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Université Paris-Diderot - Paris VII (23/11/2007), Daniel Rouan, Anthony Boccaletti (Dir.)
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Caractérisation d'un coronographe pour la détection d'exoplanètes avec MIRI/JWST
Céline Cavarroc1

Depuis 1995 et la découverte de la première exoplanète autour d'une étoile de la séquence principale, de nombreux projets ayant pour objectif la détection de planètes extrasolaires ont été développés. À ce jour, la majorité des planètes ont été découvertes par des méthodes indirectes. En effet, la détection directe est rendue très difficile par le très grand contraste entre l'étoile et la planète ainsi que par la très haute résolution angulaire requise. Une solution à cette problématique est la coronographie. De façon générale, un coronographe est un instrument dont l'objectif est d'atténuer le flux de l'étoile en diminuant la diffraction instrumentale. J'ai étudié ce système pour deux instruments, en l'abordant avec deux angles de vue très différents et complémentaires. J'ai tout d'abord étudié le système coronographique de phase à quatre quadrants de l'instrument MIRI (``Mid-InfraRed Instrument'') sur le télescope JWST (``James Webb Space Telescope''), instrument dont l'un des objectifs principaux est la détection d'exoplanètes de type Jupiter. J'ai, dans un premier temps, participé au travail de recette des coronographes puis je me suis focalisée sur des simulations numériques. J'ai, dans ce cadre, établi la statistique de détection d'exoplanètes pour un échantillon d'étoiles proches. J'ai ensuite évalué les limitations du pointage en mode coronographique puis les spécifications des algorithmes de bord ainsi que les procédures de centrage. Une autre méthode est utilisable pour détecter des exoplanètes sur le JWST : la méthode des transits. Je l'ai étudiée dans le cas particulier d'une Terre primitive, en considérant deux des instruments du JWST. Dans un deuxième volet, je me suis intéressée aux possibilités de détection directe d'exoplanètes telluriques sur les ELTs (``Extremely Large Telescopes'') en utilisant un système coronographique. Le rapport de flux entre la planète et l'étoile est, dans ce cas de $2.10^{-10}$ en proche infrarouge. J'ai étudié, à partir d'une modélisation analytique et numérique détaillée, l'imagerie différentielle simultanée en aval du coronographe; j'ai quantifié l'impact des aberrations statiques et montré que les contraintes imposées sur la qualité des optiques étaient très fortes. Une autre contrainte très forte sur la détection d'exoplanètes est le bruit de photons qui est imposé par le niveau de l'image directe et donc par les résidus liés aux imperfections du front d'onde issu de l'optique adaptative; j'ai donc étudié l'intérêt d'installer un ELT au dôme C où la turbulence est moins importante et donc la correction meilleure. J'ai enfin estimé les limitations supplémentaires apportées par l'utilisation de coronographes réels (donc imparfaits) et par des systèmes de
calibration spectrale.
1:  LESIA - Laboratoire d'études spatiales et d'instrumentation en astrophysique
Astronomie – Instrumentation – Imagerie à haute dynamique

Caracterisation of a coronagraph for the direct detection of exoplanet with MIRI/JWST
Since the first discovery of an exoplanet in 1995 around a main sequence star, many projects have been deployed with the goal to detect extrasolar planets. At this time, most planets have been discovered by indirect means. Indeed, direct detection is made very difficult because both a very high contrast between the star and the planet and a very high angular resolution are needed. A solution to this problem is coronagraphy. A coronagraph is an instrument designed to attenuate the flux of the star by reducing the instrumental diffraction. I have studied this system for two different instruments, with two very different approaches. I have first studied the four quadrant phase mask coronagraph of MIRI (``Mid-InfraRed Instrument''), an instrument of the JWST (``James Webb Space Telescope''). The main objective of this instrument is to detect Jupiter-like planets. I have constributed to the control test of coronographic components. Then I focused on coronagraphic simulations. In this context, I have established the statistical properties of exoplanet detectability around the nearest stars. Then I have estimated the pointing limitations in coronagraphic mode. Besides, I have specified the on-board algorithms and the pointing procedures. Another method which can be used to detect exoplanets on the JWST is the transit method. I have studied it in the peculiar case of a primordial Earth considering two instruments of the JWST. In a second time, I focused on the direct detection of Earth-like planets with a coronagraphic device on the ELTs (``Extremely Large Telescope''). The flux contrast between the star and the planet is $2.10^{-10}$ in the near infrared. I have studied from an analytical and numerical point of view the interest of a simultaneous differential imaging after the coronagraph. I have quantified the impact of static aberrations and the requirement on optical quality. Another constraint is set by the photon noise. The level of this photon noise is imposed by the adaptive optics; consequently, I have studied an ELT at the dome C where the turbulence is less important and thus, where the correction is larger. At last, I have underlined the additionnal limitations brought by real coronographs and by a simultaneous spectral calibration.

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