CHEOPS

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)[4]. Le nombre total d'exoplanètes découvertes par les différentes missions dépasse 5 000 en 2022[5]. 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[6] :

• 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 planétaires

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.

Les données et les commandes sont collectées par la station terrienne de Torrejon de l'INTA (près de Madrid en Espagne) qui héberge également le centre de contrôle du satellite. Le centre scientifique qui définit les objectifs scientifiques de la mission, reçoit, traite, distribue et archive les données, est situé à l'Université de Genève[16].

CHEOPS est placé en orbite le 18 décembre 2019 à 8 h 54 UTC par un lanceur Soyouz-Fregat décollant de la base de lancement de Kourou. CHEOPS est la charge utile secondaire du vol : la charge utile primaire est le satellite d'observation radar italien COSMO-SkyMed de seconde génération de 2,2 tonnes. Le lanceur place également en orbite trois nano-satellites : le CubeSat 3U EyeSat développé par des étudiants français (5 kg), ANGELS un CubeSat 12U expérimental du CNES de 20 kg et OPS-SAT un satellite de l'Agence spatiale européenne destiné à tester et valider de nouvelles techniques de contrôle de satellite et des systèmes embarqués. CHEOPS est largué par le dernier étage du lanceur deux heures 24 minutes après le décollage[20] - [21] - [22].

Le 8 janvier 2020, l'instrument principal est allumé, l'obturateur étant toujours fermé. Le détecteur mesure donc sa première image noire ("dark"), c'est-à-dire une image sans source extérieure. Cette image permet l'étalonnage de l'instrument et de vérifier son bon fonctionnement[23] - [24]. L'ouverture de l'obturateur s'est déroulée avec succès le 29 janvier 2020[25].

Après quelques semaines dédiées à la vérification des divers systèmes, CHEOPS est officiellement déclaré apte à l'observation scientifique le 16 avril 2020[26]. Durant la phase de vérification de l'instrument, l'étoile HD 93396, située à 320 années-lumière, est pointée et le transit de son exoplanète KELT-11b, découverte en 2016 par l'observatoire KELT-Sud[27], est observée avec réussite[28].

CHEOPS circule sur une orbite héliosynchrone crépusculaire à une altitude d'environ 700 km et avec une inclinaison orbitale de 98,22°. Sur cette orbite, le télescope spatial pourra observer 27 % de la voûte céleste au moins 15 jours par an avec des interruptions inférieures à 20 minutes par orbite. D'autres scénarios permettant d'accroître la portion de ciel observable ont été étudiés et exclus : une orbite plus haute (1 200 km) car trop exposée au rayonnement de la ceinture de radiations, ou une orbite géostationnaire car elle ne rentre pas dans l'enveloppe budgétaire. Le télescope doit observer 300 systèmes planétaires durant sa mission primaire d'une durée de 3,5 ans[29] - [8].

Après l'ouverture de l'obturateur en janvier 2020, suivie en avril du lancement de la phase opérationnelle, l'ESA annonce le 28 septembre 2020 que CHEOPS a détecté sa première exoplanète (WASP-189 b). Cet Jupiter ultra-chaude orbite autour de HD 133112 en seulement 2,7 jours. Sa température atteint 3 200 degrés. CHEOPS est amené à observer et à détecter des centaines d'exoplanètes dans les années à venir[30] - [31].

Le 25 janvier 2021, une équipe de scientifiques annonce que le système planétaire TOI-178 est composés d'au moins 6 planètes et que 5 d'entre elles sont en résonance orbitale. Ces résonances existent dans le système solaire (lune de Jupiter). Le schéma de résonance est 18:9:6:4:3, ce qui signifie que pendant que la première planète (la deuxième depuis l'étoile) effectue 18 rotations, la deuxième en effectue 9, la troisième 6 et ainsi de suite. Conjointement avec des observatoires au sol de l'Observatoire européen austral, CHEOPS a permis de clarifier les périodes de révolution et détecter une planète dont l'existence avait été prédite par calcul. La grande particularité de ce système est que les densités des planètes ne suivent pas le schéma de résonance, ce qui n'est pas expliqué par la théorie. Dans les quelques autres systèmes planétaires avec résonance orbitale, les densités des planètes étaient décroissantes avec l'éloignement à l'étoile[32] - [33].

Le 28 juin 2021, une équipe de scientifiques indique avoir mesuré le transit, « par hasard », de la troisième planète du système proche Nu2 Lupi (en)[34] - [35]. Situé à moins de 50 années-lumière et visible à l'œil nu, ce système planétaire fait partie de la constellation du Loup[34]. En 2019, l'instrument au sol HARPS détecte, par la méthode des vitesses radiales, trois exoplanètes autour de l'étoile Nu2 Lupi[34] - [35]. Le satellite TESS montre ensuite que les deux premières exoplanètes, Nu2Lupi b et c, transitent devant l'étoile. Durant une observation du système par CHEOPS, le transit de la troisième exoplanète, Nu2 Lupi d, de manière inattendue, est observé[34]. Avec une période d'environ 108 jours, il s'agit d'un événement rare, la méthode des transits ayant tendance à favoriser des détections de planètes avec de courtes périodes[34]. L'équipe estime que la planète fait 2,5 rayons terrestres et 8,8 masses terrestres[34] - [35]. Avec sa longue période et sa relative brillance, il s'agit d'une cible idéale pour de plus amples recherches et notamment la potentielle découverte d'un anneau ou de lunes[34]. D'après les premiers résultats, Nu2Lupi b est rocheuse tandis que Nu2Lupi c et d sont gazeuses et principalement composées d'hélium, d'hydrogène et vapeur d'eau (25% de la masse, contre 0.1% pour la Terre)[34].