Comme constaté précédemment, l'image de l'étoile hôte formée sur le récepteur d'un instrument se présente sous la forme d'une tache qui recouvre les images des planètes tournant éventuellement autour d'elle. Notre but va donc être de retirer l'image de l'étoile et d'autres résidus parasites qui pourraient se former à cause des phénomènes de diffraction et d'interférence (les tavelures). Un moyen naturel de retirer la lumière d'une étoile, observable sur Terre depuis l'aube des temps, est le phénomène de l'éclipse solaire, où le Soleil est masqué par la Lune.
Coronographe de Lyot
Schéma original du coronographe de Lyot, tel qu'il le présenta lui-même en 1932. La lentille placée en A forme l'image du soleil sur un disque en B, légerement moins large que l'image du soleil. Puis la lentille C produit une image A'A" sur un diaphragme dont le centre est occupé par le petit écran E. Les bords du diaphragme arrêtent la lumière diffractée par les bords de la première lentille, le petit écran arrête la lumière des images solaires produites par les réflexions parasites sur les faces de la lentille. L'image de la seule couronne solaire finit par apparaître en B'B".
C'est sur ce principe que l'astrophysicien Bernard Lyot développa au début du vingtième siècle un coronographe, instrument qui permet de cacher la lumière du soleil par l'utilisation d'un masque
disposé sur le chemin optique et d'un collimateur pour atténuer les résidus.
Les instruments qui font de l'observation en imagerie directe d'exoplanète utilisent ce même concept, voire des versions plus évoluées : coronographie de phase, coronographie interférentielle achromatique, etc.
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