L’instrument Corot est sch´ematis´e figure 3.2. Le t´elescope forme une image sur 4 capteurs CCD ind´ependants de 2048 × 2048 pixels de 13.5µm dont deux sont d´edi´es aux exoplan`etes. Le CCD est ´eclair´e par l’arri`ere et fonctionne en mode transfert de trames. Ce capteur est stable et reste lin´eaire sur une grande ´echelle. La mˆeme conformation permet de mesurer des ph´enom`enes sur plus de deux ordres de grandeur. Suivant les ´etoiles, le capteur re¸coit un flux int´egr´e de quelques centaines `a pr`es d’une dizaine de milliers de photons par seconde (voir table 3.2). Ces photons sont accumul´es durant 32s sous forme d’´electrons, puis la charge ´electrique r´esultante est achemin´ee vers une ´electronique de mesure pour y ˆetre num´eris´ee. Les mesures sont somm´ees sur 512 s (' 8.5 min), temps de pose ´el´ementaire, puis transmises au sol lors du passage suivant `a port´ee d’une antenne. Le bruit d’un CCD diminue avec sa temp´erature. Celle-ci est r´egul´ee vers -40 au 1/100° pr`es. L’´electronique de mesure est maintenue `a +20.
Tab. 3.2 –Nombre de photons (ou photo´electrons not´es e−/s) captur´es en fonction de l’´etoile. Teff 4500 K 5750 K 6500 K 8000 K mv 10.5 135 667 105 268 98 358 88 811 12 34 078 26 442 24 706 22 308 14 5 427 4 165 3 912 3 881 16 860 660 620 615
Les champs vis´es par Corot s’´etendent sur 3.5 deg2, soit 8 fois la surface de la pleine lune. Ils sont choisis dans 2 directions oppos´ees de 180 ° : Le centre de la galaxie et l’anticentre. Ces champs sont suffisamment denses pour contenir 12 000 cibles brillantes de magnitudes comprises entre 12 et 162.
3.2.1 Le baffle
L’altitude n’est que 2/10e du rayon de la Terre ; l’horizon terrestre se trouve donc situ´e `a 20° seulement de la ligne de vis´ee (Fig. 3.3). A la pr´ecision requise, la lumi`ere parasite r´efl´echie et diffract´ee sur les organes m´ecaniques du satellite devient pr´epond´erante. Un baffle d’entr´ee est charg´e d’´eliminer toute lumi`ere hors d’axe. C’est un cylindre absorbant de forme allong´ee situ´e dans le prolongement
2La magnitude visuelle d’une ´etoile dont on re¸coit le flux f est m = −2.5 logff
0, f0´etant un flux de r´ef´erence. Le flux est divis´e par 10 quand la magnitude augmente de 2.5 unit´es.
3.2 l’Instrument 27
Fig. 3.2 –Chemin optique (en haut) et Instrument Corot (en bas). La lumi`ere entre par la gauche. Elle est filtr´ee par le baffle (cylindre de grand diam`etre) apr`es que l’obturateur (couvercle) `a ´et´e ouvert. Le miroir primaire (extr´emit´e droite) la r´efl´echit sur le miroir secondaire (au pied du baffle). Elle p´en`etre alors dans l’objectif dioptrique (tube oblique inf´erieur entre les armatures) contenant les six lentilles qui la guident vers le bloc focal. Celui-ci, de la taille d’une boˆıte `a chaussures est situ´e dans le plateau `a droite des armatures. Il contient le prisme et les CCDs, prot´eg´es des rayons cosmiques par un blindage. La case `a ´equipements (bloc de droite) contient les boˆıtiers ´electroniques d’acquisition, de r´egulation thermique au 1/100, et l’´electronique de traitement des donn´ees. Le plan inf´erieur saillant sous la case est le radiateur du bloc focal
28 La recherche de plan`etes extrasolaires avec Corot
du t´elescope. Tout rayon lumineux incident ind´esirable y subit au moins trois r´eflexions absorbantes sur les chicanes internes. L’att´enuation record atteint 10−13 pour les photons terrestres.
Fig. 3.3 – Horizon de Corot
Un obturateur `a l’entr´ee du baffle prot`ege le d´etecteur de la vue directe du Soleil lors des manoeuvres de mise en orbite du satellite. Il permet aussi de faire les ´etalonnages de d´ebut de mission. Apr`es stabilisation de Corot en attitude, l’obturateur s’ouvre d´efinitivement.
3.2.2 La d´efocalisation de l’image
La luminosit´e des ´etoiles d’une r´egion dense s’´etend sur plusieurs ordres de grandeur. Pour une ´etoile ponctuelle trop brillante, l’exc`es de lumi`ere d´epasse la capacit´e de 120 000 photo´electrons que peut contenir un pixel : C’est la saturation. L’´etoile est non seulement perdue pour la mesure, mais le trop plein d’´electrons compromet les ´etoiles voisines en s’´epanchant de part et d’autre dans la colonne. Pour limiter cet effet, la tache image est volontairement ´etal´ee par insertion d’un syst`eme disperseur. Ainsi les photons d’une ´etoile recouvrent en moyenne 80 pixels. Corot atteindra une pr´ecision photom´etrique in´egal´ee, mais sera volontairement myope.
La d´efocalisation `a d’autres avantages, elle prot`ege contre :
– La diff´erence de sensibilit´e entre pixels, nomm´ee PRNU (Pixels Response Non Uniformity),
– Les diff´erences au sein d’un mˆeme pixel,
– La perte des ´etoiles trop proches de l’interstice inter-pixels.
La d´efocalisation repousse la magnitude saturante `a mV . 12, suivant le spectre de l’´etoile, sa position et son entourage. En approchant de cette limite, le
3.2 l’Instrument 29
CCD perd graduellement sa lin´earit´e.
3.2.3 Le syst`eme disperseur
Un bi-prisme est ins´er´e sur le trajet lumineux. Il disperse spatialement les couleurs afin de distinguer la signature d’un transit plan´etaire des fluctuations intrins`eques l’´etoile. En effet, un transit est un ´ev´enement essentiellement g´eom´etrique dont la signature lumineuse est similaire dans les trois bandes de couleurs rouge, vert, bleue que d´elivre Corot . A l’inverse une fluctuation stellaire, telle une tache sombre, a une origine thermique qui se traduit par une variation chromatique.
3.2.4 Les PSFs de r´ef´erence
Une ´etoile Corot a une extension angulaire de l’ordre du nano-arcsec, un mil-lion de fois inf´erieure au pixel. C’est donc un point source optique, superposition ponctuelle des longueurs d’onde du spectre stellaire. Sa tˆache image I est la r´ e-ponse impulsionnelle F de l’instrument, nomm´ee PSF (de l’Anglais Point Spread Function) somm´ee sur le spectre :
I(x, y) = Z
λ
a(λ)δ(x, y) ∗ Fλdλ
ou δ d´esigne le Dirac positionn´e sur l’´etoile, a(λ) le spectre en longueurs d’onde. La r´epartition des photons dans la PSF n’est pas uniforme, les composantes rouges (grands λ) sont localis´ees `a droite de la PSF (CCD vu par l’arri`ere) et contiennent la plupart de l’´energie. La composante verte est au centre et la bleue `
a gauche. La position sur le CCD modifie I.
La figure 3.4 r´esume la transformation subie par la lumi`ere le long du chemin optique de Corot .
Les taches images du champ exoplan`etes comptent 50 `a 120 pixels ´emergeant du bruit, selon la magnitude de l’´etoile.
Les deux m´ethodes employ´ees pour connaˆıtre la PSF de Corot sont la mod´elisation et la mesure exp´erimentale. Il est difficile de connaˆıtre les PSFs de vol au niveau de pr´ecision exig´e. Avant le tir, on travaille sur des PSFs simul´ees et compl´et´ees de quelques v´erifications exp´erimentales. On utilise le logiciel de simulation ZEMAX qui envoie des rayons virtuels `a travers les ´el´ements optiques du mod`ele de l’instrument, miroirs, lentilles etc. . ., et calcule leur impact dans le plan du CCD. Le logiciel explore l’espace des param`etres de position dans la
30 La recherche de plan`etes extrasolaires avec Corot
Fig. 3.4 –Sch´ema du chemin optique. Apr`es ´etalement du spectre par le bi-prisme, les rayons monochromatiques atteignent le CCD avec une d´efocalisation qui d´epend de leur longueur d’onde. La tache image d’une ´etoile n’est pas uniforme, l’´energie incidente est principalement contenue dans la composante rouge, sur la droite.
pupille, d’angle et de longueur d’onde du rayon.
L’´echantillonnage en longueur d’onde couvre la gamme 350 − 1050 nm par pas de 1 nm, chaque PSF ´etant calcul´ee pour 18 positions r´eparties sur les deux CCDs. Afin de r´eduire le nombre d’´echantillons n´ecessaires de 700 `
a ∼ 170, Llebaria et al. (2004) ont utilis´e un pas non constant plus espac´e vers les grandes longueurs d’onde o`u la PSF varie lentement. Les longueurs d’onde manquantes sont ais´ement retrouv´ees par interpolation 1D des pixels. Ces longueurs d’onde sont combin´ees en 16 spectres stellaires de r´ef´erence dont la composition en longueur d’onde est indiqu´ee par Pickles (1998). Les types spectraux correspondants sont index´es uniquement par T , temp´erature de la photosph`ere. La PSF est une fonction continue, mais elle est d´elivr´ee sous forme d’une imagette sur-´echantillonn´ee au pas de 1/5e de pixel Corot .
La mesure exp´erimentale des PSFs est pr´evue en d´ebut de mission. Corot transmettra au sol quelques clich´es complets acquis dans les conditions d’un bon
S/B . Ces images de vol permettront de remonter aux vraies PSFs en se basant sur les PSFs simul´ees. La meilleure information proviendra des ´etoiles brillantes et isol´ees. L’image de vol `a l’avantage d’ˆetre la vraie mesure in situ, mais son usage pr´esente n´eanmoins deux difficult´es :
– Apr`es compensation du traˆınage (voir le paragraphe sur les bruits, §5.2.6), il faut tout d’abord s´eparer la PSF d’une ´etoile de celle du fond. Ce fond contient les ´etoiles d’arri`ere-plan, la composante continue et les bruits. On