Le Shelyak eShel III est un spectrographe Echelle performant de troisième génération, spécialement conçu pour les programmes d’observation astronomique exigeants. Il allie une résolution spectrale élevée à une large gamme spectrale. Cet instrument convient ainsi aux astronomes amateurs à vocation scientifique, aux universités, aux observatoires et aux groupes de recherche qui souhaitent analyser quantitativement les spectres stellaires et étudier les variations temporelles des objets astrophysiques.
Avec une résolution de R = 10 000 dans la gamme spectrale comprise entre environ 370 et 910 nanomètres, l’eShel III couvre une grande partie de l’ultraviolet proche, l’ensemble du spectre visible et une partie de l’infrarouge proche. L’enregistrement simultané de nombreuses raies spectrales en une seule prise de vue est particulièrement intéressant pour l’analyse des atmosphères stellaires, la mesure des vitesses radiales, l’observation des étoiles variables ainsi que l’étude d’objets présentant des raies d’émission.
Le principe Echelle : une haute résolution sur une large gamme spectrale
Les spectrographes à réseau classiques sont souvent confrontés à un conflit d’objectifs inhérent à leur conception : une résolution spectrale élevée, pour une taille de capteur donnée, se fait au détriment de la plage de longueurs d’onde pouvant être captée simultanément. L’eShel III résout ce conflit d’objectifs grâce au procédé Echelle, dans lequel un réseau de diffraction fonctionne à des ordres de diffraction élevés.
La lumière de l’objet observé est injectée dans le spectrographe via une fibre optique, puis dirigée vers le réseau Echelle. Les ordres élevés de diffraction produisent une dispersion spectrale fine. Comme les différents ordres se chevauchent dans leurs plages de longueurs d’onde, un système de dispersion croisée les sépare en outre spatialement les uns des autres. Sur l’eShel III, c’est un prisme qui assure cette fonction.
Il en résulte, sur le capteur de la caméra, non pas une seule bande spectrale continue, mais un spectre Echelle bidimensionnel composé de nombreux ordres spectraux juxtaposés. Le logiciel d’analyse extrait les différents ordres, les calibre et les assemble pour former un spectre exploitable à des fins scientifiques.
L’eShel III utilise notamment les ordres spectraux de 25 à 60. Cela permet de couvrir une plage de longueurs d’onde d’environ 370 à 910 nm.
Conception à couplage par fibre optique pour des conditions de mesure stables
Une caractéristique de conception essentielle de l’eShel III réside dans la séparation entre le système de couplage de la lumière, situé au niveau des télescopes, et le spectrographe proprement dit. La lumière stellaire est transmise au spectrographe via une fibre optique dont le diamètre du cœur est de 50 µm.
Cette configuration offre plusieurs avantages :
- Stabilité thermique : le spectrographe peut être installé dans une salle à température contrôlée. Cela réduit les variations de la géométrie optique dues à la température et favorise la reproductibilité des mesures
- Amélioration des conditions de mesure des vitesses radiales : un environnement instrumental plus stable facilite la comparabilité précise des spectres successifs dans le temps
- Installation flexible : le télescope et le spectrographe ne doivent pas nécessairement être montés l’un à côté de l’autre
- Facilité d’utilisation : l’optique de spectroscopie sensible peut fonctionner indépendamment des conditions mécaniques et thermiques du télescope.
Ce concept s'appuie sur l'expérience du fabricant en matière de spectrographes professionnels à couplage par fibre optique, tels que MUSICOS et Narval. La transmission par fibre optique ne garantit toutefois pas à elle seule une précision donnée en matière de vitesse radiale : celle-ci dépend également du calibrage, de la stabilité de l'échelle de longueurs d'onde, de la configuration de l'instrument et du traitement des données.
Système optique et détecteur
Le module spectrographe de l’eShel III utilise un système optique de Petzval spécialement développé, doté d’une distance focale de 122 millimètres et d’un rapport d’ouverture de f/2,2. Cette optique de caméra reproduit le spectre bidimensionnel généré par le système Echelle sur le capteur de la caméra scientifique. La conception vise à assurer une mise au point aussi homogène que possible des ordres spectraux utilisés.
Pour l’acquisition spectrale, Shelyak recommande une caméra monochrome équipée d’un capteur Sony IMX571, par exemple la ZWO ASI2600MM Pro. Cette caméra n’est pas fournie avec le spectrographe et doit être achetée séparément.
La combinaison de l’optique Echelle et d’un capteur CMOS de grande surface permet l’acquisition simultanée de nombreux ordres spectraux.
Deux versions pour la mise au point
Pour la mise au point de l’image spectrale, le spectrographe est équipé d’un dispositif de mise au point hélicoïdal manuel. Il existe toutefois une variante avec un dispositif de mise au point motorisé de PrimaLuceLab, qui permet une mise au point télécommandée.
Calibrage et alimentation en lumière
Un spectre exploitable à des fins scientifiques nécessite un calibrage fiable des raies spectrales. C’est pourquoi Shelyak propose une unité de calibrage équipée d’une lampe à cathode creuse au thorium-argon (ThAr). Celle-ci peut être acquise en tant qu’accessoire ou sous forme de système complet, directement avec le spectrographe.
Les nombreuses raies d’émission connues de ces lampes servent de référence pour l’association des positions des détecteurs aux longueurs d’onde.
Le système d’étalonnage comprend également une lampe halogène pouvant être utilisée pour des images Flatfield. Ces images facilitent la correction de la distribution de sensibilité et des hétérogénéités instrumentales.
La transmission de la lumière s’effectue via deux fibres optiques d’une longueur de 20 m chacune :
- Fibre d’objet d’un diamètre de cœur de 50 µm : transmet la lumière stellaire collectée par les télescopes vers le spectrographe.
- Fibre d’étalonnage d’un diamètre de cœur de 200 µm : achemine la lumière vers l’unité d’étalonnage.
Au niveau des télescopes, la fibre est raccordée via l’unité d’injection et de guidage de fibre FIGU F/6. Cette unité facilite le couplage précis de l’objet cible dans la fibre d’objet, d’une épaisseur de seulement 50 µm, et permet le suivi de l’objet. La configuration complète du système comprend également l’alimentation haute tension correspondante de la lampe d’étalonnage, les câbles de raccordement et les adaptateurs.
Domaines d’application scientifiques
- Étoiles de type Be et autres objets à raies d’émission : l’étude des raies d’émission, en particulier de la série de Balmer de l’hydrogène, permet de tirer des conclusions sur la matière circumstellaire, les mouvements de gaz et les variations de l’environnement stellaire. L’eShel III est adapté aux observations répétées dans le temps d’étoiles de type Be ainsi que d’étoiles de Wolf-Rayet, de novæ et de jeunes objets stellaires.
- Étoiles variables et spectroscopie à résolution temporelle : l’acquisition répétée de spectres étalonnés permet de détecter les variations des profils et des positions des raies. Les étoiles pulsantes telles que les RR Lyrae présentent un intérêt particulier, car leurs spectres fournissent des informations sur les mouvements atmosphériques et la phase de pulsation.
- Vitesses radiales et recherche sur les exoplanètes : les décalages des raies spectrales par rapport à une référence peuvent être utilisés pour déterminer la vitesse radiale d’une étoile. Cela permet, dans des conditions de mesure appropriées, d’étudier des étoiles doubles à spectrographe et de mener certains programmes de mesure de la vitesse radiale. La précision réelle des mesures dépend essentiellement de la stabilité de l’instrument, du calibrage, du rapport signal/bruit et de la méthode d’analyse.
- Spectres solaires et stellaires : le grand nombre d’ordres spectraux enregistrés simultanément permet l’étude de nombreuses raies d’absorption. Dans des conditions d’analyse appropriées, cela permet d’obtenir des informations sur la température, la composition chimique et les conditions physiques régnant dans les atmosphères stellaires.
- Nébuleuses planétaires, astéroïdes et corps planétaires : dans le cas des nébuleuses planétaires, l’accent est mis sur les raies d’émission et leurs rapports d’intensité. La spectroscopie des astéroïdes et d’autres corps du système solaire peut, quant à elle, fournir des indications sur les propriétés de surface, la lumière solaire réfléchie et les caractéristiques de classification spectrale.
Logiciels et traitement scientifique des données
Pour l’exploitation et l’analyse, Shelyak met à disposition le logiciel Demetra dans une version adaptée à l’eShel. Celui-ci prend en charge le flux de travail, du calibrage au traitement des données spectrales.
Avec les spectrographes Echelle, la réduction des données constitue une partie essentielle du processus de mesure : les différentes raies spectrales doivent être identifiées, extraites, étalonnées en longueur d’onde et, le cas échéant, corrigées en fonction de la sensibilité de l’instrument. Pour des analyses plus approfondies, les spectres obtenus peuvent ensuite être utilisés, par exemple, pour l’étude des profils de raies, des largeurs équivalentes et des décalages Doppler.
À titre de référence supplémentaire, Shelyak mentionne un tutoriel d’analyse pour le logiciel ISIS. Cela offre ainsi, outre le logiciel propriétaire du fabricant, une autre approche pour le traitement des spectres astronomiques.
Le Shelyak eShel III constitue une solution performante pour les utilisateurs qui souhaitent aller au-delà de la simple classification spectrale et enregistrer des spectres reproductibles et exploitables quantitativement. Sa combinaison de la technique Echelle, d’une large gamme de longueurs d’onde, d’un câble à fibre optique et d’un calibrage est particulièrement adaptée aux programmes d’observation exigeants en astrophysique stellaire.
