PEGASE

1. PEGASE Programme Scientifique

2. 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 Programme scientifique

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

4. 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 ? Pégasides  Spectrocopie proche IR Sudarsky et al., 2003 Barman et al., 2005

5. 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 Pégasides (2)

6. 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) Naines brunes et étoiles de faible masse

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

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

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

10. 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 PEGASE et les disques zodiacaux

11. 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

12. 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 PEGASE et le contexte interférométrique au sol Très bonne complémentarité avec les instruments sol

13. en vert : objets à l optimal(contraste max) H2O CO CH4 O3 CO2 résolution angulaire (arcsec) Peg-asides 1000 m 100 m Gap disk BD 10 m 5 mas DARWIN21 m2, 10-6 IF SOLmax. 200 m2 PEGASE0,25 m2, 10-4 SIM TPF-C22 m2, 10-9 Terres VLTI 1 m ? FKSI JWST30 m2 10-3 planètes géantes froides l (µm)

14. 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 PEGASE dans le contexte spatial Charbonneau et al., 2005

15. 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 coopérationinternationale. 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… PEGASE et DARWIN

16. 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 Conclusions