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Caractérisation d’un coronographe pour la détection
d’exoplanètes avec MIRI/JWST
Céline Cavarroc
To cite this version:
Céline Cavarroc.
Caractérisation d’un coronographe pour la détection d’exoplanètes avec
MIRI/JWST. Astrophysique [astro-ph]. Université Paris-Diderot - Paris VII, 2007. Français.
�tel-00255764�
Universit´e Paris VII - Denis Diderot
´
Ecole doctorale d’Astronomie et d’Astrophysique d’ˆIle-de-France
Observatoire de Paris-Meudon
TH`
ESE
pr´
esent´
ee pour obtenir le diplˆ
ome de
Docteur de l’Universit´
e Paris VII - Denis Diderot
Sp´
ecialit´
e : Astrophysique et Instrumentation associ´
ee
Caract´
erisation d’un coronographe
pour la d´
etection d’exoplan`
etes
avec MIRI/JWST
par
C´
eline Cavarroc
soutenue le 23 novembre 2007 `
a l’Observatoire de Meudon
Composition du jury
Pr´
esident :
G´erard Rousset
Rapporteurs :
Claude Aime
Anand Sivaramakrishnan
Examinateurs :
Daniel Rouan (directeur de th`ese)
Anthony Boccaletti (co-directeur)
Pierre-Olivier Lagage
Laréalisationde e manus ritetde ettethèsen'auraitpasétépossiblesansun ertain
nombre de personnes. Je souhaiteleur témoigner i itoute magratitude.
Je tiens tout d'abord à remer ier Daniel Rouan et Anthony Bo aletti qui m'ont
per-mis de réaliser ette thèse. Je tiens à remer ier plus parti ulièrement Anthony, qui m'a
en adrée et guidée tout aulong de es trois années, qui m'a initiée à la oronographie et
aux simulationsnumériques.
Je tiens à remer ier ClaudeAime etAnand Sivaramakrishnanpour m'avoirfait
l'hon-neurd'êtremesrapporteurs.Mer iaussi àGérardRoussetd'avoira eptéde présidermon
jury. Je tiens également à exprimer mare onnaissan e à Pierre-OlivierLagage età Kjetil
Dohlen pour avoirfait partie du jury.
J'ai, pendant deux ans, partagé le bureau d'Anthony Bo aletti et de Pierre Baudoz.
J'ai énormément appris à leur onta t. Je tiens à remer ier parti ulièrement Pierre qui,
entre autres, m'a fait dé ouvrirles aspe ts pratiques de la oronographie.
Uneautrepersonne,indispensableàla oronographieauLESIA,estJa quesBaudrand.
J'ai travaillé ave lui sur la ara térisation des oronographes de MIRI. Mer i à lui pour
sa patien e.
Jetiens aussiàremer ier très haleureusement PierreRiaudpour les afés, ses
expli a-tions,...Mer i aussiàPatri eMartinezpour, entre autres,lesdis ussionsautourdes afés
(en ore!) puis des afés virtuels... En n, mer i à Raphaël Gali her pour sa sympathie. Je
remer ie également eux ave lesquels j'ai partagé le bureau la dernière année : Raphaël
(en ore, grâ e auquel je n'avais pas systématiquement le bureau le plus mal rangé!),
Er-wann Reet et, quelques semaines, Adeline Gi quel, qui a animé l'été d'ordinaire un peu
alme àMeudon.
En n,jetiensàremer iermesparentsetmafamillequim'ontsoutenue depuistoujours.
Mer id'avoirétélàetdel'êtreen ore...Et,pour nir,lederniermaisnonlemoindre,mer i
Table des matières ii
Résumé ix
Abstra t x
Liste des a ronymes xi
Introdu tion 1
I À la re her he d'exoplanètes... 3
Prologue 5 I.1 Les méthodes de déte tions indire tes 7 I.1.1 Les méthodes existantes . . . 7
I.1.1.1 Étude du mouvement ré exe de l'étoile . . . 7
I.1.1.2 Variationsphotométriques . . . 9
I.1.2 Les exoplanètes : e qu'on en saitaujourd'hui . . . 10
I.1.2.1 Statistiques dans notre galaxie . . . 11
I.1.2.2 Pro essus de formation . . . 12
I.2 La déte tion dire te 15 I.2.1 Ses atouts . . . 15
I.2.1.1 Méthode dire teou indire te? . . . 15
I.2.1.2 Choix de la longueur d'onded'observation . . . 16
I.2.1.3 Les ritèresde qualité d'une imageastronomique . . . 17
I.2.2 Réduire le bruit de photons : la oronographie . . . 18
I.2.2.1 L'an être :le oronographe de Lyot . . . 19
I.2.2.1.1 Leprin ipe . . . 19
I.2.2.1.2 Premières appli ations stellaires. . . 21
I.2.2.2 Les diérents types de oronographes . . . 21
I.2.2.2.1 Les oronographes d'amplitude . . . 21
I.2.2.2.2 Les oronographes de phase . . . 22
I.2.2.2.3 Les oronographes interférométriques . . . 24
I.2.2.3 Critères d'évaluation des performan es . . . 25
I.2.2.4 Performan es atteintes sur le iel. . . 27
I.2.2.4.1 Lesbinaires . . . 27
I.2.2.4.2 Lesdisques ir umstellaires . . . 28
I.2.2.4.3 Lesobjetsextragala tiques . . . 29
I.2.3 Réduire le bruit de spe kles . . . 29
I.2.3.1 L'interférométrie spe kles . . . 31
I.2.3.2 L'optique adaptative . . . 32
I.2.3.3 Méthode des spe kles noirs . . . 32
I.2.3.4 L'imageriediérentielle . . . 33
I.2.3.4.1 Soustra tiond'une étoile de référen e. . . 33
I.2.3.4.2 L'imageriediérentielle simultanée . . . 33
I.2.3.5 La te hnique du dark hole . . . 34
II Les oronographes de MIRI 37 II.1 Présentation du James Webb Spa e Teles ope 39 II.1.1 Le JWST . . . 39
II.1.2 L'imageur de MIRI :MIRIM . . . 41
II.1.2.1 L'instrument MIRI . . . 41
II.1.2.2 MIRIM . . . 42
II.1.2.2.1 Organisation . . . 42
II.1.2.2.2 Des ription . . . 42
II.1.2.3 Les obje tifs s ienti ques . . . 44
II.1.2.4 L'état d'avan ement . . . 45
II.2 Déte tion oronographique d'exoplanètes 47 II.2.1 Des ription des simulations oronographiques . . . 49
II.2.1.1 Les performan es théoriques et les limitations intrinsèques du o-ronographe de phaseà quatre quadrants . . . 49
II.2.1.2 Prin ipede lasimulation oronographique . . . 51
II.2.1.3 Étude du rapport signal-à-bruit . . . 54
II.2.2 Déte tion d'exoplanètes par oronographie . . . 55
II.2.2.1 Méthodologie . . . 55
II.2.2.2 Catalogue d'étoiles . . . 56
II.2.2.3 Détermination des âges . . . 57
II.2.2.4 Résultats . . . 58
II.2.2.4.1 É hantillondes étoiles pro hes . . . 58
II.2.2.4.2 Statistiquede déte tabilité . . . 58
II.2.2.5 Con lusion . . . 61
II.3 Déte ter des transits ave le JWST 67 II.3.1 Introdu tion. . . 67
II.3.2 Les ibles . . . 68
II.3.3 La simulation . . . 69
II.3.4 Résultats . . . 70
II.3.4.1 Les étoiles de type F2V . . . 71
II.3.4.2 Les étoiles de type G2V. . . 72
II.3.4.3 Les étoiles de type K2V. . . 74
II.3.5 Con lusion . . . 74
II.4 Centrage de la PSF sur un 4QPM 77 II.4.1 Problématique . . . 77
II.4.2 Étude des limitationsdues auxalgorithmes . . . 79
II.4.2.1 Hypothèses de simulation . . . 79
II.4.2.2 Les algorithmes de entrage étudiés . . . 80
II.4.2.3 Biais . . . 83
II.4.2.3.1 Le entre de gravité lassique . . . 83
II.4.2.3.2 Le entre de gravitéave fenêtre ottante . . . 85
II.4.2.3.3 Le entre de gravitépondéré . . . 86
II.4.2.4 Erreurs statistiques liées àla déte tion . . . 87
II.4.2.4.1 Lebruit de photons . . . 88
II.4.2.4.2 Lebruit de le ture . . . 89
II.4.2.4.3 Lesdéfauts de at eld . . . 90
II.4.2.4.4 Lebruit de photons du fond thermique. . . 91
II.4.2.4.5 Bilansur lesdiérentsbruits . . . 91
II.4.3 Cas de MIRI . . . 92
II.4.3.1 Étude d'étoiles de typesM0V et G0Và 10p . . . 92
II.4.4 Pro édure de entrage . . . 94
II.4.4.1 Carte d'étoiles de référen e . . . 95
II.4.4.2 Pro édure itérative . . . 95
II.4.4.3 Temps de pose pour atteindre une pré ision des algorithmes de 2 mas RMS par axe (ou 3mas radial) . . . 96
II.4.4.3.1 Cas des étoiles brillantes . . . 96
II.5 Cara térisation des oronographes de MIRI 101
II.5.1 Les omposants testés . . . 102
II.5.2 Qualité de la transition. . . 102
II.5.3 Les tests sur leban visible . . . 103
II.5.3.1 Des ription du ban . . . 103
II.5.3.2 Mesure d'épaisseur . . . 104
II.5.4 L'extin tion sur le ban infrarouge . . . 105
II.5.4.1 Des ription du ban . . . 105
II.5.4.2 Mesure de l'extin tion. . . 105
II.5.4.3 Séle tion du matériaudu masque oronographique . . . 105
II.5.5 Con lusion . . . 107
II.6 Con lusion et perspe tives 111 III Le futur : les ELTs su sants pour voir des Terres? 113 Introdu tion 115 III.1Présentation 117 III.1.1Les projets en on urren e . . . 117
III.1.1.1Le "GiantMagellan Teles ope" (GMT) . . . 117
III.1.1.2Le "Thirty Meter Teles ope"(TMT) . . . 117
III.1.1.3L'"European Extremely Large Teles ope" (E-ELT). . . 119
III.1.2Le potentieldes ELTs dans la déte tion d'exoplanètes . . . 120
III.2Un élément essentiel : l'optique adaptative 123 III.2.1Les limitations . . . 124
III.2.1.1Erreurs de tting . . . 125
III.2.1.2Erreurs d'anisoplanétisme. . . 125
III.2.1.3Erreur temporelle . . . 126
III.2.1.4Bruit de l'analyseur . . . 127
III.2.1.4.1Pour un Sha k Hartmann . . . 127
III.2.1.4.2Pour une pyramide . . . 128
III.2.1.5Aliasing . . . 129
III.2.2Appli ation auxELTs . . . 130
III.2.2.1Conditions hoisies pour l'ELT . . . 131
III.2.2.2Performan es etseeing . . . 131
III.2.2.3Performan es etdiamètre du téles ope . . . 131
III.3Coronographie et imagerie diérentielle 137
III.3.1Image oronographique . . . 137
III.3.1.1Expression analytique . . . 137
III.3.1.2Simulations . . . 139
III.3.1.2.1Hypothèses . . . 139
III.3.1.2.2Résultats . . . 140
III.3.2Gain apporté par l'imageriediérentielle . . . 142
III.3.2.1Expression analytique . . . 142
III.3.2.2Simulations . . . 143
III.3.2.2.1Image ourtepose . . . 144
III.3.2.2.2Convergen e temporelle . . . 145
III.3.2.2.3In uen e des amplitudesdes aberrationsstatiques . . . 146
III.3.2.2.4In uen e de laformede laDSP . . . 148
III.3.2.2.5Limitationsinduitespar le bruit de photons . . . 149
III.3.2.2.6Comparaisonave un téles ope de 100 m. . . 150
III.3.2.2.7Comparaisonave des études pré édentes . . . 151
III.3.2.2.8Con lusion . . . 152
III.4Appli ation à des as plus réalistes 155 III.4.1Coronographe réel sans obstru tion . . . 155
III.4.1.1Coronographe etDSP . . . 155
III.4.1.2Coronographe etimageriediérentielle . . . 155
III.4.2Eet de l'obstru tion entrale . . . 157
III.4.2.1Cas du 4QPM . . . 157
III.4.2.2Cas de oronographe de Lyot . . . 159
III.4.2.3Cas hybride du 4QPM +Lyot . . . 160
III.4.2.4Cas du oronographe de Lyot apodisé . . . 160
III.4.2.5Quel oronographe hoisir? . . . 161
III.5Et au D me C? 165 III.5.1Comparaison des DSPs . . . 165
III.5.2Bruit de spe kles . . . 166
III.5.3Le bruit de photons . . . 167
III.5.4Con lusion . . . 168
III.6Des modèles plus omplets... 171
III.6.1Système diérentielà deux longueurs d'onde . . . 171
III.6.1.1Intensité résiduelle ourtepose . . . 171
III.6.1.1.1Expressionde l'intensité oronographique . . . 171
III.6.1.1.2Expressionde l'intensitérésiduelle . . . 173
III.6.2In uen e des défauts d'amplitude . . . 173
III.6.2.1.2Lesdéfauts statiques d'amplitude . . . 175
III.6.2.2Intensité oronographique. . . 176
III.6.2.3Résidu après soustra tion pour une ourtepose . . . 176
III.6.2.4Résidu après soustra tion pour une pose in nie . . . 177
III.7Con lusion 179
Con lusion 181
A Liste des publi ations 185
B Arti le A&A 447 p. 397-403,
Cavarro C. et al. 187
C Arti le PASP 118 p. 765-773, Baudoz P. et al. 195
D Arti le A&A 474 p. 671-678, Martinez P. et al. 205
Résumé
Depuis 1995 et la dé ouverte de la première exoplanète autour d'une étoile de la
sé-quen e prin ipale, de nombreux projets ayant pour obje tif la déte tion de planètes
ex-trasolaires ont été développés. À e jour,la majoritédes planètes ont été dé ouvertes par
des méthodes indire tes. En eet, la déte tion dire te est rendue très di ile par le très
grand ontraste entre l'étoile etla planète ainsi que par la très haute résolution angulaire
requise.Unesolutionà etteproblématiqueest la oronographie. Defaçongénérale, un
o-ronographeest un instrumentdontl'obje tif est d'atténuer le uxde l'étoile en diminuant
la dira tion instrumentale. J'ai étudié e système pour deux instruments, en l'abordant
ave deux anglesde vuetrès diérentset omplémentaires.J'aitout d'abordétudié le
sys-tème oronographique de phase à quatre quadrants de l'instrument MIRI (Mid-InfraRed
Instrument) sur le téles ope JWST (James Webb Spa e Teles ope), instrument dont
l'un des obje tifs prin ipaux est la déte tion d'exoplanètes de type Jupiter. J'ai,dans un
premier temps, parti ipé au travail de re ette des oronographes puis je me suis
fo ali-sée sur des simulations numériques. J'ai, dans e adre, établi la statistique de déte tion
d'exoplanètes pour un é hantillond'étoiles pro hes. J'ai ensuite évalué les limitations du
pointageen mode oronographiquepuislesspé i ationsdesalgorithmesdebordainsique
lespro édures de entrage.Uneautre méthode estutilisablepour déte terdes exoplanètes
sur le JWST : la méthode des transits. Je l'ai étudiée dans le as parti ulier d'une Terre
primitive,en onsidérant deux des instruments du JWST. Dans un deuxièmevolet, je me
suis intéressée aux possibilités de déte tion dire te d'exoplanètes telluriques sur les ELTs
(Extremely Large Teles opes) en utilisant un système oronographique. Le rapport de
ux entre la planète et l'étoile est, dans e as de
2.10
−
10
en pro he infrarouge. J'ai
étu-dié, à partir d'unemodélisationanalytique et numérique détaillée,l'imageriediérentielle
simultanée en aval du oronographe; j'ai quanti é l'impa t des aberrations statiques et
montré que les ontraintes imposées sur la qualité des optiques étaient très fortes. Une
autre ontrainte très forte sur la déte tion d'exoplanètes est le bruit de photons qui est
imposé par le niveau de l'image dire te et don par les résidus liés aux imperfe tions du
front d'onde issu de l'optique adaptative; j'ai don étudié l'intérêt d'installerun ELT au
d me C où la turbulen e est moins importante et don la orre tion meilleure.J'ai en n
estimé les limitations supplémentaires apportées par l'utilisation de oronographes réels
Abstra t
Sin e the rst dis overy of an exoplanet in 1995 around a main sequen e star, many
proje ts have been deployed withthe goaltodete t extrasolarplanets. At this time,most
planetshave been dis overed by indire t means.Indeed, dire tdete tion is madevery
dif- ult be ause both a very high ontrast between the star and the planet and avery high
angularresolution are needed. Asolution tothis problemis oronagraphy. A oronagraph
is an instrument designed to attenuate the ux of the star by redu ing the instrumental
dira tion.I havestudiedthis systemfortwodierentinstruments,withtwoverydierent
approa hes.I have rst studiedthefourquadrantphasemask oronagraphof MIRI
(Mid-InfraRedInstrument), aninstrumentofthe JWST (JamesWebb Spa eTeles ope). The
mainobje tiveofthisinstrumentistodete tJupiter-likeplanets.Ihave onstributedtothe
ontroltestof oronographi omponents.ThenIfo usedon oronagraphi simulations.In
this ontext, I haveestablished the statisti alproperties ofexoplanet dete tability around
the nearest stars. Then I have estimated the pointing limitations in oronagraphi mode.
Besides, I have spe i ed the on-board algorithms and the pointing pro edures. Another
methodwhi h anbeusedtodete texoplanets onthe JWSTisthe transitmethod.I have
studied it in the pe uliar ase of a primordial Earth onsidering two instruments of the
JWST. In ase ondtime, I fo usedonthe dire tdete tion of Earth-likeplanetswith a
o-ronagraphi devi e onthe ELTs(Extremely LargeTeles ope).The ux ontrast between
the star and the planet is
2.10
−
10
in the near infrared. I have studied from an analyti al
and numeri al point of view the interest of a simultaneous dierential imaging after the
oronagraph.Ihavequanti ed theimpa tofstati aberrationsandthe requirementon
op-ti alquality.Another onstraintissetbythephotonnoise.Thelevelofthisphotonnoiseis
imposedby theadaptiveopti s; onsequently, IhavestudiedanELTatthedomeCwhere
the turbulen e is less important and thus, where the orre tion is larger. At last, I have
underlinedtheadditionnallimitationsbroughtbyreal oronographsandbyasimultaneous
2MASS Two Mi ron All Sky Survey
4QPM fourquadrant phasemask oronagraph,en français oronographe de phase
à quatre quadrants
AGN A tive GalaxyNu leus, noyaua tif de galaxie
AGPM Annular Groove Phase Mask
APLC ApodisedLyot Coronagraph,apodiseur
CCDM Catalogof Components of Double and Multiple stars
CdG Centre de gravité
CdGP Centre de gravitépondéré
CEA Commissariatà l'ÉnergieAtomique
CFHT Canada-Fran e-HawaiiTeles ope
CIA Coronographe Interférentiel A hromatique
CNES Centre National d'Etudes Spatiales (Fran e)
CONICA COude Near-Infrared CAmera
CoRoT Conve tion Rotationand PlanetaryTransits
CSA Canadian Spa e Agen y (Canada)
CSL Centre Spatial de Liège (Belgique)
DSP Densité Spe trale de Puissan e
E-ELT European Extremely Large Teles ope
ELT Extremely Large Teles ope
EPICS Exo-Planets ImagingCamera and Spe trograph
ESA European Southern Agen y
ESO European Southern Observatory
EUV Extreme UltraViolet
FCdG pour entre de gravité àfenêtre ottante
FFT FastFourier Transformée, transformée de Fourier numérique
FWHM FullWidth at Half Maximum,largeur à mi-hauteur
GMT GiantMagellan Teles ope
GPI GeminiPlanet Imager
HARPS HighA ura y Radial velo ity PlanetSear her
HCIT HighContrast Imaging Testbed,ban haute dynamique du JPL
HiCIAO High-Contrast Coronographi Imager for Adaptive Opti s, instrumentà
l'étude pour le téles opeSUbaru
IAS Institut d'Astrophysique Spatiale (Fran e)
IRAS Infrared Astronomi al Satellite
IRDIS Infra-Red Dual-beam Imaging and Spe tros opy, une des omposantes de
SPHERE
ISIM Integrated S ien e Instrument Modul
ISO Infrared Spa e Observatory, téles opespatial infrarouge
JPL JetPropulsion Laboratory (États-Unis)
JWST James Webb Spa eTeles ope
LAM Laboratoired'Astrophysique de Marseille(Fran e)
LBT Large Bino ular Teles ope
LESIA Laboratoired'Études SpatialesetInstrumentationen Astrophysique(Fran e)
M
J
masse de JupiterMIRI Mid-InfraRed Instrument
MIRIM Mid-InfraRed IMager
MPIA Max-Plan k-Institut fürAstronomie (Allemagne)
NIRCam Near-InfraRed Camera, améra pro he infra-rougedu JWST
NIRSpe Near Infrared Spe trograph
NAOS Nasmyth Adaptive Opti sSystem
NACO abrévationde NAOS-CONICA
NASA National Aeronauti s and Spa e Administration (États-Unis)
OA Optique Adaptative
OHP Observatoire de Haute-Proven e (Fran e)
ONERA O e Nationald'Etudes etde Re her hes Aérospatiales(Fran e)
OWL OverWhelminglyLarge Teles ope
PAH Poly y li Aromati Hydro arbon
PKC Phase-Knife Coronagraph
PSF Point Spread Fun tion
RAL RutherfordAppleton Laboratory (Grande-Bretagne)
RIE Rea tiveIon Et hing
RMS Root Mean Square, valeur e a e
RON Read-outNoise, bruit de le ture
SDI Simultaneous DierentialImaging,instrument du VLT
SEE-COAST Super-EarthExplorer-Coronagraphi O Axis Spa e Teles ope
SPHERE Spe tro-Polarimetri High- ontrast Exoplanet Resear h
Spitzer téles ope sptial infrarougede la NASA
SR Strehl Ratio, rapport de Strehl
STS I Spa e Teles ope S ien e Institute (États-Unis)
TF Transformée de Fourier
TMT Thirty Meter Teles ope
TPF TerrestrialPlanet Finder
TPF-C TerrestrialPlanet Finder Coronagraph
UA Unité Astronomique (
1.495978 · 10
11
m)
VLT VeryLarge Teles ope
ZAMS Zero-AgeMain Sequen e
Depuis la dé ouverte, en 1995, de la première exoplanète autour d'une étoile de la
séquen e prin ipale,prèsde250 exoplanètesontétédéte tées,laplupartpardes méthodes
indire tes. La ommunauté s ienti que est à pied d'÷uvre et de nombreux projets sont
à l'étude pour déte ter et ara tériser es exoplanètes de façon plus omplète par des
observations dire tes. Cettedéte tion se heurte àdeux di ultés majeures :
le ontrasteentre laplanèteetl'étoileest très grand(de l'ordredumilliardpourune
planètede type Jupiter autourd'une étoile de type solaire en visible),
laséparationangulaireentre laplanèteetson étoileh teest très faible(moinsde 1)
don dans lehalo stellaire.
Lapremière solutionfut apportée parle oronographe de Lyotdans le as del'observation
de la ouronne solaire. Dans le as stellaire, la première appro he a onsisté à utiliser e
oronographe,maissesperforman essontlimitées arsataillene luipermetpasd'explorer
l'environnementimmédiatde l'étoileetl'atténuationdu uxstellairerestelimitée.Suite à
e premier instrument, de nombreux autres on epts oronographiques ont été développés
à partirde 1995 pour s'appro her plus près de l'étoile.
Les obje tifs de ma thèse étaient d'étudier les apa ités de déte tion et de
ara té-risation d'exoplanètes en utilisant un oronographe dans le adre des instruments MIRI
("Mid InfraRed Instrument") sur le JWST ("James Webb Spa e Teles ope") et des ELT
("Extremely Large Teles ope").
Dansunepremière partiede emanus rit,jedé rislesdiérentsvisagesde lare her he
d'exoplanètes.J'yprésentetoutd'abordlesméthodesindire tes, equ'ellesnousontappris
sur les exoplanètes et omment elles ont fait évoluer les modèles existants. Un deuxième
hapitre ompare lesméthodes de déte tion dire te aux méthodes indire tes puis se
fo a-lise sur les diérents types de oronographes et les résultats déjà obtenus. J'insiste plus
parti ulièrement sur les diérentes méthodes permettant de réduire le bruit de tavelures,
le prin ipalbruit limitantla déte tion d'exoplanètes derrièreun oronographe.
Lase ondeparties'intéresseaux apa itésde déte tiond'exoplanètesave l'instrument
MIRIdu JWST. Eneet, leLESIAest responsablede la on eptionetdu développement
dusystème oronographique.Le oronographeutiliséestle oronographedephaseàquatre
quadrants quia été onçupar Rouan etal. [2000℄.Un des obje tifs prin ipauxde
l'instru-mentdans son mode oronographiqueest la ara térisationd'exoplanètes de type Jupiter.
jeprésente lessimulationsquej'airéaliséesetquim'ontpermisd'évaluer les apa ités
sta-tistiques de MIRI dans la déte tion d'exoplanètes autour des étoiles pro hes. Le hapitre
II.3 présente une autre méthode pour déte ter des exoplanètes sur le JWST : la méthode
des transits dont j'ai estimé les performan es sur les instruments MIRI et NIRCAM. J'ai
ensuite étudié et dé ni les méthodes de entrage des sour es derrière les oronographes
( hapitre II.4), un aspe t très important pour avoir une bonne soustra tion des spe kles
résiduels : j'ai séle tionné les algorithmes adaptés au positionnement derrière un masque
oronographique,puis j'aiétablilespro édures de entrage orrespondantes. En n,la
der-nière partie de mon travail sur MIRI a onsisté àtester lesmasques réalisés sur lesban s
du LESIA ( hapitre II.5).
La dernière partie nous projette en ore plus loin dans le temps : j'y étudie l'intérêt
des très grands téles opes de demain (ou ELT pour Extremely Large Teles opes) dans
la déte tion d'exoplanètes et plus parti ulièrement d'exoplanètes telluriques. Le premier
hapitreprésentelesdiérentsprojetsàtraverslemondepuisj'étudiedansle hapitreIII.2
lepremierétagede la orre tion dubruit de spe kles,indispensabledepuislesol,l'optique
adaptative.
Le hapitre III.3 dis ute des performan es qui peuvent être atteintes en asso iant
o-ronographie et imagerie diérentielle. Cette étude a été menée de façon analytique et les
résultats ont aussi été véri és par des simulations numériques, en onsidérant un
orono-grapheetunsystèmede alibrationparfaits.Dansle hapitreIII.4,jemontreleslimitations
supplémentaires apportées par l'utilisationde oronographes réels.
Une des limitations étant due au bruit de photons, le hapitre III.5 évalue l'intérêt
d'observations depuis lesite antar tique du d me C, dans e ontexte.
En n, j'aia nél'étudedes limitationsinstrumentalesdansle hapitreIII.6enprenant
en ompte un système de alibration spe trale simultanéepuis en introduisant lesdéfauts
Lamanièrelaplusintuitivepour re her her des exoplanètesest de lesobserver
dire te-ment.Cependant,deux di ultés majeures empê hent samise en ÷uvre pour le moment.
La première di ulté à surmonter est la faible distan e angulaire entre l'étoile et la
planète onsidérée : si l'on regardait le système solaire d'une distan e de 10 p , Jupiter
seraità0.5 duSoleiletlaTerreseulementà0.1.Or0.5 orrespondaumeilleurseeing 1
d'untrèsbonsiteastronomique.Grâ eàl'optiqueadaptative,quipermetde ompenserles
perturbationsdu frontd'onde réées lorsde latraverséede l'atmosphèreouauxtéles opes
spatiaux,lalimitededira tiondes endàmoinsde0.1 maisunese ondedi ultésubsiste
néanmoins.
La gure I.0.1 représente le ontraste entre le Soleil et deux planètes modèles du
système solaire :la Terre etJupiter. Ces deux planètes sont hoisies ar elles représentent
deux types de planètes extrêmes : les planètes ro heuses et les géantes gazeuses. Dans le
visible, le ontraste est de
2.10
−
10
entre la Terre et le Soleil et de
10
−
9
entre Jupiter et
le Soleil. Moins important dans l'infrarouge thermique, il n'est plus que de
5.10
−
7
à 20
mi rons pour laTerre etde
5.10
−
6
pour Jupiter.
Au vu des performan es instrumentales requises pour atteindre es ontrastes très
éle-vés, même dans l'infrarougemoyen, l'imageriedire te est, dans un premiertemps, é artée
ar elleest aujourd'huihors de portée des téles opes même lesplus puissants.
Nous allons don présenter dans lapartie I.1 quelles méthodes alternatives, dites
indi-re tes,ontétédéveloppées.Lesdé ouvertesfaitesalorsontainsipermisde déte ternombre
de planètesdontles ara téristiquesinattenduesontentraînéune remiseen auseprofonde
des modèles théoriques de formationjusqu'alors développés sur le seul système planétaire
onnu : le système solaire (partie I.1.2). Mais l'homme veut voir des planètes pour,
no-tamment, obtenir des informations sur leurs ompositions et les avan ées te hnologiques
luifont de nouveau aresser l'espoirquel'imageriedire ted'exoplanètes (partieI.2),
quoi-qu'ambitieuse, est possible, ave l'espoir ultime de déte ter des biosignatures et don la
vie.
1
Leseeing orrespondàlarésolutionangulairequel'onpeutespéreratteindrelorsquel'onformel'image d'unesour epon tuellesituée àl'in ni àtraversl'atmosphère.
Fig.I.0.1Figurede gau he :spe tresrespe tifsduSoleil(ennoir),de laTerre (enrouge)
etde Jupiter(en vert) dans le as d'un système solaire vuà 10p . Lesspe tres sont eux
des orps noirs. À titre de omparaison, la gure de droite représente le ontraste entre
la Terre et le Soleil ainsi que les raies d'absorption de la Terre (données de Paillet et al.
[2004℄).On yvoit,par exemple,l'absorptiondu
CO
2
à15mi ronsou ellede l'eau autour de 1 mi ron.Les méthodes de déte tions indire tes :
quelles sont-elles ? Que nous ont-elles
appris ?
I.1.1 Les méthodes existantes
Plusieurs te hniques de déte tions indire tes existent. Elles peuvent être lassées en
deux atégoriesprin ipales: ellesquiutilisentladéte tiondumouvementré exedel'étoile
et ellesqui étudient ses variationsphotométriques.
Udry [2001℄ et Perryman [2000℄ ont dé rit en détail l'ensemble de es méthodes; je
n'en présente i iqu'un bref aperçu a n de pouvoirestimer leurs limitations,leurs hamps
d'appli ation et la omplémentarité ave les te hniques dire tes. Cela permet aussi de
mieux omprendre les données statistiques obtenues sur les planètes et notamment les
biais potentiels.
I.1.1.1 Étude du mouvement ré exe de l'étoile
Si l'on onsidère un système onstitué d'une étoile de masse
M
∗
et d'une planète de masseM
P
en orbite autour de l'étoile sur une orbite de demi-grand axea
, l'étoile est en orbite autour du entre de masse du système ave la même périodeP
que la planète et ave un demi-grand axeM
P
M
∗
a
de l'ordre de grandeur du rayon de l'étoile. Troiste hniques
qui exploitent ette propriété existent.
Lapremière,utiliséepourlapremièrefoisdansle asdePro yonetSirius[Bessel,1844℄,
est l'astrométrie. Elle onsiste à étudier le dépla ement de l'étoile projetée sur le plan du
iel.L'amplitudeangulairede e dépla ementvaut
∆α =
M
P
M
∗
a
D
oùDreprésenteladistan e du système observé. Cette méthode favorise la dé ouverte de planètes massives éloignéesdeleurétoile-h te.Elleestsurtoututiliséeen omplémentd'autreste hniquespourétudier
des planètesdéjàdéte tées arelleadonnélieuàde faussesdéte tionsd'exoplanètes(dont
Fig.I.1.1 Dépla ementastrométriquedu Soleil dû àJupiter.L'é helle est de 200
µs
par graduation par axe. Lapériode du dépla ement est de 30ans.ieldû àJupiterestreprésentésurla gureI.1.1:ilne représente que0.8maspi àpi sur
de très longues périodes. L'obtention de mesures astrométriques de très grande pré ision
est l'un des obje tifs de Gaïa [Castertano et al., 1995℄ ainsi que de PRIMA sur le VLTI
[Reert et al., 2005℄ notamment dans le adre de ladéte tion d'exoplanètes.
La deuxièmete hnique,la plusutilisée, est laméthode des vitesses radiales: onétudie
dans e as les u tuationspériodiques dans lavitesse radiale de l'étoile.Cette vitesse est
modulée ave une période
P
et une amplitudeV
R
telle que :V
R
= (2πG)
1
3
P
−
1
3
M
−
2
3
∗
M
P
sin i 1 − e
2
−
1
2
(I.1.1)ave
e
l'ex entri ité de laplanète eti
l'in linaisonde l'orbite.Cette mesure est dégénérée (on ne dérivequeM
P
sin i
) etellefavorise lesplanètesmassives àpériode ourte.Elle per-met ependantde mesurer l'ex entri ité.C'est grâ eà ette te hnique qu'aété dé ouverteen 1995 la première exoplanète, 51 Peg b, autour d'une étoile de la séquen e prin ipale
[Mayor et Queloz, 1995℄ et 'est aussi la plus produ tive (laplupart des 246 planètes
dé-te tées à e jour l'ont été grâ e à ette méthode.). La mesure se fait par spe trographie
visiblesur un granddomainespe tral (entre 450 et750 nm) et sur des étoiles omportant
un grand nombre de raies. Des mesures très pré ises sont aujourd'hui rendues possibles
par la très grande stabilitéde l'instrument (isolation thermique, alibration par des raies
de référen es Th :Ar ouiode,régulation thermique, brouilleur,...). L'instrument HARPS,
installésurletéles opede3.6màLaSilla,permetd'atteindredespré isions surlamesure
delavitesseradialede
1 m.s
−
1
.Pour omparaison,dansle asleplusfavorable,l'in uen e
de laTerre sur leSoleilserait de
0.15 m.s
−
1
Fig. I.1.2 Un exemple de déte tion faite auKe k par la méthode des vitesses radiales :
ils'agit d'uneplanètede typeNeptuneautourd'une étoilede typeM2.5V(GJ436) située
à environ 10 p . La gure est extraite de Butler et al. [2004℄. La variation de la
demi-amplitude de la vitesse radiale est de
18.1 ± 1.2 m.s
−
1
.
en fon tionde la phaseorbitaleest donnée sur la gure I.1.2dans le as de l'étoileGJ436
et de sa planète.
En n,ilestpossiblededéte terdesplanètesautourde pulsars.Leurprésen esetraduit
pardes variationsdanslapériode durayonnementradiodu pulsar,parailleurstrès stable.
À e jour, 4 planètes ont été dé ouvertes autour de pulsars ( 'est d'ailleurs la première
dé ouverte d'exoplanètes par Wolsz zan etFrail[1992℄).
I.1.1.2 Variations photométriques
Une autre te hnique, développée par Rosenblatt [1971℄, permet la déte tion
d'exopla-nètes. Elle onsiste à étudier la baisse de luminosité de l'étoile lorsque sa planète passe
devant elle (transit primaire).La profondeur d'un transit est de
R
P
R
∗
2
où
R
P
représente le rayon de la planèteetR
∗
le rayon de l'étoile.Le problème de etteméthode est quela probabilitéqu'un transitsoitvisibleest égale
à
R
P
a
soit0.5% pour un système Terre-Soleil. Cette te hnique favorise la déte tion : de grosses planètes pour lesquelles letransit est profond,de planètes pro hes de leur étoile pour lesquelles la période est ourte (on observe
ainsi plusieurs transits e qui augmente lerapportsignal-sur-bruit),
autour d'étoiles froides ( ar leurs diamètres sont plus petits que eux des étoiles
haudes),
Fig. I.1.3 Exemple de transit de GJ 436 ( gure extraite de Gillon et al. [2007℄). La
variation de ux est de 0.6%.
2006 et qui donne lespremiers résultats (la première planète,Corot-Exo-1-b, de 1.3
M
J
a été déte téeatourd'uneétoilede typesolaire.).La gureI.1.3représentelemêmesystèmeque la gure I.1.2mais en transit etnon plus en vitesses radiales.
Lorsque la planètepasse derrièrel'étoile, letransit est ditse ondaire. On déte te alors
la disparition des photons émis par la planète dans le domaine infrarouge. Un tel transit
a été déte té par le satellite SPITZER [Deming et al., 2005℄; les photons observés étant
eux de laplanète, onpeut onsidérer que 'est une méthode dire te.
En n,ladernièreméthodeindire teutiliselephénomènedeslentillesgravitationnelles:
lalumièred'uneétoile lointaineest déviée etampli éeparune planèteautourd'uneétoile
de hamp sur la ligne de visée. Cette méthode a été utilisée ave su ès au ours du
pro-grammeOGLEpourdéte ter quatreexoplanètesdontlapluspetiteaunemassede5.5
M
T
[Beaulieu et al., 2006℄ (La ourbe de lumière est représentée sur la gure I.1.4). Cesphé-nomènes sont très rares; il est don né essaire d'observer un très grand nombre d'étoiles
pour espérerobserverdes planètesgrâ eà etteméthode; 'estpourquoilesdiérents
pro-grammesen ours observent surtoutle bulbe de notregalaxie oùla on entration stellaire
est très grande.
À e jour, la plus petite exoplanète déte tée autour d'une étoile [Udry et al., 2007℄ l'a
été par la méthode des vitesses radiales grâ e à HARPS; elle a une masse de 5 masses
terrestres et est en orbiteà 0.07 UA autour d'une étoileM3.
I.1.2 Les exoplanètes : e qu'on en sait aujourd'hui
Toutes es dé ouvertesontpermisdemieux omprendrelaformationdesplanètes etde
ontraindre les modèles qui, jusqu'alors, ne pouvait être appliqués qu'au système solaire.
Fig.I.1.4Exemple de ourbede lumièredansle asde ladéte tion
d'OGLE-2005-BLG-390Lb par lentillegravitationnelle( ourbe extraite de Beaulieu et al. [2006℄).
I.1.2.1 Statistiques dans notre galaxie
Dès la dé ouverte de la première exoplanète 51 Peg b, la surprise est de taille : ette
planète aune masse de 0.468
M
J
etune période de 4,23 jours e qui lasitue très loindes modèles d'alors.Depuis, 56exoplanètes ont été dé ouvertes ave une période de moins de10jours (voir la gure I.1.5.a).
D'après Mar yet al.[2005℄,plus de7%des étoilessuiviesparvitesse radialehébergent
des planètes. On voit aussi le biais des méthodes de déte tion, notamment sur la gure
I.1.5. , dans laquelle ona surtout des exoplanètes massives à ourte période.
Plusieurs onstatations peuvent être faites à partir des 249 exoplanètes déte tées à e
jour :
malgré le biais observationnel, la distribution masse-planète suit une loi en
M
−
1
et
près de 40% des planètes déte tées ont une masse inférieure à1
M
J
. Ledésert des nainesbrunes est on rmépour lesplanètesde ourte période (àmoinsde 4UA deleur étoile). Lastatistique est représentée sur la gure I.1.5.d.
les systèmes multiples sont ommuns (une vingtaine à e jour) et les planètes sont
souvent dans des orbites résonantes [Libert etHenrard, 2007℄.
la fréquen e des planètes roît ave la métalli ité de l'étoile (présen e d'éléments
lourds dans l'étoile). Selon Santos et al. [2005℄, plus de 20 % des étoiles ave une
métalli itédeux fois supérieure à elle du Soleil abritent une planète; pour une
mé-talli itésolaire, e hiretombeà3%.La gureI.1.5.ereprésentelenombre
d'exopla-nètes en fon tion de leur métalli ité.Labaisse du nombre de planètes au-delà d'une
métalli itéde 0.4 est à rappro her du nombre d'étoiles en fon tion de la métalli ité
importante [Butler et al., 2006℄, e qui n'est pas le as du système solaire. En deçà
de ette valeur, l'orbite est quasi- ir ulaire (voir la gure I.1.5.b).
Plusieurs ataloguesen ligne re ensent es planètes. Leplus ompletest l'en y lopédie
des exoplanètes de Jean S hneider (http://exoplanet.eu) d'où j'ai tiré les données des
gures I.1.5.
Toutes espropriétésinattenduesfavorisentl'hypothèsequelesplanètessesontformées
par des mé anismes diérents de eux ayant entraîné la formation des étoiles de faible
masse.
I.1.2.2 Pro essus de formation
Selon l'hypothèse la plus ommunément admise,les planètes terrestres seforment par
a umulation de matérielsolide ondensé dans ledisque planétaire.
Quant aux exoplanètes géantes gazeuses, deux théories s'opposent. Dans la première,
es planètes sont le résultat de l'eondrement gravitationnel et de la fragmentation du
disque protostellaire.
Lase ondethéorieestproposéeen1973par Cameron;ellepropose uns énarioen deux
étapes : dans un premier temps, le oeur planétaire, solide, se formede la même manière
quepour lesplanètes telluriques.Lorsque e oeur devient su samment massif,il apture
une grande quantité de gaz en balayant le disque sur son orbite et onstitue ainsi son
atmosphère. Cette se onde théorie est la plus ommunément a eptée aujourd'hui. Cette
première étape, qui né essite la présen e de gla es, ne peut se produire qu'au-delà de la
limite des gla es qui, pour le systèmesolaire, sesitue àl'intérieur de l'orbitede Jupiter.
Eneet, latempératuredesrégionsinternesesttropélevéepourpermettrela ondensation
de parti ules solideset trop peu de gaz est disponible pour former des planètes géantes.
Or, parmi les exoplanètes géantes dé ouvertes, nombre se situe à l'intérieur de ette
limite des gla es. Une expli ation plausible est que es planètes se sont formées plus
loin dans la nébuleuse et ont migré vers l'intérieur. Un mé anisme possible est basé sur
l'intera tion entre la planèteet legaz du disque. Il existe trois types de migrationsliées à
e mé anisme :
la migration de type I s'applique à des planètes de masses inférieures à 10 masses
terrestres pour lesquelles la réponse du disque semble linéaire. Cette migration est
rapide (de l'ordre du million d'années, à omparer à la durée de vie du disque
pro-tostellairequiest de l'ordrede 20millionsd'années). La planèteex ite des ondes de
densitéauxrésonan es deLindbladquisepropagentdepart etd'autredelaplanète.
la migrationde type II s'applique à des planètes su samment massivespour ouvrir
un sillon. Ces planètes doivent être de masse supérieure àla massede Jupiter.
lamigrationde typeIIIs'applique dansles as intermédiairesdans desdisques
mas-sifs.
Desdétailssur esmé anismespeuventêtretrouvésdansles oursdel'é oledeGoutelas
(a) Nombre d'exoplanètes en fon tion du demi-grand axe (é helle semi-logarithmique)
(b) Demi-grand axe de l'orbite planétaire enfon tiondesonex entri ité
( ) Masse de la planète en fon tion de sa période(enjours)
(d) Nombre de planètes en fon tion de leursmasses
(e) Nombresdeplanètes enfon tion dela métalli itédel'étoileh te
La déte tion dire te
I.2.1 Ses atouts
L'imageriedire tedes exoplanètesn'en est qu'àses balbutiements; e n'est que
ré em-mentqu'elleapermisde voirlespremièresexoplanètes[Chauvinet al.,2005b,a;Neuhäuser
etal.,2005℄dansles astrèsfavorablesdesystèmesjeunesdon pourlesquelsle ompagnon
est très lumineux ( ar très haud) et le orps prin ipal très peu lumineux : par exemple
2M1207 est une nainebrune située à10p du Soleil, ladistan e angulaireave sa planète
est de 770 mas (55 UA) et le ontraste planète-naine brune n'est que de 5 magnitudes.
Ce dernier as pose de nouveaux problèmes de formation planétaire (en eet, il est très
improbable que le système se soit formé à partir d'un disque; la planète géante se serait
forméselon l'un des mé anismes expliquant laformation des naines brunes).
I.2.1.1 Méthode dire te ou indire te?
Lesobjetsétudiésparlesméthodesdesvitessesradialessonttrèspro hesdeleurétoile;
ainsi les te hniques de déte tion dire te n'entrent pas en on urren e ave es méthodes
indire tes mais sont au ontraire omplémentaires ar elles sont plus favorables dans la
déte tion d'exoplanètes loin de leur étoile. Chauvin et al. [2006℄ insiste sur le fait que les
méthodes indire tes nous ont fourni peu d'informations sur les planètes gazeuses légères
(<0.75
M
J
)àlonguespériodes(>100jours),etquel'imageriepourrait ombler emanque. En outre, lesparamètres observables ne sont pas lesmêmes (voir letableauI.2.1).Silaméthodedestransitsfournitlerayondelaplanète,defaçongénérale,lesméthodes
de déte tion indire te ne fournissent pas ou peu d'informations sur les ara téristiques
physiquesdelaplanète, ommela ompositiondesonatmosphère,sespropriétésdesurfa e
ontrairementaux méthodes de déte tion dire te.
L'imagerie dire te permet de mesurer dire tement le ux de la planète et don de
déterminerses ara téristiques, notammentson diamètre, sonalbédo etsatempératurede
surfa e.Ellepermetausside réaliserdesmesures spe tros opiques e quipermetd'estimer
Méthode onsidérée Observables Paramètres a essibles
Astrométrie
∆α
, P, i M, a,i Vitesses radiales∆V
R
,P Msin i
, aTransit
R
P
R
∗
,T
transit
, PR
P
, a,i Imagerie dire tea
D
,∆m
,PAR
2
P
,a, iTab. I.2.1Observables en fon tionde laméthode de déte tionutilisée.
∆α
représente le dépla ement angulaire mesure par astrométrie,P
la période de la planète,i
l'in linaison de l'orbite,M
la masse de la planète,a
l'orbite,∆V
R
la variation de vitesse radiale,R
P
le rayon de la planète etR
∗
le rayon de l'étoile,T
transit
ladurée du transit,D
la distan e du système planétaireà l'observateur,A
l'albédo de laplanèteet∆m
ladiéren e de ux entre la planèteet l'étoile.I.2.1.2 Choix de la longueur d'onde d'observation
Le uxplanétairesedé omposeen uxstellaireré é hiparlaplanète(quivaduvisible
aupro he infrarouge)et en émission thermiqueen infrarougemoyen. Le uxré é hi et le
ux thermique dépendent tous les deux de la taillede la planète, de la distan e de ette
planète par rapport à l'observateur, de la phase de la planète. Ils dépendent aussi de la
ompositionde l'atmosphèreet de lalongueur d'onde.
Dans quelle longueur d'onde les observations sont les plus intéressantes (ou les plus
simples)?
Dans le visible, la résolution est plus adaptée à la re her he d'exoplanètes : sur un
téles ope de 8 m, une planète à 0.1 est à près de 5
λ/D
en visible alors qu'à 10µ
m elle n'est plus qu'à 0.4λ/D
, don à l'intérieur du premier anneau d'Airy. En outre, les déte teurs sont plus performants dans levisible qu'en infrarouge.Cependant, en pro he infrarouge, l'optique adaptative est plus performante et les
dé-fautsde phasesontmoindres( arévoluanten
1/λ
), e quipermetderelaxerles ontraintes des optiques (ou, dans le as ontraire, de les rendrenon limitantes).En infrarouge thermique, même si le fond thermique est plus important, le ontraste
entre la planète et son étoile est plus favorable qu'en visible (par exemple il n'est que de
10
6
ontre environ
10
9
pour une exoplanète de type Jupiter) etles bandes spe trales sont
plus larges, né essitant par onséquent une résolution spe tralemoindre.
Néanmoins, omme nous l'avons vu, le ontraste entre l'étoile et sa planète, ainsi que
lafaibledistan e angulaireentre lesdeux, limitenttrès fortementlespossibilitésde
déte -tion dire te. Il faut don trouver le moyen d'outrepasser es deux limites : augmenter la
résolution angulairede l'instrument et/ouréduire le ontraste entre étoile etplanète.
Il existe un ertain nombre de sour es de bruit qui limitent aussi ladéte tion dire te :
lebruit de photons de l'étoile
ouramment utilisé en astronomie. J'utiliseraidon indiéremment l'un oul'autre.
Ce sont es deux bruits que l'on va her her à réduire a n d'améliorer la déte tion
d'exoplanètes. Je présenterai dans la partie I.2.2 les méthodes utilisées pour réduire le
bruit de photons et dans la partie I.2.3 les méthodes permettant de diminuer le bruit de
spe kles.
I.2.1.3 Les ritères de qualité d'une image astronomique
L'image d'uneétoilenon résoluepar un téles opedonnera une ta he d'Airydé niepar
I(θ) ∝|
2J
1
θ
(θ)
|
2
(I.2.1) dans le as ommun d'uneouverture ir ulaire.J
1
représentela fon tionde Besseld'ordre 1 etθ
ladistan e angulaire.Ilexisteplusieurs ritèresdequalitédel'image.L'un, ourammentutiliséenastronomie,
est la largeur à mi-hauteur de l'image d'un point sour e (pour la ta he d'Airy la largeur
à mi-hauteur vaut
λ/D
aveD
le diamètre du téles ope etλ
la longueur d'onde). En optique adaptative, le ritère utilisé pour dé nir la qualité de l'image est le rapport deStrehl : ette quantité orrespond au rapportd'intensité maximalede l'image orrigéesur
l'intensité maximale de l'image parfaite. Cette quantité a aussi le bon goût de dépendre,
en première approximation,du niveau des aberrationsrésiduelles.
SR ≃ e
−
σ
2
(φ)
(I.2.2)
ave
σ
2
la varian ede laphase
φ
des aberrationsen radians.Un des in onvénients majeursde e ritère est qu'il ne prend pas en ompte la
répar-tition fréquentielle des aberrations (toutes les aberrations ont le même poids, que e soit
des aberrations de bas ordre omme la oma ou d'ordres plus hauts ommeles résidus de
polissage).
Une représentation des aberrations qui permet de prendre à la fois en ompte leur
niveau etleur répartition spe trale est la DSP. Elles'exprime par :
DSP (f ) =| T F (Πδ) |
2
(I.2.3) oùδ
représente le front d'onde aberrant (en nm) etf
la fréquen e spatiale. On aφ = 2πδ/λ
aveλ
lalongueur d'onde(en nm).T F
représente latransformée de FourieretΠ
lapupillesurlaquelles'appliquelesaberrations.Onpeutrelierlavarian edesaberrations à laDSP par :σ
φ
2
=
Z
DSP (f )df
(I.2.4) Ainsi, les aberrations représentées sur la gure I.2.1 ont la même amplitude etdié-Fig.I.2.1 Diérentes densités spe tralesde puissan e orrespondant toutesà une image
ayant le même rapport de Strehl. La gure de gau he représente les diérents é rans de
phase onsidérés, la gure de droite les densités spe trales de puissan e orrespondantes.
Les ouleurs utilisées se orrespondent sur lesdeux gures.
Leproblèmeest que etterépartitionen fréquen eest ritique ar le oronographe, que
je vais présenter dans lapartie suivante, est beau oup plus sensible auxbasses fréquen es
(don autip-tilt,àla oma, àl'astigmatisme,...) :onobtiendradon ,ave laDSPde type
' réneau',quoique hautementimprobable,uneatténuation oronographiquenettement
su-périeureà elleobtenueave uneDSPen
f
−
2
,typiquedesdéfautsoptiques[Duparréet al.,
2002℄.
I.2.2 Réduire le bruit de photons : la oronographie
La première limitation est le ontraste important entre les deux objets étudiés. Pour
pouvoir augmenter le temps de pose et don augmenter le rapport signal-sur-bruit de la
planète, il faut essayer d'atténuer le plus possible le ux stellaire sans atténuer le ux
planétaire. Une solution est la oronographie. C'est ette te hnique que j'ai été amenée à
étudier dans le adre de ma thèse.
C'esten1939queBernardLyot[Lyot,1939℄ réelepremier oronographea nd'étudier
la ouronne solaireen réduisantla diusion venant du disque solaire.
ment pro he. Cependant, les méthodes utilisées peuvent être diérentes. Je présenterai
lesgrandesfamillesde oronographes sans en iter tous lesmembres ar ilyen apléthore.
I.2.2.1 L'an être : le oronographe de Lyot
I.2.2.1.1 Le prin ipe
Le oronographe le plus simple onsiste en un masque lo alisé au foyer du téles ope.
Bernard Lyot a remarqué que l'atténuation était plus importante si le fais eau était
dia-phragmé dans un se ond plan pupille. En eet, l'ajout d'une pastille dite de Lyot dans
le plan image rée un système d'anneaux brillants dans le plan pupille du oronographe,
anneaux qu'ilfaut éva uer.
masque
diaphragme de Lyot
détecteur
A
B
C
D
0000
0000
0000
0000
0000
0000
0000
1111
1111
1111
1111
1111
1111
1111
0
0
0
0
0
0
0
0
0
0
0
0
0
0
0
0
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0
0
0
0
0
0
0
0
0
0
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0
0
0
0
1
1
1
1
1
1
1
1
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1
1
1
1
1
1
1
1
1
1
1
1
1
1
1
1
1
1
1
1
1
1
Fig.I.2.2 Prin ipegénérald'un oronographe deLyot.L'étoileest représentée en jaune,
le ompagnonenbleu.Lalumièrede l'étoiledira téeparlemasque oronographiquedans
le premier plan image est masquée grâ e au diaphragmede Lyot dans leplan pupille. La
lumièreémise par le ompagnon n'est, elle, pas masquée par le masque oronographique.
Un oronographe de Lyot, dont le prin ipe est représenté sur la gure I.2.2, est don
onstitué d'un masquefo alo ulteur, onjugué auplan du déte teur etd'un diaphragme
pupillaire onjugué à la pupille d'entrée du téles ope. Ces quatre plans su essifs seront
représentés par les lettres A, B, C et D (selon les notations utilisées dans Aime et al.
[2001b℄).
Dans le plan pupille d'entrée, en l'absen e d'aberrationset de défauts d'amplitude, le
frontd'ondes'é ritsimplement
ψ
A
= Π
aveΠ
lapupilled'entréedu téles ope.Lepassage d'un plan auplan suivant se faitpar simple transformée de Fourier.Dans le plan imagedu téles ope,l'amplitude omplexes'é rit don :
M
représente l'obstru tiondue aumasque de Lyot: ilvaut 1àl'extérieurdu masque et0 à l'intérieur.Dans le plan pupillesuivant, noté
C
, onobtient :ψ
C
= T F (ΠM) · D
(I.2.6) aveD
qui représente lediaphragme en plan pupille.De façongénérale,un oronographeapour obje tifde minimiser
| ψ
C
|
;ilest onsidéré omme parfaitsi| ψ
C
|= 0
(lerésidu dans leplan image est alors nul).Fig. I.2.3 Coupe du se ond plan pupille du oronographe de Lyot, dans le as d'un
masque de Lyotde
3λ/D
. Lesos illationsrésiduelles à l'intérieurde la pupille, lairement visibles, rendent e oronographe imparfait.La gure I.2.3 représente l'amplitude omplexe auniveau du se ondplan pupilledans
le as d'un oronographe de Lyot. Les variations d'énergie sont parti ulièrement visibles
sur les bords de la pupille, e qui a amené Bernard Lyot à pla er un diaphragme
sous-dimensionnédans e plan.Lesos illationsétant présentes mêmeau entre de lapupille,le
ltrage d'un oronographe de Lyot sera systématiquement imparfait : l'énergie résiduelle
dans le plan image sera don non nulle. Ce ltrage est d'autant moins bon que lemasque
d'un masque de Lyot in ni,le oronographe de Lyot est parfait...mais latransmission est
nulle don le système reste sans intérêt. L'image d'un ompagnon su samment dé entré,
représenté en bleu sur la gure I.2.2, ne sera pas atténué par le masque oronographique
ar le maximum de la ta he d'Airy ne sera pas entré dessus.
L'imperfe tion du oronographe de Lyot s'explique bien par le fait que l'on utilise un
masque ni sur une image non bornée (la ta he d'Airy); ainsi, se produisent des
phéno-mènesde Gibbsrésiduelsàl'intérieurdelapupille.C'est equiaamenéKu hneretTraub
[2002℄ àproposer le oronographe band-limited queje présente par la suite.
I.2.2.1.2 Premières appli ations stellaires
Il a fallu attendre les années 80 pour voir les premières utilisationsdes oronographes
appliquéesàdes objets autresque l'étudede la ouronne solaire.En1984,un simple
oro-nographe onstituéd'unmasquedansleplanfo alapermisdedéte terundisqueautourde
β−
Pi toris[SmithetTerrile, 1984℄.Plus ré emment, Beuzitet al.[1990℄ ontdéveloppéun oronographeinfrarougesur leCFHT,etlanainebruneGl229Baétédé ouvertegrâ eauoronographeinstalléauPalomar[Nakajimaetal.,1995℄.A tuellement,touslestéles opes
professionnels sont équipésde oronographes de Lyot. Plus ré emment,des oronographes
de phase (présentés dans lapartie I.2.2.2.2) ontaussi été installés.
I.2.2.1.3 Les limitations du oronographe de Lyot
Cependant, ommenousl'avonsvu,le oronographedeLyotsourededeuxlimitations
fondamentales : il n'éteint jamais l'étoile entrale parfaitement et le diamètredu masque
de Lyot l'empê he d'a éder au domaine le plus pro he de l'étoile. Ainsi, e qui n'était
pas limitant dans le adre de l'étude de la ouronne solaire l'est devenu pour l'étude des
environnementsstellaires.Il a don falludévelopperde nouveaux types de oronographes.
I.2.2.2 Les diérents types de oronographes
Depuislesannées1990etl'utilisationdes oronographespourl'étudedesenvironnement
stellaires,le bestiaire des oronographes s'est grandementétoé.
I.2.2.2.1 Les oronographes d'amplitude
Cesontdes oronographesdérivésdu oronographedeLyot.L'apodisationdelapupille
d'entréeest unesolutione a e pour améliorerl'extin tiond'unLyot lassique.On utilise
alors le masque de Lyot lassique borné mais sur une étoile de l'image qui est devenue
quasi-bornée grâ e à l'apodisation.La meilleureapodisation est obtenue en utilisant une
Ces oronographes né essitent toujours un masque de Lyot, ependant plus petit que
dans le as du oronographe de Lyot lassique.L'in onvénient résiduelest quel'extin tion
de l'étoile entrale reste imparfaite( ar l'image de l'étoile n'est quequasi-bornée).
Une autre solution, sans masque de Lyot, est le oronographe shaped-pupil proposé
dès 1964 par Ja quinotet Roizen-Dossier [1964℄ etses dérivéspar Nisenson et Papaliolios
[2001℄; Kasdinet al. [2003℄; Debes etGe [2004℄.
Ces oronographes sonttoujours imparfaits.L'idée est don d'en her her un telquele
masque d'amplitude permette d'obtenir un résidu nul dans la pupille. Ku hner et Traub
[2002℄proposeune solution:ilfautquelatransforméedeFourierdumasquesoitàsupport
borné e quirevientàdirequ'ilfautquelemasquesoitàsupportnonborné.Ilexiste toute
une famille de masques, appelés band-limited qui satisfont ette ondition. Cependant,
ils restent très di ile à réaliser ar l'amplitude varie de façon ontinue. En outre, même
loinde l'étoile,lemasqueatténue en orele ompagnon.Ku hneretSpergel[2003℄propose
don un masque binairequi a lesmêmespropriétés : les ltres de Not h. Il en existe aussi
toute une famille[Ku hner et al.,2004, 2005; Shaklan etGreen, 2005℄.
Untypede oronographed'amplitudeun peu parti ulierest lePIAAC(phaseindu ed
amplitudeapodisation oronagraph): 'estun oronographeapodiséparpassagesurdeux
miroirsasphériques[TraubetVanderbei,2003;Guyon, 2003,2005;Martina heetal.,2006;
Pluzhniket al.,2006℄. Sonintérêtest de réaliserune apodisationpar laphaseetde ne pas
réduire la transmission. Cependant, la réalisation des miroirs asphériques à la pré ision
demandéeresteune di ultémajeureen raisondelatrèsgrandedynamiquedesrayons de
ourbure. En outre, lesmiroirs sont bornés don , dans le plan image suivant, l'amplitude
est obtenue à partir d'un nombre limité de fréquen es engendrant des eets de Fresnel,
néfastes à l'apodisation[Vanderbei,2006℄.
I.2.2.2.2 Les oronographes de phase
Ces oronographes, ontrairement aux oronographes d'amplitude, sont transparents
mais génèrent des déphasages ave pour obje tif de rejeter, par interféren es destru tives,
lalumière de l'étoile hors de la zone d'intérêt.
I.2.2.2.2.1 Le oronographe de Roddier En 1997, Roddier et Roddier [1997℄ ont
introduitun nouveau typede oronographebasé surledéphasagede l'amplitude omplexe
auniveauduplanfo al.Lapartie entralederayon0.53
λ/D
dansle asd'uneta hed'Airy (voir l'image I.2.4 gau he) subit un déphasage deπ
par rapport à l'extérieur du masque réé en introduisant une mar he telle queλ = 2(n − 1)e
aven
l'indi e du matériau etλ
la longueur d'onde utilisée. Il n'y a plus de masque o ulteur à e niveau. Le diamètre du masque est optimisé de sorte que l'interféren e destru tive entre la partie entrale etla partieextérieure soitoptimale: les amplitudesà l'intérieur età l'extérieurdoivent être
égales.Parrapportau oronographe de Lyot,ongagneen dynamique eten séparation
an-gulaire.Cependant,lemasqueest trèsfortement hromatique(en fait,ill'estdoublement:
Fig. I.2.4 S hémas des masques des oronographes de phase : à gau he, masque d'un
oronographe de Roddier; à droite, masque d'un 4QPM. Dans les versions originales de
es omposants,les déphasagesde
π
sont réés par une mar he dans le matériau.la taille du masque dépendant de la longueur d'onde). De plus, l'atténuation de l'étoile
n'est pas parfaite. Ce oronographe peut être rendu parfait dans le as mono hromatique
par l'utilisationde l'apodisationpar prolate[Soummeret al.,2003b℄.Enoutre, le
hroma-tismedu masquepeutêtreréduiten utilisantplusieursmar hesproduisantdes déphasages
diérents[Soummer et al., 2003a℄,au prixde di ultés te hniques.
I.2.2.2.2.2 Le oronographe de phase à quatre quadrants Pour résoudre le
pro-blème du hromatisme géométrique,Rouan et al.[2000℄ propose un autre typede masque
dephase(I.2.4droite):le oronographede phaseàquatrequadrants(4QPM)[Riaudetal.,
2001℄. La pastilledéphasante du masque de Roddier est rempla ée par un masque qui
sé-pare le plan fo al en quatre parties symétriques : deux ave un déphasage de
π
dans des quadrants opposés, les deux autres sans déphasage. Une étoile entrée subit don unein-terféren e destru tive; ainsi,dansleplan pupilledu oronographe, lalumièred'une sour e
pon tuellesetrouverejetéeàl'extérieurdelapupilledutéles ope.Commepourles
orono-graphesdeLyotetdeRoddier,un diaphragmedeLyotlégèrementpluspetitquelapupille
permet alors de supprimer tout le ux d'unesour e pon tuelle entrée. L'atténuation est,
dans le as théorique,parfaite [Rouan et al., 2001℄.
Par ontre, pour un ompagnon dé entré, l'eet du oronographe est beau oup plus
faible (il ne subit pas une interféren e destru tive parfaite, voire, s'il est loin du entre,
pas d'interféren e du tout), le ux passe à l'intérieur du diaphragme et la sour e est peu
atténuée.
Cependant si, ontrairement au oronographe de Roddier, il n'est pas ae té par le
hromatisme géométrique, reste le hromatisme du déphasage. Ainsi, pour les premiers
4QPM réalisés, le déphasage est obtenu simplement par la réalisation d'une mar he dans
les omposants (un exemple est présent sur la gue I.2.5 gau he). Diérentes voies ont
Fig.I.2.5Deux4QPMdiérents: eluidegau heestun omposantmono hromatiquede
MIRI, elui de droiteest un masque omposé de matériaux biréfringents(quartz-
MgF
2
).ou de réseaux d'ordre zéro [Mawet et Riaud, 2006℄. Un autre in onvénient du 4QPM est
qu'ilest très sensibleàl'obstru tion entrale quiproduit des aigrettesdanslapupille.Des
solutions ont été envisagées a n de réduire ette dégradation soit en modi ant la pupille
d'entrée [Lloyd et al., 2003℄, soir en optimisant le diaphragme de Lyot a n de réduire la
lumièredira tée[Bo aletti,2004℄.Deplus,s'ilpermetd'étudierl'environnementstellaire
très près de l'étoile entrale, lerevers est qu'ilest très sensible auxdéfauts de pointage ou
limité quandles étoilessont résolues(problème quirisque de se poser pour lesExtremely
Large Teles opes).
Une varianteest lePKC (Phase-Knife Coronagraph)[Abe et al., 2003℄.
I.2.2.2.2.3 L'AGPM Le oronographe le plus ré ent est l'AGPM (Annular Groove
PhaseMask)[Mawetetal.,2005℄.L'idéeestdesupprimerleszonesdetransitiondu4QPM
arelles engendrentuneatténuationetd'utiliserlapropriétédes réseauxd'ordrezéropour
a hromatiser le déphasage (voir la gure I.2.6). Un réseau d'ordre zéro possède un pas
inférieur àla longueur d'onded'utilisation(et don ilest ditsub-lambda); lalumièrevoit
alors un milieu ontinu mais ayant deux indi es diérents, plus faible sur la longueur du
réseau qu'orthogonalement et toujours plus faible que le matériau massif. Cet eet étant
hromatique, onpeut arriverà réer un milieubiréfringentpouvantdéphaser de
π
sur une large bande spe trale.I.2.2.2.3 Les oronographes interférométriques
Il existe aussi des oronographes interférométriques. L'idée générale onsiste à séparer
Fig.I.2.6S hémadel'implémentationdel'AGPMgrâ eauxréseauxsub-lambdas.L'eet
est identiqueà eluiengendrépar unerampedephase.La gureest tiréedeMawet[2006℄.
h
représentela profondeur du réseau etΛ
x
son pas.Proposé par Gay et Rabbia [1996℄, le oronographe interféro-a hromatique (ou CIA)
estlepremieràavoirété étudiéaprèsle oronographedeLyot.Ils'agitd'uninterféromètre
de Mi helson modi é en introduisant dans un bras un déphasage de
π
a hromatique. Ce déphasageestproduitpar unpassageaufoyerquiintroduitunerotationde 180°du hampéle trique [Rabbia et al., 1998; Baudoz et al., 1998, 2000a℄. Lorsque les hemins optiques
sont égaux dans les deux bras, onobtient don , au niveau du déte teur, une image
symé-trique des objets non entrés alors qu'un objetsur l'axeest atténué. Undes grands atouts
de e oronographe est son a hromati itéintrinsèque.
Une amélioration de e oronographe, proposée par Baudoz et al. [2005℄, onsiste à
ajouter un ltrage spatial sur l'un des bras, l'eet étant quele ompagnon n'est alors pas
dupliqué au niveau du déte teur. Rabbia et al. [2007℄ présente deux on epts dérivés du
prin ipe génériquemais plus ompa ts.
I.2.2.3 Critères d'évaluation des performan es
A ndepouvoir omparerlesdiérents oronographes,d'évaluerleursperforman es
res-pe tives, un ertainnombrede ritèressont ourammentutilisés.Les inq ritèressuivants
sont présentés dans Bo aletti [2004℄:
-Laréje tiontotalereprésentelerapport d'intensitétotaledel'image oronographique
que je note
im
corono
sur elle la PSF (Point SpreadFun tion). Cette réje tion s'exprime par :Rej
tot
=
R
im
corono
R
P SF
(I.2.7)Fig. I.2.7 Illustration des diérents termes utilisés pour évaluer les performan es
oro-nographiques sur une PSF parfaite dont le pro l est représenté en trait plein etun résidu
oronographique dont lepro l est tra é en pointillé.
nographique sur elui de laPSF. Elles'é rit :
Rej
max
=
max(im
corono
)
max(P SF )
(I.2.8) - Le ontraste est lerapportentre l'intensitémoyenne àune distan e angulairedonnéedu entre du oronographe sur l'intensitémaximalede la PSF:
