MONTAGE PÉROT-FABRY A MULTI-LENTILLES

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Submitted on 1 Jan 1967

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MONTAGE PÉROT-FABRY A MULTI-LENTILLES

G. Courtès, Y. Georgelin

To cite this version:

JOURNAL DE PHYSIQUE Colloque C 2, supplément au no 3-4, Tome 28, mars-avril 1967, page C 2

-

21 8

MONTAGE PÉKOT-FABRY A MULTI-LENTILLES

par G. COURTÈS et Y. GEORGELIN

Observatoires de Marseille et de Haute-Provence, France.

Résumé. - Description d'un montage nouveau de l'étalon de Pérot-Fabry pour l'observation simultanée des régions d'émission des galaxies. Mesure de la rotation et de la recession.

Abstract. - Describes a new design with a Fabry-Perot etalon for the simultaneus observation of emission regions in the galaxies. Measurement can be made of rotation and redshift.

1. Introduction. - Le but de l'appareil est de Stanhope dont le diamètre sera de l'ordre de grandeur mesurer la vitesse radiale des régions d'émission (*) des dimensions de ces régions H II au foyer du téles- des galaxies avec le plus de précision possible afin de cope [l] [3]. Un grand champ d'observation est tracer la courbe de rotation de ces galaxies. Le Pérot- ouvert par cette méthode qui permet d'atteindre des Fabry dans son montage classique est tout indiqué objets de 4 0 au lieu de 5' quand on utilise le télescope

Pl an focal

du télescope _{Pian focal des rnultilentilles}

t

oL

se forment les anneaux

Pupille

commune à tous 1

les systèmes Emulsion Photogmphique Réducteur f w l 1

FIG. 1

-

Dispositif interférentiel à lentilles multiples.

pour obtenir cette précision 11, 21 mais il exige des sources étendues. Les régions d'émission des galaxies sont quasi ponctuelies à quelques exceptions près comme M33, M51, NGC 4 490, NGC 4 631 qui ont des régions H II dont les diamètres apparents varient de 1 0 à 40" [4]. Les dimensions sont trop réduites pour appliquer la méthode classique, une solution est de former un système d'anneaux pour chaque région HI1 à l'aide de très petites lentilles du genre de 193 cm. de l'observatoire de Haute-Provence. En plus des galaxies on peut étudier les nébuleuses

planétaires et les nébuleuses galactiques symétriques de Johnson (nébuleuse de petits diamètres apparents). 2. Montage optique. - A) GÉNÉRALITÉS. Le filtre interférentiel et le Perot-Fabry travaillent à F/5 (rap- port d'ouverture le plus courant des foyers Newton). Au foyer du télescope on dispose la face d'entrée du système de 60 lentilles juxtaposées (ceil d'insecte). Ces lentilles redonnent en leurs foyers, très proches de leurs faces de sortie des pupilles, qui sont les images du miroir principal sur lesquelles sont centrés les anneaux Perot-Fabry. Pour augmenter la luminosité de l'ensemble, un système lentille de champ $- objectif

(*) On appelle Région H II ces régions ionisées de I'hydrogène

interstellaire (terminologie de B. Stromgsen). Les raies d'émission à distance finie réduit le système d'un facteur 4, ce qui les *lus intenses des Régions H 11 sont H~ 6 569 A. , - 1 ~ 1 1 1 - 6548- revient à travailler à F]1,25. La raie d'émission sélec-

84

A,

[O II] 3 726-29 A. tionnée est Ha (6 563

A).

MONTAGE PÉROT-FABRY A MULTI-LENTILLES C 2 - 2 1 9 B) FILTRE INTERFÉRENTIEL. Le filtre interférentiel

doit être extrêmement sélectif. En effet, les images finales sur la plaque sont très réduites ; le le' anneau a par exemple 300 microns de diamètre et le deuxième 440 microns, ce qui fait une différence de 70microns sur le rayon. Si l'on tient compte du grain de la plaque estimé à 20 microns, la moindre lumière de ciel nocturne ou de continu de la galaxie venant entre ces deux anneaux relève considérablement le fond de plaque entre ceux-ci, ce qui entraîne une perte de contraste. Pratiquement, si l'on veut tirer profit d'un bon contraste, il faut se limiter à des filtres de bande pas- sante

< 10

A.

FIG. 3 - Systèmes d'anneaux de Pérot-Fabry obtenus sur le même fragment de bras spiral (Zdie Ha). Ordre d'inter- férence 500. Cliché Y. Georgelin. Télescope 193 cm de l'Ob- servatoire de Haute Provence.

FIG. 2 - Fragment d'un bras spiral de la galaxie M33. Plaque 103 aE, filtre interférentiel AÂ = 4A (Ha). Téléscope de 193 cm de l'Observatoire de Haute Provence équipé du réducteur focal F/1.

C) PEROT-FABRY. L'ordre d'interférence a été choisi de telle manière que, quel que soit le réglage de l'étalon ou l'effet Doppler-Fizeau de la galaxie, il y ait toujours au moins un anneau sur la pupille et que le profil de cet anneau n'ait aucun risque d'être affecté par les bords extérieurs et intérieurs de la pupille. Quand un anneau disparaît à l'extérieur, le suivant est déjà en bonne position photométrique. On est ainsi amené à

prendre l'ordre d'interférence p > 200 en Newton, p

>

1 800 en Cassegrain. En Newton p = 500 est un bon compromis car il met un déphasage de Al2 entre 6 584 (la raie la plus intense de [N II]) ou du moins la fraction de cette raie qui risquerait de passer à travers le filtre interférentiel et Ha que l'on mesure [2].

D) LENTILLES TYPE STANHOPE, (( OEIL D'INSECTE ».

Tous les paramètres de ces lentilles étaient imposés. On considère que sur la plaque, 500 microns est le

diamètre minimum du système d'anneaux si l'on veut garder une précision suffisante sur les mesures, ce qui donne 2 mm sur la dimension de l'image de la pupille du télescope au foyer des lentilles, en fait 2,4 mm à

cause des irrégularités des lentilles sur les bords et pour être certain de disposer d'une plage photomé- trique propre. L'ouverture est F/5 à l'entrée et à la sortie (sinon toute la lumière ne serait pas admise par l'objectif réducteur de l'image). Ces lentilles de 2 mm de diamètre découpent sur le ciel 40" au lieu de 2 0 que nous aurions voulu atteindre. Si l'on veut travailler dans les meilleures conditions de luminosité il faut prendre sur le ciel des régions HI1 suffisamment éten- dues pour recouvrir toute une lentille et garder ainsi la luminosité d'une photographie à même rapport d'ouverture. Pour les régions HI1 moins étendues que les lentilles on perd en luminosité, par rapport à la photographie directe, un facteur égal au rapport

Surface de la lentillelsurface de la région HII. D'ordinaire, les lentilles Stanhope ont l'une de leurs faces planes, ici elles sont sphériques et de même rayon de courbure pour les deux faces. La face de sortie joue le rôle de lentille de champ ; quelle que soit à

l'entrée l'incidence d'un pinceau, la lumière est paral- lèle à la sortie, l'axe de symétrie du cône des faisceaux émergents est parallèle à l'axe optique de la lentille. E) RÉDUCTEUR FOCAL. Il est composé d'une lentille de champ et d'un objectif à distance finie qui réduit l'image d'un facteur 4.

C 2

-

220 G. COURTÈS ET Y. GEORGELIN 3. Mesures.

-

COMPARAISON AVEC LA MÉTHODE

CLASSIQUE. Dans la méthode classique l'objectif de chambre a 25 mm de distance focale, ici la distance focale équivalente des lentilles est 10 mm14 = 2 mm 5 il y a donc une perte d'un facteur 10 sur la précision des mesures. En fait diverses raisons réduisent cet écart. Les anneaux étant plus fins on les pointe à 4 1 micron au lieu de f 3 microns dans l'autre cas. De plus on mesure directement les diamètres au lieu des rayons qui dans la méthode classique font obligatoi- rement intervenir une mesure intermédiaire d'un réticule matérialisant un centre approché du système d'anneaux. En outre, on a li possibilité de mesurer suivant au moins 10 diamètres, les mesures étant indé- pendantes [l] [3].

PRÉCISIONS DES MESURES. On obtient f 1 micron sur le pointé de chaque anneau et

+

4 microns sur les diamètres suivant les différentes directions. On peut

déjà dire que I'on a mieux que

+

10 km/s et que I'on aura certainement

+

5 km/s dès que l'appareil et la méthode de dépouillement seront éprouvés.

Nous avons recherché une nouvelle méthode de réduction fondée sur l'exploration de I'interférogram- me par un anneau de Perot-Fabry qui constitue une fente idéale dont la résolution reste constante au cours du balayage.

La description de cet instrument est donnée par G. Monnet au cours de ce même Symposium (5).

Bibliographie

[1] COURTES (G.), J. Physique Rad., Mars 1958,19, p. 342.

[2] COURTES (G.), Ann. d'Astrophysique, 1960, V , No 9,

p. 96.

[3] COURTES (G.), Astronomical J., 1964, 69, No 5, p. 325. [4] COURTES (G.) et CRUVELLIER (P.), Ann. d'dstrophy-

sique, 1965, 28, No 4.