L’information tri-dimensionnelle (x,y,λ) d’un objet c´eleste peut ˆetre obtenue de plusieurs mani`eres :
soit par des techniques de balayage, soit par la Spectroscopie par Int´egrale de Champ (SIC).
Les techniques de balayage classiquement utilis´ees sont celles o`u la fente d´efile dans le plan focal,
celles du type interf´erom´etrie Fabry-P´erot, ou celles de spectroscopie par Transform´ee de Fourier. La troisi`eme dimension est alors directement li´ee au temps. Ces m´ethodes n´ecessitent donc des temps
d’exposition ´elev´es, les rendant d’autant plus sensibles `a la variabilit´e temporelle de grandeurs telles
que le fond de ciel ou la turbulence atmosph´erique par exemple.
La SIC a ´et´e propos´ee au d´ebut des ann´ees 1980 (Vanderriest 1980; Courtes 1982). Contrairement aux techniques de d´efilement, la SIC permet de r´ecup´erer l’information tri-dimensionnelle (x,y,λ) en une seule pose, ce qui permet de gagner en terme de temps d’exposition et ainsi d’ˆetre moins sensible aux fluctuations temporelles des signaux observ´es. Il y a trois m´ethodes majeures utilis´ees en SIC (Allington-Smith et Content 1998; Ren et Allington-Smith 2002) : l’utilisation de microlentilles dans
le plan focal, l’utilisation de microlentilles dans le plan focal coupl´ees `a des fibres optiques, ou bien
1.2. PRINCIPE DE LA SPECTROSCOPIE PAR INT ´EGRALE DE CHAMP 115
Fig. 1.2 – Principe de la SIC lorsque des microlentilles et des fibres sont utilis´ees. Le t´elescope forme
une image de l’objet dans son plan focal. Cette image est ´echantillonn´ee par une mosa¨ıque de micro- lentilles, qui injectent la lumi`ere dans une fibre optique. Les fibres optiques sont alors r´e-arrang´ees pour
former la fente d’entr´ee d’un spectrographe `a haute r´esolution spectrale, qui forme sur le d´etecteur le
spectre local de chaque r´egion de la galaxie. On peut alors r´ecup´erer le champ de vitesse de la galaxie. figure 1.1.
Dans le cas de la premi`ere m´ethode, le champ est d´ecoup´e en plusieurs r´egions par une grille de
micro-lentilles. La pupille est alors r´e-imag´ee sur la fente d’entr´ee du spectrographe. Il en r´esulte `a la
sortie du spectrographe un ensemble de spectres ´etal´es sur le d´etecteur, mais il est souvent n´ecessaire d’incliner les spectres pour ´eviter qu’ils ne se chevauchent (Bacon et al. 1995), ce qui impose des
limites sur l’intervalle spectral `a ´etudier ainsi que sur la portion r´eellement utilis´ee du d´etecteur. Ces
syst`emes ont toutefois l’avantage d’ˆetre simples `a mettre en oeuvre puisqu’ils ne n´ecessitent pas de
fibres optiques. Un exemple d’instrument utilisant cette technologie est l’instrument SAURON (Bacon et al. 2001) ´equipant le t´elescope William Herschel de l’observatoire de La Palma aux ˆıles Canaries.
Les syst`emes de d´ecoupe d’images (troisi`eme m´ethode) divisent le plan focal en un ensemble de segments verticaux, qui sont alors r´e-arrang´ees pour former la fente d’entr´ee du spectrographe. Ceci se
fait `a l’aide de miroirs, facilitant donc l’emploi de tels syst`emes en environnement cryog´enique (cas des
applications infrarouge). Cette technique est notamment utilis´ee sur l’instrument NIFS2 (McGregor
et al. 1999) ´equipant le t´elescope Gemini-North `a l’observatoire du Mauna Kea `a Hawa¨ı.
Les syst`emes les plus performants actuellement sont ceux utilisant la deuxi`eme m´ethode, `a savoir
la combinaison des microlentilles et des fibres optiques. Le principe est expliqu´e sur la figure 1.2. Une mosa¨ıque de microlentilles ´echantillonne spatialement l’image form´ee par le t´elescope dans son plan
focal. Chaque micro-lentille injecte la lumi`ere dans une fibre optique. Les fibres am`enent la lumi`ere `a
l’entr´ee d’un spectrographe `a haute r´esolution, o`u elles sont r´e-arrang´ees pour former la fente d’entr´ee.
On obtient alors en sortie (sur le d´etecteur) le spectre pour chaque r´egion ´echantillonn´ee par la micro-
116 CHAPITRE 1. POURQUOI FALCON?
Fig.1.3 – A gauche : Exemple de spectroscopie multi-objets avec GIRAFFE. 4 ICs sont positionn´ees sur
4 galaxies et permettent d’obtenir simultan´ement la spectroscopie 3D de plusieurs galaxies. La grille dessin´ee sur chaque galaxie repr´esente la mosa¨ıque de microlentilles. A droite : un agrandissement d’une IC montrant les micro-lentilles.
lentille correspondante. L’avantage de cette technique est double. Si les microlentilles sont contigu¨es, le facteur de remplissage est proche de 100% : il n’y a que tr`es peu de lumi`ere de l’objet qui est perdue. De plus, chaque microlentille est dimensionn´ee pour former une image de la pupille sur le coeur de chaque fibre, ce qui permet l`a aussi d’´eviter les pertes de lumi`ere. L’autre avantage est li´e `a la taille des
microlentilles : il est possible d’adapter leur taille pour avoir `a la fois suffisamment de flux provenant
de l’objet et peu de bruit de fond (fond thermique, ciel, etc...) rentrant `a l’int´erieur de la micro-lentille,
et ainsi garantir un rapport signal sur bruit (RSB) spectroscopique optimal.
Un des probl`emes de la SIC est de pouvoir imager sur un d´etecteur 2D un cube de donn´ees 3D. Lorsqu’on veut analyser un tr`es grand champ, cela n´ecessite un tr`es grand nombre de pixels, et donc un tr`es grand d´etecteur.
Pour r´esoudre ce probl`eme, on combine la SIC avec la Spectroscopie Multi-Objets (SMO). Dans ce
cas, il y a une mosa¨ıque de microlentilles, l’Int´egrale de Champ (IC3) par objet d’int´erˆet, ce qui fait
que le champ n’est plus analys´e dans son ensemble, mais uniquement dans les r´egions d’int´erˆet. Les
ICs s´electionnent dans le plan focal les objets astrophysiques `a ´etudier et r´ealisent l’´echantillonnage
spatial comme d´ecrit pr´ec´edemment. Une ou plusieurs fentes d’entr´ee sont alors constitu´ees `a l’entr´ee
du spectrographe selon la quantit´e de donn´ees spatiales et spectrales `a acqu´erir. On obtient alors un
nombre raisonnable de spectres, donc un nombre raisonnable de pixels sur le d´etecteur, rendant dans ce cas la spectroscopie 3D possible. Surtout, une telle combinaison offre la possibilit´e de pouvoir effec- tuer simultan´ement la spectroscopie 3D de plusieurs galaxies, donc de gagner en temps d’observation. Aujourd’hui, un spectrographe multi-objets par int´egrale de champ ´equipe le t´elescope Kueyen du
Very Large Telescope europ´een. Il s’agit de FLAMES4 (Pasquini et al. 2000), dont le mode multi-
int´egrale de champ est fourni par l’instrument GIRAFFE d´evelopp´e `a l’Observatoire de Paris. Dans
ce mode, GIRAFFE a 15 ICs, dispos´ees au foyer Nasmyth du VLT (25 minutes d’arc de diam`etre)
qui font chacune 3× 2 arcsec2, avec au total 20 microlentilles. La r´esolution spectrale est tr`es grande,
R = 33000 (9 km/s) ou R = 11000 (≈ 27 km/s) dans le domaine visible. Chaque microlentille fait
3. not´ee IFU (Int´egral Field Unit) en anglais 4. voir le site web www.eso.org/instruments/flames/