Spectromètre stellaire multicanal

HAL Id: jpa-00235822

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Submitted on 1 Jan 1958

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Spectromètre stellaire multicanal

Lawrence Mertz

To cite this version:

Lawrence Mertz. Spectromètre stellaire multicanal. J. Phys. Radium, 1958, 19 (3), pp.233-236.

�10.1051/jphysrad:01958001903023300�. �jpa-00235822�

SPECTROMÈTRE STELLAIRE MULTICANAL Par LAWRENCE MERTZ,

Harvard College Observatory and Smithsonian Astrophysical Observatory.

Résumé.

Un interféromètre a été construit en vue d’appliquer ^la technique ^{du Dr} Fellgett ^à

la spectrométrie stellaire dans le visible. Il est constitué essentiellement d’une lame biréfringente d’épaisseur ^{variable entre} polariseurs, équivalente ^{à une section} unique d’un filtre de Lyot, pouvant

donner une variation de la différence de marche de 175 03BB à 4 000 Å. Pour réduire le bruit de scin- tillation on module la différence de marche avec une lame à biréfringence électrique, ^{à une fré-}

quence ^{de 3 000} cycles par seconde. Nous comptons ^d’autre part ^{obtenir une réduction} supplé-

mentaire en enregistrant ^le rapport du courant alternatif au courant continu du récepteur.

Cet interféromètre utilisé avec le télescope ^{de Clark de 60 cm a} permis de différentier les couleurs et les raies de la nébuleuse d’Orion, ^de la comète Arend Roland et de différentes étoiles.

Abstract.

An interferometer has been built in order to apply ^Dr Fellgett’s technique ^to

stellar spectrometry in the visible. Basically it consists of a variable retardation plate ^between polarizers ; equivalently ^a section of a Lyot ^{filter. The} path difference can be varied by ^{175 03BB}

at 4 000 Å. In order to reduce scintillation noise one modulates the path difference at 3 000 cycles

per second with ^an electrooptic retardation plate ; complete cancellation can be obtained by measuring the ratio of AC to DC.

This interferometer used with the 24 inch Clark telescope easily differentiated colors and line structures of the Orion Nebuli, ^{and the comet} Arend Roland ^as well of various types ^{of stars.}

LE JOURNAL DE PHYSIQUE ^{ET LE RADIUM TOME} 19, ^MARS 1958,

L’emploi ^{des cellules} photoélectriques ^s’est

introduit ^en photométrie ^{stellaire en} raison de leur rendement quantique élevé, ^{et de leur linéarité}

dans un domaine étendu. Leur application ^{à la} spectrométrie ^{stellaire a} été néanmoins limitée en

raison du mauvais rendement propre à ^{un mono-} chromateur explorant ^un spectre. ^Le problème ^est

celui du rapport signal ^sur bruit. Dans le ^cas où le bruit de récepteur ^est prédominant, ^{un interfé-}

romètre à deux ondes possède ^un rendement bien

FIG. 1.

Partie optique de l’interféromètre.

supérieur ^{à celui d’un} monochromateur. Le Dr Fellgett [1] ^{a été le} premier ^{à faire} remarquer

ce fait, ^{et a} déjà ^discuté l’aspect théorique ^{de cette} question. ^{Dans le travail} présenté ici, ^{nous consi-}

dérerons quelques-uns ^des aspects pratiques, ^{et les}

résultats d’une application. ^{Nous ne nous atten-}

dons pas ^à obtenir un gain considérable, ^étant

donné que le ^{bruit de} photons devrait être prédo- minant, ^{mais nous} préférons ^{un niveau de} signal

FIG. 2.

Photographie ^de l’interféromètre,

un panneau étant enlevé pour ^montrer l’intérieur.

plus élevé, ^{et ne} pas ^avoir de fentes. Nous espérons également pouvoir ^utiliser l’interférogramme ^direc-

tement. Dans cette intention nous avons imaginé ^et

Article published online by EDP Sciences and available at http://dx.doi.org/10.1051/jphysrad:01958001903023300

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construits un interféromètre ^à polarisation, ^de préfé-

rence à un interféromètre de Michelson. Les raisons de ce choix sont le bon rendement, ^la simplicité ^et

la robustesse. Il est essentiellement constitué d’une lame biréfringente d’épaisseur ^variable placée ^entre polariseurs. ^Ceci équivaut ^{à une seule} section d’un filtre de Lyot, ^{mais avec une} épaisseur ^variable.

C’est un compensateur ^{de Soleil} qui fournit des différences de marche comprises ^entre

0,02 ^et

,

+ 0,07 mm, ^ce qui correspond, ^{à 4 000} À, ^{à envi-}

ron 175 longueurs ^{d’onde au maximum. Ce} compen- sateur n’a _pas besoin d’avoir une grande ^surface

étant donné qu’il ^est placé ^au foyer ; celle du nôtre est de 5 X 5 mm. Le faisceau est ouvert à envi-

ron J/18.

Des mesures préliminaires ^{ont été faites avec cet}

instrument placé ^au foyer Cassegrain ^du télescope

de Clark de 60 cm. Ces mesures avaient seulement pour but de ^montrer quel genre de courbes on

pouvait attendre de différentes étoiles. Avant _que les caractéristiques ^du système ^du point ^{de vue} rapport signal ^{sur bruit} puissent ^être évaluées, ^le

bruit de scintillation (qui est proportionnel ^au signal ^et est ici le bruit prédominant), ^{doit être}

-annulé. Sans cela’le procédé interférométrique ^est théoriquement ^{inférieur à la} spectrométrie ^con-

ventionnelle. ^La première modification faite au

système fut, d’y ajouter ^{une lame à} biréfringence électrique ^{variable à côté du} compensateur ^de Soleil. Cette lame est fournie commercialement par ^la Cie Baird Atomic. C’est un cristal de phos- phate diacide de potassium qui devient biaxe par

application ^d’un champ électrique longitudinal.

Ainsi ^en faisant varier la différence de potentiel appliquée ^au cristal, ôn peut ^faire varier la diffé- rence de marche du système ^{dans un} petit ^domaine.

On applique "àu cristal environ 5 000 volts à 3 000 cyclesl par ^{seconde, et le} signal ^du photo- multiplicateur ^{subit une détection} synchrone. ^Ceci

revient à mesurer la dérivée du système ^de franges

d’interférences de sorte que le résultat soumis à la

mesure est la transformées de Fourier en sinus du

spectre ^{et non la} transformée en cosinus. Il y ^a

également ^un léger ^{effet de} filtrage ^{sur le} spectre.

Mais la propriété importante est que le niveau moyen du signal ^est maintenant zéro et non plus ^la

moitié du niveau de la lumière. Ainsi les bruits de scintillation qui ^sont prédominants ^{en dessous de}

500 cycles par seconde [2] ^{et sont} équivalents ^{à des}

variations de l’amplification, ^ne changeront pas ^le niveau _{moyen du} signal ^{et auront un} effet propor- tionnellement plus petit ^{sur de} petits signaux. ^Le

flux lumineux total tombant ^sur le photomulti- plicateur ^{est encore à un niveau} élevé, ^{de sorte} que le bruit de photons ^{ou le bruit} shot, qui ^{a des com-} posantes ^{de haute} fréquence, ^reste inchangé. ^Tel

,est l’état présent ^de l’appareil.

La première. figure ^{montre la} partie optique ^de l’appareil ^y compris ^{une deuxième} modification qui

est en voie de réalisation. Il s’agit ^du rempla-

cement du premier polariseur par ^un prisme ^de Wollaston accompagné d’une lame demi-onde sur la moitié de la lentille de champ. ^Le prisme ^{à double} image ^{fournit une} image séparée pour chaque pola- risation ; ^{la lame demi-onde} fait alors tourner le

plan ^de polarisation de l’une des images pour le rendre parallèle ^{à celui} de l’autre. Le but de cette

opération ^{est double : tout d’abord on} utilise les

FIG. 3.

Schéma d’un enregistreur ^de rapport.

deux polarisations ^{de sorte} que l’on gagne presque

une magnitude ^{stellaire en} sensibilité. Deuxiè- mement la lumière du fond du ciel est éliminée de la _mesure, bien _que son bruit subsiste. Une tech-

nique ^{similaire a été} utilisée par Ohman [3] ^bien qu’il néglige d’employer la deuxième polarisation.

On peut envisager ^{l’effet sur la mesure en consi-}

dérant que la ^mesure porte ^{sur la} différence entre deux systèmes ^de franges ^{différant de une demi-}

FIG. 4. - Schéma possible ^d’un enregistreur ^de rapport

en courant alternatif.

longueur ^{d’onde. Cette} différenciation ^nous ramène

en fait de ^nouveau à une transformation symé- trique, ^{ou en cosinus.}

A l’exception d’un miroir reflex _pour l’oculaire du

chercheur, ceci constitue tout le système optique.

La deuxième figure représente ^une photographie ^de

l’instrument, ^{un côté étant enlevé} pour permettre

de voir à l’intérieur.

Il reste une autre modification à faire. Il s’agit

essentiellement de la technique employée par Hiltner et Code [4] pour l’enregistrement ^{d’un .} rapport. ^{Si l’on mesure le} rapport ^{du courant alter-}

natif ^au courant continu du photomultiplicateur,

le bruit de scintillation est supprimé ^{même au} yoisi-

nage des maxima du courant alternatif (fig. 3). Etant

donné que je n’aime pas les amplificateurs ^conti-

nus, le système ressemblera plutôt ^{à celui de la} figure ^{4. C’est} essentiellement le même, ^{mais la}

FiG. 5.

Deux courbes provisoires obtenues par enregistrement ^des franges ^en courant continu.

FIG. 6.

Deux courbes provisoires ^{obtenues en courant} alternatif,

avec le modulateur électro-optique. Magnitudes ^{et classes} spectrales ^{des étoiles.}

mesure du flux lumineux total est faite en le modu- lant.

Je voudrais dire maintenant que très peu de modifications seraient nécessaires pour utiliser l’instrument dans l’infra-rouge. ^Le quartz ^cristallin

est transparent jusqu’à ^la limite de transmission

atmosphérique, mais la ^lame électro-optique ^devrait

être remplacée par ^{une lame} quart ^{d’onde tour-}

nante. Le polariseur ^{arrière serait} remplacé par

un autre prisme ^{à double} image ^{et la différence}

entre ces deux images ^{serait mesurée.}

Les figures ^suivantes présentent quelques ^enre- gistrements. ^Le premier ^{a été obtenu sans la lame .} électro-optique, ^{le deuxième avec. Il} y ^a plusieurs pépins, ^surtout d’origine électronique, ^{dans le mon-} tage, ^et le rapport signal ^{sur bruit est encore loin}

du Diveau attendu. Un problème particulier ^est

l’induction électrique par la haute tension appliquée

236

au cristal. Il a été depuis ^{blindé en} partie ^{et des} enregistrements ^{améliorés ont été} obtenus. Mais il n’y ^avait plus ^le temps ^d’en faire des _repro- ductions.

Je voudrais également ^{dire un mot de notre} pro- gramme préliminaire. ^Nos premiers efforts tendront à obtenir une classification empirique ^des types spectraux, reposant ^{à la fois sur une} discrimination

grossière des couleurs (grâce ^aux franges ^{centrales à}

contraste élevé) ^{et sur} les détails correspondants ^à

une résolution modérée (qui apparaissent plus ^loin

du centre sur les interférogrammes). ^{Pour autant}

que je ^{sache ce} serait la première classification

photoélectrique ^{fondée sur les} caractéristiques ^des

raies d’absorption ^des spectres stellaires.

Nous espérons utiliser les enregistrements ^eux- mêmes, ^{sans faire la} transformation pour obtenir le spectre. ^{Cette tâche} pourrait ^être entreprise plus ^tard.

En guise de conclusion je désirerais remercier le Dr William Sinton et le Dr Fred Whipple pour leurs encouragements ainsi que pour les discussions

profitables que j’ai eues avec eux.

.

BIBLIOGRAPHIE

[1] FELLGETT, Thèse de l’Université de Cambridge, ^1951.

[2] MIKESELL, ^{HOAG et} HALL, ^J. Opt. ^Soc. Amer., 1951, 41, 689.

[3] OHMAN, ^Annals of the Stockholm Observatory, 1949, 15, 8.

[4] ^{HILTNER et} CODE, ^J. Opt. ^Soc. Amer., 1950, 40, 149.

DISCUSSION

J. Ring.

^Je reconnais l’utilité de la méthode utilisant directement l’interférogramme pour les études à très basse résolution ; mais pour des réso- lutions plus ^{élevées, la méthode} multiplex ^sera

dans le visible inférieure au Fabry-Perot ^du point

de vue du rapport signal/bruit, sauf pour les flux lumineux très faibles (100 photons/sec ^par canal),

le courant d’obscurité jouant ^{alors un rôle} impor-

tant.

L. Mertz.

En ce qui ^{concerne la} résolution,

nous désirons apprendre ^{à marcher avant} d’essayer

de courir.

J. Ring.

^Est-il possible de faire varier l’ouverture angulaire ^d’un interféromètre de Michelson pendant que ^la différence de marche varie ? Ceci donnerait ^un gain de luminosité dans le ^cas d’objets étendus. Est-ce _que cette possibilité

modifie le facteur de mérite de P. Jacquinot ?

L. Mertz.

Il est, ^{avec mon} appareil, possible d’appliquer ^{la méthode de} Lyot, consistant à couper ^en deux la lame biréfringente. ^{En croisant}

les axes optiques ^{et insérant une lame demi-onde}

entre les deux moitiés, ^on peut augmenter ^le champ angulaire ^aux grandes différences de marche.

P. Connes.

Le point envisagé par J. Ring ^{a été}

brièvement abordé par ^J. Connes dans son exposé ;

la variation de l’ouverture angulaire ^d’un interf éro- mètre de Michelson ^{au cours} de l’exploration permet effectivement un ,gain ^de luminosité qui peut ^être accompagné ^{d’un effet «} d’apodisation ^»

très utile..

H. A. Gebbie.

On peut ^{faire une} cc a podisation ^» numérique ^{au cours de} la réduction des résultats

en multipliant ^{la fonction} enregistrée par ^une f onc -

tion d’apodisation.

P. Jacquinot.

^Le procédé d’apodisation phy- sique décrit par J. Connes paraît préférable ; ^il correspond ^{à un} gain d’énergie, puisqu’on peut utiliser une ouverture plus grande ^aux faibles dif- férences de marche.

H, A. Gebbie.

Ne serait-il pas intéressant d’utiliser plusieurs ^anneaux pour augmenter ^la luminosité ?

P. Connes.

Oui, ^en principe, mais, ^{dans le cas}

de l’interféromètre de Michelson, ^{il est} plus simple

de supprimer complètement ^{les anneaux. Il suffit} d’interposer ^{sur les deux} faisceaux deux systèmes

afocaux identiques, que l’on déplace ^de façon ^à garder ^{les deux} images ^{des deux} miroirs super-

posées quelle que soit la différence de marche. ^Dès lors la différence de marche ne dépend plus ^de

l’incidence (voir ^Rev. Opt., 1956, 35, 37).

P. Jacquinot.

^Le gain ^{sur le} facteur de mérite devient alors beaucoup plus grand que 27r/p. ^Il

n’est plus limité que par des ^termes d’ordre supé-

rieur à 2 correspondant ^aux aberrations _{des sys-}

tèmes afocaux.