CHEOPS un observatoire spatial pour affiner notre connaissance des exoplanètes proches

CHEOPS ( CHaracterizing ExOPlanet Satellite) sera la première mission dédiée à la caractérisation des exoplanètes proches déjà repérées. C’est une entreprise dirigée par l’Université de Berne dans le cadre de l’ESA au travers du Swiss Space Office. La réalisation de la charge scientifique, le télescope et ses annexes, a été terminée en avril ; elle est maintenant en Espagne pour montage sur la plateforme du satellite ; le lancement doit avoir lieu début 2019 en Guyane.

Avec CHEOPS il ne s’agit pas de découvrir de nouvelles exoplanètes mais, connaissant leur masse par la méthode dite de la « vitesse radiale » de leur étoile (déplacement de l’étoile du fait de sa relation gravitationnelle avec sa ou ses planètes), de déterminer leur volume (via leur diamètre) par mesure aussi précise que possible de leur « profondeur de transit » en utilisant la méthode dite « des transits » (c’est-à-dire l’intensité d’obscuration de la lumière de l’étoile causée par leur passage devant l’étoile). Connaissant le volume et la masse d’une planète, on peut en déduire sa densité et donc dans une certaine mesure sa composition en prenant en compte sa proximité à l’étoile (donc sa température). La différenciation entre roche et atmosphère peut-être renforcée par l’observation de la « modulation » de la lumière lorsque la planète est éclairée par son étoile avant de passer derrière elle ou encore la disparition de la planète derrière l’étoile peut permettre de déduire l’émission thermique propre à la planète, donc son spectre d’émission.

CHEOPS doit étudier les planètes identifiées comprises entre un et six diamètres terrestres dans des systèmes dont l’étoile a une magnitude visuelle (« V ») allant de 6 à 12 (pour comparaison l’œil peut discerner les objets jusqu’à la magnitude 6 et l’observatoire spatial Hipparcos a établi la carte des étoiles allant jusqu’à la magnitude 11). Cela représente une population de 500 à 700 étoiles. CHEOPS est une mission « de suivi » par rapport aux planètes déjà repérées et comme les petites planètes à grande distance de leur étoile ne sont pas encore connues, on ne pourra pratiquement observer que des planètes à périodes orbitales courtes et relativement proches de notre système solaire (jusqu’à quelques centaines de parsec). CHEOPS pourrait mesurer une planète de la taille de la Terre et on en connait quelques-unes mais elles orbitent des étoiles plus petites que notre Soleil (des « naines rouges »). On attend la mission PLATO qui sera lancé en 2026 pour trouver ce type de planète orbitant des étoiles de type solaire.

Tout a commencé en 2012 lorsque l’ESA a lancé un appel d’offres pour les missions « S » (pour Small, à côté de « M » – comme « PLATO » – et « L ») dans le cadre de son programme « Cosmic Vision ». L’idée était de mener des missions peu chères (50 millions d’euros maximum, pour l’ESA) et réalisables en quatre ans maximum (l’équivalent en moins cher des missions « scouts » de la NASA). L’Université de Berne a remporté l’appel d’offre pour la première mission S avec ce concept CHEOPS, devant 25 autres projets. La charge utile, le télescope et ses annexes (qui représente 40 millions d’euros – dont 25 pour la Suisse – sur un total de 100 en prenant en compte les participations non-ESA venant du « Consortium CHEOPS réunissant 11 pays membres de l’ESA sous la direction de la Suisse) a été étudiée et réalisée par le Center of Space and Habitability (CSH) sous la direction de Christopher Broeg (chef de projet), le Professeur Willy Benz, directeur de l’Institut de Physique, étant le responsable de la mission dans son ensemble (« Principal Investigator »). La plateforme, réalisée par Airbus Defense & Space en Espagne, sur laquelle sera monté le télescope, est inspirée de celle de leur satellite SEOSAT (satellite d’observation de la Terre qui doit être lancé également en 2019). Le lancement de CHEOPS était originellement prévu à partir de Kourou en 2017 mais il a été quelque peu retardé (comme la quasi-totalité des projets spatiaux qui posent, pour leur réalisation, des problèmes complexes que l’on ne peut totalement anticiper). Finalement, CHEOPS va être lancé comme un passager secondaire avec un satellite italien d’observation de la terre sur une fusée Soyouz, très vraisemblablement durant la première moitié de 2019.

Comme tous les télescopes spatiaux, CHEOPS est une merveille technologique. Il est le résultat de tout un ensemble d’idées originales et souvent « géniales » car on doit toujours envoyer la charge utile la moins massive, la plus adaptée à l’objectif, la plus performante et la plus fiable. Sans tout mentionner on peut par exemple évoquer le positionnement du satellite porteur du télescope. Il sera en rotation autour de la Terre à 700 km d’altitude (environ deux fois l’altitude de l’ISS) sur une orbite héliosynchrone, dans un plan orthogonal à l’éclairage solaire (le plan de l’orbite suivra celui du terminateur terrestre) et tournant toujours l’objectif du télescope dans la direction opposée à la source des rayons solaires, tandis que les panneaux solaires (réalisés en Belgique) fixés sur sa coque extérieure, feront écran et fourniront l’énergie (puissance de 60 W seulement !). Le télescope lui-même est petit, doté d’un miroir (réalisé en Italie) de 32 cm dans un tube de 150 cm (ouverture 30 cm) et il fonctionne en visuel et proche infrarouge (détecteur CCD, longueurs d’ondes entre 0,4 et 1,1 microns). Un dispositif de lentilles défocalise le rayonnement et l’étale sur 765 pixels ce qui permet une analyse plus facile, en définissant un périmètre et une surface soigneusement calibrée à l’Université de Berne. De la même manière l’intensité des signaux reçus par la plaque CCD, des photons convertis en électrons, a fait l’objet d’un calibrage pour pouvoir être proprement interprétée une fois le télescope en fonction. Après le montage en Espagne, il y aura encore des tests thermiques en France, vibratoires à Zurich, acoustiques en Hollande. Pendant le fonctionnement du satellite (la mission doit durer 3,5 ans) le Science Operation Center de la mission sera localisé à l’Université de Genève. NB ce « segment sol » représente 10 millions d’euros (à l’intérieur du total des 100 déjà mentionnés) et la Suisse en prend 5 à sa charge (portant ainsi la dépense totale pour la Confédération, à 30 millions d’euros).

La profondeur des transits des planètes de taille terrestre possibles sera de l’ordre de 100 ppm et la sensibilité des CCD sera de l’ordre de 20 ppm en six heures. Pour les planètes de la taille de Saturne la profondeur des transits attendue sera évidemment beaucoup plus grande (2500 ppm), la sensibilité requise de 85 ppm en 3 heures et la luminosité de l’étoile pourra aller beaucoup plus bas (V de 9 à 12). On a donc là un éventail assez largement ouvert mais il faut noter qu’on ne recherchera pas les mêmes informations venant d’une Saturne ou d’une super-Terre (une super-Terre de la taille de Saturne serait impossible du fait de sa masse et réciproquement), cet éventail est donc bien nécessaire pour couvrir une gamme étendue de planètes proches de leur étoile. D’autant que si on recherche des super-Terres, on cherche aussi à comprendre comment « fonctionnent » les planètes plus grosses dans leur système c’est-à-dire quelle a pu être leur histoire dynamique étant donnée leur présence très près de leur étoile (sur des orbites de courte période) contrairement à ce que l’on constate dans le système solaire.

CHEOPS est une étape. En étudiant les étoiles les plus brillantes on aura des signaux beaucoup plus nets pour une population relativement importante d’étoiles proches, que ceux recueillis par Kepler. On veut aussi grâce à cette mission sélectionner les meilleurs cibles pour les caractérisations futures des exoplanètes de la catégorie concernée. Il faut bien voir en effet l’intégration de tous ces projets d’exploration. Un instrument collecte des données qui après analyse sont utilisées par les autres. Dans le cas de CHEOPS, E-ELT et JWST avec leur outils spectrométriques reprendront les cibles semblant les plus intéressantes.

Lien vers le site CHEOPS de l’Université de Berne :

http://cheops.unibe.ch/fr/

Le texte de cet article a été soumis pour contrôle au Professeur Willy Benz. Il y a apporté quelques corrections.

Image à la Une : CHEOPS dans son contexte. Crédit Airbus DS.

Image ci-dessous : CHEOPS avec ses panneaux solaires déployés (vue d’artiste), crédit Swiss Space Center, EPFL

Image ci-dessous, CHEOPS, dans sa configuration de lancement avec détails de la localisation des équipements (par rapport à l’illustration ci-dessus, les panneaux solaires sont repliés). Crédit ESA.

La mission Kepler va s’achever après avoir découvert des milliers d’exoplanètes

Tout le monde connaît la mission Kepler de la NASA qui a fait des découvertes sensationnelles d’exoplanètes, par ailleurs parfaitement médiatisées. Comme elle va s’arrêter par la force des choses en 2018 ou début 2019, après dix ans de collecte de données, il est temps de faire le point. Il est de toute façon remarquable de constater les résultats au regard des difficultés surmontées.

La mission a été lancée le 7 mars 2009 et le télescope est devenu opérationnel le 12 mai 2009. C’est la dixième des douze du programme « Discovery » dont le concept fut lancé en 1992 par l’Administrateur de la NASA Daniel S. Goldin, la dernière étant InSIGHT, lancée le 5 mai 2018 vers Mars. La motivation de la création de Discovery était de réaliser de petits projets « plus vite, mieux et moins cher » (« faster, better, cheaper »). Comme pour toutes les missions d’exploration spatiales, le « faster » s’est avéré difficile à appliquer car les ingénieurs et les scientifiques conçoivent des projets dès que les progrès de la connaissance le permettent mais ils ne peuvent ensuite que les faire entrer dans une file d’attente (financement, aménagements techniques et agenda des lancement). Pour Kepler le concept a été présenté dès 1994 sous le nom de « FRESIP » (FRequency of Earth Sized Inner planets). Il est devenu « Képler » en 1996 après plusieurs modifications pour le rendre moins cher (dont la localisation dans l’espace). Il ne fut sélectionné (l’élément « better ») qu’en 2001. A noter que c’est sans doute la découverte en 1995 de la première planète extrasolaire par les astronomes suisses Michel Mayor et Didier Queloz qui renforça l’intérêt du projet aux yeux des décideurs. Pour ce qui est du « cheaper », le budget était de 600 millions de dollars. Comme souvent on a dépassé les 450 millions unitaires théoriques du programme Discovery mais à moins de 1 milliard on reste dans des montants acceptables par rapport au cadre.

Képler a été réalisée et mise en service par le JPL de la NASA avec Ball-Aerospace pour la construction du satellite et Ames Research Center pour les installations au sol et la gestion. Sa durée primaire était de 3ans ½ (donc jusqu’en novembre 2012) ce qui était parfaitement adapté à sa méthode d’observation. Elle a connu pas mal de mésaventures techniques par la suite mais a pu continuer son travail.

L’objet étant essentiellement d’identifier des planètes habitables, il s’agissait (1) de déterminer combien de planètes, de taille équivalente ou supérieure à la Terre, se trouvent à l’intérieur ou à proximité de la zone habitable des étoiles situées dans la profondeur de la zone observée (donc de masses et de types spectraux très variés); (2) de mener cette recherche dans la zone habitable de la Galaxie (GHZ), un anneau autour de son centre, qui contient notre système solaire et dans lequel on estime que la métallicité est suffisamment forte et l’occurrence des supernovæ suffisamment faible, ceci implique que les observations se fassent dans la direction du déplacement du Soleil autour du Centre galactique ; (3) de déterminer les propriétés des étoiles qui abritent des systèmes planétaires.

La méthode d’observation utilisée est celle dite « des transits » qui se fonde sur les baisses de luminosité des étoiles du fait du passage d’une planète du système stellaire visé, entre l’étoile de ce système et nous-même (baisse de luminosité de 0,01% pour une étoile de type solaire lors du passage devant elle d’une planète de la taille de la Terre et de 1% lors du passage d’une planète de type Jupiter). La distance de la zone favorable au point de vue de la température compatible avec une eau liquide (« habitable ») est évaluée en fonction des modèles de radiation stellaire (irradiance).

principe de détection par la méthode du transit

Le champ d’observation de Képler est de 105 degrés carré soit 0,28% de la surface apparente du ciel, soit 12 degrés en diamètre (la taille du poing observé bras tendu), à l’origine (dans la première partie de la mission) perpendiculairement au plan de l’écliptique (vers le Nord) de telle sorte que le soleil ne pénètre jamais dans l’ouverture du télescope. La surface du champ est très supérieure à celui de Hubble (10 minutes d’arc, soit 1/5 de degré) et Hubble n’observe que rarement un champ stellaire en continu alors que c’est le principe même de Kepler pour appliquer la méthode des transits. Sur 500.000 étoiles dans ce champ, 150.000 ont été sélectionnées, pour être observées simultanément en permanence pendant les 3 ½ ans, avec variation de luminosité contrôlée toutes les 30 minutes. Cette « persistance » et cette « continuité » sont nécessaires pour vérifier que les fluctuations de luminosité expriment bien le passage d’une planète, pour ne pas « rater » son retour devant l’étoile et pour vérifier le rayon de son orbite en supposant que la planète est de type terrestre autour d’une étoile de type solaire et orbite dans sa zone habitable. Pour assurer le moins de perturbations possibles et lui offrir un maximum de visibilité, on a placé Képler sur l’orbite de la Terre, dans son sillage, avec une vitesse un peu inférieure (parcours de l’orbite en 372,5 jours). On avait envisagé auparavant une localisation au point de Lagrange L2 dans l’ombre de la Terre et l’observatoire aurait pu donc fonctionner sans pare-soleil mais cela aurait impliqué une consommation supérieure d’énergie (panneaux solaires inutilisables). Ce choix s’est effectivement avéré important (positivement et négativement) après la mission primaire.  La distance des étoiles étudiées se situe entre 600 années-lumière (dans cette zone du ciel moins de 1% se trouve à moins de 600 al) et 3000 al car au-delà l’observation d’une planète de la taille de la Terre n’aurait pas été possible. Képler se comporte en quelque sorte comme un phare inversé, collectant plutôt qu’émettant la lumière dans une sorte de très long pinceau. A noter que cette approche est très différente de celle de TESS (lancé le 18 avril 2018) qui recherche les planètes à moins de 300 a.l. et sur la totalité de la surface du ciel mais qui aussi peut voir des fluctuations dans la lumière d’étoiles 30 à 100 fois plus brillantes que celles vues par Képler (donc beaucoup plus d’étoiles proches de type solaire).

Orientation de Kepler pendant la mission primaire, lorsque ses trois roues de réaction fonctionnaient (crédit NASA/ Lab for Atmospheric and Space Physics, Colorado). Vous remarquerez que l’objectif est tourné vers le Nord de l’écliptique (qui est inclinée par rapport au plan galactique vers la direction de déplacement du soleil)

Techniquement le miroir primaire de Képler est de 1,4 mètre de diamètre et l’ouverture de l’objectif de 95 cm. La précision de ses caméras à capteurs utilisant des CCD était théoriquement d’une sensibilité de 20 ppm mais elle s’avéra être de 29 ppm or le signal d’une planète de type terrestre passant devant une étoile de type solaire de magnitude 12 est de 80 ppm. Cette sensibilité moins bonne que prévu nécessite davantage de transits (pour confirmer l’observation) et a fait dès le début envisager une prolongation de mission au-delà des 3½ ans prévus. Le télescope est refroidi à l’azote liquide pour limiter le « bruit thermique ». L’énergie du télescope est fournie par des panneaux solaire de 10,2 m2 délivrant une puissance de 1100 watts et l’observatoire disposait au départ de 11,7 kg d’hydrazine pour son contrôle d’attitude. Son orientation fixe était stabilisée sur 3 axes avec quatre roues de réaction (dont une de « secours »).

Tout s’est bien passé pendant la mission primaire mais l’observatoire a souffert de la panne d’une première roue de réaction en juillet 2012 et d’une deuxième en mai 2013. En août on dut conclure qu’on ne pouvait le réparer ; le pointage fin et stable d’origine n’était plus possible. En novembre 2013 une solution fut trouvée et on entra dans la phase « K2 » (« second light »). On avait constaté que les photons du Soleil pouvaient maintenir la stabilité du télescope pourvu qu’il soit parallèle / horizontal et non plus vertical par rapport au plan orbital (et en utilisant les deux roues de réaction restantes) mais, pour éviter que la lumière solaire pénètre dans l’ouverture du télescope resté pointé sur une cible fixe (toujours pour le transit !), l’orientation devait être modifiée tous les 83,5 jours. La lumière d’une même cible ne pouvait donc être recueillie aussi longtemps que pendant la période primaire.

Schéma d’explication de K2 (Kepler second light), crédit NASA Ames/W Stenzel. Vous voyez l’équilibrage de l’observatoire par les photons du soleil et le changement de position périodique sur l’orbite héliocentrique. L’observatoire est désormais couché sur son orbite.

Depuis janvier 2014 le télescope spatial fonctionne donc en mode dégradé. L’observation de 3 transits consécutifs dans ce contexte ne permet d’identifier que les planètes ayant une période orbitale très courte (moins de trente jours !) ou de confirmer des observations précédentes. En mars 2018 les responsables de la mission ont estimé que l’hydrazine utilisée par de petits propulseurs et nécessaire pour stabiliser le télescope était en voie d’épuisement. Toutefois faute d’une jauge dans les réservoirs il est difficile d’évaluer la date de fin de la mission. Celle-ci pourrait intervenir courant 2018 ou au plus tard en 2019.

Képler a cependant bien « travaillé ». En Mai 2018, il avait identifiée plus de 2619 exoplanètes (soit 2327 dans le cadre de la mission Képler et 292 dans le cadre de la mission K2) dont 30 planètes de moins de deux fois la taille de la Terre et en zone habitable, sur un total de 3726 exoplanètes identifiées par toutes les méthodes d’observation (dont 2935 identifiées par la méthode des transits). 2244 + 480 autres signaux sont à l’étude (« candidats » pour être reconnus comme émanant de planètes). Ce beau résultat doit cependant être affecté de “bémols”. La méthode des transits n’a permis pendant la période K2 que d’ajouter des planètes très proches de leur étoile, donc en ce qui concerne les planètes « habitables », que celles qui orbitent autour de naines rouges, par nature hostiles à la vie. Par ailleurs pendant les deux missions la sensibilité a exclu les forts contrastes et privilégié encore les naines rouges. Enfin la profondeur du champ n’a été vraiment favorable pour l’observation des planètes de type terrestre que pour les étoiles proches et non jusqu’au 3000 années-lumière théoriques (plus on s’éloigne, plus les différentiels de lumière sont difficiles à observer).

Képler a été un précurseur, ce premier travail doit être poursuivi par TESS, par CHEOPS et, espérons-le, par WFIRST. Il convient à cette occasion de noter l’importance de l’interaction des instruments en astronomie. Pour confirmer que l’effet d’atténuation de la luminosité de l’étoile est bien dû à une planète, l’observation est répétée en utilisant les autres moyens (télescopes) existants : imagerie (avec coronographe, pour les planètes proches du Soleil et éloignées de leur étoile) astrométrie (pour les planètes massives, Gaïa), vitesse radiale (planètes massives proches de leur étoile, HARPS, spectromètre ELODIE sur télescope Alpes de Hte Provence, utilisé par Queloz et Mayor ), lentille gravitationnelle (WFIRST). Notre époque informatisée et mondialisée, avec télécommunications ultra-rapides facilite ces coopérations qui sont accélératrices de progrès.

image à la Une: les découvertes de Kepler (points jaunes). Les autres sources sont en bleu, clair ou foncé. Crédit NASA. Vous remarquerez que les planètes Kepler ont des périodes orbitales (“années”) très courtes (>90% moins de 100 jours) ce qui est dû au biais observationnel de la méthode de transit (il faut par définition un multiple de cent jours pour confirmer une planète dont l’année dure cent jours). Les grosses planètes (taille de Jupiter) ont été observée par d’autres méthodes (surtout “vitesse radiale”).

NB: le texte a été soumis pour contrôle à Claire Saravia, responsable de la communication pour Kepler, au Goddard Space Flight Center de la NASA.