Figure I.3.16 – Exemples d’analyse haut contraste élaborées à partir de données HST : les disques HR 141569 A (Mouillet et al., 2001; Augereau and Papaloizou, 2004) et AI Microscopii (Krist
et al.,2005), le disque et l’objet orbitant Fomalhaut (Kalas et al.,2008) et trois des quatre planètes
orbitant HR 8799 (Hagan et al.,2010;Soummer et al.,2011).
I.3.9. Quelques instruments d’imagerie haut contraste
L’absence des aberrations dues à l’atmosphère permet de faire de l’imagerie haut contraste avec beaucoup d’instruments spatiaux, même s’il ne sont pas équipés d’un coronographe. Ainsi, le télescope Spitzer ou l’instrument Wide-Field Camera 3 sur HST, ont pu être utilisés dans ce but. On se limitera ici à une rapide description des instruments spatiaux passés ou futurs pour la coronographie (seulement stellaire). Plusieurs coronographes sont ainsi présents sur HST :
– Le Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer (NICMOS) a été en service de 1997 à 1999 puis de 2002 à 2008. Il utilise un coronographe de type Lyot en réflexion. Il a permis de faire l’image de nombreux disques pendant sa durée de vie (dont certains que j’ai ré-étudiés pendant ma thèse, voir ChapitreIV). Avec le développement de nouveaux algo-rithmes de soustraction de speckles (LOCI et KLIP, voir paragraphe I.3.8.4), des données prises il y a plusieurs années ont été ré-analysées. Cette analyse, qui continue aujourd’hui, a permis par exemple l’imagerie et la caractérisation du système HR 8799 dans des images prises en 1998 (voir figureI.3.16etHagan et al.,2010;Soummer et al.,2011) ou la détection de plusieurs nouveaux disques (Soummer et al.,2014).
– Le Space Telescope Imaging Spectrograph (STIS) est en service depuis 1997 (avec une inter-ruption entre 2004 et 2009), il est aussi équipé d’un coronographe de Lyot (sans diaphragme de Lyot cependant). Il a permis la détection et la caractérisation de nombreux disques. – L’Advanced Camera for Surveys (ACS) enfin est équipée d’un coronographe dans sa voie
HRC (High-Resolution Channel ), qui est maintenant inutilisable depuis 2007. Il a permis la première détection de l’objet orbitant Fomalhaut (Kalas et al.,2008)
Certaines observations de HST en coronographie sont illustrées par la figureI.3.16.
Enfin, plusieurs coronographes seront utilisés sur le James Web Space Telescope (JWST), qui sera lancé en 2018 et dont la mission devrait durer 5 ans :
– Le Mid-Infrared Instrument (MIRI) embarque des coronographes (Boccaletti et al.,2005) dont trois FQPM optimisés pour une observation dans l’infrarouge moyen (10.65µm, 11.4 µm et 15.5 µm) et un Lyot à 25 µm. Il devrait être possible pour la première fois de faire de la coronographie dans la bande d’émission des planètes froides, où les différences de contraste sont moins importantes (voir figure I.3.4).
– La Near Infrared Camera pourra utiliser quant à lui 5 coronographes de type occultant (Krist et al.,2009). Il sont optimisés pour couvrir la bande 1-5 µm.
– Le Fine guidance sensor (FGS) utilisera lui aussi un coronographe de Lyot optimisé pour une utilisation dans le proche infrarouge (Doyon et al.,2010).
I.3.9.2 Instruments au sol
Plusieurs instruments ont récemment été développés pour les grands télescopes au sol avec comme objectif principal d’observer des exoplanètes. Celles-ci pourraient être de plusieurs types. Les planètes de type Jupiter assez jeunes (quelques dizaines de millions d’années), comme Beta-Pictoris et HR 8799, et situées jusqu’à quelques dizaines de parsecs seront les cibles privilégiées. En effet, ces planètes sont plus chaudes et donc plus brillantes dans les longueurs d’onde observées (visible et proche infrarouge). Les planètes plus âgées et plus froides ne devraient pas être assez brillantes pour être observées, sauf celles orbitant à très faibles demi-grands axes. On espère donc trouver des planètes de ce type autour d’étoiles très proches (ă 20 pc), à des séparations accessibles. Certains prédisent aussi la possibilité d’observer certaines planètes déjà détectées par vitesses radiales à de forts demi-grands axes. En effet, la connaissance de leurs orbites peut aider à leur observation par imagerie directe. On peut aussi s’attendre à la détection de plusieurs naines brunes (de masses supérieures à 13 masses de Jupiter), même si les programmes visent rarement spécifiquement ces objets. Les performances en contraste de ces instruments varient de
Chapitre I.3. L’imagerie directe à ce jour
quelques10´6 à quelques 10´7.
Enfin, l’observation à haut contraste (et à plus grande résolution angulaire que les instruments de HST) de dizaines de cibles dans les deux hémisphères devraient permettre la détection de nombreux disques circumstellaires et l’analyse des zones internes des anneaux déjà observés. Cette analyse devraient permettre la prévision de plusieurs cibles pour les futurs instruments très haute dynamique pour le spatial et les ELT.
P1640
Le Project 1640 (P1640,Hinkley et al.,2011) est installé sur le télescope de 5 m du Palomar (c’est à dire dans l’hémisphère Nord) depuis Juillet 2008. C’est le premier instrument haut contraste de seconde génération, c’est-à-dire utilisant la coronographie et une optique adaptative dédiée. Celle de P1640, appelée PALM-3000 (Dekany et al.,2013) utilise 2 miroirs déformables à empilement (voir paragrapheI.3.7.3) en série : un pour les aberrations basses fréquences (349 actionneurs) et un pour les aberrations hautes fréquences (4,356). Le coronographe utilisé est un Lyot apodisé (voir paragraphe I.3.6). Cet instrument utilise un système d’étalonnage des aberrations différentielles, le CAL (calibration interferometer Wallace et al.,2010), décrit dans le paragrapheI.4.2. Il ne permet malheureusement pas de faire de l’ADI. Cependant, il utilise un spectromètre à intégrale de champ (IFS) couvrant la bande 0.95µm et 1.80 µm (Hinkley et al., 2008), ce qui permettra à P1640 de faire de l’imagerie différentielle spectrale. Cet instrument a déjà commencé une campagne d’observation, en se concentrant sur les étoiles de type F à moins de 50 pc et les étoiles de type A à moins de 75 pc (Oppenheimer et al., 2012). En effet, les détections par méthodes indirectes ont montré que ces étoiles sont plus susceptibles d’avoir des compagnons jeunes et de masse supérieure à celle de Jupiter.
HiCIAO / SCExAO
HiCIAO (High Contrast Coronagraphic Imager with Adaptive Optics,Tamura et al.,2006) est l’instrument haut contraste de l’observatoire de Subaru (primaire de 8.2 m) à Hawaii. L’optique adaptative utilise un miroir déformable de 188 actionneurs. Le coronographe est un Lyot et le télescope permet d’utiliser l’ADI, les différences de polarisation ou spectrales. Une amélioration pour faire de l’imagerie très haute dynamique a été développé le SCExAO (Subaru Coronagraphic Extreme AO Project Martinache and Guyon,2010). Il utilise des coronographes de type PIAAC et a déjà réalisé ses premières observations (Martinache et al.,2012). Des techniques d’imagerie très haute dynamique sont aussi utilisées sur ce banc (voir partie I.4).
SPHERE
SPHERE (Spectro-Polarimetric High-contrast Exoplanet Research Beuzit et al.,2008) est un projet européen de haut contraste dont la première lumière a eu lieu en mai 2014 sur l’un des 8 m du VLT. L’optique adaptative (Fusco et al.,2006) est composée d’un miroir déformable à empilement (voir paragrapheI.3.7.3) de 41x41 actionneurs et d’un analyseur de front d’onde de type Shack-Hartmann. La voie principale peut intégrer plusieurs coronographes (coronographes de Lyot classiques et apodisés et FQPM achromatisés, voir paragrapheI.3.6) pour le visible et le proche infrarouge (Boccaletti et al.,2007). Après cette voie commune, plusieurs modes pourront être utilisés, parmi lesquels une caméra infrarouge (IRDIS), un IFS (bande allant de 0.95µm à 1.7µm,Claudi et al.,2006) et Zimpol (Joos, 2007), un imageur polarimétrique dans le domaine visible. Cet instrument permettra donc à terme de traiter les images coronographiques en ADI et en imagerie différentielle polarimétrique et spectrale. Pour le post-traitement, il utilisera une 70
I.3.9. Quelques instruments d’imagerie haut contraste
technique de maximisation de la vraisemblance, comme celle décrite dans le paragrapheI.3.8.4 (Sauvage et al.,2006). La phase de commissioning de cet instrument a déjà débuté.
GPI
GPI (Gemini Planet Imager Macintosh et al., 2008) est un instrument installé depuis fin 2013 au télescope Gemini South. Il est assez similaire à SPHERE, mais permet moins de modes d’observation. Un schéma optique de GPI est montré sur la figure I.4.2. Il utilise aussi une optique adaptative dédiée utilisant un miroir MEMS 64x64 actionneurs pour les hautes fréquences (dit miroir tweeter sur le schéma) et un miroir bimorphe (monté sur un tip-tilt) avec moins d’actionneurs, pour les basses fréquences (dit miroir woofer sur le schéma). Il n’y a par contre qu’un seul coronographe à ce jour : un Lyot apodisé (Soummer et al.,2006). Enfin, on trouve un IFS (bande allant de 1µm à 2.4 µm, Chilcote et al., 2012), indiqué en bas à gauche sur la figureI.4.2. Un prisme de Wollaston peut aussi être inséré pour faire de l’imagerie différentielle polarimétrique. Enfin, le même système d’étalonnage que celui utilisé sur P1640, le CAL (Wallace et al.,2010), est implémenté sur GPI. A l’heure où j’écris ces lignes la campagne d’observation a déjà débuté. D’une durée de 890 heures, elle permettra de sonder environ 600 systèmes.
Chapitre I.3. L’imagerie directe à ce jour