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Spectroscopie |
Acquérir une image de la planète, dans différentes bandes spectrales, permet d'obtenir quelques informations sur celle-ci. Mais ces informations sont dégénérées, c'est-à-dire que plusieurs jeux de paramètres physiques vont pouvoir correspondre aux différentes images observées. Ces dégénérescences peuvent être en partie levées si l'on obtient un véritable spectre de la planète (avec une résolution spectrale suffisante), ce qui explique pouquoi les instruments qui sont mis en service depuis 2013 (SPHERE, GPI, Project 1640, etc.) soient conçus pour en obtenir.
Pour ce faire, ces instruments comportent un IFS (Integral Field Spectrograph), qui va disperser spectralement la lumière censée arriver sur chaque pixel. Ainsi, au lieu d'avoir une image en deux dimensions comme pour l'imagerie pure, on obtient un cube spectral (une image en 3 dimensions) : les deux coordonnées de position sur la grille des pixels et la troisième coordonée selon la longueur d'onde observée. Une coupe du cube selon les dimensions horizontales donnera une image à la longueur d'onde de la "tranche" choisie, tandis qu'une ligne à position spatiale donnée suivant la dimension spectrale donnera le spectre observé en ce point de l'image. L'observable brut obtenu est donc un cube correspondant au flux reçu par le capteur CCD en fonction de la position du pixel et de la longueur d'onde.
Il faut retirer des cubes spectraux les artefacts lumineux provenant de l'étoile et les tavelures pour pouvoir localiser les éventuelles planètes.
Les artefacts proviennent des phénomènes d'interférence et de diffraction qui ont lieu le long du chemin optique, leurs positions vont changer proportionnellement à la longueur d'onde. Il est donc possible d'effectuer un changement d'échelle du cube suivant la longueur d'onde pour superposer toutes les images d'une tavelure en fonction de la longueur d'onde (dans ce nouveau cube où toutes les longueurs d'onde sont ramenées à la même échelle c'est désormais l'image de la planète qui va changer de position suivant la longueur d'onde). Il est alors possible de déterminer la forme exacte des tavelures et artefacts (indépendante de la longueur d'onde dans ce cube mis à l'échelle). On peut alors remettre les tavelures et artefacts seuls à lPuis on cherche quelle est la forme du flux en fonction de la longueur d'onde, et on retire les pixels où elle apparaît. Enfin on change à nouveau l'échelle du cube à sa valeur initiale pour toutes les longueurs d'onde.
Dans ce cube, débarrassé des tavelures, on peut maintenant chercher les spectre d'une ou plusieurs planètes. Pour faire cela on effectue une corrélation croisée avec un jeu de spectres synthétiques sur chaque pixel et on se concentre sur les meilleurs coefficients de corrélations. On extrait ensuite le spectre de la planète identifié si elle existe.
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