Caractérisation d’un coronographe pour la détection d’exoplanètes avec MIRI/JWST

T DE SPECKLES 2

Fig. I.2.9  Autre exemple d’image de binaire réalisée ave le 4QPM en bande Ks sur l’instrument NACO du VLT [Bo aletti, 2004℄. HD 1306 est une binaire ; sur l’image, on voit trois omposantes, la troisième n’étant peut-être pas liée gravitationnellement ave les deux autres. Les diéren es de magnitudes sont respe tivement de 1.6 et 3.5 ave des séparations angulaires de 0.128 et 1.075. sur les gures I.2.10 entre et I.2.10 droite. Les masques de Lyot représentent respe tivement 1 et 2. On peut voir, sur l’image I.2.10. , le gain apporté par l’utilisation d’un 4QPM : un oronographe de Lyot aurait omplètement o ulté la partie entrale du disque.

Les ob jets extragala tiques

Des objets béné iant de l’imagerie à haute résolution angulaire sont les noyaux a tifs de galaxies pro hes (à des distan es de moins de 25 Mp ) ; or les détails pro hes du entre sont très di iles à faire ressortir à ause de l’éblouissement dû à la sour e entrale. Un oronographe parti ulièrement intéressant dans e adre est le 4QPM sur l’instrument NACO du VLT. L’image I.2.11, qui représente NGC 1068, a d’ailleurs été réalisée ave e oronographe et l’instrument NACO au VLT. Des stru tures beau oup plus détaillées que sur la PSF peuvent être distinguées : des stru tures lamentaires au sud, des sour es et des vagues, ertainement induites par le jet radio, au nord. 

Réduire le bruit de spe kles

Les oronographes permettent de réduire le ux de l’étoile dans l’image et don le ontraste entre ette étoile et son environnement pro he. Ils permettent don de réaliser 30 CHAPITRE I.2. LA DÉTECTION DIRECTE Fig. I.2.10  Exemples d’images oronographiques de disques ir umstellaires. La gure de gau he représente l’image oronographique de HD 100546 faite ave NICMOS [Ardila et al., 2007℄. Au entre, se trouve l’image de UY Aur faite au Subaru ave un oronographe de Lyot [Hioki et al., 2007℄. Le hamp est de 13.2 ×13.2 et l’image est réalisée en bande H. L’image oronographique de PDS 70, réalisée ave un 4QPM [Riaud et al., 2006℄, est représentée sur la gure de droite. Le disque a une extension de 2.5. Sur le VLT/NACO, le diaphragme de Lyot a un rayon de 1.4. des poses plus longues et de réduire ainsi le bruit de photons dû au fond. Il reste le bruit de spe kles qui a été modié par l’eet du oronographe mais non supprimé. Que sont es spe kles ? En présen e de turbulen e, le front d’onde traverse l’atmosphère et subit des avan es ou des retards de phase proportionnels au hemin optique traversé et don à l’indi e de réfra tion modulé par les variations de pression engendrées par la turbulen e atmosphérique. Ainsi, le front d’onde qui arrive sur la pupille du téles ope n’est plus plan. Si le diamètre du téles ope est susamment grand par rapport aux tailles ara téristiques des défauts induits par la turbulen e, on observe en ourte pose dans le plan image du téles ope une stru ture de tavelures (de taille la résolution théorique du téles ope λ/D) ontenue dans une ta he plus grande de résolution λ/r0 ave r0 le paramètre de Fried. La gure I.2.12 présente un exemple de e phénomène. Ces spe kles sont le résultat d’interféren es aléatoires dans le plan fo al du téles ope. Ce type de spe kles a un temps de vie très ourt (environ 10 ms en visible). L’optique adaptative permet de orriger en partie es spe kles. Il reste néanmoins un résidu d’aberrations dans le front d’onde ; on observe alors un halo de spe kles qui se superpose à l’image orrigée. En plus de es aberrations dynamiques, il existe des aberrations statiques dues aux défauts des optiques (miroirs du téles ope, lentille de l’instrument). Comme leur nom l’indique, es défauts n’évoluent pas ave le temps ou très lentement. Enn, il existe des aberrations quasi-statiques : elles proviennent des variations de hemin optique en aval du téles ope, des déformations des éléments optiques. Ces stru tures ont une durée de vie de quelques se ondes à plusieurs minutes [Marois et al., 2003℄. La présen e de bruit de spe kles limite le gain potentiel du oronographe ; en eet, en Apport de l’imagerie oronographique sur l’imagerie des stru tures très pro hes de la sour e entrale dans le as de NGC 1068 [Gratadour et al., 2005℄. Dans e as, 1 représente 70 p . La gure de gau he est la PSF de NGC 1068 en bande Ks réalisée au VLT. La gure de droite représente l’image oronographique de NGC1068 réalisée ave un 4QPM au VLT en bande Ks. ne onsidérant que le bruit de photons, il sut de poser plus longtemps pour augmenter la déte tabilité. En présen e de bruit de spe kles, e n’est plus possible ar le gain sature au niveau de e bruit. Diérentes te hniques, qui peuvent être omplémentaires, sont développées pour réduire es diérents bruits de spe kles, ouvrant la voie au haut ontraste. 

L’interférométrie spe kles

La première à avoir été utilisée en astronomie est l’interférométrie spe kles proposée par Labeyrie [1970℄. Il a montré qu’il est possible d’obtenir une image ave la résolution théorique du téles ope grâ e à l’auto orrélation spatiale moyennée sur des images ourtes poses (sur des temps inférieurs à la durée de vie des spe kles). Cette te hnique, qui né essite des fenêtres spe trales petites (de l’ordre de λ/∆λ = 10) en raison de la hromati ité des spe kles et un grossissement très important pour pouvoir é hantillonner spatialement les tavelures, soure d’une grande dilution du ux. Par exemple, la gure I.2.12 montre le as du VLT pour un r0 de 0.8 soit environ une entaine de tavelures. 

 Exemple de bruit de spe kles

On voit lairement, sur ette gure, qui représente une pose de 350 ms de GJ 344 faite au VLT en bande Ks, les deux tailles de stru ture : les spe kles de taille λ/D ontenues dans une stru ture de taille λ/r0 . I.2.3.2 L’optique adaptative Une te hnique, devenue aujourd’hui indispensable pour l’imagerie d’exoplanètes depuis le sol, permet de orriger les aberrations dues à la turbulen e atmosphérique ; ‘est l’OA (Optique Adaptative). Nous l’évoquerons plus en détail par la suite. 

Méthode des spe kles noirs

Une autre te hnique est la méthode des tavelures noires [Labeyrie, 1995℄. Comme nous l’avons vu, les spe kles sont produits par des interféren es quasi-aléatoires. Lors d’une ourte pose, il y a don des zones du hamp où l’interféren e est destru tive. Or l’étoile et la planète ne sont pas des sour es ohérentes. L’intensité de la planète s’ajoute don de façon in ohérente à l’intensité du halo de spe kles. Lorsque l’on onsidère un grand nombre de poses, les spe kles noirs devraient apparaître statistiquement partout sauf à l’endroit de la planète. La probabilité d’apparition des spe kles noirs (statistique de Bose-Einstein) est don modiée lo alement. Pour pouvoir être sensible au bruit de spe kles, il faut utiliser un oronographe an de réduire la lumière dira tée. De plus, on fait des poses très ourtes pour geler la turbulen e don la dynamique va être très faible. Il va don falloir utiliser une améra à omptage de photons en visible [Bo aletti, 1999℄. Mais, dans la réalité, les spe kles se situent préférentiellement sur les zones lumineuses de la ta he d’Airy : e sont les pinned spe kles. Ce phénomène biaise la statistique et limite le gain potentiel de ette  te hnique. J’y reviendrai plus en détail dans la partie III.

L’imagerie diérentielle

Diérentes te hniques existent an de soustraire à une image d’un ouple étoile-planète l’image de l’étoile.

Soustraction d’une étoile de référence 

La première solution, la plus lassique, onsiste à soustraire à l’image du système étoileplanète l’image d’une étoile de référen e, supposée identique à l’étoile ible an de retirer les spe kles statiques. Cependant, elle présente plusieurs di ultés : une référen e n’est jamais totalement identique à l’étoile ible ; en outre, les images n’étant pas réalisées simultanément, les perturbations (notamment atmosphériques dans le as d’un téles ope au sol) ne sont pas les mêmes pour les deux images, réduisant l’e a ité de la soustra tion. 

L’imagerie diérentielle simultanée

Une autre te hnique utilisée pour étalonner les spe kles est l’imagerie diérentielle simultanée ; elle onsiste à prendre deux images simultanées d’un même objet an de pouvoir en retirer les spe kles ommuns aux deux voies par simple soustra tion. 

L’imagerie à diérentes longueurs d’onde

Cette te hnique repose sur des a priori sur notre onnaissan e des propriétés des objets étudiés. En eet, une des te hniques onsiste à exploiter la hromati ité de l’image et des spe kles [Ra ine et al., 1999; Marois et al., 2000℄. On utilise ainsi plusieurs ltres : par exemple, pour étudier des planètes de type Jupiter ou des naines brunes, on utilise un ltre dans la bande d’absorption du méthane (où la planète est très atténuée) et un autre à té (la planète ne sera pas atténuée). Dans les deux as, le ux de l’étoile est pratiquement identique. Lors de la soustra tion, la planète ne va être que peu atténuée alors que l’étoile le sera beau oup plus. Diérents instruments existant utilisent ette te hnique : la améra TRIDENT [Marois et al., 2005℄ sur le CFHT ou l’instrument SDI [Close et al., 2005℄ sur le VLT. Je développerai ette te hnique dans le adre du projet MIRI/JWST. Devant les ontrastes né essaires pour déte ter des exoplanètes, l’asso iation des différentes te hniques existantes semble s’imposer : système d’optique adaptative puis oronographie, soustra tion d’une référen e et enn soustra tion diérentielle. Ainsi un 4QPM (four quadrant phase mask oronagraph ) a été installé sur le VLT pour fon tionner sur l’instrument SDI [Bo aletti, 2007℄. Cette même te hnique a aussi été hoisie pour l’instrument SPHERE [Beuzit et al., 2004℄, instrument de se onde génération installé au VLT dont l’obje tif est de déte ter des planètes de type Jupiter.