I. 2.2.4.3 Les objets extragala tiques
I.2.3 Réduire le bruit de spe kles
Fig. I.2.10 Exemples d'images oronographiques de disques ir umstellaires. La gure
de gau he représente l'image oronographique de HD 100546 faite ave NICMOS [Ardila
etal.,2007℄.Au entre, setrouvel'imagede UYAurfaiteauSubaruave un oronographe
de Lyot [Hioki et al.,2007℄. Le hamp est de 13.2
×
13.2 et l'image est réalisée en bande H. L'image oronographique de PDS 70, réalisée ave un 4QPM [Riaud et al., 2006℄, estreprésentée sur la gure de droite. Ledisque a une extension de 2.5. Sur leVLT/NACO,
le diaphragmede Lyot aun rayon de 1.4.
des poses plus longues etde réduire ainsi lebruit de photons dû aufond.
Il reste le bruit de spe kles qui a été modi é par l'eet du oronographe mais non
supprimé. Que sont es spe kles? En présen e de turbulen e, le front d'onde traverse
l'atmosphèreetsubitdesavan esoudesretardsdephaseproportionnelsau heminoptique
traversé et don à l'indi e de réfra tion modulé par les variations de pression engendrées
parlaturbulen eatmosphérique.Ainsi,lefrontd'ondequiarrivesurlapupilledutéles ope
n'est plus plan.Si lediamètredu téles opeest su sammentgrand parrapportauxtailles
ara téristiques des défauts induits par la turbulen e, on observe en ourte pose dans
le plan image du téles ope une stru ture de tavelures (de taillela résolution théorique du
téles ope
λ/D
) ontenuedansuneta heplusgrandederésolutionλ/r0
aver0
leparamètre deFried.La gureI.2.12présenteunexemplede ephénomène.Cesspe klessontlerésultatd'interféren esaléatoiresdansleplanfo aldutéles ope.Cetypede spe klesauntempsde
vietrès ourt (environ10msenvisible).L'optiqueadaptativepermetde orrigeren partie
es spe kles. Il reste néanmoins un résidu d'aberrations dans le front d'onde; on observe
alors un halo de spe kles qui sesuperpose à l'image orrigée.
En plus de es aberrations dynamiques, il existe des aberrations statiques dues aux
défauts des optiques (miroirs du téles ope, lentille de l'instrument). Comme leur nom
l'indique, es défauts n'évoluent pas ave le tempsou très lentement.
En n, il existe des aberrations quasi-statiques : elles proviennent des variations de
heminoptiqueenavaldutéles ope,desdéformationsdesélémentsoptiques.Cesstru tures
Fig. I.2.11 Apport de l'imagerie oronographique sur l'imagerie des stru tures très
pro hes de la sour e entrale dans le as de NGC 1068 [Gratadour et al., 2005℄. Dans
e as, 1 représente 70p .La gure de gau he est laPSF de NGC1068 en bandeKsréa-
lisée auVLT. La gurede droite représente l'image oronographique de NGC1068réalisée
ave un 4QPM au VLT en bande Ks.
ne onsidérant que le bruit de photons, il su t de poser plus longtemps pour augmenter
la déte tabilité.En présen e de bruit de spe kles, e n'est plus possible ar le gain sature
auniveau de e bruit.
Diérenteste hniques,quipeuventêtre omplémentaires,sontdéveloppéespourréduire
es diérents bruitsde spe kles, ouvrant la voie auhaut ontraste.
I.2.3.1 L'interférométrie spe kles
La première à avoir été utilisée en astronomie est l'interférométrie spe kles proposée
par Labeyrie [1970℄. Il a montré qu'il est possible d'obtenir une image ave la résolution
théorique du téles ope grâ e à l'auto orrélation spatiale moyennée sur des images ourtes
poses(surdestempsinférieursàladuréedeviedesspe kles).Cettete hnique,quiné essite
des fenêtres spe trales petites (de l'ordre de
λ/∆λ = 10
) en raison de la hromati ité des spe kles et un grossissement très important pour pouvoir é hantillonner spatialement lestavelures,soure d'unegrandedilutiondu ux. Parexemple,la gureI.2.12 montre le as
Fig. I.2.12 Exemple de bruit de spe kles. On voit lairement, sur ette gure, qui re-
présente une pose de 350 ms de GJ 344 faite au VLT en bande Ks, les deux tailles de
stru ture : lesspe kles de taille
λ/D
ontenues dans une stru ture de tailleλ/r0
.I.2.3.2 L'optique adaptative
Unete hnique,devenue aujourd'huiindispensablepourl'imageried'exoplanètesdepuis
le sol, permet de orriger les aberrations dues à la turbulen e atmosphérique; 'est l'OA
(Optique Adaptative). Nousl'évoquerons plus en détail par lasuite.
I.2.3.3 Méthode des spe kles noirs
Uneautre te hniqueest la méthode des tavelures noires[Labeyrie, 1995℄.Commenous
l'avons vu, les spe kles sont produits par des interféren es quasi-aléatoires. Lors d'une
ourte pose, il y a don des zones du hamp où l'interféren e est destru tive. Or l'étoile
etla planètene sontpas des sour es ohérentes. L'intensité de laplanètes'ajoutedon de
façonin ohérenteàl'intensitéduhalodespe kles.Lorsquel'on onsidèreun grandnombre
de poses,lesspe klesnoirsdevraientapparaîtrestatistiquementpartoutsaufàl'endroitde
laplanète. Laprobabilitéd'apparitiondes spe klesnoirs (statistiquede Bose-Einstein) est
don modi ée lo alement. Pour pouvoir être sensible au bruit de spe kles, il faut utiliser
un oronographea n deréduirelalumièredira tée.Deplus,onfaitdesposestrès ourtes
pour geler la turbulen e don la dynamique va être très faible. Il va don falloir utiliser
une améra à omptage de photons en visible[Bo aletti,1999℄. Mais, dans la réalité, les
te hnique. J'y reviendraiplus en détail dans lapartie III.
I.2.3.4 L'imagerie diérentielle
Diérentes te hniquesexistenta ndesoustraire àune imaged'un oupleétoile-planète
l'imagede l'étoile.