Contrôle et ajustements du spectrographe

Le rehaussement opto-mécanique du spectrographe a augmenté son efficacité de façon significative (voir la section L'efficacité du système). Toutefois, afin de pouvoir profiter pleinement des nouvelles capacités de l'instrument, il faut procéder à une série d'ajustements minutieux.

Au démarrage, en cliquant sur le bouton SPECTRO de la fenêtre principale de VisiOMM, le logiciel de contrôle du spectrographe présente un menu déroulant qui vous offre un choix de réseaux. Assurez-vous que la sélection correspond au réseau dans le spectrographe afin que les paramètres calculés par le logiciel soient corrects. Consultez la section suivante (Sélection et ajustement du réseau) pour les paramètres des réseaux. Vous pouvez aussi indiquer quel filtre est dans le faisceau du spectrographe.

Après avoir appuyé sur OK, le programme lit la position de chacun des encodeurs (fente, réseau, et foyer de la collimatrice). Pendant la lecture, l'indicateur du bouton de MISE À JOUR clignote au jaune. Quand la lecture est terminée, il passe au vert.

Après la lecture, le programme affiche l'état du spectrographe et calcule les paramètres associés. La largeur de la fente est exprimée en mm, l'angle du réseau en degré, et la position du foyer en dixième de pouce (correspondant au cadran d'affichage mécanique du spectrographe). La largeur de la fente est aussi exprimée en seconde d'arc sur le ciel. Le programme calcule la largeur équivalente projetée sur le détecteur CCD et propose une largeur optimale (en mm et en seconde d'arc sur le ciel) pour couvrir 2 pixels; i.e. la largeur permettant d'obtenir la meilleure résolution spectrale possible.

Le programme affiche aussi la longueur d'onde centrale (Å) sur le détecteur, la résolution spectrale (Å/pix), la largeur de la plage spectrale (Å), ainsi que les longueurs d'onde minimum et maximum (Å) sur le détecteur.

Les paramètres du spectrographe sont initialisés la première fois que vous cliquez sur le bouton SPECTRO de la fenêtre principale de VisiOMM. Le bouton OK referme la fenêtre de contrôle du spectrographe sans arrêter le contrôleur de ce dernier. Après que vous ayez ajusté les paramètres du spectrographe aux valeurs appropriées à votre programme d'observation, cliquez sur OK pour retourner à l'interface VisiOMM.

Le choix d'un réseau est dicté par des considérations scientifiques et des contraintes pratiques. Le réseau détermine la résolution spectrale de même que l'étendue de la plage spectrale. Ces caractéristiques dépendent des paramètres optiques du spectrographe ainsi que des paramètres physiques du détecteur (taille et nombre de pixels du CCD).

Nous possédons six réseaux de diffraction de la compagnie Richardson Grating (maintenant la division Spectra-Physics de Newport). Chacun est muni de son propre support. Les dimensions de la région traitée sont 102mm

128mm. Le tableau suivant résume les caractéristiques de ces réseaux. La dispersion (Å/pix) est calculée en supposant que la taille des pixels est celle des CCDs STA0520A soit 15mm. La largeur de la plage spectrale correspond au diamètre du champ plat donné par l'objectif de la caméra au foyer du CCD (40mm = 2688 pixels). La résolution effective est donnée par la moyenne de la largeur à demi-hauteur des raies d'une lampe d'étalonnage; elle est mesurée en ajustant la fente du spectrographe à la "largeur optimale" (voir Ajustement de la fente). Les réseaux 830.8 et 1200r traits/mm sont optimisés dans le rouge au premier ordre. Ils peuvent aussi être utilisés au deuxième ordre dans le bleu.

traits/mm	ordre (Å)	Dispersion (Å/pix)	Plage spectrale (Å)	Résolution effective (Å)	Courbe de réflectivité
3600	holographique	0.2	535	pas disponible	rfl-3600
2160	5282	0.44	1194	pas disponible	rfl-2160
1200r-2	---	0.4	1075	pas disponible	rfl-1200r
1200r-1	7760	0.8	2150	2.3	rfl-1200r
1200b-1	5000	0.8	2150	2.3	rfl-1200b
830.8-2	---	0.55	1475	1.8	rfl-830
830.8-1	8465	1.1	2950	3.1	rfl-830
600	4000	1.6	4300	4.3	rfl-600
300	5000	3.2	8600	9.9	rfl-300
150*	5000	6.4	17200	20	rfl-150

NOTE - Le réseau 150 t/mm n'est pas monté dans une cellule de support. Si vous désirez utiliser ce réseau, il faut le mentionner au moment de votre demande de temps afin qu'on puisse le préparer adéquatement.

ATTENTION - Personne, en aucun cas, ne doit toucher la surface d'un réseau, ni essayer d'en nettoyer la surface. Le technicien a la responsabilité de changer les réseaux dans le spectrographe. N'oubliez pas d'installer le couvercle en plastique sur un réseau lorsqu'il est retiré du spectrographe. Lorsque le spectrographe n'est pas au télescope, il faut retirer le réseau et le ranger avec les autres dans l'armoire de la salle de contrôle.

Au démarrage, le logiciel de contrôle présente un menu déroulant qui vous offre un choix de réseaux. Assurez-vous que la sélection correspond au réseau dans le spectrographe afin que les paramètres calculés par le logiciel soient corrects.

On peut varier la longueur d'onde centrale de la région spectrale voulue en changeant l'angle d'inclinaison du réseau (entre 0º et 65º). Pour ce faire, appuyez sur le bouton RÉSEAU pour faire apparaître le panneau suivant:

Vous pouvez changer l'angle du réseau ou taper la longueur d'onde centrale souhaitée dans la fenêtre de l'indicateur approprié, les autres paramètres seront recalculés automatiquement. Quand vous êtes satisfait, cliquez sur GO. L'indicateur du bouton RÉSEAU clignote au jaune tant que le moteur n'a pas atteint la position choisie. Il tourne au vert quand l'opération est terminée, et la valeur des paramètres est remise à jour. Si vous cliquez sur Annuler, l'angle du réseau ne changera pas.

À titre indicatif, la figure suivante indique la valeur approximative de la longueur d'onde centrale en fonction de l'angle pour chacun des réseaux disponibles.

Finalement, comme le montre la figure suivante, lorsque l'angle du réseau devient important (i.e. > 40º) le faisceau du miroir de collimation (diamètre de 90mm) devient très elliptique; le grand axe devient plus grand que la longueur d'un réseau (i.e. 128mm). Une partie du faisceau n'est donc pas interceptée et réfléchie vers l'objectif de la caméra et le détecteur. Le faisceau optique est silhouetté; une partie de la lumière est perdue dans le spectrographe.

La figure illustrant la longueur d'onde centrale en fonction de l'angle d'inclinaison du réseau montre que lorsqu'on utilise les réseaux 830 et 1200 traits/mm au 2ième ordre, il est possible que la partie bleue du spectre soit contaminée par la superposition de la partie rouge provenant du 1er ordre. Il faut donc utiliser un filtre pour couper cette contamination. Un porte-filtre permet de glisser des filtres de 12mm

40mm dans un support situé juste en-dessous de la fente (voir Description générale).

Nous avons un choix restreint de filtres de la dimension requise. Les filtres BG38, BG12, et CuSO4 permettent de couper le rouge, tandis que les filtres GG395 et GG495 éliminent l'ultraviolet et le bleu respectivement. Les courbes de transmission de ces filtres sont illustrées à la figure suivante. Notez que les filtres BG38 et BG12 ne sont pas totalement "opaque" au delà de 7000 Å.

ATTENTION - Le filtre CuSO4 est très fragile et sensible aux changements de température (il est aussi très coûteux!); le technicien a la responsabilité de manipuler ce filtre et de l'installer dans le spectrographe. Comme pour les réseaux, lorsque les filtres ne sont pas utilisés, ils doivent être rangés dans l'armoire de la salle de contrôle.

La largeur de la fente détermine la résolution spectrale - plus la fente est étroite, meilleure est la résolution. Toutefois, une fente étroite laisse entrer moins de lumière et, comme le montre la figure suivante, le flux observé au travers d'une fente étroite varie de façon très critique avec l'étalement de l'image causé par la turbulence atmosphérique - le "seeing" (les courbes proviennent de l'intégration numérique d'une PSF gaussienne-exponentielle; voir Schweizer 1979, Ap.J., vol.233, p.23).

Habituellement, le choix de la largeur de fente est optimisé en comparant la projection de celle-ci, sur le détecteur, avec la résolution du CCD (i.e. la taille des pixels). La largeur de fente optimale est celle qui permet de couvrir 2 pixels. La largeur projetée dépend du rapport des distances focales de l'objectif de la caméra et de la collimatrice, ainsi que de la démagnification anamorphique du réseau.

L'expression suivante permet de calculer la largeur de la fente projetée sur le détecteur:

Dans cette expression, l est la largeur de la fente projetée sur le détecteur, L est la largeur réelle de la fente à l'entrée du spectrographe (en mm), et r est la démagnification anamorphique du réseau. Ce facteur r s'exprime sous la forme suivante:

où f est l'angle entre le faisceau collimé et la caméra (50º), et i est l'angle d'inclinaison du réseau. La figure suivante montre que ce facteur est appréciable si l'angle d'inclinaison du réseau devient supérieur à ~ 15º. Il est donc possible d'ouvrir la fente davantage sans dégrader la résolution spectrale.

Le logiciel de contrôle du spectrographe tient compte de ces considérations, et calcule une largeur de fente optimale en fonction de l'angle d'inclinaison du réseau. La fente du spectrographe n'est pas ajustée à cette valeur automatiquement. Le choix de la largeur de la fente est laissé à la discrétion de l'astronome. Pour changer la largeur de la fente, appuyez sur le bouton FENTE pour faire apparaître le panneau suivant:

Vous pouvez ajuster la largeur de la fente en changeant la valeur de l'indicateur en mm (entre 150mm et 680 mm) ou en seconde d'arc (entre 2.4" et 10.9"). Quand vous êtes satisfait, cliquez sur GO. L'indicateur du bouton FENTE clignote au jaune tant que le moteur n'a pas atteint la position choisie. Il tourne au vert quand l'opération est terminée, et la valeur des paramètres est remise à jour. Si vous cliquez sur Annuler, la largeur de la fente ne changera pas.

La mise au point du spectrographe s'effectue en changeant la position du miroir de collimation.

Pour changer la position de la collimatrice, appuyez sur le bouton FOYER pour faire apparaître le panneau suivant:

Vous pouvez ajuster la position du miroir en changeant la valeur de l'indicateur (entre 4.25 et 15.50). Quand vous êtes satisfait, cliquez sur GO. L'indicateur du bouton FOYER clignote au jaune tant que le moteur n'a pas atteint la position choisie. Il tourne au vert quand l'opération est terminée, et la valeur des paramètres est remise à jour. Si vous cliquez sur Annuler, la position du miroir de collimation ne changera pas.

Il est préférable d'utiliser une fente étroite pour faire la mise au point (e.g. la valeur optimale calculée par le programme est appropriée). De plus, il vaut mieux ajuster le foyer en déplaçant le miroir de collimation à l'encontre de la gravité (i.e. des faibles valeurs vers les valeurs élevées) lorsque le télescope pointe au zénith. La position optimale de la collimatrice - i.e. le meilleur foyer - est déterminée en mesurant la largeur moyenne des profils des raies d'émission d'une des lampes de calibration dans une série d'images obtenues à des valeurs croissantes de la position du miroir. Vous pouvez obtenir une série d'images avec la séquence automatisée "Foyer - Spectro/Coll" de l'interface VisiOMM. Par la suite, vous pouvez utiliser la tâche specfocus dans IRAF pour faire le calcul de la meilleure position du foyer(consultez les pages d'aide de IRAF: help specfocus).

NOTE - Faites attention de ne pas utiliser des raies saturées (> 65535 ADUs) dans le calcul de la meilleure position.

Le spectrographe est muni de trois sources différentes pouvant servir à l'étalonnage des spectres:

L'astronome peut choisir une seule source ou bien une combinaison des trois. Pour sélectionner une source il suffit de cliquer sur l'un ou l'autre des interrupteurs du panneau suivant:

Dès qu'une source est allumée, le miroir d'étalonnage bascule automatiquement en place devant la fente, en position "FERMÉ". Il est possible d'allumer une, deux, ou les trois lampes en appuyant sur l'interrupteur approprié ou en cliquant sur le bouton ALLUMER. On peut éteindre l'une ou l'autre des lampes en cliquant à nouveau sur l'un des interrupteurs. Si vous cliquez sur ÉTEINDRE, toutes les lampes se ferment. Dès que la dernière lampe s'éteint, le miroir d'étalonnage retourne en position "OUVERT" - i.e. permettant d'observer le ciel.

La section "Catalogue des lampes d'étalonnage" présente une série de figures permettant d'identifier les principales raies dans la région 3500 - 9000 Å pour chacune des 3 sources d'étalonnage et chacun des réseaux.

La façon correcte de faire le foyer du télescope sur la fente du spectrographe est d'utiliser la méthode du test de Foucault. Les bords de la fente peuvent servir de couteaux. Il suffit de regarder l'image de la pupille du télescope ou, ce qui revient au même, l'image hors foyer (obtenue en défocalisant la caméra d'acquisition de champ) d'une étoile placée sur le bord de la fente et d'ajuster le foyer du télescope de telle sorte que cette image hors foyer s'éteigne uniformément lorsque le bord de la fente "entre" progressivement dans l'image de l'étoile (lorsqu'on dépointe le télescope en déclinaison).

Vous pouvez aussi faire le foyer du télescope en mesurant la largeur du profil spatial d'une étoile en obtenant une série de spectres avec les séquences automatisées "Foyer - Spectro/CCD" et "Foyer - Spectro/Tél" de l'interface VisiOMM. Le profil spatial le plus étroit, obtenu en analysant l'image avec IRAF, correspond à la meilleure position du foyer du télescope.