Exploration de raies spectrales stellaires en inclinant un interféromètre Fabry-Perot

Tests are described of an arrangement for the direct photoelectric recording of stellar spectra, using a Fabry-Perot etalon in combination with a prism monochromator. The addition of the etalon allows the monochromator to be used with a wider entrance slit for given wavelength resolution : this results not only in a gain of light, but also in a reduction of the fluctuations caused by the motion of the stellar image under the influence of atmospheric turbulence. laB JOURNAL DE PHYSIQUE ET LE RADIUM TOME 19, MARS 1958, En spectroscopie astronomique, le manque de lumière rend particulièrement intéressant l’emploi d’un étalon Fabry-Perot comme monochromateur de luminosité élevée, comme l’ont préconisé Jacquinot [1] et d’autres auteurs. Nous avons décrit ailleurs [2] un instrument pour l’exploration photoélectrique directe de spectres astronomiques, que nous avons utilisé sur le télescope de 120 cm d’Asiago, Italie, et qui, dans sa forme originale, comprenait un simple monochromateur à prisme donnant une dispersion de 25 A/mm pour H y. L’image de l’étoile formée par le télescope est envoyée sur la fente d’entrée du monochromateur et la lumière passant par la fente de sortie est enregistrée au moyen d’un photomultiplicateur. Celui-ci est suivi d’un amplificateur et d’un enregistreur à plume qui dessine le pro fil spectral directement quand on fait varier de façon continue la longueur , d’onde qui traverse le monochromateur. Pour utiliser notre instrument à sa résolution maximum, d’environ 1/2 A, il faut une fente d’entrée étroite (environ 25 g) ; toutefois, la turbulence de l’atmosphère terrestre fait que l’image de l’étoile change de dimensions et se déplace sur une surface considérablement plus large que cette fente. Ceci conduit, non seulement à un gaspillage considérable de lumière, mais encore à de violentes fluctuations dans la quantité de lumière qui entre dans le monochromateur, et bien que nous utilisions un système qui compense ces fluctuations, il est difhcile de les supprimer complètement. Ces deux difficultés disparaissent si l’on peut atteindre la résolution de longueur d’onde nécessaire avec une fente d’entrée assez large pour toujours contenir la totalité de l’image -stellaire. Comme il n’était pas commode d’augmenter la dispersion du monochromateur suffisamment pour y parvenir, on a ajouté un étalon Fabry-Perot. On rend parallèle la lumière émergeant de la fente de sortie du monochromateur et on la fait passer dans l’étalon qui agit comme un filtre donnant une série de bandes passantes correspondant à différents ordres d’interférence. Le seul rôle du monochromateur est donc maintenant d’agir comme un filtre en supprimant toutes les bandes passantes de l’étalon, sauf une. On ne peut employer des fentes beaucoup plus larges que lorsque le monochromateur était utilisé pour fournir seul la résolution requise et on peut maintenant utiliser toute la lumière dans l’image stellaire. L’ensemble du système laisse passer l’intervalle de longueurs d’onde compris dans une des bandes passantes de l’étalon et, pour explorer le spectre, il faut déplacer cette bande passante d’une façon continue sur un certain domaine de longueurs d’onde. On peut y arriver en faisant varier, soit la séparation optique des surfaces, soit l’angle d’incidence ; il vaut mieux, pour des raisons données ci-dessous, faire varier la séparation, mais il est tellement plus simple de faire varier l’angle d’incidence 0 que nous avons choisi de le faire dans nos expériences préliminaires. On fait changer la longueur d’onde transmise par l’étalon à une vitesse constante, en utilisant un moteur synchrone et une came pour incliner l’étalon de telle façon que cos 0 varie linéairement avec le temps. Simultanément, on fait varier la longueur d’onde transmise par le monochromateur en utilisant un autre moteur synArticle published online by EDP Sciences and available at http://dx.doi.org/10.1051/jphysrad:01958001903034600