Planet detection with SPHERE and EPICS

In the last fifteen years a large amount (more than 500) of extrasolar planets has been found. However, until now the great majority of them has been discovered exploiting indirect techniques like e.g. the radial velocity method (that gives, actually, the most important contribution), the transit method, the microlensing method and others. Direct imaging of extrasolar planets would be very important to sample the external parts of the extrasolar systems where the most important indirect methods (e.g. radial velocity) are not able to get until now, and to test the model on the formation of the planetary systems. However, direct imaging of extrasolar planets is very difficult because of the great luminosity contrast ( 10−6÷−7 for a giant planet and 10−9 for an Earth-like planet) and the small separation (few tenths of arcsec for a planet at 10 AU at some tens of pc) between the companion object and the central star. Until now just a few extrasolar planets have been imaged around stellar or substellar (brown dwarfs) objects. In the near future, some instruments like SPHERE (that will operate at ESO VLT) promise to be able to largely improve the number of planets that will be found through direct imaging. These instruments to work properly, however, we should be able to strongly reduce the impact of the speckle noise. To this aim, various differential imaging methods have been developed in these years like e.g. the Spectral Differential Imaging (that exploits the spectral characteristics of the searched planets), the Angular Differential Imaging (that exploits the rotation of the Field of View to subtract the static speckle pattern) and the Spectral Deconvolution (that exploits the spectral characteristics of the speckle pattern itself). All these methods have been tested during the simulations that we performed on the SPHERE IFS performances with some modifications to adapt them to the characteristics of the instrument (see Section 3.2). The results of these simulations confirm that, using the SPHERE IFS instrument in association with differential imaging techniques, we will be able to get luminosity contrasts between the companion object and the central star of the order of some 10−7 at separations of less than 1 arcsec. Moreover, from our simulations, it seems that spectral deconvolution can get slightly better contrasts with respect to the spectral differential imaging method. An example of possible data analysis on real data is given in Chapter 2 where I present the results of the analysis performed on data from the NACO Large Program. In Section 3.3 I then present the results of an analysis made to test the astrometric potential of SPHERE IFS exploiting, in particular, the characteristics of the speckle pattern. It results that these methods should allow an astrometric precision better than 1 mas. In Section 3.4 I then present a possible pipeline developed for the IFS data reduction with the aim to find and characterize eventual companion objects. A further development in the field of direct imaging of extrasolar planets should be reached with EPICS, which is an instrument designed to work at the future ESO European Extremely Large Telescope (E-ELT). It is at present in the post Phase A. In Chapter 4 I present the results of a laboratory experiment aimed to test the possible advantages in using an apodizer in place of a traditional pupil mask. It resulted that, probably due to the presence of ghosts, we are not able to strongly reduce the cross-talk using an apodizer but however its level is well below the requested values. Finally in the same Chapter I present the preliminary opto-mechanical design of the IFS that will be part of EPICS. This design has been presented at the Phase A meeting of the instrument.

Negli ultimi quindici anni un gran numero (pi´u di 500) di pianeti extrasolari sono stati scoperti. Comunque, fino ad oggi la gran parti di essi ´e stata scoperta sfruttando tecniche indirette come per esempio le velocit`a radiali (che forniscono in effetti il contributo pi´u importante), il metodo dei transiti, il metodo che sfrutta il microlensing e altri. L’imaging diretto di pianeti extrasolari sarebbe estremamente importante perch´e permetterebbe di campionare le zone pi´u esterne dei sistemi planetari extrasolari dove i metodi indiretti principali (per esempio le velocit`a radiali) non sono in grado di arrivare fino ad ora e perch´e permetterebbe di testare i modelli di formazione dei sistemi planetari. Ad ogni modo, l’imaging diretto di pianeti extrasolari ´e estremamente difficile a causa del grande contrasto di luminosit`a ( 10−6÷−7 per un pianeta gigante e 10−9 per un pianeta di tipo terrestre) e della piccola separazione (pochi decimi di arcsec per un pianeta a 10 UA e a qualche decina di pc dal Sole) fra il pianeta e la stella centrale. Fino ad oggi solo pochi pianeti extrasolari sono stati scoperti per mezzo di imaging diretto attorno a oggetti stellari e substellari (nane brune). Nel prossimo futuro, alcuni strumenti come SPHERE (che operer`a al VLT dell’ESO) dovrebbero essere in grado di aumentare di molto il numero di pianeti scoperti tramite imaging diretto. Perch´e questi strumenti funzionino nel modo migliore, sar`a comunque necessario ridurre fortemente il rumore dovuto alle speckle. A questo scopo, un certo numero di metodi di imaging differenziale sono stati sviluppati in questi anni come per esempio lo Spectral Differential Imaging (che sfrutta le caratteristiche spettrali del pianeta che stiamo cercando), l’Angular Differential Imaging (che sfrutta la rotazione del campo di vista per la sottrazione del pattern di speckle statico) e la Spectral Deconvolution (che sfrutta le caratteristiche spettrali dello stesso speckle pattern). Tutti questi metodi sono stati testati nel corso delle simulazioni che abbiamo effettuato allo scopo di controllare le performance dell’IFS di SPHERE con alcune modifiche pensate per adattarli alle caratteristiche dello strumento (vedere il Paragrafo 3.2). I risultati di queste simulazioni confermano che, usando l’IFS di SPHERE assieme ad alcune di queste tecniche di imaging differenziale, saremo in grado di ottenere contrasti di luminosit` a tra un pianeta e la stella centrale dell’ordine di qualche 10−7 per separazioni inferiori ad 1 arcsec. Inoltre, dalle nostre simulazioni, sembra che la spectral deconvolution permetta di ottenere contrasti leggermente migliori di quelli ottenuti con lo spectral differential imaging. Un esempio di analisi di dati provenienti da un caso reale ´e dato nel Capitolo 2 dove presento i rsultati dell’analisi effettuata sui dati ottenuti con il NACO Large Program. Nel Paragrafo 3.3 presento i risultati dell’analisi svolta per verificare il potenziale per l’astrometria dell’IFS di SPHERE sfruttando, in particolare, le caratteristiche dello speckle pattern. Il risultato di questa analisi ´e che questi metodi dovrebbero consentire una precisione astrometrica migliore di 1 mas. Nel Paragrafo 3.4, presento invece una possibile pipeline sviluppata per l’analisi dei dati provenienti dall’IFS con lo scopo, in particolare, di trovare e caratterizzare pianeti. Un ulteriore sviluppo nel campo dell’imaging diretto di pianeti extrasolari dovrebbe essere ottenuto con EPICS che ´e uno strumento progettato per operare presso il futuro European Extremely Large Telescope dell’ESO. Lo strumento si trova al momento in post Fase A. Nel Capitolo 4 presento i risultati di un esperimento di laboratorio che aveva lo scopo di verificare i possibili vantaggi ottenuti sostituendo un apodizzatore ad una maschera tradizionale nella pupilla dello strumento. Da questo esperimento ´e risultato che, probabilmente a causa della presenza di ghost, non siamo in grado di ridurre il cross-talk usando un apodizzatore ma che, ad ogni modo, il suo livello ´e ben sotto i valori richiesti. Infine, in questo Capitolo presento il progetto opto-meccanico preliminare dell’IFS che sar`a parte di EPICS. Questo progetto ´e stato presentato al meeting per la Fase A dello strumento.