LA MISSION PLATO
Le satellite PLATO
Un télescope spatial peut-il scruter des centaines de milliers d’étoiles à la fois ?
PLATO, satellite européen de l’ESA, a été conçu pour cela : observer la lumière de ces centaines de milliers d’étoiles, détecter le passage de planètes sur leur ligne de visée, détecter et analyser leurs oscillations stellaires …
2 090kg
de masse au lancement
9,1 m
de taille déployé
8,5 ans
de durée de vie (4 ans de mission nominale & 4,5 ans de mission étendue)
POURQUOI PLATO ?
La détection d’exoplanètes par la méthode des transits nécessite l’observation d’un très grand nombre d’étoiles. En effet, un transit ne peut être détecté que lorsque la ligne de visée vers l’étoile est suffisamment proche du plan orbital de la planète, ce qui ne se produit que très rarement : statistiquement une fois sur cent en moyenne pour une planète semblable à la Terre autour d’une étoile semblable au Soleil ; dans les 99 autres cas, aucun transit ne peut se produire.
Les missions ayant précédé PLATO avaient un champ de vue limité (4 deg2 pour CoRoT, 105 deg2 pour Kepler). Pour maximiser le nombre d’étoiles observées, elles visaient des étoiles lointaines, donc faibles. Ces étoiles, en général trop faibles, n’étaient observables que très difficilement du sol ou avec d’autres instruments spatiaux. Il était très problématique de confirmer les transits-candidats par des mesures en vitesse radiale qui auraient aussi permis de mesurer la masse des exoplanètes. De plus, la caractérisation des étoiles par astérosismologie et par spectroscopie (détermination de leurs masse, rayon, âge, température effective) était très difficile. Il apparut donc nécessaire de concevoir des missions permettant l’observation d’un très grand nombre d’étoiles brillantes.
La mission TESS de la NASA, lancée en 2018, a commencé à répondre à cette exigence en offrant une couverture complète des étoiles brillantes dans tout le ciel. Mais les observations de TESS s’appuient sur un processus de balayage progressif de la sphère céleste, qui permet une durée totale d’observation de 27 jours seulement pour la plupart des étoiles observées. TESS ne peut donc détecter que des planètes de courte période orbitale, et ne fournit pas non plus en général la précision nécessaire pour caractériser les étoiles par sismologie. Une nouvelle mission, fournissant des observations en continu et suffisamment longues (plusieurs années) d’étoiles PROCHES et BRILLANTES était donc nécessaire. C’est l’objectif de Plato.
UN CHAMP DE VUE GIGANTESQUE
Le défi de PLATO est de fournir des données photométriques d’ultra-haute précision pour des centaines de milliers d’étoiles brillantes, typiquement 4 à 5 magnitudes plus brillantes que les cibles de la mission Kepler. Ces étoiles sont assez brillantes pour pouvoir les caractériser précisément, y compris par la technique de l’astérosismologie. Pour cela il faut que le champ de l’instrument soit extrêmement vaste, beaucoup plus étendu que ceux de CoRoT et Kepler.
Le champ de vue d’un instrument optique est inversement proportionnel à sa focale. Plus la focale est courte, plus vaste est le champ de vue. Mais le rapport de la focale au diamètre d’un instrument, appelé « rapport d’ouverture », reste toujours supérieur à une certaine limite, si bien qu’on ne peut pas diminuer indéfiniment la focale d’un instrument sans devoir en diminuer le diamètre. Or, le diamètre de l’optique utilisée doit être maximisé afin de collecter le plus de lumière possible et fournir des observations de la plus grande précision possible.
Pour résoudre ce dilemme, PLATO utilise des caméras de petit diamètre (12cm) afin de bénéficier du très grand champ offert par leur courte focale, et en grand nombre (24), afin de pouvoir combiner entre elles les images de toutes ces caméras et aboutir ainsi à l’équivalent d’un instrument de grande taille (environ 60cm). Le champ total couvert par PLATO est de 2132 deg2, soit plus de 20 fois plus grand que celui de Kepler.
Zone rouge : champ cible de Kepler. Grandes zones : taille du champ PLATO. Une combinaison de pointages de courte durée (orange) et de longue durée (bleu) permet de couvrir une très grande partie du ciel. Il convient de noter que les emplacements définitifs des champs de longue durée et des champs « step-and-stare » seront déterminés deux ans avant le lancement et ne sont indiqués ici qu’à titre indicatif.
LA CHARGE UTILE
La charge utile (appelé PLM pour PayLoad Module) est composée de:
- Banc optique (OBA – Optical Bench Assembly) fourni par des industriels sous contrat ESA : OHB (Allemagne), Thales Alenia Space (France et Italie), et RUAG (Suisse).
- La charge utile (Payload) est composée des 26 caméras et leurs électroniques associées, fournies par le Consortium Plato.
Parmi ces 26 caméras, 24 caméras dites normales, sont utilisées pour les observations scientifiques avec une cadence d’une image toute les 25s.
Il y a aussi 2 caméras fonctionnant à une cadence 10 fois plus élevée (une image toutes les 2,5s), appelées “caméras rapides”, qui sont utilisées d’une part pour le pointage du satellite et d’autre part pour l’observation ultra-précise des étoiles les plus brillantes qui saturent les caméras normales. Ces 2 caméras rapide utilisent des filtres séparant la partie bleue de la partie rouge de la lumière visible des étoiles, permettant de mieux comprendre les phénomènes physiques à l’origine des variations de flux lumineux.
LA PARTICULARITÉ DE PLATO: LES CAMÉRAS
Les caméras de PLATO sont de taille modeste, avec un diamètre de 12 cm. Cette petite taille leur confère une courte focale, donc un grand champ de vue, d’environ 1037 deg2 chacune. Les 24 caméras normales sont divisées en 4 groupes de 6 caméras, chacun des groupes pointant une direction légèrement décalée par rapport aux 3 autres, afin d’augmenter encore le champ total de PLATO, jusqu’à atteindre 2132 deg2. Ce dispositif, séparant le champ en 4 régions observées par 6, 12, 18 ou 24 caméras simultanément, permet d’optimiser à la fois l’étendue du champ couvert et la surface collectrice totale observant chaque cible.
COMMENT CHOISIR LES ÉTOILES OBSERVÉES PAR PLATO ?
Les étoiles sont catégorisés selon leur magnitude apparente, qui définit la perception que nous avons de la luminosité d’une étoile depuis la Terre. La comparaison de la magnitude apparente et la magnitude absolue (représente la luminosité qui serait observée si la mesure était faite à une distance de 10 parsecs de l’étoile) nous donne une idée de la distance qui nous sépare d’une étoile.
La magnitude apparente, notée m, dépend de 3 facteurs :
- la luminosité intrinsèque de l’étoile
- la distance qui nous sépare de l’étoile
- l’extinction
Plus la valeur de la magnitude est faible, plus l’étoile est brillante. La magnitude peut même être négative, comme dans le cas du Soleil qui a une magnitude de -26,7.
La mission PLATO observe des étoiles naines de la séquence principale (classe de luminosité V) de type spectral K7 à F5, et des étoiles sous-géantes (classe de luminosité IV) de même types spectraux et de
de magnitude visuelle mV ≤ 13
Devinez quelques magnitudes apparentes d’étoiles proches de nous
Le Soleil
-26,7
Sirius
-1,5
Véga
0,003
Étoile polaire
2,1
Proxima du Centaure
11,0
LE PLATO INPUT CATALOGUE (PIC)
Il est nécessaire de définir précisément les champs de PLATO suffisamment en amont, et construire le catalogue des centaines de milliers d’étoiles qui y seront observées. Le PIC (PLATO Input Catalogue) est le résultat de cette préparation. Ce travail s’appuie sur toutes les connaissances que nous pouvons rassembler sur ces étoiles, dont la plupart proviennent des résultats de la mission Gaia de l’ESA. Chaque étoile incluse dans le PIC est répertoriée par ses coordonnées, ses autres paramètres astronomiques (distance, mouvement propre, extinction), et ses paramètres physiques (rayon, masse, température effective), ainsi que par une description de son environnement (étoiles de fond angulairement proches).
Chaque champ devant être observé par PLATO est entièrement défini et toutes ses étoiles observables cataloguées au moins 9 mois avant le début des observations. Il est prévu des phases longues d’observation d’au moins 2 ans sur chaque champ (LOP pour Long-duration Observation Phase) et des phases plus courtes de un à quelques mois (SOP pour Short-duration Observation Phase).
LE MODULE DE SERVICE
Le module de service, appelé SVM, est la structure supportant les différents sous-systèmes du satellite.
Il comprend les éléments de : la structure, panneaux solaires, batteries, systèmes de communication, de gestion des données, avionique, moteurs et réservoirs, bouclier solaire, couvertures thermiques, radiateurs, etc… ainsi qu’un système de contrôle d’attitude et de pointage satellite permettant de positionner, d’orienter et de stabiliser le satellite. Il intègre également les boîtiers électroniques nécessaires au fonctionnement et à la gestion des instruments.
Le 11 juin 2025, les ingénieurs de OHB en Allemagne ont assemblé les deux principales parties de la mission Plato.
Ils ont utilisé une grue spéciale pour soulever la charge utile, qui abrite les 26 caméras ultra-sensibles, et l’aligner soigneusement au dessus du module de service. Ce dernier contient tous les autres éléments nécessaires au fonctionnement du satellite une fois dans l’espace. Notamment, les sous systèmes d’alimentation, de propulsion et de communication avec la Terre.
Dans les semaines suivantes, le satellite a subi une série de tests pour s’assurer que ses caméras et ses systèmes de données fonctionnent toujours parfaitement. Il a été transporté vers le centre technique de l’ESA à l’Estec au Pays Bas, où les ingénieurs ont terminé l’assemblage en l’équipant d’un module combinant bouclier et panneau solaire.
Assemblage de la charge utile et du module de service. Test des connexions électroniques © OHB System AG
LE SATELLITE PLATO
PLATO est un télescope spatial stabilisé sur trois axes, d’une masse totale de 2 090 kg incluant les consommables, avec des dimensions compactes de 3,4 × 3,3 × 3,8 mètres en configuration de lancement. Cette configuration permet l’intégration d’une charge utile de 26 caméras tout en maintenant une protection optimale contre l’exposition solaire directe.
TRANSMISSION DES DONNÉES
Équipé d’antennes bi-bande X/K avec un débit pouvant atteindre 72 Mbps, le satellite transmet quotidiennement 435 gigabits de données scientifiques vers la Terre. Pour réduire le volume élevé de données produites à bord pendant l’opération, chaque étoile cible assignée se verra attribuer une fenêtre CCD autour d’elle, à partir de laquelle toutes les valeurs des pixels seront collectées, formant une petite image appelée « imagette ». La taille de cette fenêtre est typiquement de 636 pixels (939 pixels pour les caméras rapides), suffisamment grande pour contenir l’image complète de l’étoile cible.
Ces imagettes sont soit envoyées comme données brutes vers le sol, soit traitées à bord pour obtenir les centroïdes et les courbes de lumière, afin de réduire encore le volume des données télémétriques. Les imagettes brutes sont traitées au sol afin de mesurer pour chaque étoile les variations de luminosité apparente et de position sur le CCD, ainsi que pour déterminer la PSF (Point Spread Function : fonction d’étalement instrumentale, c’est à dire l’image d’une source ponctuelle sur le détecteur) des différentes positions du détecteur, une étape nécessaire pour vérifier la qualité des données photométriques et de centroïdage. À des fins de calibration et pour définir les positions des imagettes après de nouveaux pointages, des images en pleine trame sont également transmises vers le sol.
POUR EN SAVOIR +
Consortium Plato
Payload module
Dossier CNES
Satellite et instruments PLATO
Actualités ESA