M´ ethode de type Maximum de Vraisemblance pour la d´ etection d’exoplan` etes par imagerie diff´ erentielle spectrale et angulaire Alberto Cornia 1,2 , Laurent Mugnier 1 , Jean-Fran¸ cois Sauvage 1 , Nicolas V´ edrenne 1 , Marcel Carbillet 3 , Anthony Boccaletti 2 , G´ erard Rousset 2 , Thierry Fusco 1 1 ONERA – D´ epartement d’Optique Th´ eorique et Appliqu´ ee B.P. 72, 92322 Chˆ atillon cedex, France 2 Observatoire de Meudon – LESIA 5 place Jules Janssen, 92195 Meudon, France 3 Laboratoire Fizeau, Universit´ e de Nice Sophia-Antipolis, Observatoire de la Cˆote d’Azur, CNRS UMR 6525, Parc Valrose, 06108 Nice Cedex 2, France alberto.cornia@onera.fr, laurent.mugnier@onera.fr, Jean-Francois.Sauvage@onera.fr, nicolas.vedrenne@onera.fr, marcel.carbillet@unice.fr, anthony.boccaletti@obspm.fr, Gerard.Rousset@obspm.fr, thierry.fusco@onera.fr R´ esum´ e– Nous proposons une nouvelle m´ ethode pour la d´ etection directe des exoplan` etes depuis le sol, en utilisant l’imagerie diff´ erentielle spectrale et angulaire. Cette m´ ethode est fond´ ee sur la tecnhique du Maximum de Vraisemblance appliqu´ ee`ades « pseudo-donn´ ees » obtenues en combinant opportun´ ement les images. De cette fa¸con on parvient `a l’estimation des positions et des intensit´ es des possibles plan` etes autour d’une ´ etoile. La m´ ethode`a´ et´ e test´ ee sur des simulations d’images r´ ealistes. Abstract – We propose a novel method for the efficient direct detection of exoplanets from the ground using spectral and angular differential imaging. The method combines images appropriately into “pseudo-data”, then uses all of them in a Maximum- Likelihood framework to estimate the position and intensity of potential planets orbiting the observed star. The method has been tested on realistic simulations of images. 1 Contexte du travail et probl´ e- matique La plupart des exoplan` etes d´ ecouvertes jusqu’` a pr´ esent ont ´ et´ e d´ etect´ ees par des m´ ethodes indirectes, c’est ` a dire on n’a jamais ´ et´ e capable de voir les photons provenant de la plan` ete, ` a cause du tr` es fort contraste en luminosit´ e des deux corps et de leur faible distance angulaire, sauf dans quelques cas tr` es rares. Ce travail s’ins` ere dans le cadre du projet SPHERE (Spectro-Polarimetric High-contrast Exoplanet Research), de l’ESO [1]. SPHERE est un ins- trument dont l’installation est pr´ evue fin 2010 sur le VLT au Chili, destin´ e principalement ` a l’´ etude des exoplan` etes par imagerie directe. Pour atteindre la r´ esolution angulaire requise et di- minuer le contraste ´ etoile-plan` ete, SPHERE utilisera un syst` eme d’optique adaptative extrˆ eme pour compenser la turbulence et un coronographe tr` es performant pour supprimer une grande partie de la lumi` ere de l’´ etoile. Pourtant, l’optique adaptative et la coronographie seules ne suffisent pas ` a distinguer le signal de la plan` ete des « speckles » (ou tavelures) dus aux aberrations r´ esiduelles, qui ont une taille du mˆ eme ordre de grandeur (λ/D). Il est n´ ecessaire de recourir ` a un imageur ` a deux canaux spectraux : en faisant la soustraction entre les images prises aux deux diff´ erentes longueurs d’onde il est pos- sible d’´ eliminer la plupart des aberrations r´ esiduelles [3]. Les deux longueurs d’onde sont choisies de fa¸ con ` a ce qu’il y ait un fort contraste entre les flux de la plan` ete ` a chacune d’elles. Mais cela ne suffit toujours pas : il faut aussi ´ elaborer une m´ ethode sophistiqu´ ee de traitement d’images, qui ex- ploite aussi l’information temporelle. Dans SPHERE, la pupille est stabilis´ ee au cours de la nuit pour que les aber- rations (donc les speckles) restent fixes, alors que le champ tourne et la plan` ete avec lui. On dispose ainsi d’un certain nombre (une centaine ` a un millier typiquement) de ce que l’on peut appeler « canaux temporels ».