PLATO (PLAnetary Transits and Oscillations of stars version)
Un nouveau télescope spatial pour la recherche des systèmes planétaires

PLATO (PLAnetary Transits and Oscillations of stars) est la troisième mission de taille moyenne (M3) qui vient d’être sélectionnée par le Comité des Programmes Scientifiques (SPC) de l’ESA pour un lancement prévu autour de l’année 2024.

L’objectif principal de PLATO est de comprendre la formation et l’évolution des systèmes planétaires comme un tout (exoplanètes et étoile hôte). L’objectif est d’explorer des systèmes similaires à notre système solaire et de comprendre ainsi leur évolution vers la potentielle apparition des conditions qui permettent le développement de la vie comme nous la connaissons sur Terre. Il va donc permettre d’étudier la zone habitable des systèmes planétaires autour d’étoiles semblables à notre Soleil en caractérisant simultanément leurs planètes, l’(es) étoile(s) hôte(s), ainsi que leur architecture orbitale.

 

 

En effet, les mission actuelles comme Kepler(-2) ou prévues dans le futur proche comme CHEOPS (ESA) et TESS (NASA) permettent uniquement l’étude des planètes dans des orbites proches de l’étoile hôte, loin des conditions d’habitabilité similaires à notre système solaire (Voir Fig.2)

 

Région des exoplanetes qui seront sondée par les missions Kepler-2, CHEOPS, TESS (bleu) et PLATO (rouge) en fonction du demi grand axe et de la masse stellaire. Seul PLATO pourra caractériser des super-terres dans la bande d’habitabilité des étoiles similaires au Soleil. La zone verte correspond à la bande d’habitabilité en fonction de la masse de l’étoile hôte. (Crédit H. Rauer, DLR).

Pour cela, PLATO va étudier pendant au moins 6 années (durée nominale de la mission), 50% des étoiles brillantes du ciel jusqu'à magnitude 11, en utilisant 34 télescopes de petit taille (12 cm de diamètre dans la pupille d’entré) avec un champ de vue de 48.5 x 48.5 degrés, c’est à dire 2250 degrés carrés.

 

Exemple d’un des concepts du satellite PLATO avec les 32 télescopes placés au centre et les panneaux solaires autour. Crédit ESA.

PLATO va permettre d’étudier de l’ordre de 100,000 systèmes planétaires avec des étoiles de type solaire suffisamment brillantes pour faire de la sismologie et pouvoir obtenir de la bonne spectroscopie et spectropolarimétrie avec les télescopes au sol. A cela il faudra ajouter de l’ordre d’un million d’autres systèmes planétaires avec des étoiles de type solaire mais moins brillantes sur lesquelles les paramètres stellaires seront obtenus avec une plus grande incertitude.

PLATO transformera notre connaissance des planètes rocheuses dans la bande d’habitabilité et préparera le terrain pour la détection de la vie au delà du système solaire.

 

Exemple des champs de vue de PLATO et des possibles pointages a réaliser pendant la mission. A noter la taille des champs en comparaison avec celui de Kepler ou de CoRoT.

Statistique des Terres et Super-Terres que pourra observer PLATO en comparaison avec TESS et Kepler pour des systèmes composés par une étoile hôte de type solaire brillante caractérisée par la sismologie et avec des orbites déterminées au sol par la technique de vitesse radiale (Crédit H. Rauer, DLR).

Nombre de planètes que pourra détecter PLATO dans la bande d’habitabilité des étoiles de type solaire et des masses comprises entre celle de la Terre et celle de Neptune pour lesquelles

Les contributions du Service d'Astrophysiqe-Laboratoire AIM

Au Service d’Astrophysique du CEA Saclay et grâce a notre expérience spatiale sur des précédentes missions SoHO/GOLF, CoRoT et Kepler, nous avons des responsabilités importantes au niveau du PLATO Data Center (PDC) pour le développent des logiciels de la chaîne de traitement des données au sol, en particulièr, les outils de préparation et de validation des cibles stellaires ainsi que les programmes de simulation nécessaires à la validation des logiciels de traitement des données stellaires. Le SAp est aussi responsable de la coordination des activités scientifiques sur les études de la rotation différentielle et des dynamos dans les étoiles ainsi que des interactions étoiles-planètes et dans les systèmes stellaires multiples.

Etudes sur la rotation différentielle et de la dynamo

Les étoiles sont des objets dynamiques possédant une large gamme de processus physiques qu’il faut caractériser pour mieux en expliquer la variabilité. Ces processus sont la convection, la turbulence, l’influence de la rotation, le transport à grande échelle par la rotation différentielle et la circulation méridienne, le magnétisme et de nombreuses instabilités hydrodynamiques et magnétohydrodynamiques opérant à la frontière de leur enveloppe (coeur) convective et dans leur intérieur (enveloppe) radiatif selon si il s’agit d’étoiles de type solaire ou plus massives (M >  1. 5 Msol). Deux éléments essentiel de la variabilité stellaire ayant un impact direct sur la détectabilité des planètes orbitant autour sont l’activité magnétique et la convection. Cette variabilité prend son origine dans le caractère intrinsèquement non linéaire de l’interaction entre champ magnétique et mouvements turbulents convectifs via l’effet dynamo, c’est à dire la capacité que possède un fluide conducteur de générer et de maintenir par lui même un champ magnétique contre l’effet Joule (i.e la dissipation des courants électriques sous forme de chaleur).

Comprendre comment la dynamo et ses manifestation magnétiques en surface via des taches stellaires, des éruptions et des éjections de masse coronale et le déclenchement d’un vent de particules (dit vent stellaire) ainsi que la modification de leur spectre lumineux (dans les gammes d’énergie EUVX) varie en fonction des paramètres stellaires (masse, rotation, composition chimique) est crucial afin de mieux caractériser les étoiles et leur impact sur les planètes environnantes. Fort de notre expérience dans le traitement des données et les diagnostiques sismiques qui imposent les contraintes nécessaires à la modélisation, a la simulation numérique haute performance sur ordinateurs massivement parallèles (tel le super-ordinateur Curie au CEA-TGCC) et sur notre connaissance théorique de ces processus physiques incluent leur interaction non linéaire, le LDEE permettra de faire avancer notre compréhension des étoiles et de leur interaction avec leur planète, en facilitant ainsi la détection.

 

Vitesse convective radiale (en bleu les flots descendants) dans une étoile de type solaire. On remarque la grand complexité des flots convectifs turbulent dans ce type d’étoile (Miesch, Brun et al. 2008).

Lignes de champs magnétiques dans une simulation dans la dynamo solaire et leur extrapolation potentielle jusqu’à 2 rayons solaires. En bleues les lignes entrant dans l’étoile (Brun et al. 2013).

Vue 3-D de l’enveloppe convective et de l’intérieur radiatif d’une étoile de type solaire, où on distingue les ondes de gravité générées par l’impact continue des mouvements turbulents de l’enveloppe à la base de celle-ci. En bleus les flots descendants (Alvan, Brun, Mathis 2014).

Interactions dans les systèmes étoile-planètes et dans les étoiles multiples

Le Laboratoire Dynamique des Etoiles et de leur Environnement (LDEE) du Service d’Astrophysique du CEA/Irfu a aussi la responsabilité de l’étude des interactions étoile(s)-planète(s), étude dont les satellites CoRoT (CNES/ESA) et Kepler (NASA) ont posé les bases. Ainsi, pour comprendre la multitude de configurations observées, il est nécessaire de développer des modèles théoriques et des diagnostics observationnels de pointe qui prennent en compte simultanément les interactions magnétiques et de marées dans ces systèmes ainsi que l’évolution intrinsèque des corps (par exemple via leur structure interne ou encore la perte de masse pour les étoiles). L’action combinée ou dominante de ces interactions sur les orbites et les spins planétaires et sur le moment cinétique de(s) l’étoile(s) hôte(s) est un élément clé pour la compréhension de l’évolution dynamique des systèmes planétaires et de leur architecture, pour l’habitabilité des planètes telluriques ainsi que pour la possible habitabilité de sous-surface des corps ayant des structures semblables aux satellites de glace des planètes géantes de notre système solaire. Ainsi, la dissipation de l’énergie des déplacements de marée sous forme de chaleur conduit à l’évolution du spin et des orbites et à la modification du bilan énergétique des corps (dynamique de l’obliquité, de l’inclinaison orbitale; phénomènes de synchronisation et circularisassions ou phénomène de « spiraling » sur le corps central; chauffage de marée). Dans le cas des systèmes étoile(s)-planète(s), elles ont donc un impact direct sur la distance au corps central (et donc l’habitabilité de surface), sur l’obliquité (et donc le climat), et sur la structure interne des corps (source interne de chaleur du fait du chauffage lié à la dissipation des marées). Simultanément, il est nécessaire d’étudier l’impact du rayonnement EUVX et de l’activité magnétique des étoiles sur leur environnement planétaire qui va conditionner la potentielle habitabilité d’une planète du fait de la présence ou non d’une magnétosphère protectrice et de son interaction avec le vent stellaire et des particules énergétiques associées. De plus, l’activité magnétique de l’étoile hôte perturbe la détection d’exoplanètes soit par leur activité cyclique amenant à de fausse détection soit en introduisant des « jitters » dans les courbes de lumière. La signature observationnelle des interactions étoile-planète doit donc être modélisée de manière de plus en plus fine et intégrée pour assurer une excellente exploitation scientifique de PLATO ainsi que des projets spatiaux et sol en cours et à venir avec lesquels des synergies seront développées (e.g. Kepler, Solar Orbiter, CHEOPS, TESS et SPIRou).

 

Interaction de marée entre une étoile et un Jupiter chaud (gauche; Remus, Mathis et al. 2012) et simulation numérique 3D des interactions MHD étoile-planète (droite; Strugarek, Brun et Matt 2012).

Modélisation des étoiles doubles et systèmes multiples

Simultanément, le LDEE a la responsabilité de la modélisation des  étoiles doubles (et multiples) qui seront observées par PLATO. Ces systèmes sont d’une importance astrophysique capitale puisque de nombreuses étoiles de notre galaxie appartiennent à de tels systèmes, systèmes qui comme l’a démontré la mission Kepler, sont aussi susceptibles d’accueillir de nombreuses planètes. De plus, les étoiles doubles permettent de contraindre de manière directe grâce à leur dynamique orbitale la masse de telles étoiles tandis que les nombreuses questions relatives à leur formation, à leur évolution, à leur dynamique (rotation & magnétisme) et à leur impact sur leur environnement ouvrent des champs de recherche complètement nouveaux. Dans ce cadre, il est donc nécessaires de construire des modèles d’évolution dynamique d’ étoiles doubles qui prendront en compte simultanément les interactions gravifiques et électromagnétiques aussi étudiées dans le cas des systèmes étoile(s)-planète(s), les éventuels transferts de masse entre leurs composantes, ainsi que l’évolution de la structure et de la dynamique (rotation & magnétisme) de chacune d’entre elles. En parallèle, les diagnostiques sismiques associés, correspondants par exemple aux oscillations stellaires excitées par les marées, devront être développés. Ils permettront de fournir les contraintes nécessaires pour pouvoir répondre à la question clé: « les étoiles multiples ont elles une évolution dynamique et chimique différente des étoiles simples et quelles sont les conséquences pour leur environnement planétaire et galactique». Les nouveaux modèles et diagnostiques obtenus permettront alors d’accompagner l’exploration des systèmes stellaires multiples par PLATO tout en bénéficiant de l’expertise acquise au sein du LDEE au cours de l’exploitation scientifique de Kepler et du programme de recherche international BinaMIcS (Binarity and Magnetic Interactions in various classes of Stars), programme au sein duquel il a la responsabilité de l’ensemble des activités théoriques.

 

A gauche: champ de vitesse de marée au sein d’une étoile convective (d’après Remus, Mathis & Zahn 2012). A droite: courbe de lumière repliée à la période orbitale de l’étoile binaire KIC5006817 observée par Kepler et modèle théorique superposé (ligne rouge). Dans le panneau du bas, figure le résultat de la soustraction du modèle aux données. (d’après Beck et al. 2014).


Contacts : Rafael A. García ( ), Allan Sacha Brun (allan-sacha.brun@cea.fr), Stéphane Mathis (stephane.mathis@cea.fr)

Voir :         - le communiqué de presse CNES-CNRS-CEA (20 Février 2014)

Voir aussi : - Symphonie des étoiles : la sismologie révèle l’intérieur des astres (dossier)
                 - Bouleversement dans la compréhension des étoiles (dossier de presse "Etoiles", 21 avril 2011)
                 - Simuler le magnétisme et la dynamique non linéaire du Soleil et des étoiles (dossier)
                 - L’évolution des étoiles et leur influence sur les planètes
                 - les actualités du Laboratoire Dynamique des Etoiles et de leur Environnement

 

Maj : 23/02/2014 (3449)

 

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