Programme Scientifique PEGASE Programme Scientifique

Programme scientifique Programme principal : instrument optimisé ou adapté pour : Caractérisation physique et physico-chimique des compagnons stellaires, substellaires et planétaires Etude des disques proto-planétaires Etude des disques zodiacaux (sous conditions) Programme secondaire : Objectifs scientifiques abordables selon les choix instrumentaux faits pour le programme principal

Etoile / planète : Formation Physique gouvernée principalement par la masse des objets - Gravitation - Processus nucléaires 13 Mjup (0.013 M ) Fusion du deutérium Naines brunes: rayon  M-1/3 Planètes Fusion de l’hydrogène Etoiles : rayon  M 80 MJup (0.08 M) 10 M Accrétion du gaz Géantes Telluriques cycle p-p cycle CNO 1.5-2 M Masse

 Spectrocopie proche IR Pégasides Actuellement : ~ 30 pégasides découvertes Détection essentiellement en VR  M.sin(i) Peu d’information sur la taille / structure / composition Pas ou peu de contraintes sur les modèles atmosphériques Nuages : composition Aérosols ? Thermalisation jour / nuit, vent zonaux ?  Spectrocopie proche IR Sudarsky et al., 2003 Barman et al., 2005

Pégasides (2) En 2012, COROT aura détecté ~ 25 Pégasides Détection en transit + Vitesse radiale  M, R connus Principale question : Structure / composition de l’atmosphère spectro  observation directe Rôle de la taille des objets dans les processus Observation directe et spectroscopie HRA + grande dynamique Couverture spectrale continue  Observation depuis l’espace

Naines brunes et étoiles de faible masse Science : évolution F(M,t) : connaissance de M  Observation de systèmes liés : L(M), Teff(M) Exploration du diagramme (M,t) Objets vieux connus Objets jeunes à découvrir : (VLTI, Planet Finder)

Spectroscopie des naines brunes Atmosphère : Composition Rôle des aérosols et grains réfractaires (nuages)

Disques protoplanétaires Objectifs: Déterminer la structure des disque Comprendre les mécanismes de formation planétaire interactions disque / étoile / planètes Ex : Visualiser le sillon créé par une planète? Région de formation d’étoiles

Disques protoplanétaires (2) Mesure de visibilité en fonction de 

PEGASE et les disques zodiacaux Une science préliminaire indispensable à DARWIN Caractérisation de l’environnement des cibles de DARWIN Dimensionnement de l’instrument Sensibilité : a priori suffisantes : quelques 10 zodis (AC) Dépendance en type spectral ? Nécessité de disposer de petites bases Bases optimales entre 10 et 40 m (distance inter vaisseaux entre 5 et 20 m) Condition du vol en formation à étudier ou affiner Bilan thermique à revoir Validation nécessaire durant la phase A

Choix des cibles DES AUJOURD’HUI 12 Pégasides avec S/B > 7 en 1 heure (R=60) 2 naines brunes avec S/B > 7 en 1 heure (R=60) De nombreuses zones de formation d’étoiles Cibles DARWIN autour de l’écliptique (programme exozodis) UN PROGRAMME COMPLET DEJA REALISABLE UN DOMAINE QUI EVOLUE VITE Détection récente des « Neptunes Chauds  » Des systèmes complexes et variées De nouveaux types d’objets ? DE NOMBREUSES NOUVELLES CIBLES EN 2012

PEGASE et le contexte interférométrique au sol Très bonne complémentarité avec les instruments sol VLTI/Keck: couvertures spectrales entre 1-2.5 m et 8-13 m Lignes de base inférieures à 200m Couverture assez complète pour faire de l’imagerie Résolutions spectrales de 35, 1500, 10000 LBT: imageur à 2 télescopes en mode Fizeau et 23m de bases maximales IOTA, CHARA, MRO: imageries mais petites ouvertures (≤ 1m) COAST, NPOI: imagerie visible très petites pupilles OHANA: très grandes bases, grands télescopes mais accès difficiles Antarctique: potentiel intéressant mais limité par les bandes atmosphériques

résolution angulaire (arcsec) l (µm) en vert : objets à l optimal (contraste max) H2O CO CH4 O3 CO2 résolution angulaire (arcsec) 1000 m Peg- asides 100 m Gap disk 10 m BD 5 mas IF SOL max. 200 m2 DARWIN 21 m2, 10-6 PEGASE 0,25 m2, 10-4 SIM TPF-C 22 m2, 10-9 Terres VLTI 1 m ? FKSI JWST 30 m2 10-3 planètes géantes froides l (µm)

PEGASE dans le contexte spatial Aucun concurrent dans l’espace en terme de domaine spectral et résolution angulaire avant DARWIN/TPF-I Concurrence marginale du Spitzer et JWST sur les spectres des pégasides Très peu d’objets (2 actuellement dont 1 atypique) Pas de possibilité de recherche d’objets Dimension temporelle pas explorée Charbonneau et al., 2005

PEGASE et DARWIN PEGASE : une mission avant tout scientifique Retour scientifique très important complémentaire de DARWIN Au moins un ordre de grandeur moins difficile PEGASE pourrait aussi être un précurseur de DARWIN / TPF Mis à part SIM (?), aucun interféromètre n’est prévu avant DARWIN/TPF Nécessité de valider dans l’espace des concepts non validables depuis le sol (vol en formation, senseur de franges…) Réduction des risques financiers liés au développement de ces missions très ambitieuses Les coûts élevés de ces dernières et les budget limités des états concernés implique nécessairement une coopération internationale. PEGASE : étape importante d’une «feuille de route» internationale de l’interférométrie spatiale et de sa réalisation par le VF. Intérêt des grandes agences et collaborateurs, mais difficultés financières et calendaires…

Conclusions Un programme scientifique très riche et très novateur Une gamme complète de cibles De « faciles » et assurées à « ambitieux » et techniquement pointus À contraindre lors de la définition précise de l’instrument Un précurseur indispensable pour les futures missions d’interférométrie type DARWIN/TPF