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Première lumière, 2 Janvier 2011

Paris Saint-Charles Observatoire... en configuration pour faire les images de flat. Derrière l'immeuble au loin, le haut de la Tour Eiffel et son phare - avec Christian Buil

Un chercheur électronique a été monté à l'avant du tube optique. Il consiste en une deuxième caméra watec avec un objectif nikon de 50mm ouvert a f/1.4 - le signal vidéo est envoyé à un petit moniteur TV. La focale de l'objectif est un peu faible. Il faudrait plutot un 100 ou 135mm mais l'outils se révèle utilisable en l'état. A l'oeil nu il est déjà difficile de pointer des étoiles proche de la magnitude 3... donc les conditions essentielles est d'avoir un bon chercheur, sensible et surtout une bonne monture qui permet de pointer avec précision une fois les calibrations faites. Ce fut un succès total, la Mach One est une horloge... la mise en station s'est faite une nuit précédente, en utilisant l'une des méthodes proposés dans la documentation (pointage alternativement de la polaire et d'une étoile à + ou - 4hrs d'écart en Asc Droite de la polaire - "Calibrating with Polaris"). Le suivi s'est avéré également excellent.

Sur l'image ci-dessous, on peut voir le champ couvert par le chercheur électronique et le 50mm, ainsi que les magnitudes des étoiles faibles autour de Epsilon Aurigae.

Le schéma d'ensemble de la manip est classique mais nécessite pas mal de cablage. Cette partie devra être revue et optimisée. La raquette de la Mach1 est connectée au PC par une liaison RS232-UBS serie.

Le pilotage se fait au travers d'AudeLA. La mise en route de l'autoguidage de l'étoile sur la fente du spectro a été immédiat ! avec la nouvelle version d'AudeLA il est devenu très facile de définir la position de la fente sur l'image video numérisée de la watec du spectro. Le protocole de controle de la Mach1 se fait sous protocole LX200 avec le driver Astro-Physics. Les seules opérations qui restent non contrôlées à distance sont la mise au point (mais cela sera possible avec le robofocus) et la mise en route de la lampe néon pour la calibration spectrale.

Epsilon Aurigae

7 poses de 180 secondes chacune - Eps Aur est une étoile de magnitude 3.03 mais a la particularité d'être une étoile variable, à éclipse. 

La période de l'éclipse est de 27.1 ans et sa durée est particulièrement longue, près de 2 ans. Elle est actuellement à la fin de sa phase d'éclipse, commencée vers Août 2009. Malgré les nombreuses observations professionnelles et amateurs, en photométrie, spectrométie et polarimétrie la nature de l'eclipse reste un mystère. Un disque de gaz, un objet compagnon particulier ? nul ne le sait avec certitude, mais chaque éclipse apporte son lot de réponses et de nouvelles questions. Pour suivre le détail de cet objet, il faut se referer au site specialisé sur la campagne 2009 ici. L'objectif est pour les amateurs de spectroscopie de faire des spectres le plus régulièrement possible afin de suivre les évolutions du profil des raies spectrales et d'en déduire des informations sur les vitesses, composition et paramètres physique du système Eps Aur. Le spectre obtenu ici sera communiqué a Robin Leadbeater, astronome amateur anglais qui collecte les données amateurs et fait une première analyse des résultats.

Zeta Tau

4 poses de 300 secondes chacune - Zet Tau est étoile de magnitude 3 et de type spectral B4IIIe - le "e" est pour émission car sa raie H-alpha est en émission contrairement aux étoiles B de même classe de luminosité (non-super-géantes).

Zeta Tau est une étoile binaire, bien connue des spectroscopistes amateurs et le prototype même de l'étoile Be qui a un profil de raie variable aux cours des mois. On peut se réferer aux spectres de la base BeSS de Meudon depuis le site amateur Arasbeam ici. Le premier spectre amateur de Zet Tau a été fait par moi-même et Daniel Bardin au T60 du Pic du Midi en février 1991. Le spectre obtenu sera déposé dans la base BeSS.

Le "flat"

Pas de bonnes observations sans faire un "Flat" ou plage de lumière uniforme pour trouver les imperfections de réponse et les corriger. La méthode mise en oeuvre est celle de la lampe halogène sur un pied photo placée à une distance d'un mètre environ de l'entrée du telescope. La face avant du télescope est recouverte d'un papier calque pour diffuser la lumière. La lampe halogène à une réponse spectrale continue et donc ne produit pas de raies dans l'image. 

Les spectres

• Capella

L'échantillonnage de 0.4 ang/pixel donne un spectre de moyenne résolution. Capella a été utilisée pour calculer la réponse instrumentale. Pour cela, il a été trouvé dans la base Elodie un spectre professionnel de Capella en format fits mais les ondulations du continuum reste suspect pour une calibration en flux. Il a été preféré un spectre de la bibliothèque de Visual Spec, de type spectral G5III. Sous Visual Spec on a ensuite extrait la réponse instrumentale en comparant le spectre théorique "pro" avec notre spectre enregistré.

Le spectre de la base Elodie à un échantillonage de 0.05 ang/pixel et peut être comparer avec celui obtenu. On fera abstraction des variations de continuum et des pixels absents sur le profil Elodie dans cette comparaison. On peut voir que les principaux groupe de raies sont bien présents, correctement calibrés et donc ce spectre est fiable.

En conclusion

Faire de la spectroscopie "scientifique" quasi au pied de la Tour Eiffel est donc possible... Avec un spectrographe on "regarde le ciel" dans une toute petite partie des longueurs d'onde, on est donc moins sensible à la pollution lumineuse. C'est comme faire des images avec des filtres, si les lampes alentours n'eclairent pas dans ces domaines de longueur d'onde le ciel est plus noir.

La turbulence peut être un plus gros soucis. L'effet en spectro est de reduire le rapport signal à bruit car l'etoile "danse" et est étalée ce qui ne concentre plus le flux sur la fente pendant le guidage.