Étude de techniques d'imagerie à haut contraste basées sur la cohérence

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Étude de techniques d’imagerie à haut contraste basées

sur la cohérence

Raphaël Galicher

To cite this version:

Raphaël Galicher. Étude de techniques d’imagerie à haut contraste basées sur la cohérence.

Astro-physique [astro-ph]. Université Paris-Diderot - Paris VII, 2009. Français. �tel-00436293v2�

UFR de Physique

Ecole doctorale d’Astronomie&Astrophysique d’ˆ

´

Ile-de-France

Laboratoire d’´

Etudes Spatiales et d’Instrumentation en Astrophysique

´

Etude de techniques d’imagerie `

a haut

contraste bas´

ees sur la coh´

erence

TH`

ESE

pr´esent´ee et soutenue publiquement le 24 septembre 2009

pour l’obtention du

Doctorat de l’universit´

e Denis Diderot Paris 7

(sp´

ecialit´

e astronomie et astrophysique)

par

Rapha¨

el GALICHER

Composition du jury

Pr´

esident :

Pierre ENCRENAZ

Universit´e Pierre et Marie Curie

Rapporteurs :

Claude AIME

Universit´e de Nice Sophia Antipolis

Olivier GUYON

Subaru Telescope

Examinateurs :

Jean-Luc BEUZIT

Observatoire de Grenoble

Pascal BORD´

E

Universit´e Paris-Sud 11

Laurent MUGNIER

ONERA

Dire teurs dethèse :

G´erard ROUSSET

Universit´e Denis Diderot Paris 7

Pierre BAUDOZ

Observatoire de Paris

Avantdevousa ompagnerdanslemondedel'imageriehautedynamique, j'aimeraismettre enlumière etremer ier eux ave lesquelsj'ai partagédesexpérien esannexesà montravail de thèse,puis eux quiont permis e travail.

En premier lieu, je dédie es lignes à Aude Alapini, Calixte Alapini, Romain Alapini, Di-dier Pelat, Daniel Rouan et tous les béninois sans qui les projets Bénin n'auraient pu voir le jour.Je pense àOs ar etAlexandre Ki he qui gèrent le lub amateur d'astronomie de Savalou, à Frank du ampus numérique de l'université d'Abomey-Calavi et aux dire teurs des ollèges CEG2 et Attakè de Savalou. Je n'oublie pas Adeline Gi quel, Ja queline Plan y, Myriam Ro-drigues, Pas al Gallais, Lu Digallo, Manuel González Gar ía, nitous les parti ipants français qu'ils'agissedespersonnels del'Observatoire de Paris ou desly éesqui ont fait dond'ouvrages auxenfantsbéninoisouen ore desinstitutions ( entre ulturel françaisdeCotonou,asso iation Blan -Mesnil, lub d'astronomie de Boulogne) qui nous ont aidés dans les projets en ours de-puis 2006. Enn, mes plus vifs remer iements sont destinés aux enfants béninois ave lesquels j'aipartagé de pré ieuxinstants.

Je remer ie lesdo torantsave lesquelsj'ai rééetorganiséla onféren e Elbereth2008 des-tinéeauxdo torants en astronomieetastrophysiquede larégion Île-de-Fran e:en premier lieu mer i à Myriam Rodrigues qui est à l'origine de e projet, mais également à Sandrine Guer-let, Carlos Correia, Jean Coupon, Rodney Delgado, Manuel González Gar ía, Pierre Guillard, Pierre Inizan, Loi Le Tiran et Noah S hwartz. Mer i à l'Institut d'Astrophysique de Paris, à l'ONERAetaugroupementd'intérêts ientiquePhasequinousontdonnélesmoyensnan iers etmatérielspour unebonne organisation.

Une ligne pour remer ier Ja quelinePlan y, MyriamRodrigues, IvanDebono,Rodney Del-gado,Manuel González Gar ía, Daniel Rouan et Loï Le Tiran ave qui nousavons ommen é à mettre en pla e le parrainage des étudiants étrangers au sein de l'é ole do torale d'astrono-mieetd'astrophysique d'Île-de-Fran e. Jesouhaite remer iersin èrement le onseiletlebureau de ette é ole do torale dont les obje tifs premiers sont à tout instant le bien-être et l'avenir des do torants. En parti ulier, je remer ie respe tueusement et ami alement Pierre En renaz, DanielRouan etDidierPelat quiont toujours étédisponiblespour m'aider à gérer ertaines si-tuationsentant quereprésentant desdo torants. Enn, j'oreuntrès grand bouquet de mer is àJa quelinePlan y quijoueun rleimportant,voireinsispensable,danslebon fon tionnement del'é ole do torale.

Mer iauxorganisateursdesNuitsdesplanèteset100hdel'astronomieetà euxave quij'ai partagélepieddeCaroline pendant lesnuits ouvertesaugrand publi :GuillaumeChenegroset OlivierHérent.

Je fais part de mes remer iements aux équipes pédagogiques des ours Sons et Vibrations pour li en e

3

et Optique pour li en e

3

professionnelle de l'université Denis Diderot Paris 7. Jepenseplus pré isément àJanet Borg,ChristopheDeroulers,RosKiri Ing,DanielMaillardet ChristopheMora ave qui sefut unplaisir de partager estroisannées de monitorat.

Monaventureauseindesexoplanètesa ommen éen2003àl'ObservatoiredelaCted'Azur en ompagniedeJean-PierreRivetetJeanGay.Elles'estpoursuivieave unstagedesixmoisau Subaru Teles ope ave Olivier Guyon.Je remer ie ha un d'eux d'avoir partagé(etde ontinuer à partager) leurs onnaissan es et leur passion et de m'avoir ainsi donné envie de ontinuer à travaillersur esujet.

naissant à Aurélie Sévelle , Julien Brulé et Sudagar Vassin pour leurs onseils et leur aide en informatique. Mer i également à Alain Coulais pour les é hanges à propos de GDL, lone libre du langagede programmation IDL.

Jeremer ieprofondémenttouslesmembresdujurydel'intérêtqu'ilsontportéàmontravail; plus parti ulièrement, je pense à Claude Aime et Olivier Guyon, mes rapporteurs, ave qui les dis ussions ont toujours été onstru tives.

Mer i beau oup à Céline Cavarro et Patri e Martinez qui m'ont aidé dans les premiers momentsdemathèseetquim'ontmontré omment undo torantsedoitdestresseraumoment de laréda tion. Mer i également à tous eux ave quij'ai partagé lebureau: CélineetPatri e, puis Adeline Gi quel, Marion Mas, Davide Perna et Erwan Reet. J'ai une pensée pour les stagiaires quiont travaillé ave moisur laself- oherent amera :Chloé Coton,Stéphane Mel er et Julien Totems. Mer i à Anthony Bo aletti et Jean S hneider pour leurs expli ations sur le projet See-Coast. Je remer ie Marion Mas de prendre le relai sur la self- oherent amera ave autant d'enthousiasme et de sérieux. Je tiens à remer ier Ja ques Baudrand dont l'aide fut pré ieuse aumoment desexpérien esen laboratoire.

Je remer ie ami alement GérardRousset, mondire teur de thèse, pour saprésen e, sa dis-ponibilité, son é oute et son aide malgré son emploi du temps extrèmement hargé. Enn, les mots me manquent pour remer ier Pierre Baudoz pour tout e qu'il m'a apporté pendant es trois années. Ce fut un réel plaisir de venir haque jour au bureau et j'ai eu la double han e d'avoir unsujet dethèse intéressant etunen adrant ex eptionnel. Mer iPierre.

Enn,jeremer ie haleureusementpourleursoutien:JoaõBarbosadosSantosFreitaseSousa, Myriam Rodrigues, mesamisde Ni e,de Paris etd'ailleurs, puismafamille.

Introdu tion 19

Partie I Les exoplanètes et les te hniques de déte tion

I.1Les planètes extrasolaires onnues 25

I.1.1 Pourquoiétudierles exoplanètes? . . . 25

I.1.2 Exemplesde modèles de formation . . . 26

I.1.2.1 A rétion etmigration. . . 26

I.1.2.2 Instabilités gravitationnelles . . . 27

I.1.2.3 Autresmodèles . . . 27

I.1.3 Les exoplanètesa tuelles :desdéte tions indire tes. . . 27

I.1.3.1 Le mouvement propre de l'étoile-hte . . . 27

I.1.3.1.1 Astrométrie . . . 27

I.1.3.1.2 Vitesse radiale . . . 28

I.1.3.2 Variation deux . . . 28

I.1.4 Survoldespropriétes desexoplanètesdéte tées . . . 29

I.1.4.1 Relation masse-période . . . 29 I.1.4.1.1 Peu de géantes gazeusesmassivesde ourtepériodeorbitale 29

I.1.4.1.2 E a itéde lamigration . . . 30

I.1.4.1.3 Questionsouvertes . . . 30

I.1.4.2 Lesdistributions de masses . . . 31

I.1.4.2.1 Comparaisonave lesétoiles binaires . . . 31

I.1.4.2.2 Lesplanètesde typeneptunien. . . 31

I.1.4.3 La périodeorbitale . . . 32

I.1.4.4 La ompositioninterne . . . 33

I.1.4.5 Déte ter plus, déte termieuxou déte terautrement? . . . 34

I.2Imagerie à haut ontraste 35 I.2.1 Le déà relever . . . 35

I.2.1.1 Faible séparation angulaireettrès haut ontraste. . . 35

I.2.1.2 Résolution angulaire, bruitde photonset bruitde tavelures . . . 36

I.2.2 Coronographie . . . 37

I.2.2.1 Bernard Lyot . . . 38

I.2.2.2 Coronographe stellairede type Lyot . . . 40

I.2.2.3 Propagationde lalumière etmathématiques . . . 41

I.2.2.4 Le oronographeparfait . . . 43

I.2.3 Critèresd'e a ité de ladéte tion . . . 43

I.2.3.1 Intensité lumineuse normalisée . . . 44

I.2.3.2 Déte tion à

5 σ

. . . 44

I.2.3.3 Énergie résiduelle

C

1

. . . 44

I.2.4 Corre tiondu front d'onde . . . 44

I.2.4.1 Corre tiona tive etoptique adaptative . . . 44

I.2.4.1.1 Observatoire spatial . . . 45

I.2.4.1.2 Observatoireterrestre . . . 46

I.2.4.2 Densitésspe trales depuissan e, spatiales ettemporelles . . . 46

I.2.4.3 Miroirsdéformables . . . 47

I.2.4.3.1 Zonede orre tion. . . 47

I.2.4.3.2 Modélisationetproje tion delaphase . . . 48

I.2.4.3.3 Limiteinstrinsèquedesmiroirs déformables simulés . . . 49

I.2.5 Estimationdesaberrations pour la orre tion a tive . . . 50

I.2.5.1 Coronagraphi interferometer . . . 52

I.2.5.2 Self- oherent amera . . . 53

I.2.6 Te hniquesd'imagerie diérentielle . . . 54

I.2.6.1 Imageriediérentielle spe trale . . . 55

I.2.6.4 Utilisationde l'in ohéren e lumineuse . . . 56

I.2.6.4.1 Syn hronous interferometri spe kle substra tion . . . 57

I.2.6.4.2 Self- oherent amera . . . 57

Partie II Le oronographe à quatre quadrants à étages multiples II.1 Coronographe à quatre quadrants mono hromatique 65 II.1.1 Enlumière mono hromatique . . . 65

II.1.2 Limitationen lumière poly hromatique . . . 66

II.1.3 Diversesméthodesd'a hromatisation . . . 68

II.2 Coronographe à quatre quadrants à étages multiples 69 II.2.1 Prin ipe defon tionnement . . . 69

II.2.1.1La as ade de oronographes . . . 69

II.2.1.2Choix desdiaphragmes de Lyot,quelles onséquen es? . . . 69

II.2.1.3Réponsespe trale d'unMFQPM,modélisation numérique . . . 70

II.2.2 Résultats expérimentaux . . . 70

II.2.2.1Des ription dumontage optique . . . 71

II.2.2.2Spe tre . . . 71

II.2.2.3Imagerie . . . 73

II.2.3 Développements en ours . . . 74

Partie III Prin ipe de la self- oherent amera III.1Formation d'images, odage des tavelures 83 III.1.1Absen e de ohéren e entre l'étoileetsaplanète . . . 83

III.2 Les diérents estimateurs 89

III.2.1 Estimateurde l'image d'un ompagnon . . . 92

III.2.1.1Enlumière mono hromatique . . . 92

III.2.1.2Enlumière poly hromatique. . . 92

III.2.1.2.1Brouillage desfranges . . . 92

III.2.1.2.2Dispersiondestavelures . . . 93

III.2.1.2.3Les hypothèses etl'estimateur . . . 93

III.2.2 Estimateurdesaberrations dufront d'onde . . . 94

III.2.2.1Amplitude omplexe enaval du oronographe . . . 95

III.2.2.2Casd'un oronographe parfait . . . 95

III.2.2.3Casd'un oronographe detype Lyot . . . 96

III.2.3 Comment utiliser lesestimateurs . . . 96

III.2.4 Impa tdesbruitsde photons etdele ture. . . 97

III.2.4.1Propagationdesbruitsà travers l'algorithme . . . 97

III.2.4.2Aberrations du frontd'onde, onditionsurleuxde référen e. . . . 99

III.2.4.3Impa tsurl'estimateur du ompagnon . . . 101

III.2.4.3.1Biais. . . 101

III.2.4.3.2Varian e et ondition surles intensités . . . 101

III.2.5 Estimateursen longue pose . . . 104

III.2.5.1Lesaberrations dufront d'onde . . . 105

III.2.5.1.1Au premier ordre. . . 106

III.2.5.1.2Au deuxième ordre . . . 106

III.2.5.2L'imagedu ompagnon . . . 107

III.3 Modélisation numérique 109 III.3.1 Simulationde l'instrument . . . 109

III.3.1.1Amplitude

A

R

de référen e . . . 109

III.3.1.1.1Cas d'un oronographe parfait . . . 109

III.3.1.1.2Cas d'un oronographe à quatrequadrants . . . 109

III.3.1.2Chromatisme . . . 110

III.3.1.2.1Amplitude desaberrations . . . 110

III.3.1.2.2Image poly hromatique . . . 110

III.3.1.3Bruitdephotons . . . 110

IV.1Analyseur de surfa e d'onde : étude de la voie de référen e 117

IV.1.1 Diamètredela pupillede référen e . . . 118

IV.1.1.1 Compromis entre stabilitéetux . . . 118

IV.1.1.2 Impa tdes zérosde laréféren esur lesperforman es . . . 118

IV.1.2 Stabilité requise . . . 121

IV.1.2.1 Tip-tilt danslavoiede référen e . . . 121

IV.1.2.2 Piston danslavoiede référen e . . . 121

IV.1.3 Adaptation dutemps de poseetdu uxde laréféren e . . . 124

IV.1.3.1 Variationdu uxreçupar ledéte teur . . . 124

IV.1.3.2 Proto oles proposés . . . 125

IV.1.3.2.1Ajustement dutemps de pose . . . 125

IV.1.3.2.2Ajustement duuxde laréféren e . . . 126

IV.2Analyseur de surfa e d'onde : erreurs d'amplitudeet hromatisme 129 IV.2.1 Impa tdesaberrations d'amplitude . . . 129

IV.2.1.1 Aire orrigée diviséepar deuxetlimitation du niveau de orre tion . 129 IV.2.1.2 MaislaSCC estime orre tement les aberrations d'amplitude . . . . 132

IV.2.2 Impa tdu hromatisme . . . 133

IV.2.2.1 Estimateurpoly hromatique :régularisation du pauvre. . . 133

IV.2.2.2 Limitationdu hamp d'observation . . . 136

IV.2.2.3 Performan es en lumière poly hromatique . . . 137

IV.2.2.4 Le ompensateurde Wynne . . . 140

IV.3 Analyseur de surfa e d'onde en longue pose 143 IV.3.1 Hypothèsesde lasimulation . . . 144

IV.3.1.1 Laself- oherent amera . . . 144

IV.3.1.2 Lesaberrationsdu fais eau . . . 144

IV.3.2 Mesuredesaberrations de phaseetd'amplitude. . . 144

IV.4 Estimation de l'image d'un ompagnon 147 IV.4.1 Impa tdu hromatisme . . . 147

IV.4.2.1La référen e, seszéros etsonbruit dephotons. . . 150

IV.4.2.1.1Divisionpar zéro . . . 150

IV.4.2.1.2Bruitde photons . . . 151

IV.4.2.2Centrage de l'image de référen e . . . 152

IV.4.2.3Fluxde l'image de référen e . . . 154

IV.4.3 Faible sensibilité auxaberrations non ommunes . . . 155

Partie V Self-Coherent Camera et oronographe à quatre quadrants V.1 Analyseur de surfa e d'onde : optimisation de l'instrument 163 V.1.1 S héma optiqued'uneSCC-FQPM . . . 163

V.1.2 Voiede référen e . . . 165

V.1.2.1Piston danslavoiede référen e . . . 165

V.1.2.2Intensité de lavoiede référen e . . . 166

V.1.2.2.1Formede lata he de dira tion . . . 166

V.1.2.2.2Diamètredelapupille deréféren e . . . 166

V.1.3 Estimations desaberrations dufront d'onde . . . 170

V.1.3.1Estimateurbrut . . . 170

V.1.3.2Nouvelestimateur . . . 171

V.1.3.3Performan es . . . 173

V.1.4 Impa t du hromatisme etdesaberrationsd'amplitude . . . 176

V.2 Analyseur de surfa e d'onde : étude expérimentale en laboratoire 179 V.2.1 Le ban d'Imagerie Très HauteDynamique . . . 179

V.2.1.1Versiona hromatique . . . 179

V.2.1.1.1Obje tifs . . . 179

V.2.1.1.2S héma optique . . . 180

V.2.1.1.3Lasour e lumineuse . . . 181

V.2.1.1.4Ouverture du fais eauetmiroirsparaboliques . . . 181

V.2.1.1.5Miroirdebas ulement . . . 182

V.2.1.1.6Deuxièmeanalyseur desurfa e d'onde. . . 182

V.2.1.1.7.2 MiroirOKO . . . 183

V.2.1.1.8Déte teur . . . 183

V.2.1.2Versionmono hromatique . . . 185

V.2.2 Estimationexpérimentale d'undéfautde phase . . . 186

V.2.2.1Proto ole . . . 186

V.2.2.2Traitement des donnéesetrésultats . . . 186

V.3 Analyseur de surfa e d'onde et estimation de l'image du ompagnon 191 V.3.1 Hypothèsesde lasimulation . . . 191

V.3.2 Résultats,déte tions de planètesTerre . . . 192

Con lusion

Résultats 197

Perspe tives 199

Annexes

A Liste des publi ations 203

B Arti le CRAS 8 P. 333-339 Gali her, R., & Baudoz, P., 2007 205

C Arti le A&A 488 P. L9-L12 Gali her, R. etal., 2008 213

Table des gures 235

Liste des tableaux 239

Agis ommesilamaximedetona tion devait être érigée par ta volonté enloi universelle dela nature.

la Terre existaient et orbitaient autour d'autres étoiles : Épi ure (

342

-

270

avant J. C.), Gior-danoBruno(

1548

-

1600

),BernardleBovierdeFontenelle(

1657

-

1757

),ChristianHuygens(

1629

-1695

). Cedernieré rivait à e propos:

N'hésitons pas, nous, à admettre omme les prin ipaux Philosophes de notre temps, que la na-ture des étoiles et elle du Soleil est la même. D'où résulte une on eption du monde beau oup plus grandiose que elle qui orrespond aux vues antérieures plus ou moins traditionnelles. Car qu'est- e qui empê he maintenant depenser que ha unede es étoiles ou Soleilsa des planètes autour d'elle etque es planètesà leur tour sont pourvues de lunes?

Mais il ne s'agissait que d'intuitions et il fallut attendre

1992

pour que la preuve s ientique de l'existen e de tels objets soit apportée par Wolsz zan&Frail (1992 ) qui dé ouvrirent, au-tour du pulsar PSR

1257 + 12

, deux exoplanètes, 'est-à-dire deux planètes orbitant autour d'une étoile autre que notre Soleil. Cette dé ouverte fut onrmée quelques années plus tard par Mayor &Queloz (1995 ) qui déte tèrent la présen e d'une planète orbitant autour d'une étoile de la séquen e prin ipale,

51

Peg. Cette planète extrasolaire  ou exoplanète  remit en ausetouslesmodèlesdeformationetd'évolution planétaireexistantalorspuisqu'au un d'entre euxnepermettaitd'expliquerlaprésen ede ettegéantegazeuse(massede

0,4

massedeJupiter) sipro hede sonétoile-hte(unvingtièmedeladistan eTerre-Soleil). Unenouvelle atégorie de planètesapparutalors, elledesjupiter hauds.Un nouveau typede planètes,desquestions ou-vertessurleurformationetleurévolution,unnombre roissantrapidementdeplanètesdéte tées: ledomaine dela re her he surles exoplanètesnaissait.

Depuis quinze années, plus de

350

planètes extrasolaires ont été déte tées et ara térisées. Laquasi-totalité(

97%

) de esdéte tionssontindire tes,ausensoùlaprésen edelaplanèteest dé elée sansquelalumière émise par elle- i nesoit déte tée. Lesdéte tions indire tesdonnent a ès à ertains paramètres orbitaux (demi-grand axe, période et ex entri ité de l'orbite) et à quelquesparamètres physiques de la planète (valeur minimum de la masse et plus rarement le rayon). Pour explorer l'ensemble des paramètres possibles et ainsi ontraindre les modèles de formationet d'évolution desplanètes, il faut asso ier este hniques indire tes àdes te hniques dire tes omme la déte tion dire te de la lumière planétaire. Cette lumière  es photons  ontient des informations primordiales sur la omposition himique de l'atmosphère etla tem-pérature de la planète. Certains pensent que ette lumière planétaire permettra également de répondreàla questionExiste-t-ilune vie ailleursquesur Terre?.

Mais de telles déte tions dire tes se heurtent à plusieurs problèmes de taille. En premier lieu,l'étoile-hte etsaplanète sont très pro hesl'une del'autre une fois projetées surla sphère éleste (séparation angulaire de quelques fra tions de se onde d'angle). Cette di ulté peut êtresurmontéeenutilisant untéles ope spatialde granddiamètre etdon ,degranderésolution angulaire.Uneautresolutionestd'asso ieruntéles opeterrestredegranddiamètreàunsystème ompensant les perturbationsatmosphériques. La deuxième di ulté deladéte tion dire teest la très grande diéren e de ux lumineux entre l'étoile-hte et sa planète. La première est en eet de l'ordre de un million, voire un milliard de fois plus brillante que la se onde et une photographiedire tede esystèmenemontreraitquel'imagedel'étoile.Uninstrumentréduisant leuxstellairesansae terleuxplanétaireestalorsrequis.Unefois esdeuxé ueilsevités,un troisième,majeur,apparaît:leslimitesdeste hnologiesutiliséespour onstruirelestéles opeset leursinstruments.Parexemple,lasurfa edesmiroirsdutéles open'estjamaisparfaitementlisse etprésenteunerugositéqui,mêmeàdesniveauxdel'ordredunanomètre,gêne onsidérablement lesperforman esdeladéte tion.Làen ore,dessolutionsexistent.Elles onsistentà ompenserou estimerleserreursintroduitespar esrugositésouautreslimitationste hnologiquesderéalisation. Toutes essolutionsexistent.Ellessontpourlapluparttrèsré entesetenpleineévolutionet,

numériques et démonstrations en laboratoire  à deux instruments étudiés pour surmonter les deux dernières limitations : un oronographe pour atténuer le ux lumineux de l'étoile sans ae ter elui de la planète et une te hnique post- oronographique pour minimiser l'impa t des limitationste hnologiquesde réalisation.

Avant de présenter es te hniques dédiées à la déte tion dire te des exoplanètes, je dé ris brièvementdanslapremièrepartieleste hniquesdedéte tionindire teetles ara téristiquesdes exoplanètesdontellesontdé elélaprésen e.J'introduisdanslasuitede ettepartiedes on epts liésà l'imagerie dire te, diteà haut ontraste, ommela oronographie, l'optique adaptative, la orre tion a tive etl'imagerie diérentielle. Je dédie ladeuxième partie à l'étuded'un nouveau on ept oronographique appelé le oronographe à quatre quadrants à étages multiples et de sigle MFQPM pour multi-stage four quadrant phase mask. Je fais part des résultatsthéoriques et expérimentaux que j'ai obtenus, et présente les développements futurs de l'instrument. Je onsa re les trois dernières parties à la self- oherent amera

1

(SCC). Il s'agit d'une te hnique post- oronographique destinée à orriger ou réduire les aberrations qui limitent la qualité des images oronographiques et, par là, les ontrastes a essibles par déte tion dire te. Dans la troisièmepartie dumanus rit,jedétaille leprin ipe delate hnique quireposesurl'in ohéren e entreleslumièresissuesdel'étoileetdesaplanèteetjeprésentesesdeuxmodes omplémentaires de fon tionnement : analyseur de surfa e d'onde en plan fo al et imagerie diérentielle. Dans la quatrième partie, je mène une étude paramétrique des deux modes de fon tionnement de la self- oherent amera asso iée à un oronographe parfait. Cette hypothèse de perfe tion du oronographe me permet de mettre en éviden e les performan es intrinsèques de la méthode. Dans la inquième partie, j'asso ie la SCC à un oronographe plus réaliste, le oronographe à quatrequadrants(FQPM). J'optimise par simulations numériques l'instrument auquel je donne lenom de SCC-FQPM, etje présenteles premiers résultats expérimentaux obtenus surle ban d'imagerie très haute dynamique (ITHD) au développement duquel j'ai a tivement parti ipé. Enn, je prote des résultats des diérentes études que j'ai menées pour asso ier une SCC-FQPM à un téles ope spatial etsimuler, sous des onditions réalistes, la déte tion de planètes de typesJupiter, super-TerreetTerre.

1

Nousaurionspu(dû) hoisiretimposerlenomfrançais delate hnique( améraauto- ohérente)maisnous nel'avonspasfait.En onséquent,lesspé ialistesdusujet onnaissent late hniquesous lenomdeself- oherent ameraquej'emploieraidansmonmanus rit.

La fran hise ne onsiste pas à dire e qu'on pense, mais à penser e qu'on dit.

Colu he

Les exoplanètes et les te hniques de

Les planètes extrasolaires onnues

Dans e hapitre, je ne her he pas à résumer tout e que nous savons aujourd'hui sur les exoplanètes. Mon obje tif est de mettre en éviden e que les diérentes te hniques de déte tion et de ara térisation des exoplanètes sont omplémentaires ar ha une d'elles donne a ès à unvolume de l'espa e desparamètres physiquesetorbitaux desplanètesextrasolaires. Cen'est qu'en asso iant les résultats obtenus par diérentes te hniques que nous pourrons ontraindre lesdiérents modèles deformation etd'évolution qui sont proposés.

I.1.1 Pourquoi étudier les exoplanètes?

Uneexoplanète,en orenomméeplanèteextrasolaire,estuneplanète quiorbiteautourd'une étoile autre que notre Soleil. La première orbitant autour d'une étoile de la séquen e prin i-pale

2

fut déte téepar Mayor &Queloz(1995 ). Au

8

juillet

2009

, plus de

353

exoplanètes sont référen ées (http://www.exoplanet.eu) et e nombre ne esse de roître omme le montre la gureI.1.1.

Une première raison pour laquelle nous her hons à déte ter et ara tériser es exoplanètes estsansau undoutela uriositéhumainequinouspousseàsavoirs'ilexiste desplanètesautour d'autres étoiles, si, parmi elles, une ressemble à notre planète Terre et enn, si une exoplanète esthabitée, 'est-à-diresilavie s'estdéveloppéeautre partquesurTerre.Cedernierpoint pose un problème :qu'est- e quela vie? Il est ommunément a epté que lare her he de lavie extraterrestrepasseparlare her hed'uneplanètesemblableànotreTerresurlaquellel'eaupeut être trouvée à l'état liquide et dont l'atmosphère est enri hie en oxygène. Cependant, dans les abysses de nos o éans, des é osystèmes fondés sur la himie du soufre ou elle du méthane et n'utilisantpasde arboneorganiquefourniparlaphotosynthèseontétédé ouverts(Mini et al. , 2006).Nouspouvonsalorsnousdemanderpourquoiiln'existeraitpasunevieextraterrestredont la physi o- himie serait très diérente de la ntre. Ce sujet est très ouvert et il l'est d'autant plus queles diérentes hypothèses proposées ne peuvent être ni onrmées ni inrmées par les observations a tuelles.

Cesobservationspeuvent enrevan heêtreutiliséespour ontraindrelesdiérentsmodèlesde formation et d'évolution des planètes. Avant

1995

, les modèles de formation planétaire étaient onçus pour dé rire le seul sytème planétaire onnu alors : notre système solaire onstitué de planètes telluriques, plus pro hes du Soleil, et de géantes gazeuses, plus éloignées du Soleil.

2

Quatreexoplanètesontétédéte téesentre

1992

et

1994

maisellesorbitentautourdespulsarsPSR

1257 + 12

etPSRB

1620 − 26

quinefontpaspartiedelaséquen eprin ipale.L'objetdéte téen

1989

,HD

114762

b,n'aété onrméqu'en

1996

.

!

Fig.I.1.1 Nombre dedéte tions d'exoplanètes par année de dé ouverte.

Dès lapremière déte tion d'une exoplanète orbitant autour d'une étoile de la séquen e prin i-pale(Mayor &Queloz ,1995), esmodèlesontétéremisen auseparladé ouverted'unnouveau type de planètes, des géantes gazeuses qui orbitent très près de leur étoile-hte : les jupiter hauds.Lesmodèlesde formationplanétaire ne permettaient pasd'expliquer omment detelles planètesseformaient,nipour quellesraisonsau unjupiter haudn'étaitprésentdansnotre sys-tèmesolaire.Depuis

1995

,denouveauxmé anismesdeformationet d'évolutiondesplanètesont étéproposés(paragrapheI.1.2) et ontraints parlesétudes statistiquesdespropriétés physiques des nombreuses exoplanètes déte tées (paragraphes I.1.3 et I.1.4). Il reste ependant des ques-tions ouvertes etilest indispensabled'augmenter lenombre deplanètesdéte tées enaméliorant et diversiant les te hniques de déte tion ( hapitre I.2) ar haque te hnique donne a ès à un ertainvolume de l'espa e desparamètres physiques etorbitauxdes planètes.

I.1.2 Exemples de modèles de formation

Undessujets de lare her he en astronomieetastrophysique quiest très ouvert est elui de laformationdesplanètes. Ilparaît établiquelesplanètesseformentàpartirdudisque protopla-nétaire,disquede poussièresetdegazqui entoure l'étoilesimpleoumultiple enformation, mais les mé anismes mis en jeu ne sont pas lairement identiés. Je mets en avant dans ette partie deuxmodèlesdeformationdesgéantesgazeusesquireposentsurl'a rétionetlamigrationd'une part, etsurles instabilitésgravitationnelles d'autre part.

I.1.2.1 A rétion et migration

Selon le modèle le plus a epté (Papaloizou &Terquem, 2006 ), la formation des géantes gazeuses s'ee tue en plusieurs étapes. La première est l'a rétion de ro hes (sili ate) et de gla es (eau, méthane, ammonium)dans la partie externe du disque protoplanétaire où la tem-pérature est susamment basse pour que les gla esexistent. Dansla deuxième étape, lenoyau ainsiformé,etdont lamasseest omprise entre

10

et

15

massesterrestres,a rètedugaz enun temps inférieurautemps de viedudisqueprotoplanétaire quiestde l'ordrede

10

millions

d'an-nées(Hais h et al. ,2001 ).Latroisièmeétape,quidébuteavantlandeladeuxième,estla migra-tion de la planète vers le entre du système planéraire (Trilling et al. ,1998 ; Ri e &Armitage , 2003). Enn, la planète se stabilise sur une orbite plus (planète de type Jupiter haud) ou moins(planètedetypeJupiter)pro hedel'étoile entrale(Pätzold &Rauer,2002 ;Udryet al. , 2002).

I.1.2.2 Instabilités gravitationnelles

Le deuxième modèle le plus étudié propose que les géantes gazeuses se forment in situ, don sansmigration, par suite d'instabilités gravitationnelles du gaz dudisque protoplanétaire. Le temps de formation est ourt devant le temps de vie du disque. Des modèles de formation autour d'étoiles binaires (Boss, 2006a ), sur des orbites lointaines (Boss, 2006b ) ou autour de nainesM (Boss,2006 ) ont étéproposés.

I.1.2.3 Autres modèles

De nombreusesvariantes de es modèles existent. Par exemple, Bodenheimeret al. (2000 ); Hubi kyj etal. (2005 ) proposent un modèle de formation dans lequel les géantes gazeuses de typeJupiternon haudseformeraientpara rétioninsitu.D'autrepart,desmodèlesexpliquant la formation des planètes solides sont également étudiés et Papaloizou&Terquem (2006 ) les présentent dansleur travail desynthèse desdiérentsmodèles de formation planétaire.

I.1.3 Les exoplanètes a tuelles : des déte tions indire tes

Avant d'étudier les paramètres physiques des exoplanètes, il est indispensable d'expliquer omment ils sont obtenus. J'explique au hapitre I.2 que réaliser une image dire te d'une exo-planète est un véritable dé ar elle- i est à la fois très pro he de son étoile-hte et beau oup plusfaibleen intensité.Pour esraisons,a tuellement,àl'ex eption d'unepetitedizaine,toutes lesexoplanètesont étédéte téespar desméthodesditesindire tes:laprésen edes ompagnons esttrahie par le mouvement de l'étoile-hte dont lapostition ou lavitesse de dépla ement sont observéesave pré ision (partieI.1.3.1) ou,moinsfréquemment, parlavariationdu uxreçude l'étoile-hte(partieI.1.3.2 ).

I.1.3.1 Le mouvement propre de l'étoile-hte

D'après les lois de la mé anique newtonienne, deux orps, une étoile et une planète de masses respe tives

M

1

et

M

2

, s'attirent et tournent autour du entre de masse du système ave la même période orbitale

P

. Si le demi-grand axe de l'orbite de la planète est

a

, e-lui de l'étoile est

M

2

/M

1

a

(Santos , 2008 ). Comme l'étoile est beau oup plus massive que sa planète (

M

2

≪ M

1

), l'amplitude de son mouvement est très faible. Plusieurs te hniques ont été proposées pour lamesurer omme l'astrométrie (mesure du dépla ement transversal, para-grapheI.1.3.1.1 )etlamesuredelavitesseradialedesétoiles(mesuredudépla ementlongitudinal, paragraphe I.1.3.1.2 ).

I.1.3.1.1 Astrométrie

L'obje tifdel'astrométrieestde déterminerave pré ision lapositiondel'étoileprojetéesur le iel en fon tion du temps. En théorie, il est fa ile d'en déduire la période

P

, le demi-grand axe

a

etlamassedu ompagnon

M

2

etl'in linaisonde l'orbite  e dernierparamètren'est pas

mesurableparlate hniquedesvitessesradiales.Danslapratique,lamesureestassez omplexene serait- equepar eque:lamassedel'étoilen'estpasmesuréemaisissued'unmodèled'évolution stellaire;lemouvement observéest laproje tion à deuxdimensionssur lasphère élesteet non lavéritable orbite àtroisdimensions;et e mouvement esttrès faibleetdi ile à déte terave les instrumentsa tuels. Pour es raisons, l'astrométrie n'aà e jour permisde déte ter que des ompagnons(planètes ou naines brunes) déjà révélés par late hnique desvitesses radiales.Elle restea prioriintéressante pour des ompagnonsassezmassifsetdegrandepériode quiinduisent un mouvement mesurable de leurétoile-hte ou pour desexoplanètes autourd'étoiles jeunes et a tives ontrairement auxautreste hniques indire tes,l'astrométrie paraîtmoinssensible aux bruitsprovoqués par l'a tivitéde l'étoileou par laprésen ed'undisque(Sozzetti , 2005).

I.1.3.1.2 Vitesse radiale

Ladeuxième méthode estlamesurepar eetDoppler-Fizeaude lavitesseradiale,vitessede dépla ement selon laligne devisée,de l'étoile-hte.De ette mesure, dont lesignalestd'autant plus important quele ompagnon estmassif etpro he de sonétoile-hte, peuvent se déduire la masse minimale du ompagnon et des paramètres de son orbite (période, demi-grand axe, ex- entri ité, et , Butleret al. ,2006 ; Santos ,2008 ). Les limitationssont instrumentales (stabilité, étalonnage) ouduesàl'étoile étudiée ( onve tion inhomogène, modesnonradiauxde pulsation, ta hes solaires, et , Santos ,2008 ). Pour es raisons, les listes de ibles de ette te hnique sont onstituées prin ipalement d'étoiles vieilles et almes (peu d'os illations internes) de la sé-quen e prin ipale de typeF, G, KetM. Malgré eslimitations,

80%

des exoplanètes onnuesà e jour ont étédéte tées par late hnique des vitessesradiales.

I.1.3.2 Variation de ux

Quandun ompagnon passeentresonétoile-hte etl'observateur, ilmasque unefra tiondu disque stellaire et bloque une partie de la lumière qui devrait arriver jusqu'à l'observateur : il s'agit d'un transit primaire. La probabilité géométrique d'un tel événement est donnée par le rapport

a/R

⋆

où

R

⋆

estlerayondel'étoile-hteet

a

estledemi-grandaxedel'orbiteplanétaire. Pour un jupiter haud d'unepériode orbitale de

3

jours, ette probabilité est

∼ 10%

. Pour une planètedepériode

1

an,laprobabilité huteà

∼ 0,5%

.Ainsi,ladéte tionpeutavoirlieuave une probabilité raisonnable pour des ompagnonstrès pro hesde leur étoile (del'ordre de quelques dixièmes d'unité astronomique

3

, Santos , 2008). En mesurant la variation de uxstellaire ave pré isioninférieure aupour ent pouruneplanète detypeJupitersuruntempspluslongque laduréedutransiteten onnaissantlerayondel'étoile-hte,ilestpossiblededéterminerle demi-grandaxe

a

relativementaurayondel'étoile

a/R

⋆

,lerayondu ompagnonrelativementà eluide l'étoile

R

P

/R

⋆

,lapériode orbitaleetl'in linaison del'orbite. Si ettemesurephotométrique est oupléeàunemesuredevitessesradialesdumême objet,ladensitédu ompagnonesta essible ommenousleverrons danslapartie I.1.4.4.

D'autreste hniqueslentillesgravitationnellespourdesexoplanètesdefaiblemasseetdegrande période orbitaleou variationdu rayonnement radio despulsars existent maisont donnélieu à très peu de déte tions.

3

Uneunitéastronomiqueestl'unitédelongueurqui orrespondàladistan eTerre-Soleil,soit

150

millionsde kilomètres.

I.1.4 Survol des propriétes des exoplanètes déte tées

La déte tion des exoplanètes s'a ompagne de la détermination de ertains de leurs para-mètres orbitaux, spe traux ou de stru ture interne. Pour ontraindre au mieux les modèles et mé anismesmisenjeudanslaformationetl'évolutiondesplanètes,laméthodelaplusnaturelle estde réaliserune étude statistique de es ara téristiques observationnelles. Ce domaine, bien quetrès intéressant etex itant s ientiquement, n'est pasl'obje tif prin ipal demon travail de thèse et je ne présente que quelques résultats pour mettre en avant de nombreuses questions ouvertes et la né essité d'augmenter le nombre de déte tions et de diversier les méthodes de déte tion.

I.1.4.1 Relation masse-période

Le diagramme représentant la masse des exoplanètes en fon tion de leur période orbitale ontraint fortement les modèles de formationplanétaire.

I.1.4.1.1 Peu de géantes gazeuses massives de ourte période orbitale

Cumming et al. (2008 ) ont remarqué qu'au une planète de masse supérieure à

2 M

J

et de période orbitale inférieure à

10

jours n'a été déte tée à e jour. D'après le diagramme de la gure I.1.2, extrait des arti les de Udry&Santos (2007) et Santos (2008 ), en ignorant le sys-tème multiple autour de l'étoile HD

168443

, il n'y a au une planète déte tée ave une masse supérieure à

2,25 M

J

et une période inférieure à

100

jours. Ces deux onstatations et d'autres similaires(Zu ker&Mazeh,2002 )nesontpasduesàunbiaisobservationnel arlate hniquedes vitessesradialespermetdedéte terd'autantplusfa ilementdesexoplanètesmassivesetpro hes de leur étoile-hte (voir la se tion I.1.3.1.2 ). Pour expliquer ette absen e de planètes massives depériodeorbitale ourte,Trilling et al. (1998 ),Pätzold &Rauer(2002 )etUdry etal. (2002 ) ont proposé des modèles dans lesquels une planète massive et pro he de son étoile après mi-gration perdraitde l'énergiepar eets demarée. Cettedéperditiond'énergie pourraitréduirele rayondel'orbite jusqu'àlalimitedeRo heetprovoquerla hutedelaplanète sursonétoilesur desé helles de temps très ourtes, 'est-à-direplus petites que le temps de vie de l'étoile-hte. D'autress énariosissusdumodèledemigration(paragraphe I.1.2.1)etexpliquant etteabsen e d'exoplanètesmassivesdepériodeorbitale ourte ont également étéenvisagés:

 Trilling etal. (1998 ) ont montré que la migration pourrait être moins e a e pour les planètes très massivesqui resteraient alors éloignées del'étoile entrale et quepour elles qui réussissent à migrer, un transfert de masse de la géante gazeuse vers son étoile-hte après migration pourraitavoir lieu sansquela planète hutesurl'étoile;

 Nelsonet al. (2000 ) ont utilisé trois odes numériques indépendants pour montrer l'exis-ten e d'une masselimite maximale pour les géantes gazeuses qui orbitent pro he de leur étoile-hte. Lesintera tions onsidéréessontdeseetsdemarée delaprotoplanète ave le disque degaz.

Dansle asd'unmodèledeformationdesplanètesviadesinstabilitésgravitationnelles dudisque protoplanétaire (partie I.1.2.2 ), Zu ker&Mazeh (2002 ) supposent que la masse de la planète forméedépenddelamassedematériauàdisponibilitédansledisquepluslaplanèteestpro he de l'étoile, moinsde matériau est disponible pour saformation. Ils restent ependant prudents etappellent à desétudesplus pré ises né essitant denouvellesdéte tions.

Fig.I.1.2Diagramme masse-périodedesexoplanètesgéantesgazeusesdéte tées autourd'étoiles simples (pointsnoirs) etd'étoiles doubles( arrés rouges). Lesplanètes extrasolaires solides sont représentées envert. Les frontières ha hurées orrespondent à

2.25 M

J

et

100

jours. Le segment enpointillérelielesdeuxexoplanètesgéantesquiorbitentautourdeHD

168443

.Laprobablenaine brune HD

162020

est entre parenthèses. Figure extraite deUdry & Santos (2007).

I.1.4.1.2 E a ité de la migration

Unedeuxièmeremarquesurlediagramme masse-périodedelagureI.1.2estl'augmentation de la masse maximum des exoplanètes déte tées quand la période orbitale augmente. Une fois en ore,ilnes'agitpasd'unbiaisobservationnelpuisquelesplanètessontplusfa ilementdéte tées quandellessontmassivesetpro hesdel'étoile entrale.Dansle adred'unmodèledeformation planétaire reposant sur l'a rétion de matière, plus une planète est massive, plus elle se forme loin de sonétoile-hte aril y aalors plusde matériau à a réter surl'orbite par ourue.Or, la migration d'une planète éloignée serait plus di ile à initier ar, selon Udry&Santos (2007 ), il faudrait qu'une grande portion du disque protoplanétaire soit perturbué pour modier la traje toire de la planète. Une des onséquen es d'un tel modèle est bien une augmentation de lamassemaximumdesexoplanètesquandlapériodeaugmente. Trilling et al. (2002 ) arriventà une on lusion équivalentequi reste ependant à onrmer.

I.1.4.1.3 Questions ouvertes

D'autresparti ularités de ediagramme masse-période restent à onrmerou inrmer:  est- equeladistributiondesmassesdépenddelapériodeorbitale, 'est-à-diredeladistan e

àl'étoile entrale?Unetelledépendan esignieraitqueplusieursmé anismesdemigration existent (Armitage , 2007 ).

 est- e que les planètes se forment selon les mêmes mé anismes autour des étoiles simples etdesétoiles multiples (Zu ker &Mazeh ,2002 ; Udry&Santos ,2007)?

 est- e que les modèles proposés pour la formation des géantes gazeuses s'appliquent aux exoplanètes detype terrestre(Udry &Santos ,2007)?

 quel estl'impa t dutype stellaire del'étoile-hte?

Pour répondre à es questions, nous devons attendre que le nombre de déte tions de planètes extrasolairesaugmenteouquedesparamètres intrinsèquesauxplanètessoientdéterminés ( om-position etprolde température de leur atmosphère, omposition interne,albédo).

I.1.4.2 Les distributions de masses

I.1.4.2.1 Comparaison ave les étoiles binaires

La plupart des exoplanètes déte tées ont une masse inférieure à

5 M

J

mais la distribution des masses de es objets (gure I.1.3 ) s'étend au-delà de

10 M

J

jusqu'au domaine des masses desétoiles binaires.Au unelimite n'aétébiendénieentre esdeuxdistributions.Enrevan he, le nombre de planètes diminue au-délà de

10 M

J

et l'intervalle peu peuplé entre les deux dis-tributions (de

15

à

60 M

J

) est appelé le désert des naines brunes(Halbwa hs etal. , 2000 ). L'existen ede distributionsdistin tes demassespour lesétoilesbinaires etpour lesexoplanètes resteà onrmermaisseraitunargumentfortpour armerquelesmé anismesde formationde esdeuxfamilles d'objetssontdiérents(Udry &Santos ,2007 ;Santos,2008 ).

I.1.4.2.2 Les planètes de type neptunien

SurlagureI.1.3quidonnelenombred'exoplanètesdéte téesenfon tiondeleurmasse,il ap-paraîtdeuxdistributionsdistin tes:unepourlesgéantesgazeusesetunepourlesplanètesdetype neptunienrespe tivement entréesautourde

∼ 1 M

J

et

∼ 0,03 M

J

qui orrespondpresque àune masseneptunienne(

0,05 M

J

).Làen ore,l'existen ede esdeuxdistributionsdistin teslaisse

sup-Fig. I.1.3  Histogramme des masses des exoplanètes déte tées, toutes te hniques onfondues. Extrait de http://exoplanet.eu/.

ne reposent passurlesmêmesmé anismes physiques. Pours'en assurer, ilfaut d'unepart, aug-menter lenombre de déte tions pour onrmerles deuxdistributions distin tes etd'autre part, avoira èsauxspe tresdesplanètesneptuniennespour onrmerles modèlessurleur omposi-tion(noyaudegla esetdero hes,Alibertet al. ,2006 )etleuratmosphère(évaporationpartielle ou totale de l'atmosphère à proximité de l'étoile-hte, Vidal-Madjar& Le avalier desÉtangs , 2004 ; Baraeet al. ,2005 ; Hubbardet al. ,2007). Cependant, à e jour, les déte tions d'objets de massesifaible ne sont pasfréquenteset orrespondent auxlimites instrumentales.

I.1.4.3 La période orbitale

Une distribution très étudiée dans la littérature est elle des périodes orbitales des exopla-nètes géantes gazeuses, tra ée sur la gure I.1.4 (Taba hnik &Tremaine, 2002 ; Butleret al. , 2006 ; Udry&Santos , 2007; Cumming etal. , 2008 ). La dé roissan e du nombre d'exoplanètes

Fig. I.1.4  Histogramme des périodes des exoplanètes déte tées. Extrait de http://exoplanet.eu/.

pour les grandes périodes est un biais observationnel par e que les ampagnes d'observations n'ont pasen oreduré assezlongtemps pour permettre de tellesdéte tions.Enrevan he,lepi à trois joursest ertain et seraitle résultat des mé anismes d'arrêt de la migration de la planète vers sonétoile-hte(Udry et al. ,2003). L'augmentation du nombred'exoplanètes quandla pé-riode orbitale s'allonge onforte l'idée que les planètes géantes gazeuses se forment loin de leur étoile-hte

4

etmigrent vers elle- i. Cependant, etteaugmentation observée ne orrespond pas exa tementà elleprévueparlesmodèlesa tuelsdeformationplanétaire.D'autresmodèlessont àl'étude (Ida&Lin , 2008 )maisseulesde nouvellesdéte tions permettront de s'assurerqu'ilne s'agitpasd'unbiaisobservationnel. Enn, une extrapolationde e diagramme prévoitun grand nombre de planètes de type Jupiter entre

3

et

20

unités astronomiques (Mar y etal. , 2005 ). Cette prévision est très en ourageante pour les futurs instruments dédiés à l'imagerie dire te d'exoplanètestels lespe tro-polarimetri high- ontrastexoplanet resear h(Sphere,Beuzitet al. , 2008 )pourleverylargeteles ope(VLT)etleGeminiplanetimager(GPI,Ma intoshet al. ,2008 )

4

SuivantlatroisièmeloideKepler,pluslapériodeorbitaleestlongue,plusladistan eàl'étoile entraleest grande.

pour le Geminiteles ope pour les observations au sol et leJames Webb spa e teles ope (JWST, Meixneret al. ,2009 )ou en oreleterrestrial planetnder (TPF,Traub etal. ,2007 ).

I.1.4.4 La omposition interne

Lamesuredesvitesses radialespermetd'estimer entreautres lamasseminimum 5

dela pla-nète.Late hnique destransitsprimaires, quantàelle,donne a èsaurayonde laplanète.Siun objetestobservé par esdeuxte hniques, unevaleurdesadensitéestalors a essible!Cepoint

Fig.I.1.5Diagrammemasse-rayon pour desjupiter hauds(diamantsrouges),uneexoplanète detypeneptunien(diamantnoir)etdesplanètesdenotresystèmesolaire(ronds).Traitspleins: modèlesdeFortneyetal. (2007 )pour diérentes ompositions. Debasenhaut,ferpur,sili ate pur, gla e d'eau pure en utilisant le prol de température de notre système solaire; et des modèlesdeplanètesdontl'hydrogèneetl'hélium orrespondent à

10%

,

50%

et

100%

delamasse totaleetirradiées à

0,1

unité astronomique (UA) par une étoilesimilaire à notre Soleil. Traits pointillés : modèles de géantes gazeuses omposées uniquement d'hélium et d'hydrogène soit froides(à

10

UA) soit très haudes(à

0,02

UA). Figureextraitede Gillon etal. (2007 ).

d'ex lamationtraduit l'importan e de e paramètre qui ontraint fortement la omposition des exoplanètes et, par là, les modèles de formation planétaire. A priori, les planètes de masse in-termédiaireentreunemasseneptunienne etune massejoviennesont omposéesde quelques,

5

Lamasseminimumestlamassemultipliéeparlesinusdel'in linaisondel'orbite.Ellesupérieureàlamasse médianed'unfa teur

1,15

près(d'unpoint devuestatistique).

voire toutes les ou hessuivantes :unnoyauen fer-ni kel, une ou hede sili ate, une ou he de gla es (eau, méthane, ammonium) et une ou he de gaz hélium-hydrogène. La densité permet de déterminer quelles ou hes dominent. Par exemple, Gillon et al. (2007 ) ont pla é plusieurs exoplanètesdéte téessurlediagrammemasse-rayon (diamantssurlagureI.1.5).En omparai-son, des planètesde notre systèmesolaire sont représentées en rond. Les ourbesen trait plein orrespondent aux modèles de Fortneyet al. (2007 ) pour diérentes ompositions : de bas en haut,ferpur,sili atepur,gla e d'eaupureenutilisantleproldetempérature denotresystème solaire; et des modèles de planètes dont l'hydrogène et l'hélium orrespondent à

10%

,

50%

et

100%

de la masse totale et irradiées à

0,1

unité astronomique (UA) par une étoile similaire à notre Soleil. Enn, les as d'unegéante gazeuse omposée uniquement d'hélium et d'hydrogène soit froide(à

10

UA)soittrès haude (à

0,02

UA) sonttra ésen pointillés. Lesplanètes extraso-laires de type Jupiter haud (en rouge) se rassemblent dans la partie haute du diagramme qui orrespondàdesplanètes omposées uniquement degaz.Seulel'uned'elles,HD

149026

b,se dé-ta hedulotetserait omposéed'unnoyauentouréedegaz.L'exoplanètedemasseneptunienne, GJ

436

b (diamant noir), serait une planète géante de gla es plutt qu'une géante gazeuse de faible masse ou une super-Terre. Cette on lusion n'aurait pu être obtenue par la seule onnaissan e de lamasse.Il faut malgrétout rester ons ient queplusieurs ompositions (poids relatifs des quatre ou hes) peuvent expliquer un même point du diagramme masse-rayon (le problème est dégénéré, Mar yet al. , 2008 ) et qu'une étude spe trale de la lumière issue de la planète devient indispensable pourtran herentreles diérentsmodèles.

I.1.4.5 Déte ter plus, déte ter mieux ou déte ter autrement?

Denombreuses autres études existent : omparaison de l'ex entri ité des exoplanèteset des étoiles binaires (Shen&Turner, 2008 ), études des hautes ex entri ités (Zakamska&Tremaine, 2004 ; Takeda &Rasio,2005 ; Malmberget al. ,2007a ,b;Juri¢ &Tremaine,2008 ;Ford &Rasio, 2008 ), nombre d'exoplanètes en fon tion de la métalli ité de l'étoile-hte (Santoset al. , 2004 ; Ida &Lin ,2004 ;Ri e&Armitage ,2005 ;Fis her&Valenti,2005 ),et .Toutes esétudeset elles présentées i-dessusrestent,d'aprèsleurs auteurs, à onrmer. Celasignieplusieurs hoses :

 d'autres déte tions similaires à elles déjà faites sont né essaires ( onrmation du désert desnaines brunes, deladépendan e masse-période);

 la pré ision des te hniques qui ont donné lieu aux déte tions a tuelles doit être amélio-rée(distribution de massespropre auxplanètesneptuniennes);

 de nouveaux paramètres, intrinsèques aux exoplanètes et né essitant leur déte tion di-re te, sont requis et de nouvelles te hniques doivent être développées ( omposition des atmosphèresplanétaires, présen ede ouverture nuageuse);

Montravaildethèses'ins ritsous edernierpoint,ladéte tiondire tedesplanètesextrasolaires, et dansle hapitre suivant, j'expliquequellesen sont les problématiques.

Imagerie à haut ontraste

L'analysede lalumière issued'unastre étoile, planète, omète, astéroïde,et . fournit de nombreusesinformations,ina essiblesparailleurs,surla omposition himique,latempérature, et ,de etobjet. Par exemple,l'étudephotométrique delalumièreémisepar uneplanète ( om-posanteinfrarouge)permetd'estimerlatempérature desurfa e;lespe tredelalumièreréé hie donne a ès aux prols de température et de pression de l'atmosphère, à la mi rophysique de la ouverture nuageuse (Tinetti&Beaulieu,2009 ), et,avant tout, àla omposition himique de l'atmosphèreoudelasurfa edel'objetdiusionRayleigh,raiesd'absorptiondeH

2

O,O

2

,CO

2

, Na,et . Ces te hniques d'analyse photométrie, spe trométrie, polarimétrie  existent etsont ouramment utilisées en astronomie. Mais,avant d'analyser les photons issusd'une exoplanète, il faut les déte ter dire tement, 'est-à-dire les séparer de la lumière parasite de l'étoile-hte quiestbeau oupplusbrillante ettrèsfaiblement séparée angulairement (paragrapheI.2.1).Une méthode, elledestransitsse ondaires, étudielavariationduuxlumineux provenantd'un sys-tème étoile-planète entre deuxpositions de la planète : soit la planète est à té de l'étoile et le ux enregistré est la somme des ux de l'étoile et de la planète, soit la planète est  a- hée derrière sonétoile etseul le uxde elle- i est déte té. Une soustra tion donne a ès au uxde laplanète.L'autre méthode dedéte tion dire teestl'imagerie à haut ontrasteethaute résolution angulaire qui regroupe les familles de te hniques d'interférométrie, d'apodisation de pupille, de oronographie (paragraphe I.2.2), d'optique adaptative et de orre tion a tive des tavelures(paragraphes I.2.4etI.2.5) etd'imagerie diérentielle (paragraphe I.2.6).

I.2.1 Le dé à relever

I.2.1.1 Faible séparation angulaire et très haut ontraste

L'imagerie dire te d'unsystème étoile-exoplanète se heurte à deuxlimitations :la faible sé-parationangulaireetlehaut ontrasteenintensitélumineuseentrelesdeuxobjets.Parexemple, la Terre  respe tivement Jupiter  et le Soleil seraient séparés de

0,1

 respe tivement

∼ 0,5

 se onde d'angle

6

si nous les observions d'une distan e de

10

parse 7

, distan e moyenne des ibles qui étaient prévues pour la mission Terrestrial Planet Finder (Traub et al. , 2007 ). En omparaison,larésolution angulairedestéles opesterrestres estde l'ordredequelquesdixièmes dese ondesd'angle,voire beau oupplus

8

selon les onditions atmosphériques. Enplusde ette 6

Undegré(

1

)estdivisépar

3600

se ondesd'angle. 7

Ils'agitdeladénitionduparse . 8

faibleséparationangulaire,le ontrasteenintensitélumineuseentrel'étoileetsesplanètesesttrès grand

9

.Parexemple(gureI.2.1 ),lesuxdelaTerreetdeJupitervalentrespe tivement

2.10

−10

et

10

−9

fois elui duSoleildansles longueursd'ondedu visible(

500

à

800

nm). Ces rapportsde

1

10

-18

-16

-14

-12

-10

-8

-6

-4

Fig.I.2.1 Spe tres deplanètes demassejovienne orbitantà diérentes distan es voirle ode de ouleurs autourd'uneétoiledetype G2V.Lespe tre duJupiter denotre systèmesolaire est oloré en vert. L'intensité de la planète donnée en ordonnée en é helle logarithmique dé imale est normalisée à elle de l'étoile. En abs isse, l'é helle des longueurs d'onde 

0,5

à

30µ

m  est également logarithmique. Figure extraite de Burrows (2005)

uxsontunpeuplusfavorablesdansl'infrarouge,respe tivement

5.10

−7

et

5.10

−6

à

20µ

m,mais restent très grands.

I.2.1.2 Résolution angulaire, bruit de photons et bruit de tavelures

L'imagerie dire te laplus simple d'unastre isolése résume à utiliser un téles ope asso ié à un déte teur; leprin ipe de fon tionnement de e dernierdière selon ledomaine de longueurs d'onde étudié  ela importe peu i i  et le diamètre du téles ope xe le nombre de photons olle tés par unité de temps. L'image obtenue est une ta he de dira tion de largeur angu-laire

10

λ

0

/min[D

tel

,r

0

]

où

λ

0

estla longueur d'onde d'imagerie, et

min[D

tel

,r

0

]

estle minimum 9

Toutaulongdumanus rit,j'emploiedesexpressions ommehauts ontrastes,grands ontrastesmaisil m'arriveégalementdeparlerd'uneplanètede ontrastede

2 10

−10

(voirlaphrasesuivante).Ils'agitbienentendu d'unabusdelangageetilfaut omprendre,à haquefois etsansex eption,quel'étoileestplusbrillantequela planète.

10

Parlasuite,j'utiliseunabusdelangageetdésigne ettetailleangulaireparletermetaille,voiretaille spatiale.

entrelediamètre

D

tel

dutéles opeetleparamètrede Fried

r

0

quiestd'autantplusfaible quela perturbation atmosphérique estimportante. Si l'objetobservé n'est plus unastre isolémais un ouplede deuxastres faiblement séparés angulairement etde luminositéssimilaires une étoile binaire par exemple , la résolution de l'image doit être susante pour séparer leurs images. Susante signie que

λ

0

/min[D

tel

,r

0

]

doit être plus faible que la séparation angulaire entre les deux astres. Dans le as d'un téles ope spatial, il sut d'augmenter le diamètre du téles ope pour séparer les deux images ( f. Fig. I.2.2). Au sol, il faut d'une part que le diamètre du

té-Fig. I.2.2  Images d'un système binaire observé à

10

parse et dont les omposantes d'égale intensitésont séparées d'une unité astronomique. Les diamètres des téles opes sont

1

(gau he),

2

( entre) et

4

m (droite).

les opesoit susant etd'autre part, qu'unsystème, appeléoptique adaptative (Roussetet al. , 1990; Roddier, 1999 ), ompense a tivement la perturbation atmosphérique  pour augmenter leparamètre de Fried. Dans es onditions, les deux images sont séparées angulairement sur le déte teur:ladéte tionestdire teetuneimage àhauterésolutionangulaire (HRA)estréalisée. La famille des interféromètres peut également répondre au problème de la HRAmais je ne les étudiepasdans emanus rit.

Simaintenant une desdeuxsour es queje qualie de entrale par lasuite  estplus brillante quel'autrele ompagnondeplusieursordresdegrandeur

11

,leste hniques lassiquesdeHRA nesusentpas.Eneet,dans e as,lesignaldu ompagnonestnoyédanslebruitdephotons

12 delasour e entraleetnousentronsdansledomainedel'imagerieàhaut ontraste.Pourobtenir uneimagedu ompagnon,ilestindispensabledediminuer ebruitenatténuantleuxprovenant delasour e entralesansmodier eluiissu du ompagnon, epourquoiles oronographes (pa-ragrapheI.2.2)ontétéproposés.Cependant,unefoislebruitdephotonsatténuéparl'asso iation téles ope - optique adaptative - oronographe,un dernier bruit,lebruit de tavelures, limite laqualité de l'image :les aberrations de phase etd'amplitude provoquent desinterféren es qui s'étendentdansleplandudéte teursurlequelapparaîtun hampdetavelures(appeléesspe kles enanglais, Fig.I.2.3 ). Ces taveluresont unetaille ara téristique

λ

0

/D

tel

identiqueà elled'un ompagnonetdenombreuseste hniquesontétéproposéespourlessupprimer(paragraphesI.2.5 etI.2.6).

I.2.2 Coronographie

Enavaldutéles ope,lapremièreétapedesinstrumentsd'imageriedédiésàladéte tiondire te d'exoplanètes est d'atténuer l'intensité lumineuse issue de l'étoile-hte sans ae ter la lumière

11

La valeurexa tedépenddelaséparationangulairedesobjets,des onditionsatmosphériques,et . 12

La distributiond'unbruitdephotonsestunepoissonnienne.En haquepoint,lamoyenneetlavarian edu bruitsontégalesàl'intensité.

Fig. I.2.3  Images par un téles ope de

2

m d'un système binaire observé à

5

parse et dont les omposantes sontséparées d'uneunité astronomique. Des défautsde phasede

20

nmrms onta-minentle front d'onde. À gau he : sans oronographe, seule l'image de la sour e entrale, mille fois plus brillante que le ompagnon, est visible. Au entre : ave un oronographe, l'imaged'un ompagnon de ontraste

10

−2

estdéte tée. Àdroite:même ave un oronographe,un ompagnon de ontraste

10

−3

n'est pas déte té ar noyé dans le hamp de tavelures.

provenant de laplanète. Pour ela, de nombreux oronographes ette hniques d'apodisation de lapupilleont étéproposés,étudiés, expérimentésetintégrésà de grandstéles opes:

 oronographede Lyot appliquéaux observations stellaires:S hneider et al. (1998 );  oronographeinterfero-a hromatique:Baudoz et al. (2000a ,b ); Rabbiaet al. (2007 );  oronographeàmasquedephaseditdeRoddier:Roddier &Roddier(1997 );Guyonet al.

(1999 );

 oronographe de Lyot apodisé : Aime et al. (2002 ); Aime (2005 ); Soummer (2005 ); Martinezet al. (2007 );

 oronographe à quatre quadrants : Rouanet al. (2000 ); Riaud etal. (2001 , 2003 ); Bo aletti etal. (2004 );Mawetet al. (2006 );

 oronographeàbande limitée:Ku hner&Traub (2002 );Sivaramakrishnan et al. (2005 );  apodisation de pupille : Kasdin etal. (2003 ); Vanderbei etal. (2003 );

Kasdinet al. (2005 );Guyon et al. (2005 ); Pluzhniket al. (2006 );  oronographeà é hange depupille :Guyon&Shao (2006 );

 oronographeà masquede phaseannulaire:Mawetet al. (2005 );  et .

Une des ription exhaustive de haque te hnique et une omparaison des performan es n'au-raient pas leur pla e dans e manus rit ( f. Guyon etal. , 2006 ) et je limite mon étude, dans la partie II, au oronographe à quatre quadrants (Rouanet al. , 2000 ) et à son des endant, le oronographe à quatre quadrants à étages multiples (Baudoz et al. , 2008 ) sur lesquels j'ai travaillé. Pour dé rireau mieux es deux oronographes, j'introduis, aprèsune digression histo-rique(paragrapheI.2.2.1),leprin ipedefon tionnement d'un oronographe àmasquefo al (pa-ragrapheI.2.2.2)etleformalismemathématiquequil'a ompagne(paragrapheI.2.2.3 ).Jedénis également l'instrument donttout oronographisterêve haquenuit:le oronographeparfait (pa-ragraphe I.2.2.4 ).

I.2.2.1 Bernard Lyot

Bernard Lyot, astronome de l'Observatoire de Meudon de 1920 à 1952, t faire de grandes avan ées à l'instrumentation en astronomie et a, entre autres, inventé le polarimètre photo-éle trique, un ltre spe tral à bande passante très étroite et le oronographe solaire de Lyot (1932 ). Ce dernier fut inventé pour permettre l'étude systématique et régulière de la ouronne

duSoleil qui n'était alors étudiée qu'au moment desé lipsessolaires totales (Fig.I.2.4).

L'ins-Fig. I.2.4  Photographies personnelles de la ouronne (gau he) et de protubéran es (droite) solaires pendant l'é lipse solaire totale du 29mars 2006 à Savalou au Bénin.

Fig. I.2.5  Photographie (haut) et s héma (bas) du oronographe solaire de Lyot, exposé au hâteau de l'Observatoire deMeudon. Le s héma est extrait deLyot (1932).

trument réduit le ux lumineux issu de la photosphère solaire sans réduire elui issu des deux ou hesplus ténues qui l'entourent, la hromosphère et la ouronne. Lyot dé rit leprin ipe du oronographesolaire (gureI.2.5) selon estermes :

déborde leSoleil d'unequinzainedese ondesseulement.Unelentillede hampC,pla ée derrière ledisque, produit uneimage A'A dela lentilleA surundiaphragme D dont le entre est o upé par un petit é ran E. Les bords du diaphragme arrêtent la lumière dira tée par les bords de la première lentille. Le petit é ran arrête la lumière des images solaires produites par réexion sur les fa es de ette lentille. Derrière le diaphragme et l'é ran, à l'abri de la lumière diusée, un obje tif F,très fortement orrigé, forme enB'B une image a hromatique de la ouronne.

Toutel'ingéniosité deBernard Lyot fut d'introduire lediaphragme D,qui porteaujourd'hui sonnom.

Ave le oronographe solaire de Lyot, l'étude de la ouronne solaire est devenue un thème deprédile tion :polarimétrie dela ouronne(Koomenet al. ,1975 ),intera tions dela ouronne ave une omète(Curtis&Sta ,1966 ), hampmagnétiquedela ouronne(Wagner etal. ,1974 ), étude desproéminen es solaires (Hirayama&Nakagomi , 1974 ), et . De nosjours, plusieurs o-ronographes solaires sont en ore utilisés : l'instrument Large Angle and Spe trometri Corona-graph (LASCO)dusatelliteSolar andHeliospheri ObservatorySOHO oul'instrument H-Alpha COronograph (HACO)de l'observatoire duPi duMidi (gureI.2.6) pourn'en iter quedeux.

Fig. I.2.6  À gau he : image de la ouronne solaire prise par l'instrument LASCO du sa-tellite SOHO le

4

août 2006. À droite : image de protubéran es solaires obtenue par le o-ronographe HACO de l'observatoire du Pi du Midi le 29 mars 2006, jour de l'é lispe solaire totale (Fig.I.2.4).

I.2.2.2 Coronographe stellaire de type Lyot

Au débutdesannées 1980, une question simple s'est posée :pourquoi ne pasadapter le o-ronographe solaire à l'étude de l'environnement ténu d'autres objets que le Soleil? C'est ainsi que le oronographe de Lyot a été modié pour observer des anneaux et des satellites de Sa-turne (Dollfus &Brunier , 1980 ) ou en ore pour l'étude d'astéroïdes (Gradie , 1986 ). Puis, la oronographie stellairea vulejour. Pares e &Burrows (1986 ,1987) ont photographiéAlpha et BetaPi toris etRAquariipourétudierleurdisque ir umstellaire.D'autres équipesont her hé à déte terdesnaines brunesautour d'étoilespro hes(Ma intosh et al. ,1992 ;Nakajima et al. , 1994 ).Enn,lesastronomessesontintéressésàl'imageriedeplanètesextrasolaires(Mills et al. , 1991 ;Nakajima ,1994 ).

Maisle oronographesolaire dans saversioninitiale devait êtremodié  lataille angulaire d'uneétoileestnégligeable parrapportà elleduSoleiletjeprésenteles hémadeprin ipedes

oronographesstellairesdetypeLyotsurlagureI.2.7.Lapupilleestdéniepar lediaphragme

phase ou amplitude

Masque focal M

Diaphragme

de Lyot

S

ψ

’

1er plan pupille

A

’

A

’

_S−

_S+

1er plan focal

S

ψ

2ème plan pupille

S

A

2ème plan focal

Étoile

Compagnon

Lumière diffractée

Fig.I.2.7S hémadu oronographe stellairedetypeLyot.Lediaphragmedupremierplanpupille dénitlapupillepuis,unepremièrelentillefait onvergerlalumièreprovenantdel'étoilesurl'axe optique (en rouge) dans lepremier planfo al. Dans le asd'un oronographe de Lyot,lemasque fo al o ulte l'image de l'étoile entrale dont seule une faible partie de l'énergie est dira tée et transmise dans le plan pupille suivant où le diaphragme de Lyot la masque. Le déte teur ne reçoit pas deux de l'étoile entrale. Le hemin optique du fais eau du ompagnon (en bleu) ne ren ontre pas le masque fo al et toute son énergie est transmise jusqu'au déte teur où e forme sonimage.Lesautres oronographesdetypeLyotutilisentdesmasquesfo auxdiérents,dephase ou d'amplitude, mais le prin ipe est identique : la lumière de la sour e entrale est dira tée et stoppée par le diaphragme de Lyot. Dans ertains plans, je pré ise les notations des amplitudes omplexes

ψ

′

S

,

ψ

S

et

A

S

que j'utilise par la suite.

dupremierplanpupille.Lapremièrelentillefait onvergerlefais eauissudel'étoile entrale(en rouge)surl'axeoptiquedanslepremierplanfo al.Lemasque oronographiqueo ulte ( orono-graphedeLyot)oumodielaphaseoul'amplitudedufais eau.Ce iprovoque,dansledeuxième planpupille, la dira tionde lamajeurpartie de l'énergieen dehors du support onjugué ave elui dupremier planpupille. Le diaphragmede Lyot permetalors de stopper ette énergie dif-fra tée et l'image de l'étoile entrale ne se forme pas sur le déte teur pla é dans le deuxième planfo al.Le fais eaudu ompagnon nesubit au unetransformation puisqu'ilne ren ontrepas lemasque oronographique;l'image du ompagnonseforme normalement sur ledéte teur. Des exemples d'images obtenues dans ha un des plans pupilles sont fournies au paragraphe II.1.1 dansle asd'un oronographeà quatrequadrants(Rouanet al. ,2000 ).

I.2.2.3 Propagation de la lumière et mathématiques

Danstoutlemanus rit, j'adopteune des riptions alaire delalumièreetneprendsdon pas en omptelesphénomènesdepolarisation.D'autrepart,lesdéte teursintègrentlesignalpendant destemps de pose beau oup plus grands que le temps de ohéren e des sour es étudiées. Sous esdeuxhypothèses,l'amplitude omplexe

ψ

′

S,λ

du hampéle triquereçudelasour epon tuelle éloignée à l'inni sur l'axe optique s'é rit, dans le premier plan pupille et pour la longueur d'onde

λ

ψ

_S,λ

′

(~

ξ,t) = ψ

0,λ

P (~

ξ ) exp

h