Spectromètre FTS

Le spectromètre à transformée de Fourier (FTS)

Le spectromètre à transformée de Fourier de l'instrument SPIRE à bord du satellite Herschel est un spectro-imageur constitué de bolomètres qui regardent un champ de vue de 2.6 minutes d'angle sur le ciel. Il y a deux détecteurs: un détecteur courtes longueurs d'onde (SSW) couvrant le domaine spectral de 194 à 324 μm (SSW) et un détecteur grandes longueurs d'onde couvrant le domaine spectral de 316 à 671 μm (SLW).

Principe de fonctionnement

Le spectromètre à transformée de Fourier de SPIRE (Fourier-Transform Spectrometer (FTS) en anglais) utilise le principe de l'interférométrie: le rayonnement incident est séparé par un séparateur de faisceau (beam splitter en anglais) en deux faisceaux qui parcourt des chemins optique différents avant de se recombiner. En changeant la différence de chemin optique (Optical Path Difference, OPD en anglais) des deux faisceaux avec un miroir qui se déplace, un interférogramme du signal en fonction de la différence de marche optique est créé. Cet interférogramme est la transformée de Fourier du spectre de la source. En effectuant la transformée de Fourier inverse sur cet interférogramme, on obtient le spectre de la source en fonction de la fréquence.  Le schéma d'un spectromètre à Transformée de Fourier est donné ci-dessous.

Les détecteurs

Les deux matrices de bolomètres contiennent respectivement 19 (pour les grandes longeuurs d'onde, SLW) et 37 (pour les courtes longueurs d'onde) détecteurs, chacun localisé dans son propre cornet. Les détecteurs sont regroupés de façon hexagonales avec un espace entre les détecteurs d'environ deux largeurs de faiceau (soitr 50.5" pour le SLW et 32.5" pour le SSW). La largeur à mi hauteur mesurée des pixels est d'environ 34" pour le SLW et 16" pour le SSW. Les détecteurs voient le même champ de vue sur le ciel: 2.6 minutes d'angle de diamètre, voir le grand cercle noir sur la figure ci-dessous qui montre la répartition spatiale des détecteurs du FTS de SPIRE. Les détecteurs sont des bolomètres. Les cercles noirs pleins représentent les détecteurs couvrant le domaine des courtes longueurs d'onde, les cercles blancs représentent les détecteurs couvrant le domaine des grandes longueurs d'onde.  

Un interférogramme (et donc, après traitement, un spectre) va être obtenu en chaque point du détecteur correspondant à un point sur le ciel. Les détecteurs courtes longueurs d'onde (petits cercles pleins noirs sur la figure ci-dessus) couvrent le domaine spectral allant de 194 à 324 microns et les détecteurs grandes longueurs d'onde (grands cercles vides sur la figure ci-dessus) couvrent le domaine allant de 316 à 671 microns. La différence de chemin optique est contrôlée par un mécanisme qui fait se déplacer le miroir mobile. Ce mécanisme ainsi que le design optique de l'instrument SPIRE ont été réalisés au Laboratoire d'Astrophysique de Marseille.

La résolution spectrale va dépendre du chemin parcouru par le mécanisme. Plus ce chemin est long, plus la résolution spectrale est grande. Les trois résolutions proposées, exprimées en nombre d'onde  sont: 0.04 cm^-1 (la plus haute), 0.24 cm^-1 et 0.83 cm^-1. Le pouvoir résolvant, λ/Δλ, dépend ensuite de la longueur d'onde et varie entre 1300 aux plus courtes longueurs d'onde jusqu'à 370 aux plus grandes longueurs d'onde pour la plus haute résolution (0.04 cm^-1). Ces mêmes valeurs varient entre 60 et 20 pour la plus basse résolution (0.83 cm^-1).

La science avec un FTS

Le spectromètre à transformée de Fourier de SPIRE est un instrument très puissant car il permet d'obtenir un spectre complet sur une grande gamme de longueurs d'onde. Plusieurs détecteurs voyant des points différents sur le ciel, il est possible d'étudier d'éventuelles variations des conditions physiques (densité, température) qui vont se traduire par des différences sur les spectres (intensités des raies, du continu).

Comme cela est présenté sur la figure ci-dessous qui montre un spectre obtenu en un point de la Nébuleuse d'Orion, tous les spectres FTS présentes deux grandes caractéristiques: une émission continue forte, due à des gros grains de poussières froides qui ont absorbé le rayonnement ultraviolet émis par les étoiles et le réémette dans le domaine infrarouge et une série de raies, en émission et/ou en absorption qui sont dues au gaz.

Le fait d'avoir une information spatiale et de couvrir un grand domaine spectral permet également de créer des cartes dans certaines raies vues en émission ou en absorption et d'étudier ainsi les conditions physiques dans le milieu qui est observé. Tous les types de sources peuvent être observés (sources galactiques et galaxie extérieures). Les spectres du FTS permettent d'accéder à l'étude physique des milieux observés, ce que les images seules ne permettent pas de faire car sur une image, tous les types d'émission et d'absorptions se "mélangent" pour former une image unique. Il n'est pas possible, en effet, de séparer sur une image obtenue avec un filtre à bande large (ce qui est le cas pour l'imageur de SPIRE qui possède trois filtres photométriques centrés sur les longueurs d'onde 250, 350 et 500 mm) les différents types d'émissions. C'est pour cela que la spectroscopie est un élément indispensable pour toutes les études physiques.