2.4 Les difficultés observationnelles
2.4.1 Contraintes géométriques
2.4.1.1 Fuites géométriques
Supposons dans un premier temps que l’instrument est optiquement strictement parfait. L’étoile n’est malheureusement pas une source ponctuelle. Par conséquent toute la lumière de l’étoile
2.4. Les difficultés observationnelles 29
FIG. 2.5: Illustration du problème des fuites géométriques de l’étoile. θ représente la distance angulaire
sur le ciel par rapport à la ligne de visée dans la direction de la ligne formée par les télescopes. Un Bracewell a une transmission résiduelle autour de l’axe en θ2. Une configuration en θ4
donne de meilleures performances
n’est pas éteinte. On nomme fuite géométrique de l’étoile le flux résiduel de l’étoile. Il faut minimiser ce flux résiduel de façon à ce que celui-ci ait son bruit de photons plus petit que le signal de la planète.
Pour le cas d’un interféromètre de Bracewell la transmission de l’instrument autour de l’axe est proportionnelle au carré de la distance angulaire notée θ (projeté sur la direction parallèle à la ligne des télescopes). La figure 2.5 montre l’effet de la taille finie du disque stellaire pour différentes configurations de l’interféromètre.
Cette fuite est relativement gênante (pour un système Terre-Soleil 1, 8 × 10−5du flux de l’étoile
est transmis au détecteur par ce biais). Cependant elle peut être amoindrie en augmentant le nombre de télescopes. On peut montrer (Absil (2001)), qu’avec quatre télescopes on peut ob- tenir une transmission résiduelle autour de l’axe en θ4. Si on augmente encore le nombre de
télescopes on peut minimiser encore plus efficacement ces fuites. Il existe un grand nombre de configurations possibles, qui donnent des transmissions résiduelles géométriques similaires. Nous verrons pourquoi certaines sont plus adaptées que d’autres.
Il est à noter que les premières configurations étudiées pour DARWIN dans des études de l’ESA (Volonte et al. (2000)) avaient une transmission résiduelle sur l’axe en θ4. En effet ces fuites sont
particulièrement pénalisantes pour les étoiles proches, ce qui peut paraître surprenant. Si on considère un système étoile-planète similaire au système Terre-Soleil et qu’on fait varier la dis- tance entre ce système et l’instrument alors il faut faire varier la résolution angulaire de l’ins- trument pour pouvoir observer ce système. Vu de l’instrument, les tailles angulaires relatives du disque stellaire et de la distance étoile-planète restent constantes. On adapte la résolution angulaire de façon à maximiser la transmission de l’instrument pour la planète. C’est à dire dans le cas d’un interféromètre de Bracewell que l’on place la planète sur le premier maximum de la fonction de transmission de l’instrument. De cette façon la valeur des fuites géométriques est indépendante de la distance entre l’étoile cible et l’instrument. Plus l’étoile est proche moins
la résolution angulaire nécessaire est importante et donc plus la base de l’interféromètre est pe- tite. Il y a cependant une base minimale pour l’instrument (distance de sécurité anti-collision), ce qui impose pour les cibles proches, de mettre la planète non pas sur le premier maximum de la fonction de transmission, mais sur le second. Cela a pour conséquence de multiplier l’im- portance des fuites d’un facteur 30 dans le cas d’un système Terre-Soleil.
Le besoin de minimiser les fuites géométriques est en fait moins important que ce qu’on a pu penser (Kaltenegger et Karlsson (2004)). En effet pour les étoiles au delà de dix parsecc, la source de bruit dominante n’est plus les fuites géométriques mais la lumière zodiacale solaire voir figure 2.4, page 28. Or, comme le montre la figure 2.1, page 25, la plupart des cibles potentielles de l’instrument se trouvent au delà de dix parsec. Il est donc possible d’envisager de simplifier l’instrument en utilisant des configurations en θ2, aux prix d’un temps d’intégration plus long
que le temps optimal, pour les cibles proches.
2.4.1.2 Disques exo-zodiacaux
Nous l’avons indiqué au paragraphe 1.2.1, on observe depuis les années 1980 des disques de poussières autour de certaines étoiles proches. Notre propre système solaire possède un nuage de poussières froides. Cette poussière a une forte émission dans le domaine infrarouge. L’émis- sion de la poussière zodiacale locale et exo-zodiacale sont deux contributions parasites au flux reçu par le détecteur.
La lumière zodiacale locale est uniforme dans le champ de vue de l’instrument. Par conséquent lors de la rotation de l’instrument cette contribution au flux mesuré n’est pas modulée. On peut donc la séparer facilement du signal planétaire.
La lumière exo-zodiacale, elle, n’a pas une distribution uniforme dans le champ de vue. C’est un disque vu sous un angle de visée donné : une ellipse au centre de laquelle se trouve l’étoile observée. Lors de la rotation de l’instrument cette composante de lumière est donc modulée. Avec un simple Bracewell, il n’est pas possible de différencier une planète de ce disque exo- zodiacal. En effet les deux signaux s’ajoutent et sont modulés à la même fréquence (i.e. la fréquence de rotation de l’interféromètre). Une solution à ce problème est d’utiliser une confi- guration interférométrique dont la carte de transmission n’a pas de symétrie centrale. Cette contrainte géométrique, rend un simple Bracewell inutilisable. Il faut au moins trois télescopes pour obtenir une réponse non centro-symétrique et pouvoir séparer le flux de ce disque de poussière du flux émis par une potentielle planète. C’est une contrainte importante pour l’ins- trument.