Le temps d'observation alloué au programme SNLS sur le VLT pour les premières années est limité à l'instrument FORS1. Cette section décrit l'ensemble télescope+instrument, les configurations possibles et celles utilisées pour les observations SNLS.
Les 4 télescopes du VLT sont de type Ritchey-Chrétien (miroirs primaire et secondaire hyperboliques pour une excellente correction des aberrations optiques dans tout le champ), sur une monture Alt-Azymuthale (d'axes de rotation vertical -- la fourche -- et horizontal -- le tube --, à opposer aux montures équatoriales dont l'axe de rotation principal, aligné avec l'axe de rotation terrestre, pointe le pôle céleste).
La lumière collectée par le miroir primaire M1 de 8.2 mètres est renvoyée par le miroir secondaire M2 de 1.1 mètres vers le trou central de M1. Un miroir tertiaire plan et amovible permet de rediriger le faisceau vers l'un des deux foyers Nasmyth (alignés avec l'axe de rotation horizontal, donc fixes par rapport à la fourche du télescope, et pouvant acceuillir des instruments très lourds), ou de le laisser passer par le trou central de M1 pour se focaliser au foyer Cassegrain, qui suit le mouvement du télescope (voir figure 2.2).
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Dans le mode interférométrique (VLTI), 5 miroirs supplémentaires redirigent le faisceau au foyer Coudé, fixe par rapport au bâtiment, d'où il est injecté vers le tunnel interférométrique. 3 instruments peuvent donc cohabiter sur chaque télescope, qui reste néanmoins disponible pour participer au VLTI.
Une monture Alt-Azimuthale est beaucoup plus simple, compacte et économique qu'une monture équatoriale. Mais elle a le désavantage qu'au cours du suivi de la rotation céleste, l'orientation du champ d'étoiles tourne relativement au détecteur, de la même manière que les constellations tournent par rapport à notre verticale au cours de la nuit, ce qui les rend si difficiles à reconnaître aux néophytes. Il faut donc inclure un ``dérotateur'' avant chaque instrument pour compenser cet effet. C'est un élément supplémentaire simple, parfois massif, et qui rend la conception mécanique globale beaucoup plus simple.
FORS1 est un spectro-imageur multi-fonctions, de conception simple et robuste (voir figure 2.3). Il a été conçu pour être accueilli au foyer Cassegrain des UTs, et est donc ``leger'' (2.3 tonnes pour 3x1.5 mètres). Il a été monté sur Antu (``le Soleil'' en language Mapuche, l'UT1 : Unit Telescope One du VLT) en Septembre 1998 pour sa première lumière.
Il couvre le domaine du proche UV au proche infra-rouge (330-1100nm, domaine de sensibilité des détecteurs en technologie Silicium), et peut fonctionner comme imageur, comme spectrographe et comme spectro-polarimètre. Ces fonctions sont obtenues grâce à de nombreux éléments mobiles : 3 roues à filtres, 2 roues à filtres interférenciels, un masque à longues fentes, 19 paires de couteaux mobiles et deux collimateurs interchangeables.
Le détecteur est une matrice CCD (Charge Coupled Device) de 2080x2048
pixels de 24 
m, correspondant à une résolution de 0.2''/pixel et à un champ de
6.8'x6.8' avec le collimateur SR (Standard Resolution) et deux fois moindres
avec le collimateur HR (High Resolution).
Ces collimateurs réduisent la distance focale effective du télescope
(de 108 m à 25 m en mode SR) afin de couvrir un grand champ avec un petit détecteur,
et donnent son nom à l'instrument :
FOcal Reducer Spectrograph.
La spectroscopie consiste à disperser la lumière des sources en fonction de leur longueur d'onde, à la manière d'un prisme. Cette dimension supplémentaire est empruntée à l'image bi-dimensionnelle : le champ de vue est réduit à une fente étroite, uni-dimensionnelle, et l'on disperse la lumière perpendiculairement à cette fente. Sur le détecteur, l'un des axes correspond alors à une dimension spatiale et l'autre à une dimension spectrale.
Le premier étage de FORS1 est situé au niveau du foyer Cassegrain du télescope, là où se forme l'image du ciel, et permet de choisir et de positionner les fentes.
En mode imageur (IMG), on laisse le plan focal libre.
En mode spectroscopie à longue fente (LSS : Long Slit Spectroscopy), le masque à fentes y est inséré. 9 fentes longues de 6.8'' et de différentes largeurs y ont été gravées, et un second masque vient occulter toutes les fentes non désirées. La position de la fente dans le champ de vision varie donc d'une fente à l'autre (voir la table 2.1).
En mode spectroscopie multi-objets (MOS : Multi-Object Spectroscopy), c'est un ensemble de 19 paires de lames qui se déplacent dans la plan focal pour synthétiser 19 petites fentes longues de 20'', de position et de largeur arbitraires. Au contraire du mode LSS où l'on ne peut qu'obtenir les spectres d'objets alignés, ce mode permet d'obtenir simultanément les spectres de 19 objets choisis dans le champ.
L'orientation des fentes par rapport au ciel est obtenue en faisant tourner l'ensemble de l'instrument relativement au télescope, grâce au ``dérotateur''.
L'étage des collimateurs vient ensuite. Les deux ensembles interchangeables de trois groupes de lentilles font l'image du plan focal sur le détecteur, mais avec des grandissements différents : l'un imagera la fente d'une seconde d'arc sur 10 pixels (SR), et l'autre sur 20 pixels (HR).
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Cet étage regroupe 3 roues à filtres, chacune portant 7 filtres ou disperseurs. Elles sont placées dans une zone ou le faisceau est parallèle, à la sortie du collimateur. Avec le collimateur SR, l'image de la pupille est au centre de cet étage. Le fait que le faisceau soit parallèle permet de ne pas le défocaliser avec les multiples combinaisons de filtres possibles.
Les disperseurs sont des grismes, contraction de grating (réseau) et de
prisme. Ils consistent en un prisme dont une face est gravée d'un réseau
de fines dentelures de pas p. Ce réseau a la propriété de diffracter la lumière
de longueur d'onde 
selon un angle 
= k
/ p ; k entier.
On voit donc que cet angle est proportionnel à
(si k 
0), assurant un
effet ``arc-en-ciel'',
mais aussi que l'on aura plusieurs ``arc-en-ciels'', ou ordres de diffraction,
pour k = 1, 2, 3 ...
La forme des dentelures est optimisée pour que l'ordre 1 soit le plus
lumineux2.2,
et le prisme sert à réorienter cet ordre le long de l'axe optique, pour un
de réference.
Le faisceau n'est donc globalement pas dévié par le grisme, mais se trouve
dispersé selon toutes ses couleurs.
Un point reste cependant problématique : la présence des autres ordres, et en
particulier de l'ordre 2. En effet, l'angle de dispersion de la lumière à
/2 dans l'ordre 2 sera égal à celui de la lumière à
dans l'ordre 1. On verra donc les deux ordres se recouvrir, ce qui n'est pas très
pratique.
La solution est d'inclure un filtre qui sélectionnera un seul octave du spectre
électromagnétique, empêchant de fait tout recouvrement.
De nombreux filtres sont utilisés en astronomie lorsque l'on fait de l'imagerie, chaqu'un sélectionnant une couleur (ou bande photométrique). L'observation dans 3 filtres permet de reconstituer une image en couleurs mimant l'impression visuelle. Scientifiquement, l'imagerie multi-bandes renseigne sur la forme globale du spectre de l'objet. Plus le nombre et la finesse des bandes sera grand, plus la forme du spectre sera contrainte. Cela revient à faire de la spectroscopie à très basse résolution. Afin de pouvoir comparer des mesures entre elles, les filtres utilisés doivent êtres identiques. Les filtres de Bessel et de Gunn-Peterson sont les plus usuels.
La seconde roue, dénommée roue des grismes, contient les grismes 300V, 300I, 600B, 600I, 150I et 1200g (grisme holographique à phase volumique).
La dernière roue, dénommée roue à filtres large bande, contient les filtres d'isolement d'ordres GG375, GG435 et OG590, les filtres photométriques B, V, R et I de Bessel et le filtre g de Gunn.
Ces nomenclatures correspondent aux couleurs des filtres : U pour l'UV, G pour
le vert (green), V pour le jaune (visible), R pour le rouge et I pour
l'infra-rouge.
Les noms des grismes comportent également le nombre de trait par centimètres,
proportionnel au pouvoir de dispersion (en Å/mm) ou à la résolution
(égale à
). La lettre indique la bande
correspondant à
. Les noms des filtres d'isolement d'ordre sont
des nomenclatures du fabriquant.
La table 2.2 résume les propriétés des grismes, associés
à leur filtre d'isolement d'ordres.
C'est l'étage final de l'instrument, où le faisceau parallèle est focalisé sur le détecteur.
Après l'objectif focalisateur se trouve une roue à filtres interférentiels.
C'est un empilement alternatif de couches minces (<
m) de deux materiaux
ayant des indices de réfraction différents, permettant de ne transmettre
qu'une très fine bande de longueurs d'ondes centrée sur
égal
à l'épaisseur des couches (c'est le même principe que les traitements
anti-reflets de vos lunettes).
Seulement, cet effet est très sensible à l'inclinaison du faisceau, et l'on
place donc ces filtres à proximité du détecteur, là où le faisceau
converge bien perpendiculairement (avec le collimateur SR du moins).
L'effet de l'angle d'ouverture du faisceau élargit et diminue un peu la
transmission du filtre, mais l'effet reste similaire dans tout le champ
(si ce filtre était placé dans le faisceau parallèle, la transmission
serait optimale au centre du champ, et dégradée aux bords).
Ces filtres permettent d'isoler une raie d'émission spécifique d'un élement chimique. Cela ne présente d'interêt qu'en imagerie, où l'on obtient ainsi une image de l'abondance de cet élement, sans être contaminé par les autres sources de lumière.
Le détecteur est enfin couvert par un diaphragme qui commande le début et la fin des poses.
En ce qui nous concerne, la première demande de temps à l'ESO était un Large Program, limité à des observations sur FORS1 en mode LSS. FORS1 n'est pas le meilleur instrument de l'ESO, mais est tout à fait convenable, et présente l'avantage de ne pas être trop demandé. La demande avait donc une chance d'être acceptée. Elle le fut, nous allouant 60 heures d'observations en temps noir par semestre pendant 2 ans, soit un impressionnant bagage de 240 heures.
Puisque l'on cible des supernovæ, dont on attend une poignée par mois et par champ, avec très peu de chances pour qu'elles soient groupées dans un champ de 7'', et que la réduction de spectres LSS est beaucoup plus simple et propre que celle de spectres MOS, le choix du mode LSS était naturel.
Pour la seconde demande de temps (Oct. 2005 - Oct. 2007), de nombreux nouveaux instruments formidables ont été intallés à Paranal, et la pression sur FORS2 (plus sensible que FORS1 dans le rouge) a diminué. On souhaitait maintenant pouvoir mesurer aussi le redshift de galaxies hôtes de vieilles supernovæ dont la courbe de lumière est en bon accord avec une SN-Ia, mais pour lesquelles le spectre n'avait pas pu être obtenu (mauvais temps, indisponibilité et aléas divers). La demande portait donc cette fois sur FORS1 et sur FORS2, en modes LSS et MOS.
Il ne reste alors qu'à choisir le grisme et la fente les mieux adaptés à nos objets.
Les éjectas de supernovæ, du fait de la nature violente du phenomène,
présentent une agitation thermique forte.
Cela se traduit spectralement par un lissage Doppler des raies
d'absorption, de l'ordre de
0.005
(soit
25 Åpour
= 5000 Å).
Il est donc inutile d'avoir une résolution spectrale meilleure que
= 1/0.005 = 250, puisque l'on ne s'attend
pas à voir de détails spectraux au delà de cette résolution.
Les supernovæ observées sont souvent très faibles (M
24)
et l'on collecte d'autant plus de photons par pixel que la résolution
du grisme est faible (chaque pixel couvre un plus grand intervalle de
longueurs d'ondes). Donc si l'on veut avoir un S/N décent, il vaut
mieux choisir un grisme de basse résolution.
De plus, l'identification spectrale des supernovæ est basée sur l'analyse des accidents du spectre (raies d'absorption), différents d'un type de supernovæ à l'autre. Une identification robuste nécessite donc de couvrir un large intervalle spectral, contenant le plus de raies possibles. Là encore, la couverture spectrale d'un grisme est d'autant meilleure que sa résolution est basse.
Cependant, le but de la spectroscopie est aussi de déterminer
précisément le redshift des galaxies hôtes (à 10
près).
Ceci demande de résoudre les raies d'émissions nébulaires des
galaxies, typiquement larges d'une dizaine d'Angstroms. Il faut donc
une dispersion de quelques Angstroms par pixel.
L'étude des caractéristiques des grismes (table 2.2) montre que les grismes 300V et 300I correspondent le mieux à ces demandes (couverture large, résolution faible et dispersion suffisante).
La seule différence est alors l'intervalle de longueurs d'ondes du spectre obtenu. Le grisme 300V couvre le domaine du visible (445-865nm), et le grisme 300I couvre le domaine du proche infra-rouge (600-1100nm).
Les SN-Ia émettent le maximum de leurs photons autour de 400nm, dans le bleu, à l'époque du maximum de luminosité, et les raies les mieux connues sont entre 350 et 650nm . L'effet du redshift va translater cet intervalle à 455-845nm pour z = 0.3 et à 595-1105nm pour z = 0.7 . À priori, il faut donc choisir le grisme 300V pour les supernovæ dont on estime que le redshift est inférieur à 0.5, et le grisme 300I au-delà.
Cependant, le ciel est beaucoup plus lumineux au-delà de 800nm, la sensibilité du capteur CCD y est plus faible, et des franges d'interférences se forment à cause de la minceur du CCD, dont l'épaisseur devient proche de la longueur d'onde des photons. Le S/N obtenu avec le grisme 300I est donc bien moindre que celui obtenu avec le 300V, à temps de poses égaux.
En conséquence, on préfère généralement utiliser le grisme 300V, parfois complémenté par des observations en 300I pour couvrir une grande gamme spectrale.
De plus, l'effet d'un grand redshift (>0.7) déplace la partie proche UV des spectres dans le domaine visible, ce qui est d'un grand intérêt scientifique puisque ces photons UV sont absorbés par l'atmosphère terrestre, rendant cette partie du spectre très malconnue pour les supernovæ proches.
La largeur de la fente choisie va influencer la résolution spectrale, puisque l'on disperse selon cette même direction. C'est l'intérêt d'avoir des fentes aussi fines que 0.28'', pour faire de la spectroscopie à haute résolution. Cependant, la turbulence atmosphérique étale les sources ponctuelles en un disque d'une largeur typique, le fameux seeing, de l'ordre de 0.8'' à Paranal (et 5'' à Paris). Appliquer une fente plus fine que ce disque entraîne la perte d'une bonne partie du flux lumineux. La spectroscopie haute résolution sera alors limitée à des objets brillants.
Dans notre cas, on s'inquiète plus de récolter le maximum de photons que d'avoir une bonne résolution spectrale. A l'inverse, si la fente est plus large que le disque, on récolte en plus des photons provenant du fond du ciel, qu'il faudra soustraire, et qui apporteront leur part de bruit. Il faut donc choisir une fente proche du seeing.
Lorsque le seeing se dégrade, le flux lumineux est dilué dans la tâche image, alors qu'il s'y concentre lorsque le seeing s'améliore. On obtient donc un signal d'autant plus fort que le seeing est bon. Paranal est doté d'un petit télescope automatique dédié à mesurer cette qualité d'image : le DIMM (Differential Image Motion Monitor). Les astronomes peuvent donc suivre en temps réel la qualité d'image au cours de la nuit, et démarrer une observation lorsque le seeing requis est atteint. Cependant, il se peut que le seeing se dégrade au cours de la pose, surtout si elle dure une heure. Si c'est le cas, et que la dégradation est vraiment trop forte, la pose est interrompue, quite à la reprendre plus tard.
Afin d'avoir un S/N convenable, nos observations sont conditionnées à un seeing inferieur à 1''. La fente est choisie pour être 0.2'' plus large que le seeing :
| seeing <0.5'' |
|
fente de 0.7'' |
| 0.5'' <seeing <0.8'' |
|
fente de 1.0'' |
| 0.8'' <seeing <1.0'' |
|
fente de 1.3'' |
),
projeté sur le ciel (
)
et sur le détecteur (
), en fonction de la largeur l de la fente,
telle que projetée sur le ciel.
