{"id":14898,"date":"2017-08-20T15:40:31","date_gmt":"2017-08-20T13:40:31","guid":{"rendered":"http:\/\/www.oezratty.net\/wordpress\/?p=14898"},"modified":"2017-08-27T15:49:32","modified_gmt":"2017-08-27T13:49:32","slug":"astronomie-entrepreneuriat-exoplanetes","status":"publish","type":"post","link":"https:\/\/www.oezratty.net\/wordpress\/2017\/astronomie-entrepreneuriat-exoplanetes\/","title":{"rendered":"De l’astronomie \u00e0 l’entrepreneuriat : les exoplan\u00e8tes"},"content":{"rendered":"

Dans les \u00e9pisodes pr\u00e9c\u00e9dents de cette longue s\u00e9rie sur l\u2019astronomie, ses technologies et ses entrepreneurs, nous avons surtout fait le tour de tous les t\u00e9lescopes imaginables : terrestres dans le visible<\/a>, terrestres dans les ondes radio<\/a> puis les t\u00e9lescopes spatiaux dans toutes les ondes \u00e9lectromagn\u00e9tiques imaginables (visible<\/a>, infrarouge<\/a>, autres<\/a>). A chaque fois, j\u2019ai rapidement d\u00e9crit les objectifs scientifiques de ces grands instruments. Deux objectifs revenaient quasiment syst\u00e9matiquement : d\u2019un c\u00f4t\u00e9, remonter aussi loin que possible dans l\u2019histoire de l\u2019Univers pour en comprendre l\u2019origine, la formation et l\u2019\u00e9volution, et de l\u2019autre, participer \u00e0 une course effr\u00e9n\u00e9e et relativement r\u00e9cente aux exoplan\u00e8tes, de pr\u00e9f\u00e9rence similaires \u00e0 la Terre.<\/p>\n

Cette recherche est en effet incessante depuis deux d\u00e9cennies. La premi\u00e8re d\u00e9couverte d\u2019exoplan\u00e8te remonte \u00e0 1995. Elle a \u00e9t\u00e9 r\u00e9alis\u00e9e par une \u00e9quipe franco-suisse pilot\u00e9e par Michel Mayor et Didier Gueloz de l\u2019Universit\u00e9 de Gen\u00e8ve et en exploitant l\u2019Observatoire de Haute-Provence, situ\u00e9 pr\u00e8s de Forcalquier et \u00e9quip\u00e9 de divers t\u00e9lescopes, dont un de 1,93 m dont le spectrographe a servi \u00e0 cette d\u00e9couverte. C\u2019\u00e9tait une plan\u00e8te g\u00e9ante situ\u00e9e autour de Pegasi 51, une \u00e9toile de type voisine du Soleil situ\u00e9e \u00e0 51 ann\u00e9es-lumi\u00e8re de la Terre et dont l\u2019orbite est de seulement 4 jours. La d\u00e9couverte a \u00e9t\u00e9 r\u00e9alis\u00e9e en s\u2019appuyant sur la m\u00e9thode de la vitesse radiale, expos\u00e9e plus loin. La plan\u00e8te d\u00e9couverte fait la moiti\u00e9 de la masse de Jupiter. En juillet 2017, selon la NASA, 3496 exoplan\u00e8tes avaient \u00e9t\u00e9 d\u00e9tect\u00e9es autour de 2606 \u00e9toiles, dont une toute petite proportion qui ressemblent \u00e0 la terre. Le d\u00e9compte sur Wikipedia du 30 juin 2017 est de 3502 exoplan\u00e8tes. Les donn\u00e9es peuvent varier d\u2019une source \u00e0 l\u2019autre car certaines exoplan\u00e8tes candidates peuvent \u00eatre comptabilis\u00e9es et augmenter ces valeurs.<\/p>\n

Les recherches ont en effet d\u2019abord d\u00e9marr\u00e9 sur les grosses plan\u00e8tes autour de grandes \u00e9toiles, du fait de la sensibilit\u00e9 des instruments utilis\u00e9s et des m\u00e9thodes de recherche passant au d\u00e9part sur la m\u00e9thode des transits. Avec les progr\u00e8s techniques, l\u2019exploration a permis d\u2019identifier des exoplan\u00e8tes telluriques de plus petite taille et ressemblant le plus possible \u00e0 la Terre. Elles sont situ\u00e9es dans la zone dite habitable autour de leur \u00e9toile, permettant notamment \u00e0 l\u2019eau d\u2019y exister \u00e0 l\u2019\u00e9tat liquide et \u00e0 une atmosph\u00e8re de s\u2019y d\u00e9velopper. Cette zone est parfois d\u00e9nomm\u00e9e la zone Goldilocks en r\u00e9f\u00e9rence \u00e0 un conte d\u2019enfants<\/a> anglais du 19e si\u00e8cle. <\/strong>On arrive progressivement \u00e0 classifier les \u00e9toiles en fonction de la probabilit\u00e9 d\u2019y trouver des plan\u00e8tes telluriques et gazeuses en orbite.<\/p>\n

\"Slide40\"<\/a><\/p>\n

Pourquoi toutes ces recherches ? C\u2019est le r\u00e9sultat d\u2019une qu\u00eate qui peut paraitre insens\u00e9e. Il s\u2019agit soit de d\u00e9couvrir des sources de vie extraterrestres, soit des plan\u00e8tes o\u00f9 celle-ci pourrait se d\u00e9velopper, voir d\u2019identifier une plan\u00e8te cible pouvant hypoth\u00e9tiquement permettre \u00e0 l\u2019humanit\u00e9 de s\u2019y installer. Une sorte de \u201cplan\u00e8te B\u201d. Ce d\u2019autant plus que la vie sur Terre n\u2019y sera pas \u00e9ternelle. Elle est menac\u00e9e \u00e0 court terme par le r\u00e9chauffement climatique \u2013 qu\u2019il soit induit ou pas par les activit\u00e9s humaines – et \u00e0 plus ou moins long terme par diverses catastrophes sismiques, par la chute d\u2019un ast\u00e9ro\u00efde g\u00e9ant qui arrive environ tous les 100 millions d\u2019ann\u00e9es, ou par l\u2019arr\u00eat progressif du magn\u00e9tisme terrestre qui nous laissera sans protection face au vent solaire qui dispersera dans l\u2019espace notre atmosph\u00e8re. Enfin la vie sous quelle que forme que ce soit ne sera plus possible sur Terre d\u2019ici quelques milliards d\u2019ann\u00e9es, le Soleil devant gonfler et engloutir la Terre sachant que, bien avant, la Terre aura tellement r\u00e9chauff\u00e9 qu\u2019il sera impossible que la vie y perdure.<\/p>\n

Mis \u00e0 part le r\u00e9chauffement climatique actuel, ces divers \u00e9v\u00e8nements vont se produire sur une \u00e9chelle de temps cosmique bien sup\u00e9rieure aux \u00e9chelles de temps de notre civilisation. Homo sapiens a quelques centaines de milliers d\u2019ann\u00e9es au compteur. La civilisation humaine organis\u00e9e n\u2019en a que quelques milliers. Nous avons surtout besoin de r\u00e9pondre \u00e0 une question existentielle : sommes-nous le seul monde vivant dans l\u2019Univers ou tout du moins dans la Voie Lact\u00e9e ?<\/p>\n

Pour ce qui est de la conqu\u00eate, nos ambitions se heurtent \u00e0 un probl\u00e8me \u00e9pineux de distance. Il est pour l\u2019instant insurmontable. Quelle est en effet la distance nous s\u00e9parant de la plan\u00e8te ressemblant le plus \u00e0 la Terre et qui soit la plus proche du syst\u00e8me solaire ? Au mieux, elle est de plusieurs dizaines d\u2019ann\u00e9es-lumi\u00e8re. Pour y voir ce qu\u2019il y a sur place avec une sonde, il faudrait 20 000 fois ce nombre d\u2019ann\u00e9es. C\u2019est \u00e0 peu de choses pr\u00e8s la vitesse de d\u00e9placement des sondes Voyager 1 et 2 qui, apr\u00e8s quarante ans de parcours, en sont \u00e0 peine sorties du syst\u00e8me solaire au niveau de l\u2019h\u00e9liosph\u00e8re. La sonde spatiale la plus rapide ayant \u00e9t\u00e9 pour l\u2019instant cr\u00e9\u00e9e est Helios 1, lanc\u00e9e en 1974 et qui navigue, maintenant inactive, avec ses 370 kg, autour du Soleil \u00e0 70 km\/s, ce qui donne 0,02% de la vitesse de la lumi\u00e8re (ou 1\/4285 fois).<\/p>\n

Pour ce qui est d\u2019y envoyer un vaisseau spatial avec de vrais gens, on n\u2019a \u00e0 ce jour pas la moindre id\u00e9e de la mani\u00e8re de s\u2019y prendre dans un temps raisonnable et en maintenant en vie son \u00e9quipage sur une telle dur\u00e9e, m\u00eame en hibernation, ou de subvenir aux besoins vitaux de centaines de g\u00e9n\u00e9rations d\u2019hommes et de femmes qui se reproduiraient de g\u00e9n\u00e9ration en g\u00e9n\u00e9ration pendant ce laps de temps. Ce d\u2019autant plus que cette reproduction serait fortement expos\u00e9e aux rayons cosmiques, connus pour leur effet d\u00e9l\u00e9t\u00e8re sur l\u2019ADN.<\/p>\n

Qui plus est, l’\u00e9nergie \u00e0 mettre en \u0153uvre, par exemple avec un syst\u00e8me de propulsion \u00e0 antimati\u00e8re, seul capable d\u2019acc\u00e9l\u00e9rer un vaisseau autour de quelques pourcents de la vitesse de la lumi\u00e8re, n\u00e9cessiterait probablement un multiple de la consommation annuelle d’\u00e9nergie humaine. On peut aussi s\u2019arque-bouter sur des hypoth\u00e8ses de science-fiction du style trou de ver ou autres, tels que vus dans Interstellar. Et de dire : on ne sait pas pr\u00e9dire \u00e0 l\u2019avance ce que l\u2019Homme va inventer, donc on ne sait jamais ! D\u00e9m\u00e9nager la population terrestre vers une plan\u00e8te de rechange rel\u00e8vera encore tr\u00e8s longtemps de la science-fiction. Mais notre soif de connaissance reste difficile \u00e0 rassasier. On continue donc de d\u00e9penser des milliards d\u2019Euros et de dollars pour d\u00e9couvrir des exoplan\u00e8tes.<\/p>\n

Cela g\u00e9n\u00e8re d\u2019ailleurs une petite concurrence entre astronomes. Certains sont sp\u00e9cialis\u00e9s dans l\u2019\u00e9tude des galaxies, pulsars, quasars et des d\u00e9buts de l\u2019Univers. D\u2019autres sur les exoplan\u00e8tes. Les premiers jugent curieux que des instruments tr\u00e8s chers et polyvalents tels que le JWST soient aussi utilis\u00e9s pour rechercher des exoplan\u00e8tes alors que leur temps d\u2019usage est extr\u00eamement contingent\u00e9. Les chercheurs d\u2019exoplan\u00e8tes trouvent de leur c\u00f4t\u00e9 que leur discipline a un c\u00f4t\u00e9 plus \u201cappliqu\u00e9\u201d m\u00eame si c\u2019est, comme nous l\u2019avons vu, une vue de l\u2019esprit.<\/p>\n

Et Mars ? C\u2019est la premi\u00e8re plan\u00e8te sur laquelle poser le pied. Mais elle n\u2019est franchement pas tr\u00e8s accueillante. Elle n\u2019a pas quasiment pas d\u2019atmosph\u00e8re, sa gravit\u00e9 y est du tiers de celle de la Terre, la m\u00e9t\u00e9o se r\u00e9sume \u00e0 des temp\u00eates de poussi\u00e8re, et il y fait en moyenne -55\u00b0C avec comme extr\u00eames -145\u00b0C et +25\u00b0C. Et il faut au minimum six mois pour s\u2019y rendre avec de quoi survenir aux besoin d\u2019un \u00e9quipage, et lui permettre de red\u00e9coller de Mars pour revenir sur Terre, ce qui est plus compliqu\u00e9 que sur la Lune car la gravit\u00e9 y est plus forte. Mais faute de mieux, c\u2019est bien l\u00e0 que nous irons un jour.<\/p>\n

Mais vous pouvez faire le voyage vers l\u2019exoplan\u00e8te de votre choix avec votre ordinateur et ce beau logiciel de la NASA d\u00e9velopp\u00e9 par l\u2019universit\u00e9 Caltech : NASA\u2019s Eyes<\/a>. Vous avez ci-dessous une copie d\u2019\u00e9cran de la visualisation des exoplan\u00e8tes d\u00e9tect\u00e9es avec le t\u00e9lescope spatial Kepler.<\/p>\n

\"NASA<\/a><\/p>\n

Les m\u00e9thodes de recherche d\u2019exoplan\u00e8tes<\/strong><\/p>\n

En attendant l\u2019interminable voyage, revenons aux techniques de d\u00e9tection des exoplan\u00e8tes. Comme dans les autres parties de cette s\u00e9rie d\u2019article, je m\u2019int\u00e9resse beaucoup au \u201ccomment\u201d technologique des d\u00e9couvertes que les m\u00e9dias relaient r\u00e9guli\u00e8rement.<\/p>\n

Ces techniques mettent en \u0153uvre tout l\u2019attirail que nous avons d\u00e9j\u00e0 vu et une belle panoplie d\u2019astuces techniques insoup\u00e7onnables. Le sch\u00e9ma ci-dessous en fait un bon inventaire. Il indique notamment la proportion des d\u00e9couvertes par m\u00e9thode, mettant nettement en avant la m\u00e9thode des transits. Quelques sites comme exoplanets.org<\/a> et exoplanet.eu<\/a> proposent des inventaires \u00e0 jour des exoplan\u00e8tes candidates et d\u00e9tect\u00e9es<\/p>\n

\"Exoplanets<\/a><\/p>\n

La d\u00e9tection des exoplan\u00e8tes est rendue difficile par la grande diff\u00e9rence de luminosit\u00e9 entre elle et leur \u00e9toile. Dans le cas de Jupiter qui est la plus grande plan\u00e8te du syst\u00e8me solaire, le diff\u00e9rentiel de luminosit\u00e9 plan\u00e8te\/\u00e9toile est de 1 pour 460 millions ! Ce d\u00e9calage de luminosit\u00e9 est cependant mille fois moins important dans l\u2019infrarouge que dans le visible, d\u2019o\u00f9 l\u2019int\u00e9r\u00eat des t\u00e9lescopes spatiaux comme le JWST pour mener ce genre d\u2019observations.<\/p>\n

La majorit\u00e9 des m\u00e9thodes de d\u00e9tection d\u2019exoplan\u00e8tes est indirecte. On observe surtout l\u2019impact qu\u2019elles ont sur leur \u00e9toile au niveau de leur luminosit\u00e9 (m\u00e9thode des transits), dans leurs mouvements (astrom\u00e9trie) ou leur variation spectrale par effet Doppler (vitesse radiale). Les premi\u00e8res plan\u00e8tes observ\u00e9es \u00e9taient des plan\u00e8tes g\u00e9antes gazeuses type Jupiter, de taille comparativement \u00e9lev\u00e9e par rapport \u00e0 leur \u00e9toile. Avec l\u2019am\u00e9lioration des techniques d\u2019observation, la taille minimale des exoplan\u00e8tes observ\u00e9es a graduellement baiss\u00e9. On est pass\u00e9 au stade des \u201csuper-Terres\u201d, des plan\u00e8tes telluriques faisant entre une et dix fois la masse de la Terre. On est aujourd\u2019hui capable d\u2019observer des plan\u00e8tes de taille comparable \u00e0 celle de la Terre, ce qui permet de commencer \u00e0 chercher des plan\u00e8tes dites habitables. Et si possible, avec une atmosph\u00e8re et une gravit\u00e9 similaires \u00e0 celles de la Terre.<\/p>\n

Plus on se rapproche des caract\u00e9ristiques de la Terre, plus on ajoute de crit\u00e8res : la dur\u00e9e de l\u2019orbite (si possible proche de l\u2019ann\u00e9e), l\u2019inclinaison de la rotation (qui se mesure notamment par polarim\u00e9trie), l\u2019existence d\u2019oc\u00e9ans (qui pourrait \u00eatre d\u00e9tect\u00e9s \u00e9galement par polarim\u00e9trie car l\u2019eau r\u00e9fl\u00e9chie par les oc\u00e9ans peut \u00eatre polaris\u00e9e, source<\/a>), d\u2019eau et d\u2019oxyg\u00e8ne dans l\u2019atmosph\u00e8re (mesurable par spectrographie) ou encore celle d\u2019un champ magn\u00e9tique g\u00e9n\u00e9r\u00e9 par un noyau ferreux en fusion et en rotation (qui se d\u00e9tecte en analysant la composition de l\u2019atmosph\u00e8re, exemple<\/a>).<\/p>\n

M\u00e9thode des transits <\/u><\/p>\n

C\u2019est la m\u00e9thode la plus courante depuis une quinzaine d\u2019ann\u00e9es puisqu\u2019elle correspond \u00e0 78% des d\u00e9couvertes. Elle s\u2019appuie sur l\u2019analyse des tr\u00e8s l\u00e9g\u00e8res variations de la lumi\u00e8re apparente des \u00e9toiles observ\u00e9es via la technique de la photom\u00e9trie. Lorsqu\u2019une plan\u00e8te passe devant l\u2019\u00e9toile, celle-ci s\u2019obscurcit car la plan\u00e8te occulte avec son diam\u00e8tre une partie de la surface de l\u2019\u00e9toile. Pour que cela fonctionne, il faut que l\u2019orbite de la plan\u00e8te croise la ligne qui relie notre Terre \u00e0 cette \u00e9toile. Il faut aussi que la plan\u00e8te soit suffisamment grande pour que nos instruments d\u00e9tectent la l\u00e9g\u00e8re variation de luminosit\u00e9 de l\u2019\u00e9toile. Lors que la plan\u00e8te passe derri\u00e8re l\u2019\u00e9toile, la luminosit\u00e9 de l\u2019ensemble baisse \u00e9galement car la plan\u00e8te qui renvoyait la lumi\u00e8re provenant de l\u2019\u00e9toile ne le fait alors plus. Le sch\u00e9ma ci-dessous explique cela tr\u00e8s bien. La variation de luminosit\u00e9 observ\u00e9e est situ\u00e9e autour de 1 \u00e0 2% pour les plan\u00e8tes g\u00e9antes.<\/p>\n

\"Methode<\/a><\/p>\n

Et la voici appliqu\u00e9e \u00e0 l\u2019\u00e9toile Trappist<\/strong>, une naine blanche situ\u00e9e \u00e0 39,5 ann\u00e9es-lumi\u00e8re du Soleil, ou pas moins de 7 plan\u00e8tes y ont \u00e9t\u00e9 d\u00e9couvertes par cette m\u00e9thode. Les variations de luminosit\u00e9 sont tr\u00e8s faibles. Ici, elles ne sont que de 1% \u00e0 2%. Elles peuvent \u00eatre encore plus faibles si les plan\u00e8tes sont tr\u00e8s petites [source : Sky & Telesccope, juin 2017].<\/p>\n

\"Methode<\/a><\/p>\n

Le plus fort dans la m\u00e9thode des transits est qu\u2019elle permet aussi de d\u00e9terminer le diam\u00e8tre approximatif des plan\u00e8tes, gr\u00e2ce \u00e0 la dur\u00e9e de la pente de luminosit\u00e9 qui se produit lorsque la plan\u00e8te rentre ou sort du diam\u00e8tre de l\u2019\u00e9toile. S\u2019il y a plusieurs pentes, cela signifie que plusieurs plan\u00e8tes passent devant l\u2019\u00e9toile. Trappist est une toute petite \u00e9toile comparativement au Soleil, proche de la taille de Jupiter. Ses plan\u00e8tes sont donc \u00e0 une distance tr\u00e8s courte de l\u2019\u00e9toile. La m\u00e9thode des transits est en effet plus efficace pour trouver des plan\u00e8tes de grande taille par rapport \u00e0 leur \u00e9toile, et ayant une orbite relativement proche de leur \u00e9toile.<\/p>\n

\"Slide39\"<\/a><\/p>\n

On d\u00e9duit beaucoup de choses sur les exoplan\u00e8tes et leur \u00e9toile avec cette m\u00e9thode, comme la dur\u00e9e de l\u2019orbite des plan\u00e8tes via la fr\u00e9quence de r\u00e9p\u00e9tition du signal. La taille de la plan\u00e8te sera d\u00e9duite de la variation du signal. En associant la photom\u00e9trie qui \u00e9tudie la variation de luminosit\u00e9 de l\u2019\u00e9toile, \u00e0 de la spectrographie qui d\u00e9compose son spectre lumineux avec ou sans la plan\u00e8te devant elle, on va pouvoir en d\u00e9duire la composition de l\u2019\u00e9toile et de l\u2019atmosph\u00e8re des plan\u00e8tes \u00e9tudi\u00e9es. L\u2019analyse peut se faire dans le visible ou dans d\u2019autres longueurs d\u2019ondes, surtout dans l\u2019UV et l\u2019infrarouge. Les ondes extr\u00eames (gamma, X, radio) sont peu utilis\u00e9es dans cette m\u00e9thode.<\/p>\n

La majorit\u00e9 des d\u00e9couvertes r\u00e9centes d\u2019exoplan\u00e8tes a \u00e9t\u00e9 r\u00e9alis\u00e9e par des t\u00e9lescopes spatiaux et en particulier avec Kepler, et environ un cinqui\u00e8me par des t\u00e9lescopes terrestres.<\/p>\n

Les techniques de Machine Learning peuvent ici intervenir pour analyser la luminosit\u00e9 de milliers d\u2019\u00e9toiles cibles et identifier celles dont la variation ressemble \u00e0 celle qui est g\u00e9n\u00e9r\u00e9e par une ou plusieurs plan\u00e8tes. Ces m\u00e9thodes permettent de regrouper les timelines lumineuses des \u00e9toiles pour identifier les transits. Puis, elles identifient et quantifient les transits eux-m\u00eames. Le Deep Learning et les r\u00e9seaux neuronaux sont tout juste en train de faire leur apparition pour am\u00e9liorer la technique [cf Searching for Exoplanets using Artificial Intelligence<\/a> de juin 2017]<\/p>\n

\"Searching<\/a><\/p>\n

Imagerie directe <\/u><\/p>\n

Une seconde m\u00e9thode consiste \u00e0 visualiser directement les exoplan\u00e8tes par imagerie. On utilise pour cela le principe de la coronographie ou de l\u2019interf\u00e9rom\u00e9trie. La coronographie consiste \u00e0 occulter l\u2019\u00e9toile observ\u00e9e avec un masque pour faire apparaitre son entourage. L\u2019image est fortement d\u00e9grad\u00e9e par les ph\u00e9nom\u00e8nes de diffraction optique autour du masque du coronographe. Les traitements num\u00e9riques permettent de supprimer le bruit et les ondelettes associ\u00e9es et de faire apparaitre une ou plusieurs plan\u00e8tes.<\/p>\n

\"Exoplanets<\/a><\/p>\n

On utilise g\u00e9n\u00e9ralement cette m\u00e9thode apr\u00e8s avoir d\u00e9tect\u00e9 une \u00e9toile \u00e0 exoplan\u00e8te avec la m\u00e9thode des transits. Les t\u00e9lescopes terrestres comme spatiaux sont utilis\u00e9s dans cette t\u00e2che. Cela n\u00e9cessite une grande pr\u00e9cision de pointage dans la dur\u00e9e vers l\u2019\u00e9toile analys\u00e9e.<\/p>\n

Voici un autre exemple capt\u00e9 par Hubble en 2008, une plan\u00e8te d\u00e9tect\u00e9e autour de l\u2019\u00e9toile Formalhaut, situ\u00e9e \u00e0 25 ann\u00e9es-lumi\u00e8re.<\/p>\n

\"Formalhaut<\/a><\/p>\n

Une variante de l\u2018interf\u00e9rom\u00e9trie dans le visible est aussi mise en \u0153uvre dans les hypert\u00e9lescopes, un concept promu en particulier par les astronomes fran\u00e7ais. Il s\u2019agit d\u2019un interf\u00e9rom\u00e8tre op\u00e9rant dans le visible qui recombine de mani\u00e8re optique les images provenant de plusieurs t\u00e9lescopes ou miroirs. Elle g\u00e9n\u00e8re une image \u00e0 haute r\u00e9solution angulaire.<\/p>\n

\"Principe_de_l'hypert\u00e9lescope\"<\/a><\/p>\n

A ce jour, seules 1,3% des exoplan\u00e8tes ont \u00e9t\u00e9 identifi\u00e9es avec cette m\u00e9thode.<\/p>\n

Vitesse radiale<\/u><\/p>\n

Lorsqu\u2019une ou plusieurs plan\u00e8tes tournent autour d\u2019une \u00e9toile, leur centre de gravit\u00e9 commun est stable mais les plan\u00e8tes comme l\u2019\u00e9toile bougent autour de ce centre de gravit\u00e9. Le mouvement est elliptique et ample pour les plan\u00e8tes. Les \u00e9toiles se d\u00e9placent \u00e9galement l\u00e9g\u00e8rement autour de ce centre de gravit\u00e9 pour compenser le mouvement des plan\u00e8tes autour d\u2019elles. Le GIF anim\u00e9 ci-dessous illustre le ph\u00e9nom\u00e8ne vu de dessus.<\/p>\n

\"Orbite<\/a><\/p>\n

Cela conduit l\u2019\u00e9toile \u00e0 bouger sur un tout petit cercle ou une toute petite ellipse et donc \u00e0 s\u2019\u00e9loigner et \u00e0 se rapprocher de nous \u00e0 faible dose si le plan de l\u2019orbite de la plan\u00e8te croise le vecteur reliant notre Soleil \u00e0 l\u2019\u00e9toile (la vue de dessus, vue de la tranche). On peut mesurer ce mouvement via l\u2019effet Doppler de la lumi\u00e8re \u00e9mise par l\u2019\u00e9toile. Avec un spectrographe dot\u00e9 d\u2019une r\u00e9solution spectrale \u00e9lev\u00e9e, on va ainsi pouvoir d\u00e9tecter ces l\u00e9gers mouvements des \u00e9toiles et en d\u00e9duire la pr\u00e9sence d\u2019exoplan\u00e8tes. Cette m\u00e9thode fonctionne lorsque le plan des orbites des plan\u00e8tes croise la ligne reliant l\u2019\u00e9toile au point d\u2019observation. On voit en gros le syst\u00e8me plan\u00e9taire par la tranche.<\/p>\n

Cette m\u00e9thode comme la suivant pr\u00e9sente aussi l\u2019int\u00e9r\u00eat de permettre l\u2019\u00e9valuation de l\u2019excentricit\u00e9 de l\u2019orbite des plan\u00e8tes. Une orbite excentrique est elliptique. Et une orbite elliptique est plut\u00f4t \u00e9liminatoire pour l\u2019\u00e9mergence d\u2019une vie sur cette plan\u00e8te du fait des trop fortes variations de temp\u00e9rature que ce type d\u2019orbite g\u00e9n\u00e8rerait.<\/p>\n

C\u2019est la seconde m\u00e9thode apr\u00e8s celle des transits en terme d\u2019exoplan\u00e8tes d\u00e9tect\u00e9es, avec 18% d\u2019entre elles.<\/p>\n

Astrom\u00e9trie<\/u><\/p>\n

Cette m\u00e9thode compl\u00e8te la pr\u00e9c\u00e9dente et s\u2019applique dans le cas o\u00f9 l\u2019on observe un plan de syst\u00e8me plan\u00e9taire par le dessus comme dans le GIF anim\u00e9 ci-dessus. Du fait des effets de la gravit\u00e9 liant l\u2019\u00e9toile \u00e0 ses plan\u00e8tes, l\u2019\u00e9toile suit un mouvement elliptique l\u00e9ger que l\u2019on d\u00e9tecte en appr\u00e9ciant les tr\u00e8s faibles mouvements cycliques des \u00e9toiles. Cela demande des instruments tr\u00e8s pr\u00e9cis. En 2016, seule une exoplan\u00e8te avait d\u00e9tect\u00e9e via cette m\u00e9thode. Ce n\u2019est pas la gloire !<\/p>\n

\"Radial<\/a><\/p>\n

La p\u00e9riode de l\u2019orbite permet d\u2019identifier la distance entre la plan\u00e8te et l\u2019\u00e9toile et l\u2019amplitude permet de d\u00e9terminer la masse de la plan\u00e8te. Des amplitudes irr\u00e9guli\u00e8res peuvent t\u00e9moigner d\u2019une orbite elliptique. Ce type d\u2019orbite est plus courant que les orbites circulaires qui ont court dans le syst\u00e8me solaire. Les orbites elliptiques sont tr\u00e8s peu favorables au d\u00e9veloppement de la vie, du fait des grandes variations de temp\u00e9rature qu\u2019elles doivent entrainer sur leur plan\u00e8te.<\/p>\n

Lentilles gravitationnelles faibles<\/u><\/p>\n

C\u2019est une variante de l\u2019imagerie directe qui utilise les variations d\u2019effet de lentille gravitationnelle g\u00e9n\u00e9r\u00e9s par l\u2019\u00e9toile observ\u00e9e et ses exoplan\u00e8tes, appliqu\u00e9s \u00e0 une autre \u00e9toile qui serait situ\u00e9e derri\u00e8re l\u2019\u00e9toile dont on recherche des exoplan\u00e8tes. Une lentille gravitationnelle est une \u00e9toile ou une galaxie de forte masse qui d\u00e9forme les rayons lumineux issus de l\u2019\u00e9toile et de ses plan\u00e8tes. On parle ici de micro lentille gravitationnelle car la variation de cet effet d\u00fb au mouvement des plan\u00e8tes est infinit\u00e9simale. On a \u00e0 ce jour d\u00e9tect\u00e9 quelques dizaines d\u2019exoplan\u00e8tes par ce biais [source du sch\u00e9ma : Astrophysics Introduction 7B<\/a>].<\/p>\n

\"Planetary<\/a><\/p>\n

Cette m\u00e9thode a \u00e9t\u00e9 employ\u00e9e en 2005 par une astronome amateur, Jennie McCormick de Nouvelle Z\u00e9lande, avec son propre t\u00e9lescope, un Meade LX200 ACF de 14 pouces (miroir de 36 cm), qui lui a permis de d\u00e9couvrir une vingtaine d\u2019exoplan\u00e8tes. 1,3% des exoplan\u00e8tes ont \u00e9t\u00e9 d\u00e9couvertes avec cette m\u00e9thode.<\/p>\n

La combinaison des m\u00e9thodes de recherche d\u2019exoplan\u00e8tes<\/strong><\/p>\n

Diff\u00e9rents t\u00e9lescopes sont r\u00e9guli\u00e8rement associ\u00e9s \u00e0 ces recherches d\u2019exoplan\u00e8tes. Les t\u00e9lescopes spatiaux comme Kepler servent en g\u00e9n\u00e9ral \u00e0 identifier l\u2019existence d\u2019exoplan\u00e8tes. Suivent des t\u00e9lescopes permettant de r\u00e9aliser de la photom\u00e9trie sur les \u00e9toiles pour mieux caract\u00e9riser les exoplan\u00e8tes. Puis la spectrographie r\u00e9alis\u00e9e par des t\u00e9lescopes terrestres, avec Hubble et bient\u00f4t, le JWST que nous avions d\u00e9cortiqu\u00e9 dans un \u00e9pisode pr\u00e9c\u00e9dent.<\/p>\n

\"Exoplanet<\/a><\/p>\n

La combinaison de tous ces diff\u00e9rents moyens d\u2019observation directe et indirecte des exoplan\u00e8tes permet comme le montre le sch\u00e9ma ci-dessous de d\u00e9terminer un nombre incroyable de param\u00e8tres : leur dur\u00e9e d\u2019orbite, leur rayon et la composition de leur atmosph\u00e8re.<\/p>\n

\"Exoplanet<\/a><\/p>\n

Plus on avance dans le temps et l\u2019exp\u00e9rience, plus la taille des exoplan\u00e8tes d\u00e9tect\u00e9es diminue comme l\u2019indique le sch\u00e9ma ci-dessous<\/em>.\u00a0 On devrait donc d\u00e9couvrir de plus en plus d\u2019exoplan\u00e8tes telluriques ayant une masse voisine de celle de la Terre. Au passage, on d\u00e9couvre parfois des exoplan\u00e8tes qui ne tournent pas autour d\u2019\u00e9toiles. Elles ont pu \u00eatre cr\u00e9\u00e9es autour d\u2019une \u00e9toile, mais \u00eatre \u00e9ject\u00e9es de leur syst\u00e8me plan\u00e9taire pour diff\u00e9rentes raisons (choc avec autre objet, orbite instable, \u2026). Il y aurait aussi des \u00e9toiles sans plan\u00e8tes, m\u00eame si ceci est doublement hypoth\u00e9tique : d’abord parce que nos observations ne garantissent pas que l’on d\u00e9tecte toutes les plan\u00e8tes d\u2019une \u00e9toile, et ensuite, car nos th\u00e9ories actuelles du processus de formation des \u00e9toiles m\u00e8nent \u00e0 g\u00e9n\u00e9ration syst\u00e9matiquement de plan\u00e8tes, par accr\u00e9tion des gaz et poussi\u00e8res du nuage qui a servi \u00e0 cr\u00e9er l\u2019\u00e9toile par accr\u00e9tion gravitationnelle.<\/p>\n

\"Slide31\"<\/a><\/p>\n

Se pose au passage la question de la d\u00e9finition d\u2019une plan\u00e8te et d\u2019une \u00e9toile. Comment la fronti\u00e8re entre les deux est-elle d\u00e9finie sachant que certaines \u00e9toiles ont la taille de grandes plan\u00e8tes gazeuses ? La r\u00e9ponse est simple : une \u00e9toile a une masse suffisamment grande pour que la fusion nucl\u00e9aire se produise en son sein, avec du deut\u00e9rium, de l\u2019h\u00e9lium et ou de l\u2019hydrog\u00e8ne. Cette masse doit \u00eatre au minimum d\u2019environ 13 fois celle de Jupiter. Sinon, les \u00e9toiles se forment \u00e0 partir d\u2019un nuage de gaz tandis que les plan\u00e8tes se forment \u00e0 partir de nuage de poussi\u00e8res et de mati\u00e8re plus lourde (m\u00e9taux, calcium, \u2026) m\u00eame si leur surface peut-\u00eatre gazeuse pour les plan\u00e8tes g\u00e9antes.<\/p>\n

L\u2019\u00e9tude des exoplan\u00e8tes comprend \u00e9galement celle de leur formation. La Voie Lact\u00e9e regorge de syst\u00e8mes plan\u00e9taires \u00e0 des stades de d\u00e9veloppement divers : nuages de poussi\u00e8res, apparition d\u2019une \u00e9toile, nuages protoplan\u00e9taires, et premi\u00e8res plan\u00e8tes en formation dans ces nuages.<\/p>\n

\"Planet<\/a><\/p>\n

Les astronomes ont donc suffisamment d\u2019observations pour reconstituer l\u2019histoire de ces syst\u00e8mes plan\u00e9taires. En voici un exemple ci-dessus<\/em> avec deux \u00e0 trois plan\u00e8tes en formation dans un syst\u00e8me protoplan\u00e9taire.<\/p>\n

Ces \u00e9tudes permettent de comprendre les conditions de cr\u00e9ation des syst\u00e8mes solaires et leur organisation. Par exemple, pour savoir si l\u2019apparition de plan\u00e8tes telluriques proches de l\u2019\u00e9toile et de plan\u00e8tes g\u00e9antes plus \u00e9loign\u00e9es, compl\u00e9t\u00e9es de ceintures d\u2019ast\u00e9ro\u00efdes, est une sorte de loi immuable.<\/p>\n

Les t\u00e9lescopes spatiaux d\u00e9di\u00e9s \u00e0 la recherche d\u2019exoplan\u00e8tes<\/strong><\/p>\n

Nous avons d\u00e9j\u00e0 eu l\u2019occasion dans quatre parties de cette s\u00e9rie de faire le tour d\u2019un grand nombre de t\u00e9lescopes spatiaux. J\u2019en ai conserv\u00e9 quelques-uns pour le dessert, qui sont d\u00e9di\u00e9s \u00e0 la recherche d\u2019exoplan\u00e8tes. Nous avons donc dans l\u2019ordre CoRoT, Kepler, TESS et Cheops. Sachant que nombre de t\u00e9lescopes d\u00e9j\u00e0 trait\u00e9s, tels que le JWST, servent aussi \u00e0 d\u00e9tecter et caract\u00e9riser des exoplan\u00e8tes, sans que cela soit leur principale ou unique mission.<\/p>\n

CoRoT <\/strong>(2006 \u2013 2012)<\/p>\n

Ce t\u00e9lescope spatial lanc\u00e9 par la France et en orbite terrestre relativement haute, \u00e0 896 km d\u2019altitude. CoRoT (COnvection ROtation and planetary Transits) est d\u00e9di\u00e9 \u00e0 l\u2019observation des \u00e9toiles par l\u2019astrosismologie et des exoplan\u00e8tes par la m\u00e9thode des transits. Dans les deux cas, l\u2019observation est bas\u00e9e sur la photom\u00e9trie, l\u2019\u00e9tude de la variation de la luminosit\u00e9 des \u00e9toiles. Les fortes variations permettent d\u2019identifier le passage de plan\u00e8tes devant l\u2019\u00e9toile tandis que les autres variations permettent de mieux comprendre la structure interne des \u00e9toiles.<\/p>\n

\"Corot<\/a><\/p>\n

C\u2019est un satellite de taille moyenne, pesant environ 600 kg. Il fait 4 m de long pour 1 m de large (hors panneaux solaires). La plateforme a \u00e9t\u00e9 d\u00e9velopp\u00e9e par Alcatel \u00e0 Cannes (devenu depuis Thal\u00e8s Alenia). Les autres entreprise fran\u00e7aises ayant contribu\u00e9 \u00e0 sa conception sont Sagem, SODERN (Limeil, sp\u00e9cialis\u00e9 dans la conception de viseurs d\u2019\u00e9toiles) et SODITECH (Cannes, un bureau d\u2019\u00e9tudes).<\/p>\n

L\u2019\u00e9quipement est relativement standard avec un t\u00e9lescope dont le miroir principal fait 27 cm de diam\u00e8tre. Il fonctionne uniquement dans le visible. Son plan de focale comprend quatre capteurs CCD de 2Kx2K pixels de 13 microns, une moiti\u00e9 \u00e9tant d\u00e9di\u00e9e l\u2019observation des faibles variations de luminosit\u00e9 des \u00e9toiles (astrosismologie) et l\u2019autre \u00e0 la m\u00e9thode des transits, via un prisme de spectrographie servant \u00e0 distinguer les transits de plan\u00e8tes d\u2019autres ph\u00e9nom\u00e8nes comme des t\u00e2ches se d\u00e9pla\u00e7ant sur la surface de l\u2019\u00e9toile observ\u00e9e. Ils observent chacun un champ de 3×3\u00b0 (6 fois la largeur de la Lune). L\u2019instrument est refroidi passivement \u00e0 -40\u00b0C.<\/p>\n

Kepler <\/strong>(2009 \u2013 2017+)<\/p>\n

Ce t\u00e9lescope de la NASA est principalement d\u00e9di\u00e9 \u00e0 la recherche d’exoplan\u00e8tes mais il peut aussi observer des galaxies et faire de la photom\u00e9trie dessus. Son miroir fait 98 cm avec 95 cm d\u2019ouverture utile. Il p\u00e8se une tonne et 651 W de courant sont produits par ses panneaux solaires.<\/p>\n

Son objectif est d\u2019observer dans la dur\u00e9e la luminosit\u00e9 de plus de 150 000 \u00e9toiles de la Voie Lact\u00e9e. Dans la pratique, il envoie ses images de mani\u00e8re r\u00e9p\u00e9t\u00e9e \u00e0 des stations terrestres et ce sont les astronomes qui les analysent avec force logiciels.<\/p>\n

\"Kepler<\/a><\/p>\n

Il a une focale assez large qui alimente un ensemble de 27 cm de c\u00f4t\u00e9 et l\u00e9g\u00e8rement arrondi comprenant 42 capteurs CCD allong\u00e9s de 50×25 mm et 2Kx1K pixels. Ils totalisent 94,6 Mpixels. Ce n\u2019est pas le record puisque le t\u00e9lescope spatial Gaia que nous avons d\u00e9j\u00e0 vu en totalise 10 fois plus.<\/p>\n

\"Kepler<\/a><\/p>\n

A ce jour, Kepler a permis d\u2019identifier plus de 4500 exoplan\u00e8tes candidates en orientant son t\u00e9lescope lat\u00e9ralement par rapport au centre de la Voie Lact\u00e9e et en cherchant des \u00e9toiles situ\u00e9es jusqu\u2019\u00e0 3000 ann\u00e9es-lumi\u00e8res. Cela se justifiait car la distance entre le Soleil et le centre de la Voie Lact\u00e9e est une zone dite \u201chabitable\u201d de la galaxie. Quand on se rapproche du centre, l\u2019activit\u00e9 est plus chaotique. Quand on s\u2019\u00e9loigne, il y a moins d\u2019\u00e9l\u00e9ments plus lourds n\u00e9cessaires \u00e0 la vie comme le carbone et l\u2019oxyg\u00e8ne. En cherchant lat\u00e9ralement, on a plus de chances de trouver des zones similaires \u00e0 celle du Soleil.<\/p>\n

En 2013, la NASA a lanc\u00e9 une seconde mission dite K2, qui cible les \u00e9toiles en direction du centre de la galaxie et jusqu\u2019\u00e0 20 000 ann\u00e9es-lumi\u00e8re de distance. Dans le cadre de cette mission, Kepler a observ\u00e9 plus de 200 000 \u00e9toiles en 4 ans. Dans la pratique, les observations se font dans toutes les directions autour de la zone habitable comme le montre le logiciel NASA Eyes \u00e9voqu\u00e9 plus haut.<\/p>\n

\"Slide35\"<\/a><\/p>\n

En pratique, on cherche donc des plan\u00e8tes habitables dans \u00e0 peine un pouill\u00e8me de % de la galaxie. Sachant qu’il y aurait au moins 2 trillions de galaxies dans l’univers observable, selon les derniers d\u00e9comptes empiriques r\u00e9alis\u00e9s. Pourquoi ne cherche-t-on pas d\u2019exoplan\u00e8tes dans les autres galaxies ? Probablement \u00e0 la fois parce ce qu\u2019elles sont bien trop lointaines pour \u00eatre explor\u00e9es un jour et aussi, parce que la pr\u00e9cision des instruments est insuffisante pour les d\u00e9tecter \u00e0 de telles distances. La galaxie Androm\u00e8de qui est la plus proche de la Voie Lact\u00e9e est \u00e0 2,5 millions d\u2019ann\u00e9es-lumi\u00e8res du Soleil. Donc 5000 fois plus loin que le p\u00e9rim\u00e8tre courant de nos recherches d\u2019exoplan\u00e8tes observations actuelles qui est limit\u00e9 dans la pratique \u00e0 quelques milliers d\u2019ann\u00e9es-lumi\u00e8re. L\u2019exoplan\u00e8te la plus \u00e9loign\u00e9e d\u00e9tect\u00e9e \u00e0 ce jour serait \u00e0 28 000 ann\u00e9es-lumi\u00e8res, soit donc 90 fois moins loin qu\u2019Androm\u00e8de (voir la liste compl\u00e8te<\/a>).<\/p>\n

\"New<\/a><\/p>\n

En juillet 2017, Kepler a permis une nouvelle d\u00e9couverte, toujours par la m\u00e9thode des transits : celle d\u2019une exolune, autour d\u2019une exoplan\u00e8te ! Elle s\u2019appelle Kepler 1625b i, tourne autour de Kepler 1625b, une plan\u00e8te g\u00e9ante ayant plusieurs fois la masse de Jupiter, et ferait elle-m\u00eame la taille de Netptune. Bref, une tr\u00e8s grosse Lune [source<\/a>] !<\/p>\n

TESS <\/strong>(2018 \u2013 2020)<\/p>\n

TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite) est un t\u00e9lescope spatial cr\u00e9\u00e9 par le MIT pour la NASA. Il sera lanc\u00e9 par une fus\u00e9e Falcon 9 de Space-X, la soci\u00e9t\u00e9 d\u2019Elon Musk. Son principal objectif est de d\u00e9tecter jusqu\u2019\u00e0 300 plan\u00e8tes telluriques voisines de la Terre et situ\u00e9es dans la zone habitable de la Voie Lact\u00e9e \u00e0 moins de 100 ann\u00e9es-lumi\u00e8re du syst\u00e8me solaire. Il d\u00e9tectera aussi des plan\u00e8tes plus grandes du type de Jupiter et Neptune. Il vise les \u00e9toiles de petite taille du m\u00eame type que le Soleil ce qui fait tout de m\u00eame 200 000 \u00e9toiles \u00e0 scanner. Il vise des \u00e9toiles plus brillantes et grandes que celles que d\u00e9tectait Kepler.<\/p>\n

\"TESS<\/a><\/p>\n

S\u2019appuyant sur la m\u00e9thode des transits, il alimentera les instruments plus puissants d\u2019autres t\u00e9lescopes comme JWST (\u00e0 partir de 2019). Les observations d\u2019\u00e9toiles durent 72 jours. Sachant que TESS sera sur une orbite elliptique stable d\u00e9passant la distance Terre-Lune et d\u2019une dur\u00e9e de 13,7 jours. Ce qui lui permettra de faire ses observations pendant 95% du temps. Les p\u00e9riodes orbitales des plan\u00e8tes recherch\u00e9es seront donc plus courtes que celle de la Terre qui est de 365 jours. Son pointage est r\u00e9alis\u00e9 gr\u00e2ce \u00e0 quatre roues de positionnement. Et son maintien en orbite est assur\u00e9 par quatre moteurs \u00e0 hydrazine. C\u2019est un petit satellite de 325 kg avec 400 W d\u2019alimentation \u00e9lectrique par panneaux solaires.<\/p>\n

\"TESS<\/a><\/p>\n

TESS comprend en fait quatre t\u00e9lescopes identiques, les FOV Cameras<\/strong>, qui contiennent chacun une optique \u00e0 lentilles traditionnelles avec une grande lentille de 105 mm, un champ de vision tr\u00e8s large de 24\u00b0x24\u00b0 et quatre CCD de 4Kx4K pixels couvrant de 600 \u00e0 1000 nm, soit le rouge et le proche infrarouge. Il totalise donc 4 t\u00e9lescopes x 4 capteurs x 4Kx4K pixels, soient 256 Mpixels. Il transmettra ses donn\u00e9es \u00e0 100 MBits\/s en bande Ka, soient 200 Go en 4 heures lors de son p\u00e9rig\u00e9e, la partie de son orbite qui est la plus proche de la Terre.<\/p>\n

\"TESS<\/a><\/p>\n

CHEOPS <\/strong>(2018 – 2022)<\/p>\n

CHEOPS (CHaracterizing ExOPlanet Satellite) est un t\u00e9lescope de moins de 150m\u20ac lanc\u00e9 par un consortium europ\u00e9en pilot\u00e9 par la Suisse. Le Laboratoire d\u2019Astronomie de Marseille contribuera \u00e0 l\u2019optimisation du pipeline de donn\u00e9es. CHEOPS servira \u00e0 analyser des exoplan\u00e8tes de type super-Terre, de masse comprise entre 1 et 5 fois celle de la Terre et de petites plan\u00e8tes de type Neptune. Il utilisera la m\u00e9thode des transits autour d\u2019\u00e9toiles naines de type G5 o\u00f9 l\u2019on a d\u00e9j\u00e0 rep\u00e9r\u00e9 des exoplan\u00e8tes ainsi que des exoplan\u00e8tes qui seront d\u00e9tect\u00e9es dans le futur.<\/p>\n

Il p\u00e8se 280 kg et fait juste 1,3 m de long. Son miroir principal fait 30 cm. Il utilise un capteur CCD Teledyne E2V avec des pixels de 13 microns, mais de seulement 1Kx1K pixels, avec une zone principale au centre du CCD comprenant 200×200 pixels captant des images \u00e0 de fortes cadences de 20 \u00e0 60 s. C\u2019est li\u00e9 au fait qu\u2019il ne surveille qu\u2019une seule \u00e9toile \u00e0 la fois alors que les Kepler et TESS en surveillent des dizaines de milliers simultan\u00e9ment. Il d\u00e9focalise l\u00e9g\u00e8rement les images d\u2019environ 3,5 mm et les traite ensuite avec la m\u00e9thode PSF (Point Spread Function) pour d\u00e9terminer la distance de l\u2019\u00e9toile.<\/p>\n

Il fonctionne dans le visible et le proche infrarouge, de 400 \u00e0 1100 nm. Il est refroidi passivement \u00e0 -40\u00b0C et stable \u00e0 10mK pr\u00e8s, soit 0,01\u00b0. Le t\u00e9lescope t\u00e9l\u00e9chargera ses images \u00e0 une vitesse de 1 Gbits\/s par jour en bande S.<\/p>\n

\"Cheops<\/a><\/p>\n

Il vise les \u00e9toiles de faible magnitude, de 6 \u00e0 9. Il analysera notamment les 6 heures pendant laquelle les plan\u00e8tes observ\u00e9es sont devant leur \u00e9toile, correspondant au transit d\u2019une plan\u00e8te ayant une orbite de 50 jours.<\/p>\n

Fabriqu\u00e9 par la filiale satellite d\u2019Airbus, le t\u00e9lescope sera en orbite terrestre synchrone avec le Soleil, \u00e0 savoir que le satellite voit toujours le Soleil d\u2019un c\u00f4t\u00e9 et l\u2019espace de l\u2019autre. L\u2019orbite fait un disque orthogonal \u00e0 l\u2019axe Terre-Soleil et est situ\u00e9e entre 500 \u00e0 800 km d\u2019altitude.<\/p>\n

Plato <\/strong>(2026 \u2013 2030)<\/p>\n

PLATO (PLAnetary Transits and Oscillations of stars) est un observatoire spatial de l\u2019ESA d\u00e9velopp\u00e9 avec une forte contribution fran\u00e7aise (CNES, CNRS, Observatoire de Paris, CEA, LAM de Marseille, etc). Son budget est situ\u00e9 autour de 450 m\u20ac.<\/p>\n

Lui aussi doit permettre de d\u00e9couvrir des plan\u00e8tes telluriques similaires \u00e0 la Terre et dans notre voisinage imm\u00e9diat de la Voie Lact\u00e9e, toujours par la m\u00e9thode des transits. Il captera la luminosit\u00e9 d\u2019un million d\u2019\u00e9toiles en continu et sur trois ans minimum. La dur\u00e9e d\u2019observation permettra de d\u00e9couvrir des exoplan\u00e8tes ayant une orbite de dur\u00e9e voisine \u00e0 celle de la Terre. Ce type d\u2019orbite est n\u00e9cessaire pour que la plan\u00e8te soit habitable et notamment que son eau y soit liquide.<\/p>\n

\"Flato\"<\/a><\/p>\n

PLATO est un satellite de 2 tonnes dont 1200 kg pour la charge utile. Il sera positionn\u00e9 sur une orbite de 500 000 x 400 000 km autour du <\/abbr>point de Lagrange L2. Cette orbite apporte une bonne stabilit\u00e9 thermique au satellite, une orbite stable et permet d\u2019observer une grande partie de la voute c\u00e9leste.<\/p>\n

Il est \u00e9quip\u00e9 de 32 petits t\u00e9lescopes avec des optiques \u00e0 lentille et 120 mm<\/abbr> d’ouverture (un peu comme TESS) organis\u00e9s en quatre groupes de 8, chaque groupe couvrant un champ large de 37\u00b0, l\u2019ensemble couvrant un champ de 50\u00b0. Chaque t\u00e9lescope comprend 4 capteurs CCD de 4510×4510 pixels (20 mpixels). Cet ensemble de 2,5 Gpixels est compl\u00e9t\u00e9 par deux t\u00e9lescopes \u00e9quip\u00e9s de CCD \u00e0 capture rapide pour le guidage de PLATO. PLATO va g\u00e9n\u00e9rer un \u00e9norme volume de donn\u00e9es : 106 Go de donn\u00e9es par jour, apr\u00e8s compression !<\/p>\n

PLATO cumulera deux m\u00e9thodes de mesure :<\/p>\n