3-L’électronique

Introduction1

Le module de calibration dans le spectro Uvex3 se compose d’une carte électronique Calibrex1 et de quelques composants externes à savoir une lampe de flat et une lampe Argon-Néon pour la calibration de vos spectres.

Cet ensemble est construit sur la base d’un circuit Arduino Nano qui permet de faire beaucoup de fonctions en mode locale ou en mode distant par l’intermédiaire d’un PC relié en USB. Le circuit imprimé a été développé par nos soins et sa dimension réduite nous permet de l’intégrer parfaitement dans le module de guidage. Il n’est donc pas nécessaire d’avoir des compétences particulières d’électronicien ou de savoir programmer tout est déjà fait et expliqué dans les lignes qui suivent. Vous pourrez vous procurer le circuit imprimé en suivant le lien indiqué et le commander en ligne il suffira d’envoyer au site le fichier gerber aussi disponible dans la suite de l’article avant validation de la commande. Il faudra quand même télécharger le programmeur Arduino que l’on trouve sur le net aussi je vous donnerez le lien correspondant. Le programme spécifique pour cette application Arduino a été développé par l’équipe il suffira aussi de le télécharger à partir de cette article pour ensuite le transférer dans l’Arduino à l’aide de votre PC par l’intermédiaire d’un câble mini USB.

Si vous faites tout vous même il vous en coûtera une somme assez modique ne dépassant pas les 50 € pour une carte Calibrex complète (le circuit imprimé, les composants avec l’Arduino Nano ainsi que les deux lampes).

La carte Calibrex1 avec ses composants externes. Dans le sens des aiguilles d’une montre en partant de la gauche: Connecteur d’alimentation 12V, Lampe Tungstène (flat), lampe Neon Relco, Interrupteur de commutation Manuel/Remote via ascom, swtch de commande manuelle, Led rouge d’alimentation, Led multicolore mode indication mode, Servo moteur.

On peut voir sur la photo du dessus l’ensemble que l’on testera sur table avant de l’intégrer dans le module de guidage. On y voit les deux lampes (Tungstène et Argon-Néon) un interrupteur pour passer du mode local au mode distant, un bouton poussoir pour changer de fonction quand nous sommes en mode local, la prise 12 V externe , une Led rouge (alimentation et voyant qui indique le mode), une Led tricolore pour connaitre de visu la fonction réalisée, enfin un mini servo pour basculer le réflecteur.

Connectiques carte Calibrex V2

Principe.

Pas beaucoup de composants sur le circuit imprimé lui-même, c’est l’Arduino qui fait presque tout. Il gère :

  • Allumages des lampes
  • Le cycle, calibration, flat, dark et acquisition
  • Positionne le servo moteur
  • La liaison Usb avec le PC connecté
  • Le mode manuel et le mode distant
  • Les voyants externes d’informations
  • La mesure de la température du boitier intérieur par une sonde interne

Le petit transfo bleu que l’on voit sur la photo fait office d’élévateur de tension à partir d’une fréquence générée par l’Arduino. Deux sorties séparées (avec 180 ° de déphasage) on attaque (via les deux transistors T3 et T4) les deux primaires du transfo pour avoir en sortie sur le secondaire du transfo une tension alternative de 200 V environ, qui sera utilisée pour alimenter la lampe de calibration Argon- Néon. La lampe Tungstène est allumée par une autre sortie de l’Arduino via le transistor T1.

Le servo moteur est connecté sur le connecteur M1 à côté du transfo bleu , et la sonde de température à l’opposé sur le connecteur P2. Toutes les Leds sont connectées directement sur les sorties de l’Arduino via une résistance de limitation courant.

Le régulateur U2 est utilisé pour fabriquer du 5V continu à partir du 12V externe continu. Il sert à alimenter le servo moteur 5V.

Transformateur utilisé sur la carte Calibrex1 avec référence sur le site Conrad.
Détail du mini servo utilisé sur la carte Calibrex1 avec le réflecteur placé en embout.
Le shéma electronique de la carte calibrex, l’arduino nano permet la création des signaux pour positionner le servo Moteur, il commande les deux lampes de calibrations. Une sonde température peux être utilisée et branchée sur la pin 19… Pas encore implémenté dans la partie software. Le transformateur permet l’alimentation en haute tension (220 V) de la lampe Argon/Néon Relco.
Implantation composants se référer à la liste ci-dessous pour le câblage.

Nomenclature se reporter à la carte sérigraphié pour montage.

Composants Valeurs Détails
U1 Arduino Nano
TR1 Transformateur à
souder pour CI
voir ci-dessus
T3, T4 Transistors darlington TIP122 boitier TO-220
T1 Transistor NPN 2N2222 boitier TO-92
U2 Régulateur 5V 7805 boitier TO-220
R1,R2,R4,R5,R6 résistances 4,7 Kohms P= ¼ W
R3 résistance 24 Kohms P=1 W
LR1,LV1,LB1,LRalim résistances 2 Kohms P=¼ W
1 LED tricolore cathode commune Diam 5 mm
1 LED rouge (voyant alim en 5V) Diam 5 mm
1 interrupteur , 2 positions Diam 5,5 mm
1 bouton poussoir , fugitif Diam 7 mm
1 prise chassis femelle, le + au milieu Diam 8 mm
1 fiche connecteur mâle associée
1 barrette support Nano (M/F) 2X31 * pas 2.54 mm
1 barrette M pour les connecteurs 3 points
à souder
1X12 * pas 2.54 mm

Le circuit imprimé est fabriqué en Chine, par la société JLCPCB. J’ai commandé chez ce fabriquant et le résultat est parfait, et très sérieux. La qualité de fabrication est remarquable et les prix très bas. Il suffit de cliquer le menu « calculate » entouré et de prendre la page par défaut et de télécharger le fichier Gerber en zip, tout ce fait automatiquement. Je vous donne une copie d’écran pour vous montrer à quoi ça ressemble avant la commande finale. Vous téléchargez le fichier Gerber que je vous donne. On peut remarquer qu’il y a deux trous de 4 mm de diamètre percés, ils servent à bien centrer le circuit dans le module de calibration en y passe l’ergot qui fait parti du module.

Etape 1 – créer un compte puis importer le fichier zip Gerber_NEW_PCB_CALIBREX1_20190325130025 ci-dessus
Etape 2 – Commander et payer (2€). On peut voir sur cette page deux commandes passées.

Une fois reçu les composants, le circuit imprimé et le servo moteur, reste a souder les composants et a assembler le tout dans le boitier Calibrex. Voici le Résultat:

Votre boitier Calibrex câblé prêt à être testé. Remarque il reste quelques étapes avant l’utilisation sur le ciel: Le coulant 31.75mm de la caméra de guidage n’est pas collé, la palette blanche montée sur le Servo (à gauche) n’est pas encore peinte en noir. Aller courage il nous reste la programmation de l’arduino, l’installation du driver Ascom et la phase de test.

1-introduction

De quoi est-il question ?

Calibrex regroupe en un seul module de 42 mm d’épaisseur, un système de calibration et un système de suivi sur fente compatible avec l’UVEX 3, le tout en impression 3D.

Modèle 3D du boitier Calibrex ici en rouge assemblé avec l’UVEX 3 en gris.

UVEX se revendique comme un instrument facile à construire soit même. Il fait appel à l’impression 3D pour ce qui est de la réalisation mécanique et utilise des composants standards que l’on peut acheter auprès de sociétés comme ThorLabs (pour ce qui concerne les miroirs, le réseau, la lentille). A l’origine du projet l’UVEX est parfaitement intégré au système Shelyak Instrument, la fente, le cube de guidage et le boitier de calibration sont ceux proposés par la société pour le spectroscope ALPY 600. UVEX étant un projet à faible coût en DiY (Do it Yourself), il était naturel de proposer un système de Guidage et de Calibration en impression 3D, seule la fente restante à commander à la société Shelyak.

En situation, UVEX 3 + Calibrex, installation sur un C11, caméra de guidage Zwo Asi 178MM.

Ainsi était né le projet Calibrex qui propose un boitier unique compact qui regroupe les fonctions de guidage sur fente et de calibration avec lampe Argon/Neon (lampe présente dans les blocs starter pour tube fluorescent) et une lampe Tungstène.

Modèle n°2 qui équipe le spectroscope ALPY600 en version de Base, installé sur le support en impression 3D de l’UVEX 3.
Starterp.jpg
Lampe Neon / Argon présente dans les starter d’allumage des Tubes fluorescents. Ces starters pour quelques euros fournissent une bonne source de lumière nécessaire à la calibration des spectres.

L’attribut alt de cette image est vide, son nom de fichier est guidage_fente_atlas-C2019y4.jpg.
Image du guidage, champ de la Comète C/2019 ATLAS Y4 le 04 avril 2020 – C11 + Calibrex – Camera ASI ZWO 178MM 2s de pose bin 4×4.
Spectre de la lampe de calibration néon interne au calibrex, 30s de pose UVEX 300tr/mm +ATIK 314L+ bining 1×1

L’électronique est a base d’Arduino Nano qui embarque un microcontroleur de la mémoire flash et un port mini USB. Le programme de la commande des lampes est donc enregistré dans l’arduino. La commande des lampes et le basculement du réflecteur s’effectue soit par commande directe via un switch sur le coté du boitier, soit par software via un driver ASCOM dédié, driver de type roue à filtre.

Sous le capot, a gauche l’Arduino Nano, le transformateur, la connectique, à droite le servo moteur avec la palette avant montage ainsi que la lampe Relco. A noter la palette blanche en arc de cercle montée sur le servo moteur permet d’occulter le champ du telescope pendant la calibration. Ici il faut peindre celle-ci en noir et garder blanche une zone centrale de quelques millimètres au centre. Ceci permet de simuler l’ouverture du champ à F8. Ainsi les raies de la lampe de la lampe de calibration sont plus fines ce qui donne une calibration plus précise.

Un interrupteur sur le coté du boitier sélectionne le mode remote, et le mode manuel. En mode remote le switch est désactivé, la commande se fait exclusivement via le port USB du CALIBREX. La position clear permet de réaliser les spectres des cibles ainsi que l’autoguidage, en position néon la lampe de calibration ArNeon est allumée et la palette occulte le faisceau du telescope, pour la position flat la lampe tungstène est allumée, et enfin en position close aucune lampe est allumée mais la palette occulte le champ du telescope.

Driver Ascom de roue à filtre – ASCOM.Spectro pour la commande des lampes de calibration

Grâce au driver Ascom, on peut commander le boitier Calibrex à distance ce qui le rend compatible par le mode Remote. L’intérêt du détournement d’un driver de roue à filtre et de pouvoir automatiser l’alternance acquisition spectre objet/séquence de calibration de la même façon qu’une séquence de trichromie en imagerie via l’interface d’automatisation des logiciels d’acquisition du type de Prism ou MaximDL.

Boite de dialogue sous Prism qui permet de contrôler l’activation des lampes de calibration du CALIBREX.
Un travail d’équipe, les Nice people, de gauche à droite, Stéphane Ubaud, Alain Lopez, Jean Luc Martin, et Pierre Dubreuil.

2-Le guidage

Le principe

Le système de guidage est basé sur une reprise du plan focal du télescope par deux doublets achromatiques identiques de 50mm de focale. Le grandissement final est de 1:1 ce qui fait que le guidage sur fente se fait comme si la caméra était au foyer de l’instrument. La fente est inclinée d’un angle 15° par rapport à l’horizontale pour dégager le retour optique du champ central, puis un miroir fait sortir le faisceau à 90° de l’axe optique principal. Le double doublet achromatique permet par la suite de focaliser l’image de la fente sur la caméra de guidage.

Système Optique de guidage sur fente de grandissement 1:1

La fente fait partie intégrante de l’UVEX, elle est décrite aussi dans la section dédié au spectroscope. Cette section pour ce qui traite de la fente reste valable dans le cas de l’utilisation du cube de guidage Alpy de Shelyak.

Le système de guidage est réalisé grâce à une fente réfléchissante incliné à 15° par rapport à l’axe optique. Le système de fente est celui du module de base de l’Alpy 600 de la société shelyak qui est constitué d’une lame très fine (50µm) en nickel gravé de 4 fentes (25µm 50µm 100µm et 300µm) d’un trou de 25µm très pratique pour les réglages de l’UVEX. La dimension des 4 fentes est très utile pour adapter le rapport flux résolution suivant les objets et le télescope utilisé. Le système de fentes est très fragile c’est un point très sensible du spectrographe qu’il faudra la manipuler avec soin et à installer à l’envers comme on le verra plus loin.

Système de fentes Shelyak ici installé à l’endroit pour l’Alpy 600, à monter à l’envers pour l’UVEX 3.
Fente « alternative » de la version de base de l’ALPY 600. Source Shelyak.

Fente Standard présent dans la version de base de l’ALPY 600 – 1 trou de 25 µm et des fentes de 25, 50, 100, 300 µm. Source Shelyak

Chaque système de fentes consiste en une feuille de nickel de 50µm d’épaisseur réalisée par électro-déposition. Ce qui constitue une série de fentes et de trous de type « Clair », la lumière ne traverse donc pas de verre en passant par la fente. Cette fente a d’énormes avantages comme le décrit Christian BUIL dans un échange de mail en avril 2019

… Si on résume les intérêts de cette solution :

– Une solution économique
– Un gain en transmission de l’ordre de 8% et plus fort encore dans le bleu et l’UV.
– Pas de reflet parasite (la double image dans la caméra guide qui perturbe les débutants et parfois les systèmes).
– Un noir d’encre au coeur de la fente, ce qui va améliorer sensiblement la qualité du guidage pour tous les observateurs.
– Un coefficient de réflexion du nickel supérieur à celui du chrome (donc, guidage sur des cibles plus faibles potentiellement).
– Des spectres plus contrastés (moins de diffusion) – Une grande souplesse (nombreuses fentes sur la même plaque, et un truc capital pour UVEX, des trous qui simulent une étoile, ce qui peut être clefs pour le réglage du spectrographe
– c’est valable aussi pour toute la gamme des spectros Shelyak (?), mais en admettant tout de même que cette fente nickel fait moins pros les fentes en verre).

Christian Buil
Modèle « standard » qui équipe le spectroscope ALPY600 en version de Base, installée à l’envers sur le support en impression 3D de l’UVEX 3

Attention néanmoins à ne pas oublier de monter la fente à l’envers sur le support de fente prévu pour l’UVEX, ce qui est contre-intuitif. En effet les bords de la fente n’ont pas le même tranchant des deux cotés à la base, cette fente n’étant pas faite pour faire de l’autoguidage à la base.

Fente à l’endroit, mauvaise configuration la fente est très large, on ne peut pas autoguider efficacement dans cette configuration les lèvres ne réfléchissent pas la lumière de l’étoile une fois dans la fente.

Fente à l’envers, bonne configuration on remarque que la fente est entourée d’un trait très fin caractéristique. Attention ne pas se fier au sens de l’écriture (35 µ) ici à cause des miroirs affectés au moment de l’acquisition par le soft de la caméra.

Le coté spectrographe le schéma ci-dessus est celui ou est écrit la largeur des fentes en µm, mais l’écriture est aussi visible de l’autre coté à l’envers. Source issue de la documentation technique Shelyak.

L’inclinaison de la fente permet de renvoyer tout le flux lumineux qui ne passe pas par la fente vers le système de guidage suivant un angle de 30° par rapport à la verticale ce qui le dégage de l’axe optique. Le champ est repris par un miroir plan Thorlabs ME05-G01 de 1/2″ et de 3,2 mm d’épaisseur incliné à 60° dans la direction du système de focalisation.

Le miroir de guidage 1/2″ et son support en impression 3D, la partie protégée par un film plastique bleu est a installer en avant est la partie aluminée du miroir.

Le faisceau est rendu parallèle par la suite par un premier doublet achromatique Thorlabs AC127-050-A. Un second doublet (même référence que le précédent) focalise l’image de la fente sur le capteur CCD de la camera de guidage.

Doublets Achromatiques Thorlabs 1/2″ (x2). Attention au montage dans le support, les deux doublets doivent être monté tête bêche, les parties bombées vers l’intérieur du tube.
Les deux doublets achromatiques montés dans le support SM05L05 Thorlabs, les références sont orientées vers l’extérieur.

Le système de guidage a pour rapport de grandissement 1 :1 ce qui implique que la taille des objets sur la fente donc au foyer du télescope ont la même taille sur le capteur de la caméra de guidage.

Image du champ de guidage du Calibrex n°2, camera de guidage Zwo Asi 120N, on notera que le liseré autour de la fente est bien visible, et que celle-ci est bien fine, cela signifie que la fente est bien montée à l’envers sur son support
Champ de l’étoile Be EW Lac, lunette Perl Vixen fluorite 90/810 + Calibrex n°2, Zwo Asi 120N – 9s de pose, le champ est ici de 19,5′ x 14,5′ magnitude limite 15, condition de prise de vue urbaine. Lorsqu’on pointe dans la direction de la voie lactée de nombreuses étoiles apparaissent dans le champ de guidage en quelques secondes de poses, ce qui permet une réduction astrométrique et un pointage précis et sûr des cibles spectroscopiques même jusqu’à une magnitude 15!

Le champ de la camera de guidage dépend donc de la focale de l’instrument et aussi de la camera de guidage utilisé, mais la géométrie très particulière de la fente impose des contraintes. Tout d’abord le champ de netteté optimum est assuré au centre de la fente ou globalement les déformations géométrique ne sont pas gênantes tant que l’objet est situé dans la zone entre la vis centrale et la vis n°2 visible en ombre chinoise ci-dessus.

Position du champ de netteté sur le système de fente.

En gros la zone de netteté fait 4mm x 4mm ce qui est compatible avec la camera ZWO Asi 120N (capteur de 4,8mm x 3,6mm) mais des capteurs plus grand peuvent offrir une plus value en terme de champ qui n’est pas négligable au moment du pointage. Même si la réduction astrométrique ne peut se faire que dans la zone du champ de netteté a cause de l’ombre des deux vis (droite et gauche sur la photo) une cible apparaissant dans le champ plus large permet un recentrage manuel sur la fente.

L’attribut alt de cette image est vide, son nom de fichier est image-12.png.
Nébuleuse M42 – C11 Edge + Calibrex + Asi ZWO 178MM 5s de pose binning 4×4.
L’attribut alt de cette image est vide, son nom de fichier est sn2020ue.jpg.
Supernovae SN2020 ue – C11 Edge + Calibrex + Asi ZWO 178MM 20s de pose binning 4×4 gain 500/900. Le champ est ici étendu, la vis centrale est visible entièrement à gauche et la moitié de la vis n°2 est visible à droite. On distingue le trou en haut à gauche. Le champ en haut et en bas de la vis centrale est exploitable pour le pointage.

Le champ est donc limité par la taille du capteur pour un capteur dont les dimensions sont inférieures à 4 mm, ce qui n’est pas le cas en général. Pour la majorité des cas la dimension dépend donc de la focale de l’instrument comme on peut le voir dans le tableau ci-dessous.

Focale (mm)Champ central en ‘ d’arc
50028′
80017′
100014′
20007′
28005′

Exemples de spectres UVEX

La manière de traiter optimalement les spectres UVEX est un sujet à part entière qui fera l’objet des pages spécifiques à venir. Nous proposons au lecteur de patienter un petit peu, sachant qu’il y a déjà du grain à moudre si vous voulez fabriquer votre exemplaire de UVEX !

Pour patienter, voici un jeu de spectres caractéristiques provenant de ce spectrographe, qui donne une idée des possibilités. Noter aussi la diversité des configurations possibles. Ces données ont une vraie valeur scientifique et ont été acquises lors de la phase de mise au point du projet UVEX…

Symbiotic stars:

Le spectres UV d’un échantillon d’étoiles Be :

Ci-après la partie UV et bleu du spectre de l’étoile P Cygni obtenu avec un réseau 1200 traits/mm et une fente assez étroite (14 microns) afin de maximiser la résolution spectrale. Le télescope employé est relativement modeste en diamètre, un Celestron 8 :  

La partie du spectre de la Lune centrée autour des raies H&K du Ca II :

Mesure du spectre de réflectance de la planète Uranus :

Un atlas spectral

On a vu dans les sections précédentes l’importance de disposer de sources artificielles de raies qui produisent un flux assez fort et que l’on peut disposer face à l’entrée du télescope pour les réglages. En routine, ces mêmes lampes peuvent servir à étalonner en longueur d’onde les spectres scientifiques bien sûr (éclairement en pleine pupille, le meilleur). On recommande de disposer de deux types de lampes peu coûteuses : (1) une lampe fluo-compact (mais attention la législation en Europe fait quelles disparaissent des étalages, remplacées par les calamiteuses lampe LED, mais en cherchant bien on peut encore en trouver), (2) une lampe à décharge au néon que l’on peut trouver sous forme  de vielleuse (contrôle des systèmes électriques par exemple).

Voici les longueurs d’onde des raies principales que l’on peut repérer dans  la lumière produite par une  lampe fluo-compact et telles que UVEX les restitue (les raies fines viennent d’une vapeur de mercure, les bandes larges viennent des terres rares déposées sur la face interne de l’ampoule de verre) : 

Un atlas de raies du spectre d’une veilleuse à lampe néon :

Pour information, les raies de Balmer stellaires, forts utiles pour étalonner les spectres UVEX dans l’ultraviolet :

5- Réglage

Le réglage du Czerny-Turner n’est pas chose aisée, et on touche ici à la plus importante difficulté pour qui veut se lancer dans l’aventure UVEX. Le problème vient de l’exploitation hors axe des miroirs, du grand nombre de degrés de liberté  et de la non-indépendance des effets. Illustrons ce dernier point : un défaut d’angle sur le miroir M1 ou sur le miroir M2 peuvent avoir des effets similaires, et dans ce cas, comment trouver le responsable pour agir dessus ? Autre exemple, une erreur d’angle sur le réseau peut être compensée par un biais d’orientation du miroir M2, ce n’est pas pour autant que l’optique est bien réglée, car des aberrations peuvent alors apparaître. C’est toute la difficulté. 

Il ne faut pas se décourager, car avec de la patience, on finit par toujours arriver au bout de ce réglage et finalement, on est bien récompensé. Voici une procédure de réglage possible…

La règle d’or est d’éviter autant que possible d’effectuer les réglages sur le télescope disposé sur sa monture et de nuit. Vous allez vous épuiser pour un résultat improbable ! La bonne procédure consiste à faire tous les réglages sur une table en utilisant votre télescope d’observation si celui-ci peut être retiré de sa monture, ou en utilisant un tube optique auxiliaire, une petite lunette par exemple qui traîne peut-être chez vous. Ce montage sur table est l’outil de travail de base.  Sur la vue à droite on utilise une lunette compacte de 65 mm f/6,5 comme moyen de test, alors que le spectrographe va ensuite être exploité sur un Richey-Chrétien de 250 mm f/8. Cette différence de gabarit  ne pose pas de problème. Pour un réglage optimal, il est cependant préférable que le télescope de test soit aussi ouvert ou plus ouvert que le télescope d’observation. Un autre élément essentiel au réglage est la source de lumière. De jour vous pouvez utiliser la lumière du fond ciel, ou ambiante (un mur blanc…) car il donne gratuitement un beau spectre de raies de Fraunhofer d’une étoile de type G2V. Une lampe fluo-compact est aussi un très bon compagnon grâce à la présence de raies du mercure intenses dans l’ultraviolet (voir un atlas des raies plus loin). Pour le rouge, il faut utiliser une veilleuse néon. Dans l’image ci-contre, on a disposé devant l’entrée du télescope (sa pupille) une veilleuse rouge pour chambre d’enfant (ne pas confondre avec les sources LED, qui elles n’émettent aucune raie) ! Si vous en trouvez dans un magasin, achetez !

1. Pré-réglage

La première opération consiste à aligner les éléments optiques (M1, M2, le réseau) à l’oeil lors du montage par rapport aux repères gravés dans le plancher du boitier UV01. De cette manière, vous allez obtenir un premier spectre sur votre capteur sans soucis, ce qui est un bon début. Mais il ne sera sûrement pas de bonne qualité. A l’oeil, la précision d’orientation des éléments est de 1°, alors qu’au final, les erreurs d’angle ne doivent pas dépasser 0,1 à 0,2°.

Il est recommandé d’utiliser le réseau de 300 traits/mm pour débuter les réglages (la marque dans le boitier est prévue pour ce réseau eta pour que le centre du spectre visible tombe au milieu du détecteur lorsque le spectrographe est bien réglé, plus précisément la longueur d’onde de 510 nm). Vous pouvez aussi régler avec un autre réseau, par exemple le 1200 traits/mm, mais la marque ne sera alors plus valable. Par exemple, ci-contre l’orientation caractéristique du réseau 1200 traits/mm.

Noter que normalement le changement de réseau ne nécessite un nouveau réglage de l’ensemble du spectrographe (miroirs M1 et M2). L’opération est donc relativement simple : retirer le support UV12, changer le réseau, remonter le réseau, puis enfin, chercher l’orientation du réseau qui fait arriver sur le détecteur la partie du spectre que l’on souhaite étudier. Vous pouvez aussi décider le fabriquer un support pour chaque réseau à diffraction à votre disposition ; c’est encore plus rapide.  

2. Focalisation de la caméra d’acquisition

Le premier spectre enregistré par la caméra électronique sera surement bien flou à cause d’un défaut de focalisation Avancer et reculer alors la caméra dans son coulant pour rendre le spectre à peu près net (ne pas chercher à trop affiner, ce réglage sera surement remis en cause lorsque vous toucherez à d’autres éléments du montage). Idéalement, la caméra doit pouvoir glisser en forçant légèrement. Si c’est trop dur, passer l’intérieur du coulant à la toile émeri.  Si c’est trop large, fixer de ruban adhésif métal sur le pourtour du corps de la caméra (du ruban d’étanchéité aluminium, voir dans les magasins de bricolage). Avec l’habitude, vous allez aboutir à une sensibilité de réglage de l’ordre de 0,1 mm rien qu’avec le touché des doigts. Noter qu’une vis de blocage (avec écrou) est prévue dans les pièces UV07 et UV08. Serrez cette vis modérément.

3. Orientation de l’image du spectre

On doit ensuite s’attaquer à l’orientation de l’axe de dispersion et à l’orientation des raies spectres suivant l’axe spatial relativement  aux pixels du détecteur  Par rapport aux images ci-après, l’idée est de passer de la photographie du haut à la photographie du bas (spectres UVEX réalisés sur table à la lumière du jour) :

avant
aprés

Pour y parvenir, il faut d’abord tourner la caméra dans son logement de manière à amener la l’axe de dispersion parallèle aux lignes du capteur (dans l’exemple, la présence d’une poussière dans l’ouverture de la fente provoque le trait horizontal accidentel, le « transversalium », mais qui aide bien à orienter la caméra !). Il faut ensuite ajuster l’orientation de la fente (rotation de la pièce UV04 dans le pièce UV03).

Noter que de par son principe optique, UVEX produit un spectre bien net que sur une hauteur de fente relativement restreinte (suivant la direction spatiale). UVEX est surtout fait pour observer des objets ponctuels, comme des étoiles (mais vous pouvez aussi réaliser le spectre de petites nébuleuses, de noyaux de galaxies…). En dehors de la zone de netteté, une forme d’astigmatisme se produit, qui a pour effet d’élargir les raies spectrales, et donc de faire perdre en résolution spectrale. Examinez l’image spectrale ci-après :

… il est question du spectre d’émission d’une lampe fluo-compact dans le bleu. Le spectrographe est ici correctement réglé, mais on s’aperçoit que les raies du mercure deviennent floues aux deux extrémités des images monochromatiques de la fente. C’est une forme  d’astigmatisme. Du coup, cette image n’est vraiment exploitable que dans sa partie centrale (entre les deux traits jaunes). Noter que cette zone de netteté s’élargit au fur à mesure que l’on travaille avec un télescope fermé : plus grande avec un télescope ouvert à F/10 qu’avec un télescope ouvert à F/5. Un autre point important à souligner est le centrage de la zone de netteté, c’est-à-dire dans cette figure, la position verticale de la ligne rouge. Essentiellement, suivant la qualité d’usinage du support UV12 du réseau, ou suivant que ce dernier est monté incliné dans son support, la zone de netteté peut être déportée vers le haut ou vers le bas (ou même carrément sortir de la largeur physique de la fente dans les pires situations !). En cas de problème, retirer le support UV12 (cette opération est simple, il suffit de dévisser les deux vis de la manette UV13), essayer de modifier l’inclinaison du réseau (ajouter éventuellement une cale de papier pour fixer le basculement), remonter le support dans le boitier, et voyez si la situation s’améliore (un centrage parfait de la zone de netteté n’est pas strictement nécessaire).  

4. Orientation du miroir M1

On procède maintenant au réglage du miroir M1. On entre dans le dur et c’est ici que le réglage sur table, bien au calme et bien au chaud, prend tout son sens.  Une première approche du réglage consiste à orienter le miroir M1 pour que le faisceau optique soit bien centré à la surface des composants qui vont suivre (le réseau, M2, le détecteur). Pour cela, il faut utiliser une lampe à raies d’émission de dimension relèvement restreinte, que l’on amène successivement sur un bord, puis l’autre, de la pupille du télescope, tout en observant le spectre, comme dans les illustrations ci-dessous :

Remarquez que le mouvement se fait suivant un plan horizontal, ce qui est techniquement le plus rationnel. Mais pour que la procédure fonctionne, il faut aussi que le plan de dispersion spectral soit lui-même horizontal, ce qui implique d’orienter le spectrographe comme indiqué ci-contre (à 180° près)

Il faut faire un peu d’optique pour comprendre le but de cette manoeuvre.  Les schémas ci-après sont des tracés de rayons dans UVEX, appartenant à un faisceau optique ouvert à F/6 alors que la longueur du détecteur employé est supposé être de 12 mm environ (le réseau est un 300 traits/mm). Voici tout d’abord la situation lorsque le spectrographe est bien réglé :

L’ensemble de la pupille du
télescope est éclairé.
On ne note pas de vignetage
optique (perte de rayons par
les bords optiques des
composants).
Les rayons passent cependant
très proches des limites
mécaniques (noter la partie
rouge du spectre qui frôle le
bord du réseau en arrivant
sur le détecteur).
En pratique, il faut agiter
la lampe devant la pupille
du télescope durant
le temps de pose pour
obtenir un éclairement
à peu près uniforme de celle-ci.
L’ensemble de la pupille
du télescope est éclairé.
On ne note pas de vignetage
optique (perte de rayons
par les bords optiques des
composants). Les rayons
passent cependant très
proches des limites mécaniques
(noter la partie rouge
du spectre qui frôle
le bord du réseau en
arrivant sur le détecteur).
En pratique, il faut agiter
la lampe devant la pupille
du télescope durant le
temps de pose pour
obtenir un éclairement
à peu près uniforme de celle-ci.
A présent les rayons
arrivent du seul bord
droit de la pupille du
télescope (ou de la
lunette), par le simple
déplacement de la
source de lumière. 










Voyons maintenant ce qui se produit lorsqu’une erreur d’angle affecte le miroir M1. Dans la simulation ci-après ce miroir a été accidentellement tourné de 1° (seulement), comme l’indique la flèche :

A présent la partie rouge la plus
extrême du spectre est vignetée
par le miroir M2 et aussi coupée
par le bord mécanique du réseau.
Pour l’observateur, cela
correspond à une atténuation
en intensité du côté rouge du
spectre enregistré. On observe
aussi un glissement du domaine
de longueur d’onde (les rayons
« verts » n’arrivent plus au centre
du détecteur).
En éclairant le bords gauche
de la pupille. Le décalage du
spectre est toujours
constaté.








La situation est plus
intéressante en éclairant
le bord droit de la pupille.
Cette fois l’effet du
vignetage est plus marqué
encore pour l’observateur.






Le réflexe naturel dans cette situation consiste à recentrer le spectre sur le détecteur en tournant la manette du support de réseau :

De fait, en tournant le réseau
comme l’indique la flèche, la
partie verte du  spectre se
retrouve au centre du
détecteur. Tout semble aller
bien…







En éclairant le bord gauche
de la pupille, là encore, on
observe un spectre bien
net et à la bonne place.









La situation se gâte lorsqu’on
éclaire le bord droit de la
pupille. Cette fois, le fin
pinceau de rayons généré
part à coté du miroir M2,
et dans l’image, la partie
rouge du spectre s’éteint
brutalement. Ce symptôme
est le signe d’un mauvais
alignement, que l’on a
cherché à compenser en
tournant le réseau, alors que
le problème est le miroir M1.
 

Votre première tâche est donc d’équilibrer le vignetage sur les extrémités rouge et bleu du spectre en ajustant l’orientation de M1 et en utilisant le principe de l’éclairage par « sous-pupille ». Cette manoeuvre est valable si les autres composants sont à leur position nominale, ce qui n’est pas du tout garanti, ce qui signifie qu’il faut alors procéder par itération, un processus qui demande de la patience et de la méthode. Nous commençons ici par le miroir M1 car c’est plus sensible aux défauts.

Après ce réglage initial au premier ordre de M1, il faut travailler plus finement en observant la réponse impulsionnelle des raies : la tache image lorsqu’on éclaire l’entrée du spectrographe avec une source ponctuelle monochromatique (comme une étoile qui ne produirait de la lumière que dans une longueur d’onde). Une manière efficace de produire une source ponctuelle consiste à  opter (éventuellement  provisoirement) pour fente claire Shelyak OP0073 ou OP0092 que l’on monte sur le support UV06 (attention, la face gravée doit être coté spectrographe, pas coté télescope, ceci à cause de la présence d’un chanfrein). Le système de fente OP0073 est muni d’un trou isolé de 20 microns de diamètre, le système OP0092 propose 3 trous alignés de 10, 15 et 20 microns :    

Voici l’aspect du spectre de ce trou lorsqu’on utilise une lampe fluo-compact : chacun des points correspond à une image monochromatique du trou pour diverses longueur d’onde (partie UV du spectre). Le télescope couplé est ouvert à F/5 :

Le but est d’obtenir une image du point aussi nette et symétrique que possible (cas A). Un mauvais réglages de M1 génère préférentiellement de la coma (cas B dans la figure ci-dessus). Il faut alors retoucher M1 pour arriver au cas A (cela se joue à quelques dixièmes de degrés près).

Le cas C correspond à un défaut de réglage à la fois du miroir M1 et du miroir M2 (une erreur sur le miroir tend à élargir la trace du spectre). Dans le cas D, la caméra est en plus mal focalisée.

Lorsque vous ne disposez pas d’un trou source, il faut se résigner à examiner les raies spectrales, mais avec un diagnostic moins précis…

Dans l’exemple ci-contre, le spectre 2D du haut correspond à un bon réglage. Dans le spectre du bas, le groupe de 3 raies à gauche  est bien net, mais les raies à droites sont floues, avec une asymétrie caractéristique de la coma. Retoucher M1 en priorité pour traiter ce type de problème, tout en vérifiant que le test « vignetage » est bien passé. 

5. Orientation du miroir M2

Si lors de l’observation du point source ou d’une étoile vous obtenez l’aspect du spectre ci-après (bien noter la variation de la largeur du spectre en fonction de la longueur d’onde) :

 il faut pivoter le miroir M2 dans le sens adéquat pour aboutir au résultat suivant (un spectre fin sur toute sa longueur) :

6. Réglage de la position longitudinale de le fente

– si lors de l’observation du point source vous n’arrivez pas à obtenir à la fois des raies spectrales fines et un spectre étroit sur l’ensemble de sa longueur d’onde ;

– si lors de l’observation d’une étoile au télescope, l’image de la fente est bien nette dans la caméra de guidage, ainsi que l’image de l’étoile (elle apparait ponctuelle), mais que la trace du spectre est désespérément uniformément et anormalement large sur toute sa longueur (voir l’exemple ci-après sur un extrait de spectre de l’étoile Arcturus fait avec UVEX équipé d’un réseau de 1200 traits/mm au foyer d’un télescope ouvert à F/10) : 

… il est probable que les plans de netteté de l’image de l’étoile et de focalisation de la lentille cylindrique ne sont pas confondus. Cela signifie que vous pouvez observer de fins détails spectraux sans pour autant obtenir un spectre bien étroit, ou l’inverse, même en essayant de faire le point au mieux en déplaçant longitudinalement la caméra. C’est le symptôme que la fente portée par la pièce coulissante UV04 n’est pas à la bonne distance du miroir M1 (non respect de la côte de 100 mm entre la fente et M1 (voir à la section « formule optique »). Dans la partie consacrée au montage, j’ai indiqué qu’il fallait respecter un côte de 1 mm environ entre les plans de contact de l’épaulement des pièces UV03 et UV04. 

Dans l’exemple ci-contre, le support de fente est déplacé de manière à éloigner la fente du miroir M1. Ce faisant, on modifie le point de focalisation de l’ensemble du spectrographe. Il faut rattraper en déplaçant la caméra comme l’indique la flèche.  Ce travail est itératif et passablement fastidieux car il faudra aussi à la fin refaire le point de la caméra de guidage si celle-ci est déjà en place.

Voici le résultat sur l’image du spectre de Arcturus alors que l’on converge vers le bon résultat : raies fines + spectre étroit.  

7. Contrôle final


Le spectrographe est correctement réglé lorsqu’en modifiant le calage en longueur d’onde du spectre, les raies spectrales demeurent nettes, comme ci-contre.

Je juge de paix demeure malgré tout au final l’observation sur le ciel d’une étoile. Tout doit être net simultanément : l’image de la fente, l’image de l’étoile sur la fente et bien sur, le spectre de l’étoile.







4- Le montage

Le première opération consiste à coller la bague de fente UV03 dans le logement prévu du boitier UV01. Il faut bien respecter l’orientation lors du collage, en positionnant en face les repères dessinés sur les pièces (c’est à l’intérieur de cette bague que sera monté glissant le porte-fente proprement dit, qui doit être correctement orienté par rapport aux traits du réseau) :

On procède ensuite au montage de l’interface caméra (dans les photos ci-dessous, il est question du modèle de caméra ZWO). On utilise un jeu de vis et écrou M4 pour la fixation :

Il est ensuite recommandé de monter maintenant l’interface télescope, ce qui limite le risque de souiller plus tard les composants optiques par des manipulations intempestives. Nous utilisons ici comme interface le bloc de guidage du spectrographe Alpy 600, que vous pouvez vous procurer auprès de la société Shelyak Instrument. Cette pièce de haute qualité en métal, déterminante pour bien observer, est cependant l’élément le plus coûteux du projet UVEX. Une étude est en cours pour proposer comme alternative un sous-ensemble compact, spécialement prévu pour cette fonction, réalisable en impression 3D et qui inclue les éléments d’étalonnage (étalonnage spectral, lampe blanche) ainsi que l’électronique nécessaire. Quatre vis M4 servent à fixer le boitier de guidage : 

Boitier UVEX + Autoguidage Shelyak

La fente est montée sur son support UV04 (vis M3). On montre dans les vues ci-après l’utilisation d’une fente Shelyak (modèle sérigraphiée dans une couche de chrome déposée sur une face d’une fine lame de verre) : 

Il faut laisser un espace libre de 1.0 mm environ entre les plans de contact des pièces UV03 et UV04 (cette distance sera éventuellement ajustée au moment du réglage de l’instrument — voir à la section réglage). Noter encore qu’un jeu en rotation permet d’orienter l’axe long de la fente parallèle aux traits du  réseau. Le collier de serrage UV05 sert à parfaire la fixation du support de fente.


Une option consiste à employer une fente dite « claire », faisant aussi partie du « kit Alpy » pouvant être fournie par la société Shelyak Instrument. Il s’agit en fait d’un ensemble de fentes usinées en couronne sur une feuille de nickel de 50 microns d’épaisseur. Vous avez donc le choix de la largeur, avec en plus la présence d’un trou de 25 microns, qui peut constituer une étoile artificielle fort utile lors du réglage sur table. Cette fente est plus économique que le modèle sur verre, plus transparente en particulier dans l’ultraviolet, mais aussi plus fragile et difficile à manipuler. La surface est suffisamment réfléchissante et plane pour réaliser un bon guidage. La fente claire s’adapte sur le support incliné intermédiaire UV06 (la face gravée doit être tournée vers le plan de pose) :

L’étape suivante consiste à monter la lentille cylindrique dans le logement prévu dans le boitier UV01. La face convexe doit être tournée vers l’intérieur du boitier. Attention, il est très important que le plan de pose de la lentille soit bien plan, bien nettoyé des défauts d’usinage 3D et des bavures, la position longitudinale de ce composant est en effet essentielle par rapport aux autres composants optiques (pas de réglage prévu ici, le positionnement est obtenu par construction). Il n’est pas recommandé au départ de procéder à un collage de la lentille. Il est préférable de fixer celle-ci avec un ruban adhésif de qualité, le Kapton, qui adhère bien sur le verre et sur le plastique du boitier. Le nom «Kapton» est une marque commerciale. Il s’agit d’un ruban adhésif polyamide aux propriétés mécaniques, adhésives et chimiques remarquables. Il est par exemple souvent employé en optique ou encore pour fixer des éléments dans des environnements aussi difficiles que des structures satellites. Il est facile de trouver ce ruban adhésif auprès de sites marchands, comme Amazon. Vous devez faire bien attention de ne pas salir la surface optique utile lors des manipulations (si cela arrive, nettoyer la surface de verre en frottant avec du coton humidifié à l’eau dans un premier temps, puis à sec dans un second temps, en changeant fréquemment le coton) :

Il est temps maintenant de s’occuper des miroirs M1 et M2. On les disposes dans leurs montures respectives (serrer modérément la vis latérale) :

Les miroirs dans leurs montures sont ensuite fixés dans les pièces support UV09 et UV10 (bien enfoncer dans les montures FMP1 pour être correctement en appui sur le plan de pose afin de respecter la hauteur de l’axe optique) :

Vous êtes à présent près à monter les miroirs dans le boitier UV01. Remarquer la présence de marques de pré-positionnement, dont l’aspect a ici était renforcées d’une peinture blanche pour êtres bien visibles :

A gauche, le positionnement des supports des composants optiques par rapport aux marquage du boitier.



Chacun des supports de miroir est monté avec une vis M4 traversante. Les bordures des supports sont alignées au mieux par rapport aux marques de position du boitier. Les supports sont équipés d’un système à biellette UV11 servant à l’orientation fine des miroirs. Ces éléments peuvent être déplacés en utilisant une vis qui tire et qui pousse, manipulables depuis l’extérieur du boitier après avoir légèrement désserré la vis de fixation des miroirs. Ci-dessous, une vue de ces organes de réglages du côté externe du boitier.

 Des détails du dispositif de réglage fin de l’orientation des miroirs M1 et M2 :

Le dernier élément à mettre en place est le réseau à diffraction dans le support UV12.  Attention ici à bien respecter le sens de la flèche tracé par le fabricant par rapport au support, comme l’indique la photographie à gauche ci-après (la flèche donne la direction dublaze). Attention aussi à toujours tenir le réseau par les côtés. Ne jamais toucher la surface optique. Ne jamais la frotter pour la nettoyer. S’il y a des poussières, laissez-les, ne pas chercher à les retirer. Serrer modérément seulement la vis M3 située au sommet du support UV12 (l’emploi d’une vis nylon est idéal pour ne pas blesser le verre). Passer l’axe du support réseau au travers du trou prévu dans le boitier, en prenant garde à ne pas mettre les doigts sur la surface optique de celui-ci et celle des autres composants — mesurez bien vos gestes. Bien aligner le support par rapport à la marque dessinée dans le plancher de UV01 (valable pour un réseau 300 traits/mm) :

Monter la manette d’orientation extérieure UV13 en utilisant la vis axiale pour que la rotation soit relativement douce et serrer la vis latérale pour que le réseau soit bien entraîné — voir ci-contre. Lors de l’utilisation normale du spectrographe, vous devez tourner cette manette (légèrement) pour positionner le domaine de longueur d’onde souhaité sur la surface sensible du détecteur.

Il ne reste plus qu’à fermer le boitier UV01 avec le capot UV02, puis glisser une caméra  presque à fond de son logement dans le coulant de maintien  prévu, et vous avez terminé le montage !