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Phm - Observatoire de Lyon – Université Lyon 1 Ateliers 2011-12 II – Cycles des acquisitions spectrales.

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1 Phm - Observatoire de Lyon – Université Lyon 1 Ateliers II – Cycles des acquisitions spectrales

2 Spectrographie diurne des étoiles - (2011/12/16) 2 Observations diurnes En journée, un astre peut être vu à lœil nu sur le fond du ciel, à condition quil soit suffisamment brillant. Ex. : Vénus vers son maximum de brillance (magnitude - 4) avec un ciel pur (non brumeux et nuageux) Difficulté : pour trouver lobjet, il faut viser exactement sa position. Un télescope (ou lunette) naugmente pas la brillance du ciel, car cest un objet étendu. Par contre, une étoile, objet ponctuel, paraîtra plus brillante. Lobjet sera visible, si sa magnitude devient plus grande que celle du fond de ciel. Voir article Cahier Clairaut no 75 Automne 1996 p. 42-

3 Spectrographie diurne des étoiles - (2011/12/16) 3 Observations diurnes Par ciel dégagé, à Lyon, on voit très bien les étoiles de magnitudes 0 et même 1 : Véga, Sirius, Arcturus, etc. Limage peut être perdue si : - lagitation atmosphérique devient trop forte et détruit limage qui sétale - le fond du ciel augmente par la formation de brumes. Recherche des étoiles brillantes : Catalogue Bright Stars

4 Spectrographie diurne des étoiles - (2011/12/16) 4 Observations diurnes Quelques étoiles brillantes facilement observables. Toutes ces étoiles sont visibles, si linstrument est bien pointé, même avec une petite lunette de 100 mm de diamètre dentrée. HRNameRAJ2000DEJ2000VmagSpType "h:m:s""d:m:s"mag Alp TauAldebaran K5+III Alp AurCapella G5IIIe+G0III Bet OriRigel B8Ia Alp OriBeltegeuse M1-2Ia-Iab 24919Alp CMaSirius A1Vm Alp CMiProcyon F5IV-V Bet GemPollux K0IIIb Alp LeoRegulus B7V Alp VirSpica B1III-IV+B2V Alp BooArcturus K1.5IIIFe Alp ScoAntares M1.5Iab-Ib+B4Ve 70013Alp LyrVega A0Va Alp AqlAltaïr A7V Alp CygDeneb A2Ia Alp PsAFomalhaut A3V

5 Spectrographie diurne des étoiles - (2011/12/16) 5 Observations diurnes Létoile visible est mise sur la fente du spectrographe. Le spectre obtenu comporte le spectre de létoile et le spectre du ciel superposés. La largeur du spectre de létoile provient de lagitation atmosphérique (ou de la focalisation). Obs. 29/11/2011 Pour ôter le spectre du ciel (soleil) il faut faire un spectre sans létoile, dans les mêmes conditions : - Ciel identique (juste à côté) - Même réglage, temps de pose, position réseau, etc. Et pour enlever le signal doffset et de noir, une ou des poses obturateur fermé. Remarque : entre les deux images, le ciel peut changer, ce qui est très gênant.

6 Spectrographie diurne des étoiles - (2011/12/16) 6 Le signal enregistré avec une caméra CCD dans une image spectrale comporte trois parties qui sadditionnent : 1 – lintensité de lobjet astronomique convertit en valeur 2 – un signal due à lélectronique de chaque pixel par suite des fuites et imperfections du matériau - augmente linéairement avec le temps de pose - décroît rapidement avec la température du CCD La valeur de ce signal 3 – une valeur de base ou offset (bias), toujours la même, due au réglage de lélectronique de conversion du signal analogique digital.

7 Spectrographie diurne des étoiles - (2011/12/16) 7 Il faudra donc mesurer ces trois parties : - loffset seul en faisant des poses de durée nulle. - Le signal de noir avec loffset avec des temps de pose identiques à ceux fait avec la lumière de lobjet astronomique - Le signal de lobjet auquel sajoute le noir et loffset. Le traitement des images spectrales, permettra déliminer les parties non astronomiques des images. Sur les 4 millions de pixels du CCD, certains sont défectueux et prennent rapidement de fortes valeurs, même sous lumière faible (pixels chauds ou bruyants). Aux temps de poses important ils sont saturés. Le traitement devra aussi éliminer ces points.

8 Spectrographie diurne des étoiles - (2011/12/16) 8 Le spectre du Soleil est presque un lampe étalon de laboratoire Il ny a pratiquement pas de vitesse radiale Terre-Soleil Au moment, où la distance radiale Terre-Soleil varie le plus vite, sa valeur absolue atteint 0.5 km/s. Ce qui en dessous de la précision obtenue avec le matériel utilisé. Mais on peut en tenir compte par une correction.

9 Spectrographie diurne des étoiles - (2011/12/16) 9 Sachant quavec une petite lunette, on voit les étoiles en plein jour - aux limites en précision et résolution - à la précision des longueurs donde - à lidentification des raies - au piège des raies non résolues (blend) Pourquoi ne pas en faire le spectre Il faudra aussi ne pas oublier de faire attention :

10 Spectrographie diurne des étoiles - (2011/12/16) 10 Séquence dobservations Mise en route du CCD, alimentation ON 1 - Installer le spectrographe-CCD réglé sur le télescope Il est conseillé dorienter le spectrographe de façon que la fente soit parallèle au déplacement alpha. Ceci permet un léger balayage pendant la pose afin délargir le spectre pour faciliter le traitement ultérieur. 2 - Branchements : Amener létoile sur la fente du spectrographe et faire la mise au point Mise en refroidissement à partir de la fenêtre « Cooling » (15 à 20° en dessous de la température ambiante). - Alimentation CCD - CCD – PC par câble USB Ici on ne se sert pas de la lampe néon détalonnage 3 - Pointage 3 - Mise en route Lancement du programme dacquisition

11 Spectrographie diurne des étoiles - (2011/12/16) 11 Séquence dobservations Choisir la zone spectrale à laide de lindication du palmer Létalonnage longueurs donde – position palmer, diffère un peu dun appareil à lautre Par exemple avec spectrographe du SDC de lObservatoire de Lyon on peut utiliser la formule donnant approximativement la longueur donde au centre du spectre : Triplet du Mg 15.2 central = x palmer Doublet Na I Doublet Ca II H Ne plus toucher au palmer durant la séquence de prise de spectres !

12 Spectrographie diurne des étoiles - (2011/12/16) 12 Séquence dobservations Faire 3 ou 4 offsets Rechercher sur le spectre ciel le temps de pose qui ne fait pas dépasser Faire 3 ou 4 offsets Avec ce temps de pose faire 4 fichiers noirs Alterner fichier ciel –fichier ciel avec étoile (au moins 4 fois) Chaque spectre reconnu valable doit être sauvé par lordre « Save » ou « Enregistrer sous » Faire 2 ou 4 noirs Tenir un cahier de bord des observations Nomenclature possible des noms de sauvegarde : Fxxx_ttttt_PPPP_STTT_observation.FIT xxx : num observation 1, 2… ttttt : temps de pose en 100 ème s PPPP : position palmer (en 100 ème )STTT : temp. signe + ou – et en 10 ème observation : offset, noir, ciel, ciel+etoile, etalonnage, etc

13 Spectrographie diurne des étoiles - (2011/12/16) 13 Séquence dobservations Arrêter le refroidissement Lorsque la température est remontée ou presque arrêter lalimentation du CCD Arrêt Passer à la phase de traitement Ranger les affaires et le télescope

14 Spectrographie diurne des étoiles - (2011/12/16) 14 FIN

15 Spectrographie diurne des étoiles - (2011/12/16) 15 Observations diurnes Quelques étoiles brillantes facilement observables. Toutes ces étoiles sont visibles, si lon est bien pointé, avec une petite lunette de 100 mm de diamètre dentrée. HRNameRAJ2000DEJ2000VmagSpTypePériodes d'observation "h:m:s""d:m:s"mag Alp TauAldebaran K5+IIIfin août - début sept.fin février - début mars Alp AurCapella G5IIIe+G0IIImi septembremi mars Bet OriRigel B8Ia: Alp OriBeltegeuse M1-2Ia-Iab2ème part. sept.mi mars 24919Alp CMaSirius A1Vmdébut octobredébut avril Alp CMiProcyon F5IV-Vdébut novembremi avril Bet GemPollux K0IIIbdébut novembremi avril Alp LeoRegulus B7Vmi décembremi mai Alp VirSpica B1III-IV+B2Vmi janviermi juillet Alp BooArcturus K1.5IIIFe-0.5mi janviermi juillet Alp ScoAntares M1.5Iab-Ib+B4Vefin fév.r - début marsfin août - début sept Alp LyrVega A0Va Alp AqlAltaïr A7V2ème part. avrilmi octobre Alp CygDeneb A2Ia Alp PsAFomalhaut A3V2ème part. mai2ème part. nov.


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