Utilisation de l'interféromètre Fabry-Perot en astronomie

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Submitted on 1 Jan 1958

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Utilisation de l’interféromètre Fabry-Perot en astronomie

J. Ring, N.J. Woolf

To cite this version:

J. Ring, N.J. Woolf. Utilisation de l’interféromètre Fabry-Perot en astronomie. J. Phys. Radium,

1958, 19 (3), pp.354-357. �10.1051/jphysrad:01958001903035400�. �jpa-00235851�

UTILISATION DE L’INTERFÉROMÈTRE FABRY-PEROT EN ASTRONOMIE Par J. RING et N. J. WOOLF,

Université de Manchester, Grande-Bretagne.

Résumé.

Présentation des utilisations faites du Fabry-Perot ^{dans les} différents domaines de résolution. Diagramme permettant ^les comparaisons ^avec les réseaux dans les différents domaines.

1) Utilisation de filtres interférentiels ; ^{étude du} système optique (Schmidt) permettant l’adap-

tation des étendues. 2) ^{Pour le domaine R ~ 5 000} l’avantage de luminosité est étroitement lié

aux conditions de « seeing ». Description d’un interféromètre à balayage par variations de pression supérieures ^{à une} atmosphère. 3) Projet d’équipement pour R ~ 100 000 utilisant un réseau et

un Fabry-Perot ^à balayage ^{simultané sous} pression ^{et à} comptage ^de photons.

Abstract.

The Fabry-Perot interferometer is compared with the diffraction grating ^{and its} astronomical uses at three different resolving powers ^are discussed. 1) Monochomatic photogra- phy through interference filters. A description ^is given ^{of two} optical systems designed to ^increase

the photographic speed ^{of a} large telescope ^whilst correcting ^its aberration. 2) Photoelectric spectrpmetry ^{of stars with R ~} 5,000. ^The gain ⁱⁿ luminosity is shown to depend ^on seeing ^con-

ditions. An interferometer is discribed which ^uses high-pressure scanning and gases of high refrac- tivity. 3) Design ^{of a} spectrometer ^{for R ~} 100,000 using ^a grating ^{and a} Fabry-Perot ^scanned simultaneously by pressure ; the technique ^of photon counting is recommended.

PHYSIQUE 19, 1958,

La grande supériorité ^de l’interféromètre Fabry-

Perot sur les réseaux de diffraction en ce qui

concerne le produit résolution-luminosité rend cet instrument spéciàlement utile ^en- astronomie expé-

rimentale où l’on désire obtenir les spectres d’objets

très faibles avec des pouvoirs ^de résolution variés.

Courtès [1] ^a montré comment la photographie

à travers des filtres interférentiels peut ^fournir

simultanément les intensités monochromatiques d’un-grand ^{nombre de} points ^de l’objet. ^{En consi-}

dérant la géométrie d’un interféromètre alimenté par ^un télescope astronomique, ^on voit que le rôle du télescope ^{se borne à diminuer} l’angle ^de champ

de l’interféromètre dans le rapport ^{des diamètres}

de l’interféromètre et du télescope, ^{tout en main-}

tement constante la brillance de l’image ^finale.

Basse résolution (OZ c: 100).

Un filtre inter- férentiel avec une largeur ^{de bande de 50 A (à}

5 000 Á) ^{doit avoir un} diamètre de ⁴ cm pour

accepter l’étendue fournie par un’miroir de 120

cm dans un champ ^{de 110} (fig. 1). ^{Il est relative-}

ment aisé de construire un filtre de 10 cm de diamètre qui peut ^{alors être} placé ^{dans le faisceau} convergent ^au voisinage ^du foyer ^{du miroir et} qui

admet l’angle ^{de 1° avec une} luminosité légèrement supérieure ^sans nécessiter un collimateur. Avec-un tel système des nébuleuses ont été photographiées en: ^{émission en lumière} inonochromatique. ^{Il est} courant de transformer l’ouverture relative du téles- cope de façon ^à augmenter ^{la vitesse} photographi-

que, ^et les aberrations du système optique ^limitent

sévèrement la définition [2] ^{au delà d’un} champ ^de

1 °. (Le ^{coma et} l’astigmatisme, pris ensemble, atteignent ^{17" à} 0,5° ^{de l’axe d’un} miroir para-

bolique f/5,0.) ^Deux systèmes ^{ont’été élaborés} afin

de rephotographier ^le plan ^{focal d’un} paraboloïde

de 12 ^cm ouvert à f/5 (à ^{travers un} filtre interféren-

tiel) ^{avec une ouverture relative} finale de fll,O

et en

corrigeant ^les aberrations du miroir jusqu’à

environ 3 sur un champ ^{de 1°.}

.

FIG. 1. _- Champ angulaire ^{sur le ciel} correspondants

à un monochromateur associé à un télescope.

Le premier système comprend ^un collimateur

parabolique suivi d’une chambre de Schmidt (fig. 2)

L’ensemble de deux miroirs concaves paraboliques

de même foyer ^est exempt d’aberration sphérique,

de’coma et d’astigmatisme ^{sur un} champ notable ;

ainsi la chambre de Schmidt reçoit ^{des ondes} planes et ^les images ^sont exemptes d’aberrations. En traçant ^les rayons/on ^a pu ^montrer qu’un système

de ce type ^{aura des} images ^finales correspondant

Article published online by EDP Sciences and available at http://dx.doi.org/10.1051/jphysrad:01958001903035400

355 à moins de 2" sur le ciel dans un champ ^{de 10. Un}

collimateur de 30 ^cm de diamètre et une chambre de 20 cm ouverte à f/1,0 ^{sont en} construction pour cet usage ^à Asiago.

FIG. 2.

Collimateur parabolique

et chambre de Schmidt.

Le second système, ^dessiné par le ^DrC. G. Wynne,

est un objectif beaucoup plus petit ^{à 4 éléments} (fig. 3). ^{Il se} comporte ^{comme un} collimateur et

fournit des fronts d’ondes représentés ^{sur la} figure ⁴

à une chambre de Schmidt de 10 cm. Ici aussi les aberrations ^sont réduites à une valeur tolérable et la limite de résolution est imposée par le grain

de la plaque photographique.

Résolution moyenne (R = 5 000).

^{La réso-}

lution est souvent appliquée ^aux étoiles de manière inefficace parce que la fente du spectromètre ^n’uti-

lise pas ^{toute la} lumière collectée _par le miroir.

Pour un certain nombre de problèmes ^une explo-

ration successive de quelques dizaines de points ^de l’objet ^est suffisante et les détecteurs photo- électriques ^sont avantageux. Dans de tels _cas, l’uti- lisation d’un interféromètre en série avec un mono-

chromateur est indiquée. Un instrument typique

est le spectrographe ^{à 3} prismes ^utilisé par Geake et Wilcock [3] ^{avec le} télescope’ dej ^{125 cm} d’Asiago. ^{Par une bonne} nuit, l’image ^{stellaire a}

un diamètre de 4", équivalente ^{à 5 A} pour

À = 4 400 A. Ainsi une résolution plus ^{élevée ne}

Fm. 3.

Objectif collimateur à quatre éléments, ^{de 50 cm de focale} (pour ^miroir parabolique ^{de 125 cm} f/5).

FIG. 4.

Front d’ondes émergeant ^du collimateur à quatre ^éléments.

Aberration angulaire ^{dans l’ «} espace-étoile » pour le collimateur de 50 cm avec le miroir parabolique ^{de 125 cm} //5.

peut ^{être obtenue} qu’en perdant de la lumière.

Wilcock et Geake ont décrit un interféromètre à inclinaison qui ^{est une} première tentative pour aderoitre le produit luminosité ^X résolution, ^mais

qui n’était pas entièrement satisfaisant pour deux raisons. Premièrement, ^{la nécessité} d’employer,

avec l’interféromètre à inclinaison une surface des

lames ^{plus grande qu’avec} l’instrument travaillant

sur l’axe, diminuait la finesse disponible, ^{car l’effet}

dominant était la courbure d’ensemble des surfaces.

On peut ^montrer qu’un interféromètre à inclinaison utilisé ainsi et explorant ^{un ordre entier doit avoir}

un diamètre d’environ 4 B/TV ^fois plus grand qu’un

instrument travaillant sur l’axe, ^{N étant le nombre} équivalent ^de faisceaux interférents. Deuxième- ment, ^{la forme} de raie instrumentale variait ^au

cours de l’exploration, introduisant ainsi une ^asy- métrie dans le profil ^des raies, ^{et ne} permettant

pas ^le balayage ^{en « dents de scie ».}

Nous ^avons développé ^un interféromètre à

balayage par pression ^{destiné à} être utilisé avec ce

spectromètre. Puisque ^des disques ^{d’un «} seeing ^»

de 8" ne sont pas exceptionnels ^{et que la} dispersion

du prisme ^{tombe du côté des} grandes longueurs d’onde, ^{il fut} jugé ^désirable d’explorer ^{un domaine}

d’environ 15 À. Il semble qu’il y ^a beaucoup

d’autres applications pour ^un interféromètre explo-

rant un ordre de 15 A avec une bande passante

d’environ 1 A (par exemple ^comme spectro- héliographe).

Les techniques d’exploration existantes sont

l’exploration par pression (en dessous de la pression atmosphérique) ^et les méthodes mécaniques

mettant en jeu ^{des ressorts. La} première ^méthode

ne permet qu’un ^{domaine de} 1,5 A ^avec l’air, ^{et la}

seconde ^ne semble pas souhaitable ^{dans une utili-} sation sur un télescope ^{destiné à} prendre ^{des orien-}

tations variées. Un calcul théorique ^a montré que l’on pouvait disposer ^de réfractivités de l’ordre de 3 à 5 fois celle de l’air, ^ce qui signifie ^{que des} pressions ^de quelques atmosphères ^sont suffisantes.

Nous avons développé ^un système (fig. 5) qui

FIG. 5.

Interféromètre à balayage par presssion.

utilise un mano-détendeur sensible entraînepar ^un

moteur synchrone, ^il permet d’augmenter, ^dans

une chambre fermée par ^des fenêtres de 7,5 ^cm,

la pression ^{de 1 à} 4,7 atmosphères ^de propane

ou d’Arcton 3(CCIF 3). Ces gaz donnent ^un domaine

d’exploration ^{de 20 A et 13 A à 4 400 Â.}

Une finesse totale de 30 permet ^{d’obtenir des} franges ^{dont la} demi-largeur ^est inférieure à 1 Â.

L’appareil ^{sera bientôt emmené à} Asiago ^{où l’on} espère obtenir des limites de résolution de 0,25 A

en utilisant la totalité de l’image de ^l’étoile.

Si un tel filtre remplaçait ^les cinq éléments les

plus épais ^{d’un filtre} polarisant ^de Lyot, ^{il don-}

nerait un gain ^de transmission et éviterait la néces- sité d’une stabilisation. de température. ^La facilité

avec laquelle ^{le filtre} peut ^être accordé, ^ainsi que

son prix relativement bas, ^{en font une solution} attrayante pour l’étude des protubérances solaires, ^etc.

Il apparaît probable que le balayage par pression peut ^{être étendu} pour couvrir de plus grands

domaines. L’arcton 3 a une tension de vapeur ^de 34 atmosphères ^{à 20 OC,} _ce ^{qui permet une explo-}

ration d’au moins 100 (à ^{4 400} A). ^{A ces} pres-

sions, ^une fenêtre de 5 cm de diamètre doit être

épaisse ^{de 2 cm} seulement. Ainsi le pont peut ^être

établi entre le filtre interférentiel en coin [5], ^et

l’interféromètre à balayage par pression.

Haute résolution (8 - 100 000 ).

^En spectro- scopie ^{stellaire à haute} résolution, ^{un réseau} ayant

un diamètre égal ^à 1/10 ^{de celui} du miroir du

téléscope, utilisé dans des endroits spécialement

choisis pour leurs bonnes conditions d’observation, permet d’atteindre dt ⁼ 10 000 sans perte ^de

lumière à la fente. Il existe des problèmes (par exemple : profil des raies d’absorption ^interstel- laires) qui exigent ^un pouvoir ^résolvant de 200 000 : l’interféromètre permettra ^de l’atteindre sans perte

sérieuse.

Les télescopes européens ^ne bénéficient _pas, en

général, ^d’aussi bonnes conditions d’observation et les grands réseaux échelettes ne sont pas faci- lement disponibles. ^{Nous avons} cependant ^dessiné

un spectrographe ^{destiné à} être utilisé avec le

télescope ^{de 120 cm.} d’Asiago ; ^en travaillant

avec un interféromètre, ^il permettra d’atteindre

un pouvoir ^{résolvant de 105 avec une faible} perte ^{de lumière. Un réseau de} 7,5 ^cm. (angle ^de

blaze 30°) ^{admet une} image stellaire de 4" avec

éR

3 000 ( fig. 1). ^{Il est} suivi d’un interféromètre de 2,5 ^{mm de diamètre avec une} finesse effective

présumée de 33. Nous examinerons la possibilité

d’atteindre une finesse plus ^{élevée sur une surface}

de lame aussi restreinte.

Pour des raisons de commodité le rés-eau set l’interféromètre seront dans la même enceinte étanche à la pression, ^{et seront} explorés ^simulta-

nément par ^un gaz ^sous pression permettant d’explorer successivement 500 éléments spectraux

si cela est nécessaire. Le système complet ^sera plus rapide que le même réseau utilisé photographi-

,

quement -jusqu’à ^ce qu’on dépasse ^{le nombre de}

357 2 000 éléments spectraux explorés. On demandera

au système ^de travailler à des niveaux de lumière très faibles (moins ^{de 100} photons par seconde) ^et

des expériences auxiliaires ^ont montré que c’est la’

photométrie par comptage d’impulsions qui ^donne

le meilleur rapport signal/bruit. La’ sortie d’un

photomultiplicateur refroidi ^{alimente un} compteur d’impulsion ^{et un} enregistreur potentiométrique ^à plume, ^{ce dernier} permettant l’introduction d’une

compensation des fluctuations de transparence.

Un tel instrument permet d’explorer 100 ^élé-

ments spectraux d’une étoile de 6e grandeur ^avec

un pouvoir de résolution R

105, ^{et une erreur de}

::1:: ³ % ^{sur une} observation durant’ une nuit. Il

faut noter que des ^courants d’obscurité de photo- multiplicateurs correspondant ^{à 20} impulsions par seconde ont été observés à la température ^am- biante, ^et que, ^en conséquence, l’application ^des techniques multiplex ^{ne devient} avantageuse que

lorsque ^{le nombre} d’impulsions ^{dans le canal cor-} respondant ^à chaque signal devient notablement

plus ^faible.

Note ajoutée ^{à la} correction.

Les expériences

annoncées dans cette communication ont été faites à Asiago ^{avec un} plein ^succés, démontrant ainsi la valeur de- cette méthode. Leurs résultats seront

publiés ’prochainement.

BIBLIOGRAPHIE

[1] ^COURTÈS (G.), ^{C. R. Acad.} Sc., 1951, 231, 1283.

[2] ^RING (J.), Observatory, ^1956, 75, ^250.

[3] ^GEAKE (J. E.) et WILCOCK (W. L.), M. N. R. A. S., 1956, 116, ^561.

[4] ^GEAKE (J. E.) ^{et WILCOCK} (W. L.), ^{M. N. R. A. S.}

(sous presse), 1957, 117, ^380.

[5[ ^LENOUVEL (F.) ^{et RING} (G.), C. R. Acad. Sci. 1955, 240, 276.

DISCUSSION

G. Courtès.

La solution qui ^{consiste à rem-} placer ^la lentille de champ par ^un miroir para-

bolique ^{concave est} excellente pour les petits ^téles-

copes, ^mais j’ai ^{dû renoncer à} l’employer ^{avec le} télescope ^de 193 ^{cm de} l’observatoire de Haute-

Provence, ^{car le miroir} collecteur atteindrait des dimensions prohibitives.

J. Ring.

Le diamètre du miroir que j’utilise

est de 30 _{ci ; il} est plus ^{facile à réaliser} que le sys- tème à lentilles (et présente ^de plus l’avantage

d’être achromatique). Mais celui-ci serait préfé-

rable _pour ^un télescope ^de plus ^{de 120 cm d’ou-}

verture.