Astronomie Québec n°2-3 sep/oct 2013
Astronomie Québec n°2-3 sep/oct 2013
  • Prix facial : gratuit

  • Parution : n°2-3 de sep/oct 2013

  • Périodicité : bimestriel

  • Editeur : Pierre Paquette

  • Format : (216 x 279) mm

  • Nombre de pages : 48

  • Taille du fichier PDF : 4,3 Mo

  • Dans ce numéro : HR 8799... première image d'un autre système planétaire.

  • Prix de vente (PDF) : gratuit

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Premiers pas dans un nouveau domaine de l’astronomie Prendre des clichés d’exoplanètes n’est certainement pas une tâche facile. Les planètes, contrairement aux étoiles, ne sont pas suffisamment massives pour bruler de l’hydrogène en leur centre. Les planètes se forment dans un disque de poussière et de gaz autour des étoiles et se refroidissent lentement avec le temps. La combinaison de leur petite taille, de leur faible température, et de leur proximité à leur étoile les rendent très difficiles à détecter. Une planète comme Jupiter est environ 250 millions de fois plus faible que le Soleil, alors que la Terre est plus de un milliard de fois plus faible. Pour déceler les planètes, des techniques demeurent nécessaires pour masquer ou soustraire le signal des étoiles. J’utilise souvent la comparaison suivante pour décrire l’ampleur du problème : imaginez que le mont Everest représente la quantité de lumière émise par une étoile ; à cette échelle, le signal d’une planète comme Jupiter serait de la taille d’un ballon de basketball, alors que celui de la Terre serait comme une fourmi marchant sur l’Everest. L’imagerie d’exoplanètes est avant tout un défi technologique. étaient toujours un problème. Avec ces données, j’ai aussi identifié un nouveau problème majeur : l’existence d’un bruit quasi-statique, possiblement provenant des optiques de nos instruments. L’interprétation de ce nouveau problème ne faisait pas l’unanimité dans l’équipe. Un intéressant débat — qui dura plus de 2 ans — s’ensuivit aussi entre le chef de l’équipe et moi sur les limites qu’imposaient les aberrations optiques des télescopes et des instruments à l’imagerie d’exoplanètes. Une seconde caméra infrarouge (TRIDENT, mon projet de thèse, figure 2) a été construite dans le but de réduire les effets de la turbulence atmosphérique. La caméra TRIDENT fut la toute première caméra au monde optimisée pour l’imagerie d’exoplanètes. Figure 1 : Le système d’optique adaptative PUEO du Télescope Canada-France-Hawaii (image provenant du manuel d’utilisation de PUEO). Courtoisie de la Corporation Canada- France-Hawaii. Toutes les images sont de l’auteur, sauf mention contraire. L’histoire de notre découverte de HR 8799 a commencé au milieu des années 1990. Le personnel du télescope Canada– France–Hawaii (TCFH) de 3,6 m de diamètre venait de mettre au point l’un des premiers systèmes d’optique adaptative au monde, le système PUEO (figure 1). Ce système, toujours en opération aujourd’hui, dispose d’un miroir qui se déforme des centaines de fois par seconde pour contrecarrer les effets néfastes de la turbulence atmosphérique. Des images de qualité exceptionnelle pouvaient dorénavant être acquises à partir du sol. La résolution obtenue dépassait celle du télescope spatial Hubble. Réalisant que ce système avait la capacité de prendre des images d’exoplanètes, le Dr René Racine et son équipe de l’Université de Montréal ont imaginé le projet de caméra infrarouge pour la détection d’exoplanètes. La première caméra (MONICA) prenait simplement des images dans l’infrarouge. Un jeune étudiant gradué très déterminé (je vous laisse deviner qui…) se joignit à l’équipe pour faire le traitement et l’analyse des images. Les premières données de cette caméra ont montré que les résidus de correction de la turbulence atmosphérique Figure 2 : Premières images de la caméra TRIDENT à l’observatoire du Mont-Mégantic (2001). Les images simultanées sont de Saturne près de la bande d’absorption du méthane (1,6 micron). En haut à gauche : image dans le continuum (planète et anneau brillants) et les deux autres dans la bande du méthane (planète faible et anneau brillant). Une image de la caméra se trouve en bas à gauche. Cette caméra prenait trois images simultanées de l’étoile et de ses environs dans trois couleurs infrarouges. La combinaison de ces trois images devait permettre la soustraction de tous les résidus atmosphériques. Suite à des tests en laboratoire et lors de la première mission au TCFH, la réalité des aberrations optiques et de leurs effets très néfastes a été finalement confirmée. La caméra TRIDENT avait trop d’aberrations optiques pour atteindre son objectif scientifique. Malgré l’échec, cet instrument nous a quand même permis d’apprendre beaucoup sur la problématique de l’imagerie à haut contraste. C’est alors que notre projet d’imagerie d’exoplanètes à pris une toute autre direction : la recherche d’une technique d’imagerie efficace pour soustraire les aberrations optiques des instruments et des télescopes. 10 Astronomie-Québec Septembre–octobre 2013
Résoudre le problème des tavelures optiques Résoudre le problème des aberrations optiques était crucial pour la détection d’exoplanètes. Après la correction de la turbulence atmosphérique, tous les défauts optiques du télescope et des instruments apparaissent dans les images sous forme de tavelures qui sont identiques aux planètes que l’on cherche. Ces tavelures peuvent survivre plusieurs minutes, voire des heures ; il fallait donc trouver un moyen d’enlever ces tavelures sans soustraire en même temps le signal des planètes que l’on recherche. Une première partie de la solution a été trouvée lors de la deuxième mission de la caméra TRIDENT au TCFH. Durant la première nuit d’observation, j’ai eu l’idée de faire tourner la caméra TRIDENT et le système d’optique adaptative PUEO pour découpler les aberrations optiques des planètes. Le lendemain, nous avons obtenu toutes les autorisations nécessaires pour faire ce test prometteur. La nuit suivante, un gain d’un facteur 5 a été obtenu avec cette approche, mais ce n’était toujours pas suffisant pour permettre la détection d’exoplanètes. Lors de la conférence SPIE 2002 à Kona, Hawaï (où j’ai présenté les résultats de la caméra TRIDENT pour la première fois), j’ai assisté à une présentation sur le Télescope spatial Hubble. Les astronomes utilisaient la même idée de faire tourner le télescope pour soustraire les tavelures statiques. L’avantage du télescope Hubble par rapport à nos tests avec TRIDENT au TCFH est qu’il est peut tourner en entier. J’ai alors eu l’idée de l’imagerie différentielle angulaire (IDA). En observant avec un télescope à monture azimutale au sol, on pourrait générer cette rotation de façon automatique tout en permettant de garder parfaitement aligné tout le train optique du télescope et des instruments, optimisant la stabilité des tavelures optiques et permettant une meilleure soustraction de celles‐ci. Nous avons dû attendre la fin de l’année 2003 lors des premières lumières du système d’optique adaptative Altair de Gemini Nord (télescope de 8 m à monture azimutale) pour tester la technique IDA. L’implémentation de la technique IDA était très simple : un moteur faisait tourner les instruments dans le but d’éviter d’avoir une rotation du champ avec le temps — c’est exactement cette rotation qu’on veut avoir pour la technique IDA, alors il fallait simplement déconnecter ce moteur ! Le personnel de Gemini eut des premières réactions intéressantes à nos demandes : ils se demandaient bien pourquoi on voulait déconnecter ce moteur, et pourquoi nos observations étaient aussi simples (série de poses sans rien bouger ou changer). Les résultats ont été tout simplement époustouflants : un gain d’un facteur 100 a été obtenu (figure 3). Nous avons maintenant entre nos mains la meilleure technique d’observation d’exoplanètes au monde ! Figure 3 : Images obtenues avec la technique IDA au Keck. À gauche : image brute d’une étoile après avoir enlever un profil radial d’intensité. À droite : image finale IDA. La technique IDA permet de détecter des objets 100× plus faibles que dans une image brute. Les premiers sondages avec la technique IDA Afin de capitaliser les succès de la nouvelle technique IDA, mes collaborateurs (dont le professeur René Doyon et David Lafrenière) et moi avons fait un premier sondage (le sondage GDPS) sur 80 étoiles jeunes et proches au télescope Gemini Nord. David Lafrenière a dirigé ce sondage pendant que je terminais ma thèse et que je déménageais en Californie, au Lawrence Livermore National Laboratory, pour des recherches postdoctorales avec le chercheur Bruce Macintosh. Le GDPS, qui a duré de 2004 à 2007, n’a malheureusement pas trouvé d’exoplanètes malgré le fait que nous étions capables d’en détecter — celles ayant quelques fois la masse de Jupiter et situées au-delà de 10 à 20 unités astronomiques (au) de leur étoile. Beaucoup de personnes commençaient à douter de l’existence de planètes gazeuses à grandes séparations. Un regain d’espoir est apparu lors d’une rencontre Septembre–octobre 2013 www.astronomie-quebec.com 11



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