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CHEOPS

CHEOPS (Characterising Exoplanets Satellite) est un télescope spatial de petite taille développé conjointement par l'université de Berne et l’ESA. CHEOPS a pour objectif de mesurer la taille et, dans la mesure du possible, les caractéristiques de l'atmosphère d’exoplanètes déjà identifiées orbitant autour d'étoiles lumineuses (magnitude apparente comprise entre 6 et 12) situées au voisinage du Système solaire.
L'engin spatial, d'une masse de 273 kilogrammes, utilisera la méthode du transit à l'aide d'un télescope de 32 centimètres d’ouverture, qui permet une résolution spatiale d'une seconde d’arc et une précision de mesure de la luminosité de 15 ppm après cinq heures d'intégration. CHEOPS effectuera ses observations depuis une orbite héliosynchone. La mission est placée en orbite le 18 décembre 2019. La durée de la mission primaire est de 3,5 ans. Prolongée de 2 années suplémentaires.

Une orbite héliosynchrone désigne une orbite terrestre quasi polaire légèrement rétrograde dont on choisit l’altitude et l’inclinaison de sorte que l'angle entre le plan orbital et la direction du Soleil demeure quasiment constant. La rotation du plan orbital nécessaire est obtenue sans manœuvre en exploitant la précession produite par le bourrelet équatorial de la Terre. Un satellite placé sur une telle orbite passe au-dessus d'un point de la surface terrestre donné à la même heure solaire locale. Ce type d'orbite est choisi pour les satellites effectuant des observations photographiques car l'éclairement solaire des lieux observés est pratiquement constant d'un cliché à l'autre (hors incidence des saisons) ce qui permet de détecter les changements intervenus entre deux survols.

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La méthode du transit

En 1999 la méthode du transit permet pour la première fois de confirmer la présence d'une exoplanète (HD 209458 b alias Osiris). Dans cette méthode la planète est détectée lorsqu'elle passe devant son étoile, car la luminosité de celle-ci est alors légèrement réduite. Pour détecter une planète avec cette méthode il faut que la droite reliant l'observateur avec l'étoile soit parallèle au plan orbital de l'exoplanète et que l'observation se fasse au moment précis où la planète passe devant l'étoile. Cette méthode fournit le rayon approché de la planète. Les contraintes de cette méthode ne permettent de détecter qu'une faible fraction des exoplanètes. Pour compenser ces limitations il faut donc observer simultanément un très grand nombre d'étoiles.
CoRoT, un télescope spatial franco-européen utilisant cette méthode de détection, est lancé en 2007 et découvre une trentaine d'exoplanètes, mais c'est surtout le télescope spatial Kepler de la NASA lancé en 2009 qui découvre 4 700 candidats dont 2 300 sont confirmées par des observations ultérieures. Toutefois ces planètes tournent le plus souvent autour d'étoiles très lointaines, ce qui rend très difficile les observations terrestres ultérieures pour l'évaluation de leur masse par la méthode des vitesses radiales.
Le télescope spatial TESS de la NASA, lancé en 2018, utilise une stratégie d'observation différente. Au lieu d'observer comme Kepler une petite portion du ciel sur une très longue période, il étend ses observations au ciel entier en se concentrant sur les étoiles les plus brillantes. Au bout d'un an TESS a détecté une trentaine d'exoplanètes. Mais chaque portion de ciel n'est observée que durant 27 jours, ce qui ne permet au plus qu'une à deux détections pour une planète dont la période orbitale est de plus de 10 jours. Or le nombre d'observations joue sur la précision de la détermination du rayon de l'exoplanète.

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https://youtu.be/dgyg8wmkLTw

Au secours de CoRoT

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https://youtu.be/kiCyniW6L08

La fin de la mission du télescope Kepler

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https://youtu.be/p2edjZlvX4o

Tess, le chasseur d'exoplanètes qui surveille 200.000 étoiles

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CHEOPS n'a pas pour objectif de découvrir de nouvelles exoplanètes, mais de recueillir des données plus détaillées sur des exoplanètes déjà identifiées par des observatoires terrestres.

La mission de CHEOPS vient combler les limitations de TESS en concentrant ses observations sur des exoplanètes déjà identifiées orbitant autour d'étoiles brillantes. Sa précision photométrique de l'ordre de grandeur de celle de Kepler lui permet de déterminer avec une très grande précision le rayon de l'exoplanète. Ceux-ci utilisent des méthodes de détection (vitesse radiale) qui ne fournissent pas les dimensions de la planète, une donnée essentielle pour déterminer la densité et donc la structure de la planète.

Le satellite CHEOPS doit mettre en œuvre la méthode du transit planétaire pour obtenir cette donnée grâce à une photométrie à très haute précision. La qualité des observations effectuées par l'instrument de CHEOPS doit permettre de mesurer le transit de planètes dont le diamètre est compris entre celui de la Terre et six fois cette valeur, dans la mesure où elles orbitent autour d'étoiles suffisamment brillantes et proches du Système solaire. CHEOPS doit observer d'une part des petites exoplanètes détectées par des campagnes de détection utilisant l'effet Doppler d'autre part des planètes de la taille de Neptune détectées par des observatoires terrestres.

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Les objectifs détaillés sont :
rechercher des transits se traduisant par une baisse de l'intensité lumineuse peu marquée avec un ratio signal sur bruit au minimum de 5 pour des planètes de la taille de la Terre orbitant autour d'étoiles naines de type G5 dont la magnitude apparente est inférieure à 9. Les observations porteront sur des planètes ayant une période orbitale de 50 jours maximum. Le niveau du rapport signal/bruit doit permettre de détecter la présence ou l'absence d'une atmosphère significative pour les planètes dont la taille est comprise entre celle de la Terre et celle de Neptune. Les plus petites de ces planètes constituent une cible parfaitement adaptée à une étude spectroscopique ultérieure qui pourrait fournir le détail de la composition de l'atmosphère ;
fournir une mesure précise du rayon de planètes de type Neptune chaud orbitant autour d'étoiles ayant une magnitude apparente inférieur à 12 et rechercher des planètes de masse inférieures co-alignées. Les planètes de type Neptune chaud observées orbitent autour d'étoiles naines de type K (en fin de séquence) et M (en début de séquence). Lorsque le rapport signal sur bruit de ces planètes est supérieur à 50, le rayon de ces objets célestes devrait pouvoir être mesuré avec une précision supérieure à 10%. Cette précision combinée aux mesures de la masse effectuées par les instruments terrestres devrait fournir, compte tenu de la taille de l'échantillon (plusieurs douzaines de planètes de ce type avec un rayon compris entre 1,5 et 6 rayons terrestres), des indications nouvelles sur la structure physique des Neptunes chauds ;
mesurer la modulation de phase produite par les différences de contribution de la face éclairée de planètes de type Jupiter chaud. Les données recueillies fourniront des informations sur la manière dont l'énergie est transportée dans l'atmosphère de ces planètes.

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Schéma de gauche : La méthode des transits planétaires repose sur la mesure de la baisse de l’intensité lumineuse d'une étoile lorsqu'une planète s'interpose entre celle-ci et l'observateur. Cette éclipse partielle dure généralement plusieurs heures.�Schéma de droite : Exemple de mise en œuvre durant la mission K2 (Kepler) pour une étoile similaire au Soleil de magnitude apparente 11 : les points correspondent aux mesures effectuées le trait rouge à la courbe de l'intensité lumineuse déduite. La baisse est très marquée pour une planète de la taille de Jupiter (1 %) mais difficilement discernable du bruuit pour une planète de la taille de la Terre (0,01 %). L'irrégularité des valeurs retournées par l'instrument sont dues aux différentes sources de bruit affectant la mesure : vibrations, légères modifications du pointage, erreurs instrumentales, lumières parasites, etc.

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