LESIA - Observatoire de Paris

EPICS - Exo-Planet Imaging Camera and Spectrograph

mercredi 21 janvier 2009, par Anthony Boccaletti & Pierre Baudoz

Une nouvelle génération de télescopes géants est actuellement en phase d’étude et devrait voir le jour à l’horizon 2018 – 2020. Ces Extremely Large Telescopes (ELT) sont, bien entendu, propices à l’imagerie directe d’exoplanètes puisqu’ils permettront d’augmenter la résolution angulaire de façon significative. EPICS est un des instruments proposés par l’ESO pour l’ELT Européen et pourrait être un instrument de première génération. L’étude des systèmes planétaires et idéalement de planètes rocheuses est reconnue comme un objectif astrophysique prioritaire pour cet ELT. Un concept préliminaire du télescope géant (42m de diamètre segmenté) sera connu en 2009 à l’issue de la phase B. Parallèlement, des études conceptuelles (phase A) ont démarré en 2008 sur les instruments focaux dont EPICS.

Vue conceptuelle d'un ELT de 42m
Vue conceptuelle d’un ELT de 42m

crédits ESO

Objectifs

EPICS reprend des objectifs similaires à SPHERE mais en se focalisant sur des planètes de plus faibles masses ou moins brillantes.

Quatre classes de planètes sont identifiées comme objectif prioritaire :

- les planètes géantes dans les associations jeunes d’étoiles dans le but de déterminer la fréquence initiale et la distribution de masse des planètes
- les planètes géantes matures orbitant autour de leur étoile à des séparations plus grandes que 5 UA dans le voisinage solaire (<20pc)
- les planètes géantes chaudes ou jeunes découvertes précédemment pour affiner leur caractérisation
- les planètes rocheuses massives autour des étoiles proches (<10pc) et idéalement dans la zone habitable (pour des étoiles situées à moins de 4pc). Ces Super Terres deviennent maintenant détectable avec des méthodes indirectes.

Pour atteindre ces objectifs ambitieux, il faudra améliorer les performances d’un facteur 10 à 100 par rapport à SPHERE.

Une analyse basée sur des hypothèses préliminaires (performances de l’instrument, distribution des planètes) montre qu’EPICS pourrait atteindre ces objectifs.

Performances d'EPICS
Performances d’EPICS

Rapport d’intensité planète/étoile en fonction de la séparation angulaire pour une population de planètes connues (points colorés) comparé au contraste atteint par SPHERE (ligne continue) et EPICS (ligne en tirets). Les planètes déjà détectées par vitesses radiales sont donc potentiellement détectables avec EPICS. crédits consortium EPICS.

Caractéristiques instrumentales

Sur le plan instrumental, le concept d’EPICS, qui reste très préliminaire, se base sur l’expérience de SPHERE en reprenant les étapes principales c’est à dire :

L’optique adaptative sera nécessairement plus complexe que celle de SPHERE car on vise un niveau de correction équivalent mais sur un télescope dont le diamètre est 5 fois plus grand. L’impact de la turbulence est donc plus important. Il faut donc corriger plus vite et mieux. Deux concepts d’analyseur de surface d’onde ont été comparés et le choix se porte vers un analyseur pyramide.

D’autre part, pour que l’imagerie différentielle combinée à la coronographie soit efficace, on sait qu’il faut réduire de façon significative les aberrations différentielles mais également et surtout les aberrations statiques en amont du coronographe. Pour cela il faudra concevoir des systèmes d’imagerie différentielle sans aberration, et deux concepts de spectrographe intégral de champ sont en cours de comparaison. La correction des aberrations statiques communes est primordiale et l’on envisage un analyseur en plan focal (contrairement au système d’optique adaptative) qui permettra de mesurer les défauts directement sur l’image éliminant ainsi les problèmes de trajet différentiel.

Comme pour SPHERE, une voie visible bénéficiant d’une correction moyenne mais d’une résolution angulaire très élevée est également proposée pour tirer partie de l’augmentation de lumière réfléchie par une planète proche de son étoile.

Développements instrumentaux

Au LESIA l’activité se focalise sur le développement d’un nouveau type de coronographe exploitant la combinaison de plusieurs coronographes 4 quadrants ce qui permet une atténuation achromatique de l’étoile. Ce 4QPM multiple a déjà été testé avec succès (voir figure suivante). L’objectif est de concevoir maintenant un système plus compact et aussi continuer le prototypage vers l’infrarouge. Le M4QPM fonctionne sur une gamme de longueur d’onde plus large que le 4QPM et est aussi moins sensible à certains paramètres.

Principe optique d'un M4QPM avec 3 étages en série
Principe optique d’un M4QPM avec 3 étages en série

Chaque étage comprend un masque 4QPM et un diaphragme (Baudoz et al. 2007).

Image coronographique obtenue avec un prototype M4QPM
Image coronographique obtenue avec un prototype M4QPM

Les contrastes atteignent 10-7 à 10-8 dans une zone très proche de l’étoile.


D’autres coronographes sont considérés pour EPICS. Un important travail de simulation numérique a été mené pour évaluer les performances de chaque coronographe en fonction de plusieurs paramètres. Un exemple est montré sur la figure suivante.

Simulation numérique d'un coronographe de Lyot Apodisé avec EPICS
Simulation numérique d’un coronographe de Lyot Apodisé avec EPICS

Le graphe montre un niveau de contraste (par rapport à l’étoile) en fonction de la distance à l’étoile en unité de résolution angulaire (lambda/D). Les différentes courbes correspondent à différents paramètres qui influencent le niveau de détection.

La deuxième activité du LESIA concerne le développement d’un analyseur plan focal permettant de calibrer et donc corriger les défauts résiduels après le coronographe. Le concept repose sur celui de la "Self Coherent Camera" (Baudoz et al. 2006) qui consiste à produire dans le plan du détecteur une interférence entre l’image elle-même et un faisceau de référence exempt de toutes aberrations et de l’image de la planète. Ce faisceau de référence est en fait fabriqué à partir de l’image et va donc interférer avec celle-ci, alors que l’image de la planète ne pourra pas interférer avec la référence. Un traitement d’image particulier est alors nécessaire pour révéler la planète. Les performances de ce concept ont été évaluées par simulation (Galicher et al. 2008) et une démonstration de laboratoire est en cours de développement.

Concept de la "Self Coherent Camera"
Concept de la "Self Coherent Camera"

La SCC fabrique un faisceau de référence (en noir) et le fait interférer avec le faisceau scientifique (en rouge). Dans l’image finale les résidus stellaires sont codés et doivent être décodés par un algorithme particulier pour les distinguer d’une planète.

Simulation numérique de la "Self Coherent Camera"
Simulation numérique de la "Self Coherent Camera"

La SCC permet de mesurer les aberrations et de les corriger à un niveau compatible avec le niveau d’intensité d’une planète. Ici la zone de correction est limitée à 16 fois la résolution angulaire du télescope. (voir Galicher et al. pour plus de détails).


Personnels Impliqués

NomsResponsabilités
Anthony Boccaletti scientifique
Pierre Baudoz scientifique
Jacques Baudrand prototypage + optique
Raphaël Galicher (thésitif) Prototypage et simulations numériques
Patrice Martinez (postdoc ESO) simulations numériques
Marion Mas (thésitive) Prototypage et simulations numériques
François Assémat (postdoc) prototypage et mesures
Olivier Dupuis mécanique et intégration
Gérard Rousset scientifique

Autres sources d’informations