MISE EN ŒUVRE D'UN SPECTROSCOPE
POUR L'ANALYSE DU SPECTRE D'UNE ETOILE
Lycée André Maurois,10 boulevard Cornuché 14800 DEAUVILLE.

 

Professeur : M. Marie (professeur de Physique-Chimie), président régional de l'UDP.
M Cavaroz
Elèves : Guérin Benjamin, Pupin Hugo, Thiébaut Florent, élèves de Terminale S.

Partenaires : Ets. ELDIM, spécialisée en optique (Hérouville St Clair).
 Mathieu Luet, collaborateur Ets. ELDIM, ingénieur sup-optique.
Bernard Chéron, professeur retraité de physique à l'université de Caen.
 René Cavaroz, membre de la Commission Soleil de la Société Astronomique de France.

Présentation du sujet :

La spectroscopie stellaire est une science vieille de près de 200 ans qui consiste à analyser les radiations lumineuses émises par les étoiles. Cette technique permet bon nombre de déterminations et notamment dans le cas nous concernant, définir la composition chimique des atmosphères stellaires. En effet, à chaque élément chimique correspondent plusieurs longueurs d'ondes caractérisées sous forme de raies d'absorption (raies noires) plus ou moins importantes sur le spectre continu de l'étoile observée Ainsi, lors de l'analyse du spectre d'une étoile, la présence d'une de ces raies permet d'établir l'élément chimique correspondant par identification des longueurs d'onde.
Par exemple, l'Hydrogène, élément essentiel des atmosphères stellaires, est caractérisé par un spectre dont une des principales raies, appelée Ha, a pour longueur d'onde ?=656.3 nm.

Projet :

Le but que nous nous sommes fixé a été de mettre en œuvre un spectroscope à partir d'un simple monochromateur datant des années 1960, cédé par le laboratoire CIRIL (Caen) et d'y associer une caméra CCD afin de traiter numériquement les données.
L'élément principal du spectroscope est un réseau échelettes plan qui disperse la lumière à analyser. Dans un premier temps, nous avons déterminé son nombre de traits par unité de longueur.

Nous avons ensuite assemblé les différents éléments du dispositif (miroirs, réseau, caméra CCD, fente d'entrée) et procédé aux réglages (alignement, focalisation). La lumière collectée avec une petite lunette ou un télescope est injectée dans le spectroscope au moyen d'un faisceau de fibres optiques dont la face d'entrée est circulaire (Ø= 3 mm). La face de sortie rectangulaire est diaphragmée et constitue la fente d'entrée du spectroscope (largeur 0.1 mm, hauteur 10 mm°. Nous avons aussi expérimenté une fibre optique unique de type silice/silicone, de diamètre de cœur 0.6 mm et dont la sortie est également diaphragmée par une fente de largeur 0.1 mm.
La résolution du dispositif, imposée par la largeur de la fente d'entrée est de 0.2 nm au voisinage de 600 nm et l'étendue spectrale d'analyse imposée par la taille horizontale du capteur CCD est de 26 nm pour chaque acquisition. On peut choisir la longueur d'onde moyenne d'analyse dans tout le domaine visible grâce à un palmer gradué qui commande la rotation du réseau. L'étalonnage (relation entre longueur d'onde moyenne et valeur du palmer) a été effectué grâce à des raies de référence fournies par des lampes à vapeur de mercure et de sodium.
Nous avons ainsi identifié dans le spectre solaire les raies de l'hydrogène, du sodium, du magnésium et du nickel. Nous avons bien évidemment retrouvé ces éléments sur le spectre de la lumière diffusée par la Lune. (En phase de pleine Lune, le flux lumineux, comparé au flux solaire direct, est réduit par un facteur voisin de 3000000). Nous avons enfin tenté de retrouver certains de ces éléments dans le spectre de l'étoile Sirius, en associant à notre spectroscope un télescope MEADE LX90 (Ø= 20cm). Nous avons également remplacé le faisceau de fibres par la fibre de 0.6mm, mieux adaptée à des sources de faible dimension apparente. Comparé au flux lunaire, le flux escompté est réduit par un facteur 1000. Malheureusement, lors de l'expérience, les conditions climatiques n'ont permis aucune acquisition exploitable. Néanmoins, nous pensons que la réalisation d'un grand nombre d'acquisitions suivie d'un traitement numérique consistant à sommer les différents spectres devrait permettre l'identification des raies.

Analyse spectrale de la lumière solaire diffusée par la lune

Le contexte

Dans le cadre des Olympiades de Physique 2003, un groupe d'élèves du Lycée Maurois de Deauville (B. Guérin, H. Pupin, F. Thiébault), encadrés par leur professeur de physique (J. Marie) a entrepris la mise en œuvre d'un spectroscope pour l'analyse de la lumière issue des étoiles. Cette analyse fournit en effet des renseignements précieux sur leurs caractéristiques (structure, âge, distance ..).. Le travail a été effectué en collaboration avec la société caennaise ELDIM dirigée par M. Leroux et spécialisée dans le domaine de l'optique expérimentale. Les élèves ont participé, dans les locaux de cette entreprise et à raison d'une après-midi par semaine pendant 12 semaines, à la mise en œuvre et l'analyse du dispositif sous la direction de M. Luet, ingénieur. Enfin, René Cavaroz et moi-même (Bernard Chéron) ont participé également à cet encadrement.
Nous relatons ici les mesures réalisées dans la nuit du 22 au 23 janvier 2003 avec toute l'équipe réunie dans le jardin de R. Cavaroz. Etaient également présents Jean Marzin, membre de l'ASNORA et M. Caillaud de la station Météo-France de Carpiquet.

Le dispositif

Le cœur du dispositif est un spectroscope à réseau de fabrication artisanale (réseau échelette 1800 traits/mm, ouverture f/6), prêté par le laboratoire de recherches caennais CIRIL (CEA, CNRS et Université). Il est couplé à une caméra CCD refroidie, construite et mise à disposition par la société ELDIM.. La caméra associée à un logiciel spécifique de commande permet des temps d'exposition de l'ordre de la minute.

Le plan du capteur de la caméra est placé dans le plan focal image du miroir de sortie du spectroscope. La lumière collectée avec une petite lunette ou un télescope est injectée dans le spectroscope au moyen d'un faisceau de fibres optiques dont la face d'entrée est circulaire (diamètre 3mm). La face de sortie rectangulaire est diaphragmée et constitue la fente d'entrée du spectroscope (largeur 0,1mm, hauteur 10mm). Une fibre optique unique de type silice/ silicone de diamètre de cœur 600mm a été également expérimentée.
La résolution du dispositif, imposée par la largeur de la fente d'entrée est de 0,2nm au voisinage de 600nm et l'étendue spectrale d'analyse imposée par la taille du capteur est de 26nm. On peut fixer la longueur d'onde moyenne dans tout le domaine visible grâce à une commande de rotation du réseau.

Les mesures

L'enregistrement diurne de la lumière solaire directe ne présente aucune difficulté compte tenu du flux lumineux disponible. Pour la lumière diffusée en phase de pleine lune, le flux dans le domaine visible est réduit par un facteur voisin de 3.106 (pour un albedo égal à 7%). La figure 3 montre la coupe horizontale d'une image du spectre lunaire obtenue avec un temps d'intégration de 60s. Sur la figure 3, on a sommé les pixels d'une même colonne (500 lignes), ce qui permet d'améliorer considérablement le rapport signal/bruit.