Cover Page. The handle holds various files of this Leiden University dissertation

Transcriptie

1 Cover Page The handle holds various files of this Leiden University dissertation Author: Otten, Gilles Title: Suppressing a sea of starlight : enabling technology for the direct imaging of exoplanets Issue Date:

2 Nederlandstalige samenvatting Suppressing a Sea of Starlight De mensheid heeft vaak gefilosofeerd over het bestaan van planeten rond andere sterren. Al zo vroeg als 300 v. Chr. zei Epicurus in een brief aan zijn discipel Herodotus dat ontelbare werelden moesten bestaan, zowel gelijkend als niet-gelijkend op het onze. In de moderne wereld kunnen wij hun filosofische argumenten vervangen door wetenschappelijke redenaties en wij kunnen tevens gestructureerde vragen stellen zoals; hoe vormen planeten?; is ons zonnestelsel normaal of speciaal?; hoe uniek is de Aarde? en tot slot, de ultieme vraag; is er leven elders in het heelal? Om deze vragen te beantwoorden moeten we planeten rond andere sterren ontdekken en bestuderen. De eerste planeten rond een andere ster (extrasolaire planeten / exoplaneten) werden ontdekt in 1992 door Wolszcan en Frail. Zij vonden twee planeten met een lage massa rond een restant van een gestorven ster (pulsar). Dit was een belangrijke ontdekking in een eeuwenlange zoektocht naar planeten rond andere sterren. Deze zoektocht had immers al meerdere planeetvondsten gekend, die later fout bleken. In 1995 werd de exoplaneet 51 Pegasi b gevonden rond een zonachtige ster met behulp van de radiele snelheidsmethode. De radiele snelheidsmethode gebruikt het snelheidscomponent van de ster naar de aarde toe om de aanwezigheid van planeten af te leiden. De aanwezigheid van een planeet verschuift het zwaartepunt van het planetenstelsel. De ster draait ook om dit gezamelijke middelpunt heen en de beweging van de ster kan door astronomen met spectrografen worden vastgelegd als een schijnbare periodieke verschuiving van de spectraallijnen. Een onverwacht resultaat was dat de meerderheid van de eerste ontdekkingen Jupiterachtige planeten waren in omloopbanen vergelijkbaar met die van Mercurius. Met behulp van langdurige studies van dezelfde ster en verbeterde nauwkeurigheid en stabiliteit van instrumenten zijn deze ontdekkingen opgeschoven naar Neptunusachtige planeten in Aardachtige banen. Conventionele radiele snelheidsmethode zien alleen het licht van de ster en geven dus slechts beperkte informatie over de planeet. De meest succesvolle techniek (qua aantal ontdekkingen) is de planeetovergangsmethode, die voor het eerst is toegepast in 2000 door het team van Charbonneau om de reeds gedetecteerde planeet HD b te bevestigen. Een planeet die precies voor zijn moederster langsgaat (zoals gezien vanaf de Aarde) zal een klein deel van het licht van de ster met vaste regelmaat blokkeren. Onbekende planeten zijn op deze manier relatief gemakkelijk te vinden door gelijktijdig de helderheid van een groot aantal sterren bij te houden. De meerderheid van de ongeveer 1600 huidige bevestigde exoplaneten werden gevonden met de planeetovergang en radiele snelheidsmethodes. Beide methodes hebben gemeen dat ze indirecte methode zijn om de aanwezigheid van planeten en hun eigenschappen (zoals grootte, massa en

3 Nederlandstalige samenvatting omloopbaan) af te leiden. Door de schijnbare grootte van de planeet op meerdere golflengtes te meten kunnen chemische vingerafdrukken gedetecteerd worden in mogelijke planeetatmosferen. Jammer genoeg is slechts een klein aantal van de ontdekte planeten in een omloopbaan rond een ster die helder genoeg is om deze meting mogelijk te maken. Iets recenter is de direct waarneemmethode tot wasdom gekomen. Hierdoor zijn astronomen in staat om rechtstreeks de atmosferen van planeten te bestuderen. Het idee om met een telescoop naar planeten rond een andere ster te kijken klinkt simpel maar is in de praktijk ontzettend lastig. Dit is vooral ingewikkeld als men een telescoop op Aarde gebruikt (in vergelijking met een ruimtetelescoop). De invloed van de turbulentie van de aardatmosfeer op de beeldkwaliteit heeft een belemmerende invloed bij het direct waarnemen van exoplaneten. Enkel toen Adaptieve Optica (AO) beschikbaar kwamen, waren astronomen in staat om de beeldkwaliteit in de ruimte te evenaren. Een gesimuleerde vergelijking in beeldkwaliteit voor en na Adaptieve Optica is te zien in Figuur 7.1. Dit laat de revolutionaire invloed zien van AO op het oplossend vermogen van de telescopen. Figuur 7.1: Simulaties pre- en post-ao die de immense toename laten zien in de waargenomen scherpte van een puntbron. Zelfs met AO is het moeilijk om planeten rechtstreeks te detecteren; zowel door de kleine hoekafstand tussen een potentiele planeet en zijn moederster, en het immense helderheidsverschil tussen hen. Software en hardware technieken zijn ontwikkeld om sterlicht te kunnen scheiden van het planeetlicht. Softwaremethodes omvatten bijvoorbeeld het gebruik van combinaties van referentiebeelden van sterren zonder een bekende planeet om optimaal het sterlicht af te trekken. Als voorbeeld van hardware methodes bestaan er coronagrafen waarmee men sterlicht kan onderdrukken in de telescoop voordat het de camera bereikt. Dit kan zo simpel zijn als een blokkerend element voor de ster, of door de fase van het inkomende licht aan te passen in het pupilvlak van het optische systeem (zoals een bril), wat ook de basis is van het werk in dit proefschrift. Deze laatste methode wordt gebruikt in de zogenoemde Apodizerende Faseplaat (APP) coronagraaf. Door steeds ingewikkeldere sterlichtaftrektechnieken en/of coronagrafen te gebruiken zijn astronomen in staat geweest om meer dan een dozijn planeten rechtstreeks waar te nemen. Een

4 155 Nederlandstalige samenvatting selectie hiervan is te zien in Figuur 7.2. (a) 2M1207 b is de eerste direct gedetecteerde planeet en bevindt zich rond een bruine dwerg. (b) HR 8799 is een direct waargenomen planetenstelsel met maar liefst 4 grote gasplaneten. (c) 51 Eridani b is tot nu toe de kleinste direct waargenomen planeet. De massa kan mogelijk zo klein zijn als 2 MJup. Figuur 7.2: Een selectie van bekende direct waargenomen planeten. Zelfs met deze technieken is het vermogen om planeten dichtbij een ster te zien beperkt door tweede-order effecten (zoals achterblijvende turbulentie, trillingen en mechanische doorbuigingen van de telescoop en het instrument). Dit zorgt voor een imperfecte verwijdering van het sterlicht en het overblijvende signaal kan zelfs kunstmatig op planeten lijken. Het direct waarnemen van planeten heeft dus nog betere manieren nodig om het sterlicht te onderdrukken. Dit proefschrift In dit proefschrift presenteren wij ontwikkelingen in coronagrafen die ertoe dienen om de sterlichtonderdrukking en de kleurafhankelijkheid te verbeteren. Na een introductie in Hoofdstuk 1, presenteren we de Leidse AO laboratoriumopstelling in Hoofdstuk 2. Deze opstelling is ontworpen om een telescoop na te bootsen die een enkele ster direct waarneemt. Twee laserbronnen worden gebruikt om een ster na te bootsen op 2 verschillende golflengtes en een golffrontsensor en golffrontcorrigerend element zijn aanwezig voor de Adaptieve Optica. Deze opstelling is in dit proefschrift gebruikt om onze nieuwe versies van coronagrafen gedeeltelijk te testen. Verder zijn wij van plan om in de toekomst deze opstelling te gebruiken voor veelbelovende technieken voor het meten en corrigeren van instrumentele fouten (o.a., veroorzaakt door mechanisch doorbuigen en temperatuurfluctuaties van de telescoop/instrument). Een verbeterde versie van de Apodizerende Faseplaat coronagraph (de zogenoemde vectorapp of vapp coronagraaf ) gebruikt vloeibare kristaltechnologie, die ook wordt gebruikt in moderne televisie- en computerbeeldschermen, om een kleuronafhankelijk gedrag en elk mogelijk fasepatroon te kunnen realiseren. In Hoofdstuk 3 presenteren we de karakterisatie van de eerste breedband vector-app (vapp) coronagraaf, geoptimaliseerd voor het zichtbare licht. De karakterisatie is uitgevoerd in het Optische laboratorium te Leiden. De transmissie van licht van de coronagraaf tussen twee polarizatoren werd gebruikt om drie fundamentele eigenschappen te bepalen: de transmissie, retardatie en orientatie van de snelle as van de coronagraaf. Deze drie eigenschappen worden gebruikt in een simpel model om te voorspellen hoe goed de coronagraaf

5 Nederlandstalige samenvatting werkt en vergeleken met opnames van een kunstster. Dit werd herhaald op meerdere golflengtes en bevestigde het achromatische gedrag van de coronagraaf. Deze vergelijking liet ook zien dat de belangrijkste limiterende factor de retardatie van de coronagraaf is. In Hoofdstuk 4 presenteren we enkele ideëen voor de vector Apodizing Phase Plate die geimplementeerd kunnen worden met de vloeibare kristalfabricagetechniek. Wij realiseerden ons dat door een continu veranderende fasegradient toe te voegen aan de coronagraaf, deze sterk verminderd last heeft van de retardatie van de coronagraaf. Dit zou ook het aantal optische elementen in de telescoop verminderen tot slechts één, waardoor fabricage en installatie in bestaande telescopen gemakkelijker wordt. Deze simpele toevoeging geeft daardoor een simpele en robuuste breedband coronagraaf. Ten tweede kunnen met de verhoogde schrijfresolutie van deze methode exotische fasepatronen gemaakt worden met hogere contrasten, en met totaan 360 graden onderdrukking rondom de ster. In Hoofdstuk 5 demonstreren we het eerste nabij-infrarode smalbandige vapp prototype met waarnemingen op de Large Binocular Telescope. Het coronagrafische ontwerp met de fasegradient beschreven in Hoofdstuk 4 is geimplementeerd om de installatie mogelijk te maken met minimale aanpassingen. De eerste waarnemingen lieten zien dat het concept werkt, maar dat het gedrag van de coronagraaf niet geheel zoals verwacht is. Dit is te relateren aan twee factoren: een statische golffrontfout en een verkeerde uitlijning van de pupil van de telescoop op de coronagraaf. Beide problemen kunnen opgelost worden door de telescoop en het instrument opnieuw te calibreren. De bemoedigende resultaten van Hoofdstuk 5 zetten aan tot de ontwikkeling van een nabijinfrarode breedband coronagraaf voor de 6.5 meter Clay telescoop in Chili. In Hoofdstuk 6 beschrijven wij de vapp die is ontwikkeld voor het MagAO instrument, beschrijven de installatie en laten de waarneemresultaten zien (zie Fig. 7.3). We laten tevens zien hoe de twee afbeeldingen van de ster gebruikt kunnen worden om de sterlichtonderdrukking te verbeteren, alsook de bijhorende verbetering in de detectiegevoeligheid voor mogelijke planeten. In een vergelijking tussen andere studies laten we zien dat voor heldere sterren de vapp coronagraaf beter werkt dan de competitie.

6 Nederlandstalige samenvatting Figuur 7.3: Vergelijking tussen theoretische simulatie (links) en waarneming van een ster met de vapp coronagraaf op MagAO (rechts).

7