ROSALIE : Un spectro-imageur
proposé pour le 1m93 de l'OHP

• Objectifs Scientifiques
  • Le spectro-imageur ROSALIE
  • Le module Tigre (MAGALI)
• Situation actuelle du thème de recherche
  • Le spectro-imageur
    • Mode spectrographie sans fente
    • Mode spectrographie multi-objets
  • Le module Tigre
    • Les acquis de Tigre 1
• Description de l'expérience
  • Le spectro-imageur
    • Caractéristiques de l'instrument
    • Schéma détaillé (GIF 42 Ko)
    • Vue d'ensemble (JPEG 29 Ko)
  • Le module Tigre
    • Caractéristiques du module Tigre de Rosalie
    • Paramètres optimaux pour le 1m93 de l'OHP

ROSALIE est un projet proposé par l'IGRAP (Observatoire de Haute-Provence et Observatoire de Marseille) en collaboration avec le CRAL (Observatoire de Lyon). Le responsable scientifique est P.Véron, le co-responsable est H.Wozniak et le chef de projet est D.Lacroix.

Il est d'ailleurs peu rentable d'observer des objets relativement brillants avec un grand télescope. S'il faut par exemple poser 20 minutes pour avoir un bon spectre d'un objet de magnitude 19 avec un 2 mètres, il faudra 5 minutes seulement avec un 4 mètres. Mais le temps mort entre deux poses (lecture de CCD, pointage du télescope, ...) est rarement inférieur à 5-10 minutes. Admettant un temps mort de 10 minutes, chaque pose prendra 30 minutes avec un 2 mètres et 15 minutes avec un 4 mètres, d'où une perte d'efficacité d'un facteur 2.

Ajoutons que l'OHP joue depuis bien longtemps un rôle de formation auprès des jeunes astronomes français et européens grâce aux missions qu'effectuent ces jeunes avec des astronomes expérimentés, mais plus encore par l'école d'été ESO/OHP qui accueille tous les 2 ans 18 étudiants. Depuis 10 ans, 90 étudiants ont ainsi fait leurs premières armes à l'OHP. Cela ne pourra continuer que si l'observatoire reste équipé d'une instrumentation moderne et efficace

Le module MAGALI

• les spectromètres à Fabry-Pérot à balayage, qui étudient à grande résolution (10 000 ou plus) un intervalle spectral très petit (typiquement une raie et son excursion en vitesse à travers l'objet) et
• les spectrographes "intégraux de champ" de type TIGRE qui utilisent une résolution basse à moyenne (max. 3 000) dans un large domaine spectral.

Le spectrographe intégral de champ TIGRE dans la version installée au CFHT, à un champ de 7 à 10", échantillonné de 0.3 à 0.6", valeurs bien adaptées aux conditions moyennes prévalant au CFHT. Une nouvelle version (OASIS), destinée au foyer d'optique adaptative, est encore plus résolvante spatialement, au prix d'un champ encore plus petit. La haute résolution angulaire étant la priorité pour OASI/sCFHT, son mode TIGRE ne peut pas étudier des objets étendus de taille comprise entre 20 et 60", si ce n'est au prix de "mosaïquages" extrêmement laborieux. TIGRE a été utilisé avec grand succès au CFHT pour des applications très variées : quasars, galaxies, planètes, etc. Toutefois, des objets de dimension angulaire de l'ordre de la minute d'arc soulèvent des questions dont les réponses peuvent être apportées avec des télescopes de la classe des 2 mètres à un pas d'échantillonnage spatial supérieur à celui d'OASIS.

Il apparaît indispensable désormais de monter un TIGRE à usage général possedant un grand champ sur le 1,93m de l'OHP. Avec un échantillonnage spatial de 1.2" bien adapté au seeing moyen du site, une résolution spectrale maximale de 2 500 et un champ de l'ordre de 1', il sera capable d'observer une large gamme d'objets astrophysiques : régions HII galactiques et zones compactes de formation stellaire, galaxies résolues ou non, normales ou actives, nébuleuses planètaires, restes de supernovae, comètes...

L'un des problèmes majeurs qui seront abordés par un tel instrument est celui des champs de vitesses et de dispersion de vitesses à la fois du gaz et des étoiles dans un certain nombre de galaxies proches, normales ou à sursauts de formation stellaire. Le module TIGRE dans ce cas est parfaitement complémentaire du Fabry-Pèrot à balayage. Celui-ci apporte la haute résolution spectrale, généralement indispensable pour les champs de vitesses du gaz ionisé mais présente quelques inconvénients : domaine spectral trop étroit, difficultés de calibration de filtres pré-monochromateurs pour l'étude de raies d'absorption. Le mode TIGRE apporte le domaine spectral élargi : spectrophotomètrie de plusieurs raies, possibilité de mesure des dispersions de vitesses par quotient de Fourier et mesure des vitesses en absorption par corrélation croisé.

Un spectro-imageur semblable à l'EFOSC de l'ESO permettrait d'observer des objets de 19ème magnitude ce qui augmenterait considérablement le nombre des astres accessibles et ne manquerait pas de susciter l'intérêt des astronomes travaillant sur les astres faibles. La demande dans ce domaine est importante, en bonne part à cause des "surveys" tels que ceux d'IRAS, de ROSAT, de FOCA, d'ISO, ...

L'instrument de base proposé ici est un instrument qui, comme tous ceux de l'OHP, sont offerts à la communauté astronomique française et sont conçus pour intéresser une gamme importante de chercheurs représentant des spécialités très diverses. Ce fut le cas pour les quatre instruments mis en service depuis 12 ans : les spectrographes CARELEC, AURELIE, ELODIE et la caméra directe du télescope de 1,20 m. Il est dans ces conditions difficile de décrire le programme scientifique justifiant la construction de cet instrument sans faire un cours complet d'astronomie. Nous nous contenterons donc de donner d'une part quelques exemples de travaux conduits récemment dans divers observatoires et qui auraient pu l'être à l'OHP si l'on avait disposé d'un spectro-imageur tel que celui proposé, d'autre part deux exemples d'applications possibles dans le mode "spectroscopie de champ" et dans le mode "spectroscopie multi-objets".

• Optique
  Mesure du décalage spectral vers le rouge des 1055 QSO brillants (B<18,5) d'un survey basé sur la spectroscopie sans fente (Hewett et al. 1995, AJ 109, 1498)

• Domaine X
  
  • Identification optique des sources X de l'Extended Medium Sensitivity Survey du satellite Einstein (835 sources dont 55% d'AGNs et 26% d'étoiles). (Stocke et al. 1991, ApJS 76,813)
    

  • Identification avec des AGNs de 108 sources X découvertes par le satellite ROSAT (Puchnarewicz et al. 1996, MNRAS 281, 1243)

  • Identification optique des sources X détectées près du plan galactique avec ROSAT lors du All-Sky Survey. Sur 138 sources dans un champ sélectionné du Cygne, 77 sont des 56 étoiles à couronne active, 3 étoiles OB, 3 naines blanches, 7 variables cataclysmiques et 1 AGN (Motch et al. 1997, A&A 318, 111; A&A 122, 201; &A 307, 459)

• Infrarouge
  Détermination du décalage spectral vers le rouge de 5321 galaxies, détectées par le satellite IRAS, plus brillantes que S(60um) = 1,2 Jy (Fisher et al. 1995, ApJ S 100, 69)

• Radio
  Détermination du décalage spectral de 219 QSOs brillants (R < 17,50) identifiés avec les sources d'un survey radio profond (S_{21 cm} > 1µ Jy), conduit avec le VLA.

Mode spectrogaphie sans fente
L'application principale de la spectrographie de champ (sans fente) est la détection, à faible résolution spectrale, d'objets à spectre particulier et spécialement d'objets à spectre de raies d'émission.

Dans le domaine extragalactique, à l'origine de nos connaissances actuelles sur la population de galaxies dites actives, les sondages par prisme-objectif ont été fondamentaux pour la construction des échantillons largement étudiés aujourd'hui (Markaryan, Kiso, Case, U.M., etc.). Beaucoup reste à faire et en particulier la recherche et l'identification de galaxies actives en formation stellaire (galaxies HII) dans les amas de galaxies, programme bien adapté à un montage de grande sensibilité à champ modeste. Une étude systématique d'une série d'amas de galaxies de bas redshift (jusqu'à z ~ 0,05) (à portée de détection pour le 1,93 m + ROSALIE) permettra didentifier jusqu'à m_v = 19 à 20, avec une résolution spectrale de l'ordre de 10 Å/pixel, des galaxies HII jusqu'à M_v = - 15 environ. La détermination de leur fonction de luminosité différentielle par rapport aux galaxies de champ est un élément important de l'étude de l'évolution cosmologique des amas.

En ce qui concerne les objets galactiques, un spectrographe "de champ" capable de détection profonde (m ~ 19 à 20) dans une zone de 10 à 15 minutes d'arc de diamètre est un outil très puissant pour l'identification d'objets actifs de population I extrême montrant des raies d'émission produites dans les enveloppes circumstellaires ou les parties externes des atmosphères stellaires. En particulier, la recherche et l'identification systématique dans un certain nombre de nuages moléculaires et de leurs interfaces avec les régions HII avoisinantes des étoiles de pré-séquence principale par leur émission H éventuellement CAII infrarouge proche permet, en utilisant corrélativement les données d'autres domaines spectraux (IRAS et ROSAT) d'avoir une vision complète de cette population. Des contraintes fortes sur la fonction initiale de masse des étoiles en formation peuvent alors en être dérivées.

Mode spectrographie multi-objets
Un mode spectrographique multi-objets peut être implanté dans ROSALIE au prix d'un effort technique raisonnable :

• Il sera prévu dès la conception de l'instrument une possibilité d'échange du masque de plan focal "fente longue" par un masque multi-fentes.

• Il est possible de réaliser une copie-adaptation (matériel et logiciel) du dispositif de perçage de fentes en usage pour le spectro-imageur ISARD du Télescope Bernard Lyot.

La spectroscopie de galaxies d'amas de redshift modéré à résolution peu élevée (détermination des vitesses, identification des galaxies à raies d'émission) pour les études de dynamique et d'évolution de l'amas. A z = 0,05, la luminosité L* de la loi de Schechter "typique" (M_v =-19.5) correspond à une magnitude apparente d'environ 17.0. Il est possible avec une résolution spectrale de 2000 de mesurer la dispersion de vitesse centrale d'une galaxie elliptique ou lenticulaire de m_v = 17 au regard des performances attendues de ROSALIE. Cette propriété est bien entendu indépendante du mode (fente longue ou multifente). Il s'ensuit qu'on peut (en ajoutant aux données spectroscopiques de ROSALIE des données acquises en mode imagerie) explorer les paramètres du plan fondamental des galaxies sphéroïdales d'amas à ce redshift jusqu'à une luminosité de L*.

Dans les galaxies spirales très proches de grand diamètre angulaire, l'étude systématique de grands échantillons de régions HII permettra de vérifier l'existence (parfois controversée) de gradients d'abondance, de rechercher la présence d'étoiles de Wolf-Rayet excitatrices de certaines régions d'émission (par la signature 4686 Å de HeII + NIV), de rechercher les signatures de chocs radiatifs locaux ou de "supervents" et ainsi de reprendre sur des bases statistiques sérieuses (100 à 300 régions HII par galaxie) l'étude de l'évolution galactique dans le cycle formation d'étoiles massives-évolution-recyclage du gaz.

Le module MAGALI

TIGRE permet d'obtenir l'image de la règion dont on veut des spectres. On connaît ainsi la position exacte de chacune des lentilles sur le plan du ciel. Ceci permet une identification absolue des règions émettrices des raies observèes. D'autre part, le caractère 2D de cet instrument permet de s'affranchir des problèmes de dècalage de la fente par rapport à l'objectif.

L'instrument TIGRE 1 a donnè des contributions importantes dans les domaines suivants, choisis en fonction de son champ rèduit :

• Noyaux de galaxies normales (9 articles) et actives (5 articles)
• Gaz ionisè autour des quasars (3 articles)
• Evolution des radiogalaxies (2 articles)
• Mirages gravitationnels (2 articles)
• Physique des noyaux comètaires (1 article) et gèologie de Mars (1 article)
• Etoiles jeunes (1 article)

Le tableau suivant donne pour comparaison les différents modes disponibles sur les spectro-imageurs existants et sur le futur instrument ROSALIE.

Instrument Mode	EFOSC 1981	MOS-ISIS 1993	OASIS 1997	ROSALIE 2000
brdrbImagerie	oui	oui	oui	oui
Spectro sans fente	oui	oui	oui	oui
Spectro fente longue	oui	oui	oui	oui
Spectro intégral de champ	non	oui (Argus)	oui	oui (MAGALI)
Spectro multi-objets	oui	oui	oui (possible)	oui (possible)
Pérot-Fabry	oui	oui	oui	oui (possible)
Polarimètre	oui	oui (possible)	oui (possible)	oui (possible)

Le spectro-imageur, sans le module TIGRE, pourrait être mis à la disposition des usagers dès la fin de 2000.

Outre le gain en efficacité, l'instrument proposé permettrait de faire de l'imagerie en sus de la spectroscopie.

Caractéristiques de l'instrument :

• Pupille 40 mm
• Collimateur f/15
• Objectif f/2,5 (f = 100 mm, 1" = 25 um)
• Détecteur CCD EEV 2 000x2 000 pixels de 13, 5 um
• Champ de pleine lumière = 10' = 15 mm sur le dètecteur
• Largeur de fente 2" (correspondant à 3,7 pixels)
• Disperseurs une série de prismes (300 et 600 t/mm) permettrait d'obtenir des dispersions de 300 et 150 Å/mm.

Figure 1. Vue détaillée de l'instrument TIGRE + ROSALIE

Figure 2. Vue d'ensemble de l'instrument TIGRE + ROSALIE

L'instrument comporte dans le plan focal une roue dans laquelle sont installées les diverses ouvertures possibles : fentes longues (plusieurs largeurs de fente seront disponibles, 2" étant la mieux adaptée à la turbulence moyenne à l'OHP), masque multi-fente ou absence de masque pour l'imagerie ou la spectroscopie de champ.

Définition du module MAGALI
Ce module, installé entre le tèlescope et ROSALIE, comprend:

• un dispositif d'étalonnage avec miroir à translation
• deux agrandisseurs et leur mécanisme d'échange
• une roue à filtres passe-bande de petits diamètres
• une lentille de champ
• une trame de micro-lentille

Caractéristiques optimales du module TIGRE de ROSALIE
Les caractéristiques "optimales" du mode TIGRE ont été définies par rapport aux programmes scientifiques les plus contraignants, notamment ceux participant au "programme central". Elles représentent donc ce qui peut être fait de mieux avec l'instrument, partant du principe que l'observateur pourra changer de configuration en vue de dégrader les performances pour adapter le spectrographe au problème scientifique posé.

Résolution spatiale
Elle doit être adaptée au seeing de l'OHP et aux programmes scientifiques. En absence d'optique adaptative, un échantillonnage spatial maximum de 1.2" est suffisant. On peut prévoir un certain nombre d'échantillonnages pré-définis et interchangeables en fonction du seeing prévisible pour une nuit donnée ou en fonction du programme scientifique. Nous avons donc prèvu un second agrandisseur permettant de doubler le pas d'échantillonnage.

Champ de vue
L'un des objectifs majeurs du mode TIGRE est d'avoir un grand champ afin de réaliser des programmes scientifiques pénalisès par l'étroitesse de celui de TIGRE 1 ou de OASIS (entre 1.2"x1.6" et 12"x15"). Nous envisageons un champ de l'ordre de 1'.

Résolution spectrale
Une résolution maximale de 2 500 permet d'avoir accès aux quatre premiers moments des raies en émission sans pénaliser la mesure simultanée des raies en absorption. De plus hautes résolutions spectrales peuvent être atteintes avec d'autres instruments (par exemple 20 000 avec PYTHEAS).

Domaine spectral
Pour une résolution spectrale donnée, il est fixé essentiellement par la taille du CCD. Un CCD de grande surface (2000x2000) doit équiper ROSALIE afin que le domaine spectral puisse être de l'ordre de 300 à 500 Å. Ainsi, on accède simultanément à diverses raies indispensables aux diagnostiques astrophysiques.

Deux voies optimisées sont proposées:

• Voie rouge centrée à 6500 Å avec la présence de [OI] 6300, [NII] 6548,6583, H 6563, [SII] 6716,6731
• Voie bleue centrée à 5050 Å contenant H 4861, [OIII] 4959,5007, MgI 5167,5173,5184 et quelques raies du domaine du FeI 5227...5456.

Echantillonnage spectral
De nombreux programmes decrits en annexe requièrent un échantillonnage en vitesse de l'ordre de 50 km/s, donc un échantillonnage d'environ 1 Å par pixel, compte tenu des autres critères imposés. Ce facteur 2 par rapport à TIGRE 1 est autorisé par l'accroissement de la taille des CCDs.

Un jeu de réseaux plus complet permettrait l'accès à une plus grande partie du spectre visible et à différentes résolutions spectrales (inférieures à 2 500). Certains programmes (détection par exemple) nécessitent en effet une résolution spectrale inférieure à 1 000.

Paramètres optimaux pour le 1.93m de l'OHP
L'ajustement des paramètres précédents, en tenant compte des objectifs scientifiques auquel l'instrument est dédié, nous donne le résultat suivant:

Echantillonnage spatial                         1.2-1.5"  (2.4-3" avec second agrandisseur)
Résolution spectrale				2200-2500
Domaine spectral				300-500 Å
Longueurs d'ondes centrales 			5050 et 6500 Å
(2 voies "optimales")

Champ de vue					50" x 50" à 1.6' x 1.6'
Echantillonnage spectral			env. 1 Å par pixel
Raies accessibles par les 2 voies		H, [OIII], MgI, FeI, [OI], [NII], H,[SII],...