Le LESIA est actuellement impliqué dans l'étude et la réalisation d'un coronographe à haute dynamique pour l'instrument moyen-IR du JWST (James Webb Space Telescope) précédemment nommé NGST (New Generation Space Telescope). L'objectif de ce coronographe est la détection d'exoplanètes joviennes autour des étoiles les plus proches (d<50pc).

1. Caractéristiques du JWST
Le JWST, destiné à remplacer le HST, est un télescope spatial déployable constitué d'un miroir primaire de 6m de diamètre. Son lancement est prévu pour fin 2010 et il sera situé au point de Lagrange L2 du système Soleil-Terre. L'ensemble des instruments embarqués couvrira un très large domaine spectral s'étendant du visible (0.6micron) à l'infrarouge moyen (28microns). Le télescope sera limité par la diffraction à la longueur d'onde nominale de 2microns.

Vue d'artiste du concept JWST par TRW comprenant un miroir
à 36 pétales hexagonales et un large panneau solaire.

2. L'instrument MIRI
L'instrument moyen IR (MIRI) est développé à travers un partenariat entre la NASA fournissant les détecteurs et un consortium européen qui étudie plus particulièrement l'imageur et le spectrographe. L'équipe française dirigée par P.O. Lagage (CEA/Saclay) est chargée de l'étude optique et mécanique du module imageur. L'étude de phase A s'est terminée en Septembre 2002. Si l'instrument est approuvé, la phase B débutera en 2003.

Design opto-mécanique de l'instrument MIRI/imageur

3. Le coronographe de MIRI
Les masques coronographiques se situeront au plan focal du JWST à l'entrée de l'instrument MIRI. Ils sont composés de 3 masques de Lyot fonctionnant à 10, 15 et 23microns avec une résolution spectrale de 3 à 5 et seront dédiés à l'étude des objets relativement faibles comme les disques circumstellaires ou les Noyaux Actifs de Galaxies. Des masques de phase sont également prévus pour la recherche de planètes extrasolaires aux longeurs d'ondes 5, 10 et 17microns pour une résolution spectrale de 10 à 20. Pour éliminer la diffraction résiduelle après les masques coronographiques il faut également introduire des diaphragmes adaptés dans la roue à filtre se situant dans le plan pupille.

Schéma optique de l'instrument MIRI avec l'implémentation des masques de Lyot et de phase au plan focal ainsi que les diaphragmes associés dans la roue à filtre au plan pupille.

4. Simulations Numériques
Nous avons également développé des simulations numériques pour évaluer les performances des différents coronographes de façon à en déduire les types de planètes détectables avec MIRI. Pour cela, nous avons considéré la forme du miroir du JWST proposée par TRW ainsi que plusieurs types de défauts de phase comme : le piston et tip/tilt résiduels de chaque pétale du miroir primaire, les défauts de surface à hautes fréquences spatiales (similaires au HST), et le jitter résiduel correspondant à un basculement global du front d'onde.

a/ pupille du concept TRW ; b/ diaphragme optimisé pour le masque de phase ; c/ diaphragme optimisé pour le masque de Lyot; d/ jitter résiduel ; e/ défauts de surface haute-fréquence; f/ résidu de cophasage entre les pétales du miroir primaire.

Cette première étape nous renseigne sur le résidu de lumière stellaire sur le détecteur. Pour évaluer ensuite le seuil de détection des planètes extrasolaires, nous avons ajouté à cette simulation des modèles de planètes donnant la température effective en fonction de l'age et de la masse. Nous avons sélectionné 2 types de planètes extrasolaires :

- Les planètes jeunes (50 millions d'années) situées dans l'amas le plus proche (TW Hya) à 50pc, en considérant des masses de 1, 5 et 10 fois la masse de Jupiter.
- Les planètes vieilles (5 milliards d'années) situées à 10pc, avec des masses de 1, 5 et 10 MJ.

A l'issue des simulations, nous avons conclu que les planètes vieilles étaient potentiellement détectables à 20microns jusqu'à 1MJ, et les jeunes à plus courtes longueurs d'ondes (6microns) également jusqu'à 1MJ.


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Résultat de simulation numérique montrant le contraste obtenu à 3s pour le coronographe de Lyot et le coronographe de phase. Les planètes de type Jupiter semblent détectables jusqu'à 1MJ pour une étoile de type M2V située à 10pc. La simulation inclut des défauts de phase entre les pétales du miroir de 30nm rms, des défauts de surface de 130nm rms et un jitter résiduel de 8mas rms.

5. Bancs de Tests du Coronographe de MIRI
Trois bancs de tests successifs seront réalisés pour valider et qualifier les principes optiques du masque de phase à quatre quadrants.

Banc visible Calendrier : ce banc est d'ores et déjà fonctionnel.
Ce banc a été monté pour valider rapidement et simplement les principes de base du système optique. Un masque de phase à quatre quadrants utilisé à 0.64 microns a permis d'atteindre un taux de nulling d'environ 45000.

Banc proche infrarouge Calendrier : décembre 2002.
Ce banc équivalent au précédent mais utilisant un masque de phase quatre quadrants optimisé pour la longueur d'onde 4.5mm, permettra de valider et de qualifier le système dans le proche infrarouge. Il réutilise deux enceintes cryogéniques du laboratoire (BETI et YACADIRE) ; ces deux enceintes permettent de refroidir indépendamment le masque de phase et le détecteur (détecteur provenant du spectromètre infrarouge haute-résolution VIRTIS de la sonde ROSETTA). Ainsi, le comportement du masque de phase pourra être testé entre la température ambiante et 40K.

Banc infrarouge Calendrier : fin 2003.
Ce dernier banc sera la version de qualification du coronographe. De mise en œuvre beaucoup plus lourde il fonctionnera à la température et la gamme spectrale nominales de l'instrument MIRI (bande passante jusqu'à 15microns et température de 7K)

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	Assemblage dans YACADIRE

Ecran thermique

Barillet du filtre 4QPM à tester,
filtre au centre, refroidi à 40 K

Montage dans l'enceinte BETI