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Spectrographie. stellaire. diurne. Phm - Observatoire de Lyon – Université Lyon 1. II – Cycles des acquisitions spectrales. Ateliers 2011-12. Observations diurnes. En journée, un astre peut être vu à l’œil nu sur le fond du ciel, à condition qu’il soit suffisamment brillant.

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phm observatoire de lyon universit lyon 1

Spectrographie

stellaire

diurne

Phm - Observatoire de Lyon – Université Lyon 1

II – Cycles des acquisitions spectrales

Ateliers

2011-12

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Observations diurnes

En journée, un astre peut être vu à l’œil nu sur le fond du ciel, à condition qu’il soit suffisamment brillant.

Ex. : Vénus vers son maximum de brillance (magnitude -4) avec un ciel pur (non brumeux et nuageux)

Difficulté : pour trouver l’objet, il faut viser exactement sa position.

Un télescope (ou lunette) n’augmente pas la brillance du ciel, car c’est un objet étendu.

Par contre, une étoile, objet ponctuel, paraîtra plus brillante.

L’objet sera visible, si sa magnitude devient plus grande que celle du fond de ciel.

Voir article CahierClairaut no 75 Automne 1996 p. 42-

Spectrographie diurne des étoiles - (2011/12/16)

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Observations diurnes

Par ciel dégagé, à Lyon, on voit très bien les étoiles de magnitudes 0 et même 1 : Véga, Sirius, Arcturus, etc.

  • L’image peut être perdue si :
  • l’agitation atmosphérique devient trop forte et détruit l’image qui s’étale
  • le fond du ciel augmente par la formation de brumes.

Recherche des étoiles brillantes :

Catalogue Bright Stars

Spectrographie diurne des étoiles - (2011/12/16)

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Observations diurnes

Quelques étoiles brillantes facilement observables.

Toutes ces étoiles sont visibles, si l’instrument est bien pointé, même avec une petite lunette de 100 mm de diamètre d’entrée.

HR Name RAJ2000 DEJ2000 Vmag SpType

"h:m:s" "d:m:s" mag

1457 87Alp Tau Aldebaran 04 35 55.2 +16 30 33 0.85 K5+III

1708 13Alp Aur Capella 05 16 41.4 +45 59 53 0.08 G5IIIe+G0III

1713 19Bet Ori Rigel 05 14 32.3 -08 12 06 0.12 B8Ia

2061 58Alp Ori Beltegeuse 05 55 10.3 +07 24 25 0.5 M1-2Ia-Iab

2491 9Alp CMa Sirius 06 45 08.9 -16 42 58 -1.46 A1Vm

2943 10Alp CMi Procyon 07 39 18.1 +05 13 30 0.38 F5IV-V

2990 78Bet Gem Pollux 07 45 18.9 +28 01 34 1.14 K0IIIb

3982 32Alp Leo Regulus 10 08 22.3 +11 58 02 1.35 B7V

5056 67Alp Vir Spica 13 25 11.6 -11 09 41 0.98 B1III-IV+B2V

5340 16Alp Boo Arcturus 14 15 39.7 +19 10 57 -0.04 K1.5IIIFe-0.5

6134 21Alp Sco Antares 16 29 24.4 -26 25 55 0.96 M1.5Iab-Ib+B4Ve

7001 3Alp Lyr Vega 18 36 56.3 +38 47 01 0.03 A0Va

7557 53Alp Aql Altaïr 19 50 47.0 +08 52 06 0.77 A7V

7924 50Alp Cyg Deneb 20 41 25.9 +45 16 49 1.25 A2Ia

8728 24Alp PsA Fomalhaut 22 57 39.1 -29 37 20 1.16 A3V

Spectrographie diurne des étoiles - (2011/12/16)

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Obs. 29/11/2011

Observations diurnes

L’étoile visible est mise sur la fente du spectrographe.

Le spectre obtenu comporte le spectre de l’étoile et le spectre du ciel superposés.

La largeur du spectre de l’étoile provient de l’agitation atmosphérique (ou de la focalisation).

Pour ôter le spectre du ciel (soleil) il faut faire un spectre sans l’étoile, dans les mêmes conditions :

- Ciel identique (juste à côté)

- Même réglage, temps de pose, position réseau, etc.

Remarque : entre les deux images, le ciel peut changer, ce qui est très gênant.

Et pour enlever le signal d’offset et de noir, une ou des poses obturateur fermé.

Spectrographie diurne des étoiles - (2011/12/16)

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Le signal enregistré avec une caméra CCD dans une image spectrale comporte trois parties qui s’additionnent :

1 – l’intensité de l’objet astronomique convertit en valeur

2 – un signal due à l’électronique de chaque pixel par suite des fuites et imperfections du matériau

La valeur de ce signal

- augmente linéairement avec le temps de pose

- décroît rapidement avec la température du CCD

3 – une valeur de base ou offset (bias), toujours la même, due au réglage de l’électronique de conversion du signal analogique digital.

Spectrographie diurne des étoiles - (2011/12/16)

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Il faudra donc mesurer ces trois parties :

- l’offset seul en faisant des poses de durée nulle.

- Le signal de noir avec l’offset avec des temps de pose identiques à ceux fait avec la lumière de l’objet astronomique

- Le signal de l’objet auquel s’ajoute le noir et l’offset.

Le traitement des images spectrales, permettra d’éliminer les parties non astronomiques des images.

Sur les 4 millions de pixels du CCD, certains sont défectueux et prennent rapidement de fortes valeurs, même sous lumière faible (pixels chauds ou bruyants).

Aux temps de poses important ils sont saturés.

Le traitement devra aussi éliminer ces points.

Spectrographie diurne des étoiles - (2011/12/16)

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Le spectre du Soleil est presque un lampe étalon de laboratoire

Il n’y a pratiquement pas de vitesse radiale Terre-Soleil

Au moment, où la distance radiale Terre-Soleil varie le plus vite, sa valeur absolue atteint 0.5 km/s.

Ce qui en dessous de la précision obtenue avec le matériel utilisé.

Mais on peut en tenir compte par une correction.

Spectrographie diurne des étoiles - (2011/12/16)

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Sachant qu’avec une petite lunette, on voit les étoiles en plein jour

Pourquoi ne pas en faire le spectre

Il faudra aussi ne pas oublier de faire attention :

- aux limites en précision et résolution

- à la précision des longueurs d’onde

- à l’identification des raies

- au piège des raies non résolues (blend)

Spectrographie diurne des étoiles - (2011/12/16)

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Séquence d’observations

1 - Installer le spectrographe-CCD réglé sur le télescope

Il est conseillé d’orienter le spectrographe de façon que la fente soit parallèle au déplacement alpha.

Ceci permet un léger balayage pendant la pose afin d’élargir le spectre pour faciliter le traitement ultérieur.

2 - Branchements :

- Alimentation CCD

- CCD – PC par câble USB

Ici on ne se sert pas de la lampe néon d’étalonnage

3 - Pointage

Amener l’étoile sur la fente du spectrographe et faire la mise au point

3 - Mise en route

Mise en route du CCD, alimentation ON

Lancement du programme d’acquisition

Mise en refroidissement à partir de la fenêtre « Cooling » (15 à 20° en dessous de la température ambiante).

Spectrographie diurne des étoiles - (2011/12/16)

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Séquence d’observations

Choisir la zone spectrale à l’aide de l’indication du palmer

L’étalonnage longueurs d’onde – position palmer, diffère un peu d’un appareil à l’autre

Par exemple avec spectrographe du SDC de l’Observatoire de Lyon on peut utiliser la formule donnant approximativement la longueur d’onde au centre du spectre :

l central = 324.12 xpalmer +246.8

Doublet Na I 17.42

Triplet du Mg 15.2

Doublet Ca II 11.45

Hb

14.24

Ne plus toucher au palmer durant la séquence de prise de spectres !

Spectrographie diurne des étoiles - (2011/12/16)

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Séquence d’observations

Chaque spectre reconnu valable doit être sauvé par l’ordre « Save » ou « Enregistrer sous »

  • Faire 3 ou 4 offsets
  • Rechercher sur le spectre ciel le temps de pose qui ne fait pas dépasser 12000
  • Avec ce temps de pose faire 4 fichiers noirs
  • Alterner fichier ciel –fichier ciel avec étoile (au moins 4 fois)
  • Faire 2 ou 4 noirs
  • Faire 3 ou 4 offsets

Tenir un cahier de bord des observations

Nomenclature possible des noms de sauvegarde :

Fxxx_ttttt_PPPP_STTT_observation.FIT

xxx : num observation 1, 2…

ttttt : temps de pose en 100ème s

PPPP : position palmer (en 100ème)

STTT : temp. signe + ou – et en 10ème

observation : offset, noir, ciel, ciel+etoile, etalonnage, etc

Spectrographie diurne des étoiles - (2011/12/16)

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Séquence d’observations

Arrêt

  • Arrêter le refroidissement
  • Lorsque la température est remontée ou presque arrêter l’alimentation du CCD
  • Ranger les affaires et le télescope
  • Passer à la phase de traitement

Spectrographie diurne des étoiles - (2011/12/16)

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FIN

Spectrographie diurne des étoiles - (2011/12/16)

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Observations diurnes

Quelques étoiles brillantes facilement observables.

Toutes ces étoiles sont visibles, si l’on est bien pointé, avec une petite lunette de 100 mm de diamètre d’entrée.

HR Name RAJ2000 DEJ2000 Vmag SpType Périodes d'observation

"h:m:s" "d:m:s" mag

1457 87Alp Tau Aldebaran 04 35 55.2 +16 30 33 0.85 K5+III fin août - début sept. fin février - début mars

1708 13Alp Aur Capella 05 16 41.4 +45 59 53 0.08 G5IIIe+G0III mi septembre mi mars

1713 19Bet Ori Rigel 05 14 32.3 -08 12 06 0.12 B8Ia:

2061 58Alp Ori Beltegeuse 05 55 10.3 +07 24 25 0.5 M1-2Ia-Iab 2ème part. sept. mi mars

2491 9Alp CMa Sirius 06 45 08.9 -16 42 58 -1.46 A1Vm début octobre début avril

2943 10Alp CMi Procyon 07 39 18.1 +05 13 30 0.38 F5IV-V début novembre mi avril

2990 78Bet Gem Pollux 07 45 18.9 +28 01 34 1.14 K0IIIb début novembre mi avril

3982 32Alp Leo Regulus 10 08 22.3 +11 58 02 1.35 B7V mi décembre mi mai

5056 67Alp Vir Spica 13 25 11.6 -11 09 41 0.98 B1III-IV+B2V mi janvier mi juillet

5340 16Alp Boo Arcturus 14 15 39.7 +19 10 57 -0.04 K1.5IIIFe-0.5 mi janvier mi juillet

6134 21Alp Sco Antares 16 29 24.4 -26 25 55 0.96 M1.5Iab-Ib+B4Ve fin fév.r - début mars fin août - début sept.

7001 3Alp Lyr Vega 18 36 56.3 +38 47 01 0.03 A0Va

7557 53Alp Aql Altaïr 19 50 47.0 +08 52 06 0.77 A7V 2ème part. avril mi octobre

7924 50Alp Cyg Deneb 20 41 25.9 +45 16 49 1.25 A2Ia

8728 24Alp PsA Fomalhaut 22 57 39.1 -29 37 20 1.16 A3V 2ème part. mai 2ème part. nov.

Spectrographie diurne des étoiles - (2011/12/16)