Les ´etoiles hˆotes

Jusqu’`a maintenant, nous avons pass´e en revue les r´esultats obtenus `a partir des caract´eri- stiques des plan`etes d´ecouvertes. Cependant, les ´etoiles hˆotes peuvent aussi apporter des in- formations pour aider `a mieux comprendre le m´ecanisme de formation des plan`etes. Il existe une grande diversit´e de types d’´etoiles abritant un compagnon plan´etaire : il y a les ´etoiles de la s´equence principale de type spectral F `a M, mais aussi les ´etoiles g´eantes, les ´etoiles naines, les objets jeunes (´etoiles T Tauri), les pulsars etc. . . Si l’on regarde la distribution de m´etallicit´e39des ´etoiles ayant un compagnon plan´etaire (cf. Fig. 1.21), on s’aperc¸oit que les ´etoiles qui ont une exoplan`ete pr´esentent g´en´eralement un exc`es de m´etallicit´e (2/3 des ´etoiles ont une m´etallicit´e sup´erieure `a celle du Soleil).

Figure 1.21 - Distribution de la m´etallicit´e des ´etoiles ayant un compagnon plan´etaire (Janvier 2010).

Pour expliquer cet exc`es, on peut se r´ef´erer `a la th´eorie standard de formation des syst`emes plan´etaires : les plan`etes se forment dans un disque de poussi`ere et de gaz autour d’´etoiles jeunes. La composition du disque est semblable `a celle de l’´etoile. Des noyaux rocheux, constitu´es d’´el´ements m´etalliques, vont se cr´eer pour former les noyaux des futures plan`etes.

39. donn´ee par le logarithme de l’abondance de fer dans une ´etoile par rapport `a l’abondance de fer dans le Soleil [Fe/H]= log[Fe]/[H]<sub>[H]/[Fe]</sub>, ´egal `a 0 pour des ´etoiles dont la m´etallicit´e est identique au Soleil, n´egatif pour les objets de faible m´etallicit´e et positif quand l’´etoile pr´esente un exc`es de m´etallicit´e.

Il n’est donc pas ´etonnant de trouver des plan`etes autour d’´etoiles m´etalliques. A noter qu’une autre th´eorie expliquant cet exc`es de m´etallicit´e repose sur la pr´esence de plan`etes qui ont ´et´e englouties par l’´etoile et ont ainsi augment´e sa m´etallicit´e.

CHAPITRE

2

INTERF ´EROM ´ETRIE ANNULANTE

Sommaire

2.1 Principe de l’interf´erom´etrie annulante . . . 42 2.1.1 Sp´ecification et performances d’un interf´erom`etre annulant . . . . 44 2.1.1.1 Le taux de r´ejection . . . 44 2.1.1.2 Du taux de r´ejection aux contraintes optiques . . . 45 2.1.1.2.1 Contraintes sur l’amplitude des ondes . . . . 46 2.1.1.2.2 Contraintes sur la phase des ondes . . . 46 2.1.1.2.3 Contraintes sur la polarisation . . . 47 2.1.1.2.4 Filtrage optique . . . 48 2.1.2 R´ealisation pratique . . . 49 2.1.2.1 Les sources . . . 49 2.1.2.2 G´en´eration des faisceaux . . . 50 2.1.2.3 Egaliseur de flux . . . 50 2.1.2.4 Les lignes `a retard . . . 51 2.1.2.5 Les d´ephaseurs achromatiques . . . 52 2.1.2.6 Le Recombineur . . . 54 2.1.2.7 Filtrage optique et D´etection . . . 55 2.2 Projets d’interf´erom`etres annulants . . . 56 2.2.1 Au sol . . . 56 2.2.2 Dans l’espace . . . 58 2.2.2.1 Les projets Darwin et TPF-I . . . 58 2.2.2.2 Les pr´ecurseurs de Darwin et TPF-I . . . 59

2.2.2.2.1 PEGASE . . . 59 2.2.2.2.2 FKSI . . . 63 2.2.2.2.3 DAViNCI . . . 64 2.3 Interf´erom´etrie annulante en laboratoire . . . 64 2.3.1 Aux USA . . . 65 2.3.2 En France . . . 66 2.3.2.1 MAII . . . 66 2.3.2.2 SYNAPSE . . . 67 2.3.2.3 Nulltimate . . . 67 2.3.2.4 Le banc PERSEE . . . 69 2.3.3 Ailleurs en Europe . . . 69

Nous avons vu dans le chapitre pr´ec´edent (cf. §1.1.1) que pour d´etecter directement une exoplan`ete, il fallait faire face `a un certain nombre de contraintes, telles que le fort contraste de luminosit´e entre la plan`ete et son ´etoile parente et la tr`es faible s´eparation angulaire entre les deux objets. L’interf´erom´etrie annulante ou interf´erom´etrie en frange noire permet de r´esoudre simultan´ement ces deux probl`emes.

2.1

Principe de l’interf´erom´etrie annulante

Cette id´ee a vu le jour `a la fin des ann´ees 1970 avec Bracewell (1978) et MacPhie (Bra- cewell & MacPhie 1979) qui proposent le concept d’un interf´erom`etre spatial infrarouge qui serait capable d’´eteindre le flux de l’´etoile vis´ee par interf´erences destructives, afin de d´etecter son ´eventuel compagnon plan´etaire dont le signal recueilli par les t´elescopes interf´ererait de mani`ere constructive. Dans ce paragraphe, nous allons voir le principe de l’interf´erom´etrie annulante dans cette configuration dite de Bracewell, `a deux t´elescopes.

Consid´erons un interf´erom`etre `a deux t´elescopes, ayant une ligne de base B et observant `a une longueur d’onde λ. Les deux t´elescopes pointent en mˆeme temps vers le syst`eme ´etoile- plan`ete. La plan`ete et l’´etoile sont s´epar´ees angulairement d’un angle θ (cf. Fig. 2.1). A cause de la diffraction, chaque t´elescope ne r´esout pas le syst`eme ´etoile-plan`ete. Les faisceaux col- lect´es par les deux t´elescopes sont superpos´es et recombin´es en opposition de phase (contrai- rement `a l’interf´erom´etrieclassiqueo`u la recombinaison est en phase) grˆace `a un syst`eme

Figure 2.1 - Principe d’un interf´erom`etre annulant.

appel´e d´ephaseur achromatique ou APS1. Ce syst`eme permet d’introduire un d´ephasage de π dans l’un des deux bras de l’interf´erom`etre. On obtient ainsi des interf´erences destructives ; la transmission sur la ligne de vis´ee devient nulle et on ´eteint le signal provenant de l’´etoile cible. La lumi`ere provenant de la plan`ete situ´ee hors de l’axe de vis´ee arrive sur le t´elescope 1 avec un retard de phase par rapport au t´elescope 2 :

∆ϕ = 2πδ_λ avec δ = B · sin(θ) (2.1)

δ ´etant la diff´erence de marche (ou ddm) entre les deux fronts d’ondes. En ajustant la base de l’interf´erom`etre B, on peut obtenir que B · sin(θ)= λ/2 afin que le d´ephasage introduit par la diff´erence de marche δ compense, `a la longueur d’onde λ, celui introduit par l’APS dans un bras de l’interf´erom`etre. On a donc, pour la plan`ete, un ´etat d’interf´erences constructives. La figure 2.2 montre la r´eponse de l’interf´erom`etre (carte de transmision) pour une ligne de base B =10 m et une longueur d’onde d’observation λ =10 µm, le couple ´etoile-plan`ete observ´e est s´epar´e angulairement de θ ' 0.200. L’´etoile est plac´ee sur la frange centralenoireet la

plan`ete est sur la frangebrillanteadjacente.

Afin de s´eparer correctement le flux de la plan`ete de celui provenant de l’´etoile, il faut moduler le signal de la plan`ete. Pour ce faire, l’interf´erom`etre tourne sur lui-mˆeme autour

Figure 2.2 - Carte de transmission d’un interf´erom`etre de Bracewell pour un syst`eme ´etoile-plan`ete. B= 10m, λ = 10µm et θ ' 0.100

de la ligne de vis´ee, ce qui permet de moduler spatialement la transmission de l’instrument hors de la ligne de vis´ee. De cette mani`ere, la plan`ete passe alternativement dans une zone angulaire o`u la transmission de l’instrument est ´elev´ee puis dans une zone o`u elle est quasi nulle. Le signal est ainsi modul´e lors de la rotation de l’interf´erom`etre.