CoRoT

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CoRoT

Caractéristiques
Organisation France (CNES - 70 % du financement), ESA, Allemagne, Espagne, Autriche, Belgique, Brésil[1]
Domaine Analyse de la sismologie stellaire
Recherche d'exoplanètes
Programmes complémentaires[2]
Masse 668 kg
Lancement 27 décembre 2006
Fin de mission 17 juin 2014[3],[4]
(7 ans, 5 mois et 21 jours)
Autres noms Convection, Rotation et Transits planétaires
Orbite Circulaire inertielle polaire
Altitude 896 km[5]
Inclinaison 90°[5]
Télescope
Type Double miroir parabolique
Diamètre 0,27 m
Focale Afocal
Champ 2,8° × 2,8°
Index NSSDC 2006-063A
Site Page COROT au CNES

CoRoT (pour COnvection, ROtation et Transits planétaires) est un télescope spatial destiné à l'étude de la structure interne des étoiles et à la recherche d'exoplanètes. Lancé le 27 décembre 2006, CoRoT est le premier télescope en orbite destiné à la recherche de planètes extrasolaires[1] et notamment de planètes telluriques. Après 7 ans et demi de fonctionnement et de nombreuses découvertes, le satellite est désactivé le 17 juin 2014, ce qui signifie la fin de la mission[3],[4].

Histoire[modifier | modifier le code]

Le projet de satellite CoRoT est né en 1994 parmi les ingénieurs du CNES et des scientifiques de l'Observatoire de Paris. La mission du satellite est double : analyse des mouvements sismiques des étoiles, puissante technique d'accès à leur structure interne et recherche de planètes extra solaires par la méthode des transits. Ces deux missions ont été menées simultanément, elles sont toutes deux basées sur la photométrie stellaire de très grande précision[6]. On notera que le projet de satellite CoRoT ayant été plusieurs fois menacé d'annulation ou de réduction des crédits, le deuxième objectif a souvent été mis en avant afin d'assurer la promotion du projet auprès du grand public et des décideurs[1].

Le maître d'œuvre est le Centre national d'études spatiales (CNES) français finançant le projet à hauteur de 70 %, en coopération avec l'Agence spatiale européenne (ESA), l'Allemagne, l'Espagne, l'Autriche, la Belgique et le Brésil[1]. Le budget total du projet est de 170 millions d'euros[1]. Le constructeur du satellite est Alcatel Alenia Space (devenue depuis 2007 Thales Alenia Space) dans son établissement de Cannes. Il est basé sur une plate-forme PROTEUS ; le télescope CoroTel est réalisé également à Cannes.

CoRoT a été lancé le 27 décembre 2006[7] à l'aide d'une fusée Soyouz 2.1.B du cosmodrome de Baïkonour au Kazakhstan.

Le 17 janvier 2007, la commande d'ouverture de l'obturateur a été envoyée, la nuit suivante les premières images d'étoiles ont été réalisées, celles dans la constellation de la Licorne[8].

Les premiers résultats scientifiques de CoRoT ont été jugés tellement importants que les scientifiques de la mission et leurs partenaires ont demandé qu'un prolongement de la mission soit fait. Le prolongement fut décidé le 23 octobre 2009, la mission a été prolongée jusqu'au 31 mars 2013 (au lieu du 31 décembre 2009, soit le double de la durée de vie nominale) [9]. Au final, une panne d'alimentation des calculateurs bord probablement due au bombardement de particules de haute énergie [10] a interrompu le fonctionnement de l'instrument en novembre 2012 (la plateforme satellite restant fonctionnelle), et en janvier 2013 le CNES considérait assez peu probable de pouvoir le redémarrer[11]. Après abaissement de l'orbite, Corot a été électriquement désactivé le 17 juin 2014[3],[4]. La mission conçue pour trois ans en aura donc duré sept et demi.

Description[modifier | modifier le code]

D'une masse de 630 kilogrammes, CoRoT mesure 4,2 mètres de long par 1,9 mètre de diamètre. Son énergie est fournie par deux panneaux solaires de chaque côté délivrant une puissance de 380 watts.

Le satellite CoRoT dans le hall d'intégration de Thales Alenia Space, Cannes

Le satellite, réalisé dans le Centre spatial de Cannes - Mandelieu, utilise la plate-forme Proteus. Sa charge utile de 300 kilogrammes est composée d'un télescope afocal et d'un objectif grand champ (2,7° × 3°) composé de plusieurs lentilles.

Le plan focal de CoRoT avec ses quatre CCD à transfert de trame. La zone sombre correspond à la surface photo-sensible et la zone claire au transfert de trame. Deux des CCDs sont dédiés au programme exoplanètes et les deux autres au programme astérosismologie.

Au foyer de la caméra sont installés quatre matrice CCD juxtaposées fonctionnant dans le domaine visible et sensibles à de très faibles variations de la lumière. Ces matrices CCD sont des capteurs à transfert de trame de 8 millions de pixels chacun. Le principe du transfert de trame permet de se passer d'un obturateur mécanique qui aurait été trop sollicité pour être suffisamment fiable durant toute la mission. Deux des capteurs sont consacrés à l'astérosismologie, les deux autres à la recherche des planètes extrasolaires. On note que la lumière arrivant sur les deux capteurs consacrés aux exoplanètes passe d'abord par un systèmes de double prisme qui disperse légèrement la lumière de chaque étoile ce qui permet d'obtenir une information sommaire sur la couleur de l'étoile, une indication utile pour la détection des transits. La stabilité de la ligne de visée est de l'ordre de 0,2 seconde d'arc, une bonne performance rendue possible par l'utilisation même des données scientifiques pour contrôler en permanence l'attitude du télescope[12]. Le satellite étudie alternativement, durant 6 mois chacune, des champs compris à l'intérieur de deux zones du ciel situées à l'intersection du plan galactique et de l'équateur céleste (les « yeux » de CoRoT). Le logiciel de vol est chargé des traitements des mesures de photométrie.

Chaque jour, 1,5 Gbit de données peuvent être transmises vers les trois stations de réception françaises et brésilienne et 2 Gbits de données peuvent être stockées à bord du satellite[13].

La durée minimale de la mission était de deux années et demie[14] mais une extension de trois ans a été obtenue grâce au fonctionnement impeccable de l'instrument et à la qualité des résultats scientifiques engrangés. Le satellite est placé en orbite polaire inertielle à 896 km d'altitude. Cette orbite, inédite pour un satellite d'observation du ciel, permet des campagnes d'observation de longue durée et sans interruption[15], mais pose également quelques problèmes : le satellite doit se retourner tous les six mois afin de ne pas être ébloui par le Soleil; par ailleurs, à cette altitude, la lumière diffusée par la surface de la Terre est encore relativement importante. Cette dernière a imposé une étude préalable qui a conduit à la spécification et la conception d'un baffle optique à haut coefficient d’atténuation (meilleure que 10¹²) à l'entrée du télescope.

Instruments[modifier | modifier le code]

Les instruments ont été conçus par le Laboratoire d'études spatiales et d'instrumentation en astrophysique (LESIA) de l'Observatoire de Paris, le Laboratoire d'Astrophysique de Marseille, l'Institut d'Astrophysique Spatiale (IAS) d'Orsay[16], le Centre spatial de Liège (CSL) en Belgique, l'IWF en Autriche, le DLR(Berlin) en Allemagne et le Research and Science Support Department of ESA, entre autres. Le télescope afocal Corotel, de 30 cm de diamètre, a été réalisé par Alcatel Alenia Space.

Objectifs scientifiques[modifier | modifier le code]

L'objectif de la mission spatiale CoRoT est de mesurer continûment durant deux à six mois la lumière de 120 000 étoiles dans l'épaisseur du disque de la Voie lactée. Ses deux objectifs scientifiques principaux sont :

  • L'étude de la sismologie stellaire (désignée dans la première partie de son nom Convection, Rotation),
  • La recherche de planètes extra solaires (désignée dans la seconde partie de son nom Transit).
  • Des programmes de recherche complémentaires sont également prévus.

Équipe CoRoT[modifier | modifier le code]

Le dépouillement des données de la mission CoRoT est effectué par une Équipe CoRoT[17], composée de personnels :

Résultats scientifiques[modifier | modifier le code]

Astérosismologie et physique stellaire[modifier | modifier le code]

Comme un instrument de musique, une étoile vibre selon des modes de pulsation analogues aux différents sons émis par l'instrument. Entendre quelques notes de guitare ne laisse aucun doute sur la nature de l'instrument et pour un musicien averti, sur le matériau constituant les cordes et sur les tensions auxquelles celles-ci sont soumises. Les modes de vibrations des étoiles sont eux-aussi caractéristiques des propriétés globales et internes de l'étoile. L'analyse de ces modes permet ainsi de sonder l'intérieur de l'astre et de déduire non seulement la masse et le rayon de l'étoile mais aussi ses caractéristiques internes telles que telles que la composition chimique, le profil de rotation, la température et la densité. L'astérosismologie est ainsi l'étude des modes de vibrations d'une étoile. Ces modes sont représentés au moyen d'harmoniques sphériques de degré l et d'ordre azimutal m. Quelques exemples, dont les amplitudes ont été fortement amplifiées, sont illustrés avec un code de couleur tel que le bleu indique une contraction et le rouge une expansion (Sébastien Salmon).

Quelques exemples de modes de vibration d'une étoile
l=1, m=0
l=2, m=0
l=2, m=1
l=4, m=2

Développée depuis plusieurs années pour le soleil où elle prend alors le nom d'héliosismologie, elle a permis des avancées spectaculaires telles que la première détermination de l'abondance superficielle de l'hélium solaire, ce qui a démontré la nécessité de tenir compte de la diffusion microscopique dans le calcul de la structure solaire. Elle est aussi à l'origine de notre connaissance du profil de rotation interne du Soleil, de l'étendue de son enveloppe convective et de la localisation de la zone d'ionisation de l'hélium. Malgré les défis techniques impliqués, il était donc extrêmement tentant d'envisager d'appliquer ces méthodes d'analyse à d'autres étoiles. Quelques étoiles proches ont ainsi été observées avec succès depuis la Terre : α Centauri, Procyon, β Virginis… L'étude repose en effet sur la détection de variations très faibles (de l'ordre de 1ppm dans certains cas) de la luminosité des étoiles observées. L'analyse de la courbe de lumière consiste alors à extraire les fréquences des modes responsables de ces variations lumineuses pour obtenir un spectre de fréquences. Les périodes d'oscillations mesurées vont de quelques minutes à quelques heures selon le type de l'étoile et son état d'évolution. Pour atteindre de telles performances, il faut de très longues observations, libérées de préférence de l'alternance jour/nuit associée à nos télescopes terrestres. La mission spatiale CoRoT était à cet égard dotée des qualités techniques requises pour réussir ce défi.

Étoiles naines et géantes observées par CoRoT dans les champs sismo et exo ainsi que quelques étoiles observées à partir du sol. À partir des travaux de membres de l'équipe CoRoT

Au début de la mission, deux des quatre CCD ont été réservés aux observations astérosismiques d'étoiles brillantes (de magnitude apparente comprise entre 6 et 9) dans le champ sismo tandis que les deux autres étaient dévolus aux étoiles plus faibles, dans le champ exo, pour la détection de transits d'exoplanètes devant leur étoile hôte. En dépit d'un rapport signal sur bruit plus faible, des recherches en physique stellaire ont pu être menées à bien à l'aide des milliers de courbes de lumière recueillies dans le champ exo. Ainsi l'activité stellaire, la rotation, l'évolution des taches stellaires, les interactions planètes/étoile hôte et les systèmes stellaires multiples ont fait l'objet de recherches qui sont venues enrichir encore les objectifs principaux de la mission. Ce champ exo s'est révélé d'une richesse inattendue en observations astérosismiques également. En six années d'observations, CoRoT a ainsi observé environ 150 étoiles brillantes dans le champ sismo et plus de 150 000 étoiles plus faibles dans le champ exo. La figure les situe dans le diagramme de Hertzsprung-Russell avec quelques étoiles supplémentaires observées à partir du sol.

Les découvertes ont été nombreuses[18]. Citons parmi celles-ci la première détection d'oscillations de type solaire dans des étoiles autre que le Soleil[19], la première détection d'oscillations non radiales dans les étoiles de type géante rouge[20], la détection d'oscillations de type solaire dans des étoiles massives[21],[22], la découverte de centaines de fréquences d'oscillation dans des étoiles de type δ Scuti[23], le suivi temporel des modifications spectaculaires de certaines fréquences d'oscillation lors d'une brusque éruption d'une étoile de type Be (B à raies d'émission)[24], la première détection d'une déviation par rapport à un espacement constant en périodes des modes de gravité dans une étoile de type SPB (Slowly Pulsating B star)[25]. L'interprétation de ces découvertes importantes a permis d'ouvrir de nouveaux horizons dans la connaissance de la structure interne et de l'évolution des étoiles et de notre Galaxie. En octobre 2009 la mission CoRoT fut l'objet d'un numéro spécial de la revue Astronomy and Astrophysics consacré aux premières découvertes[26]. Voici quelques exemples des apports de l'astérosismologie à la physique stellaire réalisés grâce à la mission spatiale CoRoT:

Extension de la zone mélangée au sein des étoiles de la séquence principale[modifier | modifier le code]

Outre le cœur convectif dans lequel le mélange de matière est instantané et efficace, une zone plus ou moins étendue entourant ce noyau peut être affectée d'un mélange partiel ou total au cours de la phase de séquence principale. L'étendue de cette zone de mélange additionnel de même que l'efficacité du mélange sont très difficiles à évaluer. Ce mélange a des conséquences extrêmement importantes car il implique des durées de vie plus longues et peut modifier la valeur de la masse des étoiles à la transition entre les étoiles terminant leur vie en naines blanches et celles subissant une explosion finale de type supernova. Les raisons physiques de ce mélange sont variées, qu'il s'agisse par exemple d'un mélange induit par la rotation, ou encore d'un mélange provenant de la pénétration dans la zone radiative de globules de matière franchissant la limite du cœur convectif, ou même d'autres processus encore très mal connus.

  1. Étoiles de type solaire : Le cas de l'étoile HD 49933 illustre bien l'apport de CoRoT à ce problème de mélange[27]. Elle présente des oscillations de type solaire liées à la présence d'une enveloppe convective. En comparant le spectre des fréquences observées à celui provenant de modèles théoriques de 1.19 Mʘ calculés avec et sans mélange additionnel, il apparaît clairement que les modèles incluant ce type de mélange reproduisent bien mieux les observations.
  2. Étoiles sous-géantes : Ce mélange a évidemment des répercussions pour les étoiles plus évoluées pendant la phase de sous-géante puisque l'extension en masse du cœur d'hélium pur s'en trouve modifiée. L'étoile HD49385 de 1.3 Mʘ environ a ansi fait l'objet d'une analyse sismique à partir des données CoRoT[28]. Ici encore des contraintes strictes ont pu être apportées à la modélisation de cette étoile.
  3. Étoiles de type SPB (Slowly Pulsating B stars) : Les étoiles plus massives de type SPB présentent un spectre de fréquences constitué de modes de gravité d'ordre élevé excités par le mécanisme κ (en) agissant dans les couches caractérisées par un pic d'opacité des éléments chimiques du groupe du fer. Leur cœur convectif est entouré d'une région de composition chimique variable laissée par le retrait de ce cœur au cours de la transformation d'hydrogène en hélium. Ceci constitue une transition brutale dans la structure de l'étoile qui se traduit de façon très subtile dans les fréquences d'oscillation des modes de gravité. Ainsi dans un modèle homogène, les modes de gravité d'ordre élevé sont régulièrement espacés en périodes alors qu'en présence d'une structure présentant une variation rapide de la composition chimique, des déviations périodiques par rapport à un espacement constant sont attendues. De plus la période de ces déviations est directement liée à la localisation de cette zone de variation rapide[29]. Ce phénomène a été mis en évidence dans deux étoiles de type B hybrides, c'est-à-dire présentant à la fois des modes acoustiques de type β Cephei et des modes de gravité de type SPB: (1) HD 50230[25] pour laquelle les résultats ne sont compatibles qu'en adoptant un mélange additionnel avec un lissage partiel du gradient de composition chimique et (2) HD 43317[30].

Structure des couches superficielles des étoiles[modifier | modifier le code]

  1. Couches de transition dans les enveloppes stellaires : Les zones de transition telles que celle présente dans les couches d'ionisation de l'hélium et celle située à la limite interne de l'enveloppe convective des étoiles de faible masse et des géantes rouges se manifestent également dans la distribution des fréquences des modes acoustiques. En l'absence de discontinuités, il existe des régularités dans les fréquences des modes d'ordre radial élevé (grande séparation, seconde différence…). La présence de zones de transition introduit des déviations périodiques par rapport à ces régularités et les périodes sont directement reliées à la localisation de ces zones. Ces oscillations, prévues par la théorie, ont pour la première fois été détectées dans le soleil[31]. Grâce à CoRoT, elles ont également été observées dans l'étoile de type solaire HD 49933[32] ainsi que dans la géante rouge HD 181907[33]. La position de la zone d'ionisation de l'hélium a ainsi pu être déterminée avec précision.
  2. Amplitudes et largeurs des raies du spectre des fréquence dans les oscillations de type solaire : Un des premiers grands succès de CoRoT fut la découverte d'oscillations de type solaire dans des étoiles plus chaudes que le soleil[34]. Les mesures d'amplitude et de largeur des raies des spectres de fréquences ont alors permis, comme ce fut le cas pour le Soleil, d'apporter des contraintes aux modèles d'excitation stochastique des modes acoustiques par la convection turbulente. Le spectre de HD 49933[35] a ainsi été comparé au modèle d'excitation stochastique de Samadi et al.[36],[37]. À l'exception des modes de haute fréquence, l'accord est excellent en adoptant une métallicité dix fois plus faible que celle du Soleil. Une métallicité solaire conduit par contre à des désaccords en amplitude atteignant un facteur deux aux faibles fréquences.
  3. Granulation : La granulation présente dans le spectre de fréquences de HD 49933 a été analysée à l'aide de modèles hydrodynamiques 3D d'atmosphère de métallicité solaire et de métallicité dix fois plus faible que celle du Soleil[38]. Ici encore, le modèle de faible métallicité est plus proche des observations mais un désaccord significatif demeure.

Géantes rouges et évolution chimique de notre Galaxie[modifier | modifier le code]

Après la phase de combustion centrale de l'hydrogène, la structure de l'étoile subit de profondes modifications. La combustion de l'hydrogène se produit à présent dans une mince couche entourant le cœur d'hélium formé lors de la phase de combustion centrale de l'hydrogène. Alors que le cœur d'hélium se contracte rapidement, l'enveloppe entourant la couche de combustion de l'hydrogène se dilate énormément et l'étoile devient une géante rouge dont la luminosité augmente au cours du temps. Ces étoiles se situent sur la branche des géantes rouges du diagramme de Hertzsprung-Russell; on parme alors d'étoiles RGB. Lorsque leur température centrale atteint 100 106K, la combustion de l'hélium démarre. Pour les étoiles de masse inférieure à 2 Mʘ environ, cette nouvelle combustion a lieu dans une matière fortement dégénérée et ceci déclenche un flash de l'hélium. Après le réajustement qui s'ensuit, ces étoiles deviennent des étoiles du red clump.

Histogrammes construit d'après une poupulation synthétique de géantes rouges (en rouge) et à partir des données CoRoT (en orange). D'après Andrea Miglio et ses collaborateurs
Carte 3D de notre Galaxie construite à partir des données sismiques de géantes rouges observées par CoRoT. D'après Andrea Miglio et ses collaborateurs

Qu'elles soient des étoiles RGB ou des étoiles du red clump, ces étoiles possèdent une enveloppe convective, ce qui les rend sujettes à des oscillations de type solaire. Un des grands succès de CoRoT a été la découverte de modes non radiaux dans plusieurs milliers de géantes rouges observées dans le champ exo[20]. On a ainsi pu mesurer pour chacune des géantes rouges observées la fréquence, νmax, du mode de pulsation de puissance maximum dans le spectre des fréquences et la grande séparation en fréquence entre deux modes d'ordres consécutifs, Δν[39],[40], ce qui attribue à chaque géante rouge une sorte de passeport sismique.

  1. Population de géantes rouges dans notre Galaxie : En introduisant ces signatures sismiques, et une estimation de la température effective, dans les lois d'échelles empiriques les reliant aux paramètres globaux des étoiles[41], il a été possible de déterminer les gravités (gravités sismiques), les masses et les rayons, et par conséquent les luminosités et les distances, de ces milliers de géantes rouges. Le résultat le plus spectaculaire et le plus inattendu fut alors obtenu en comparant l'histogramme de cette population de géantes observées à celui obtenu à partir d'une population synthétique de géantes rouges. Cette dernière est calculée à l'aide de modèles théoriques, en suivant l'histoire de notre Galaxie et en adoptant certaines hypothèses concernant les différentes générations d'étoiles qui se sont succédé depuis sa formation[42]. Andrea Miglio et ses collaborateurs montrèrent que ces deux histogrammes étaient comme des sosies l'un de l'autre[43]. En outre, à partir de ces mesures de distances et des coordonnées de ces étoiles, une carte de notre Galaxie a pu être tracée. Sur la figure, les couleurs se rapportent aux différentes campagnes d'observations de CoRoT (points colorés à l'exception des points verts) et de Kepler (points verts).
  2. Relation âge-métallicité dans notre Galaxie : Par ailleurs l'âge des géantes rouges est étroitement lié à leur durée de vie sur la séquence principale, en d'autres termes à leur masse et leur métallicité. Connaître la masse d'une géante rouge revient donc à en estimer l'âge. En ajoutant la métallicité, l'incertitude sur l'âge ne dépasse pas 15%! Des campagnes d'observations telles que APOGEE (Apache Point Observatory Galactic Evolution Environment), qui se propose de mesurer la métallicité de 100 000 géantes rouges de notre Galaxie, HERMES (A High Efficiency and Resolution Multi-Element Spectrograph for the AAT) et GAIA (Global Astrometric Interferometer for Astrophysics) pourraient grandement bénéficier de l'apport des gravités sismiques et surtout devraient permettre d'établir la relation âge-métallicité dans notre Galaxie. L'astérosismologie stellaire a donc franchi la porte de la structure et de l'évolution chimique de notre Galaxie[44].
  3. Signatures sismiques et extension des zones de mélange au cours des phases de combustion centrale de l'hydrogène et de l'hélium : En scrutant de plus en plus attentivement les spectres de fréquence des géantes rouges, d'autres découvertes ne se sont pas fait attendre tant avec les données de CoRoT[45] qu'avec celles de Kepler[46]. Ainsi de petites différences de signatures sismiques permettent de distinguer les étoiles RGB des étoiles du red clump, et ceci, même si leurs luminosités sont similaires. Ces différences sismiques ont trouvé une justification théorique dans le calcul de modèles élaborés de géantes rouges[47]. L'espacement en périodes des modes de pulsation est particulièrement riche en enseignement. Leur détection pour un grand nombre de géantes rouges devrait fournir, non seulement l'étendue de la région chimiquement mélangée au-dessus du cœur convectif pendant la phase de combustion centrale de l'hydrogène, mais aussi celle de la zone mélangée pendant la combustion centrale de l'hélium, les processus de mélange pendant ces deux phases étant a priori indépendants l'un de l'autre[48].

Étoiles massives[modifier | modifier le code]

Les étoiles massives de la séquence principale montrent un spectre de fréquence présentant des modes acoustiques excités par le mécanisme κ (en) agissant dans les couches caractérisées par un pic d'opacité des éléments chimiques du groupe du fer. Les plus évoluées d'entre elles ont en outre des modes mixtes c'est-à-dire des modes présentant à la fois des caractéristiques de modes acoustiques et de modes de gravité. Elles ont un cœur convectif étendu surmonté d'une zone de gradient de composition chimique et d'une enveloppe radiative, à l'exception de petites zones convectives superficielles liées à des ionisations partielles de l'hélium et/ou d'éléments du groupe du fer. Comme dans les étoiles de faible masse, l'extension de la zone partiellement ou totalement mélangée située au-dessus du cœur convectif (zone de mélange additionnel) constitue une des incertitudes les plus importantes affectant la modélisation théorique.

  1. Étoiles de type β Cephei : L'analyse sismique d'étoiles de type β Cephei montre qu'il est difficile de préciser de manière univoque l'extension de cette zone de mélange additionnel[49]. Pour l'étoile θ Ophiuchi, une extension importante semble requise[50] tandis qu'une extension plus faible est favorisée pour HD 129929[51],[52], pour β Canis Majoris[53], pour δ Ceti[54] et pour 12 Lacertae[55],[56]. Cette zone pourrait même être inexistante pour V1449 Aquilae (HD 180642)[57] et pour ν Eridani[58],[59]. Il serait très utile de tenter d'établir une relation entre cette extension et la vitesse de rotation de l'étoile et/ou son champ magnétique. Ainsi l'analyse sismique de V2052 Ophiuchi[60] montre que cette étoile, bien qu'ayant une vitesse de rotation élevée ce qui devrait favoriser un mélange additionnel, ne semble pas en être affectée. Le champ magnétique détecté pour cette étoile pourrait être responsable de cette absence de mélange additionnel.
  2. Étoiles de type Be : Les deux étoiles de type Be tardif HD181231 and HD175869 tournent extrêmement vite, environ 20 fois la vitesse de rotation du Soleil et leur analyse sismique impose une zone centrale mélangée environ 20% plus grande que celle prévue par un simple cœur convectif sans mélange additionnel[61]. L'étoile Be HD 49330 a réservé une autre surprise. Observée par CoRoT pendant une éjection de matière de l'étoile vers son disque circumstellaire, phénomène typique de ce type d'étoiles, son spectre de fréquences a subi des modifications profondes, passant de modes acoustiques à des modes de gravité, d'amplitudes parfaitement corrélées avec l'éjection[62]. Un tel lien entre la nature des modes excités et un phénomène dynamique est évidemment une mine d'or pour notre connaissance de la structure de ce type d'étoiles.
  3. Étoiles de type O : Quelques étoiles de type O ont été observées par CoRoT. Parmi celles-ci, HD 46150, HD 46223 (membres de l'amas NGC 2264) et HD 46966 (membre de l'amas Mon OB2) semblent être dépourvues de pulsations, en accord avec leur modélisation théorique qui ne prévoit effectivement pas de modes instables[63]. Le spectre de fréquences de l'étoile HD 47129 (dite étoile de Plaskett) présente au contraire un pic accompagné de six harmoniques qui sont en accord avec la gamme de fréquences théoriques prévues pour de telles étoiles massives[64].

La présence d'une petite zone convective liée au pic d'opacité des éléments chimiques du groupe du fer (zone du pic du fer) à une température d'environ 200 000 K pourrait être à l'origine de pulsations excitées de manière stochastique par la convection comme c'est le cas pour les oscillations observées dans le Soleil.

Fréquence en fonction du temps pour un mode de type solaire (en haut) et un mode de type β Cephei (en bas) du spectre de la Chimère. D'après Kevin Belkacem, Frédéric Baudin et leurs collaborateurs
  1. V1449 Aquilae (HD 180642) : Cette étoile cible de CoRoT est une β Cephei dont le spectre de fréquence a révélé la présence de modes de hautes fréquences et très faibles amplitudes. Une analyse détaillée a permis de les attribuer à des oscillations de type solaire excitées par la convection turbulente provenant très probablement de cette zone du pic du fer ou même du cœur convectif[21]. Cette découverte est très importante car, pour la première fois, on a pu détecter des pulsations excitées par le mécanisme κ (en) dans cette zone du pic du fer ainsi que des pulsations excitées de façon stochastique par la convection régnant dans cette même zone, coexistant dans une même étoile. Pour cette raison, l'étoile V1449 Aquilae fut baptisée Chimère par le découvreur principal de ces oscillations, Kevin Belkacem. La figure illustre la dépendance de la fréquence en fonction du temps pour deux modes du spectre de la Chimère, l'un de type solaire (en haut) et l'autre de type β Cephei (en bas). La nature stochastique du mode de type solaire se reflète dans le comportement instable de sa fréquence au cours du temps et dans son étalement en fréquence sur plusieurs μHz. Le contraste entre cette allure chaotique et la stabilité et l'exiguïté du domaine de fréquences du mode de type β Cephei est frappant.
  2. HD 46149 : Par la suite, des oscillations de type solaire ont également été détectées dans une étoile plus massive de type O, membre du système binaire HD 46149[22]. Les contraintes provenant à la fois de la binarité du système et des signatures sismiques de ces oscillations ont permis la détermination des propriétés orbitales du système et des paramètres fondamentaux de ses membres.

L'amas ouvert NGC 2264[modifier | modifier le code]

Lors d'une campagne de 23 jours en 2008, CoRoT a observé 636 étoiles membres du jeune amas ouvert NGC 2264. Cet amas dénommé Amas de l'Arbre de Noël se situe dans la constellation Monoceros relativement proche de nous, à une distance de 1800 années-lumière environ. Son âge est estimé à 3 à 8 millions d'années. Ce jeune âge fait de cet amas un laboratoire idéal pour explorer différents aspects liés à la formation des étoiles ainsi qu'à leurs toutes premières phases d'évolution. Les données CoRoT permettent ainsi d'étudier l'interaction des étoiles nouvellement formées avec la matière environnante, la rotation et l'activité des membres de l'amas de même que leur distribution, la structure interne de ces étoiles à partir des données sismiques et les éclipses stellaires et planétaires.

La naissance et l'enfance des étoiles ne nous sont pratiquement pas accessibles par des observations en lumière visible car ces jeunes étoiles sont encore enclavées dans le nuage moléculaire dense qui leur a donné naissance. Les observations dans l'infra-rouge ou dans les rayons X nous permettent par contre de traverser ce cocon et de visualiser ainsi ces premières étapes de la vie d'une étoile. C'est pour cette raison que, au cours des mois de décembre 2011 et janvier 2012, CoRoT a pris part à une vaste campagne internationale d'observations incluant quatre télescopes spatiaux et plusieurs observatoires au sol. Ces instruments ont observé, simultanément et pendant près d'un mois, environ 4000 étoiles de l'amas NGC 2264 à différentes longueurs d'onde. La mission spatiale canadienne MOST observait les étoiles les plus brillantes de l'amas tandis que CoRoT se réservait les plus faibles. MOST et CoRoT ont ainsi accumulé 39 jours de données[65]. Les satellites Spitzer et Chandra de la NASA observaient simultanément ces mêmes étoiles dans l'infra-rouge (pendant 30 jours) et dans les rayons X (pendant 300 000 secondes). Des observations au sol étaient effectuées en même temps, par exemple avec le Very Large Telescope de l'ESO au Chili, le télescope Canada-France-Hawaii à Hawaii, l'observatoire McDonald au Texas, ou encore l'observatoire de Calar Alto en Espagne.

L'exploitation des données CoRoT a permis la découverte d'une douzaine de δ Scuti dans la phase de pré-séquence principale (PMS) ainsi que la confirmation de la présence de pulsations de type γ Doradus dans des étoiles de la PMS[66]. En outre l'existence de pulsateurs hybrides δ Scuti/γ Doradus parmi les membres de NGC 2264 a pu être entérinée. Les observations CoRoT couvraient aussi les étoiles variables PMS bien connues V 588 Mon et V 589 Mon, qui furent les premières à faire partie de ce groupe d'étoiles. La haute précision des courbes de lumière CoRoT a aussi permis de souligner l'importance de la granulation dans les étoiles de la PMS[67].

L'étude des étoiles T Tauri et leur interaction avec la matière circumstellaire à partir des données CoRoT a dévoilé l'existence d'une nouvelle classe regroupant des objets de type AA Tauri (en)[68]. Avavnt CoRoT, il était admis que les étoiles T Tauri montraient soit des variations sinusoidales de lumière dues à des tâches sur la surface stellaire, soit des variations tout à fait irrégulières provoquées par les disques de poussière et de gaz entourant ces étoiles. Les objets de type AA Tauri montrent périodiquement des minima de lumière différents en profondeur et en largeur, ce qui les classe en variables semi-régulières. Les observations CoRoT ont permis d'établir cette classe d'objets[69]. Des avancées nouvelles dans ces toutes premières phases de l'évolution stellaire sont aussi le résultat de la comparaison des variabilités détectées dans le visible à celles observées dans l'infra-rouge et le domaine des rayons X.

Systèmes binaires[modifier | modifier le code]

Un nombre élevé de systèmes binaires dont les membres sont des pulsateurs non radiaux ont été observés par CoRoT[70]. Ainsi plusieurs systèmes binaires à éclipses contenant des étoiles variables de type γ Doradus ont été découverts[71]. Le phénomène d'éclipse dans ce type d'étoiles est d'une importance capitale car il permet de préciser les paramètres globaux des membres du système, apportant ainsi des contraintes inestimables dans la modélisation de ces étoiles et de leurs pulsations.

  1. AU Monocerotis : Ce système binaire semi-détaché constitué d'une étoile Be et d'une étoile G en interaction a été observé par CoRoT qui en a fourni une courbe de lumière de très grande qualité. Les paramètres fondamentaux des deux étoiles ont ainsi pu être améliorés et de nouvelles éphémérides pour le mouvement orbital de même que pour une variation à plus longue période ont été déterminées. Cette variation à longue période semble être due à une atténuation périodique de la lumière du système par de la matière circumstellaire[72].
    La courbe de lumière de HD 174884. Le panneau supérieur présente la courbe de lumière complète tandis que le panneau central montre un agrandissement dans lequel de tout petits minima secondaires apparaissent (leur profondeur est de 1% de celle des minima primaires). Le panneau inférieur est une projection sur le plan du ciel (le système tel que nous le voyons) à différentes phases. D'après Carla Maceroni et le groupe des binaires
  2. HD 174884 : Des pulsations induites par effet de marée ont été détectées dans le système binaire à haute excentricité (e=0.29) et courte période HD 174884 constitués de deux étoiles de type B[73]. Le panneau supérieur de la figure montre la courbe de lumière complète du système tandis que le panneau central en présente un agrandissement dans lequel apparaissent de minuscules minima secondaires dont la profondeur est d'environ 1% de celle des minima primaires. En fait, ce système est constitué de deux étoiles de masse; taille et température semblables. Si l'orbite était circulaire, les minima primaires et secondaires auraient une profondeur comparable. Le panneau inférieur présente une projection sur le plan du ciel (le système tel que nous le voyons) at différentes phases de l'orbite.
  3. CoRoT 102918586 : Le système relativement brillant CoRoT 102918546 est une binaire à éclipses et à double raies. Les observations par CoRoT ont clairement mis en évidence la présence de pulsations de type γ Doradus. Pour compléter les données photométriques CoRoT, une analyse spectroscopique a été réalisée et a fourni les vitesses radiales, les températures effectives, la métallicité et les vitesses de rotation projetées sur la ligne de visée. Ces données combinées ont permis d'obtenir les paramètres physiques globaux du système avec une précision de 1 à 2% et la comparaison de ces paramètres avec des modèles théoriques d'évolution ont alors apporté des contraintes sur l'âge du système. Après soustraction du modèle reproduisant au mieux les éclipses, les résidus dans la courbe de lumière ont été analysés afin d'extraire les fréquences de pulsation intrinsèques. La composante primaire présente des pulsations de type γ Doradus dont l'espacement en périodes est consistant avec des modes de gravité de degré élevé et d'ordre l=1.
  4. HR 6902 : Le système binaire ζ Aurigae HR 6902 comprenant une géante rouge et une étoile B a été observé par CoRoT lors de deux campagnes permettant de couvrir complètement l'éclipse primaire ainsi que la secondaire. Il est actuellement en cours d'analyse et promet d'apporter une mine d'informations sur la structure interne de la géante rouge en particulier[74].
  5. Une binaire de faible masse : Un des systèmes binaires observés par CoRoT présente un intérêt tout particulier parce que sa composante la moins massive est une étoile de type M tardif de 0.23M, de température effective estimée à environ 3000K[75].
  6. Un effet de beaming dans une binaire : Un système binaire observé par CoRot présente des variations lumineuses en dehors des éclipses qui ont été interprétées comme provenant d'un effet de beaming (également appelé Doppler boosting). Celui-ci est dû à la variation d'éclat d'une source lumineuse qui s'approche ou qui s'éloigne de l'observateur, dont l'amplitude est proportionnelle au rapport de la vitesse radiale à la vitesse de la lumière[76]. La variation périodique de la vitesse d'une étoile en orbite va ainsi produire un effet de beaming dans la courbe de lumière. Un tel effet peut confirmer la nature binaire d'un système même en l'absence de toute éclipse ou transit détectable. Un des avantages principaux de cet effet est la possibilité d'obtenir une courbe de vitesse radiale directement à partir de la courbe de lumière mais ceci nécessite des composantes de luminosités très différentes et en outre, une seule courbe de vitesse radiale est obtenue, comme dans un système binaire BS1. Ces variations en dehors des éclipses ont été modélisées à l'aide de l'algorithme BEER (Beaming Ellipsoidal Reflection)[77].


Recherche de planètes extra solaires[modifier | modifier le code]

Article détaillé : Exoplanète.

Corot utilise une des méthodes de recherche des planètes extra solaires, le transit primaire[1]. Le transit primaire est l'occultation d'une partie de la lumière d'une étoile lorsqu'un objet céleste, tel une planète, passe entre l'étoile et l'observateur. Sa détection est rendue possible par la sensibilité de deux des quatre détecteurs CCD de la caméra à de très faibles variations de la lumière. Corot est capable de détecter des baisses de luminosité de l'ordre de 1/10 000. Les scientifiques pouvaient ainsi espérer découvrir des planètes d'une taille d'environ 2 fois celle de la Terre par cette méthode[1], planète que la communauté dénomme Super-terres ; la détection de Corot-7b, dont le rayon est 1.7 fois celui de la Terre a montré que ces prédictions étaient correctes. Corot prend une image toutes les 32 secondes, mais celle-ci n'est pas transmise à Terre car le débit de données serait bien trop grand. Le calculateur de bord effectue un travail important de réduction des données : le champ autour de chaque étoile cible préalablement sélectionnée par l'équipe exoplanètes, se voit affectée d'un certain nombre de pixels décrits par un masque particulier ; on effectue alors la somme des signaux de tous les pixels du masque et on additionne plusieurs poses (en général 16, ce qui revient à une durée d'observation de 8 minutes environ) avant d'envoyer cette information au sol. Pour certaines étoiles, jugées particulièrement d'intérêt, l'information de chaque pose est transmise toutes les 32 secondes. Un tel échantillonnage de 32s ou 512s est bien adapté à la détection d'un transit planétaire qui dure entre un peu moins d'une heure et plusieurs heures.

Une caractéristique de cette méthode des transits est qu'il est indispensable de détecter au moins 3 transits successifs séparés par deux intervalles de temps égaux pour qu'on puisse considérer un candidat comme sérieux. Une planète de période orbitale T devra au minimum être observée pendant un temps compris entre 2T et 3T pour pouvoir détecter 3 transits. Or la distance a de la planète à l'étoile (qu'on caractérise par le demi-grand axe de l'orbite elliptique) est reliée à sa période orbitale par la deuxième loi de Képler/Newton a3 = Métoile T2 en utilisant respectivement comme unités pour a, M et T : la distance de la Terre au Soleil (150 millions de km), la masse du soleil, la période orbitale de la Terre (1 an), ce qui implique que si la durée d'observation est inférieure à un an par exemple, les orbites des planètes détectées seront nettement plus resserrées que celle de la Terre.

Ainsi pour Corot, du fait de la durée maximale de 6 mois d'observation de chaque champ d'étoiles, seules des planètes plus proches de leur étoile que 0.3 Unités Astronomiques (moins que la distance séparant Mercure du Soleil) et donc en général n'étant pas situées dans la zone habitable peuvent être détectées. télescope spatial Kepler de la NASA qui a observé continûment le même champ pendant plusieurs années a eu la capacité de détecter des planètes de taille terrestre situées plus loin de leur étoile.

Étoile Planète Masse (MJ) Rayon (RJ) Distance (ua) Période orbitale (j) Date de découverte Caractéristique particulière
CoRoT-1 CoRoT-1 b 1,07 1,45 0,0254 1,509 3 mai 2007
CoRoT-2 CoRoT-2 b 3,31 ± 0,16 1,429 ± 0,047 0,0281 ± 0,0005 1,7429964 ± 0,0000017 20 décembre 2007
CoRoT-3 CoRoT-3 b 21,66 1,01 0,057 4,2568 Octobre 2008 Astre situé entre l'état de planète et l'état de naine brune.
CoRoT-4 CoRoT-4 b 0,72 1,19 0,09 9,20205 2008
CoRoT-5 CoRoT-5 b 0,467 1,388 0,04947 4,0378962 2008
CoRoT-6 CoRoT-6 b 2,96 1,166 0,0855 8,886593 2009
CoRoT-7 CoRoT-7 b 0.0151 0,15 ± 0,008 0,0172 ± 0,00029 0,853585 3 février 2009 Plus petite exoplanète tellurique découverte jusqu'à l'annonce de la découverte de Kepler-10 b[78].
CoRoT-8 CoRoT-8 b 0,22 0,57 0,063 6,21229 2010
CoRoT-9 CoRoT-9 b 0,84 ± 0,07 1,05 ± 0,04 0,407 ± 0,005 95,2738 ± 0,0014 17 mars 2010 Première planète semblable à une planète du système solaire
CoRoT-10 CoRoT-10 b 2,75 0,97 0,1055 13,2406 2010
CoRot-11 CoRoT-11 b 2,33 1,43 0,0436 2.99433 2010
CoRoT-12 CoRoT-12 b 0,917 1,44 0.04016 2,828042 2010
CoRoT-13 CoRoT-13 b 1,308 0,885 0,051 4,03519 2010
CoRoT-14 CoRoT-14 b 7,6 1,09 0,027 1,51214 2010
CoRoT-15 CoRoT-15 b 63,3 1,12 0,045 3,06 2010 Une naine brune 7 fois plus dense que l'acier
CoRoT-16 CoRoT-16 b 0,5 0,813  ? 5,3534208 2010 Un jupiter chaud peu dense sur une orbite très allongée pour l'âge du système
CoRoT-17 CoRoT-17 b 2,45 1,47  ? 3,768125 2010 Une géante gazeuse dense autour dans un système deux fois plus vieux que le nôtre
CoRoT-18 CoRoT-18 b 3,47 1,31 0,0295 1,90 2011 Une planète peu dense autour d'une étoile âgée d'à peine 600 millions d'années
CoRoT-19 CoRoT-19 b 1,14 1,45 0,0518 3,89713 2011 Moins dense que Saturne
CoRoT-20 CoRoT-20 b 4,24 0,84 0,0902 9,2 2011 Planète extrêmement dense sur une orbite très elliptique
CoRoT-21 CoRoT-21 b 2,5 1,3  ? 2,725 2011 L'étoile est la plus faible à abriter une planète découverte par CoRoT
CoRoT-22 CoRoT-22 b <0,15 0,52 0,094 9,7566 2011 Planète très peu dense, plus petite que Saturne et au moins deux fois moins dense
CoRoT-23 CoRoT-23 b 2,8 1,05 0,04769 3,632421 2011
CoRoT-24 CoRoT-24 b <0,1 0,236  ? 5,1134 2011 Planète de taille Neptunienne dont la masse n'a pas encore été mesurée
- CoRoT-24 c <0,173 0,38  ? 11,749 2011 Planète de taille Neptunienne dont la masse n'a pas encore été mesurée

Le nombre relativement modeste d'exoplanètes découvertes par Corot (32 durant les 6 ans d'exploitation), s'explique par le fait qu'une confirmation doit absolument être apportée par les télescopes au sol, avant qu'une annonce ne soit faite. En effet, dans une grande majorité de cas, la détection de plusieurs transits ne signifie pas la détection d'une planète mais plutôt celle d'un système binaire d'étoiles : soit que celui-ci corresponde à une occultation rasante d'une étoile part l'autre, soit que le système soit proche d'une étoile brillante et que l'effet de transit soit dilué par la lumière de cette étoile ; dans les deux cas la baisse de luminosité est assez faible pour être compatible avec celle d'une planète passant devant le disque d'une étoile. Afin d'éliminer ces cas, on observe le candidat depuis le sol suivant deux méthodes : celle des vitesses radiales par spectroscopie et celle de la photométrie par imagerie CCD. Dans le premier cas, la masse des étoiles binaires est immédiatement décelée et dans le deuxième cas on peut espérer repérer dans le champ du CCD le système binaire proche de l'étoile cible responsable de l'alerte : sa baisse relative de luminosité sera plus importante que celle vue par Corot qui additionne toutes la lumière dans le masque définissant le champ de mesure.

Historique des annonces médiatisées de découvertes[modifier | modifier le code]

Le 14 juin 2010, le CNES a annoncé la découverte de 7 nouvelles exoplanètes par le télescope. Ces planètes sont très variées et on dénombre une naine brune parmi elles[79].

La découverte de 10 exoplanètes supplémentaires a été annoncée à l'occasion du deuxième symposium CoRoT, qui s'est tenu à Marseille le 14 juin 2011[80].

Fin décembre 2011, CoRoT fête ses cinq années de fonctionnement et un beau palmarès : 625 candidates exoplanètes détectées dont 25 confirmées depuis le sol à ce jour, dont une très probablement de type « Terre » en dehors du Système Solaire (CoRoT-7b), confirmée en 2009[81].

Résultats principaux[modifier | modifier le code]

Parmi les exoplanètes de Corot on peut mentionner celles qui ont les caractéristiques les plus originales :

  • Corot-9 b, une planète de longue période (95,3 jours) sur une orbite comme celle de mercure, la première planète qui a mérité le qualificatif de planète tempérée [82] ;
  • Corot-3 b, d'une masse de 22 Mjup, est une super-planète ou une naine brune[83] ;
  • Corot-15b, une bona fide naine brune en orbite [84] ;
  • CoRoT-8 b, une planète proche de Neptune de 0,22 masse Mjup [85];
  • Corot-11 b et CoRoT-2 b, deux planètes enflées de rayon 1,4 et 1,5 RJup [86],[87] : la théorie ne prévoit pas vraiment de tels objets ;
  • Corot-10 b, CoRoT-16 b, CoRoT-20 b, CoRoT-23 b, quatre Jupiters chauds qui sont cependant sur des orbites excentriques, alors que la circularisation est théoriquement prédite pour des orbites serrées : c'est une contrainte claire sur la quantité Qp qui quantifie la dissipation d'énergie par des forces de marée [88],[89],[90],[91]  ;
  • Corot-24 b et c le premier système planétaire de CoRoT, avec deux petites planètes de 0,10 et 0,17 Mjup [92];
  • Corot-7 b, avec un rayon de 1,7 RTerre et une masse de 7,3 MTerre , a été la première planète rocheuse confirmée, avec une densité et une composition qui sont proches des celles de la Terre [93],[94].
Vue d'artiste de Corot-7 b, la première Super-Terre rocheuse découverte avec certitude grâce une bonne estimation de sa taille et de sa masse et donc de sa densité . L'image montre l'océan de lave qui doit exister sur l'hémisphère qui fait face à l'étoile. Auteur : Fabien Catalano

Sa période orbitale (donc son année locale) est extrêmement courte : elle dure à peine 20,5 h, car la planète est très proche de son étoile (de classe très proche de celle du Soleil), son orbite étant d'à peine 3,6 rayons stellaires. Comme la planète doit être en rotation synchrone avec son mouvement orbital en raison des énormes forces de marées qu'elle subit, elle montre toujours la même région à l'étoile : ses deux hémisphères, l'éclairé et le sombre, présentent donc un contraste extrêmement élevé de température (2200 K contre 50 K) et un gigantesque océan de lave doit occuper une grande partie du côté éclairé. Un continent de glace d'eau et de dioxyde d'azote se trouve probablement du côté sombre. Corot-7 b a aussi été le premier cas découvert d'un système avec 2 super-Terres, l'une en transit l'autre non : en effet, les mesures de vitesse radiale ont permis la découverte de CoRoT-7 c[95], une planète de 8,4 MTerre et de période 3,79 jours. Un troisième planète est même soupçonnée.

Propriétés d'ensemble des exoplanètes découvertes par Corot[modifier | modifier le code]

Toutes les planètes Corot ont été détectées lors de séquences longues, i.e. d'au moins 70 jours. L'équipe de détection a découvert en moyenne entre 200 et 300 cas d'évènements périodiques pour chaque séquence, correspondant donc à 2 à 3% des étoiles surveillées. Parmi ces cas seuls 530 au total ont été retenus comme candidats planètes (223 dans la direction de l'anti-centre galactique et 307 dans celle du centre). Seulement 30 d'entre eux se sont révélés être de réelles planètes, soit environ 6%, les autres cas étant des binaires à éclipse (46%) ou des cas non résolus (48%)[96].

La période et la profondeur de transit des candidats planètes CoRoT (courtesy A. Santerne). La taille des symboles indique la luminosité apparente de l'étoile parent (petit signifiant faible).

Les capacités de détection de Corot sont illustrées par le diagramme donnant la profondeur des transits mesurés pour tous les candidats retenus, en fonction de la période et de l'éclat de l'étoile : on constate bien une meilleure capacité à détecter de petites planètes (jusqu'à 1,5 RTerre) pour les périodes courtes (inférieures à 5 jours) et les étoiles brillantes.

Distribution des planètes Corot (ronds rouges) dans le diagramme Rayon / Masse. Les diabolos jaunes correspondent aux autres planètes découvertes par la méthode des transits.

Les planètes de Corot couvre la très large gamme de propriétés et de caractéristiques qu'on retrouve dans la famille disparate des exoplanètes : ainsi la masse des planètes Corot décrit un domaine très large de près de quatre ordres de grandeur comme l'illustre la figure ci contre.

Diagramme de la masse de l'étoile en fonction de la masse planétaire pour les planètes CoRoT (rouge) et les autres planètes découvertes par la méthode des transits (jaune). La droite sur les données Corot indique une tendance à ce que les planètes massives se retrouvent autour d'étoiles massives.

Si on trace la masse de la planète en fonction de la masse de l'étoile (Figure), on constate que les données de Corot, moins dispersées que celles d'autres expériences, indiquent une nette tendance à ce que des planètes plus massives orbitent des étoiles massives, ce qui est cohérent avec les modèles de formation planétaire les plus couramment acceptés.

Notes et références[modifier | modifier le code]

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  5. a et b (fr) Caractéristiques de la mission CoRoT sur le site du CNES
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  7. (en) Campagne de lancement
  8. (fr) « COROT a livré sa première image » (ArchiveWikiwixArchive.isGoogleQue faire ?). Consulté le 2013-04-10, communiqué de presse du CNES sur le site de l'observatoire de Paris]
  9. (fr) Communiqué de presse du CNES sur le prolongement de la mission
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  11. « Corot, le chasseur d'exoplanètes, ne répond plus », article de Futura Sciences
  12. L. Boisnard, M. Auvergne. Corot mission engineering : cost-effective solutions for stellar photometry in low earth orbit. IAC 2004.
  13. (en) COROT - Fact Sheet
  14. (fr) « Présentation de Corot sur le site de LESIA » (ArchiveWikiwixArchive.isGoogleQue faire ?). Consulté le 2013-04-10
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  16. (fr) « Institutions participant au programme Corot sur le site de l'Observatoire Astronomique de Marseille-Provence » (ArchiveWikiwixArchive.isGoogleQue faire ?). Consulté le 2013-04-10
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Voir aussi[modifier | modifier le code]

Bibliographie[modifier | modifier le code]

Annie Baglin, Directeur de recherche au CNRS, responsable de la mission CoRoT, Le projet CoRoT et son histoire, conférence donnée à l'Institut Océanographique, Paris, 25 janvier 2006, En ligne sur le site www.planetastronomy.com

Articles connexes[modifier | modifier le code]

Liens externes[modifier | modifier le code]