Australia Telescope National Facility
Comment fonctionne un spectrographe ?
Un spectrographe est un instrument utilisé pour obtenir et enregistrer un spectre astronomique. Le spectrographe divise ou disperse la lumière d’un objet en ses longueurs d’onde composantes afin qu’elle puisse être enregistrée puis analysée. Ces étapes sont discutées plus en détail ci-dessous.
- Dispersion de la lumière
- Structure d’un spectrographe
- Enregistrement d’un spectre
Dispersion de la lumière
La lumière entrant dans un spectrographe peut être divisée ou dispersée en un spectre par l’un des deux moyens suivants, en utilisant un prisme ou un réseau de diffraction. Lorsque Newton a divisé la lumière en un spectre dans les années 1660, il a utilisé un prisme en verre. Les élèves utilisent souvent des prismes en plexiglas provenant de kits de boîtes à rayons pour disperser ou « diviser » la lumière blanche d’une ampoule à incandescence en composantes du spectre. Cet effet est dû au fait que les différentes longueurs d’onde de la lumière ont également des fréquences différentes. Lorsqu’elles traversent un prisme, elles subissent une réfraction, c’est-à-dire un changement de vitesse dû au changement de milieu. Si la lumière tombe sur le prisme à un angle différent de 90°, elle change également de direction. La lumière rouge a une longueur d’onde plus grande que la lumière bleue, son angle de réfraction est donc plus faible, tant à l’entrée qu’à la sortie du prisme. Cela signifie qu’elle est moins déformée. La lumière sortant du prisme est dispersée comme le montre schématiquement le schéma ci-dessous.
La plupart des spectrographes astronomiques utilisent des réseaux de diffraction plutôt que des prismes. Les réseaux de diffraction sont plus efficaces que les prismes qui peuvent absorber une partie de la lumière qui les traverse. Comme chaque photon est précieux lorsqu’on essaie de prendre un spectre à partir d’une source faible, les astronomes n’aiment pas les gaspiller. Un réseau de diffraction comporte des milliers de lignes étroites tracées sur une surface en verre. Il reflète plutôt qu’il ne réfracte la lumière, de sorte qu’aucun photon n’est « perdu ». La réponse d’un réseau est également linéaire, alors qu’un prisme disperse la lumière bleue bien plus que la partie rouge du spectre. Les réseaux peuvent également réfléchir la lumière dans les bandes d’ondes UV, contrairement à un prisme en verre qui est opaque aux UV. Un exemple courant de réseau de diffraction est un CD où les puits codant les informations numériques agissent comme un réseau et dispersent la lumière dans un spectre coloré.
 Crédit : NASA
Dispersion de la lumière d’un réseau de diffraction.
|
 Crédit : CSIRO
Diffraction à partir des puits d’un CD.
|
Structure d’un spectrographe
Le schéma ci-dessous montre les principaux composants d’un spectrographe à fente moderne.
La fente du spectrographe limite la lumière qui entre dans le spectrographe de sorte qu’il agit comme une source ponctuelle de lumière d’une image plus grande. Cela permet à un astronome de prendre un certain nombre de spectres de différentes régions d’une source étendue comme une galaxie ou d’une étoile spécifique dans le champ de vision du télescope. La lumière est ensuite collimatée (rendue parallèle) avant de frapper un réseau de diffraction. Celui-ci disperse la lumière en différentes longueurs d’onde qui peuvent ensuite être focalisées par le miroir d’une caméra dans un détecteur tel qu’un dispositif à couplage de charge (CCD). En faisant tourner le réseau de diffraction, différentes parties du spectre dispersé peuvent être focalisées sur la caméra. La lampe de comparaison est vitale car elle fournit des lignes spectrales de longueur d’onde connue (par exemple le sodium ou le néon) au repos par rapport au spectrographe, ce qui permet de calibrer le spectre de la source distante et de mesurer tout décalage des lignes spectrales.
Enregistrement du spectre
Newton a enregistré le spectre de la lumière solaire en le dessinant. L’essor de la spectroscopie à des fins astronomiques était en partie dû à son lien avec une autre technologie émergente – la photographie. Les spectres astronomiques pouvaient être enregistrés en les photographiant sur des plaques de verre. Cette approche était bien supérieure à celle qui consistait à les observer à travers un oculaire et à essayer de dessiner l’image. Les enregistrements photographiques des spectres pouvaient être stockés pour une analyse ultérieure, copiés pour être distribués ou publiés et les lignes spectrales pouvaient être mesurées par rapport aux lignes spectrales d’une lampe fixe produisant des lignes spectrales de longueur d’onde connue. Ce n’est qu’en observant et en photographiant les spectres de milliers d’étoiles que les astronomes ont pu les classer en classes spectrales et ainsi commencer à comprendre les caractéristiques des étoiles. Les spectres photographiques étaient généralement enregistrés sur des plaques de verre plutôt que sur des films photographiques, car les plaques ne s’étiraient pas. L’image du spectre était normalement présentée en négatif, de sorte que les lignes d’absorption apparaissent comme des lignes blanches sur un fond sombre. L’exemple ci-dessous montre le spectre photographique d’une étoile de référence standard, α Lyrae, provenant de l’Atlas des spectres stellaires de 1943.
La spectroscopie photoélectrique permet d’enregistrer les informations spectrales de manière électronique et numérique plutôt que sur des plaques photographiques. Les dispositifs à couplage de charge ou CCD astronomiques modernes peuvent atteindre une efficacité quantique d’environ 90%, contre environ 1% pour les émulsions photographiques. Cela signifie qu’un CCD peut convertir près de 9 photons incidents sur 10 en informations utiles, contre environ 1 sur 100 pour les films. En utilisant un CCD, un astronome peut donc obtenir un spectre utile beaucoup plus rapidement qu’en utilisant une plaque photographique et peut également obtenir des spectres de sources beaucoup plus faibles. Les CCD ont une réponse plus linéaire dans le temps que les émulsions photographiques qui perdent leur sensibilité avec l’augmentation de l’exposition. Un spectre enregistré sur un CCD peut être lu directement sur un disque d’ordinateur pour être stocké et analysé. La nature numérique de l’information permet un traitement rapide et la correction des contributions atmosphériques au spectre. Les spectres modernes sont donc normalement affichés sous forme de tracés d’intensité relative en fonction de la longueur d’onde, comme cela est illustré ci-dessous pour un spectre stellaire.
Spectroscopie multifibre
La dernière décennie a vu l’essor de la spectroscopie multifibre. Celle-ci implique l’utilisation de fibres optiques pour amener la lumière du plan focal du télescope à un spectrographe. L’un des principaux avantages de cette technique est qu’elle permet d’obtenir plus d’un spectre simultanément, ce qui améliore considérablement l’efficacité du temps d’observation sur un télescope. De nombreuses techniques de spectroscopie multifibre ont été développées à l’Observatoire anglo-australien pour être utilisées sur l’AAT et les télescopes Schmidt britanniques.
Le projet 2dF a révolutionné le domaine émergent de la spectroscopie multifibre en utilisant un robot informatisé pour positionner avec précision 400 prismes minuscules sur une plaque métallique afin que chaque prisme puisse recueillir la lumière d’un objet tel qu’une galaxie ou un quasar. Chaque prisme était relié à une fibre optique qui alimentait un spectrographe. L’instrument 2dF se trouve au sommet de l’AAT et peut prendre les spectres de 400 objets simultanément sur un champ de vision de 2 degrés. Pendant l’observation d’un champ, le robot installe un deuxième ensemble de prismes sur une autre plaque qui peut être retournée en quelques minutes pour commencer à observer un nouveau champ. Ce système incroyablement efficace permet d’obtenir les spectres de milliers d’objets en une seule nuit d’observation.
Deux projets clés, le 2dF Galaxy Redshift Survey et le 2dF QSO Redshift Survey ont fourni l’impulsion scientifique pour la construction de cet instrument multifibre. Ces enquêtes ont produit des données précises sur plus de 250 000 galaxies et 25 000 quasars qui se sont avérées une immense aubaine pour les cosmologistes étudiant la formation et la structure à grande échelle de l’Univers.
Les astronomes et ingénieurs australiens continuent de concevoir, développer et construire de nouveaux dispositifs multifibres pour la dernière génération de télescopes de classe 8-10 m à l’étranger. Un consortium australien composé de l’AAO, de l’ANU et de l’UNSW vient de construire OzPoz, un spectrographe multifibre pour le VLT de l’ESO au Chili. Il développe les techniques utilisées dans 2dF et permet actuellement de recueillir 132 spectres simultanément. De futurs instruments tels qu’Echidna et AAOmega sont actuellement en cours de développement.
La spectroscopie à d’autres bandes d’ondes
La spectroscopie n’est pas seulement l’outil des astronomes optiques. Elle peut être réalisée dans toutes les bandes d’ondes, chacune d’entre elles offrant de nouvelles perspectives sur la structure et les caractéristiques des objets célestes.
La spectroscopie infrarouge permet aux astronomes d’étudier les régions de naissance des étoiles obscurcies à l’astronomie optique par des nuages froids de poussière et de gaz. L’Australie participe activement à l’astronomie infrarouge et a construit des spectrographes infrarouges tels que IRIS 2 pour l’AAT et le télescope de 2,3 m de l’ANU à Siding Spring. La Research School of Astronomy and Astrophysics du Mt Stromlo à Canberra construisait le spectrographe à champ intégral dans l’infrarouge proche (NIFS) pour le télescope Gemini Nord de 8,1 m à Hawaï lorsque le feu a détruit la plupart des installations sur la montagne au début de 2003. Un NIFS de remplacement a maintenant été fabriqué et sera bientôt utilisé sur Gemini.
La spectroscopie à haute énergie dans les régions des rayons X et γ est plus difficile s les instruments doivent résister aux rigueurs d’un lancement de fusée et à l’environnement difficile de l’espace. Comme les photons à haute énergie ont des longueurs d’onde beaucoup plus courtes, les conceptions optiques traditionnelles des spectrographes ne sont pas appropriées ou ne peuvent pas être adaptées. La résolution des spectrographes à haute énergie ne peut pas égaler celle des spectrographes optiques à l’heure actuelle, mais ils nous permettent de mieux comprendre les objets et les événements violents et énergétiques de l’Univers.
Les radioastronomes tirent également des informations spectrales de leurs observations. Les récepteurs utilisés sur les radiotélescopes peuvent capter des milliers de bandes dans une région donnée de la bande radio, tout comme vous pourriez l’obtenir en déplaçant un cadran radio sur plusieurs stations et en mesurant l’intensité du signal reçu. Ces informations fournissent effectivement des détails sur les différentes transitions émises par la matière. Les données spectrales radio peuvent fournir des détails sur la fréquence et la vitesse. Elles peuvent également fournir des informations sur la polarisation du signal, informations qui ne sont normalement pas disponibles dans les spectres visibles. Les améliorations apportées aux récepteurs et aux détecteurs permettent désormais aux astronomes d’effectuer des observations de routine à des longueurs d’onde de l’ordre du millimètre, où l’on trouve une multitude de lignes spectrales provenant de molécules dans l’espace. Des molécules comme l’acide acétique et le formaldéhyde ont été découvertes dans des nuages interstellaires et la recherche de la signature d’acides aminés comme la glycine se poursuit. Les informations les concernant s’avéreront vitales pour les astrobiologistes et les astrochimistes.