Nederlandstalige samenvatting

Cover Page
The handle http://hdl.handle.net/1887/44483 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: 2016-11-29
Nederlandstalige samenvatting
Suppressing a Sea of Starlight
Enabling technology for the direct imaging of exoplanets
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 209458 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
154
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
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
156
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.
Nederlandstalige samenvatting
157
Figuur 7.3: Vergelijking tussen theoretische simulatie (links) en waarneming van een ster met de vAPP coronagraaf op
MagAO (rechts).