SpectrographieHaute-Résolution

Olivier Thizyolivier.thizy@shelyak.com

Stage CCD15 Décembre 2006

-- Centre Astro St Michel --

Le menu...

• C'est quoi un spectre?• Rappels théoriques• Le Lhires III• Quelques projets• Conclusion

C'est quoi un «spectre»?

Objet étalé (ex: Soleil)

Fente

Objet ponctuel (ex: étoile)

2D / 1D ?

➢L'extraction du spectre passe du spectre 2D (image) au spectre 1D (courbe.

➢Une coupe simple ne suffit pas (mauvais rapport signal/bruit)

➢L'extraction optimisée est faite dans la plupart des logiciels (ex: L_OPT dans IRIS)

Résolution ?Basse résolution

(réseau 150 t/mm)

Haute résolution(réseau 2400 t/mm)

➢Comparaison entre un spectre de Véga en basse résolution (150tt/mm) et en haute résolution (2400tt/mm).

➢Basse résolution:➢Forme générale➢Profil de Planck

➢Haute résolution➢Profil de raies(Profil de Voigt...)➢FWHM➢Largeur Equivalente

Lois de Kirchhoff

Un gaz à pression élevé, un liquide ou un solide, s'ils sont chauffés, émettent un rayonnement continu qui contient toutes les couleurs;

Un gaz à basse pression et basse température, s'il est situé entre une source de rayonnement continu et un observateur, absorbe certaines couleurs (spectre de raies en absorption).

Un gaz chaud à basse pression émet un rayonnement uniquement pour certaines couleurs (spectre de raies en émission)

1

2

3

1

2

3

Profil de corps noir

1000 2000 3000 4000 5000 6000 7000 8000 9000 10000

Profil de Plank

Longueur d'onde (angstroms)

Inte

nsité

12.000 K10.000 K

8.000 K5.000 K

1

Spectre électromagnétique...

Informations du profil

➢Loi de Stefan:Intensité = Constante * T4

➢Loi de Wien:λ max * Temperature = Constante

(2900 µm.K)==>Température = Couleur !!!

Domaine Visible= 400-700nm (4000A-7000A)

Diagramme H-R

Raies d'absorption2

• Le spectre stellaire a la forme (continuum) d’un spectre de corps noir

• L’atmosphère, plus froide, absorbe certaines longueurs d’ondes

Raies en émission3

• Les lampes de calibration (ici: lampe de Néon interne au Lhires III) forment des raies en émission.

Exemple de raies en émission• Le spectre d’une

nébuleuse planétaire est en émissionfe

nte

Raies d'absorption/émission

∆Energie = h * ν = h *c / λ

Table des éléments

Intensité relative des éléments

Effet Doppler

λ

λ−

λ+

=c

Eloignementdes galaxies

=décalage

vers le rouge(red shift)

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En résumé...

La lumière venant des étoiles nous renseigne sur:• leur température [profil général]• leur composition et les conditions physiques

d'excitation ou d'ionisation (donc de température) [présence de raies]

• La composition chimique quantitative, la pression, la gravité de l'étoile [intensité des raies]

• Les déplacements [effet Doppler]● Eloignement ou de rapprochement (vitesse radiale)● Rotation● Expansion

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Caractéristiques

Spectrographe de type LittrowHaute Résolution (∆λ/λ de 17000 autour de Hα)Dispersion de 0.01nm (caméra de 9µm)Optimisé pour un instrument ouvert à f/10Adaptable à tout type d'instrumentsAdaptation à différents types de détecteurs: caméras CCD,

Appareil Photographiques Numériques, webcam...Fente réfléchissante pour un guidage précisCompact (250mm x 200mm x 83mm) et léger (1.6kg)Supports et réseaux complémentaires en option

pour adapter la résolution à son projetVisuel sur le Soleil pour des animationsUtilisable en spectro-héliographie

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Le Lhires III

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Acquisition des spectres

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Traitement des spectres 2D

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Traitement et analysedes spectres 1D

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Ordres de grandeurs• 1 Å = 0,1 nm = 50km/sec• Spectre visible: 3000-7000 Å (300-700 nm)• Sensibilité des CCD: 3000-9000 Å

Selon vos observations,il faudra trouver le bon compromis entre

Résolution, Champ spectral, Magnitude limite,Rapport Signal/bruit et Temps de pose

Réseau utilisé – Lhires III – t/mm2400 1200 600 300 1500,1 0,3 0,7 1,5 3,0

km/s 5 17 35 75 150Pouvoir de résolution 17000 6000 2700 1300 600Champ Ǻ 85 250 550 1100 2300Magnitude limite 5 6 7 8 9

Dispersion (Hα) Ǻ/pix

Calculs théor. (ETCL): T200mm, Lhires III (fente 30µm), KAF0400, 1 h de pose, S/B=100

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Quelques projets...

1 - Observation du spectre du soleil en visuel2 - Spectro-Héliographie3 - Spectres stellaires: Classification4 - Spectres stellaires: Profils de raies5 - Novae: vitesse d'éjection de l'enveloppe6 - Vitesses radiales7 - Vitesse de la terre... et masse du soleil !8 - Rotation des planètes Jupiter et Saturne9 - Binaires spectroscopiques10 - Rotations stellaires - V.sin (i)11 - Etoiles Be (collaboration pros-amateurs)

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1 - Observation visuelle du spectre solaire

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2 - Spectro-Héliographie

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3 – Spectres stellaires: Classification

C8 – Lhires III (150tt/mm) – EOS 300D – Poses de 30 sec – Sans ordinateur !

Oh-Be-A-Fine-Girl-Kiss-Me

A0

Be

M5

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4 – Spectres stellaires: Profils de raies

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5 – Novae: vitesse d'éjectionde l'enveloppe

2500 km/s

50 Å

Nova: V4743 Sgr

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6 – Vitesses radiales d'étoiles

Spectres comparés de SAO104807, Altair, et SAO112958

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7 – Vitesse de la Terre... Masse du Soleil

Soleil

Terre

Terre

En janvier...

En juillet...

V = 30 km/s(+6 pixels)

a

T 2= 42G m1m2

a3

m2

m1

V = 30 km/s(-6 pixels)

T=2 aV

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8 – Rotation de Jupiter et Saturne

Cas de Saturne:Décalage = 7 pixels = 8,8 km/sPériode de 10,6 h >> Rayon = 107511 km>> Distance de la terre !Par les anneaux... Masse !>> Densité !

... et on prouve que les anneaux ne tournent pas de manière solide !

=c

T 2= 42G m1m2

a3

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9 – Binaires spectroscopiques

57 Cyg(C. Buil)

Beta Auriga2 spectresà 72h d'intervalle

Par la troisième loi de Kepler,on peut facilement remonterau rapport de massedes deux étoiles !

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10 – Rotation stellaire: V.sin(i)

v.sin(i) = 330km/s

v.sin(i) = 0km/s

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11 – Etoiles Be (programme Corot !)

Collaboration Amateurs - Professionnels

Magnétisme, ouPulsations ?

Vos mesures permettront de trancher !

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Envie d'aller plus loin?

- S'inscrire sur la liste de distribution Spectro-L- Participer à des stages, des rencontres...- Se rapprocher de clubs qui ont fait le choix de la spectro- Manipuler les logiciels & tutoriaux- Me contacter: olivier.thizy@shelyak.com !!!

Les deux conditions essentielles pour bien démarrer

Maîtriser son télescopeMaîtriser les bases de l'imagerie numérique

http://www.shelyak.com

Quelques liens utilesGroupe ARAS: http://www.astrosurf.com/aras/

Liste Spectro-L: http://groups.yahoo.com/group/spectro-l/

Site Iris: http://www.astrosurf.org/buil/

Iris / SPIris: http://www.astrosurf.org/buil/us/iris/iris.htm

VisualSpec: http://astrosurf.com/vdesnoux/

Audela: http://www.astrosurf.com/aude/

Prism: http://www.astroccd.com/prism/fr/

BeSS: ... Bientôt en ligne !

Projet Corot: http:/www.astrosurf.org/buil/corot/data.htm

CDS Strasbourg http://http://cdsweb.u-strasbg.fr/

ADS (articles) http://http://adsabs.harvard.edu/abstract_service.html

Quelques livres utilesAstronomie Astrophysique – Introduction. Agnès Acker, édition Dunod (4è édition)Excellent livre de cours avec des projets toutes les pages! Un must!!!

Stars and their spectra; James B Kaler, édition Cambridge [anglais]Un très bon livre qui parcours le diagramme HR en présentant les caractéristiquesspectrales. A avoir dans sa bibliothèque si vous lisez l'anglais!!!

Astronomie Méthodes et Calculs (exercices corrigés); Agnès Ackeret Carlos Jaschek, édition Masson (3è édition).

Merci !