LA MISSION PLATO
Pourquoi chercher des exoplanètes ?
Et si notre système solaire n’était qu’un parmi tant d’autres ? En recherchant des exoplanétes et les caractérisant, PLATO explore les mondes lointains pour mieux comprendre comment se forment et évoluent les planètes et leurs étoiles…
Pourra-t-on un jour répondre à la question : “Sommes nous seuls dans l’univers ?”
1995
Première découverte d’exoplanètes
+ 6 000
Exoplanètes confirmées
Des milliards
d’exoplanètes à découvrir
Qu’est ce qu’une exoplanète ?
Le mot « exoplanète » vient de deux termes grecs : « exo », qui signifie « en dehors », et « planète », qui désigne un astre errant.
Ce nom reflète bien leur nature : les exoplanètes sont des planètes situées hors de notre Système solaire, en orbite autour d’autres étoiles que le Soleil.
1995 : 51 Pegasi b, la première découverte !
C’est en 1995, depuis l’Observatoire de Haute-Provence, que les scientifiques suisses Michel Mayor et Didier Queloz découvrent la première exoplanète : 51 Pegasi b, en utilisant la méthode des vitesses radiales.
Depuis cette date, on a recensé des milliers d’exoplanètes, notamment grâce aux télescopes spatiaux comme CoRoT, Kepler, Cheops, TESS, et bientôt PLATO, qui en découvrira des milliers d’autres et surtout qui permettra de mesurer précisément leurs caractéristiques (masse, rayon, âge) et ainsi de comprendre leur formation et leur évolution.
Fin 2024, on comptait déjà plus de 6 000 exoplanètes, et on estime qu’on en connaîtra plus de 100 000 dans 10 ans !
CONNAISSEZ-VOUS LES MÉTHODES UTILISÉES POUR DÉTECTER LES EXOPLANÈTES ?
LA MÉTHODE DU TRANSIT
On observe la baisse de luminosité de l’étoile quand l’exoplanète passe sur la ligne de visée entre l’étoile et l’observateur. Elle permet de connaître l’orbite et la taille de l’exoplanète. Les satellites européens CoRot et CHEOPS, ainsi que les missions américaines Kepler et TESS utilisent cette méthode. C’est aussi la méthode principale utilisée par PLATO.
LA MÉTHODE DES VITESSES RADIALES
C’est avec cette méthode que la première découverte a été faite.
Les lois de la gravitation conduisent l’étoile et son exoplanète à tourner autour de leur centre de masse, qui se trouve très près de l’étoile, parfois même à l’intérieur de celle-ci. Ceci provoque une petite variation périodique de la vitesse de l’étoile par rapport à l’observateur (vitesse radiale), que l’on peut mesurer en spectroscopie grâce à l’effet Doppler-Fizeau, et en déduire la masse de l’exoplanète ainsi que la période de son orbite. Ces mesures sont effectuées depuis le sol pour les exoplanètes découvertes par PLATO par la méthode des transits.
L’ASTROMÉTRIE
Lorsqu’une planète gravite autour d’une étoile, c’est en réalité le système étoile-planète qui tourne autour de son centre de masse, ce qui provoque un petit mouvement périodique de l’étoile qui peut être mesuré en déterminant très précisément sa position sur le plan du ciel. On peut alors mesurer la période de l’orbite de l’exoplanète et obtenir des informations sur sa masse.
L’OBSERVATION DIRECTE
Cette méthode consiste à obtenir l’image d’une exoplanète. Le principal problème de cette méthode est que la lumière venant d’une exoplanète est toujours très faible par rapport à celle de son étoile-hôte, qui est des millions, voire des milliards de fois plus brillante. C’est comme essayer de repérer une luciole à environ 1 mètre d’un grand phare côtier, depuis une distance de plusieurs milliers de kilomètres.
Pour remédier à ce problème on peut utiliser la technique dite de “coronographie”, ainsi qu’effectuer les observations dans le domaine de l’infrarouge où le contraste entre la planète et son étoile est moins défavorable.
LA MÉTHODE DES MICROLENTILLES GRAVITATIONNELLES
Cette méthode nécessite un alignement parfait entre l’observateur et deux étoiles : une étoile lointaine et une étoile proche qui agira en tant que lentille gravitationnelle. Elle dévie les rayons lumineux de l’étoile lointaine et les fait converger vers l’observateur comme le ferait une lentille, par un effet de relativité générale. La présence d’une exoplanète autour de l’étoile proche qui joue le rôle de lentille provoque un pic secondaire dans la courbe de lumière, dû à l’effet supplémentaire de lentille gravitationnelle par la planète
Une multitude d’exoplanètes, toutes uniques
Après des années d’études des planètes de notre système solaire, les astronomes ont réparti les planètes en 2 types fondamentaux :
LES PLANÈTES GAZEUSES
Elles sont plus volumineuse et plus massives que les planètes telluriques, et donc plus facile à détecter Leur masse varie de dix fois celle de la Terre à plus de 50 masses terrestres. Ces géantes sont de 2 types : les Joviennes et les Neptuniennes.
LES PLANÈTES TELLURIQUES
Les planètes tellurique, aussi dites “rocheuses”, sont de plus petite taille et donc difficile à détecter. Parmi les milliers d’exoplanètes découvertes jusqu’en 2025, quelques deux cents d’entre elles appartiennent à cette catégorie.
Mais depuis la première découverte d’une exoplanètes en 1995, les astronomes en ont identifié plus de 6 000 jusqu’en 2025, et ils ont constaté une bien plus grande diversités de tailles, de masses et d’orbites que ce que nous offre notre système solaire.
Quelques catégories d’exoplanètes découvertes :
Chaque nouvelle découverte révèle des mondes inattendus, confirmant que notre Système solaire n’est qu’un exemple parmi tant d’autres dans l’Univers. La recherche d’exoplanètes n’en est encore qu’à ses débuts, et la majorité de celles déjà détectées restent à mieux comprendre.
Comment sont définies les “planètes habitables” ?
Une planète habitable doit d’abord se situer dans la zone habitable de son étoile. Celle-ci est définie au sens astronomique comme la zone autour de l’étoile où l’eau peut exister à l’état liquide, et où donc règnent des conditions telles qu’une planète peut être potentiellement habitable :
- Trop prés de l’étoile, la température est trop élevée et l’eau n’est potentiellement présente qu’à l’état gazeux.
- Trop loin de l’étoile, il fait trop froid et l’eau n’est potentiellement présente qu’à l’état de glace.
La zone habitable est déterminée par la distance à l’étoile et par la température de surface de l’étoile. On considère que les planètes situées dans la zone habitable, et donc pouvant potentiellement contenir de l’eau liquide, sont des sites favorables au développement de la vie.
Il existe cependant d’autres critères d’habitabilité, par exemple la présence d’une surface solide, comme sur les planètes telluriques, ou bien d’océans. Les planètes géantes gazeuses quant à elles, même si elles offrent des environnements peut-être moins propices au développement de la vie, peuvent posséder des satellites habitables.
Leur habitabilité est aussi déterminer par la présence et l’analyse de leur atmosphère. Ce sera l’objectif de la mission Ariel (départ prévu pour 2029) pour analyser les atmosphères des exoplanètes recensés.
La recherche d’exoplanètes, une longue histoire…
À travers des missions emblématiques telles que CoRoT (en partenariat avec le CNES), Kepler (en collaboration avec la NASA), et CHEOPS, l’ESA a affiné notre capacité à détecter et caractériser des exoplanètes. Ces missions ont révélé des milliers de planètes orbitant autour d’autres étoiles.
Fun fact : certaines exoplanètes orbitent même autour de deux étoiles, comme Kepler-16b !
Le premier satellite de recherche d’exoplanète fut Corot (COnvection, ROtation et Transits planétaires), une mission menée par le CNES en collaboration avec d’autres agences dont l’ESA. Lancé le 27 décembre 2006, Corot a observé plus de 160 000 étoiles, autour desquelles 600 candidates exoplanètes ont été détectées, dont 33 définitivement confirmées.
En 2009, c’est la mission de la NASA, Kepler, qui est lancée. Elle a observé 150 000 étoiles de façon continue à la recherche d’exoplanètes éventuelles ayant des périodes orbitales jusqu’à une année ou plus. Elle détecte 4 700 candidats, dont plus de 2 300 ont été confirmés comme exoplanètes. Elle découvre aussi une douzaine d’exoplanètes avec des caractéristiques semblables à la Terre en termes de diamètre et d’orbite, dans la zone d’habitabilité de leur étoile.
Le satellite TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite) est une mission de la NASA lancée le 18 avril 2018 ayant pour objectif de détecter et de cataloguer les exoplanètes autour de 500 000 étoiles brillantes.
CHEOPS (CHaracterising ExOPlanets Satellite) est une mission de l’ESA lancée en 2019 pour la caractérisation d’exoplanètes. Elle mesure la taille d’exoplanètes déjà identifiées et dont la masse est connue afin de déterminer leur densité.
La mission PLATO (ESA), détecte et caractérise un grand nombre d’exoplanètes de toutes tailles et sur toutes sortes d’orbites, jusqu’à des planètes de la taille de la Terre ou plus petites, et jusqu’à des périodes orbitales de une ou plusieurs années. Plato étudie aussi de grands échantillons d’étoiles dont la masse, le rayon et l’âge peuvent être mesurés précisément par sismologie stellaire. Parmi ces étoiles se trouve celles autour desquelles la mission a détecté une ou plusieurs exoplanètes, dont la masse, le rayon et l’âge peuvent ainsi être déterminés. Plato produit un grand catalogue d’étoiles dont les caractéristiques sont parfaitement connues, ainsi qu’un vaste catalogue d’exoplanètes et de leurs caractéristiques.
POUR EN SAVOIR +
Dossier du CNES
Les exoplanètes
Vidéo CNES
C’est pour quand la découverte d’une exoplanète habitable ?
Podcast France culture
Une nouvelle exoplanète découverte dans la zone habitable de son étoile et à la trajectoire surprenante
Podcast CNES