Le Whoppshel, spectroscope echelle à haute résolution
Par Olivier Garde
Le Whoppshel est né de la demande de nos clients de disposer d’un spectroscope echelle de plus grande résolution que le eShel pour les télescopes de la classe des 1m. Le Whoppshel, avec une résolution R=30000, est particulièrement destiné aux mesures de vitesses radiales. Il est presque 3x plus résolvant que le spectrographe eShel.
Les deux optiques FSQ 106
Les trois prismes composant le cross-disperser
Au premier plan à gauche le réseau principal
Le Whoppshel repose sur quelques principes forts :
- Une architecture optique en pupille blanche, qui permet d’une part de compenser naturellement certains défauts optiques (en passant deux fois symétriquement dans les composants optiques), et d’autre part de conserver une taille d’objectif raisonnable.
- L’utilisation de lunettes Takahashi (FSQ106 F/3,6) pour le collimateur et d’un objectif photo de haut de gamme (Canon 135mm F/2) pour l’objectif. Toutes les contraintes fortes sur l’optique sont ainsi contenues dans des éléments de haute qualité fabriqués en série.
- L’instrument est assemblé sur un banc optique extrêmement rigide.
La dispersion croisée du spectre echelle est obtenue à l’aide de trois prismes tout spécialement réalisés sur mesure pour ce spectrographe.
Chemin optique du Woppshel
Tout comme l’eShel, le Woppshel est un spectroscope à fibre optique. Il utilise la même bonnette d’injection, les mêmes fibres optiques et le même boîtier de calibration que la gamme eShel.
Schéma de principe du Woppshel
La lumière collectée par le télescope est injectée via la fibre optique de 50µm au milieu des deux lunettes Takahashi , un petit miroir renvoie le faisceau dans la première lunette. Le signal est ensuite dispersé par le réseau échelle, puis renvoyé dans les deux lunettes montées symétriquement, ce qui permet d’éliminer les divers aberrations résiduelles de ces deux optiques et faire converger le faisceau.
Le faisceau dispersé passe ensuite dans les trois prismes (cross-disperser) qui séparent les différents ordres. L’objectif photo de 135mm ouvert à f/2 récupère enfin le signal dispersé dans les deux axes pour focaliser le spectre sur le capteur CCD de la caméra.
Caractéristiques
Le Whoppshel dispose d’un pouvoir de résolution d’environ R = 30000 (légèrement variable selon les ordres) et couvre une plage en longueur d’onde allant de 3900 Å à 7600Å.
Ce spectrographe à une longueur de 2,10m et mesure 0,6m dans sa plus grande largeur. Il est installé sur 2 bancs optiques, de 0,9×0,6m et 1,2m x 0,3m assemblés très rigidement ensemble. La masse totale du spectrographe est de 81 kg.
Une structure en profilé Bosch (éléments standards) permet le capotage entier de l’instrument pour le mettre à l’abri des lumières parasite et des poussières.
Pour l’étalonnage des spectres réalisé avec le Whoppshel, on utilise le même boitier que celui dédié à l’eShel. Ce boitier comporte une lampe Halogène pour générer des flats ainsi qu’une lampe spectrale Thorium/Argon comportant un très grand nombre de raies répartis sur l’ensemble des ordres du spectrographe. Le boitier peut être commandé à distance via une interface RS 232.
Voici un exemple d’un spectre brut réalisé avec le Whoppshel :
Pour injecter le flux de lumière en provenance du télescope, le Whoppshel utilise les mêmes bonnettes que le spectro eShel selon le rapport f/d du télescope :
Il est donc nécessaire que le télescope se rapproche des rapports f/d ci-dessus.
l faut bien sur rajouter à l’ensemble, une fibre optique objet de 50 µm, une fibre d’étalonnage de 200 µm, et une caméra d’autoguidage.
Une fibre de 105µm peut également être utilisée afin de réaliser des spectres de cibles plus faible, dans ce cas la résolution du Whoppshel sera réduit de moitié à R=15000 environ.
Livraison et assemblage du spectrographe
Le Whoppshel est livré en pièces détachées à cause de ses dimensions qui ne permettent pas de le transporter monté. (Shelyak peut bien sur assurer le montage et réglage du Whoppshel si nécessaire). Une notice de montage permet d’assembler étape par étape tout le spectrographe.
Comme l’instrument est installé sur un banc optique, l’installation se fait en suivant le faisceau de lumière élément par élément – le montage est un exercice extrêmement pédagogique, particulièrement utile aux étudiants.
Il faut compter environ 2 jours de montage pour tout assembler et régler.
La caméra CCD sur son support et son optique
Mesure de la FWHM du spot avec le logiciel Audelà
La caméra CCD est montée sur son support avec son optique de 135mm, elle servira durant toutes les étapes du montage pour régler la focalisation et l’alignement de chaque élément optique. Cette opération est grandement facilitée du fait que tout les flux de lumières sont à la même hauteur et centré sur la caméra. Grâce au logiciel AudeLA, on peut mesurer la FWHM du spot après chaque élément optique.
La caméra CCD ATIK 460ex est particulièrement recommandée pour ce spectrographe du fait de la largeur de son capteur, de son rendement quantique et du bruit de lecture de 5e-. D’autres caméras CCD peuvent bien sur être utilisées à condition que le capteur puisse couvrir l’ensemble des ordres du spectrographe et également que les ordres puissent se recouper d’un ordre à l’autre. A minima, l’ATIK 460ex répond à ces critères. Si l’on souhaite utiliser une autre caméra, il faut tenir compte de la distance entre l’axe optique de la CCD et le banc optique qui est de 102mm.
Premiers essais : La lumière Solaire
Sans attendre la nuit, on peut faire un premier essai du spectrographe en utilisant la lumière du jour en disposant la fibre optique à l’extérieur. Voici le premier spectre brut obtenu :
Sur cette image, on a identifié quelques raies caractéristiques de la lumière Solaire, comme les raies de Balmer (Hα, Hβ, Hγ, Hδ), le doublet du Sodium (D1, D2) et le triplet du Magnésium.
Les ordres identifiés vont de l’ordre 42 à 87, ce dernier contenant les raies H et K du Calcium.
LHIRES III R=18000 Whoppshel R=30000
Comparaison du spectre Solaire obtenu avec un LHIRES III (à gauche) et par le whoppshel (à droite)
Les raies H et K du Soleil respectivement à 3968,47 Å et 3933,68 Å
Poster du spectre solaire anoté
(cliquer sur l’image pour télécharger le poster)
Premières observations sur les étoiles
Premier essais sur l’étoile Be Zet Tau de magnitude V= 3,03 avec un télescope Richtey-Chretien de 400mm de diamètre : 3 poses de 300s avec la caméra CCD ATIK 460 ex en binning 1×1.
Spectre brut Zet Tau 300s
Spectre 1D Zet Tau 3x300s (Ordre 52 = H alpha)
Ci dessus, un autre essai avec l’étoile Eta Tau, magnitude V=2,87 toujours avec le même télescope de 400mm de diamètre et la comparaison avec le spectrographe eShel R=11000 (courbe en bleu). On constate que le Whoppshel résoud bien mieux les raies telluriques présentes autour de la raie H Alpha que le spectrographe eshel.
Enfin, une observation de P Cyg, magnitude V=4,82, toujours avec le même télescope de 400mm de diamètre. 22 poses de 300 secondes.
Les raies de Balmer (Hα à Hδ)
Détails des raies atmosphèriques sur l’ordre 49 (6900 Å à 7000Å)
