Le (HARPS), en français « Chercheur de planètes par vitesses radiales de haute précision », est un spectrographe échelle alimenté par fibres depuis le foyer Cassegrain du télescope de de l'ESO, à l'observatoire de La Silla au Chili. Il est destiné principalement à la recherche d'exoplanètes par la méthode des vitesses radiales. Depuis , HARPS est également alimenté par le télescope solaire HELIOS pour observer le Soleil comme une étoile pendant la journée.

But

HARPS est l'instrument de l'Observatoire européen austral (ESO) destiné à effectuer les mesures de vitesse radiale les plus précises à l'heure actuelle (2015) , eso.org. « », « », et 5.Le spectrographe ESPRESSO, prévu pour 2016 et qui sera installé sur le , devrait devenir l'instrument le plus précis une fois installé. Voir Pierre Bratschi, « », PlanetS, mis en ligne le 5 juin 2015 (consulté le 8 juin 2015).. Le but de cet instrument est d'atteindre une précision à long terme sur les vitesses radiales d'un mètre par seconde pour des étoiles naines G (similaires au Soleil) à rotation lente. Une telle précision permet de détecter des planètes de faible masse telles Saturne et des oscillations stellaires de faible amplitude ( section « Performances » pour plus de détails).

Description Concept

HARPS est un spectrographe échelle à dispersion croisée alimenté par des fibres depuis le foyer Cassegrain du télescope de de l'ESO, à l'observatoire de La Silla au Chili , eso.org.. L'instrument lui-même est installé dans la salle coudé-ouest du bâtiment abritant ce télescope.

L'instrument a été construit afin d'obtenir des vitesses radiales de très grande précision (de l'ordre du mètre par seconde) à long terme. Pour atteindre ce but, HARPS est alimenté par deux fibres et sa stabilité mécanique a été optimisée.

La conception de HARPS bénéficie de l'expérience acquise par les membres du consortium HARPS ( section « Constructeurs ») sur deux spectrographes antérieurs : ÉLODIE, sur le télescope de à l'observatoire de Haute-Provence, et CORALIE, installé sur le télescope suisse de Leonhard Euler à l'observatoire de La Silla. Le design de base de HARPS est par conséquent très similaire à celui de ces deux instruments. Trois points principaux ont été améliorés afin d'obtenir de meilleures performances :

l'augmentation de la stabilité de l'instrument : HARPS est installé à l'intérieur d'une cuve à vide contrôlée thermiquement ( section « Cuve à vide ») ; l'augmentation du rapport signal sur bruit sur chaque mesure individuelle de vitesse radiale : HARPS est installé sur le télescope de de l'ESO ( section « Télescope »), la résolution spectrale est deux fois plus grande que pour ses prédécesseurs, ce qui aide à réduire les erreurs instrumentales ( section « Résolution spectrale »), et l'optique du spectrographe, très similaire à celle d'UVES, est très efficace ( section « Design optique ») ; l'amélioration de la réduction des données en ligne : meilleure correction des effets instrumentaux, meilleure définition du (étalonnage en longueurs d'onde), augmentation de la vitesse ( section « Réduction des données »).

Télescope

vignette|Dôme du télescope.

HARPS est alimenté par des fibres depuis le foyer Cassegrain du télescope de de l'ESO, à l'observatoire de La Silla au Chili. En comparaison des télescopes de et de sur lesquels sont installés ses prédécesseurs ÉLODIE et CORALIE, le permet de collecter beaucoup plus de lumière , ce qui permet à la fois d'observer des objets moins brillants et de réaliser des mesures plus précises pour un objet donné. L'instrument lui-même est installé dans la salle coudé-ouest du bâtiment abritant ce télescope.

Cuve à vide vignette|La cuve à vide où se trouve HARPS.

HARPS est situé à l'intérieur d'une cuve à vide contrôlée thermiquement afin d'empêcher dans une très grande mesure toute dérive spectrale (et donc toute dérive des vitesses radiales) qui pourrait être causée par des variations de la température, de la pression de l'air ambiant ou de l'humidité. La cuve à vide se trouve elle-même dans deux niveaux d'enceintes l'isolant de la pièce où elle est installée.

Design optique

Fibres Une des deux fibres collecte la lumière de l'étoile alors que la seconde sert à enregistrer simultanément un spectre de référence d'une lampe thorium-argon ou le ciel de fond. Les deux fibres de HARPS (objet et ciel ou Th-Ar) ont une ouverture sur le ciel de ; ceci permet au spectrographe d'avoir un pouvoir de résolution de ( section « Résolution spectrale »). Les deux fibres sont équipées d'un brouilleur d'image () afin d'avoir une illumination uniforme de la pupille du spectrographe, indépendante du décentrage du pointage.

Réseau de diffraction

vignette|Le spectrographe HARPS pendant des tests en laboratoire. La cuve à vide est ouverte ; plusieurs composants de haute précision situés à l'intérieur sont ainsi visibles. Le grand réseau de diffraction optique qui disperse la lumière incidente de l'étoile est visible au-dessus du banc optique ; il mesure .

Polarimètre

vignette|Le polarimètre associé à HARPS.

Depuis 2010, HARPS est équipé d'un polarimètre, le plus précis au monde pour l'étude des étoiles [Le spectrographe le plus précis au monde obtient la vision polarisée], annonce 1005 de l'ESO.. Les premières observations effectuées avec le polarimètre de HARPS montrent que l'instrument dépasse les attentes. En effet, ce polarimètre est capable de détecter la polarisation de la lumière à un niveau de , sans aucune perturbation provenant de l'atmosphère ou de l'instrument lui-même. Couplé à la stabilité du spectrographe, ce polarimètre est ainsi le plus précis dans sa catégorie. Par ailleurs, il est le seul polarimètre de son genre situé dans l'hémisphère sud, ce qui permet de nouvelles études dans cette moitié du monde.

Selon Nikolaï Piskounov, de l'université d'Uppsala en Suède et chercheur principal () du projet de polarimètre de HARPS, .

Selon la conception actuelle de l'Univers, les champs magnétiques jouent en effet des rôles fondamentaux à différentes échelles, des planètes aux galaxies. En particulier, les champs magnétiques sont censés contrôler la façon dont les étoiles se forment, créer des conditions favorables pour la croissance des planètes autour de jeunes étoiles, orienter les vents stellaires et accélérer des particules lors des dernières étapes de la vie d'une étoile.

Des signatures indirectes de champs magnétiques peuvent être évidentes, comme des éruptions ou des taches à la surface des étoiles, mais des mesures directes exigent une instrumentation très précise et une analyse prudente des données. La polarimétrie cherche à détecter la lumière polarisée par les champs magnétiques.

Les champs magnétiques modifient les conditions physiques dans les couches externes des étoiles, ce qui donne lieu à des régions de composition chimique, température et pression différentes. Les taches solaires sont les exemples les plus connus d'une telle action. En combinant une spectroscopie précise à la polarimétrie, il est possible de cartographier ces taches stellaires.

Le nouveau mode de HARPS lui permet de mesurer également la polarisation de spectres stellaires et lui permet d'étudier les champs magnétiques sur des étoiles.

Le polarimètre a été conçu par Frans Snik, de l'université d'Utrecht aux Pays-Bas. L'instrument a été expédié au Chili en . Selon Snik, la place disponible pour le polarimètre étant très petite, il a fallu concevoir un polarimètre très compact. Toujours selon Sink, l'ensemble réussit à passer à une fraction de millimètre entre les autres éléments de HARPS, lesquels ne pouvaient absolument pas être touchés au risque de perturber les campagnes de recherche de planètes.

Le polarimètre de HARPS a été développé par un consortium composé de l'université d'Uppsala (Suède), l'université d'Utrecht (Pays-Bas), l'université Rice et le (États-Unis), avec le soutien de l'Observatoire européen austral (ESO) et de l'Observatoire de Genève (Suisse).

Détecteur

vignette|Image brute (non traitée) du spectre de l'étoile naine orange (K0) prise par HARPS. L'image ici montrée est l'image complète telle qu'enregistrée par les deux capteurs CCD () dans le plan focal du spectrographe. Les lignes horizontales correspondent au spectre stellaire, divisé en couvrant tout le domaine visible de . Les taches noires visibles sur ces bandes correspondent aux raies d'absorption de l'étoile. Les brillantes raies d'émission visibles entre les bandes sont émises par une lampe au thorium située dans le spectrographe. Elles servent à étalonner l'instrument en longueurs d'onde en mesurant la dérive de l'instrument.Crédit : ESO.

Le détecteur de HARPS est constitué d'une mosaïque de deux dispositifs à couplage de charge EEV surnommés Jasmin et Linda. L'ensemble a une dimension de , chaque pixel ayant une taille nominale de de côté.

et problèmes associés Chacun des deux capteurs CCD de HARPS est constitué de seize blocs de correspondant à la taille du masque servant à écrire le CCD. La taille et la sensibilité des pixels situés au bord de ces blocs peuvent ainsi être légèrement différentes de celles des pixels centraux. Cette différence engendre dans les données de HARPS un signal d'une période de un an qui limite la détection des planètes à un nombre entier de fois cette période, ou environ. Molaro, P., Esposito, M., Monai, S., , "", 2013, A&A, 560, A61 .

Couverture spectrale

L'intervalle spectral couvert par le spectrographe s'étend de , c'est-à-dire sur une grande partie du spectre visible, du violet au rouge, et est réparti sur les . Le détecteur étant une mosaïque de deux dispositifs à couplage de charge ( section « Détecteur »), un ordre spectral (l'ordre N=115, allant de ) est perdu dans l'intervalle entre les deux.

Résolution spectrale HARPS a une résolution spectrale de , environ deux fois plus grande que celle d'ÉLODIE et de CORALIE.

Réduction des données

HARPS est équipé de sa propre de réduction des données, installée à La Silla. Cette pipeline fournit à l'astronome visiteur en temps quasi-réel des spectres extraits et étalonnés en longueurs d'onde dans tous les modes d'observation. Lorsque la méthode de référence par thorium simultané est utilisée, le pipeline fournit des vitesses radiales (par rapport au barycentre du système solaire) précises pour les étoiles froides dont la vitesse radiale est connu à près, à condition qu'un ensemble de mesures d'étalonnage standards aient été exécutées dans l'après-midi.

Étalonnage en longueurs d'onde Plusieurs systèmes de référence servent à étalonner HARPS en longueurs d'onde.

Lampe au thorium (depuis 2003)