Abstract :
[fr] Ce travail comprend deux parties.
La première partie replace la coronographie dans son contexte historique (détection des exoplanètes) et
scientifique (différentes théories physiques et leur développement mathématique).
Elle présente les qualités et les défauts des différents masques utilisés dans les coronographes.
A l’origine, la coronographie est une technique utilisée en astronomie pour reproduire une éclipse totale
de soleil. Depuis la découverte de la première exoplanète en 1995, la coronographie est en pleine
(r)évolution : elle s’efforce de donner une image d’un compagnon faible qui orbite autour d’une étoile
brillante. Grâce à la spectroscopie, une image peut fournir des informations inaccessibles aux autres méthodes
de détection (présence d’eau, de vie, ...).
La chromaticité (dépendance à la longueur d’onde de travail) est le défaut le plus gênant pour un masque
coronographique ; les chercheurs rivalisent donc d’ingéniosité pour améliorer sans cesse les performances
et repousser toujours plus loin les limites instrumentales. Dans les années 2000, les masque de phase apparaissent
: ils produisent un déphasage soit par différence de chemin optique (masques chromatiques :
DPM, 4QPM) soit par opposition de phase entre les composantes électrique et magnétique de la lumière
(masques achromatiques : 4QAPS, 4ZOG, AGPM).
L’interférence destructive due au déphasage provoque l’atténuation totale ou partielle d’une source lumineuse
centrée (une étoile). Par contre, la lumière d’une source décentrée (une étoile faible voisine, une
planète qui orbite autour de l’étoile) n’est pas ou peu atténuée.
Ce principe explique le rôle joué par la coronographie dans la détection des exoplanètes.
Grâce à leur biréfringence de forme, les réseaux sublambda de type ZOG créent une différence de phase
entre les composantes électrique et magnétique de la lumière. Le masque de phase à quatre quadrants
4ZOG est formé de quatre ZOGs orientés pour créer une opposition de phase entre deux quadrants adjacents.
L’Annular Groove Phase Mask (AGPM) est un réseau ZOG "space-variant" qui génère un vortex
optique avec une interférence destructive au centre.
L’optimisation de la configuration spatiale d’un ZOG (pas du réseau, profondeur de gravure, facteur de
remplissage, ...) améliore ses performances optiques mais une erreur sur le déphasage est toujours possible.
Elle est due au manque de précision lors de la fabrication par lithographie.
Le défi actuel à relever est de trouver une technologie de fabrication plus fiable : les Liquid Crystal Polymers
semblent prometteurs.
La deuxième partie est plus pratique : elle présente le banc de mesure mis au point à l’Hololab de la Faculté
des Sciences de l’Université de Liège. Il est prévu pour travailler dans les bandes infrarouges H et K
qui sont couramment utilisées en astronomie, notamment pour la détection des exoplanètes. Il est destiné
à mesurer le déphasage produit par les retardateurs de phase (phase shifters), entre autres, les masques
de phase utilisés en coronographie : des plus simples (lames quart d’onde, lames demi-ondes) aux plus
sophistiqués (masques de phase de type ZOG) en passant par les rhomboèdres de Fresnel (réflection totale
interne).
Cette partie décrit les différents composants et leur mise au point initiale, le principe polarimétrique de
son fonctionnement, le programme LabVIEW qui commande les polariseurs mobiles et la prise de mesure
par le détecteur, les modules MATLAB qui traitent les données, les limites actuelles à son fonctionnement
(vitesse de fonctonnement, précision des mesures, stabilité des mesures, ...)
Un chapitre présente les résultats expérimentaux obtenus pour quelques échantillons testés : une lame
quart d’onde avec le laser à 1.55 m, la même lame avec le laser à 2.3 m, un rhomboèdre de Fresnel
avec le laser à 1.55 m.
