Instruments actuels et en cours d’int´ egration

Figure I.2.7 – Images des plan`etes en orbite autour de HR 8799 (gauche) et de β Pictoris (droite). Les images de HR 8799 ont ´et´e obtenues par la technique de l’imagerie diff´erentielle angulaire (paragraphe I.2.2.2.1). L’image de β Pictoris est la combinaison d’observations de plusieurs instruments (ADONIS sur le t´elescope de 3,6 m de La Silla pour le disque, Mouillet et al. 1997) et NaCo sur le VLT pour la plan`ete (Lagrange et al. 2009, 2010b). Les images de la plan`ete ont ´et´e r´ealis´ees selon la technique de la soustraction d’une ´etoile de r´ef´erence (paragraphe I.2.2.2.1). Figures extraites de Marois et al. (2010b) et Lagrange et al. (2010b).

mais de compenser les aberrations induites par les optiques de l’instrument elles-mˆemes. L’ap- proche suivie est diff´erente de celle des syst`emes d’optique adaptative sur les t´elescopes au sol. Ces derniers cherchent `a maximiser l’intensit´e de l’image fournie par le t´elescope alors que les syst`emes de contrˆole de front d’onde ont pour objectif de minimiser l’´energie en plan focal des speckles.

I.2.3

Instruments actuels et en cours d’int´egration

Depuis 2005 (Chauvin et al. 2004, 2005a; Neuh¨auser et al. 2005), une trentaine de candidats de masse plan´etaire (M ≤ 25 MJ, Schneider et al. 2011) ont ´et´e imag´es autour d’´etoiles jeunes (<200 millions d’ann´ees ou Ma). La masse maximale d’une plan`ete fait l’objet d’un d´ebat de- puis quelques ann´ees. Contrairement aux ´etoiles et aux naines brunes, les plan`etes n’´emettent pas d’´energie par combustion nucl´eaire. Comme la masse maximale d’un objet n’´emettant pas d’´energie par combustion nucl´eaire est 13 MJ, cette valeur a ´et´e utilis´ee comme masse limite pour les plan`etes (Burrows et al. 1997). La d´ecouverte de compagnons substellaires de masse proche et au-dessus de cette limite (par exemple AB Pictoris b, Chauvin et al. 2005b) ainsi que la non-observation d’une limite nette `a cette valeur de la distribution en masse des exoplan`etes d´etect´ees par les vitesses radiales (Udry & Santos 2007) ont pouss´e Chabrier et al. (2007) `a pro- poser un autre crit`ere, bas´e sur le m´ecanisme de formation de l’objet. Une plan`ete se formerait par accr´etion de poussi`eres et de gaz dans un disque protoplan´etaire tandis qu’une naine brune serait le r´esultat d’un effondrement gravitationnel d’un nuage mol´eculaire. Malheureusement,

Chapitre I.2. L’imagerie directe des exoplan`etes

Figure I.2.8 – Spectres mesur´es dans l’infrarouge proche (les ´echelles des abscisses sont en microns) des plan`etes 2M1207 b (gauche, en trait plein noir) et HR 8799 b (droite, ronds noirs avec les barres d’erreur). Des mod`eles sont aussi trac´es : en bleu pour 2M1207 b (mod`ele BT-SETTL d’Allard et al. (2003), avec une gravit´e de surface log10(g) = 4 et une temp´erature effective de 1500 K) en diff´erentes nuances de gris pour HR 8799 b (mod`eles de Burrows et al. 2006, pour diff´erentes temp´eratures). Figures extraites de Mohanty et al. (2007) et Bowler et al. (2010).

ce crit`ere ne peut pas ˆetre estim´e `a partir de l’observation et il ne permet pas de pr´edire avec exactitude une limite maximale `a la masse des plan`etes. Une autre difficult´e pourrait venir d’un possible recouvrement entre les distributions en masse des exoplan`etes et des naines brunes. Je suis la convention de Schneider et al. (2011), qui s’appuient sur la distribution en masse des exoplan`etes d´etect´ees en vitesses radiales (Udry & Santos 2007).

Les premiers objets ont ´et´e observ´es autour d’´etoiles de faible masse (Chauvin et al. 2004, 2005a; Neuh¨auser et al. 2005) mais en 2008, trois ´equipes ont annonc´e la d´etection de compagnons autour d’´etoiles de type A (Kalas et al. 2008; Marois et al. 2008b; Lagrange et al. 2009, autour de Fomalhaut, HR 8799 et β Pictoris respectivement). Je montre les images des deux derniers syst`emes plan´etaires `a la figure I.2.715. La d´etection du compagnon de Fomalhaut par Kalas et al. (2008) d’apr`es des observations dans le domaine visible avec le t´elescope Hubble a ´et´e remise en cause r´ecemment par Janson et al. (2012) sur la base d’observations dans l’infrarouge avec Spitzer ne d´etectant aucun objet de masse sup´erieure ou ´egale `a celle de Jupiter. En parall`ele de ces d´etections, plusieurs ´equipes ont mesur´e des spectres pour quelques plan`etes : par exemple 2M1207 b (Mohanty et al. 2007; Patience et al. 2010, voir figure I.2.8, `a gauche pour la premi`ere r´ef´erence), HR 8799 c (Janson et al. 2010) et HR 8799 b (Bowler et al. 2010, et figure I.2.8, `a droite). Ces spectres sugg`erent que les mod`eles d’atmosph`eres actuels sont incomplets (physique des nuages, d´es´equilibre chimique de l’atmosph`ere).

Enfin, des programmes de sondage en infrarouge proche autour d’´etoiles jeunes ont ´et´e et sont men´es depuis quelques ann´ees : en imagerie diff´erentielle spectrale (Biller et al. 2007), en imagerie diff´erentielle angulaire (Lafreni`ere et al. 2007b; Tamura 2009), sans/avec coronographe de Lyot (Chauvin et al. 2010), en imagerie coronographique et diff´erentielle angulaire et spectrale (Liu et al. 2010), en imagerie coronographique (Leconte et al. 2010). Ces sondages ont permis d’observer plusieurs centaines d’´etoiles mais ont donn´e aucune ou peu de d´etections de plan`etes. N´eanmoins, les non-d´etections apportent des contraintes sur la fr´equence des plan`etes g´eantes gazeuses lointaines compl´ementaires aux sondages en vitesses radiales (Cumming et al. 2008;

15. Pour HR 8799, une quatri`eme plan`ete a ´et´e annonc´ee en 2010.

I.2.3. Instruments actuels et en cours d’int´egration Howard et al. 2010; Mayor et al. 2011). Lafreni`ere et al. (2007b) et Chauvin et al. (2010) ont men´e ces ´etudes pour leurs ´echantillons respectifs et ont conclu que la fr´equence maximale des plan`etes de masse comprise entre 0,5 et 13 MJ est ∼15% pour un intervalle de s´eparations de 25–50 UA. D’autres sources de donn´ees pr´ecieuses pour contraindre les propri´et´es des plan`etes g´eantes `a longue p´eriode orbitale sont les donn´ees d’archive des instruments ACS et NICMOS du t´elescope spatial Hubble16. En particulier, des analyses des donn´ees de NICMOS ont permis de d´etecter les plan`etes en orbite autour de HR 8799 dans des images datant de 1998 (Lafreni`ere et al. 2009; Soummer et al. 2011, pour la plan`ete b et les plan`etes bcd respectivement). Jusqu’`a maintenant, ces donn´ees n’avaient pas pu ˆetre analys´ees `a des sensibilit´es permettant la d´etection de plan`etes (l’exception ´etant Fomalhaut b mais dont la nature plan´etaire est remise en question). Grˆace `a des algorithmes adapt´es `a ces donn´ees (Soummer et al. 2011, 2012), ces derni`eres vont pouvoir ˆetre r´e-´etudi´ees finement.

Cependant, les d´etections de 2M1207 b, HR 8799 bcde, β Pictoris b, etc ont ´et´e possibles grˆace `a des conditions d’observation particuli`erement favorables : ´etoiles jeunes (10–100 Ma), faibles rapports de masse ´etoile/plan`ete (5–200) et/ou plan`etes `a grande s´eparation orbitale (10– 300 UA). Des instruments d´edi´es `a l’observation et la caract´erisation spectrale des exoplan`etes sont donc n´ecessaires pour permettre l’´etude d’un plus grand nombre d’objets.

I.2.3.1 Instruments sols

Une premi`ere g´en´eration d’instruments optimis´es pour la d´etection et la caract´erisation spec- trale de plan`etes joviennes jeunes dans l’infrarouge proche est en cours d’op´eration ou d’int´e- gration : HiCIAO (High-contrast Coronagraphic Imager with Adaptive Optics, Hodapp et al. 2008) sur Subaru, Project 1640 Phase II (Hinkley et al. 2011) sur le t´elescope Hale du Mont Palomar, SPHERE (Spectro-Polarimetric High-contrast Exoplanet REsearch, Beuzit et al. 2008) sur le VLT et GPI (Gemini Planet Imager, Macintosh et al. 2008). Ils ont pour objectif d’at- teindre des contrastes plan`ete/´etoile de 10−6–10−7 pour des s´eparations de 0,5–100 (soit ∼100 fois mieux que les contrastes obtenus avec les instruments actuels aux mˆemes s´eparations). Le point commun de ces instruments est la combinaison d’un syst`eme d’optique adaptative extrˆeme, d’un coronographe, d’un spectrom`etre int´egral de champ et de l’imagerie diff´erentielle (angu- laire, spectrale, polarim´etrique). Ils analyseront les propri´et´es spectrales de plan`etes similaires `

a Jupiter `a des r´esolutions spectrales entre 50 et 800. Une des particularit´es de SPHERE est la possibilit´e de faire des observations dans les domaines infrarouge proche et visible (longueur d’onde minimale de 0,6 µm), grˆace au module ZIMPOL (Zurich IMaging POLarimeter ). Les cibles principales de ces instruments sont les suivantes :

– les ´etoiles jeunes (moins d’une centaine de Ma) `a moins de 100 pc. Les mod`eles d’´evolution (Burrows et al. 1997; Chabrier et al. 2000) pr´edisent que les plan`etes g´eantes sont plus chaudes quand elles sont jeunes. Leur luminosit´e pourrait ainsi ˆetre jusqu’`a 100 fois plus importante en fonction de leur ˆage et de leur masse. Cependant, ces mod`eles ne tiennent pas compte de la formation des plan`etes par accr´etion. Des mod`eles plus r´ecents (Marley et al. 2007; Fortney et al. 2008) prenant en compte cet ´el´ement contredisent les conclusions des premiers mod`eles en pr´edisant une faible augmentation de la luminosit´e et donc de la temp´erature effective (figure I.2.9). N´eanmoins, ces mod`eles pr´edisent des masses bien plus ´elev´ees pour les plan`etes β Pictoris b et HR 8799 bcd, les pla¸cant ainsi dans le r´egime des naines brunes. Dans le cas de β Pictoris b, cette valeur serait de ∼40 MJ, or une analyse de mesures de vitesses radiales donne une limite sup´erieure en masse de

16. Les acronymes signifient respectivement Advanced Camera for Surveys and Near-Infrared Camera and Multi- Object Spectrograph.

Chapitre I.2. L’imagerie directe des exoplan`etes

Figure I.2.9 – Diagramme d’´evolution de la temp´erature effective de plan`etes g´eantes gazeuses. Les courbes en pointill´es correspondent aux mod`eles d’´evolution sans prise en compte de la for- mation par accr´etion alors que les courbes en trait plein correspondent aux mod`eles avec prise en compte de l’accr´etion. Le code couleur d´efinit la masse de la plan`ete et est indiqu´e dans la figure. J’ai plac´e sur ce graphique les plan`etes β Pictoris b (Teff= 1700 ± 300 K, ˆage = 12+8−4 Ma, Bon- nefoy et al. 2011) et HR 8799 bcd (Teff= 800–900, 1000–1100 et 1000–1100 K, ˆage = 60+100−30 Ma, Marois et al. 2008b). Figure modifi´ee de Marley et al. (2007).

10–25 MJ pour une s´eparation de 8–12 UA, en contradiction avec ces mod`eles (Lagrange et al. 2012a). Toutefois, ces mod`eles n’incluent pas pour l’instant un traitement r´ealiste du processus d’accr´etion des plan´et´esimaux sur la plan`ete. Ceci implique que les limites en luminosit´e et temp´erature effective (courbes en trait plein dans la figure I.2.9) sont des limites inf´erieures. Les observations de SPHERE, GPI, etc permettront de tester ces diff´erents mod`eles ´evolutifs.

– les ´etoiles avec des plan`etes d´etect´ees par les vitesses radiales. Deux principaux arguments sont en faveur de l’observation de ces cibles : signatures de plan`etes `a longue p´eriode dans les mesures de vitesses radiales (Udry & Santos 2007) et extrapolations de la distribution en s´eparation des plan`etes d´etect´ees en vitesses radiales sugg´erant une population de plan`etes g´eantes `a des s´eparations de 5–20 UA (Cumming et al. 2008).

– les ´etoiles proches (<5 pc). Grˆace au gain en r´esolution angulaire, ces instruments pourront observer des plan`etes irradi´ees par le flux de leur ´etoile (s´eparation <1 UA, Burrows et al. 2004). Les mod`eles pr´edisent un flux aux longueurs d’onde rouges et infrarouges jusqu’`a deux ordres de grandeur plus important pour ces objets.

Enfin, les r´ecentes images du syst`eme plan´etaire de HR 8799 avec le syst`eme d’optique adaptative du Large Binocular Telescope (Skemer et al. 2012; Esposito et al. 2012) montrent le potentiel de cet instrument pour l’analyse des exoplan`etes jeunes. En particulier, l’instrument LUCIFER poss`ede un mode spectroscopie `a longue fente en imagerie limit´ee par la diffraction. 30

I.2.3. Instruments actuels et en cours d’int´egration

Figure I.2.10 – Chronologie des instruments en cours d’int´egration et des projets futurs pour l’imagerie directe des exoplan`etes.

I.2.3.2 James Webb Space Telescope (JWST)

`

A la fin de cette d´ecennie (∼2018–2020), la suite instrumentale du JWST (6,5 m de diam`etre, Clampin 2010) permettra de caract´eriser des Jupiters plus froids dans l’infrarouge proche et moyen. En effet, trois des quatre instruments permettront d’´etudier ces objets :

– la cam´era NIRCam (Near-InfraRed Camera) observera entre 0,6 et 5 µm. Elle comporte cinq coronographes `a bande limit´ee (Kuchner & Traub 2002). Ses meilleures performances en contraste sont 10−5–10−6 `a 1–200 `a 4,6 µm, ce qui est ´equivalent `a des Jupiters de 2 MJ plus jeunes que 1 Ga ou `a des Jupiters de 1 MJ plus jeunes que 300 Ma. Ces estimations sont bas´ees sur les mod`eles de Burrows et al. (2003), qui ne prennent pas en compte la formation des plan`etes par accr´etion.

– la cam´era MIRI (Mid-InfraRed Imager ) observera entre 5 et 28 µm. Elle est munie de trois coronographes `a quatre quadrants (Rouan et al. 2000) monochromatiques optimis´es pour des longueurs d’onde de 10,65, 11,40 et 15,50 µm. L’instrument atteindra des contrastes de 10−4–10−5 `a 0,5–100 et d´etectera des Jupiters massifs (>5 MJ) vieux de 5 Ga (Boccaletti et al. 2005).

– l’instrument FGS/NIRISS (Fine Guidance Sensor /Near InfraRed Imager and Slitless Spec- trograph) qui observera aux longueurs d’onde 0,8–5 µm17. Parmi ses objectifs scientifiques, il d´etectera et caract´erisera l’atmosph`ere de plan`etes s´epar´ees de 70–500 mas de leur ´etoile par imagerie par masquage de pupille entre 3,8–5 µm. Ses performances sont des contrastes de ∼10−4 (objectif 10−5) `a 0,200.

17. Cet instrument remplace TFI (Tunable Fine Imager ) dont le d´eveloppement a ´et´e arrˆet´e en juillet 2011 suite `

a l’identification d’un probl`eme technologique compromettant la livraison de l’instrument dans les d´elais pr´evus. Les informations sur NIRISS viennent du site Internet : http://www.stsci.edu/jwst/instruments/niriss.

Chapitre I.2. L’imagerie directe des exoplan`etes

Figure I.2.11 – Performances en contraste des instruments d’imagerie directe GPI (tirets courts noirs) et PFI (trait plein noir), et d’un petit coronographe spatial (tirets longs orange). GPI et les autres instruments d’imagerie sur les t´elescopes de classe 8–10 m observeront principalement des Jupiters jeunes (≤1 Ga) ´emettant leur propre lumi`ere `a des s´eparations angulaires >0,1000. Les instruments sur les ELT comme PFI d´etecteront des plan`etes plus ´eloign´ees de la Terre grˆace au gain en r´esolution (>0,02500) et des Jupiters matures brillant en lumi`ere r´efl´echie grˆace `a un gain en contraste d’un facteur 10. Un coronographe spatial de 1,5 m de diam`etre sera plus limit´e angulairement (>0,200) mais atteindra des contrastes 100 fois plus faibles que les instruments sol et pourra mesurer des Neptunes froids voire des plan`etes rocheuses massives. Figure extraite de Lawson et al. (2009).