Recherche exoplanètes en Coronographie

La coronographie est une méthode de détection directe, c'est à dire que l'on va chercher à mesurer directement les photons réfléchis ou émis par la planète.
Bien évidemment ces exo-planètes sont des astres très faibles et angulairement très proches de leurs étoiles hôtes.
Dans le spectre visible une planète réfléchit directement la lumière de l'étoile et le flux réfléchi est proportionnel au flux reçu de l'étoile, à la distance étoile-planète, au rayon de la planète et à son albédo.
Typiquement, pour une planète comme Jupiter et une étoile solaire, le flux réfléchi est 1 milliard de fois plus faible que le flux reçu.
Dans l'IR thermique, une planète re-émet le flux qu'elle a absorbé en visible mais cette fois-ci l'étoile elle-même est beaucoup plus faible ce qui donne des rapports d'intensité d'environ 1 million (pour une longueur d'onde d'environ 10µm).
En ce qui concerne la séparation angulaire, celle-ci dépend de la distance étoile-planète mais aussi de la distance du système planétaire par rapport à l'observateur.
A une distance de 10pc, le système Soleil-Jupiter serait séparé de seulement 0.5" et le système Soleil-Terre de 0.1".
Bien que cette séparation soit plus grande que la résolution des télescopes actuels (0.05" pour un télescope de 8m en proche IR et 0.01" pour ce même télescope en visible), la problématique est d'atteindre un contraste très élevé (

) à de telles distances angulaires.

La solution la plus simple à envisager consiste donc à bloquer la lumière de l'étoile tout en laissant transmettre la lumière de la planète. Le principe du coronographe de Lyot est explicité à l'adresse suivante (http://www.lesia.obspm.fr/astro/corono/pages/princ.html). Ce coronographe inventé par Lyot dans les années 30 pour observer la couronne solaire consiste à placer un disque opaque dans le plan focal du télescope pour cacher la source brillante (le Soleil ou une autre étoile). La taille de ce masque peut donc être adapté à l'objet observé. La présence de ce masque crée par effet de diffraction une redistribution de la lumière dans le plan pupille suivant. Il faut donc placer un diaphragme adapté pour éliminer cette partie de la lumière stellaire. Le coronographe est en fait formé d'un couple masque/diaphragme.

Schéma de principe du coronographe de Lyot stellaire.
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Une pupille circulaire donne une tache d'Airy
dans le plan focal. Le masque permet de bloquer la partie centrale de cette image mais produit une
diffraction dans la pupille qui devient noire au centre et brillante au bord de son support.
Un diaphragme adapté permet de retirer cette anneau brillant et une dernière lentille collimate le
faisceau sur le détecteur où l'on obtient une image atténuée de l'étoile centrale.

Toutefois, le coronographe de Lyot ne suffit pas pour détecter des planètes car le masque focal est trop grand et l'atténuation de l'étoile est trop faible. C'est en fait depuis la découverte indirecte de la première exo-planète par Mayor et Queloz (1995) que de nouveaux types de coronographes sont apparus comme notamment les masques de phase (Roddier & Roddier 1997, Rouan et al. 2000). Ces masques de phase modifient la phase de l'onde incidente au lieu de l'amplitude. On crée en fait un déphasage de

sur la moitié de l'image pour la faire interférer avec l'autre moitié. Ce déphasage peut être obtenu par la traversée d'une lame transparente dont l'épaisseur /2(n-1) , où n est l'indice du matériau et la longueur d'onde.
Ces coronographes donnent une atténuation totale de l'étoile centrale et permettent de s'approcher extrêmement près de l'étoile (une fraction de la tache de diffraction). Néanmoins ce type de coronographe n'est pas achromatique puisque le déphasage de n'est obtenu que pour une seule longueur d'onde.
Plusieurs techniques sont en cours d'étude pour rendre ce composant achromatique.

Images des masques de phase de type Roddier (à gauche) et à 4 quadrants (à droite)
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Le déphasage de 'pi' est obtenu sur une partie de l'image qui intercepte la moitié de l'amplitude complexe. Le masque de Roddier possède un chromatisme de phase et un chromatisme géométrique alors que le masque à 4 quadrants ne donne qu'un chromatisme de phase.

Il faut également mentionner un autre type de coronographe le CIA (Coronographe Interférentiel Achromatique) qui réalise également une interférence destructive mais dans le plan pupille (Gay & Rabbia 1996). Par l'intermédiaire d'un système optique équivalent à un interféromètre de Michelson modifié on fait subir un déphasage de

à l'une des 2 voies ainsi qu'une rotation de 180°. Lorsqu'on re-superpose les 2 voies, les fronts d'ondes de l'objet sur l'axe se soustraient alors que ceux d'un compagnon situé hors-axe créent 2 images symétriques.

Dans la réalité, le coronographe est inséré dans un système optique complexe constitué du télescope et de l'instrument focal qui possède un certain nombre de défauts (polissage, aberrations des optiques, résidu de jitter, …) qui ne permettent jamais d'atteindre les performances théoriques de ces coronographes. Au sol, la turbulence atmosphérique déforme le front d'onde, et même après correction par une optique adaptative il reste un résidu de défaut de phase considérable qui génère des "speckles" (interférences aléatoires) dans le plan image. Ces speckles évoluent temporellement (quelques millisecondes) et brouille rapidement l'image.

En résumé les bruits à combattre pour détecter une planète sont les suivants :
- bruit de photon du résidu stellaire
- bruit de photon de la planète
- bruit de speckle
- bruit du fond (source étendue)
- bruit de lecture
- + divers bruits instrumentaux

Le coronographe quant à lui, ne peut que réduire la première composante. Il existe d'autres techniques pour atténuer la contribution du bruit de speckles par exemple par des méthodes différentielles. Enfin, pour réduire le bruit de photon sur la planète, le bruit du fond et le bruit de lecture, la solution consiste à intégrer suffisamment longtemps car le signal à bruit varie comme la racine du temps de pose. Cela n'est vrai que si ces bruits sont stables dans le temps, d'où la nécessité d'un instrument très stable.

Autres applications

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La coronographie n'est pas seulement utile pour la détection de planètes extrasolaires. La détection des disques circumstellaires autour d'étoiles brillantes est également un sujet de prédilection pour un coronographe. Tous les disques observés en proche IR ou en visible que ce soit depuis l'espace avec HST ou depuis le sol, ont pu l'être grâce à un coronographe de Lyot. Plus récemment, des chercheurs américains ont obtenu la première image d'un quasar avec un coronographe sur HST, le but étant d'éteindre la partie centrale très brillante du noyau pour observer la faible structure de la galaxie environnant le quasar. C'est donc une technique applicable pour toutes les galaxies à noyaux actifs.

Le coronographe de Lyot est en fait le seul à être installé sur les télescopes actuels. Mais le CIA et le masque de phase ont récemment été testés avec succès sur le ciel et pourraient prochainement venir remplacer la génération des coronographes de Lyot.

pour plus de détails
voir le document (powerpoint, zippé)

Coronographie pour les Nuls

Contacts

Anthony Boccaletti
Daniel Rouan