PLATO

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PLATO

Caractéristiques
Organisation Agence spatiale européenne
Domaine Détection d'exoplanètes terrestres
Statut développement
Masse ~2,1 tonnes
Lancement ~2024
Durée > 6 ans
Orbite Héliocentrique
Localisation Point de Lagrange L2
Télescope
Type Lunette astronomique x 34
Diamètre 0,12 m
Longueur d'onde lumière visible
Programme Cosmic Vision
Site [1]

PLATO (PLAnetary Transits and Oscillations of stars) est un observatoire spatial développé par l'Agence spatiale européenne dont l'un des principaux objectifs est la découverte et la caractérisation d'exoplanètes de type terrestre autour d'étoiles proches et de magnitude apparente importante (entre 4 et 16). En collectant des données sur ces planètes par la méthode photométrique et sur leur étoile par astrosismologie cette mission doit déterminer dans quelle mesure notre système solaire et la Terre constituent un ensemble atypique ou si de tels ensembles sont répandus dans l'Univers. La charge utile de PLATO est composée 34 ensembles optiques qui lui permettront d'observer pratiquement la moitié de la voute céleste sur la durée de la mission qui durera au minimum 6 ans. PLATO doit être lancé en 2024 et placé autour du point de Lagrange L2. C'est une mission du programme scientifique Cosmic Vision. Le télescope a été sélectionné en février 2014 pour devenir la troisième mission mi-lourde (classe M) et elle dispose à ce titre d'un budget plafonné à 450 millions €.

Contexte du projet[modifier | modifier le code]

Les observatoires spatiaux européen CoRoT (placé en orbite en 2006) et américain Kepler (2010) sont les deux premières missions ayant pour objectif la détection d'exoplanètes. Les découvertes effectuées par ces deux engins permettent d'affirmer que la présence de planètes est un phénomène banal dans l'Univers. A fin 2013 ces missions avaient permis d'identifier et de caractériser (masse et rayon) une centaine d'exoplanètes. Par ailleurs, toujours grâce à ces observatoires spatiaux ou grâce à des observations effectuées par des télescopes terrestres, environ 900 autres exoplanètes ont pu être identifiées en ne disposant toutefois que d'un seul de ces deux paramètres (masse ou rayon)[Note 1]. Ces observations ont mis en évidence des catégories de planètes sans équivalent dans le Système solaire dont l'existence est parfois difficilement explicable selon les théories de formation des systèmes planétaires en vigueur : planètes de faible densité (gazeuse) et de petite taille, planètes de forte densité (> 20 g cm3), de la taille de Saturne (Kepler 24b et 24c), planètes orbitant en quelques jours autour de leur étoile, etc... Très peu de planètes aux caractéristiques proches de la Terre ou tout au moins se trouvant dans la zone habitable de leur système ont pu être découvertes du fait des limitations techniques des deux engins spatiaux et des caractéristiques de leur mission (temps d'observation, taille de la région de l'espace observée)[1].

Historique du projet[modifier | modifier le code]

La mission PLATO est proposée en 2007 par une équipe scientifiques européens emmenée par Claude Catala de l'Observatoire de Paris en réponse au premier appel d'offres du programme scientifique Cosmic Vision de l'Agence spatiale européenne (appel à candidatures pour les missions M1 et M2). Le projet, dont l'objectif principal est l'étude systématique des systèmes planétaires proche de notre système solaire, fait partie des finalistes mais n'est pas retenu lors de la sélection finale qui se conclut en octobre 2011. PLATO est pré sélectionné pour le processus de sélection de la mission M3 qui l'oppose fin 2013 aux projets EChO, MarcoPolo-R, STE-QUEST et LOFT[2]. Le 19 février 2014 le comité du programme scientifique de l'Agence spatiale européenne sélectionne la mission PLATO pour un lancement en 2024[3] ,[4]. PLATO est le troisième observatoire spatial consacré à l'étude des exoplanètes après la réalisation franco-européenne CoRoT lancée fin 2006 et l'observatoire spatial de la NASA Kepler mis en orbite en 2009.

Objectifs[modifier | modifier le code]

L'objectif de PLATO est d'identifier et caractériser les systèmes planétaires en particulier ceux ayant des caractéristiques proches du système solaire comportant des planètes situées dans la zone habitable. Le satellite européen doit déterminer si notre système solaire constitue une exception ou si sa configuration est répandue dans l'univers. PLATO mesurera les caractéristiques principales des planètes détectées en fournissant leur rayon avec une précision de 2 % et leur masse avec une précision de 10 % ainsi que celles de leur étoile en déterminant son âge avec une précision de 10 %. Le satellite doit permettre de caractériser plusieurs milliers de planètes dont une grande proportion de planètes rocheuses de type Terre ou super Terre[5].

Méthodes de détection[modifier | modifier le code]

Détection d'une planète par photométrie

Comme CoRoT, PLATO utilisera deux techniques pour caractériser les systèmes planétaires[6] :

  • La photométrie à ultra-haute précision qui détecte le passage (transit) d'une planète devant son Soleil en mesurant la diminution de luminosité de l'étoile. Cette méthode permet d'une part de détecter des planètes même lorsque leur taille est relativement réduite permet et d'autre part de mesurer leur diamètre. Une planète comme la Terre lorsqu'elle passe devant le Soleil entraine une diminution de 1/20000 de la luminosité pour un observateur situé à l'extérieur du système solaire. Cette diminution très faible peut être détectée par les instruments de PLATO.
  • L'astrosismologie mesure les oscillations stellaires qui permettent de déterminer avec précision les caractéristiques d'une étoile : sa masse, son âge et son rayon. Ces éléments permettent en retour de déduire des informations essentielles sur les planètes qui gravitent autour de l'étoile.

Ces résultats seront complétés par la méthode des vitesses radiales mise en œuvre par des observatoires à Terre qui permettront de déterminer la masse des planètes les plus massives détectées par PLATO .

Les planètes en orbite autour d'étoiles suffisamment brillantes (magnitude apparente comprise entre 4 et 11) seront choisies comme sujet d'étude par les télescopes terrestres ou spatiaux de la prochaine génération qui auront la capacité de mesurer les caractéristiques de leur atmosphère : JWST, E-ELT, ...

Architecture de la mission[modifier | modifier le code]

Compte tenu des objectifs fixés à la mission plusieurs facteurs contribuent au dimensionnement de la charge utile de PLATO :

  • Pour pouvoir détecter par la méthode photométrique la présence d'une planète de la taille de la Terre passant devant une étoile du type du Soleil à la distance de 1 Unité Astronomique (la distance de la Terre au Soleil), il faut que le rapport signal sur bruit soit inférieur à 8x10-5 au bout d'une heure d'observation. Pour pouvoir effectuer plusieurs mesures de ce transit sont demandées conformément aux besoins scientifiques, l'exigence en matière de bruit est abaissée à 3,4x10-5 sur une heure. Il a été calculé que ce niveau de bruit serait par ailleurs suffisant pour mesurer les modes de vibration des étoiles du type du Soleil[7].
  • La durée de transit d'une planète devant son étoile est au minimum de deux heures pour les catégories de planète au cœur des observations de PLATO : cette durée minimale correspond au cas d'une géante gazeuse orbitant autour d'un d'une étoile de faible masse. Dans le cas d'une planète située dans la zone habitable, la durée de transit atteint 5 heures lorsque l'étoile est de type M et 15 heures pour une étoile de type F. Compte tenu de ce seuil de deux heures, il suffit d'effectuer une prise d'image après avoir accumulé 10 à 15 minutes d'observation pour pouvoir détecter tous les types de transit. Lorsque le rapport signal sur bruit le permet (étoile brillante), on mesurera le temps mis par une planète pour se superposer complètement à son étoile ou au contraire en émerger. Ceci nécessite une fréquence de prise d'images de 50 secondes[8].
  • La probabilité de détecter le transit d'une planète située dans la zone habitable d'une étoile du type du Soleil est estimée à 0,1 %. La mission s'est donc fixée comme objectif d'observer de manière continue durant deux à trois ans (pour assister à au moins deux transits si la périodicité de l'orbite est de 1 an) au moins 20 000 étoiles naines ou sous géantes d'une magnitude apparente comprise entre 8 et 11. Ce nombre d'étoiles devrait permettre de détecter au moins 20 planètes situées dans la zone habitable. Sur la même durée plus de 1000 étoiles naines ou sous géantes d'une magnitude apparente inférieure à 8 seront observées dans l'espoir de détecter quelques planètes dans la zone habitable. Ces étoiles très lumineuses (mais beaucoup moins fréquentes) permettent en effet des mesures complémentaires depuis des observatoires au sol. Enfin 3 000 étoiles naines ou sous géantes d'une magnitude inférieure à 8 seront observées sur une durée d'au moins deux mois pour détecter des planètes à période orbitale courte[9].

Caractéristiques techniques[modifier | modifier le code]

Trois architectures ont été étudiées pour l'observatoire spatial dont la masse devrait être d'environ 2 tonnes dont 1,2 tonne pour la charge utile. Elles avaient toutes en commun de rassembler plusieurs télescopes (entre 12 et 54) observant tous le même champ. Chaque télescope a son propre plan focal comportant plusieurs CCD de 5 à 18 mégapixels selon le scénario[10].

Dans l'architecture retenue en juillet 2010, l'observatoire spatial comporte 32 petites lunettes astronomiques avec des optiques de 120 mm d'ouverture comportant chacune 6 lentilles. Les télescopes forment 4 groupes de 8 : chaque groupe couvre un champ de 37°. La ligne de visée de chaque groupe diverge de 9,2° des groupes adjacents, permettant de couvrir un champ global de 50° (∼ 2250 deg²). Chaque télescope dispose au niveau de son plan focal de 4 CCD de 4510x4510 pixels travaillant en « plein cadre ». Par ailleurs deux télescopes supplémentaires, dit rapides, utilisent des CCD en mode « transfert de trame ». Les télescopes sont montés sur un banc optique incliné de 30°. Un pare-soleil couvert de panneaux solaires entoure sur 180° le côté de l'ensemble optique qui sera tourné vers le Soleil. Les observations devraient générer un volume quotidien de données de 106 gigaoctets après compression et en tenant compte d'une marge de 20 %[11].

Description de la mission[modifier | modifier le code]

PLATO doit être placé par un lanceur Soyouz-Fregat sur une orbite à large amplitude (500 000 x 400 000 km) autour du point de Lagrange L2. Sur cette orbite qui nécessite peu d'énergie pour être maintenue, l'observatoire spatial peut effectuer des observations continues pratiquement sans interruption tout en bénéficiant d'un environnement stable d'un point de vue thermique (d'où une déformation réduite de la structure des instruments donc une bonne précision du pointage). En étant éloigné de la Terre, la partie non observable de la voute céleste (direction du Soleil de la Terre et de la Lune) est réduite. La sonde pivote de 90° tous les 3 mois pour maintenir le pare-soleil tourné vers le Soleil[12].

La mission comprend deux phases :

  • Durant la première phase, PLATO doit observer de manière continue successivement deux régions de l'espace durant deux ans (donc quatre ans en tout). Les régions de l'espace retenues sont choisies parce qu'elles contiennent une forte densité d'étoiles naines froides c'est-à-dire de la catégorie à laquelle se rattache notre Soleil. La durée d'observation permet d'observer au moins à deux reprises le transit des planètes ayant une période orbitale similaire à celle de la Terre (365 jours).
  • Durant la deuxième phase, dite "step-and-stare" c'est-à-dire déplacement-observation, PLATO doit observer successivement plusieurs régions de l'espace à chaque fois sur une période de quelques mois.

Au bout du compte 20 000 degrés carrés soit près de 50 % de la voûte céleste doivent être observés dont 4 300 degrés² durant une période de deux ans[6],[12].

Notes et références[modifier | modifier le code]

Notes[modifier | modifier le code]

  1. Fin 2013, plusieurs milliers d'exoplanètes potentielles détectées par l'observatoire Kepler sont en attente de confirmation par des mesures effectuées depuis la Terre.

Références[modifier | modifier le code]

Bibliographie[modifier | modifier le code]

  • (en) ESA, PLATO Revealing habitable worlds around solar-like stars - Assessment Study Report,‎ décembre 2013, 1-107 p. (lire en ligne)
    Rapport d'étude d'évaluation (livre jaune) du projet PLATO (décembre 2013).
  • (en) ESA, PLATO Definition Study Report (Red Book),‎ juillet 2011, 1-121 p. (lire en ligne)
    Rapport d'évaluation finale du projet PLATO produit à l'issue de la phase A (juillet 2011).

Annexes[modifier | modifier le code]

Voir aussi[modifier | modifier le code]

Liens externes[modifier | modifier le code]