Détection des systèmes exoplanétaires par détection indirecte

Détection des systèmes exoplanétaires par détection indirecte

Parmi les exoplanètes dont la détection est confirmée à ce jour, soit quasiment un millier d’objets  , la plupart ont été détectées par des méthodes indirectes que sont principalement la vélocimétrie radiale, qui permit la découverte de la première exoplanète orbitant autour d’une étoile de la séquence principale, 51 Peg (Mayor & Queloz, 1995; Marcy & Butler, 1995), et la méthode des transits. Les relevés effectués par ces deux méthodes ne cessent de croître et de gagner en précision, conduisant régulièrement à de nouvelles détections. Une autre technique indirecte que nous ne détaillerons pas ici, moins prolifique mais qui contribue tout de même significativement au nombre de détections de compagnons planétaires  est la méthode exploitant le phénomène de lentille gravitationnelle (par exemple, Abe et al., 2004; Beaulieu et al., 2006). Quant à la méthode astrométrique, elle reste encore très marginale, car plus appropriée pour détecter des objets plus massifs d’un système binaire par exemple. Une seule exoplanète détectée par cette méthode est recensée à ce jour dans le catalogue en ligne (Bennett et al., 2008).

Détection par vélocimétrie radiale 

La méthode de vélocimétrie radiale est la plus efficace à ce jour pour détecter les exoplanètes. Elle consiste à détecter la variation de longueur d’onde des raies du spectres due à l’effet Doppler, ce qui donne accès à la vitesse radiale de l’étoile suivant la ligne de visée et permet de caractériser le mouvement réflexe de l’étoile induit par la rotation d’un second corps. Plus la précision sur la mesure de vitesse radiale est grande, plus la sensibilité aux objets de faible masse est grande. Le spectrographe ELODIE, qui était installé au télescope de 1,93 m de l’Observatoire de Haute Provence de 1994 à 2006, permettait d’atteindre une précision de l’ordre de 6 10 m/s, avec une résolution de 42 000 (Baranne et al., 1996). À ce niveau de précision, il permit la découverte de 51 Peg (Mayor & Queloz, 1995), planète massive orbitant près de son étoile hôte (Jupiter chaud). La découverte fut immédiatement confirmée par des chercheurs de Berkeley, qui utilisèrent le spectrographe Hamilton de l’Observatoire Lick (Marcy & Butler, 1995).

À ce jour, le spectrographe le plus précis est HARPS, High Accuracy Radial velocity Planet Searcher, installé sur un télescope de 3,6 m de l’ESO et permet d’accéder à une précision inférieure au m/s pour une résolution spectrale de 115 000 (Pepe et al., 2000; Mayor et al., 2003). La détection de nouvelles exoplanètes est ainsi régulièrement rapportée (par exemple Delfosse et al., 2013; Bonfils et al., 2013, pour les articles les plus récents) depuis sa mise en fonction en 2003. Le succès de cette méthode est tel que sa réplique HARPS-N est maintenant en service au Telescopio Nazionale Galileo (TNG, Cosentino et al., 2012).

Pour détecter des planètes toujours plus légères, typiquement d’une masse terrestre, le degré de précision requis est de l’ordre de la dizaine de centimètres par seconde. Cela correspond à un niveau de signal où de nombreux signaux parasites doivent alors être minutieusement modélisés et pris en compte dans l’ajustement des données. Ainsi, Dumusque et al. (2012) ont rapporté la détection d’une planète de masse minimale de l’ordre de la masse de la Terre orbitant en 3,3 jours autour de l’étoile α Centauri B, la plus proche du système solaire. Il a fallu pour cela mener une réduction des données prenant en compte les signaux parasites induits par l’activité stellaire (modes d’oscillation, granulation, rotation de cellules à la surface de l’étoile, cycle magnétique). À noter que ces signaux constituent une probable source de limitation en détection des signaux les plus faibles, car de longues périodes d’acquisition sont requises pour augmenter le rapport signal-sur-bruit et pouvoir faire ressortir le faible signal d’une potentielle planète de masse terrestre (α Centauri B fut par exemple observée régulièrement sur quatre ans, de 2008 à 2011).

Détection par transit 

La méthode des transits constitue la deuxième source abondante en détections d’exoplanètes. Elle consiste à mesurer la variation du flux d’une étoile, qui diminue lorsqu’une planète transite devant elle. Peu efficace avant les années 1990, les développements de cette méthode se sont intensifiés après la découverte de 51 Peg par vitesse radiale, jusqu’à concerner près d’une vingtaine de projets en 2003 (Horne, 2003). La première détection par transit fut celle du Jupiter chaud orbitant autour de HD 209458 (Charbonneau et al., 2000; Henry et al., 2000), qui avait d’abord été détecté par vélocimétrie radiale. Depuis, de nombreux projets, du sol comme de l’espace, s’appuient sur cette technique photométrique. Les projets au sol dont notamment HATNet (Hungarian Automated Telescope Network, Bakos et al., 2004), WASP (Wide Angle Search for Planets, Pollacco et al., 2006) et récemment HATSouth (Bakos et al., 2013), sont généralement constitués de plusieurs caméras grand champ (que l’on trouve dans le commerce, ce qui limite considérablement les frais de développement) couplés à de petits télescopes robotisés (de l’ordre de la dizaine de centimètres de diamètre), permettant d’observer un grand nombre d’étoiles brillantes simultanément. De tels dispositifs présentent l’avantage de fournir de nombreuses nuits d’observation, paramètre essentiel pour le suivi des observations. Les projets spatiaux ont débuté avec la mission CoRoT (Convection, Rotation et Transits planétaires, Baglin et al., 2006) initiée par le CNES et principalement conçu au départ pour des études d’astérosismologie. Les observations de CoRoT ont conduit à près d’une trentaine de découvertes de planètes confirmées (par exemple Léger et al., 2009; Almenara et al., 2013) et plusieurs centaines de candidates. Après avoir été exploité pendant 6 ans, soit deux fois plus longtemps que ce qui était prévu initialement, CoRoT a été mis hors service à la suite d’impacts de particules cosmiques en 2012, interrompant alors la communication et le transfert de données. La mission Kepler de la NASA est la seconde mission spatiale centrée sur les relevés photométriques de centaines de milliers d’étoiles, dont le but est de pouvoir tirer des conclusions statistiques concernant la fréquence des planètes de masse terrestre (Borucki et al., 2010). Lancée en 2009, les observations Kepler recensent à ce jour environ 150 détections d’exoplanètes confirmées et plus de 3 500 candidates  (voir la figure 1.1-b). Le terme « candidat » tient compte du fait que certains signaux correspondent potentiellement à une exoplanète, mais ils n’ont pas encore été confirmés par des mesures de vitesse radiale depuis le sol. En effet, la notion de probabilité de faux signal positif est essentielle pour ce genre de relevés car il faut prendre en compte qu’un signal de transit seul peut éventuellement s’interpréter comme le signal provenant d’une binaire à éclipse avec deux étoiles de séquence principale. On peut également confondre un signal provenant d’une planète géante dans une configuration où seule l’éclipse secondaire est visible (la planète passe derrière l’étoile) avec un signal de planète de masse terrestre qui passerait devant l’étoile (Brown, 2003; Morton & Johnson, 2011; Fressin et al., 2013; Santerne et al., 2013).

La technique n’en reste pas moins efficace, et de nombreux projets spatiaux à venir s’appuient sur cette méthode de détection : PLATO (PLAnetary Transits and Oscillations of stars Catala, 2009), CHEOPS (CHaracterizing ExOPlanet Satellite Broeg et al., 2013), EChO (Exoplanet Characterization Observatory Tinetti et al., 2012).

Détection par imagerie directe haute dynamique

La méthode de détection directe reste à ce jour marginale comparée aux méthodes indirectes, comme illustré sur la figure 1.1-a, car détecter un compagnon de très faible luminosité aussi près de l’étoile hôte requiert des performances encore difficilement atteintes par les instruments actuels. L’enjeu est cependant capital : l’imagerie directe d’un système planétaire permet la caractérisation de l’orbite, et donc de la masse dynamique (voir le chapitre 5 concernant la détermination de la masse dans un système à deux corps), et donne la possibilité d’analyser spectralement le flux provenant de la planète, et donc d’en étudier sa composition chimique. De plus, l’imagerie directe permet de détecter des compagnons plus éloignés de leur étoile, ce que ne permettent pas les méthodes de vélocimétrie radiale et de transit (pour de grandes séparations, la méthode des transits n’est pas impossible mais devient moins probable, car deux occultations seront beaucoup plus espacées dans le temps, et le système devra être vu quasiment exactement par la tranche, ce qui limite la probabilité de détection). Typiquement ces techniques sont limitées aux séparations inférieures à 5 unités astronomiques. Depuis la découverte de la première exoplanète en 1995, les développements tournés vers l’imagerie directe ont connu un essor considérable. C’est la technique d’optique adaptative (OA, Rousset et al., 1991) qui permit la première détection d’un compagnon de masse planétaire en 2004 (Chauvin et al., 2004) à partir d’observations conduites au VLT. L’optique adaptative consiste à analyser le front d’onde incident, perturbé par l’atmosphère, et à appliquer une correction grâce à un miroir déformable. Les performances de l’OA sont également accrues grâce à des techniques coronographiques, permettant de bloquer la lumière de l’étoile centrale, et ainsi permettre de plus longs temps d’intégration et donc une plus grande sensibilité aux compagnons de faible luminosité. Différents types de masques coronographiques existent, du masque opaque (Lyot, 1939), aux masques de phase annulant la lumière stellaire par interférométrie destructive (Roddier & Roddier, 1997; Rouan et al., 2000; Foo et al., 2005, respectivement pour le masque à déphasage de π, le masque quatre quadrants et le masque vortex).

Cependant, les performances de l’imagerie directe à base d’optique adaptative et coronographie diminuent rapidement aux courtes séparations (< 3λ/D), car du flux parasite subsiste, sous forme de bruit de speckle, ou tavelure, évoluant lentement avec le temps (dû probablement à des aberrations optiques qui évoluent en fonction des variations mécaniques avec la température) et formant des taches qui peuvent ressembler à un compagnon. Des techniques sophistiquées de traitement d’images consistant à soustraire le flux ou les résidus du flux de l’étoile centrale fournissent alors un outil précieux pour repousser les limites de détection, en exploitant par exemple la rotation du champ (Angular Differential Imaging ou ADI, Marois et al., 2006; Lafrenière et al., 2007, avec LOCI) ou s’appuyant sur l’acquisition simultanée à deux longueurs d’onde (Marois et al., 2000), ou suivant deux polarisations (Hinkley et al., 2009). Plusieurs systèmes planétaires, découverts depuis le sol de manière directe, l’ont été par la combinaison de ces techniques, par exemple les systèmes autour de HR 8799 (avec AO/Keck et AO/Gemini, Marois et al., 2008), β Pictoris (avec l’OA NaCo/VLT, Lagrange et al., 2010), κ And (AO188/HiCIAO au télescope Subaru, Carson et al., 2013) et GJ 504 (AO188/HiCIAO au télescope Subaru, Kuzuhara et al., 2013). Les techniques d’imagerie différentielles ont également été appliquées à des images acquises depuis les télescopes spatiaux, ce qui a notamment conduit à la découverte du compagnon planétaire du système Fomalhaut (Kalas et al., 2008). Le nombre des détections directes devrait continuer d’augmenter, notamment grâce aux instruments de nouvelle génération, s’appuyant sur des systèmes d’optique adaptative extrême : Gemini Planet Imager (GPI, Macintosh et al., 2008) et Spectro-Polarimetric High-contrast Exoplanet Research au VLT (SPHERE, Beuzit et al., 2008) dans l’hémisphère Sud, Subaru Coronagraphic Extreme Adaptive Optics (SCExAO, Martinache & Guyon, 2009) dans l’hémisphère Nord. Des limites de détection à 10⁻⁵ , voire 10⁻⁷ sur les cibles les plus brillantes, sont annoncées à quelques λ/D. Des missions spatiales sont également à l’étude, par exemple le SPace Infrared telescope for Cosmology and Astrophysics (SPICA, également doté d’un coronographe, Nakagawa, 2010; Enya et al., 2011) ou déjà en cours de construction, comme le James Webb Space Telescope (JWST, doté entre autres d’un mode coronographique, Boccaletti et al., 2005). En résumé, l’imagerie directe permise par l’optique adaptative et la coronographie est actuellement très performante à des séparations relativement grandes (de l’ordre de la seconde d’angle), mais reste limitée pour des séparations plus courtes (typiquement en dessous de 0,5 seconde d’angle). Des techniques interférométriques permettent alors d’accéder à ces séparations. Par exemple la technique du masquage de pupille, dont le principe est détaillé dans la suite de cette introduction, permet une limite de détection de 10⁻³ à la limite de diffraction d’un télescope (Hinkley et al., 2011). De récentes détections de compagnons autour de T Cha (Huélamo et al., 2011) et LK Ca15 (Kraus & Ireland, 2012) font d’ailleurs usage de cette technique mise en œuvre au VLT et au télescope Keck respectivement.

D’autres techniques prometteuses permettant de détecter de faibles compagnons à la limite de diffraction sont également mises en œuvre en interférométrie annulante et en coronographie. Une méthode a notamment été proposée par Wallner et al. (2004), où les interférences entre deux faisceaux déphasés de π sont réalisées par le couplage dans une même fibre optique monomode (fiber nuller). Une démonstration a été conduite en laboratoire par Haguenauer & Serabyn (2006) en utilisant une source laser monochromatique, aboutissant à une annulation de l’étoile centrale à 10⁻⁶ . Le passage en bande large requiert ensuite de pouvoir induire un déphasage achromatique, ce qui fait l’objet de développements tels que les masques de phase construits suivant une géométrie ressemblant à un damier (Pickel et al., 2013). En coronographie, les masques de phase de type vortex se sont révélés efficaces jusqu’à la limite de diffraction d’une pupille circulaire pleine (s’affranchissant ainsi de la lumière diffractée par une éventuelle obstruction centrale ou par l’araignée), atteignant une limite de détection (à 4σ) de quelques 10⁻⁵ à λ/D (Serabyn et al., 2010). Par ailleurs, l’association d’un masque à apodisation d’amplitude et d’un masque de phase devrait également permettre d’« éteindre » la lumière de l’étoile centrale de manière efficace, jusque des séparations de l’ordre de λ/D, voire en deçà. Récemment, Guyon et al. (2010) a ainsi proposé le principe du PIAACMC (Phase-Induced Amplitude Apodization Complex Mask Coronagraph), et a montré qu’un tel coronographe permettrait théoriquement l’extinction totale de l’étoile centrale, avec une transmission de 50% à 0,64λ/D. En laboratoire, un contraste de 10⁻⁵ a pour l’instant été atteint à 1,2λ/D (Guyon et al., 2012).

Table des matières

1 Introduction
1.1 Contexte de la haute dynamique
1.1.1 Détection des systèmes exoplanétaires par détection indirecte
1.1.2 Détection par imagerie directe haute dynamique
1.2 Le réarrangement de pupille fibré
1.2.1 Diffraction et interférométrie
1.2.2 Masquage et réarrangement de pupille
1.2.3 Observables interférométriques et dynamique
1.3 Un nouveau chapitre pour FIRST
1.3.1 Historique FIRST
1.3.2 Ma contribution et les objectifs de ma thèse
2 De FIRST-9
2.1 FIRST-9, un prototype de laboratoire
2.1.1 Mise en œuvre
2.1.2 Vers le démonstrateur
2.2 Première lumière à l’Observatoire Lick
2.2.1 L’installation au foyer du télescope Shane de l’Observatoire Lick
2.2.2 Les observations
2.2.3 Les résultats de première lumière
2.3 Sensibilité et stabilité
2.3.1 Transmission optique théorique
2.3.2 Efficacité théorique d’injection dans les fibres
2.3.3 Mesure de l’efficacité de transmission à partir des données
2.3.4 Les joies du foyer Cassegrain
2.4 Conclusion
3 … à FIRST-18
3.1 Conception optique et mécanique
3.1.1 Une recombinaison dédoublée et compactée
3.1.2 Conception mécanique
3.1.3 Réglages et optimisations
3.2 Nouvelle configuration pour la pupille d’entrée
3.2.1 Une contrainte pour l’étalonnage
3.2.2 Optimisation de la couverture du plan (u,v)
3.2.3 Les fibres de compensation
3.3 Conclusion
4 Réduction des données FIRST
4.1 Prétraitement et étalonnage
4.1.1 Prétraitement des images
4.1.2 Étalonnages
4.2 Estimation des termes de cohérence
4.2.1 Méthodes de réduction de données interférométriques
4.2.2 Un problème linéaire
4.2.3 Étalonnage de la matrice P2V M
4.3 Estimation des clôtures de phase
4.3.1 Estimateur de bispectre
4.3.2 Étalonnage des clôtures de phase
4.3.3 Les biais de clôture dans les données FIRST
4.4 Conclusion
5 Conclusion

Télécharger le rapport complet