Il s'agit là de mon premier spectre d'étoile (stellaire). Pour le réaliser j'ai utilisé le porte-filtre "maison" (voir le montage ici) muni d'un réseau Jeulin (100 traits/mm) avec une webcam Philips VestaPro au foyer d'un Meade de 8 pouces traité UHTC (voir le site de meade).
Vous pouvez voir ici le spectre complet traité avec le logiciel de C. Buil "Iris".
- Attention l'image du spectre est décalée par rapport au graphe -
Le compositage à été réalisé de manière très simple par une addition de 15 images sur 50 acquises.
Ensuite, un ajustement du fond de ciel par la commande NOFFSET 0.
Pour le spectre j'ai utilisé la commande L_SKY2 afin d'ajuter le fond de l'image en fonction des valeurs remarquables. Puis la fonction L_BIN (Iris v.3.6 mini.) qui permet d'extraire le spectre en fonction de l'intensité d'une zone selectionnée.
Et enfin pour le trace ci-dessus, la commande L_PLOT affiche un même graphique qui permet la sauvegarde des valeurs numériques, j'ai repris ces valeurs dans un tableur (StarOffice 5.2) et enregistré l'image.
Dans un premier temps on peut déja supposer que la raie d'absortion (bande verticale noire) située aux proches environs des 680 unités des abscisses s'apparente à notre atmosphère terrestre l'O2. Ce constat va nous aider dans l'étalonnage du logiciel d'analyse spectrale VisualSpec de V. Desnoux.
En réalié nous devrions voir apparaitre cette "chute" aux environs des 750 unités. Ceci est explicable car le graphe n'à été cadré que grossièrement, en laissant l'ordre 0 (l'étoile elle-même) et un peu avant.
Il faudra également tenir compte de la réponse spectrale du CCD utilisé (sa sensibilité dans le domaine à étudier). Dans l'image ci-dessus, on peut voir que la VestaPro est quasi insensible au ultraviolets (+380u), alors qu'il apparait des signaux dans le proche infrarouge et infrarouge (>800u), il est nécessaire de connaitre ces facteurs et de les modéliser pour une bonne analyse.
Après avoir sauvegarder l'image du spectre issue d'IRIS au format FIT, je l'intègre à VisualSpec. N'ayant aucune connaissance dans ce domaine, je tente un étalonnage à partir de l'étoile elle-même. La difficulté avec cette méhode est de déterminer la dispertion du montage utilisé, en fait je n'en ai pas la moindre idée !
Du coup, j'ai du "tatonner" jusqu'à espérer une cohérence dans mon échelle pour une valeur de 12,2 angtrôm par pixel...? J'obtint donc ce résultat :
La courbe bleue montre l'intensité des pixels pour les ordonnées, en fonction de chaque pixels pour les abscisses (sur lesquels est tentée une correspondance en longueur d'onde d'après notre étalonnage). Ceci doit définir le profil spectral dont la courbe rouge est le profil corrigé (mais incertain n'ayant pas de mesures precises du montage utilisé). Les images de synthèses du dessous correspondent à ces courbes respectivent et permettent une comparaison rapide au spectre du départ.
J'ai utilisé la raie située aux environs de 7500 angstrôm qui semble correspondre à la raie O2 (6875 puis 7590) et la partie moins bien définie entre 6900 et 7200 à la raie H2O (6950 et 7250), et dans ce cas nous avons les raies atmosphériques de notre belle Terre. Est t'il raisonnable d'imaginer un semblant de raie proche des 6550 angtrôms pour le H alpha ? On ne peut que constater un manque de résolution qui empêche toute identification plus précise d'un tel objet (calcium, ...). Il faurait travailler avec un lentille de barlow en avant du réseau de dispersion puis reconcentrer le flux lumineux à l'aide d'une lentille collimatrice avant le capteur ccd. De plus, durant l'acquisition il faut abolument orienter le signal le plus parallèlement possible avc les lignes du capteur ccd, afin de ne pas "écraser" la moindre information.
Vous pouvez consulter ce document acrobat reader (pdf) qui contient un résumé de ce premier essai en SpectroWebcam. Il permet de synthetiser les points à amémiorer pour la prochaine fois ;o) |
