Le Whoppshel en action sur un télescope de 60 cm

Par Olivier Garde

L’observatoire Hubert Reeves à Mars en Ardèche
(Crédit photo : Olivier Garde)

Le spectrographe Whoppshel a été conçu pour des télescopes de la classe de 0,6 à 1m de diamètre (voire au-delà). La résolution R=30000 de cet instrument nécessite en effet un diamètre significatif pour collecter suffisamment de lumière.

On a reçu plusieurs fois la question de la magnitude limite accessible avec ce spectroscope sur un télescope de 60cm ; pour ne pas faire une réponse seulement théorique, il nous fallait faire un essai en vraie grandeur sur un télescope de ce diamètre.

Nous avons eu l’opportunité d’utiliser pendant quelques semaines le premier exemplaire du Whoppshel sur le télescope RC600 de l’observatoire Hubert Reeves en Ardèche.

Nous tenons à remercier la communauté  de communes Valeyrieux, propriétaire du télescope ainsi que le Club d’Astronomie de Mars  (CAM) et son président Daniel Verilhac qui nous ont chaleureusement accueilli, aidé au montage et permis de réaliser ces observations sur un formidable instrument.

L’observatoire Hubert Reeves

Situé sur la commune de Mars en Ardèche à 1.030 m d’altitude, l’observatoire profite d’un horizon dégagé à 360 degrés et d’un ciel d’une grande qualité. Une coupole de 4,50m abrite un télescope Officina Stellare de fabrication Italienne : un Ritchey-Chretien de 600mm de diamètre ouvert à F/8. Il est monté sur une monture équatoriale Allemande direct drive Nova 200 construit par la société Française Alcor System.

 

Le RC600 sur sa monture Nova 200
(Crédit photo : Olivier Garde)

Pour injecter la lumière collectée par le télescope sur la fibre optique de 50µm, nous utilisons une bonnette standard Shelyak Instruments à F/6. Le télescope étant ouvert à F/8, nous utilisons un réducteur de focale Astro-Physics CCDT67 (x 0,67) ramenant la focale native du télescope à F/5.4. Notez que Shelyak Instrument peut dorénavant offrir des bonnettes de guidage avec plusieurs ouvertures, en intégrant un réducteur de focale interne. Il est ainsi possible de disposer de bonnettes à F/6, F/7, F/7.8 et F/9.

La bonnette montée sur le RC600
(Crédit photo : Olivier Garde)

La bonnette est montée avec son réducteur de focale, sur le porte-oculaire du RC600 (2 pouces). Elle permet de réaliser plusieurs tâches :

  • injection du flux de lumière dans la fibre optique « Objet » reliée au spectrographe.
  • Autoguidage sur la cible
  • Réalisation des images de calibration (Flat, lampe spectrale, LED)

Assemblage du Whoppshel

Le whoppshel est un spectrographe echelle monté sur un banc optique de 2,10m de long et 0,6m dans sa plus grande largeur. La masse totale est d’environ 80 kg.

Assemblage du châssis des bancs optiques
(Crédit photo : Daniel Verilhac)

Le whoppshel en cours de montage
(Crédit photo : Olivier Garde)

Les divers modules pré-assemblés du spectrographe sont fixés sur le banc optique : le support d’injection de fibre optique, le miroir de renvoi à 90 degrés, les 2 lunettes FSQ-106 Takahashi, le module réseau, le cross-disperseur (prismes) et la caméra CCD avec son objectif. La constitution détaillée de l’instrument avait été décrite dans cet article.

Le cross-disperseur et la caméra CCD
(Crédit photo : Daniel Verilhac)

Le module de dispersion croisée (« cross-disperser » en anglais), qui sépare les différents ordres, est constitué de 3 prismes réalisés sur mesure. Ils sont disposés de manière précise sur un support qui est fixé sur le banc optique du spectrographe à la sortie de la deuxième lunette FSQ-106. La caméra CCD est équipée d’une optique de 135mm ouvert à F/2.

Le Whoppshel une fois assemblé
(Crédit photo : Olivier Garde)

Un capotage métallique noir vient recouvrir l’ensemble du spectrographe pour le protéger des lumières parasites et de la poussière. L’ensemble est très stable mécaniquement, mais il est préférable que la pièce soit également stable en température durant l’acquisition des spectres si l’on désire mesurer des vitesses radiales précises.

Les résultats

Nous avons testé le spectrographe durant plusieurs nuits grâce à la présence régulière de Daniel Verilhac à l’observatoire. Il a pu produire plusieurs dizaines de spectres d’étoiles malgré une météo pas toujours favorable. Bien souvent il aurait été utile de poser plus longtemps sur certaines cibles pour améliorer le rapport signal/bruit du spectre, mais le passage de nuages durant les périodes d’observations nous en a empêché. Petit tour d’horizon des observations réalisées sur diverses étoiles ayant des intérêts astrophysiques variés…

HD 123299

La première cible fût l’étoile HD 123299 (Alpha Dra) de magnitude V=3,68. Elle nous a permis de calculer la réponse instrumentale du spectrographe en comparant son profil spectral avec un spectre théorique de la base Pickles. C’est un profil de type AOIII et l’on a réalisé 5 poses unitaires de 600s avec une caméra ATIK 460ex en binning 1×1 et refroidis à -1°C (la température ambiante de la pièce ne nous a pas permis de refroidir plus).

Le graphe ci-dessous montre le spectre corrigé de la réponse instrumentale calculé à partir de cette étoile (Alpha Dra). En bleue, la courbe obtenue avec le Whoppshel, en rouge, la courbe de la base Pickles d’une étoile de  type A0III.

11 Cyg

Voici le spectre de l’étoile 11 Cyg, une étoile Be de magnitude V=6,03. Ici l’on a réalisé 5 poses de 900s dont certaines avec des passages de nuages. Les graphes ci-dessous, montrent le profil des raies de l’hydrogène de H Alpha (6562,8 Å) à H Epsilon (3970,07 Å).

11 Cyg
H Alpha (6562,8 Å)

11 Cyg
H Beta (4861,32 Å)

11 Cyg
H Gamma (4340,46 Å)

11 Cyg
H Delta (4101,73 Å)

11 Cyg
H Epsilon (3970,07 Å)

Chi Dra

Autre sujet d’observation « à la mode » : les étoiles chromosphériques. Il s’agit de voir d’éventuelles émissions dans les raies H & K du Calcium (CAII). Ce spectre de Chi Dra (mag. V=3,58) montre que le Whoppshel est capable d’aller aussi loin dans le proche UV.

Le spectre de Chi Dra (mag. V=3,58) centré sur les raies H et K du Calcium II respectivement à 3968,47 Å et 3933,66 Å. 
8 poses de 600s (ATIK 460ex en binning 1×1)

WR 140

Les étoiles de Wolf-Rayet (WR) montrent de larges raies d’émission, bien visibles dans ce spectre de WR140, de magnitude V=6,85. 3 poses de 1200s, soit exactement une heure de pose. Et quand on « zoom » dans chacune des raies, que de détails on peut observer !

Spectre de WR 140

Détails du spectre de WR 140 (entre 4500 et 5000 Å)

HD 191378

La magnitude limite accessible avec cet instrument dépend bien entendu du temps de pose total, ainsi que du rapport Signal / Bruit (SNR) recherché. Nous nous sommes limité pendant cette campagne à des durée d’observations de l’ordre d’une heure. L’étoile la plus faible que nous ayons observé est HD 191378, une étoile Be de magnitude V=8,99 avec seulement 4 poses de 1200s (soit 1h20). On voit que le spectre est bruité dans le bleu… mais tout de même : magnitude 9 avec une résolution de R=30.000 !

HD 191378 H Alpha

HD 191378 H Gamma

HD 191378 H Beta

HD 191378 H Delta

De nombreux autres spectres ont été produits, dont plusieurs spectres d’étoiles Be que vous pouvez télécharger depuis la base de données Bess. (sélectionnez l’instrument RC600-WhoppShel-ATIK 460EX).

Quelques chiffres

Voici le résultat de calcul fourni par ISIS (version 5.9.3) pour chaque ordre sur le spectre de l’étoile 11 Cyg. L’ordre 47 est le premier ordre dans le rouge, et l’ordre 86 est le dernier dans le bleu. Le RMS de calibration est excellent avec des valeurs moyennes de l’ordre de 0,003 Å.

Ordre #47 : RMS = .0611 – Nb. raies = 9   FWHM = 8.09 – Dispersion = .062 A/pixel – R = 14420.5
Ordre #48 : RMS = .0677 – Nb. raies = 7   FWHM = 9.28 – Dispersion = .061 A/pixel – R = 12516.9
Ordre #49 : RMS = .0015 – Nb. raies = 8   FWHM = 7.38 – Dispersion = .061 A/pixel – R = 15567.5
Ordre #50 : RMS = .0073 – Nb. raies = 8   FWHM = 6.41 – Dispersion = .059 A/pixel – R = 18013.3
Ordre #51 : RMS = .0032 – Nb. raies = 11 FWHM = 5.69 – Dispersion = .058 A/pixel – R = 20194.3
Ordre #52 : RMS = .0032 – Nb. raies = 11 FWHM = 5.20 – Dispersion = .057 A/pixel – R = 22349.0
Ordre #53 : RMS = .0042 – Nb. raies = 12 FWHM = 4.59 – Dispersion = .057 A/pixel – R = 24868.4
Ordre #54 : RMS = .0017 – Nb. raies = 10 FWHM = 4.23 – Dispersion = .055 A/pixel – R = 27028.2
Ordre #55 : RMS = .0021 – Nb. raies = 15 FWHM = 4.01 – Dispersion = .054 A/pixel – R = 28723.9
Ordre #56 : RMS = .0007 – Nb. raies = 10 FWHM = 3.91 – Dispersion = .053 A/pixel – R = 29480.5
Ordre #57 : RMS = .0018 – Nb. raies = 13 FWHM = 3.86 – Dispersion = .052 A/pixel – R = 29763.2
Ordre #58 : RMS = .0024 – Nb. raies = 12 FWHM = 3.85 – Dispersion = .051 A/pixel – R = 29776.6
Ordre #59 : RMS = .0025 – Nb. raies = 12 FWHM = 3.85 – Dispersion = .051 A/pixel – R = 29763.7
Ordre #60 : RMS = .0016 – Nb. raies = 12 FWHM = 3.94 – Dispersion = .049 A/pixel – R = 29543.1
Ordre #61 : RMS = .0020 – Nb. raies = 14 FWHM = 3.93 – Dispersion = .049 A/pixel – R = 29312.2
Ordre #62 : RMS = .0029 – Nb. raies = 13 FWHM = 3.94 – Dispersion = .048 A/pixel – R = 29158.7
Ordre #63 : RMS = .0072 – Nb. raies = 16 FWHM = 4.19 – Dispersion = .047 A/pixel – R = 27528.6
Ordre #64 : RMS = .0054 – Nb. raies = 11 FWHM = 4.17 – Dispersion = .046 A/pixel – R = 27744.9
Ordre #65 : RMS = .0045 – Nb. raies = 12 FWHM = 4.23 – Dispersion = .046 A/pixel – R = 27077.1
Ordre #66 : RMS = .0029 – Nb. raies = 14 FWHM = 4.36 – Dispersion = .045 A/pixel – R = 26441.2
Ordre #67 : RMS = .0034 – Nb. raies = 13 FWHM = 4.38 – Dispersion = .044 A/pixel – R = 26347.2
Ordre #68 : RMS = .0218 – Nb. raies = 13 FWHM = 3.82 – Dispersion = .044 A/pixel – R = 29917.4
Ordre #69 : RMS = .0006 – Nb. raies = 8   FWHM = 4.47 – Dispersion = .043 A/pixel – R = 25935.4
Ordre #70 : RMS = .0018 – Nb. raies = 9   FWHM = 4.40 – Dispersion = .043 A/pixel – R = 25955.4
Ordre #71 : RMS = .0026 – Nb. raies = 10 FWHM = 4.26 – Dispersion = .042 A/pixel – R = 26941.9
Ordre #72 : RMS = .0007 – Nb. raies = 11 FWHM = 4.18 – Dispersion = .042 A/pixel – R = 27238.5
Ordre #73 : RMS = .0018 – Nb. raies = 12 FWHM = 4.23 – Dispersion = .040 A/pixel – R = 27543.4
Ordre #74 : RMS = .0055 – Nb. raies = 10 FWHM = 4.39 – Dispersion = .040 A/pixel – R = 26419.2
Ordre #75 : RMS = .0016 – Nb. raies = 11 FWHM = 4.18 – Dispersion = .039 A/pixel – R = 27715.6
Ordre #76 : RMS = .0011 – Nb. raies = 9   FWHM = 3.83 – Dispersion = .039 A/pixel – R = 29945.7
Ordre #77 : RMS = .0012 – Nb. raies = 10 FWHM = 4.01 – Dispersion = .038 A/pixel – R = 28923.0
Ordre #78 : RMS = .0021 – Nb. raies = 13 FWHM = 4.06 – Dispersion = .038 A/pixel – R = 28466.2
Ordre #79 : RMS = .0024 – Nb. raies = 12 FWHM = 4.27 – Dispersion = .037 A/pixel – R = 27137.1
Ordre #80 : RMS = .0034 – Nb. raies = 11 FWHM = 3.84 – Dispersion = .037 A/pixel – R = 29738.4
Ordre #81 : RMS = .0018 – Nb. raies = 11 FWHM = 3.73 – Dispersion = .036 A/pixel – R = 31107.6
Ordre #82 : RMS = .0036 – Nb. raies = 9  FWHM = 4.07 – Dispersion = .035 A/pixel – R = 29097.0
Ordre #83 : RMS = .0210 – Nb. raies = 9  FWHM = 3.51 – Dispersion = .036 A/pixel – R = 32916.2
Ordre #84 : RMS = .0958 – Nb. raies = 10 FWHM = 3.34 – Dispersion = .035 A/pixel – R = 34570.3
Ordre #85 : RMS = .0317 – Nb. raies = 10 FWHM = 3.02 – Dispersion = .035 A/pixel – R = 37907.5
Ordre #86 : RMS = .1350 – Nb. raies = 11 FWHM = 3.43 – Dispersion = .034 A/pixel – R = 33108.4

Conclusion

Cette campagne d’observation menée dans un bel observatoire, sur un instrument de grande qualité, mais avec une météo un peu ingrate nous a permis de confirmer les performances du Whoppshel en conditions réelles – avec des temps de pose de l’ordre d’une heure :
– un télescope de 60 cm permet d’obtenir des spectres de résolution avoisinant les 30 000 de 3900 Å à 7600 Å.
– Sans être dans des conditions météo optimales et avec une fibre objet de 50 microns, on peut observer des objets jusqu’à la magnitude 9.
– Le potentiel de ce même instrument avec une fibre de 105 microns – au prix d’une résolution moindre, de 15 000 – est vaste.

Au moment d’écrire ces lignes, nous venons d’apprendre que le Prix Nobel de Physique 2019 a été attribué (entre autres) à deux chercheurs suisses, Michel Mayor et Didier Queloz, pour leur découverte de la première exoplanète 51 peg b. Cette découverte a été faite en 1995 à l’observatoire de Haute Provence, où nous organisons chaque année une Spectro Star Party.  C’est pour nous une grande émotion : ce sont des personnes qui sont des modèles à nos yeux, c’est un lieu et un instrument familier, et en nous consacrant à la spectroscopie astronomique, nous travaillons à la suite de ces chercheurs à mieux comprendre l’Univers qui nous entoure.

Et vous savez quoi ? Le Whoppshel est un merveilleux outil pour explorer le monde des exoplanètes !