Optique adaptative et Coronographie

Optique adaptative : lorsqu’on observe une ´etoile avec un t´elescope mono-pupille de grand diam`etre, au sol, la r´esolution de l’image n’est pas simplement limit´ee par la taille du t´elescope. En effet, la turbulence atmosph´erique perturbe le front d’onde et d´egrade la r´esolution de l’image en r´eduisant les performances du t´elescope `a celles d’un petit instru- ment de quelques dizaines de centim`etres (d´ependant de la longueur d’onde d’observation et de la qualit´e du site d’observation). La technique de l’optique adaptative (OA) va permettre

de corriger partiellement ces pertubations afin d’atteindre au mieux une r´esolution limit´ee simplement par la diffraction.

Les syst`emes d’OA sont constitu´es d’un miroir d´eformable, d’un calculateur temps r´eel et d’un senseur de front d’onde. Ils fonctionnent de la mani`ere suivante (cf. Fig. 1.13) :

– un senseur de front d’onde mesure et analyse les aberrations du front d’onde (mesure de sa phase) caus´ees par son passage dans l’atmosph`ere. Pour ce faire, il mesure le front d’onde d’une ´etoile brillante de r´ef´erence situ´ee dans le champ de vue et assimil´ee `a une source ponctuelle (il est aussi possible de s’asservir sur l’objet lui-mˆeme).

– un calculateur temps r´eel permet de transformer le signal mesur´e par le senseur en commandes, qui sont envoy´ees aux actuateurs du miroir d´eformable et vont permettre de restaurer la forme plane que le front d’onde issu de la r´ef´erence avait, avant de traverser l’atmosph`ere.

Figure 1.13 - Principe du fonctionnement d’un syst`eme d’optique adaptative - Cr´edits ONERA.

La boucle mesure-analyse-correction, est faite plusieurs centaines de fois par seconde afin que la boucle de correction ne soit par gˆen´ee par l’´evolution de la turbulence (temps ca- ract´eristique de 1 seconde pour les bons sites). L’un des param`etres utilis´es pour quantifier l’efficacit´e de la correction effectu´ee est le rapport de Strehl, correspondant au rapport entre la valeur maximale de l’intensit´e du pic de l’image de l’´etoile non corrig´e et la valeur du pic de l’image limit´ee seulement par la diffraction. Un rapport de Strehl de 1 correspond `a une image qui est parfaite et totalement coh´erente. Actuellement, les syst`emes d’OA les plus performants

atteignent un rapport de Strehl de 0.6 (0.5 pour MACAO27 et 0.6 pour NAOS-CONICA28, tous deux sur le VLT). Les futurs projets sol de d´etection d’exoplan`etes devraient atteindre au moins 0.9 : on attend 0.95 avec l’instrument SAXO29de SPHERE pr´evu pour 2010 sur le VLT. D’autres projets, analogues `a SPHERE, sont pr´evus `a l’Observatoire G´emini (GPI30) et au Keck (KPAO31).

A noter que l’instrument NAOS-CONICA a permis d’obtenir la premi`ere image d’un com- pagnon de masse plan´etaire (cf. Fig. 1.14) autour d’une naine brune 2M1207 (Chauvin et al. 2005) . En 2009, Lagrange et al. (2009) ont obtenu l’image d’un candidatplan`ete g´eantedans

le disque de poussi`ere de β Pictoris (cf. Fig. 1.15).

Figure 1.14 - Premi`ere image directe d’un compagnon plan´etaire orbitant autour d’une naine brune 2M1207 (Chauvin et al. 2005).

Coronographie : Mˆeme si l’on arrive `a s´eparer angulairement l’´etoile et sa plan`ete, il faut encore faire face au probl`eme du contraste de luminosit´e. La coronographie permet de rem´edier `a cela. Cette technique n’est pas nouvelle, elle a ´et´e invent´ee dans les ann´ees 1930 par Bernard Lyot (Lyot 1939) afin d’observer la couronne solaire en dehors des p´eriodes

27. Multi Application Curvature Adaptive Optics 28. Nasmyth Adaptive Optics System

29. SPHERE Adaptive optics for eXoplanet Observation 30. Gemini Planet Finder

Figure 1.15 - Image d’une plan`ete g´eante dans le disque de poussi`ere de β Pictoris (Lagrange et al. 2009).

d’´eclipse. Le principe de base de la coronographie stellaire est simple : il consiste `a placer un masque dans le syst`eme optique afin d’occulter l’´etoile observ´ee et ainsi pouvoir distinguer la pr´esence d’un compagnon plan´etaire beaucoup plus faible. Cependant le masque, situ´e dans le plan focal image primaire cr´ee des effets de diffraction. L’astuce de Lyot pour pallier cela consiste `a r´e-imager le plan image primaire et `a placer un diaphragme qui occulte les bords de la pupille afin d’´eliminer les r´esidus stellaires. Dans le plan focal final, le flux de l’´etoile est globalement r´eduit sur toute l’image alors que celui du compagnon plan´etaire est conserv´e. On r´eduit donc ainsi le contraste de luminosit´e entre l’´etoile et la plan`ete.

Une alternative est de remplacer le masque focal par un masque de phase de forme circulaire (Roddier & Roddier 1997) ou compos´e de quatre quadrants (Rouan et al. 2000). Ce masque fait subir un d´ephasage `a la lumi`ere de l’´etoile centrale, ce qui permet une meilleure extinc- tion. Les performances th´eoriques de tels masques sugg`erent que des extinctions de l’ordre de 1010peuvent ˆetre atteintes. Une autre technique consiste `a r´eduire le flux de la source en modifiant la forme de la pupille et donc sa transmission `a cause de l’occultation partielle de la pupille. Ceci est fait en appliquant une apodisation induite par la phase. C’est le cas de l’instrument PIAAC propos´e par Guyon et al. (2005) et qui est actuellement en cours de test sur le ciel apr`es que sa faisabilit´e ait ´et´e d´emontr´ee en laboratoire.

Lorsqu’on utilise la technique de la coronograhie, il est essentiel que l’´etoile source soit par- faitement centr´ee au centre du masque et que son image soit aussi sym´etrique que possible car toute d´eviation entraine des r´esidus stellaires qui pourraient cacher la pr´esence du compagnon stellaire. C’est pourquoi tous les syst`emes coronographiques au sol sont conjugu´es avec des syst`emes d’optique adaptative. C’est aussi le cas de tous les futurs projets cit´es pr´ec´edemment (cf. §1.1.3.1.1).