Autres activités

Atelier: obtenir un spectre d'étoile, cas de Bételgeuse

Dans cette section vous trouverez une description de la manipulation, pour savoir comment obtenir et étalonner le spectre puis identifier quelques éléments chimiques.

Liens utiles :

Pour le StarAnalyser :

            http://www.patonhawksley.co.uk/staranalyser.html          (en anglais)
            http://pagesperso-orange.fr/shelyak/fr/star-analyser.html (en français)

Pour des améliorations du dispositif de base

http://www.astrosurf.com/buil/staranalyser/obs.htm

Préparation de la manipulation :

    Visser le réseau, comme un filtre, sur l'embout adaptateur entre l'instrument et la bague T2 de l'APN. La dispersion, c'est-à-dire l’étalement du spectre dépend de la distance entre le réseau de diffraction et le plan du capteur de l’imageur. Cette distance est difficile à mesurer directement, surtout avec une précision suffisante, aussi  vaut-il  mieux procéder à un étalonnage en longueur d'onde.

    Le résau du StarAnalyzer comporte 100 traits pas mm, ce qui est peu. Son pas est donc : a=1/100 ieme de mm .

    On obtient un spectre basse résolution R=λ/Δλ = 1000 à 550 nm.

Etalonnage du spectre :

    Pour étalonner, on cherche une étoile dont le spectre contient une raie facilement identifiable de longueur d’onde connue. Or, une raie bien connue est la raie H-alpha de 656,3 nm de longueur d’onde. Cette raie se trouve en émission dans certaines étoiles, par exemple celles de type Be.

L’étoile Gamma de la constellation de Cassiopée est de ce type, de plus elle est facile à trouver !

Son spectre est donné ci-dessous (obtenu le même jour 31-10-2007):

   La raie H-alpha apparaît immédiatement, elle est relativement faible à cause du filtre anti-Infra-Rouge de l’appareil photo numérique utilisé (canon 350D)

 L’image complète montre aussi l’étoile dans l’axe du dispositif, elle correspond à de la lumière non déviée par le réseau (spectre d’ordre 0).

 La distance, x , mesurée en pixels, d’une longueur d’onde particulière λ dans le spectre, par rapport à l’ordre 0 est proportionnelle à λ.(Ceci est justifié par la faible dispersion du réseau : la déviation pour les plus grandes longueurs d’onde n’excède pas 4°, donc les angles sont considérés comme « petits ») 

La résolution est donc de 0,5426 nm par pixel , sur l’image.

Cette valeur sera utilisée, à condition bien sûr de ne pas modifier la géomètrie de l’ensemble du dispositif de prise de vue.

Spectre de Bételgeuse :

Ce spectre peut être étalonné à présent en longueur d’onde , avec un peu de patience, et un logiciel de traitement d’image, on obtient la figure suivante , où le spectre très fin à l’origine a été agrandi de 500% en hauteur (en hauteur seulement), pour le confort visuel.

Quelques raies sont identifiables, probablement : sodium, magnésium, plus difficelement Hβ

Une coupe du spectre original, à l’aide du logiciel SalsaJ permet d’obtenir :

Quelques comparaisons : 

Pour s’assurer de la pertinence des observations, on peut comparer avec un spectre de Bételgeuse obtenu avec un matériel bien plus sophistiqué (spectrographe SBIG):

  Crédit : http://www.astrosurf.com/luxorion/spectro-tempsexposition.htm

Ce qui vérifie la pertinence du spectre entre H-béta et Mg

Beaucoup d’autres étoiles peuvent être « spectrographiées » de la même manière !

...bon courage !