Le (en français : ), plus connu par son acronyme TESS, est un petit télescope spatial consacré à la recherche d'exoplanètes lancé le . TESS a pour principal objectif de recenser de manière systématique les exoplanètes proches et de détecter plusieurs dizaines de planètes telluriques gravitant dans la zone habitable d'étoiles à la fois brillantes et proches.
Pour y parvenir, le télescope spatial, qui utilise la méthode de détection des transits, observe pratiquement tout le ciel en consacrant à chaque secteur de la voûte céleste. TESS observe des étoiles en moyenne 30 à plus brillantes que celles étudiées par le télescope spatial Kepler, facilitant ainsi la détection de planètes de petite taille malgré le recours à des détecteurs beaucoup moins performants que ceux de Kepler. Les observations de TESS portent en particulier sur des naines jaunes (étoiles de type spectral G, dont fait partie le Soleil) et orange (type K). Du fait de la durée des observations, les planètes détectées doivent avoir en moyenne une période orbitale d'une dizaine de jours. Les planètes détectées par TESS doivent être ensuite étudiées plus en détail par des instruments plus puissants comme le télescope spatial infrarouge James Webb.
TESS est un engin spatial de petite taille () qui emporte quatre caméras grand angle. Il circule sur une orbite terrestre haute de , en résonance de moyen mouvement 2:1 avec la Lune et qui atteint un apogée situé au-delà de l'orbite lunaire, choisie parce qu'elle permet de remplir les objectifs de la mission tout en restant dans l'enveloppe de coût du projet. Celui-ci est sélectionné par la NASA en dans le cadre du programme Explorer de la NASA, dédié aux missions scientifiques à coût réduit ( de dollars américains), et est développé par le . La mission primaire doit durer deux ans.
Contexte
Depuis le début des années 1990, les observatoires astronomiques terrestres mais surtout spatiaux permettent de détecter généralement de manière indirecte la présence de planètes tournant autour d'étoiles autres que le Soleil.
Méthode du transit planétaire
La principale méthode utilisée pour identifier les exoplanètes est celle du transit : la planète est détectée et certaines de ses caractéristiques sont estimées (masse, diamètre) en mesurant l'affaiblissement de la luminosité de l'étoile lorsque la planète s'interpose entre le télescope et celle-ci. Pour que cette détection puisse avoir lieu plusieurs conditions doivent être réunies. Compte tenu de la faiblesse de la variation du signal lumineux, celle-ci peut correspondre à d'autres phénomènes : variation naturelle de la luminosité de l'étoile, compagnon stellaire jusque là non découvert... Pour s'assurer que le signal n'a pas une autre origine, la règle est de mesurer au moins trois transits (passages de la planète devant son étoile) successifs : le deuxième transit permet d'effectuer une hypothèse sur la période orbitale et le troisième valide cette caractéristique tout en confirmant l'origine planétaire de la baisse partielle du signal lumineux (des fausses détections peuvent malgré tout se produire malgré ces vérifications et une observation complémentaire est généralement effectuée avec un observatoire terrestre). Le succès de la détection dépend du temps d'observation consacré à l'étoile et de la période orbitale de la planète autour de son étoile : le transit n'a lieu qu'une fois par orbite et il peut donc nécessiter plusieurs années d'observation : par exemple pour détecter la Terre depuis une autre étoile, il faut observer de manière continue au minimum trois ans le Soleil. La durée de l'observation continue du Soleil doit être de six ans pour confirmer l'existence de Mars. La variation de l'intensité lumineuse, mesurée en comptant le nombre de photons en provenance de l'étoile, est très faible : de l'ordre d'une centaine de parties par million pour une planète de la taille de la Terre tournant autour d'une étoile du type du Soleil. La détection repose sur la capacité des détecteurs à mesurer l'intensité lumineuse avec une grande précision. La détection est d'autant plus facile que l'étoile a une luminosité importante (magnitude apparente) : les étoiles lumineuses c'est-à-dire soit proches soit plus lointaines mais très lumineuses permettent des détections plus faciles. La variation relative du signe lumineux dépend directement du rapport entre la taille de la planète et celle de son étoile. Une planète tournant autour d'une étoile naine est beaucoup plus facilement détectable que si elle tourne autour d'une géante rouge. Pour que le transit puisse être observé il faut que l'orientation du plan orbital de l'exoplanète soit parallèle à l'axe de visée depuis la Terre. Statistiquement environ 5 % des planètes sont dans ce cas (ce qui implique que si un recensement systématique aboutit à la découverte de , sont en réalité théoriquement observables depuis les autres régions de l'espace.
+ La méthode des transits planétairesvignette|centrevignette|centre 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 est due aux différentes sources de bruit affectant la mesure : vibrations, légères modifications du pointage, erreurs instrumentales, lumières parasites
Limites de la stratégie de détection de Kepler
Le télescope spatial Kepler de la NASA, l'instrument le plus performant dans le domaine de la recherche d'exoplanètes, découvre entre 2009 et 2014 plusieurs milliers de planètes par la méthode du transit en observant de manière permanente une faible portion du ciel (0,29 %). L'avantage de cette stratégie est qu'elle permet d'observer les mêmes étoiles durant plus de trois ans et donc peut détecter des planètes ayant une période orbitale allant jusqu'à un an (similaire à celle de la Terre). Son inconvénient est que les étoiles observées dans cette région limitée de l'espace sont souvent éloignées et ont en moyenne une faible luminosité. Cette caractéristique rend beaucoup plus difficile les observations ultérieures des planètes découvertes les plus petites (en particulier de type terrestre) par des instruments basés sur Terre ou par des télescopes spatiaux non spécialisés comme Hubble ou James Webb. Or l'étude d'exoplanètes de type terrestre présente un grand intérêt pour les planétologues qui tentent de comprendre les mécanismes de formation des systèmes solaires. Kepler permet de déterminer qu'au moins un sixième des étoiles abritent des planètes de type terrestre et qu'un cinquième des étoiles disposent dans la zone habitable c'est-à-dire sont à une distance du Soleil permettant la présence d'eau à l'état liquide à leur surface (une des conditions probables d'apparition de la vie).
La mission de TESS adopte une démarche opposée à celle de Kepler. Elle est conçue pour une observation des étoiles de l'ensemble de la voûte céleste en se consacrant aux étoiles les plus brillantes (30 à plus lumineuses que celles observées par Kepler) donc à même de révéler des planètes terrestres. Toutefois l'observation de l'ensemble du ciel limite les découvertes aux planètes dont la période orbitale est en moyenne que de quelques semaines...
+Comparaison des caractéristiques de TESS avec celles de Kepler Caractéristique Kepler TESS Programme Discovery Explorer Coût environ Masse Sensibilité photométrique () () Taille image complète Temps de pose 6 secondes 2 secondes Résultats Vignettes autour d'étoiles pré-sélectionnées toutes les 30 minutes Vignettes autour d'étoiles pré-sélectionnées toutes les 2 minutesImage complète toutes les 30 minutes Durée de la mission primaire 3,5 ans 2 ans Région de l'espace observée 0,25 % du cieljusqu'à ~90 % du cieldistance < 200 al Durée de l'observation d'une étoile 4 ans De 27 jours (63 % du ciel) à 356 jours (1,7 %) Période orbitale des exoplanètes Jusqu'à 1 an De l'ordre de 10 jours Étoiles observées Tous types, toutes magnitudes G et K, magnitude ≤ 12 Exoplanètes découvertesmission primaire () > . de tous types autour d'étoiles souvent lointaines (prévision) dont environ 500 de type Terre ou super-Terre autour d'étoiles relativement proches.
Historique du projet
TESS est un projet de détection spatiale des exoplanètes dont la première conception remonte à 2006. Il est financé initialement par des investisseurs privés (Google, la Fondation Kavli) ainsi que par des donateurs du Massachusetts Institute of Technology (MIT). Cette institution, réputée dans le domaine de la recherche spatiale, restructure le projet en 2008 pour le proposer à la NASA en tant que mission d'astrophysique de type SMEX (Small Explorer Mission) mission scientifique à coût modéré. TESS fait partie des trois propositions finalistes examinées, mais n'est finalement pas sélectionnée. Le MIT propose à nouveau la mission en 2010 en réponse à un appel d'offres de la NASA pour la désignation d'une mission Explorer bénéficiant d'un budget de de dollars américains au lieu des de dollars américains consacrés aux missions SMEX. TESS fait partie des cinq projets de missions scientifiques pré-sélectionnés en . Les projets qui lui sont opposés sont ICON (étude de la variabilité de l'ionosphère), FINESSE (télescope spectroscope infrarouge chargé de l'étude détaillée de déjà répertoriées), OHMIC (étude des aurores polaires) et ASTRE (étude des interactions entre l'atmosphère terrestre et les gaz ionisés de l'espace). TESS est une des deux missions finalistes et est finalement sélectionnée le pour un lancement en 2017.
Le responsable scientifique de la mission est George Ricker, un astrophysicien du MIT. Le budget alloué, encadré par les spécifications propres au programme Explorer consacré aux missions de coût modéré, est fixé à de dollars américains. Le constructeur aérospatial américain Orbital Sciences, qui a déjà construit de nombreux satellites scientifiques pour la NASA, est retenu en pour la réalisation du satellite dans le cadre d'un contrat de de dollars américains. Son intervention comprend l'intégration de la charge utile, la réalisation des tests et le contrôle de la mission en vol.. L'Institut technologique Kavli du MIT fournit les caméras, seule charge utile de TESS et est responsable de l'activité scientifique de la mission. Le centre de vol spatial Goddard, établissement de la NASA, est le gestionnaire du projet..
Stratégie d'observation thumb|upright|Région de l'espace observée par TESS (sphère rouge) comparée à celle observée par Kepler (cône jaune). TESS observe des étoiles brillantes très proches sur l'ensemble de la voute céleste, alors que Kepler observe des étoiles dans une faible portion du ciel mais avec une sensibilité qui lui permet de détecter des planètes lointaines.