Observatoire de Paris Institut national de recherche scientifique français Univerité Pierre et Marie Curie Université Paris Diderot - Paris 7

EPICS - Exo-Planet Imaging Camera and Spectrograph

mercredi 21 janvier 2009, par Anthony Boccaletti & Pierre Baudoz

Une nouvelle gĂ©nĂ©ration de tĂ©lescopes gĂ©ants est actuellement en phase d’Ă©tude et devrait voir le jour Ă  l’horizon 2018 – 2020. Ces Extremely Large Telescopes (ELT) sont, bien entendu, propices Ă  l’imagerie directe d’exoplanètes puisqu’ils permettront d’augmenter la rĂ©solution angulaire de façon significative. EPICS est un des instruments proposĂ©s par l’ESO pour l’ELT EuropĂ©en et pourrait ĂŞtre un instrument de première gĂ©nĂ©ration. L’Ă©tude des systèmes planĂ©taires et idĂ©alement de planètes rocheuses est reconnue comme un objectif astrophysique prioritaire pour cet ELT. Un concept prĂ©liminaire du tĂ©lescope gĂ©ant (42m de diamètre segmentĂ©) sera connu en 2009 Ă  l’issue de la phase B. Parallèlement, des Ă©tudes conceptuelles (phase A) ont dĂ©marrĂ© 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 identifiĂ©es comme objectif prioritaire :

– les planètes gĂ©antes dans les associations jeunes d’Ă©toiles dans le but de dĂ©terminer la frĂ©quence initiale et la distribution de masse des planètes
– les planètes gĂ©antes matures orbitant autour de leur Ă©toile Ă  des sĂ©parations plus grandes que 5 UA dans le voisinage solaire (<20pc)
– les planètes gĂ©antes chaudes ou jeunes dĂ©couvertes prĂ©cĂ©demment pour affiner leur caractĂ©risation
– les planètes rocheuses massives autour des Ă©toiles proches (<10pc) et idĂ©alement dans la zone habitable (pour des Ă©toiles situĂ©es Ă  moins de 4pc). Ces Super Terres deviennent maintenant dĂ©tectable avec des mĂ©thodes indirectes.

Pour atteindre ces objectifs ambitieux, il faudra amĂ©liorer les performances d’un facteur 10 Ă  100 par rapport Ă  SPHERE.

Une analyse basĂ©e sur des hypothèses prĂ©liminaires (performances de l’instrument, distribution des planètes) montre qu’EPICS pourrait atteindre ces objectifs.

Performances d'EPICS
Performances d’EPICS

Rapport d’intensitĂ© planète/Ă©toile en fonction de la sĂ©paration angulaire pour une population de planètes connues (points colorĂ©s) comparĂ© au contraste atteint par SPHERE (ligne continue) et EPICS (ligne en tirets). Les planètes dĂ©jĂ  dĂ©tectĂ©es par vitesses radiales sont donc potentiellement dĂ©tectables avec EPICS. crĂ©dits consortium EPICS.

Caractéristiques instrumentales

Sur le plan instrumental, le concept d’EPICS, qui reste très prĂ©liminaire, se base sur l’expĂ©rience de SPHERE en reprenant les Ă©tapes principales c’est Ă  dire :

L’optique adaptative sera nĂ©cessairement plus complexe que celle de SPHERE car on vise un niveau de correction Ă©quivalent mais sur un tĂ©lescope 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 Ă©tĂ© comparĂ©s et le choix se porte vers un analyseur pyramide.

D’autre part, pour que l’imagerie diffĂ©rentielle combinĂ©e Ă  la coronographie soit efficace, on sait qu’il faut rĂ©duire de façon significative les aberrations diffĂ©rentielles mais Ă©galement et surtout les aberrations statiques en amont du coronographe. Pour cela il faudra concevoir des systèmes d’imagerie diffĂ©rentielle sans aberration, et deux concepts de spectrographe intĂ©gral 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 dĂ©fauts directement sur l’image Ă©liminant ainsi les problèmes de trajet diffĂ©rentiel.

Comme pour SPHERE, une voie visible bĂ©nĂ©ficiant d’une correction moyenne mais d’une rĂ©solution angulaire très Ă©levĂ©e est Ă©galement proposĂ©e pour tirer partie de l’augmentation de lumière rĂ©flĂ©chie par une planète proche de son Ă©toile.

DĂ©veloppements instrumentaux

Au LESIA l’activitĂ© se focalise sur le dĂ©veloppement d’un nouveau type de coronographe exploitant la combinaison de plusieurs coronographes 4 quadrants ce qui permet une attĂ©nuation achromatique de l’Ă©toile. Ce 4QPM multiple a dĂ©jĂ  Ă©tĂ© testĂ© 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 Ă  certains paramètres.

Principe optique d'un M4QPM avec 3 étages en série
Principe optique d’un M4QPM avec 3 Ă©tages en sĂ©rie

Chaque Ă©tage 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 Ă  10-8 dans une zone très proche de l’Ă©toile.


D’autres coronographes sont considĂ©rĂ©s pour EPICS. Un important travail de simulation numĂ©rique a Ă©tĂ© menĂ© pour Ă©valuer les performances de chaque coronographe en fonction de plusieurs paramètres. Un exemple est montrĂ© sur la figure suivante.

Simulation numérique d'un coronographe de Lyot Apodisé avec EPICS
Simulation numĂ©rique d’un coronographe de Lyot ApodisĂ© avec EPICS

Le graphe montre un niveau de contraste (par rapport Ă  l’Ă©toile) en fonction de la distance Ă  l’Ă©toile en unitĂ© de rĂ©solution angulaire (lambda/D). Les diffĂ©rentes courbes correspondent Ă  diffĂ©rents paramètres qui influencent le niveau de dĂ©tection.

La deuxième activitĂ© du LESIA concerne le dĂ©veloppement d’un analyseur plan focal permettant de calibrer et donc corriger les dĂ©fauts rĂ©siduels après le coronographe. Le concept repose sur celui de la "Self Coherent Camera" (Baudoz et al. 2006) qui consiste Ă  produire dans le plan du dĂ©tecteur une interfĂ©rence entre l’image elle-mĂŞme et un faisceau de rĂ©fĂ©rence exempt de toutes aberrations et de l’image de la planète. Ce faisceau de rĂ©fĂ©rence est en fait fabriquĂ© Ă  partir de l’image et va donc interfĂ©rer avec celle-ci, alors que l’image de la planète ne pourra pas interfĂ©rer avec la rĂ©fĂ©rence. Un traitement d’image particulier est alors nĂ©cessaire pour rĂ©vĂ©ler la planète. Les performances de ce concept ont Ă©tĂ© Ă©valuĂ©es par simulation (Galicher et al. 2008) et une dĂ©monstration de laboratoire est en cours de dĂ©veloppement.

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

La SCC fabrique un faisceau de rĂ©fĂ©rence (en noir) et le fait interfĂ©rer avec le faisceau scientifique (en rouge). Dans l’image finale les rĂ©sidus stellaires sont codĂ©s et doivent ĂŞtre dĂ©codĂ©s 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 Ă  un niveau compatible avec le niveau d’intensitĂ© d’une planète. Ici la zone de correction est limitĂ©e Ă  16 fois la rĂ©solution angulaire du tĂ©lescope. (voir Galicher et al. pour plus de dĂ©tails).


Personnels Impliqués

Noms Responsabilités
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
GĂ©rard Rousset scientifique

Autres sources d’informations

info portfolio