Corot (télescope spatial)

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CoRoT

Description de cette image, également commentée ci-après

Maquette du satellite 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 prévue le 31 mars 2013
Autres noms Convection Rotation et Transits planétaires
Orbite Circulaire inertielle polaire
Altitude 896 km[3]
Inclinaison 90°[3]
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.

Sommaire

Histoire [modifier]

Le projet de satellite CoRoT est né en 1994 parmi les ingénieurs et scientifiques du CNES. 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. Ces deux missions seront menées simultanément, elles sont toutes deux basées sur la photométrie stellaire de très grande précision. Le projet de satellite CoRoT ayant été plusieurs fois menacé d'annulation ou de réduction des crédits, le deuxième objectif a 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[4] 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[5].

Les résultats scientifiques de CoRoT sont tellement importants que les scientifiques de la mission et leurs partenaires ont constaté qu'un prolongement de la mission était nécessaire. Le prolongement fut décidé le 23 octobre 2009, la mission serait prolongée jusqu'au 31 mars 2013 (au lieu du 31 décembre 2009, soit le double de la durée de vie nominale) [6]. Au final, une panne de bus informatique a interrompu le fonctionnement de l'instrument en novembre 2012 (la plateforme satellite restant fonctionnelle), et en janvier 2013 l'ESA considérait assez peu probable de pouvoir le redémarrer[7]. La mission conçue pour trois ans en aura donc duré près de six.

Description [modifier]

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, réalisé dans l'établissement de Cannes, utilise la plate-forme Proteus. Sa charge utile de 300 kilogrammes est composée d'un télescope afocal et d'une caméra numérique grand champ (2,7° x 3°) fonctionnant dans le domaine visible et sensible à de très faibles variations de la lumière. La matrice CCD est composé de quatre capteurs à transfert de trame de 8 millions de pixels chacun. Deux des capteurs sont consacrés à l'astérosismologie, les deux autres à la recherche des planètes extrasolaires. La stabilité de la ligne de visée est de l'ordre de 0,2 seconde d'arc. Le satellite étudiera alternativement, durant 6 mois chacune, 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 en charge 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[8].

La durée minimale de la mission était de deux années et demie[9] 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, 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]

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[10], 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 dans l'établissement de Cannes.

Objectifs scientifiques [modifier]

L'objectif de la mission spatiale CoRoT est de sonder 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]

Le dépouillement des données de la mission Corot est effectué par une Équipe Corot[11], composée de personnels :

Résultats scientifiques [modifier]

Astérosismologie et physique stellaire [modifier]

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[12]. Citons parmi celles-ci la première détection d'oscillations de type solaire dans des étoiles autre que le Soleil[13], la première détection d'oscillations non radiales dans les étoiles de type géante rouge[14], la détection d'oscillations de type solaire dans des étoiles massives[15],[16], la découverte de centaines de fréquences d'oscillation dans des étoiles de type δ Scuti[17], 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)[18], 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)[19]. 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[20]. 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]

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[21]. 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[22]. 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 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[23]. 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[19] 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[24].

Structure des couches superficielles des étoiles [modifier]

  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[25]. Grâce à CoRoT, elles ont également été observées dans l'étoile de type solaire HD 49933[26] ainsi que dans la géante rouge HD 181907[27]. 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[28]. 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[29] a ainsi été comparé au modèle d'excitation stochastique de Samadi et al.[30],[31]. 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[32]. 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]

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'en suit, 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[14]. 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[33],[34], 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[35], 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[36]. Andrea Miglio et ses collaborateurs montrèrent que ces deux histogrammes étaient comme des sosies l'un de l'autre[37]. 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[38].
  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[39] qu'avec celles de Kepler[40]. 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[41]. 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[42].

Étoiles massives [modifier]

Les étoiles massives de la séquence principale montrent un spectre de fréquence présentant des modes acoustiques excités par le mécanisme κ 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[43]. Pour l'étoile θ Ophiuchi, une extension importante semble requise[44] tandis qu'une extension plus faible est favorisée pour HD 129929[45],[46], pour β Canis Majoris[47], pour δ Ceti[48] et pour 12 Lacertae[49],[50]. Cette zone pourrait même être inexistante pour V1449 Aquilae (HD 180642)[51] et pour ν Eridani[52],[53]. 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[54] 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[55]. 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[56]. 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[57]. 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[58].

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[15]. Cette découverte est très importante car, pour la première fois, on a pu détecter des pulsations excitées par le mécanisme κ 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[16]. 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]

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 observés, 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[59]. 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[60]. 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[61].

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[62]. 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 minimas 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[63]. 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]

Un nombre élevé de systèmes binaires dont les membres sont des pulsateurs non radiaux ont été observés par CoRoT[64]. Ainsi plusieurs systèmes binaires à éclipses contenant des étoiles variables de type γ Doradus ont été découverts[65]. 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[66].
    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[67]. 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 minimas secondaires dont la profondeur est d'environ 1% de celle des minimas primaires. En fait, ce système est constitué de deux étoiles de masse; taille et température semblables. Si l'orbite était circulaire, les minimas 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[68].
  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[69].
  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[70]. 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)[71].

Recherche de planètes extra solaires [modifier]

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 devrait être capable de détecter des baisses de luminosité de l'ordre de 1/10 000. Les scientifiques espèrent ainsi découvrir environ 150 planètes par cette méthode[1].

La méthode du transit primaire permet à CoRoT de déceler des exoplanètes d'une masse comparable à deux fois celle de la Terre[1]. Le prolongement de la mission devrait permettre de détecter un nombre plus élevé d'exoplanètes et de découvrir peut-être un nouveau type de planètes telluriques : les Super-terres chaudes[6].

Du fait de la durée maximale de 6 mois d'observation de chaque champ d'étoiles, seules des planètes très proches de leur étoile (encore plus que la distance séparant Mercure du Soleil) et donc n'étant pas situées dans la zone habitable pourront être détectées. Contrairement à Corot, le télescope spatial Kepler de la NASA a la capacité de détecter des planètes de taille terrestre situées plus loin de leur étoile[72].


Étoile Planète Masse (MJ) Rayon (RJ) Distance (ua) Période orbitale (j) Date de découverte Caractéristique particulière
CoRoT-1 CoRoT-1b 1,07 1,45 0,0254 1,509 3 mai 2007
CoRoT-2 CoRoT-2b 3,31 ± 0,16 1,429 ± 0,047 0,0281 ± 0,0005 1,7429964 ± 0,0000017 20 décembre 2007
CoRoT-3 CoRoT-3b 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-4b 0,72 1,19 0,09 9,20205 2008
CoRoT-5 CoRoT-5b 0,467 1,388 0,04947 4,0378962 2008
CoRoT-6 CoRoT-6b 2,96 1,166 0,0855 8,886593 2009
CoRoT-7 CoRoT-7b 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-10b[73].
CoRoT-8 CoRoT-8b 0,22 0,57 0,063 6,21229 2010
CoRoT-9 CoRoT-9b 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-10b 2,75 0,97 0,1055 13,2406 2010
CoRot-11 CoRoT-11b 2,33 1,43 0,0436 2.99433 2010
CoRoT-12 CoRoT-12b 0,917 1,44 0.04016 2,828042 2010
CoRoT-13 CoRoT-13b 1,308 0,885 0,051 4,03519 2010
CoRoT-14 CoRoT-14b 7,6 1,09 0,027 1,51214 2010
CoRoT-15 CoRoT-15b 63,3 1,12 0,045 3,06 2010 Une naine brune 7 fois plus dense que l'acier
CoRoT-16 CoRoT-16b 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-17b 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-18b 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-19b 1,14 1,45 0,0518 3,89713 2011 Moins dense que Saturne
CoRoT-20 CoRoT-20b 4,24 0,84 0,0902 9,2 2011 Planète extrêmement dense sur une orbite très elliptique
CoRoT-21 CoRoT-21b 2,5 1,3  ? 2,725 2011 L'étoile est la plus faible à abriter une planète découverte par CoRoT
CoRoT-22 CoRoT-22b <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-23b 2,8 1,05 0,04769 3,632421 2011
CoRoT-24 CoRoT-24b <0,1 0,236  ? 5,1134 2011 Planète de taille Neptunienne dont la masse n'a pas encore été mesurée
- CoRoT-24c <0,173 0,38  ? 11,749 2011 Planète de taille Neptunienne dont la masse n'a pas encore été mesurée

Le faible nombre d'exoplanètes découvertes (cinq dans le cours de l'année 2008), s'explique par le fait qu'une confirmation doit être apportée par les télescopes au sol, mais une quarantaine de signaux pourraient être annonciateurs de nouvelles exoplanètes.

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[74].

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[75].

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[76].

Notes et références [modifier]

  1. ↑ a, b, c, d, e, f, g et h Exoplanètes - Rêves de nouvelles planètes, Jérôme Fenoglio et Christiane Galus, Le Monde, 27 décembre 2006
  2. ↑ (fr)(en) Programme scientifique de CoRoT sur le site de l'Observatoire Astronomique de Marseille-Provence
  3. ↑ a et b (fr) Caractéristiques de la mission CoRoT sur le site du CNES
  4. ↑ (en) Campagne de lancement
  5. ↑ (fr) « COROT a livré sa première image » (Archive • Wikiwix • Que faire ?). Consulté le 2013-04-10, communiqué de presse du CNES sur le site de l'observatoire de Paris]
  6. ↑ a et b (fr) Communiqué de presse du CNES sur le prolongement de la mission
  7. ↑ « Corot, le chasseur d'exoplanètes, ne répond plus », article de Futura Sciences
  8. ↑ (en) COROT - Fact Sheet
  9. ↑ (fr) « Présentation de Corot sur le site de LESIA » (Archive • Wikiwix • Que faire ?). Consulté le 2013-04-10
  10. ↑ (fr) « Institutions participant au programme Corot sur le site de l'Observatoire Astronomique de Marseille-Provence » (Archive • Wikiwix • Que faire ?). Consulté le 2013-04-10
  11. ↑ Christian Lardier, « Corot découvre sa seconde exoplanète », dans Air & Cosmos, no 216, 4 janvier 2008
  12. ↑ [1]
  13. ↑ Michel, E. et al. 2008, Science 322, 558
  14. ↑ a et b De Ridder, J. et al. 2009, Nature 459, 398
  15. ↑ a et b Belkacem, K. et al. 2009, Science 324, 1540
  16. ↑ a et b Degroote, P. et al. 2010, Astronomy and Astrophysics 519, A38
  17. ↑ Poretti, E. et al. 2009, Astronomy and Astrophysics 506, 85
  18. ↑ Huat, A.-L. et al. 2009, Astronomy and Astrophysics 506, 95
  19. ↑ a et b Degroote, P. et al. 2010, Nature 464, 259
  20. ↑ (en) « The CoRoT space mission: early results », Astronomy & Astrophysics, vol. 506, no 1, October 2009 [texte intégral] 
  21. ↑ Benomar, 0. et al. 2010, Astronomische Nachrichten 331, 956
  22. ↑ Deheuvels, S. and Michel, E. 2011, Astronomy and Astrophysics 535, 91
  23. ↑ Miglio, A. et al. 2008, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 386, 1487
  24. ↑ Papics, P.I. et al. 2012, Astronomy and Astrophysics 542, A55
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  26. ↑ Mazumdar, A. et al. 2012, Astronomy and Astrophysics 540, 31
  27. ↑ Miglio, A. et al. 2010, Astronomy and Astrophysics 520, 6
  28. ↑ Michel, E. et al. 2008, Science322, 558
  29. ↑ Benomar, O. et al. 2009, Astronomy and Astrophysics 507, L13
  30. ↑ Samadi, R. et al. 2010, Astronomy and Astrophysics 509, A15
  31. ↑ Samadi, R. et al. 2010, Astronomy and Astrophysics 509, A16
  32. ↑ Ludwig, H.-G. et al. 2009, Astronomy and Astrophysics 506, 167
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  34. ↑ Mosser, B. 2010, Astronomy and Astrophysics 517, A22
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  66. ↑ Desmet, M. et al. 2010, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 401, 418
  67. ↑ Maceroni, C. et al. 2009, Astronomy and Astrophysics 508, 1375
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  70. ↑ Loeb, A. and Gaudi, B.S. 2003, Astrophysical Journal 588, 117
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  72. ↑ (fr) Corot en quête d'autres mondes, dans le quotidien Le Figaro du 27 décembre 2006
  73. ↑ (en) COROT discovers smallest exoplanet yet, with a surface to walk on, esa.int, 3 février 2009. Consulté le 3 février 2009
  74. ↑ « 7 nouvelles planètes découvertes par CoRoT », communiqué du CNES
  75. ↑ « 10 nouvelles planètes extrasolaires CoRoT », communiqué du CNES, 16 juin 2011
  76. ↑ « CoRoT : le satellite aux 25 exoplanètes », sur le site du CNES, CoRoT : le satellite aux 25 exoplanètes

Voir aussi [modifier]

Articles connexes [modifier]

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