Soutenance de thèse de Lucie LEBOULLEUX

Depuis la découverte de la première exoplanète en 1992, plus de 4000 exoplanètes ont été détectées, chacune ayant impacté nos connaissances sur la formation et l’évolution des systèmes planétaires et sur l’origine de la vie. L’imagerie directe est une méthode de détection et de caractérisation qui consiste à mesurer directement les photons provenant de la planète. Elle présente plusieurs avantages dont la possibilité de reconstruire le spectre de la planète et donc la composition chimique de son atmosphère, témoin de la présence éventuelle de marqueurs de vie. La principale difficulté de cette technique vient du fait que l’étoile est bien plus lumineuse que son compagnon : une planète tellurique est de l’ordre de 10^10 fois moins lumineuse que son hôte. De plus, les exo-Terres sont très proches de leur étoile, typiquement à une séparation angulaire d’environ 0.1’’. De telles planètes sont donc inaccessibles aux instruments actuels, y compris les plus performants tels SPHERE sur le VLT et GPI sur le Gemini South telescope. Afin de repousser les limites de l’imagerie directe pour atteindre l’imagerie dite à haut contraste, dédiée à la recherche d’exo-Terres, plusieurs outils doivent être combinés : - La résolution s’améliorant avec la taille du télescope, les miroirs primaires tendent à s’élargir. Pour des raisons de conception et de transport, on opte de plus en plus pour des miroirs dits segmentés, ie. composés de miroirs plus petits, souvent hexagonaux. Cependant, ils génèrent des problèmes tels que les erreurs de phasage ou les vibrations des segments. - Pour bloquer la lumière stellaire, on utilise un instrument spécifique appelé coronographe ce qui augmente la visibilité du compagnon. Il est à même d’éteindre la lumière stellaire pour un système sans aberrations optiques. Le moindre résidu de front d’onde va directement se transformer en résidu lumineux dans l’image, amenant une mauvaise détection. La mesure et le contrôle des aberrations (WFS et WFC), en particulier celles liées à la structure segmentée du télescope, est donc primordiale. Ma thèse s’inscrit dans la problématique de l’application de ces outils au cas des télescopes segmentés. Tout d’abord, j’ai développé un modèle du contraste d’un système coronographique en présence d’une pupille segmentée. Un tel modèle, simplifié et rapide, permet d’analyser les performances mais aussi de mieux contraindre les aberrations optiques d’un système de ce type lors de la phase de design de l’instrument. Ce Pair-based Analytical model for Segmented Telescopes Imaging from Space (PASTIS) prend en compte les spécificités des instruments de haut contraste : configuration des segments du miroir primaire, aberrations optiques typiques dues à la segmentation, vibrations, coronographe. Il tourne aussi beaucoup plus rapidement qu’un modèle de propagation classique tout en fournissant une estimation équivalente des performances du télescope. Je l’ai utilisé dans le cadre du télescope LUVOIR (36 segments hexagonaux), afin d’analyser les modes principaux limitant le contraste et ainsi mieux répartir les contraintes sur les aberrations optiques. Par la suite, j’ai travaillé sur l’analyse de front d’onde coronographique en présence d’un télescope segmenté sur le banc expérimental HiCAT. J’ai mené une première démonstration de mesure de front d’onde COFFEE permettant de reconstruire les erreurs de phasage, en présence d’un coronographe, avec une grande précision. Enfin, j’ai mené une analyse comparative des multiples méthodes de contrôle de front d’onde existantes dans le monde et valider l’une d’elle (Dark Hole Non Linéaire) expérimentalement dans un cadre simplifié sur le banc MITHIC du LAM. Cet algorithme est particulièrement prometteur dans le cadre des télescopes segmentés puisqu’il a montré des résultats très encourageants en simulation.

Since the discovery of the first exoplanet in 1992, more than 4000 exoplanets have been detected, each of them having impacted the knowledge on planetary systems formation and evolution and the understanding of the origin of life. Direct imaging is a method of detection and characterization that consists in measuring directly the photons coming from the planet. It proposes several advantages, including the possibility of reconstructing the spectrum of the planet and therefore the chemical composition of its atmosphere, a witness for the possible presence of life markers on the planet. The main limitation of this technique comes from the fact that the star is much brighter than its companion: an Earth-like planet is around 10^10 times dimmer than its host star. Furthermore exo-Earths are extremely close to the host star, typically within an angular separation of around 0.1”. Such planets are then inaccessible to current instruments, including the most powerful ones such as SPHERE at the VLT and GPI at the Gemini South telescope. To push the limits of current direct imaging to the so-called high-contrast imaging, dedicated to the search for Earth-like planets, several tools have to be combined: - The angular separation improving with the size of the telescope, primary mirrors tend to be larger. For manufacturing and transportation reasons, we tend to use segmented mirrors, ie. mirrors made of smaller mirrors, often hexagonal. However they generate issues such as phasing errors or segment vibrations. - To block the starlight, we use a specific instrument called the coronagraph which increases the visibility of the companion. It aims at removing the starlight for a system without optical aberrations. The smallest residual wavefront aberration directly turns into residual light in the image, which deteriorates the detection. The measurement and control of the aberrations (WFS and WFC), in particular the ones due to the segmented structure of the telescope, are crucial. During my PhD, I focused on the application of these tools to segmented mirrors. First, I developed a model of the contrast of a coronagraphic system in presence of a segmented pupil. Such a model, simple and fast, enables to analyze the performance and to set up constraints on the optical aberrations of this kind of system during the design phase of the instrument. This Pair-based Analytical model for Segmented Telescopes Imaging from Space (PASTIS) takes into account the specificities of high-contrast instruments: configuration of the primary mirror segments, optical aberrations typically due to the segmentation, vibrations, coronagraph. It runs also much faster than any classical model of light propagation while providing a similar estimation of the instrument performance. I applied this model to the case of the LUVOIR telescope (36 hexagonal segments), in order to analyze the main modes limiting the contrast and therefore optimizing the repartition of the constraints on the optical aberrations. In parallel, I worked on the analysis of the coronagraphic wavefront in presence of a segmented telescope on the experimental testbed called HiCAT. I ran a first demonstration of the wavefront sensor COFFEE enabling to reconstruct phasing errors in presence of a coronagraph with a high precision. Eventually, I ran a comparative analysis of existing methods of wavefront control and experimentally validated one of them (Non Linear dark Hole) in a simplified case on the MITHIC testbed at LAM. This algorithm is particularly promising in the case of segmented telescopes since it showed very encouraging results in simulation.