vignette|Logo de la mission.
CHEOPS (acronyme de , c'est-à-dire Satellite de caractérisation des exoplanètes) est un télescope spatial de petite taille développé conjointement par l'université de Berne et l'Agence spatiale européenne (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.
Pour préciser les caractéristiques des exoplanètes, l'engin spatial, d'une masse de , utilisera la méthode du transit à l'aide d'un télescope de d'ouverture, qui permet une résolution spatiale d'une seconde d'arc et une précision de mesure de la luminosité de après cinq heures d'intégration. CHEOPS effectuera ses observations depuis une orbite héliosynchrone. La mission est placée en orbite le , par le lanceur Soyouz Fregat décollant de la base de Kourou. La durée de la mission primaire est de .
CHEOPS est la première mission de classe S du programme scientifique Cosmic Vision de l'ESA. Les missions de cette classe, caractérisées par un temps de développement court () et un coût réduit ( d'euros financées par l'ESA, auxquels s'ajoutent millions fournis par le consortium de pays développant le télescope proprement dit), viennent compléter les missions plus complexes des classes M et L.
Contexte Première détection d'exoplanète L'existence de planètes autour d'autres étoiles (les exoplanètes) fait l'objet de spéculations jusqu'au début des années 1990. En effet leur détection se heurte à la taille réduite de ces planètes situées à des distances considérables et à leur faible luminosité par rapport à celle de l'étoile qui les héberge.. La première détection d'une exoplanète est obtenue en 1995 par les astronomes suisses Michel Mayor et Didier Queloz de l’Observatoire de Genève (Prix Nobel de Physique 2019) en utilisant la méthode des vitesses radiales qui consiste à mesurer les variations de vitesse de l'étoile hôte. Cette méthode s'appuie sur le fait que si la taille relative de la planète (par rapport à l'étoile) est suffisamment importante, la présence de la planète se traduit par un déplacement significatif de l'étoile autour du centre de gravité de l'ensemble étoile-planète qui produit une variation de sa vitesse mesurable dans la direction de la ligne de visée Terre-étoile. Cette variation engendre un effet Doppler détectable par l'analyse du spectre lumineux de l'étoile qui présente un décalage des raies spectrales (spectroscopie). Cette méthode permet de déterminer de manière approchée la masse de la planète.
+Comparaison des observatoires spatiaux (passés, actuels et futurs) étudiant les exoplanètes Télescope Organisation Date lancement Statut Durée de la mission Caractéristique optique Portion du ciel observée Durée observation continue Objectif principal Type étoile Type planète RésultatsCoRoT ESA/CNES Mission achevée 7 ans 100 ppm 6 mois Détection d'exoplanètes Jupiter chaudsPériode orbitale ≤ 60 jours 32 exoplanètes confirmées Kepler NASA Mission achevée 9 ans 29 ppm(étoile magnitude 12 avec 6,5 heures intégration) 150 000 étoiles pré-sélectionnées115 deg² 4 ans Recensement statistique des exoplanètes > 2 500 exoplanètes confirmées TESS NASA Mission en cours 2 ans (mission primaire) 200 000 étoiles pré-sélectionnéesCiel complet De 10 jours à 2 ans Détecter et mesurer la masse de superterresRecensement systématique des planètes > 2,5 rayons de la Terre Étoiles brillantes situées à moins de 200 parsecs Superterres avec période orbitale ≤ 10 jours > 30 exoplanètes confirmées (nov 2019)CHEOPS ESA Mission en cours 3,5 ans (mission primaire) 300 étoiles présélectionnées observées une à une Caractéristiques détaillées d'exoplanètes déjà recensées Diamètre de 1 à 6 fois celui de la Terre Nancy-Grace-Roman NASA 2025 Développement en cours 5 ans (mission primaire) Méthodes lentille gravitationnelle faible, imagerie directe, transit Bulbe galactique Recensement des exoplanètes À partir de la taille de Marspériodicité orbitale > quelques dizaines de jours Plusieurs dizaines de milliers de planètes dont plusieurs centaines vagabondes PLATO ESA 2026 Développement en cours 6 ans (mission primaire) ∼ deg² Caractéristiques détaillées de plusieurs milliers exoplanètes Planètes terrestres et superterres ARIEL ESA 2028 Développement en cours 4 ans (mission primaire) 1 000 exoplanètes connues proches de notre Soleil Analyse de l'atmosphère des exoplanètes Planètes de type Neptune et superterres
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 candidats dont 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..
Objectifs La mission CHEOPS joue un rôle complémentaire par rapport à des missions plus coûteuses chargées de découvrir de nouvelles exoplanètes, telles que Kepler pour la NASA et CoRoT pour l'ESA, ainsi que PLATO (projet ESA en cours de développement). Le nombre total d'exoplanètes découvertes par les différentes missions dépasse en 2022.. Elles présentent une très grande diversité avec des caractéristiques souvent sans équivalent dans le Système solaire. Ces systèmes de planètes sont généralement plus compacts avec des planètes tournant à faible distance de leur étoile. Les planètes d'une taille comprise entre celle de la Terre et celle de Neptune dominent. 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. 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 ont été détectées par des observations terrestres par des instruments (NGTS ou HAT-S) installés sur des observatoires situés dans l'hémisphère sud. Ils 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.
+La méthode des transits planétaires300px500px 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 bruit 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.
Historique du projet Première mission de la classe S du programme Cosmic Vision de l'Agence spatiale européenne