O Gemini Planet Imager ( GPI ), " imageador de planetas em Gêmeos " francês , é um instrumento que entrega imagens de altíssimo contraste , projetado e construído para o telescópio Gemini Sul localizado próximo a La Serena, no Chile . O GPI é otimizado para separações angulares baixas , o que permite sua imagem diretamente e medir o espectro de objetos extrasolares orbitando estrelas ao redor do sol . A concepção e construção deste instrumento é o resultado de dez anos de colaboração entre várias instituições, incluindo o Museu Americano de História Natural (AMNH), o Instituto Dunlap , o Observatório Gemini , o Instituto de Astrofísica Herzberg (HIA), o Propulsão a Jato Laboratory (JPL), o Lawrence Livermore National Laboratory (LLNL), o Observatório Lowell , o SETI Institute , o Space Telescope Science Institute (STScI), a Universidade de Montreal , a Universidade da Califórnia ( Berkeley , Los Angeles e Santa Cruz ), a Universidade da Geórgia e o Centro de Pesquisa Ames ( NASA ).
GPI é montado no foco Cassegrain do telescópio Gemini-Sud localizada no Cerro Pachón no Chile . Sua primeira luz aconteceu emnovembro de 2013e espera-se que seja disponibilizado à comunidade científica antes do final de 2014 . O GPI detecta e faz imagens diretamente de jovens gigantes gasosos graças à sua radiação térmica . Ele funciona no infravermelho próximo ( Y para K bandas ), de uma gama de comprimentos de onda em que estes planetas são suficientemente brilhante em comparação com a radiação térmica da atmosfera da Terra . O contraste esperado é da ordem de 10 -6 a 10 -7 na banda H para separações angulares de 0,2 a 1 segundo de arco .
Para cumprir sua finalidade, o dispositivo possui um sistema de óptica adaptativa extremas , um coronógrafo Lyot apodizada , uma unidade de calibração com base em um interferômetro e um espectrógrafo de campo integral . Antes de enviar o GPI para a Gemini Sud, era essencial testar o coronógrafo reproduzindo as condições experimentais exatas em que deveria ser usado. A fonte de laser sintonizável de fóton etc. foi usado para este propósito e determinou que, em sua eficiência máxima, o imager pode detectar um planeta pouco mais massivo do que Júpiter. Óptica adaptativa, desenvolvida e construída no LLNL , utilizando dois espelhos deformáveis para corrigir as aberrações induzidas pela atmosfera e pela ótica do telescópio . O primeiro, fornecido pela empresa CILAS , utiliza atuadores piezoelétricos e uma placa basculante para compensar as baixas frequências espaciais, enquanto o segundo, do tipo MEMS e fornecido pela Boston Micromachines , assume as altas frequências. A unidade de calibração configurada pelo JPL permite medir os erros residuais quase estáticos não percebidos pela ótica adaptativa para indicar a esta última as compensações a serem feitas durante as aquisições. Inclui dois analisadores de superfície de onda : um Shack-Hartmann de ordem inferior e um interferômetro Mach-Zehnder modificado para ordens altas. O coronógrafo, desenvolvido pelo AMNH , serve para bloquear a luz da estrela hospedeira para poder distinguir a companheira fracamente luminosa que constitui o alvo científico. Por fim, a câmera científica do GPI é um espectrógrafo projetado pelas universidades de Montreal e Califórnia ( Los Angeles ) que entrega, após o pós-processamento, um cubo de dados contendo uma imagem para cada comprimento de onda da banda de observação com resolução de aproximadamente 50 ( H- banda ) sobre um campo de visão de 2,8 segundos quadrados de arco. Também é possível trabalhar na polarização substituindo o prisma dispersivo por um prisma Wollaston .
Atualmente, os métodos indiretos de detecção de exoplanetas ( Doppler , trânsitos , microlentes gravitacionais ) não permitem observar exoplanetas orbitando além de 5 unidades astronômicas de sua estrela hospedeira, que corresponde à região dos planetas gasosos do sistema solar . Na verdade, na maioria das vezes é necessário ser capaz de observar o planeta durante pelo menos um período de revolução em torno de sua estrela (ou pelo menos uma fração suficiente) para validar a detecção, o que equivale a 30 anos no caso de um corpo orbitando à distância de Saturno em torno de uma estrela do tipo solar . Além disso, as técnicas de óptica adaptativa existentes perdem eficiência com a proximidade da estrela, limitando as observações fora de um raio de 30 unidades astronômicas. O alto contraste fornecido pelo GPI para separações angulares baixas torna possível observar com precisão os gigantes gasosos cuja órbita tem um semieixo maior entre 5 e 30 unidades astronômicas.
Os alvos principais do GPI são jovens gigantes gasosos com idade entre um milhão e um bilhão de anos, pois ainda retêm o calor de sua formação e esfriam lentamente. Um planeta ainda quente é mais brilhante e, portanto, mais fácil de detectar. Isso limita os alvos aos planetas mais jovens, mas em troca fornecerá dados valiosos sobre a formação de gigantes gasosos. Mais particularmente, o espectrógrafo permite determinar a temperatura superficial e a gravidade desses objetos, o que fornece informações diretas sobre a atmosfera e a evolução térmica desses objetos .
Além de sua missão principal de detectar exoplanetas, o GPI permite o estudo de discos protoplanetários , os discos de transição e as estrelas jovens de restos de disco e, assim, fornecer pistas para a formação de sistemas planetários . Para observar esse tipo de objeto, o GPI usa imagens diferenciais na polarização (consulte Métodos de detecção de exoplanetas ). Além disso, também é possível estudar objetos do Sistema Solar em alta resolução e com uma grande proporção de Strehl : asteróides e suas luas , mas também satélites de planetas gigantes , são excelentes alvos para GPI. Finalmente, um possível estudo de caso é o de perdas de massa estelar pela observação de despejos de matéria.
Imagem da estrela HR4796a tirada pela GPI e mostrando um disco protoplanetário.