La lumière en provenance des étoiles est collectée par le télescope puis traverse le module Cassegrain avant d’être acheminée jusqu’au spectrographe cryogénique par deux fibres optiques de 45 mètres de long. Le spectrographe lui-même est enfermé dans une enceinte à vide cryogénique de ~4 m3, capable d’atteindre un niveau de vide <10-6 mbar, permettant de le refroidir afin d’éliminer le bruit thermique (émission de photons par les parties chaudes).
Pour refroidir l’instrument, deux refroidisseurs à hélium absorbent les calories sur les extrémités de leur tête froide pour les descendre à -230°C. Elles sont reliées à une pièce en cuivre (drain froid) qui va conduire le froid sur toute la longueur de l’instrument.
Le banc optique portant le spectrographe est, lui, situé à l’intérieur de l’enceinte et peut ainsi atteindre environ -200°C (ou 70 K) ; il est également stabilisé au millième de degré près (± 0,001 °C ou ±1 mK RMS, sur toute la durée des observations scientifiques). Cette stabilité est obtenue grâce à onze boucles de régulations pilotant des réchauffeurs. L’instrument est installé sur coussins d’air et le banc optique est isolé mécaniquement grâce à six tubes montés sur rotules (hexapode).
Au niveau zéro du Télescope Bernard Lyot, le spectrographe cryogénique est enfermé dans un caisson isotherme régulé à ± 5°C.
Le spectrographe de SPIP est pratiquement une copie de son compagnon SPIRou au CFHT et SPIP observera en coordination avec SPIRou et ESPaDOnS (tout deux au CFHT).
Le spectrographe de SPIP sur son banc optique situé à l’intérieur de l’enceinte à vide cryogénique
Le spectrographe est un spectrographe Echelle fibré haute-résolution (~70 000).
A l’entrée du spectrographe, la lumière traverse le découpeur de pupille [1] qui réarrange le faisceau sous forme de fente et l’envoie sur le miroir collimateur (une parabole hors-axe) [2]. Le faisceau collimaté est ensuite réfléchi vers un carrousel de 3 prismes [3] qui décompose la lumière par réfraction suivant la direction horizontale. La lumière atteint alors le réseau Echelle [4] et est décomposée, cette fois, par diffraction verticale. La lumière reprend ensuite le chemin inverse à travers les prismes [5], puis est réfléchie une seconde fois par le collimateur [6] pour arriver sur le miroir de renvoi [7]. Ce dernier permet de rendre le spectrographe compact en repliant le faisceau vers une deuxième zone utile du collimateur [8] avant d’entrer dans l’impressionnant objectif dioptrique de la caméra (composé de 5 lentilles) [9], pour être finalement imagé sur le détecteur (de type H4RG – 15 µm de pixel) [10].
Pendant la phase de tests du spectrographe à froid mais aussi avant les observations, une roue motorisée avec un mécanisme cryogénique tourne et positionne successivement quatre masques en aluminium à l’entrée de la caméra. Ces masques permettent d’effectuer une analyse de qualité optique et des images dites « dark » (2 masques de Hartmann, 1 masque avec une petite ouverture, 1 masque utilisé comme capot).
Une lumière de référence, nécessaire pour la détection d’exoplanètes par la méthode des vitesses radiales, est également injectée dans le spectrographe via un module de Fabry-Perot, et suit le même trajet. Sur de multiples observations d’une même étoile, on mesure les différences de position du spectre enregistré sur le détecteur. Ces différences d’une infime quantité (une fraction de pixels) permettent de détecter le mouvement de l’étoile et peut révéler la présence d’une exoplanète.
Banc optique cryogénique du spectrographe de SPIP et trajet optique de la lumière