onde. Le prix a payer est la modicite du champ sur le ciel, avec typiquement 32 x 32 pixels spatiaux seulement. Le champ est alors de 6,4” x 6,4” pour l’Cch,antillon- nage classique d’une image turbulente dans un tres bon site ; avec optique adaptative et un Cchantillon- nage XC grossier >> (pour un telescope de 8 m) de 0,4”, il n’est plus que de 1,2” x 1,2”. C’est une limitation certaine, quoique moins douloureuse lorsque l’on recherche une resolution spectrale opti- male, des lors que la region interessante se limite le plus souvent B des champs de quelques secondes d’angle ; les environnements stellaires et les noyaux de galaxies en sont deux exemples significatifs. En tout cas, couple a de l’optique adaptative, le champ de ce type d’appareil reste sans probleme dans la zone d’isoplanetisme de l’atmosphhe, mCme dans le domaine visible.

Si aucun spectrographe integral n’a encore ete ainsi utilise, des objets varies ont CtC etudies a un foyer direct << turbulent >> (spectrographes ARGUS et TIGER au telescope Canada-France-Hawaii, 3D a Calar Alto) : petits corps du systeme solaire, environnements d’etoiles, centre galactique par Genzel et al., (1996) noyaux de galaxies actives par Pecontal et al. (1990) et calmes par Bacon et al. (1994) enfin objets a grands decalages spectraux (Petitjean et al., 1996 ; Kroker ef al., 1996). La resolution spatiale obtenue est au mieux de 0,6” et, pour pratiquement tous les types d’objets abordts, mtriterait amplement d’etre amelioree ; la recherche de trous noirs supermassifs dans les noyaux de galaxies en est un cas exemplaire. Des gains remarquables, jusqu’a un facteur 3, ont ete obtenus de fac;on tres experimentale a l’observatoire de Lyon, en determinant la fonction d’appareil spatiale a partir d’une image HST dans le mCme domaine de longueur d’onde que les spectres, puis en l’utilisant pour deconvoluer spatialement les don&es 3D (Pecontal, communication privee). Ce n’est toutefois pas un substitut a une meilleure resolution obtenue par le systeme resolvant de l’optique adaptative, mais un outil supplementaire B developper pendant ces prochaines annees et qui servira aussi bien avec clue sans correction prealable.

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Spectrographic a haute kolution spatiale

3. Spectrographic intCgrale et optique adaptative

Le tableau I r&me les instruments actuellement en construction qui conjuguent ces deux capacitk Au vu des simulations de performances, trois importantes limitations apparaissent.

- Pour les longueurs d’onde supkieures a 0,6 ym, il est essentiel d’utiliser une r&solution spectrale d’au moins 4 000 pour <c supprimer B les raies du ciel nocturne, qui autrement satureraient le signal d’un objet faible. En revanche, cela limite skvkrement la couverture spectrale des donnCes.

- Comme on l’a vu prCcCdemment, un compromis constant existe entre l’khantillonnage (que l’on voudrait le plus fin possible tout en restant compatible avec la limite de diffraction) et les champs minuscules ainsi obtenus.

- De plus, la finesse d’kchantillonnage peut &tre Cgalement 1imitCe par le trop faible flux de l’objet : par exemple, avec les meilleures dktecteurs infrarouges actuels et un temps d’intkgration de 3 11, la source doit avoir une brillance correspondant & une magnitude dans la bande H, nzH = 16 arcsec-*. Pour un rapport signal sur bruit raisonnable d’environ 10, seule par exemple la composante stellaire d’une vingtaine de noyaux de galaxies proches sera accessible avec la pleine rksolution spatiale Id’un Mescope de 8 m (soit 0,029. Dans le domaine visible, une restriction du m&me ordre s’applique.

En r&urn& alors qu’en imagerie avec correction par optique adaptative la ksolution spatiale est principalement limitte par la brillance et la proximitk de 1’Ctoile de rifkrence utilisCe, en spectrographic indgrale, toujours avec optique adaptative, des compromis avec le champ d&ire ainsi qu’en fonction

TABLEAU I

Projets de spectrographes intkgraux de champ pour I’optique adaptative

A.0:based integral field spectrograph: projects.

TClescope Nom Mise en service Longueur

d’onde ( pm ) R&solution kchantillonnage Mode

$6 m CFHT (PUEO)

3,6 m ES0 Balayage Fabry-PCrot (ADONiS)

3.5 m CALAR ALTO (ALFA)

4,2 m WHT

8 m GEMINI nordfsud

8 m GEMINI nord

8 m GEMINI nord

8 m GEMINI

8mVLT

OASIS

GRAF

3D-SPIFF1

WYFFOS

CMOS

GMOS

NIRS

IRMOS

SINFONI

Juin 97

Juillet 97

Juillet 97- 1998

I999

1999/2000

Phase II

Phase II

Phase II

2001

0,16%24 0,35-l

I-2.2

1-2,4

0,35-l

0,35-I

l-l,5

l-2,4

l-2,4

I-2.4

<4000 0,04”0,3 + RCseau de 20 000 balayage lentilles

Fabry-PCrot

1000~30000 0,05” fentes 1” :K 12”

5 000 0,07’-0,6 Miroir-fibre

< 4 000 0,125”-0,25” RCseau de fibres

< 10 000 0,2” RCseau de (0,l phase II) fibre:;

5 000-25 000 0,OS’ RCseau de miroirs ?

5000-25000 0,I” Reseau de miroirs ?

5000-30000 0.07” Rt%eau de miroirs ?

5 000 0,03”-0,25 Rkseau de miroirs ?

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C. Monnet

de la brillance de l’objet Ctudit! joueront un grand r61e. Avec trois instruments, de sous-types assez diffkrents, qui vont Ctre mis en service durant I’&& 1997, nul doute que ces limitations et performances seront bientk mieux connues. On peut en tout cas en espkrer une amklioration spectaculaire de la connaissance des objets astronomiques compacts, des petits objets du systkme solaire aux galaxies les plus lointaines.

Note remise et acceptke le 16 juin 1997.

Rdfkences bibliographiques

Bacon R., Emsellem E., Monnet G., Nieto J. L., 1994. As6ron. Astrophy., 281, 691. Genzel R., Thatte N., Krabbe A., Tacconi-Garman, L. E., 1996. Astroph.ys. J., 472. 153. Kroker H., Genzel R., Krabbe A., Tacconi-Garman, L. E., Tecza M., Thatte N., 1996. Asfruphys. J.. 463, L55. Pt%ontal E., Adam G., Bacon R., Court&s G., Georgelin Y., Monnet G., 1990. Astron. Asrrophxs., 232, 331. Petitjean P., Pecontal E., Valls-Gabaud D., Charlot S., 1996. Ncdure, 380. 4 I I Rouan D., Field D., Lemaire J. L., Lai O., Pineau des ForCts G., Falgarone E., Deltorn J. M., 1997. MNRAS, 284, 395.

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