Добірка наукової літератури з теми "Exoplanètes – Imagerie spectroscopique"

L’imagerie directe des exoplanètes reste difficile en raison du contraste élevé et de la faible séparation angulaire entre l'étoile et la planète. Cela nécessite de supprimer l'éblouissement dû à l'étoile et de s'assurer que la lumière faible de la planète n'est pas noyée au milieu de divers bruits. La détection dépend de la maturité des techniques et des algorithmes utilisés, tout en tenant compte des compromis importants sur le contraste brut, la résolution angulaire et la transmission. L'une de ses composantes clés est l'utilisation de coronagraphes - des instruments ayant pour seul but de bloquer/réduire la lumière provenant de l'étoile. Ce travail présente un nouveau type de coronographe de Lyot, inventé par le Dr Yves Rabbia, qui repose sur le principe de la réflexion interne totale frustrée (FTIR) pour supprimer la lumière de l'étoile. Ce coronographe est appelé Evanescent Wave Coronagraph (EvWaCo) en raison de sa nature : son masque au plan focal, comprenant une lentille et un prisme, réfléchit la source hors axe (planète) et transmet la source sur l'axe (étoile) à l’aide des ondes évanescentes. Cette thèse vise à fournir au lecteur les bases qui mettent en évidence les trois principaux avantages d'EvWaCo : i) le masque est intrinsèquement achromatique, ii) la taille du masque est ajustable en modifiant la pression entre la lentille et le prisme, et iii) à la fois la lumière stellaire et la lumière planétaire peuvent être collectées simultanément pour une détection de front d'onde de bas ordre et un centrage approprié de l’étoile. Les performances d'EvWaCo sont évaluées à travers des expériences en laboratoire, puis comparées à des simulations numériques. Les résultats expérimentaux montrent un contraste brut égal à quelques 10-4 à 3 ��/�� sur toute la bande I (��c = 800 nm, ∆��/�� ≈ 20%) et à 4 ��/�� sur toute la bande R (��c = 650 nm, ∆��/�� ≈ 23%). Les simulations confirment la capacité de rejet achromatique d'EvWaCo, montrant un contraste brut de 10-4 à la même distance radiale sur les deux bandes spectrales. Cette thèse se conclut sur un bilan de l’état du banc développé et les perspectives futures
Direct imaging of exoplanets remains challenging due to the high contrast and the small angular separation between the star and the planet. It requires suppressing the blinding glare from the star and ensuring that the planet's faint light is not buried deep in various noises. Successful detection depends on the technological readiness and maturity of techniques and algorithms employed while considering the significant trade-offs on raw contrast, inner working angle, and throughput. One of its key components is the use of coronagraphs – instruments with the sole purpose of blocking/reducing the light from the star. This work presents a new type of Lyot coronagraph, invented by Dr. Yves Rabbia, that relies on the frustrated total internal reflection (FTIR) principle to suppress the starlight. This coronagraph is aptly called the Evanescent Wave Coronagraph (EvWaCo) owing to its nature that its focal plane mask, comprising a lens and a prism, reflects the off-axis source (planet) and transmits the on-axis source (star) by capturing the evanescent waves. This thesis aims to provide the reader with the groundwork that highlights EvWaCo's three main advantages: i) the mask is inherently achromatic, ii) the size of the mask is adjustable by changing the pressure between the lens and the prism, and iii) both the stellar light and the planet light can be collected simultaneously for low-order wavefront sensing, and proper stellar light centering. The performance of EvWaCo is assessed through experiments in a laboratory and then compared to numerical simulations. The experimental results show a raw contrast equal to a few 10-4 at 3 ��/�� over the full I-band (��c = 800 nm, ∆��/�� ≈ 20%) and at 4 ��/�� over the full R-band (��c = 650 nm, ∆��/�� ≈ 23%). The simulations confirm the achromatic rejection capability of EvWaCo as it showed a raw contrast of 10-4 at the same radial distance over both bandpasses. This thesis concludes with the status of its testbed and future perspectives

Les disques de débris sont présents autour de nombreuses jeunes étoiles de la séquence principale. Ils se caractérisent par un environnement poussiéreux, dépourvu de gaz, par opposition à des disques protoplanétaires riches en gaz. Les disques de débris sont également considérés comme des «disques secondaires» car ils sont constitués de grains de poussière non primordiaux générés par des collisions continues de planétésimaux. Des observations récentes dans le sub-millimètre ont apporté des preuves convaincantes qu’une quantité significative de gaz peut être présente dans certains de ces disques.L'imagerie à haut contraste et à haute résolution s'est révélée très efficace pour observer les disques de débris et résoudre leurs structures morphologiques, en traçant la distribution des petits grains de poussière. L'imagerie en lumière diffusée dans le proche infrarouge permet de mesurer la distribution d'intensité dans le disque, qui est liée aux propriétés des grains. L’intensité du disque varie différemment en intensité totale et en intensité polarisée. Il est donc nécessaire d’utiliser les deux méthodes pour mieux contraindre les caractéristiques de la poussière.Compte tenu des avantages de l’imagerie à haut contraste, j’ai cherché à étudier des images de disques de débris obtenues en lumière diffusée par l’instrument SPHERE (Spectro-Polarimetric High-contrast Exoplanet Research), installée au VLT au Chili. Pour obtenir une image en intensité total d’un disque à partir d’une observation coronographique en optique adaptative dans laquelle les résidus stellaires sont réduits, on utilise généralement les techniques d'imagerie différentielle angulaire (ADI) et d'imagerie différentielle polarimétrique (PDI), mais celles-ci peuvent engendrer une auto-soustraction qui doit être corrigée pour retrouver la vraie photométrie. Afin de modéliser les disques de débris, j'ai utilisé un module de transfert radiatif, GRaTer. Ces images synthétiques sont traitées selon une technique de post-traitement identique aux données, ce qui permet de contraindre la morphologie du disque et la distribution des grains. Le but de ma thèse est d'interpréter les variations spectrales et temporelles des disques de débris, à la fois en termes de morphologie et de distribution des grains, pour mieux comprendre la formation de planétaire. Pour ce faire, j'ai étudié la morphologie du disque de débris HD32297 et j’ai développé un modèle reproduisant la distribution de densité et d'intensité du disque. Ce modèle a ensuite été utilisé pour mesurer la luminosité de surface et la réflectance moyenne du disque. La réflectance moyenne a ensuite été comparée à un spectre théorique obtenu pour une distribution de taille de grains et pour différentes compositions de grains. L'ajustement des spectres en réflectance moyenne a fourni un résultat important, indiquant que la taille de grain minimale est bien inférieure à la taille de « blow-out », indépendamment de la composition du grain. Plusieurs explications sont possibles pour expliquer la présence de grains submicrométriques: cascade collisionnelle en régime permanent, mécanisme d'avalanche de collisions et drainage par le gaz lié à la présence d'une grande quantité de gaz dans ce disque de débris. Dans la suite de la thèse je reproduit ce travail pour l’étude des disques de débris HD106906 et HD141569 en intensité totale. Pour HD106906, l'asymétrie du flux visible entre les deux côtés du disque a été modélisée. Pour HD141569, en utilisant la photométrie d’ouverture, j’ai effectué une analyse spectrale d’une structure du disque que je compare à la partie sud du disque interne. En perspective, ce travail permettra une analyse plus systématique des nombreuses observations multi-longueurs d'onde obtenues en imagerie haut contraste de disques de débris afin de comprendre l'évolution des grains vers les planètes
Debris disks are found around many young main-sequence stars. They are characterized by the dusty, gas-depleted environment as opposed to gas-rich protoplanetary disks. Debris disks are also considered as `secondary disks' because they bear non-primordial dust grains which are constantly generated by continuous collisions of planetesimals. Recent observations in the sub-millimeter have shown compelling evidence that a significant amount of gas can be present in some of these disks.High-contrast and high-resolution imaging have proven to be very effective to observe debris disks and to resolve their morphological structures, tracing the distribution of the small dust grains. Scattered light imaging in the near-infrared can measure the intensity distribution of the disk, which is related to the grain properties. The disk intensity varies differently in total intensity imaging and polarimetric imaging so it is necessary to use both to better constrain dust characteristics.Considering the advantages of high-contrast imaging, I aimed to study the scattered light images of debris disks obtained by one such instrument, the Spectro-Polarimetric High-contrast Exoplanet Research (SPHERE) which is installed at the VLT in Chile. To obtain a post-processed intensity image with reduced stellar residuals in a post-adaptive optics coronographic observation, the angular differential imaging (ADI) and polarimetric differential imaging (PDI) techniques are usually performed but imply self-subtraction which must be corrected for to recover true photometry. In order to model debris disks, I used a radiative transfer module, GRaTer and processed disk synthetic images through equivalent post-processing technique as the data, from which the morphology of the disk and its grain-size distribution is constrained.The goal of my thesis is to interpret spectral and temporal variations of debris disks, both in terms of their morphology and grain-size distribution to finally understand planet formation. To achieve this I studied the morphology of the debris disk HD32297 and developed a model mimicking the density and intensity distribution of the disk. This model then was used to retrieve the surface brightness and average reflectance of the disk. The average reflectance was then compared to a spectrum obtained from analyzing the particle size distribution within the disk for different grain compositions. Fitting the spectra to the average reflectance provided an important result, which indicated that the minimum grain size is well below blow-out size independent of the grain composition. The possible explanations which were looked into for the presence of sub-micron grains are a combination of a steady-state collisional cascade, collisional avalanche mechanism and gas drag due to the presence of a large quantity of gas in this debris disk. In second part of the thesis I applied similar work to debris disk HD106906 and HD141569 in total intensity. For HD106906 the visible flux asymmetry between the two sides of the disk was modeled and resolved and for HD141569 using aperture photometry a spectral analysis of the particular structure compared to the full southern part of the inner disk was performed. In perspective, this work will open a more systematic analysis of the many multi-wavelength observations obtained with high-contrast imaging of debris disks in order to understand the evolution of grains to planets

Mon travail de thèse se place dans le contexte dynamique de la détection directe des compagnons de faible masse (naines brunes, planètes extrasolaires) dans le but de caractériser leurs propriétés physiques et chimiques et de comprendre leurs mécanismes de formation et d'évolution. Cette recherche requiert l'emploi de techniques d'observations à haut contraste et à haute résolution angulaire pour résoudre l'environnement proche des étoiles et ne pas être limité par leur flux. Dans ce cadre, j'ai eu la chance de participer à des campagnes d'observations pour tenter de détecter de nouvelles sources. J'ai élaboré un ensemble d'outils de traitement et d'analyse des données pour extraire les spectres et les flux des objets dans des bandes photométriques. Enfin, j'ai utilisé ces informations pour étudier les propriétés physiques (rayon, masse, âge) et atmosphériques (composition, température effective, gravité de surface) de ces objets. La première partie de ce manuscrit se focalise sur la détection par imagerie des compagnons de faible masse jeunes (< 100 millions d'années). Je décris un ensemble d'outils de réduction et d'analyse, spécifiques à la technique d'imagerie angulaire différentielle, que j'ai mis en place. Ces outils ont été utilisés sur des données provenant de l'instrument NaCo situé au Very Large Telescope (Chili). Ils ont permis de redétecter la planète extrasolaire β Pictoris b. Ce compagnon est le plus proche de son étoile de toutes les exoplanètes détectées directement. Cette découverte fournit la preuve directe que des planètes géantes se forment en moins de 12 millions d'années à l'intérieur de disques. Je présente enfin l'analyse complémentaire que j'ai menée pour initier la caractérisation de cet objet particulier. Le second volet de mon travail, présenté dans la deuxième partie du manuscrit, est axé sur la détermination des propriétés spectroscopiques dans le proche infrarouge (1. 1-2. 5 µm) des objets de faible masse jeunes. Ce travail a débuté par l'optimisation et le développement d'outils de traitement et d'analyse des données du spectrographe intégral de champ SINFONI assisté par optique adaptative. Les efforts déployés ont permis d'analyser le spectre du compagnon naine brune/exoplanète AB Pic b. Ce travail s'est poursuivi par la construction d'une bibliothèque de spectres d'objets jeunes. Cette bibliothèque fournie un ensemble de spectres de référence pour l'étude des compagnons détectés. Elle apporte des contraintes inédites sur les dernières générations de modèles d'atmosphère froids. Enfin, j'ai tiré parti de l'expérience acquise sur les instruments NaCo et SINFONI pour caractériser le système binaire TWA 22AB qui pourrait calibrer les modèles d'évolution des objets de faible masse
My work takes place in the dynamic context of the direct detection of low mass companions (brown dwarfs, extrasolar planets). I intent to characterize their physical and chemical properties, and to understand the mechanisms that lead to their formation and drive their evolution. This requires using high contrast and high angular resolution techniques in order to resolve the close environment of the stars without being limited by their flux. I had the opportunity to participate to observational campaigns so as to detect new sources. I developed a set of data analysis tools designed to extract the spectra and the flux of the objects into photometric bands. Finally, I used this information to study the physical (radius, mass, age) and the atmospheric (composition, effective temperature, surface gravity) properties of these objects. The first part of this manuscript focus on the detection of young (age < 100 Myrs) low mass companions using imaging. I describe a set of reduction and analysis tools dedicated to the angular differential imaging technique. These tools have been used on data coming from the NaCo instrument located on the Very Large Telescope (Chile). They allowed re-detecting the extrasolar planet β Pictoris b. This companion is closer to its star than any of the extrasolar planets detected directly so far. This discovery brings the definite proof that giant planets can form in less than 12 million years within disks. I finally present a complementary analysis I conducted to initiate the characterization of this valuable object. The determination of the spectroscopic properties of young and low mass objects in the near infrared (1. 1-2. 5 µm) constitutes the second aspect of my work (and is reported in the last part of the manuscript). I started developing analysis and processing tools dedicated to data gathered on the adaptive optics assisted integral field spectrograph SINFONI. These efforts were used to analyze the spectrum of the planet/brown dwarf companion AB Pic b. This work was pursued to built a spectral library of young objects. This library brings a collection of reference spectra, necessary for the study of other young companions. It also brings new constraints on the latest generation of atmospheric models of cool objects. To conclude, I used the instrument NaCo and SINFONI to characterize the binary system TWA 22AB that could calibrate evolutionary models of low mass objects

Parmi les 3000 exoplanètes détectées à ce jour, seule une cinquantaine ont été observées par imagerie dont l’avantage est de donner accès à la lumière des exoplanètes, ce qui ouvre la voie aux études spectrales de leur atmosphère et de leur surface. L’imagerie est aussi la seule méthode permettant d’étudier des exoplanètes situées dans les parties externes des systèmes stellaires ainsi que les disques circumstellaires, ce qui est fondamental pour comprendre les différentes étapes de la formation planétaires. Cependant, ces techniques doivent relever deux défis : la faible séparation angulaire qui existe entre une exoplanète et son étoile, ainsi que le contraste entre ces deux objets qui est de l’ordre de 10-4 dans l'infrarouge proche pour des Jupiter jeunes et de l'ordre de 10-10 dans le visible pour des planètes matures telles la Terre et Jupiter. Les instruments actuels utilisent des coronographes pour filtrer la lumière de l'étoile hôte et observer son voisinage ténu. Ils utilisent également des techniques actives qui compensent les effets des aberrations de surface d’onde pour minimiser le niveau des tavelures dans l'image finale. Couplés à des techniques d'imagerie différentielle, ces instruments ont permis la découverte et l'étude d'exoplanètes jeunes et massives, et de disques circumstellaires. Cependant, pour détecter des exoplanètes moins lumineuses et plus proches de leur étoile, les techniques d’imagerie font aujourd’hui l’objet d'une recherche active en laboratoire. Par exemple, l’Observatoire de Paris a développé le banc très haute dynamique (THD) pour tester et optimiser l’association de plusieurs techniques d’imagerie haute dynamique comme le four quadrants phase masque (FQPM) ou la self-coherent camera (SCC) qui est une technique d’analyse de surface d’onde en plan focal.Au début de ma thèse, mes travaux se sont concentrés sur le développement et l’étude de coronographes et d’analyseurs en plan focal pouvant travailler en larges bandes spectrales (typiquement 12,5 % à 40 %). J’ai testé sur le banc THD deux coronographes, le multi four-quadrant phase-mask (MFQPM) et le dual-zone phase-mask (DZPM). J’ai prouvé que le DZPM peut atteindre des contrastes de l’ordre de 4 10-8 pour des séparations angulaires comprises entre 7 et 16 λ/D et une bande spectrale de 250 nm centrée à 640 nm. J’ai également développé et testé une version de la SCC moins sensible au chromatisme appelée multireference self-coherent camera (MRSCC). En la combinant au DZPM, j’ai réussi à atteindre en boucle fermée des contrastes de l’ordre de 4.5 10-8 entre 5 et 17 λ/D pour une bande spectrale de 80 nm centrée à 640 nm. Ces deux résultats sont importants, car ils montrent qu'il est possible de construire un instrument qui atténue la lumière et contrôle activement les aberrations optiques directement à partir de l'image scientifique en large bande spectrale. À la fin de ma thèse, nous avons mis en place une collaboration visant à tester la SCC sur le télescope Hale du mont Palomar. Lors de deux missions auxquelles j’ai participé, nous avons prouvé que la SCC pouvait être associée avec un coronographe de type vortex ce qui n’avait jamais était fait auparavant. De plus, suite aux résultats obtenus sur source interne, nous prévoyons une démonstration sur ciel à l'automne 2016
Among the 3000 exoplanets detected at this time, about 50 have been observed by direct imaging. The benefit of direct imaging is to give access to exoplanet light, paving the way for spectroscopic study of their atmospheres and surfaces. Moreover, direct imaging is also the only method that enables the study of exoplanets located in the outer parts of the stellar systems as well as circumstellar disks, which are fundamental to understand the different stages of planetary formation. However, there are two challenges : the small angular separation between an exoplanet and its star (less than a fraction of 1’’), and the contrast between the two objects which is of the order of 10-4 in near infrared for young Jupiter and of the order of 10-10 in visible light for Earth like planets. Existing instruments use coronagraphs to filter light from the host star and observe its tenuous neighborhood. They also use active techniques in order to minimize, in the final image, the brightness of speckles induced by wavefront aberrations. Coupled with differential imaging techniques, these instruments led to the discovery and study of young and massive exoplanets and circumstellar disks. However, to detect fainter exoplanets closer to their star, imaging techniques are now at the heart of an active research. For example, the Paris Observatory developed the banc très haute dynamique (THD bench) aiming at testing several high contrast imaging techniques and their associations as the four quadrants phase masque (FQPM) and the self-coherent camera (SCC) which is a focal plane wavefront sensor.At the beginning of my PHD, I mainly focused my work on the development and the study of coronagraphs and focal plane wavefront sensors able to work in broadband (between 12,5 % and 40 %). I tested on the THD bench two coronagraphs, the multi four-quadrant phase-mask (MFQPM) and the dual-zone phase-mask (DZPM). I proved that the DZPM is able to reach contrasts of 4 10-8 at angular separations ranging from 7 to 16 λ/D using a spectral bandwidth of 250 nm centered on 640 nm (40 %). I also developed and tested a new version of the SCC, less sensitive to chromatism, called the multireference self-coherent camera (MRSCC). By combining both DZPM and MRSCC, I reached in closed loop contrasts of 4.5 10-8 between 5 and 17 λ/D for a spectral bandwidth of 80 nm centered on 640 nm (12,5 %). These two results are important because they show that it is possible to build an instrument able to reduce the stellar light and actively control optical aberrations directly from a scientific image registered in a large spectral bandwidth which is requiered for the next generation of instruments. During my PHD, we also strated a collaboration to install the SCC at the Palomar Observatory. During two missions in which I took part, we proved, for the first time, that the SCC can be associated with a vortex coronagraph. Finally, based on these results, we plan to demonstrate the SCC concept on sky in the fall of this year

Dans le cadre de ma thèse, j’ai analysé les spectres de neuf étoiles Kepler obtenus avec les relevés de vitesse radiale (VR). Cela a permis la caractérisation de leur compagnons planétaires. J’ai analysé les spectres de 21 autres étoiles CoRoT et Kepler, probablement hôtes de naines M à faible masse. Cela a permis d’'élargir l'échantillon des étoiles à faible masse avec masse et rayon mesurés. J’ai calculé l’indice d’activité chromosphérique de 31 étoiles observées avec SOPHIE/OHP, en aidant l’étude des interactions étoile-planète. J’ai étudié le comportement de SOPHIE à bas signal à bruit (S/B). J’ai déterminé l’intervalle de S/B dans lequel un spectre stellaire est fiable pour la mesure des paramètres stellaires.Dans le cadre du consortium SOPHIE, j’ai suivi l’analyse complète du système Kepler-117. Ce système multi-planétaire montre variations des périodes orbitaux dues aux échanges dynamiques entre les planètes (TTV). Pour déterminer les paramètres du système, un approche spécifique a été développé pour l’ajustement simultané de transits, VR et TTV (Bruno et al. 2015).Finalement, je me suis intéressé à l’activité stellaire dans la photométrie de transit. J’ai impl ́ementé deux logiciels de modélisation de tâches stellaires dans un code MCMC, en ajoutant l’évolution des tâches dans l’un d’eux. J’ai appliqué les logiciels au Soleil, à CoRoT-7 et à CoRoT-2. J’ai amené un étude détaillé de la courbe de lumière de CoRoT-2, et exploré les effets des tâches dans les paramètres du transit (Bruno et al., en prep.). Avec la méthode FF’ (Aigrain et al. 2012), j’ai contribué à l’exploration du lien entre la signature des tâches de CoRoT-7 et dans la photométrie et dans les VR
During my PhD, I analyzed the spectra of nine Kepler stars obtained by radial velocity (RV) observations. This allowed the characterization of their planetary companions. I analyzed the spectra of twenty-one other CoRoT and Kepler stars, likely orbited by low-mass M dwarfs. This helped widening the sample of low-mass stars with measured mass and radius. I calculated the chromospheric activity indfex of thirty-one stars observed with SOPHIE/OHP, helping the study of star-planet interactions. I studied the behavior of SOPHIE in low signal-to-noise ratio (SNR) regime. I determinhed the SNR range in which a stellar spectrum is reliable for the measure of the stellar parameters.Within the SOPHIE consortium, I followed the complete analysis of the Kepler-117 system. This multi-planetary system presents variations in the planetary orbital periods due to their mutual dynamical interacion (TTVs). To fit the system parameters, a specific fitting approach including TTV modeling was developed. We derived the system parameters by the simultaneous fit of transits, RVs, and TTVs (Bruno et al. 2015).Finally, I addressed the problem of stellar activity in transit photometry. I implemented two starspot modeling codes into an MCMC algorithm, adding spot evolution to oneof them. I applied the codes to the Sun, CoRoT-7, and CoRoT-2. I carried an extensive study on the light curve of CoRoT-2, and explored the effects of the spots on the transit parameters (Bruno et al., in prep.). With the FF’ method (Aigrain et al. 2012), I contributed to explore the connection between the photometric and RV signature of starspots in CoRoT-7

Cette thèse porte sur l’amélioration des techniques d’imagerie à haut-contraste permettant la détection directe de compagnons à de faibles séparations de leur étoile hôte. Plus précisément, elle s’inscrit dans le développement du Gemini Planet Imager (GPI) qui est un instrument de deuxième génération pour les télescopes Gemini. Cette caméra utilisera un spectromètre à champ intégral (SCI) pour caractériser les compagnons détectés et pour réduire le bruit de tavelure limitant leur détection et corrigera la turbulence atmosphérique à un niveau encore jamais atteint en utilisant deux miroirs déformables dans son système d’optique adaptative (OA) : le woofer et le tweeter. Le woofer corrigera les aberrations de basses fréquences spatiales et de grandes amplitudes alors que le tweeter compensera les aberrations de plus hautes fréquences ayant une plus faible amplitude. Dans un premier temps, les performances pouvant être atteintes à l’aide des SCIs présentement en fonction sur les télescopes de 8-10 m sont investiguées en observant le compagnon de l’étoile GQ Lup à l’aide du SCI NIFS et du système OA ALTAIR installés sur le télescope Gemini Nord. La technique de l’imagerie différentielle angulaire (IDA) est utilisée pour atténuer le bruit de tavelure d’un facteur 2 à 6. Les spectres obtenus en bandes JHK ont été utilisés pour contraindre la masse du compagnon par comparaison avec les prédictions des modèles atmosphériques et évolutifs à 8−60 MJup, où MJup représente la masse de Jupiter. Ainsi, il est déterminé qu’il s’agit plus probablement d’une naine brune que d’une planète. Comme les SCIs présentement en fonction sont des caméras polyvalentes pouvant être utilisées pour plusieurs domaines de l’astrophysique, leur conception n’a pas été optimisée pour l’imagerie à haut-contraste. Ainsi, la deuxième étape de cette thèse a consisté à concevoir et tester en laboratoire un prototype de SCI optimisé pour cette tâche. Quatre algorithmes de suppression du bruit de tavelure ont été testés sur les données obtenues : la simple différence, la double différence, la déconvolution spectrale ainsi qu’un nouvel algorithme développé au sein de cette thèse baptisé l’algorithme des spectres jumeaux. Nous trouvons que l’algorithme des spectres jumeaux est le plus performant pour les deux types de compagnons testés : les compagnons méthaniques et non-méthaniques. Le rapport signal-sur-bruit de la détection a été amélioré d’un facteur allant jusqu’à 14 pour un compagnon méthanique et d’un facteur 2 pour un compagnon non-méthanique. Dernièrement, nous nous intéressons à certains problèmes liés à la séparation de la commande entre deux miroirs déformables dans le système OA de GPI. Nous présentons tout d’abord une méthode utilisant des calculs analytiques et des simulations Monte Carlo pour déterminer les paramètres clés du woofer tels que son diamètre, son nombre d’éléments actifs et leur course qui ont ensuite eu des répercussions sur le design général de l’instrument. Ensuite, le système étudié utilisant un reconstructeur de Fourier, nous proposons de séparer la commande entre les deux miroirs dans l’espace de Fourier et de limiter les modes transférés au woofer à ceux qu’il peut précisément reproduire. Dans le contexte de GPI, ceci permet de remplacer deux matrices de 1600×69 éléments nécessaires pour une séparation “classique” de la commande par une seule de 45×69 composantes et ainsi d’utiliser un processeur prêt à être utilisé plutôt qu’une architecture informatique plus complexe.
The main goal of this thesis is the improvement of high-contrast imaging techniques enabling the direct detection of faint companions at small separations from their host star. More precisely, it answers some questions linked to the development of the Gemini Planet Imager (GPI), a second generation instrument for the Gemini telescopes. This instrument will use an integral field spectrometer (IFS) to characterize the detected faint companions and to attenuate the speckle noise limiting their detection. Moreover, it will use a combination of two deformable mirrors, the woofer and the tweeter, in its adaptive optics (AO) system in order to reach the atmospheric turbulence correction sought. The woofer corrects the low spatial frequency high amplitude aberrations while the ones with a high frequency and a low amplitude are compensated by the tweeter. First, the high-contrast imaging performance achieved by current on-line IFS on 8-10 m telescopes are investigated through the observation of the faint companion to the star GQ Lup using the IFS NIFS and the AO system ALTAIR presently in function on the telescope Gemini North. The angular differential imaging (ADI) technique is used to reach an attenuation of the speckle noise by a factor of 2 to 6. The JHK spectra obtained were used to constrain the mass of the companion to 8−60 MJup making it most likely a brown dwarf. MJup represents the mass of Jupiter. Current on-line IFS were conceived to be versatile so that they could be used in many astrophysical fields. Hence, their conception was not optimized for high-contrast imaging. The second part of this thesis objective was to build and test in the laboratory an IFS optimized for this task. Four speckle suppression algorithms were tested on the resulting data: the simple difference, the double difference, the spectral deconvolution and a novel algorithm developed in this thesis dubbed the spectral twin algorithm. We found the spectral twin algorithm to be the most efficient to detect both types of companions tested: methanated and non-methanated. The detection signal-to-noise ratio was improved by a factor up to 14 for the methanated companion and up to 2 for a non-methanated one. In the last part, problems linked to the wavefront correction split between two deformable mirrors are investigated. First, a method allowing to select the woofer key parameters such as its diameter, its number of actuators and its required stroke which influenced the overall instrument design is presented. Second, since GPI will use a Fourier reconstructor, we propose to split the command in the Fourier domain and to limit the modes sent to the woofer to the ones it can accurately reproduce. In GPI, this results in replacing two matrices of 1600×69 elements in the case of a classic command split scheme by a single matrix of 45×69 components with the proposed method.

Mon travail de thèse se place dans le contexte dynamique de la détection directe des compagnons de faible masse (naines brunes, planètes extrasolaires) dans le but de caractériser leurs propriétés physiques et chimiques et de comprendre leurs mécanismes de formation et d'évolution. Cette recherche requiert l'emploi de techniques d'observations à haut contraste et à haute résolution angulaire pour résoudre l'environnement proche des étoiles et ne pas être limité par leur flux. Dans ce cadre, j'ai eu la chance de participer à des campagnes d'observations pour tenter de détecter de nouvelles sources. J'ai élaboré un ensemble d'outils de traitement et d'analyse des données pour extraire les spectres et les flux des objets dans des bandes photométriques. Enfin, j'ai utilisé ces informations pour étudier les propriétés physiques (rayon, masse, âge) et atmosphériques (composition, température effective, gravité de surface) de ces objets. La première partie de ce manuscrit se focalise sur la détection par imagerie des compagnons de faible masse jeunes (< 100 millions d'années). Je décris un ensemble d'outils de réduction et d'analyse, spécifiques à la technique d'imagerie angulaire différentielle, que j'ai mis en place. Ces outils ont été utilisés sur des données provenant de l'instrument NaCo situé au Very Large Telescope (Chili). Ils ont permis de re-détecter la planète extrasolaire β Pictoris b. Ce compagnon est le plus proche de son étoile de toutes les exoplanètes détectées directement. Cette découverte fournit la preuve directe que des planètes géantes se forment en moins de 12 millions d'années à l'intérieur de disques. Je présente enfin l'analyse complémentaire que j'ai mené pour initier la caractérisation de cet objet particulier. Le second volet de mon travail, présenté dans la deuxième partie du manuscrit, est axé sur la détermination des propriétés spectroscopiques dans le proche infrarouge (1.1-2.5 µm) des objets de faible masse jeunes. Ce travail à débuté par l'optimisation et le développement d'outils de traitement et d'analyse des données du spectrographe intégral de champ SINFONI assisté par optique adaptative. Les efforts déployés ont permis d'analyser le spectre du compagnon naine brune/exoplanète AB Pic b. Ce travail s'est poursuivi par la construction d'une bibliothèque de spectres d'objets jeunes. Cette bibliothèque fournie un ensemble de spectres de référence pour l'étude des compagnons détectés. Elle apporte des contraintes inédites sur les dernières générations de modèles d'atmosphère froids. Enfin, j'ai tiré parti de l'expérience acquise sur les instruments NaCo et SINFONI pour caractériser le système binaire TWA 22AB qui pourrait calibrer les modèles d'évolution des objets de faible masse.