Imagerie à très haute dynamique

Historique

La recherche de planètes extrasolaires (ou exoplanètes) est en plein essors depuis 1995, date de la première détection par M. Mayor et D. Queloz à l’Observatoire de Haute Provence. Depuis, le nombre de détections ne cesse de croître alors que la masse des planètes découvertes diminue. Un comptage et les caractéristiques des exoplanètes sont disponibles sur le site : http://exoplanet.eu/. La diversité des planètes est aussi un résultat important puisqu’on trouve des types de planètes inexistants dans le Système Solaire comme les Jupiters chauds, des planètes de la taille de Jupiter gravitant à des séparations de l’ordre de 0.05 UA (soit 100 fois plus près que notre Jupiter) ou bien les Super Terres, des planètes rocheuses plus massives que la Terre.

Les méthodes dites "indirectes" qui permettent de trouver ces planètes soit par leur influence gravitationnelle (méthode des vitesses radiales) ou photométrique (méthode des transits) sur l’étoile hôte, donnent accès aux paramètres fondamentaux comme la masse ou le rayon ainsi que les éléments orbitaux. Pour sonder l’atmosphère ou la surface de ces planètes il faut pouvoir les observer directement. C’est l’objectif principal de l’imagerie à très haute dynamique.

De plus, l’imagerie directe donne accès à l’ensemble de l’environnement stellaire comme les disques de poussières et pas seulement les planètes. C’est un avantage considérable qui permet d’étudier la formation et l’évolution des planètes dans son ensemble.

Principe

Les exoplanètes sont des corps de petites tailles en orbite autour d’une étoile centrale. Cela se traduit observationellement par un contraste (rapport d’intensité entre l’étoile et la planète) très élevé et une séparation angulaire (distance angulaire projetée sur le ciel) très petite. Une planète comme Jupiter autour d’une étoile située à 10 parsecs serait vue sous un angle de 0.5 arcseconde par rapport à l’étoile et la Terre serait à 0.1 arcseconde. Ces chiffres sont à comparer à la résolution angulaire des instruments qui atteint dans le meilleur des cas environ 0.05 arcseconde. On peut donc séparer angulairement ces planètes pour des étoiles situées à quelques dizaines de parcsec. C’est une condition nécessaire pour espérer en faire une image.

Pour les planètes du Système Solaire le contraste est au mieux de l’ordre de 1 milliard aux longueurs d’ondes visible et proche IR et quelques millions en IR moyen. Les planètes froides qui réfléchissent la lumière de leur étoile sont par conséquent très faibles. Cependant, certaines planètes, celles qui sont jeunes (quelques millions à quelques centaines de millions d’années) n’ont pas complètement évacuées leur énergie de formation qui leur confère une température très élevée (de l’ordre de 1000 Kelvin). Elles sont par conséquent chaudes et émettent une intensité très supérieure à leur lumière réfléchie même dans le proche IR (voir Figure suivante). Une planète jeune peut donc voir son contraste réduit d’un facteur 10⁴ à 10⁵ par rapport à une vieille planète. Elles sont donc plus favorable pour l’imagerie directe mais également plus rare (puisque leur jeunesse est plus courte que leur durée de vie). Ce sont néanmoins des cibles de choix pour les programmes d’imagerie actuels.

Rapport de flux étoile/planète

Intensité des diverses planètes du Système Solaire comparée à celle du Soleil. Le rapport de flux entre le Soleil et la Terre dans le visible est de 5 milliards. Le contraste s’améliore très nettement pour une planète chaude. Illustration d’après Seager et al. 2010.

Obtenir des contrastes élevés pour faire l’image de planètes extrasolaires même jeunes nécessite des instruments et des techniques adaptés. La limitation principale provient de l’intensité de l’étoile centrale qui domine totalement l’image. Il faut donc réduire cette luminosité. Pour cela plusieurs techniques sont combinées dans les instruments utilisés ou ceux en cours de développement :

 l’optique adaptative ou correction du front d’onde : elle consiste à corriger l’image des effets de l’atmosphère terrestre et des défauts optiques inhérent à l’instrument.

 la coronographie : à la manière des éclipses solaires, un coronographe produit une atténuation de l’étoile centrale mais son efficacité est conditionnée par celle de l’optique adaptative. Il faut une très bonne correction du front d’onde pour tirer partie d’un coronographe. Il existe plusieurs types de coronographe stellaire (à ne pas confondre avec le coronographe solaire).

 l’imagerie différentielle : Les 2 étapes précédentes ne permettent pas de retirer totalement la contribution de l’étoile centrale dans l’image, car une partie de cette lumière échappe à l’action du coronographe à cause de l’imperfection des optiques. On cherche alors une façon de différentier la lumière de l’étoile de celle de la planète, par exemple en isolant une raie d’absorption d’une molécule présente dans l’atmosphère de la planète mais absente de l’étoile (le méthane est couramment utilisé). On utilise également la rotation de champ intrinsèque aux grands télescopes alt-azimuthal. Dans ce cas, les résidus stellaires sont quasiment statiques par rapport au détecteur alors que le champ et donc les planètes tournent autour de l’étoile centrale. Il ne s’agit pas ici du mouvement orbital mais de la rotation du champ imposé par le fait que la monture du télescope n’est pas aligné avec l’axe de rotation terrestre (explication détaillée :). Ces techniques différentielles peuvent être combinées pour améliorer l’atténuation de la lumière stellaire.

Il faut noter que ces techniques sont en constante évolution et donnent des performances de plus en plus élevées.

Résultats récents

Environ une douzaine de planètes ont été découvertes par imagerie à très hautes dynamiques avec les instruments actuels (qui n’avaient pas été conçus pour cet objectif). Les premières images de planètes ont été obtenues dans des cas très favorables. Dans tous les cas il s’agit d’étoiles jeunes (< 200 Millions d’années). Pour les premières découvertes les planètes sont relativement éloignées (quelques dizaines ou centaines d’unités astronomiques) et le rapport de masse avec l’étoile est faible dans certains cas. Plus récemment, depuis 2008, les performances s’améliorant, les contrastes détectés sont devenus notablement plus élevés. C’est le cas du cortège de planètes autour de l’étoile HR 8799 (Marois et al. 2008, 2010), de la fameuse planète autour de l’étoile beta Pictoris longtemps suspectée à cause de la forme du disque de poussière (Lagrange et al. 2009), ainsi que de la "curieuse" planète autour de Fomalhaut qui elle aussi sculpte le disque de poussière sous la forme d’un anneau très fin (Kalas et al. 2008).

Image du système multiple HR8799 (Marois et al. 2010)

Image du cortège planétaire autour de l’étoile HR8799. Les 4 planètes ont des masses de 7 à 10 fois celle de Jupiter et sont situées entre 15 et 68 UA (Marois et al. 2010).

Image de beta Pic b (Lagrange et al. 2009, 2010)

Image de la planète beta Pic b à deux époques en Novembre 2003 (Lagrange et al. 2009), position de sa découverte et 6 ans plus tard en Novembre 2009 (Lagrange et al. 2010), superposé à l’image du disque obtenue par Mouillet et al. (1997). Entre les 2 époques la planète a parcouru une grande partie de son orbite dont le demi grand axe est estimé à 8 UA. Sa masse est d’environ 9 fois celle de Jupiter. C’est la plus proche des planètes imagées et elle se trouve à une distance comparable à Saturne dans le Sytsème Solaire.

Image de Fomalhaut b (Kalas et al. 2008)

Image de l’environnement autour de l’étoile Fomalhaut montrant un disque de poussière sous la forme d’un anneau ainsi qu’une planète, Fomalhaut b relativement faible, dont la masse est estimé à 3 fois celle de Jupiter située à une distance de 119 UA (Kalas et al. 2008).

Projets en cours

L’imagerie à très haute dynamique en est à ses balbutiements. Les instruments actuels au sol comme NAOS-CONICA au VLT offrent déjà des capacités intéressantes mais des instruments dédiés seront nettement plus performants. C’est le cas des "planet finders" comme SPHERE qui seront installés très prochainement sur des télescopes de 8m et qui combinent les techniques citées au dessus (voir aussi l’équivalent américain GPI et japonais HiCIAO). Notre équipe participe à l’instrument SPHERE à travers la fourniture de masques coronographiques et d’un code de simulation. Ces instruments pourront établir des recherches systématiques sur un grand nombre d’étoiles dans les deux hémisphères aux longueurs d’onde proche IR (1 - 2.3 microns) mais également dans le visible pour SPHERE.

Depuis l’espace le "James Webb Space Telescope" qui devrait être en fonctionnement à la fin de la décennie offrira un domaine spectral complémentaire dans l’IR moyen (2 - 25 microns) et sera également muni de plusieurs techniques pour l’imagerie à très haute dynamique. Notre équipe a fourni également des coronographes et un code de simulation pour MIRI, l’instrument moyen IR du JWST.

Ces instruments seront capables de détecter et d’analyser l’atmosphère des planètes géantes jeunes sur une grande gamme de longueurs d’onde, du visible au moyen IR.

Projets à long terme

A plus long terme, on cherchera à observer des planètes plus vieilles et de plus faible masse éventuellement telluriques. Des projets d’imagerie à très haute dynamique répondant à ces objectifs sont déjà en cours d’étude.

Deux axes instrumentaux sont envisagés : des instruments proche IR adaptés aux Extremely Large Telescopes comme EPICS le concept européen auquel le LESIA participe ou bien des télescopes spatiaux de plus petite taille observant à plus courtes longueurs d’onde dans le visible. Dans cette catégorie, le LESIA a proposé un concept dénommé SPICES qui pourrait atteindre des contrastes suffisants (plusieurs milliards) pour étudier précisément l’atmosphère des planètes géantes gazeuses (de type Jupiter) et glacées (de type Neptune) autour des étoiles de type solaire et pour celles relativement proches (< 5 pc) sonder la surface de Supers Terres. La présence d’océan ou de végétation pourrait alors être révélé dans le spectre de ces planètes sous certaines conditions. Il est pour le moment difficile de prévoir de quoi est constituée la surface de ces planètes. Par exemple, dans le Système Solaire, les plus grosses planètes telluriques, Vénus, la Terre et Mars ont des caractéristiques très différentes.

En revanche, l’étude spectroscopique d’analogue à la Terre et donc la recherche de vie n’est pour le moment pas envisageable par cette technique d’imagerie à très haute dynamique dans les 20 prochaines années. Il faudra des télescopes plus grands et des instruments plus performants pour atteindre cet objectif ambitieux.

Axes de développement technique

Le LESIA s’est intéressé très tôt aux techniques d’imagerie à très haute dynamique et nous avons conçu plusieurs systèmes coronographiques sur l’idée originale du coronographe de phase à 4 quadrants. Ces composants équipent des télescopes au sol (VLT/NACO) et d’autres ont été conçus pour MIRI et SPHERE. Nous avons travaillé en particulier sur l’achromatisation du coronographe de phase.

La correction de front d’onde dans le plan focal est également un de nos développements majeurs et sera applicable aux projets ambitieux comme EPICS ou SPICES.

Personnels impliqués dans les projets