Les pr´ecurseurs de Darwin et TPF-I

2.2.2.2.1 PEGASE

Nous avons vu pr´ec´edemment que les missions spatiales de d´etection et caract´erisation d’exoplan`etes telluriques sont tr`es exigeantes et certains points critiques tels que la maˆıtrise du vol en formation, ou l’obtention d’un taux de rejection assez ´elev´e et stable (sur tout le domaine spectral d’observation), ont repouss´e la faisabilit´e de ce type de mission vers un futur ind´efini. D`es lors, des concepts d’interf´erom`etres simplifi´es ont ´et´e propos´es comme pr´ecurseurs. Ainsi, le projet FKSI est en cours d’´etude `a la NASA et le projet PEGASE a ´et´e propos´e au CNES en 2004 puis `a l’ESA en 2007.

Le projet PEGASE est un concept similaire `a FKSI, d´edi´e `a l’exploration de l’environne- ment des ´etoiles jeunes et des ´etoiles de type solaire, ainsi qu’`a l’observation des compagnons de faible masse autour des ´etoiles proches (Ollivier et al. 2009a). PEGASE a tout d’abord ´et´e propos´e au CNES16en 2004, dans le cadre de l’appel `a id´ee des missions deVol en forma-

tion. Apr`es une premi`ere s´election et une ´etude de phase 0, le projet a ´et´e soumis `a l’ESA

en r´eponse `a l’appel `a id´eeCosmic Visionvisant `a pr´eparer le plan de mission 2015-2020.

Dans ce paragraphe, nous allons entrer plus en d´etail dans la description du projet PEGASE, car le banc PERSEE, qui fait l’objet de cette th`ese, est `a l’origine, un d´emonstrateur au sol de la charge utile de cet observatoire.

les objectifs scientifiques :

Les objectifs scientifiques de PEGASE peuvent ˆetre class´es en deux parties. Tout d’abord, le programme principal pour lequel l’instrument a ´et´e sp´ecialement conc¸u. Il comprend :

– l’observation des disques proto-plan´etaires et des disques de d´ebris afin de mieux com- prendre les m´ecanismes de formation plan´etaire. La cartographie de ces disques proto- plan´etaires pourrait permettre de d´etecter le sillon cr´e´e par une plan`ete en phase de migration orbitale dans le disque.

L’observation des disques de d´ebris (disques exo-zodiacaux) devrait permettre de mieux comprendre leur nature (activit´e plan´etaire, collision d’ast´ero¨ıdes et d´egazage des com`etes. . .) et de connaˆıtre leur intensit´e (´etude statistique).

– l’´etude de la quantit´e et de la distribution de la lumi`ere exozodiacale autour des ´etoiles de la s´equence principale afin de mieux cibler le choix des ´etoiles cibles pour les futures missions de caract´erisation.

– la caract´erisation spectrale des compagnons de faible masse (Jupiters Chauds) autour des ´etoiles proches, dans la bande spectrale [1.5 - 6 µm]. Ces objets n’ont pas d’´equivalent dans le Syst`eme Solaire et peu de th´eoriciens avaient pr´edit leur existence avant leur d´ecouverte. Une analyse spectrale de ces objets avec une r´esolution spectrale de quelques dizaines dans le proche infrarouge, permettrait de contraindre les mod`eles atmosph´eriques de ces objets. De plus, dans ce domaine spectral, plusieurs signatures de compos´es ga- zeux tels que le CH4et CO (dont la profondeur de raie est un traceur de l’´epaisseur des

nuages), ainsi que H2O(qui a une forte raie d’absorption `a 2.6 µm difficile `a d´etecter

depuis le sol) sont d´etectables.

A noter que ce cas scientifique a un peu perdu de son int´erˆet avec l’essor de la spectro- scopie des transits en 2006-2007.

– l’observation des naines brunes afin d’´etudier leur structure interne et leur atmosph`ere. Le but est de mieux appr´ehender la formation des objets substellaires et de mieux com- prendre o`u se situe la limite entre une ´etoile et une plan`ete, qui se forment a priori par deux m´ecanismes diff´erents.

Ensuite, le programme additionnel correspond aux autres buts scientifiques que peut atteindre l’instrument. Il comprend diff´erents objectifs astrophysiques tels que l’´etude des noyaux actifs de galaxies, la mesure de la dimension des disques d’accr´etion des quasars, la caract´erisation temporelle de diff´erentes classes d’objets pulsants rapides, la formation du disque et l’´evolution des ´etoiles chaudes actives.

La charge utile de PEGASE :

La charge utile de PEGASE est compos´ee d’un interf´erom`etre infrarouge (IR) , d’un syst`eme de cophasage et d’une cam´era de pointage fin. L’interf´erom`etre IR peut fonction- ner dans deux modes : un mode interf´erom´etrie stellaire o`u l’on mesure des visibilit´es

(interf´erom´etrie constructive), et un modeinterf´erom´etrie annulante. Il observe dans la

bande spectrale [1.5 - 6 µm] avec une r´esolution R = 60. Les bras de l’interf´erom`etre sont constitu´es par deux satellites portant chacun un sid´erostat. Les sid´erostats envoient le flux stellaire vers un satellite central (cf. Fig. 2.9). Celui-ci contient deux t´elescopes situ´es en vis- `a-vis des sid´erostats ainsi qu’un banc optique de recombinaison pour recombiner les deux faisceaux et produire les franges d’interf´erences. La base de l’interf´erom`etre peut varier de 20 `a 500 m suivant la r´esolution n´ecessaire. Les trois satellites volent en formation.

Le syst`eme de cophasage (ou senseur de frange) op`ere dans la bande spectrale [0.8 - 1.5 µm]. La cam´era de pointage fin ([0.6 - 0.8 µm]) permet de corriger les erreurs de tip/tilt (superpo- sition des fronts d’onde).

En modeinterf´erom´etrie annulante, le taux d’extinction d´esir´e est de l’ordre de 10−4avec

une stabilit´e sur 10h de 10−5. Ceci correspond `a une stabilit´e de la diff´erence de marche de 2.5 nm rms et `a une pr´ecision d’´equilibrage des flux de 1% rms.

Figure 2.9 - Vue d’artiste de PEGASE - Cr´edits : Thales Alenia Space

Voyons un peu plus en d´etail chacun des sous-syst`emes.

L’interf´erom`etre IR, dans sa configuration lin´eaire, utilise une ligne de base variable. Une configuration triangulaire peut ˆetre envisag´ee. La ligne de base est alors r´eduite `a 20 m et la charge utile doit ˆetre conc¸ue avec un angle ≤ 120◦(au lieu de 180◦pour la configuration lin´eaire) entre les deux sid´erostats.

La r´esolution angulaire peut ˆetre adapt´ee en fonction de ce que l’on souhaite observer et peut varier de 0.5 mas (λ = 1.5µm et B = 500m) `a 30 mas (λ = 6µm et B = 40m). Le diam`etre collecteur des sid´erostats est de 30 `a 40 cm.

Le cophasage est r´ealis´e par une boucle interne de controle fin de la diff´erence de marche et une ligne `a retard. Le contrˆole fin de la ddm est fait en utilisant un senseur de frange qui mesure la cible centrale observ´ee dans l’infrarouge proche.

Le contrˆole de l’intensit´e est effectu´e par une boucle de pointage fin utilisant la cam´era FRAS17qui fonctionne dans le visible, et des miroirs `a rotation rapide (bas´es sur des syst`emes pi´ezo-´electriques (FSM18)). Ces miroirs permettent de faire varier la direction du faisceau le plus intense en le d´epointant l´eg`erement afin d’´equiliber les intensit´es.

Le syst`eme de recombinaison est bas´e sur le principe d’un interf´erom`etre de Mach-Zehnder modifi´e (MMZ) propos´e par Serabyn & Colavita (2001). Il int`egre au mieux le senseur de frange et la voie IR afin de garantir une stabilit´e diff´erentielle maximale entre les deux voies. Pour relˆacher les contraintes sur la qualit´e des optiques, un filtrage modal est utilis´e. Ainsi les d´efauts de front d’onde sont transform´es en in´egalit´es d’intensit´e plus faciles `a corriger. Le syst`eme de d´etection IR est bas´e sur un d´etecteur matriciel en HgCdTe, de type Hawaii avec un spectrom`etre basse r´esolution bas´e sur un prisme. La figure 2.10 montre un aperc¸u du banc optique avec :

– les sid´erostats : M1,

– les compresseurs de faisceaux : M2 et M3,

– le d´ephaseur achromatique `a retournement de champ : M4 (combin´e avec M1), – des miroirs actifs (FSM) (M3 et M4),

– les lignes `a retard de typeoeil de chat: miroirs M5 et M6,

– l’´etage de recombinaison : le MMZ, – le FRAS,

– le FS,

– le syst`eme d’injection : de petites paraboles hors-axes focalisent les quatre sorties du MMZ dans des fibres monomodes,

– le syst`eme de d´etection refroidi `a 55 K.

Choix de l’orbite :

L’observatoire PEGASE est plac´e en orbite de halo autour du point de Lagrange L2, dos au Soleil, avec un d´ebattement autoris´e de plus ou moins 30◦. Ceci permet d’observer la quasi- totatit´e des objets cibl´es. L’orbite est choisie en tenant compte de la stabilit´e de temp´erature de la charge utile ainsi que des gradients de gravit´e n´ecessaires pour le vol en formation. Une autre orbite est aussi envisag´ee ; l’orbite HEO19(Ollivier et al. 2009a). La mission PEGASE n’a pas ´et´e retenue par l’ESA en 2007 lors de l’appel `a id´ee Cosmic Vision.

17. Fine Relative Angular Sensor 18. Fast Steering Mirrors 19. High Elliptical Orbit

Figure 2.10 - Mod´elisation optique de la charge utile de PEGASE (Ollivier et al. 2009a)

2.2.2.2.2 FKSI

Un concept similaire `a PEGASE, la mission FKSI (Fourier-Kelvin Stellar Interferometer), est en cours d’´etude au Goddard Space Flight Center (Danchi et al. 2003b,a; Danchi & Lopez 2007). Elle est bas´ee sur un concept d’interf´erom`etre spatial de type Bracewell, permettant de faire de l’interf´erom´etrie annulante, dans le but de caract´eriser un ´echantillon de plan`etes ex- trasolaires d´ej`a d´etect´ees. Elle permettrait aussi d’´etudier les disques de d´ebris, les syst`emes protostellaires et les syst`emes stellaires ´evolu´es. Enfin elle peut permettre de faciliter l’´etude des r´egions de formation d’´etoiles extra-galactiques et le voisinage ´etendu des noyaux ac- tifs de galaxies. Son domaine spectral d’observation va du proche infrarouge `a l’infrarouge moyen (de 3 `a 8 µm). FKSI est compos´e de deux t´elescopes de 0.5 m de diam`etre (refroidis passivement `a 60 K) et d’un syst`eme de recombinaison. La grande diff´erence avec PEGASE est que le tout est mont´e sur une poutre rigide, et constitue une ligne de base fixe de 12.5 m (cf. Fig. 2.11). Il n’y a donc plus les contraintes li´ees au vol en formation pr´esentes pour PE- GASE.

Une collaboration pourrait prochainement voir le jour entre l’´equipe PERSEE et l’´equipe FKSI car le banc PERSEE semble adapt´e pour tester certains aspects de la faisabilit´e de FKSI.

Figure 2.11 - Vue d’artiste de FKSI (Danchi & Lopez 2007)

2.2.2.2.3 DAViNCI

Le projet DAViNCI20est un concept hybride entre TPF-I et TPF-C21. L’instrument utilise 4 petits t´elescopes (4 sous-pupilles) s´epar´es par une ligne de base variable, pour synth´etiser une pupille plus grande. La lumi`ere est recombin´ee interf´erom´etriquement dans un instrument de coronographie annulante coupl´e `a une camera et un spectrom`etre (Shao et al. 2009a,b). Il fonctionne dans le visible. Il a pour objectif d’observer l’environnement d’au moins une cen- taine d’´etoiles proches.

Parmi les performances requises pour les missions PEGASE ou Darwin, l’extinction du flux stellaire (10−5pour Darwin, 10−4pour PEGASE) et sa stabilit´e (durant les temps d’int´egration n´ecessaires pour observer et caract´eriser des plan`etes) sont deux points importants. Il est donc n´ecessaire de valider tout d’abord en laboratoire le concept de l’interf´erom´etrie en frange noire. Plusieurs bancs d’interf´erom´etrie annulante existent dans le monde, nous allons les voir plus en d´etail dans le paragraphe suivant.