PLATO (acronyme de ) est un observatoire spatial développé par l'Agence spatiale européenne dont l'un des principaux objectifs est la découverte et la caractérisation d'exoplanètes de type terrestre autour d'étoiles proches et de magnitude apparente comprise entre 4 et 16. En collectant des données sur ces planètes par la méthode photométrique et sur leur étoile par astérosismologie, cette mission doit déterminer dans quelle mesure notre Système solaire et la Terre constituent un ensemble atypique ou si de tels ensembles sont répandus dans l'Univers. La charge utile de PLATO est composée de optiques qui lui permettront d'observer pratiquement la moitié de la voûte céleste au cours de la mission primaire, qui doit durer au minimum .
La mission PLATO, qui a été sélectionnée en , doit être lancée vers janvier 2027 et placée autour du . C'est la troisième mission moyenne (classe M) du programme et elle dispose d'un budget plafonné à d'euros.
L'observatoire spatial est construit par un groupe d'industriels emmenés par la société allemande OHB, comprenant également les filiales française et anglaise de Thales Alenia Space et la société suisse RUAG. Le consortium PMC () regroupant des scientifiques de est chargé de fournir la charge utile, le centre de traitement et le centre assurant la préparation et la gestion des missions.
Contexte du projet
Les observatoires spatiaux européen CoRoT (placé en orbite en 2006) et américain Kepler (2010) sont les deux premières missions ayant pour objectif la détection d'exoplanètes. Les découvertes effectuées par ces deux engins permettent d'affirmer que la présence de planètes est un phénomène banal dans l'Univers. À la fin 2013, ces missions permettent d'identifier et de caractériser (masse et rayon) une centaine d'exoplanètes. Par ailleurs, toujours grâce à ces observatoires spatiaux ou grâce à des observations effectuées par des télescopes terrestres, environ exoplanètes sont identifiées, en ne disposant toutefois que d'un seul de ces deux paramètres (masse ou rayon)Fin 2013, plusieurs milliers d'exoplanètes potentielles détectées par l'observatoire Kepler sont en attente de confirmation par des mesures effectuées depuis la Terre.. Ces observations mettent en évidence des catégories de planètes sans équivalent dans le Système solaire, dont l'existence est parfois difficilement explicable selon les théories de formation des systèmes planétaires en vigueur : planètes de faible densité (gazeuses) et de petite taille, planètes de forte densité (> ), de la taille de Saturne (Kepler 24b et 24c), planètes orbitant en quelques jours autour de leur étoile, etc. Très peu de planètes aux caractéristiques proches de la Terre, ou tout au moins se trouvant dans la zone habitable de leur système, sont découvertes du fait des limitations techniques des deux engins spatiaux et des caractéristiques de leur mission (temps d'observation, taille de la région de l'espace observée)..
Historique du projet
La mission PLATO est proposée en 2007 par une équipe scientifiques européens emmenée par Claude Catala de l'Observatoire de Paris en réponse au premier appel d'offres du programme scientifique de l'Agence spatiale européenne (appel à candidatures pour les missions M1 et M2). Le projet, dont l'objectif principal est l'étude systématique des systèmes planétaires proche de notre Système solaire, fait partie des finalistes mais n'est pas retenu lors de la sélection finale qui se conclut en . PLATO est pré-sélectionné pour le processus de sélection de la mission M3 qui l'oppose fin 2013 aux projets EChO, MarcoPolo-R, STE-QUEST et LOFT . Le , le comité du programme scientifique de l'Agence spatiale européenne sélectionne la mission PLATO pour un lancement en 2024Rémy Decourt, L’Esa choisit Plato pour la chasse aux exoplanètes, Futura-Sciences, 20 février 2014. Consulté le 20 février 2014. ESA selects planet-hunting PLATO mission, ESA, 19 février 2014, Consulté le 20 février 2014.. PLATO doit être le quatrième observatoire spatial consacré à l'étude des exoplanètes après la réalisation franco-européenne CoRoT lancée fin 2006, l'observatoire spatial de la NASA Kepler mis en orbite en 2009 et le petit télescope de la NASA TESS.
Le projet entre dans sa phase de développement en . En , à l'issue d'une phase de sélection, les industriels chargés de la construction de l'observatoire spatial sont choisis.. Les premiers détecteurs CCD sont fournis par la société britannique Teledyne e2v en .. Un modèle thermique et structurel d'une des caméras qui seront embarquées sur PLATO passe début 2021 avec succès une série de tests d'une durée de dans une chambre à vide..
En janvier 2025 le lanceur européen Ariane 62 est sélectionné pour la mise en orbite de Plato..
Objectifs
L'objectif de PLATO est d'identifier et caractériser les systèmes planétaires en particulier ceux ayant des caractéristiques proches du Système solaire comportant des planètes situées dans la zone habitable. Le satellite européen doit déterminer si le Système solaire constitue une exception ou si sa configuration est répandue dans l'Univers. PLATO mesure les caractéristiques principales des planètes détectées en fournissant leur rayon avec une précision de 2 % et leur masse avec une précision de 10 % ainsi que celles de leur étoile en déterminant son âge avec une précision de 10 %. Le satellite doit permettre de caractériser plusieurs milliers de planètes dont une grande proportion de planètes rocheuses de type Terre ou super-Terre.
Méthodes de détection
thumb|Détection d'une planète par photométrie.
Comme CoRoT, PLATO utilise deux techniques pour caractériser les systèmes planétaires : la photométrie à ultra-haute précision qui détecte le passage (transit) d'une planète devant son Soleil en mesurant la diminution de luminosité de l'étoile. Cette méthode permet d'une part de détecter des planètes même lorsque leur taille est relativement réduite et d'autre part de mesurer leur diamètre. Une planète comme la Terre lorsqu'elle passe devant le Soleil entraîne une diminution de 1/20 000 de la luminosité pour un observateur situé à l'extérieur du Système solaire. Cette diminution très faible peut être détectée par les instruments de PLATO ; l'astérosismologie mesure les oscillations stellaires qui permettent de déterminer avec précision les caractéristiques d'une étoile : sa masse, son âge et son rayon. Ces éléments permettent en retour de déduire des informations essentielles sur les planètes qui gravitent autour de l'étoile.
Ces résultats sont complétés par la méthode des vitesses radiales mise en œuvre par des observatoires sur Terre qui permettent de déterminer la masse des planètes les plus massives détectées par PLATO.
Les planètes en orbite autour d'étoiles suffisamment brillantes (magnitude apparente comprise entre 4 et 11) sont choisies comme sujet d'étude par les télescopes terrestres ou spatiaux de la prochaine génération qui ont la capacité de mesurer les caractéristiques de leur atmosphère : James-Webb, Télescope géant européen...
Architecture de la mission
Compte tenu des objectifs fixés à la mission, plusieurs facteurs contribuent au dimensionnement de la charge utile de PLATO.
Pour pouvoir détecter par la méthode photométrique la présence d'une planète de la taille de la Terre passant devant une étoile du type du Soleil à la distance de 1 unité astronomique (la distance de la Terre au Soleil), il faut que le rapport signal sur bruit soit inférieur à au bout d'une heure d'observation. Pour pouvoir effectuer plusieurs mesures de ce transit sont demandées conformément aux besoins scientifiques, l'exigence en matière de bruit est abaissée à sur une heure. Il est calculé que ce niveau de bruit sera par ailleurs suffisant pour mesurer l'astérosismologie des étoiles du type du Soleil.. La durée de transit d'une planète devant son étoile est au minimum de deux heures pour les catégories de planète au cœur des observations de PLATO : cette durée minimale correspond au cas d'une géante gazeuse orbitant autour d'une étoile de faible masse. Dans le cas d'une planète située dans la zone habitable, la durée de transit atteint 5 heures lorsque l'étoile est de type M (naine rouge) et pour une étoile de (étoile jaune-blanc). Compte-tenu de ce seuil de deux heures, il suffit d'effectuer une prise d'image après avoir accumulé 10 à d'observation pour pouvoir détecter tous les types de transit. Lorsque le rapport signal sur bruit le permet (étoile brillante), on mesurera le temps mis par une planète pour se superposer complètement à son étoile ou au contraire en émerger. Ceci nécessite une fréquence de prise d'images de 50 secondes.. La probabilité de détecter le transit d'une planète située dans la zone habitable d'une étoile du type du Soleil est estimée à 0,1 %. La mission se fixe comme objectif d'observer de manière continue durant deux à trois ans (pour assister à au moins deux transits si la périodicité de l'orbite est de 1 an) au moins naines ou sous géantes d'une magnitude apparente comprise entre 8 et 11. Ce nombre d'étoiles doit permettre de détecter au moins 20 planètes situées dans la zone habitable. Sur la même durée plus de naines ou sous géantes d'une magnitude apparente inférieure à 8 sont observées dans l'espoir de détecter quelques planètes dans la zone habitable. Ces étoiles très lumineuses (mais beaucoup moins fréquentes) permettent en effet des mesures complémentaires depuis des observatoires au sol. Enfin naines ou sous géantes d'une magnitude inférieure à 8 sont observées sur une durée d'au moins deux mois pour détecter des planètes à période orbitale courte..
Caractéristiques techniques vignette|Maquette de l'observatoire spatial PLATO.
Scénarios étudiés Trois architectures ont été étudiées pour l'observatoire spatial dont la masse est de dont pour la charge utile. Elles avaient toutes en commun de rassembler plusieurs télescopes (entre 12 et 54) observant tous le même champ. Chaque télescope a son propre plan focal comportant plusieurs capteurs CCD de 5 à 18 mégapixels selon le scénario..
Dans l'architecture retenue en octobre 2018, les dimensions du télescope spatial sont de 3,5 m (axe X) × 3,6 m (axe Y) × 3,7 m (axe Z). En comptant ses panneaux solaires, son envergure atteint neuf mètres. Un pare-soleil couvert de panneaux solaires entoure sur 180° le côté de l'ensemble optique qui est tourné vers le Soleil.
L'engin spatial comprend le module de charge utile, qui regroupe les caméras découplées du reste de la sonde spatiale par des joints flexibles, et le module de service, où sont rassemblés les équipements permettant de faire fonctionner l'engin :
Module de charge utile L'observatoire spatial comporte 26 lunettes astronomiques avec des optiques de d'ouverture comportant chacune six lentilles. Les télescopes forment quatre groupes de six : chaque groupe couvre un champ de 37°. La ligne de visée de chaque groupe diverge de 9,2° des groupes adjacents, permettant de couvrir un champ global de 50° (). Chaque télescope dispose au niveau de son plan focal de quatre dispositifs à transfert de charges de travaillant en « plein cadre ». Par ailleurs, deux télescopes supplémentaires, dit rapides, utilisent des capteurs CCD en mode « transfert de trame ». Les télescopes sont montés sur un banc d'optique incliné de 30°.
La structure du module de charge utile est presque entièrement réalisée en fibre de carbone, qui permet d’accroître la rigidité et de réduire les déformations. Ce module comprend un radiateur en aluminium sur lequel sont fixés tous les équipements électroniques de la charge utile.
Les observations doivent générer un volume quotidien de données de après compression et en tenant compte d'une marge de 20 %..
Module de service Le module de service comporte une structure centrale cylindrique pratiquement entièrement en fibre de carbone et des panneaux verticaux rayonnant depuis ce tube qui regroupe :