La mission COROT

A la recherche des exo-planètes…
Marc OLLIVIER
Institut d’Astrophysique Spatiale d’Orsay
Un peu d’histoire… 1 : L’ère des intuitifs
• Epicure (~ -300) : Adresse à Hérodote
“Ce n’est pas seulement le nombre des atomes, c’est celui des
mondes qui est infini dans l’Univers. Il y a un nombre infini de mondes
semblables au nôtre et un nombre infini de mondes différents [...] On
doit admettre que dans tous les mondes, sans exception, il y a des
animaux, des plantes, et tous les êtres que nous observons […]”
• Giordano Bruno (1600) : L’infini, l’Univers et les mondes
• Huygens (1629-1695) :
“N’hésitons pas, nous, à admettre avec les principaux Philosophes
de notre temps, que la nature des étoiles et celle du Soleil est la même.
D’où résulte une conception du monde beaucoup plus grandiose que celle
qui correspond aux vues antérieures plus ou moins traditionnelles. Car
qu’est-ce qui empêche maintenant de penser que chacune de ces étoiles
ou Soleils a des Planètes autour d’elle et que ces planètes à leur tour
sont pourvues de Lunes ?”
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2
Un peu d’histoire : 2 : l’ère des observateurs
• 1931 : Berman : m= 45Mj
• 1960 : Van de Kamp : étoile de Barnard
• 1981 :  pictoris
• 1985 : Mc Carthy et al. : Van Biesbroeck 8 B
• 1992 : Wolszczan : PSR 1257 +12
• 1995 : Walker : rien en dessus de 3 Mj autour de 21 étoiles
• 1995 : Mayor et Queloz : 51 Pégase
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3
51 Pégase
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4
Etoile ou planète ?
Physique gouvernée principalement par la masse des objets
- Gravitation
- Processus nucléaires
10 M
13 Mjup
(0.013 M )
80 MJup
(0.08 M)
1.5-2 M
cycle p-p
Accrétion
du gaz
Planètes
Telluriques
Géantes
Masse
cycle CNO
Fusion du deutérium
Fusion de l’hydrogène
Naines brunes:
rayon  M-1/3
Etoiles :
rayon  M
Planète : impossibilité de fusionner le deutérium
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5
Comment rechercher et
étudier d’autres
planètes ?
Une nouvelle science :
l’exoplanétologie
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6
Résoudre l’équation de Drake
• Equation de Drake
Nciv il  N* . Fpl . Fhabit
Tciv il
. Fv ie . Fciv il .
T*
1011
• 2 approches
- Globale : SETI
-> N "bruyantes" = Ncivil . F "bruyante"
- Pas à pas
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7
L’approche SETI
• Conséquences immédiates si réussite
• Absence de signification de l’absence de signal
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8
Exo-planétologie : Stratégie « pas à pas »
� Recherche de planètes géantes (1995-2010) :
Vélocimétrie Doppler, Astrométrie, transits (sol)
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9
Détecter indirectement une exoplanète
GOp 
Op (mp)
G Os (ms)
ms
ms  mp
O sO p
 L’étoile tourne autour de G
Astrométrie
Mesure des vitesses radiales
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10
Astrométrie
a* mp ap
 

.
D m* D
Objet
Jup iter
Saturne
Neptune
Uranus
Terre

a*(r)
1.07
0.59
0.33
0.18
6.5 10-4
 à 5 pc (mas)
1.00
0.55
0.31
0.17
6.0 10-4
 à 10 pc (mas)
0.50
0.27
0.15
0.08
3.0 10-4
 à 15 pc (mas)
0.33
0.18
0.10
0.06
2.0 10-4
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11
Mesure des vitesses radiales
2 
mp
2 m p
Vr 
.
.sin(i).ap    . 2 / 3 .sin(i)
T ms
 T  m s
1/ 3
Effet Doppler-Fizeau
planète
•Valable pour mp<< ms
observateur
•Indétermination sur la masse (sin(i))
l’étoile
s’éloigne
l’étoile
s’approche
phase orbitale
•Plus sensible à mp élevée
•Plus sensible à T petite
•Excentricité déduite de l’écart à
l’harmonicité
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12
Mesure des vitesses radiales
Jupiter
Saturne
Uranus
Neptune
Terre
51 Peg B
mp(m)
317,83
95,15
14,54
17,23
1
130
ap(u.a)
5,2
9,54
19,18
30,06
1
0,05
a* (r)
1,07
0,59
0,18
0,33
6,5 10-4
0,004
T (jours)
4332,6
10759,2
30685,4
60189
365,25
4,23
Vr (m.s -1)
12,5
2,8
0,3
0,28
0,09
50,2
Limite actuelle (HARPS) ~ 1m.s-1
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13
Des planètes par dizaines
25/04/2007
Environ 4000 étoiles surveillées :
- naines FGKM essentiellement (3000 K < T < 7500 K)
- échantillonnage temporel variable
- plusieurs équipes avec redondance
• 212 systèmes planétaires
• 227 planètes (~215 par VR)
• 22 systèmes multiples : ex : HD 69830
b
c
d
m(m)
10.49
12.08
18.43
a(u.a)
p(j)
0.O785 8.667
0.186 31.56
0.63
197.6
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14
Distribution en masses
(Etoiles + naines brunes + planètes)
• Distribution bimodale
étoiles- planètes
Naines
Brunes
Planètes
Etoiles
Santos et al., 2002
• « Désert » des naines brunes
(20 MJup < M < 50 MJup)
 processus de formation
différents pour étoiles et
planètes
• M = 10 Mjup : limite entre
les deux processus
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15
Distribution en masse des exoplanètes
Limitée aux planètes géantes (cf. limitations de la méthode)
Distribution piquée vers les faibles masses
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Distribution en distance des exoplanètes
•Planètes à très courte distance : les « Jupiters chauds »
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Mécanismes de migrations d ’orbites
Bryden et Lin
Nelson et al., 2000
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18
Relation masse - distance
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19
Excentricité des exoplanètes
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20
Metallicité d ’une étoile
• H (X), He (Y), et les métaux (Fe ou Z) : Z : metallicité
• X+Y+Z = 1 (par définition)
• Pour le soleil, Z = 0.02
• Par commodité, on appelle aussi « métallicité »
[Fe] [H]
Metallicite  Fe/ H  log
[H] [Fe]


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

sol 
sol
21
Métallicité et exoplanètes
• Après correction des biais : métallicité plus élevée pour les étoiles à planètes
• Observation compatible avec un modèle par accrétion de planétésimaux et
formation de planètes géantes
• Conséquences sur la formation des planètes telluriques ?
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22
Nature des exoplanètes
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23
Les Planètes-Océans ?
e  100 km
eau liquide
(océan)
R / RTerre =
2.00
glace hte pression
1.63
roches (silicates)
1.24
0.69
e  20 km
1.00
0.85
métaux (Fe + Ni)
0.55
Planète-Océan
de 6 MTerre
Planète rocheuse
de 6 MTerre
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Terre
Léger et al.2004
24
Exo-planétologie : Stratégie « pas à pas »
� Recherche de planètes géantes (1995-2010) :
Vélocimétrie Doppler, Astrométrie, transits (sol)
� Recherche de planètes telluriques (2006-2013):
- Microlentillage gravitationnel
- Transits depuis l’espace (COROT, Kepler)
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25
Microlentillage gravitationnel

4G M 2Rs

2
c r
r
r

M
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26
Microlentillage gravitationnel (2)
Si la lentille est multiple …
A
u2  2
u u 4
2
avec
u  SL / E
4G M dLS 1/ 2
E   2 .

dL .ds 
 c

Nom : OGLE-05-390L b découverte en 2005 par Beaulieu et al.
Masse : 0.018 (± 0.01) MJ (5.8 M )
Distance de la planète. (proj.) : 2.6 AU
Période orbitale : 3800 jours
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27
Observation des transits
Concerne uniquement les systèmes observés
par la tranche, pour lesquels les planètes peuvent
occulter partiellement leur étoile centrale.
Venus : 8 juin 2004
Mercure : 7 mai 2003
vue par SOHO
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28
Observation des transits (2)
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29
Le cas HD209458b
Charbonneau et al., 2000
Brown et al., 2001
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30
Observation des transits : intensité de
l’extinction
-
=
 
F Fétoileav anttransit  Fétoiledurant transit Surfplanète Rp 




F
Fétoileav anttransit
Surfétoile 
R* 
2
Objet
Jupiter
Terre
F/F
~10-2
~10-4
L’intensité de l’extinction donne le diamètre de la planète
Nécessité d’une photométrie précise pour les planètes telluriques :
 Photomètre
spatial
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31
Observation des transits : durée du transit
P R*
DT  .
 a
Objet
Durée
jupiter chaud ~ 3 heures
Terre
~ 14 heures
Jupiter
~ 30 heures
 Observation en continu avec échantillonnage temporel de quelques
minutes sur la période de révolution
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32
Observation des transits : probabilité de voir le
phénomène
On suppose les orientations
équiprobables
R
proba  *
a
Objet
Probabilité
jupiter chaud ~ 10 %
Terre
~ 0.5 %
Jupiter
~ 0.1 %
Probabilité « correcte » pour les objets chauds, plus faible pour les
objets lointains
 Nécessité d’observer simultanément beaucoup d’objets
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33
COROT
Jean-Baptiste Camille
COROT
(1796-1875)
COnvection
ROtation
Transits
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34
COROT en bref
• « Petite » mission CNES (MO) + Belgique
+ Allemagne + Autriche + Espagne + Brésil
+ ESA
• 3ème mission PROTEUS (minisat)
• Double programme : astérosismologie ET
recherche de planètes extrasolaires
• Lancement 27 décembre 2006 : Soyouz
Starsem 2b depuis Baïkonour
• Orbite polaire circulaire à 896 km d’altitude
• Durée nominale : 2.5 ans
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35
Le cœur des étoiles
Très probablement différent de celui du Soleil
selon la masse, l’âge, la composition chimique….
Géante
Structure interne gouvernée
(entre autres) par le
problème du transport de
l’énergie
Soleil
Grande
masse
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36
Des vibrations “propres” globales
Des “ondes” observées en surface…
QuickTime™ et un
décompresseur GIF
sont requis pour visionner cette image.
QuickTime™ et un
décompresseur GIF
sont requis pour visionner cette image.
Amplitude grossie un million de fois !!!
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37
Des vibrations “propres” globales
… mais des “ondes” qui se propagent du centre à la surface
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38
Astérosismologie
 cen (Obs de Genève)
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39
L’instrument COROT (1)
QuickTime™ et un
décompresseur VidÈo MPEG-4
sont requis pour visionner cette image.
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40
L’instrument COROT (2)
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41
Le satellite COROT
 Alcatel Alenia Space / JL Bazile 2006
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42
La mission COROT
QuickTime™ et un
décompresseur codec YUV420
sont requis pour visionner cette image.
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43
De la photométrie au transit
Transit : F/F achromatique
≠ activité stellaire
photométrie chromatique
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44
COROT : Bi-prisme
Objectif dioptrique
Biprisme
Sismo CCD
Exo CCD
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45
Images stellaires
Images sismo blanches
images exo dispersées
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46
Photométrie chromatique
+
+
Bleu
Vert
Rouge
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47
Construction des fenêtres
1 CCD = 6000 étoiles
1 champ = 12000 étoiles
256 masques génériques/CCD
12000 courbes de lumière en 3
couleurs
1 courbe = 5 mois
1 point /512 s
25000 points / courbe
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48
Recherche des transits dans les courbes de lumière
5 rayons
terrestres
2 rayons
terrestres
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49
Problème des faux positifs
 Binaire à éclipses rasantes
 Transit d’une naine devant une
géante
 Binaire à éclipses de fond
+ Observations complémentaires
(vitesses radiales, photométrie…)
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50
Comment va COROT ?
(sismo)
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51
Comment va COROT ?
(exo)
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52
Et ensuite ?
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53
KEPLER - 2008 (NASA)
Télescope de 80 cm
3 ans sur le même champ
100000 étoiles
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54
Méthodes indirectes : résumé
Astrométrie -> planètes géantes
lointaines
Vitesses radiales -> planètes
géantes proches
Transits -> planètes géantes et
telluriques proches
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55
Exo-planétologie : Stratégie « pas à pas »
� Recherche de planètes géantes (1995-2010) :
Vélocimétrie Doppler, Astrométrie, transits (sol)
� Recherche de planètes telluriques (2006-2013):
Transits depuis l’espace (COROT, Eddington, Kepler)
 Detections indirectes
� Etude des atmosphères (2015 - 2025) :
� Etude de l’habitabilité (2025) :
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 Detections
directes
56
Première image d’un autre système planétaire
Chauvin et al. 2005
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57
Détection directe d ’une planète extrasolaire
tellurique
Problème #1 
7.10 6
5.10 9
~ 0.1 arcsec
 Problème #2
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58
Choix du domaine spectral
Visible / proche IR
IR Thermique
0.5 - 2 m
6 - 20 m
F*/Fpl = 5.109
Planet. Flux = 0.3 ph m-2 s-1
F*/Fpl = 7.106
Planet. Flux = 10 ph m-2 s-1
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59
Signatures spectrales Vis/ proche IR
Longueur d’onde (m)
2
1
0.6
0.5
Resolution
10, 20, 32, 29, 57
CH4
72, 69, 54
O2
5
O3
H2O
11, 10, 19, 17, 35, 37
16, 11, 34, 40
CO2
5000
10000
15000
20000
D ’après Des Marais et al. 2002
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60
Signatures spectrales infrarouges
20
Longueur d’onde (m)
10
6
5
NH3
SO2
CH4
N2O
NO
NO2
CO
O3
H2O
CO2
CO2
CO2
(50 mbar)
(1 bar)
Resolution
10, 20, 10, 25
3, 20, 25
6
3, 20, 20
50
30
100
17
3, 3
4
4, 16, 19
4, 16, 19, 20, 20
Selsis, ESA SP 518, 2002
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61
Un problème de résolution
Diamètre ~ 2.4 f/D
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62
Observer dans le Vis/NIR
0


0
Télescope classique + Cororagraphe à 4 quadrants
(Rouan et al.)
Pupille apodisée (Spergel)
Pupille carrée (Niesenson)
D=15m
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63
L’interféromètre de Bracewell (1978)
Etoile
D.sin
T1

Planète
D
+
Recombinaison
T2
1 arcsec
=10m, D=10m, =0.1 arcsec
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64
L ’interféromètre de Bracewell (2)
Carte de transmission chromatique -> signal
monochromatique modulé
Système disperseur -> detection multiplexée
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65
La mission Darwin/TPF
 Initiée en Europe en 1993
 Collaboration ESA/NASA ?
 Détection + spectroscopie de planètes
telluriques autour des étoiles proches vers 2025
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66
« produits » scientifiques de Darwin
« Imagerie »
Analyse spectrale
(D’après Mennesson et Mariotti 1997)
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67
Le banc de test de l’IAS
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68
Imagerie directe ?
64 x 64 -> 3200 px
Res = 10-7 arcsec -> 1800 km ; surf =20000 m2 (10 tel de  50 m)
Temps de mesure ~ 15 min - 45 min
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69
Imagerie directe (2)
1024 x 1024 ->825000 px
Res = 0.6 10-8 arcsec -> 30000 km : surf =5 000 000 m2 (2500 tel de  50 m)
Temps de mesure ~ 20 min - 1 h
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70
A suivre…
Journée X-ENS-UPS de Physique - 11 mai 2007 - M.O.
71
Recherche des transits dans les courbes de lumière
-Filtrage fréquentiel (fenêtre de Hanning)
-Corrélation avec un peigne, période et phase variables
-Détermination des paramètres optimaux
-Critères de détection en S/B
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72
Détectivité dans le Vis/procheIR
Composé
Abondance terrestre
Seuil de détection
H2O
CO2
02
CH4
N2O
03
8000 ppm
355 ppm
21 %
2 ppm
300 ppb
6 ppm
10 ppm
100 ppm
few %
5 ppm
300 ppb
1 ppm
Des Marais et al. 2002
Mais résolution spectrale minimale ~ 70 + S/N ~ 25
OBLIGATOIRES
Journée X-ENS-UPS de Physique - 11 mai 2007 - M.O.
Retour
73
Détectivité dans l ’IR thermique
Composé
Abondance terrestre
Seuil de détection
H2O
CO2
03
CH4
N2O
NO2
NH3
8000 ppm
355 ppm
6 ppm
2 ppm
300 ppb
1-0.1 ppb
0.01 ppb
ppm
ppm
ppm
10 ppm
10 ppm
100ppb
10 ppm
Selsis et al. In press
Des Marais et al. 2002
Journée X-ENS-UPS de Physique - 11 mai 2007 - M.O.
74