LESIA - Observatoire de Paris

SPHERE - Spectro Polarimetric High contrast Exoplanet REsearch

jeudi 25 juin 2015, par Anthony Boccaletti & Pierre Baudoz

SPHERE est un instrument de seconde génération pour le Very Large Telescope (ESO, Chili) dont l’objectif principal est l’imagerie directe de planètes extrasolaires. SPHERE va permettre d’obtenir les premières caractérisations spectrales et polarimétriques de planètes géantes. C’est un projet européen dirigé par le Institut de Planétologie et d’Astrophysique de Grenoble (IPAG) et auquel le LESIA participe sur plusieurs aspects. La première lumière sur le ciel a eu lieu en mai 2014 et l’instrument est maintenant ouvert à la communauté.

Objectifs

Quelques objets de masse planétaire ont pu être observés avec les instruments actuels (illustrations Figure suivante) dans des cas favorables (grande séparation, age jeune) mais un gain significatif est maintenant nécessaire pour étendre cette étude à des planètes de masses plus faibles, plus proches et plus vieilles.

Images de planètes obtenues au VLT avec l'instrument NACO
Images de planètes obtenues au VLT avec l’instrument NACO

De gauche à droite : 2M1207b (5 MJ, 46 UA, Chauvin et al. 2005), Gl86 b (17 MJ, 100 UA, Neuhaüser et al. 2006), β Pictoris b (8 MJ, 8 UA, Lagrange et al. 2008). Note : MJ = masse de Jupiter, UA = Unité Astronomique.

Un instrument comme SPHERE permettant d’atteindre une haute dynamique est compatible avec plusieurs objectifs astrophysiques, mais SPHERE est essentiellement focalisé sur les exoplanètes et l’ensemble du système est optimisé pour cet objectif prioritaire. Les cibles idéales pour SPHERE sont :

  • Les associations d’étoiles jeunes (quelques dizaines de millions d’années). D’après les modèles d’évolution, les planètes dissipent l’énergie accumulée au cours de leur formation sur des échelles de temps de plusieurs millions d’années et sont donc plus chaudes et plus brillantes lorsqu’elles sont jeunes.
  • Les planètes découvertes par vitesses radiales accessibles avec SPHERE. La plupart de ces planètes sont à courtes périodes, donc inaccessibles à l’imagerie directe, mais certaines montrent des dérives en vitesses radiales laissant supposer des orbites larges. Ces planètes sont en général matures donc plutôt froides et moins brillantes. Mais leur orbite est connue ce qui peut faciliter la détection.
  • Les étoiles brillantes proches. Là encore il s’agit de planètes matures, mais la proximité de l’étoile nous permet d’observer des orbites plus courtes donc des planètes potentiellement irradiées c’est à dire chauffée par l’étoile.

Pour atteindre ces objectifs l’instrument doit atteindre des contrastes de 15 à 16 magnitudes (par rapport à l’étoile centrale) sur un petit champ (0.1" à 3") et cela pour des étoiles de magnitude inférieure à 10.

Pour accomplir ce programme ambitieux, SPHERE bénéficie d’un temps garanti de 260 nuits au total, condition nécessaire pour obtenir statistiquement un nombre de détections suffisant.

Caractéristiques Instrumentales

L’instrument SPHERE tire partie de plusieurs techniques de haute dynamique que sont :

  • l’optique adaptative extrême (XAO)
  • la coronographie
  • l’imagerie différentielle spectrale, polarimétrique et angulaire

La première permet de compenser en temps réel la turbulence atmosphérique au niveau de l’instrument. Elle requiert un système d’analyse du front d’onde ainsi qu’un élément correcteur, le miroir déformable. Ce système en boucle fermée, fournira dans le cas de SPHERE des niveaux de correction de 85% à 95% en proche IR selon les conditions atmosphériques et les filtres considérés. Le miroir déformable de 41x41 actuateurs permet de corriger un champ de l’ordre de 1" de rayon avec une rapidité de quelques millisecondes.

La coronographie permet d’atténuer la lumière stellaire pour révéler celle d’une planète. Il s’agit d’un masque situé dans le plan focal et combiné à un diaphragme dans le plan pupille. Une illustration de cette technique est donnée sur la page web de MIRI. SPHERE inclut plusieurs types de coronographes d’amplitude et de phase. La difficulté est d’obtenir une atténuation importante le plus proche possible de l’étoile et sur une large gamme spectrale. Les coronographes de SPHERE ont été développés avec ces priorités. Néanmoins, même un coronographe parfait ne sera pas capable d’éliminer totalement les photons stellaires puisqu’un résidu non négligeable de lumière stellaire n’est pas corrigé par l’optique adaptative. On a donc recours à une troisième méthode.

L’imagerie différentielle consiste à tirer parti d’une différence physique entre l’étoile et la planète. Par exemple, les planètes géantes contiennent des éléments chimiques (comme le méthane) non présent dans l’étoile. Une analyse spectrale précise permet donc de distinguer la planète de l’étoile. Dans SPHERE, deux instruments (IRDIS et IFS) utilisent ce principe dans l’IR proche, et le troisième instrument (ZIMPOL) effectue une analyse polarimétrique dans le visible. A ces deux principes d’imagerie différentielle, s’ajoute l’imagerie différentielle angulaire qui prend en compte le fait qu’au foyer d’un télescope alt-azimuthal le champ du ciel tourne. On peut alors discerner un objet réel (qui tourne) d’un défaut optique de l’instrument qui lui sera quasi-fixe.

La combinaison de ces techniques est illustrée sur la figure suivante.

Combinaison des techniques haut contraste illustrant la progression du (...)
Combinaison des techniques haut contraste illustrant la progression du niveau de détection

De gauche à droite : image de l’étoile corrigée par optique adaptative, image de l’étoile atténuée par coronographie, imagerie différentielle à 2 bandes spectrales, imagerie différentielle angulaire. Cette simulation est faite pour une étoile jeune (10Myrs) de type M0V, et pour des planètes de 1MJ (situées sur la diagonale).

Un concept instrumental est montré ci-dessous.

Concept instrumental de SPHERE
Concept instrumental de SPHERE

Le trajet orange montre l’optique commune incluant l’optique adaptative. Les faisceaux rouge représente la voie IR où se situe le coronographe et les 2 instruments IR (IRDIS et IFS). Enfin le trajet bleu montre l’analyseur de surface d’onde de l’optique adaptative et l’instrument ZIMPOL. crédits consorium SPHERE.

SPHERE sur la plateforme Nasmtyth du VLT
SPHERE sur la plateforme Nasmtyth du VLT

crédits consorium SPHERE.

Développements Instrumentaux

Le principal développement du LESIA pour SPHERE concerne un composant coronographique dérivé du principe du coronographe de phase à 4 quadrants. Contrairement aux coronographes fabriqués pour MIRI, celui de SPHERE doit être achromatique. Pour cela nous avons utilisé une propriété des lames birefringentes qui ont des indices optiques différents selon l’axe considéré. La combinaison de 2 matériaux différents (ici du Quartz et du MgF2) produit l’achromatisation, et une géométrie particulière produit l’effet coronographique. Un prototype conçu pour fonctionner entre 0,95 μm et 1,8 μm a été testé avec succès.

Prototype 4QPM achromatique
Prototype 4QPM achromatique

Ce composant résulte de l’assemblage (à quelques microns près) de 4 lames de MgF2 (face avant) et de 4 lames de Quartz (face arrière). Sur chacun des étages deux des lames sont pivotées de 90° pour produire l’effet coronographique.

Contrastes obtenus avec le prototype
Contrastes obtenus avec le prototype

Le profil radial correspondant à l’image de l’étoile est donnée en lignes continues, et celui de l’image coronographique en lignes tirets. Les couleurs correspondent à 3 filtres différents : Y en bleu (1.06 μm), J en vert (1.19 μm), et H en rouge (1.68 μm).


Le LESIA a également participé au développement :

  • d’un senseur de front d’onde IR qui permet d’asservir la position de l’étoile sur le coronographe avec une précision de 0,5 mas soit environ 100 fois mieux que la résolution théorique du télescope.
  • des miroirs tip tilt
  • du calculateur temps réel pour l’optique adaptative
  • des tests d’intégration de l’optique adaptative, qui se sont déroulés dans une salle blanche du LESIA

Evaluation des Performances

Enfin, nous avons également fourni au consortium SPHERE un code de simulation de l’instrument permettant d’évaluer les tolérances de certains sous-systèmes (positionnement, inclinaison de certaines optiques) ainsi que les performances de détection pour divers cas d’étoiles et de planètes comme illustré sur la figure suivante. Ces résultats nous montrent que SPHERE a les performances nécessaires pour étudier des planètes géantes gazeuses jusqu’à environ 1 masse de Jupiter.

Simulation des performances de SPHERE pour 2 cas d'étoiles
Simulation des performances de SPHERE pour 2 cas d’étoiles

Les courbes correspondent aux différents niveaux de traitement décrit précédemment (paragraphe Caractéristiques Instrumentales). Les croix de couleurs correspondent à différentes températures de planètes. Les croix situées au dessus d’une ligne sont détectables.

Personnels Impliqués et Fonctions

NomsResponsabilités
Anthony Boccaletti scientifique + simulations + coronographie
Pierre Baudoz scientifique + analyseur IR + coronographie
Jacques Baudrand prototypage coronographes
Olivier Dupuis mécanique et intégration
Jérôme Parisot bancs de tests
Frédéric Chapron mécanique
Bernard Talureau cryogénie
Tristan Buey responsable Tests et Intégration de l’OA
Pernelle Bernardi optique
Jean-Michel Reess optique
Michel Marteaud mécanique
Gerard Rousset scientifique + Optique adaptative
Arnaud Sevin calculateur Temps Réel pour l’OA
Pierre Gigan tip-tilt
Denis Perret tip-tilt

Avancement du Projet

Le projet SPHERE a passé la Final Design Review devant l’ESO en décembre 2008. Les composants coronographiques ont été fabriqués puis testés entre 2009 et 2010. Ils ont ensuite été intégrés dans l’instrument à l’IPAG où des tests ont été menés en 2012 et 2013. SPHERE a été envoyé au Chili en début 2014 pour être commissionné en mai 2014. Après sa 1ère lumière en mai 2014, l’instrument est maintenant ouvert à la communauté.

Autres sources d’informations