IV.1.1 Description de NICI
Le Near-infrared coronagraphic Instrument (NICI,Toomey and Ftaclas,2003) est un instru-ment situé au télescope Gemini South. Il a obtenu sa première lumière le 20 Février 2007. La figure IV.1.1 représente son schéma fonctionnel (tirée de Toomey and Ftaclas, 2003). Cet ins-trument, observant dans le proche infrarouge (1-5µm) utilise un système d’optique adaptative spécifique utilisant un miroir bimorphe de 85 actionneurs, représenté dans la partie supérieure du schéma. Dans cette partie, on voit aussi la roue permettant de choisir les coronographes em-ployés. Ces coronographes sont tous des masques occultant de Lyot. Ces masques sont de tailles 0.90”, 0.65”, 0.46”, 0.32” et 0.22” et sont semi-transparents, de transmission égale à 0.5%. Le faisceau, après la pupille, est envoyé sur une roue dichroïque, qui permet au choix de l’envoyer sur l’une ou l’autre des deux voies de sciences ou sur les deux à la fois. Chacune des deux voies contient ensuite une roue à filtre permettant de prendre deux images simultanément dans deux bandes différentes. Cet instrument, situé au Cassegrain, peut aussi être utilisé en arrêtant la dé-rotation automatique du télescope. NICI est donc un instrument coronographique produisant à la fois des images SSDI et ADI (voir paragraphe I.3.8). Cependant, puisque je cherche des disques circumstellaires, j’ai choisi d’utiliser seulement la fonction ADI de cet instrument.
Cet instrument a permis en particulier la détection et l’analyse de naines brunes (Biller et al., 2010;Nielsen et al.,2012) et de plusieurs disques(Casassus et al.,2013;Boccaletti et al.,2013). Enfin, il a permis l’observation et l’analyse d’exoplanètes déjà détectées, commeβ-Pic b (Males et al.,2014) ou HR 8799 (Barman et al.,2011).
IV.1.2 Etoiles analysées
A partir d’une liste d’étoiles comportant des disques circumstellaires déjà détectés1, et du catalogue des archives NICI, j’ai identifié 28 cibles potentielles. En retirant les disques déjà publiés et en se concentrant sur ceux ayant le plus de chances d’être observables aux longueurs d’onde d’observation, j’ai réduit mes cibles à une liste de 9 étoiles. Dans le tableau IV.1.1, se trouvent le journal de toutes les observations que j’ai traitées. J’ai indiqué pour chacune la date de l’observation, les filtres utilisés dans les deux voies et pour chaque séquence, l’angle parallactique total et le temps de pose cumulé. La première ligne est une observation de l’instrument NIRI (Near Infrared Imaging and Spectrometer Hodapp et al.,2003), un autre instrument de Gemini,
Chapitre IV.1. Etude grâce à l’instrument NICI
3. Instrument Overview
NICI was designed to address the target science. It is, in brief, a dual beam 1-5 micron coronagraphic camera equipped with coronagraphic masks and an 85-element curvature adaptive optics front end. All aspects of the instrument were optimized for coronagraphic work meaning that there are a minimum number of optical elements and only the dewar window is refractive. The total permissible figure error in the science channel has been engineered so that the uncorrected atmospheric scatter will dominate instrument scatter over the inner imaging field even for the best possible atmospheric conditions. All of the target science scenarios can be done with only a small field of view and this simplifies the optical design and minimizes the number of optics. The block diagram shown in figure 1 illustrates the main NICI components.
Figure 1 NICI Functional Block Diagram
The optical bench is the “backbone” of the instrument. On one side of the bench is the AO relay and on the other side is the wave front sensor (WFS). The AO relay is a one-to-one imaging system that relays the telescope focal plane to the instrument focal plane just in front of the dewar. The deformable mirror is in the AO relay at an intermediate pupil. Prior to the instrument focus, a dichroic splits the beam so that the transmitted visible light used for wave front sensing is sent to the WFS on other side of the bench. Although it is more difficult to build a dichroic that transmits the visible this choice permits operation at thermal wavelengths. At the instrument focus there are options for selecting one of several coronagraphic occulting masks. In a coronagraph it is desirable to minimize the number of optical elements before the focal plane mask to reduced scattered light, but AO correction must take place before the occulting mask because on an
Proc. of SPIE Vol. 4841 891
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Figure IV.1.1 – Schéma fonctionnel de l’instrument NICI. Image tirée de Toomey
and Ftaclas(2003).
sans coronographe. Le disque de HD 15115 était bien observable dans cette séquence mais les images obtenues n’était pas d’assez bonne qualité pour que je puisse les utiliser dans l’article soumis sur cette étoile. Toutes les autres observations sont de NICI.
IV.1.3 Traitement des données
La figure IV.1.2 représente une image coronographique de l’étoile HD 15115. Le masque oc-culteur de Lyot crée cette couronne brillante. Je décris dans cette partie les différents traitements appliqués à ces images, qui sont globalement les mêmes que ceux utilisés dans Boccaletti et al. (2013).
Calcul de fonctions d’étalement du point non coronographiés Je ne dispose pas d’images de fonction d’étalement du point non coronographiées et non saturées de NICI. Cependant, les masques focaux étant semi transparents, il est possible d’apercevoir l’étoile par transparence (point lumineux au centre de l’anneau brillant sur la figure IV.1.2). Certaines images à faible temps de pose permettent d’obtenir une image où le pic central est non saturé. J’ai utilisé ces images pour ajuster une gaussienne sur ce point, dont j’ai déduit le maximum et la largeur à mi-hauteur. Wahhaj et al. (2011) donne les transmissions des masques dans différentes bandes, ce qui permet d’obtenir le maximum d’une PSF non coronographiée. Le résultat n’est pas une fonction d’étalement du point à proprement parler, mais permet de normaliser les images pour une étude photométrique et de calculer une largeur à mi-hauteur de la fonction d’étalement du point.
IV.1.3. Traitement des données
Nom de Date de Filtres Angle parallactique Temps de pose
l’étoile l’observation total [˝] cumulé [s]
30/12/2007 H (NIRI) 68.6 3540.1 04/12/2009 CH4L / CH4S 17.4 2598.06 HD 15115 04/12/2009 H 6.2 1208.4 07/11/2011 Ks / H 8.6 1185.6 22/11/2011 Ks / H 13.7 2371.2 16/12/2008 CH4L / CH4S 20.5 2691.92 HD 71155 16/12/2008 H 15.5 1200.8 15/05/2011 Ks / H 3.5 1200.8 15/01/2009 CH4L / CH4S 50.6 2770.2 15/01/2009 H 30.4 1208.4 10/04/2010 CH4L / CH4S 155.5 2770.2 HD 92945 07/04/2010 H 155.6 2839.74 02/04/2011 H 2.1 2900.16 15/05/2011 Ks / H 1.1 1208.4 06/04/2012 Ks / H 0.3 604.2 06/02/2009 CH4L / CH4S 0.3 125.4 HD 139664 09/05/2010 CH4L / CH4S 22.6 2821.5 09/05/2010 H 14.3 1208.4 07/03/2009 CH4L / CH4S 25.0 3902.6 HD 141569A 07/03/2009 H 10.6 1208.4 08/04/2010 CH4L / CH4S 23.5 2701.8 03/05/2011 CH4L / CH4S 59.6 7444.96 HD 181296 11/04/2009 CH4L / CH4S 22.4 2565.0 (η Tel) 11/04/2009 H 8.2 1208.4 HD 181327 13/04/2009 CH4L / CH4S 22.4 2565.0 13/04/2009 H 8.2 1208.4 HD 191089 11/05/2010 CH4L / CH4S 24.06 2718.9 11/05/2010 H 73.1 1208.4 HD 38678 15/12/2008 CH4L / CH4S 34.8 2492.8 (ζ Lep) 15/12/2008 H 29.4 1200.8 14/03/2011 H 2.5 1200.8
Chapitre IV.1. Etude grâce à l’instrument NICI
Pose d’obscurité J’ai utilisé les poses d’obscurité (dark ) à ma disposition dans l’archive NICI. Des images avec l’exact même temps de pose sont parfois difficiles à trouver et j’ai parfois dû utiliser des poses d’obscurité enregistrées à plusieurs mois d’écart avec l’image de science. Dans le cas des images prises de HD 15115 la nuit du 7 Novembre 2011, le temps de pose de 4.94 s n’a jamais (de 2009 à 2012) été utilisé pour faire une pose d’obscurité. Dans ce cas, j’ai utilisé une pose d’obscurité de temps d’intégration proche.
Flat Des images de flat sont enregistrées assez fréquemment avec leur poses d’obscurité asso-ciées et l’on a rarement dû utiliser des images faites à plus de quelques jours d’écart. Ces flats sont aussi utilisés pour repérer d’éventuels pixels morts du détecteur.
Centrage Il s’agit ensuite de centrer les images sur l’étoile avant d’appliquer les traitements ADI. J’ajuste une Gaussienne sur le résidu de l’étoile à travers le masque semi-transparent. Cela permet de récupérer les coordonnées exactes de l’étoile dans l’image et d’appliquer un centrage sub-pixel. Lorsque le point central est saturé, j’utilise une autre méthode basée sur la maximisation de la corrélation des speckles non saturés entre deux images consécutives.
Figure IV.1.2 – Image coronographique NICI de l’étoile HD 15115 avant traitement de type ADI.
Traitement des images ADI Finalement, je retire certaines images où le coronographe n’est pas parfaitement centré sur l’étoile, et j’applique les algorithmes ADI, LOCI et KLIP pour traiter les images. Les paramètres utilisés pour le LOCI sont proches de ceux utilisés dans le conservative LOCI de Buenzli et al. (2010), optimisés pour la détection de larges objets (grandNA) avec de faibles angles de rotation (faible δmin). Pour la même raison, j’ai choisi pour le KLIP un faible nombre (n<5) de vecteurs de Karhunen-Loève comme préconisé dansSoummer et al. (2012).