Contexte

L’humanité a déjà découvert plusieurs milliers de planètes autour d’autres étoiles que le Soleil, et leur nombre augmente pratiquement tous les jours (Exoplanet.eu).

Ces planètes montrent une grande diversité en termes d’orbites, de tailles, de masse et de types de planètes. 

Plusieurs techniques sont utilisées pour détecter ces exoplanètes : 

• La spectroscopie avec les vitesses radiales
• La photométrie avec les transits planétaires
• L’imagerie directe avec des techniques de coronographie
• Et d’autres méthodes moins usitées

C’est pour le moment la méthode des transits planétaires qui a apporté la majeure partie des découvertes d’exoplanètes. Alors que la première planète extrasolaire a été découverte par Michel Mayor et Didier Quelloz en 1995 en utilisant la méthode des vitesses radiales depuis l’observatoire de Haute Provence, la méthode des transits planétaires a été utilisée pour la première fois avec succès dès 2009 grâce à la mission spatiale CoRoT. 

PLATO combinera ces 2 méthodes de détection d’exoplanètes :  la méthode de transits planétaires sera assurée grâce au satellite PLATO lui-même ; elle sera complétée par la mesure de vitesses radiales grâce à un réseau de télescopes sol dédié.

Les objectifs scientifiques primaires de PLATO sont les suivants :

• Détection d'un grand nombre de planètes extrasolaires orbitant dans la zone habitable d'étoiles naines de la séquence principale (classe de luminosité V) de types K7 à F5, et d'étoiles sous-géantes (classe de luminosité IV) de mêmes types spectraux, magnitudes visuelle Mv < 11, et détermination de leur masse, rayon (et donc densité) de manière à évaluer leur habitabilité.
• Détection et caractérisation de centaines d’exoplanètes telluriques, glacées ou géantes gazeuses, incluant l’architecture de leurs systèmes planétaires et leur évolution dans le temps
• Détection d’atmosphère sur les planètes orbitant autour des étoiles les plus brillantes (Mv < 8.5). Ces cibles seront cataloguées et adressées à d’autres missions ou télescopes (JWST, E-ELT ou ARIEL) pour analyser leur atmosphère par spectrophotométrie. 

En plus de la mission principale, PLATO détectera également :

• Des planètes orbitant dans la zone habitable de naines rouges de la séquence principale (classe de luminosité V) de types K8 à M9 (Mv < 13).
• D’autres exoplanètes orbitant autour d’étoiles naines de la séquence principale (classe de luminosité V) de types K7 à F5, et d'étoiles sous-géantes (classe de luminosité IV) de mêmes types spectraux, moins lumineuses (magnitudes visuelle Mv < 11).

Ces objectifs, pour la mission, pourront être atteint par : 

1. La détection de planètes et détermination de leur rayon avec une précision de 3% par la méthode du transit.
2. La détermination de leur masse avec une précision supérieure à 10% à partir de la mesure des vitesses radiales effectuées par des télescopes sol. En outre, cette méthode permettra de confirmer les détections faites par la méthode des transits depuis le satellite PLATO.
3. La détermination de la masse, du rayon et de l’âge de leur étoile hôte avec une précision de 10% par astérosismologie (étude des modes de vibration des étoiles) depuis le satellite PLATO.

En plus des objectifs scientifiques, de PLATO, le télescope pourra être utilisé pour satisfaire à de nombreux autres thèmes scientifiques complémentaires (programme CS pour Complementary Science) sur la base d’un programme « invité » appelé GO (Guest Observer).  8% du temps d’utilisation sera proposé sur la base d’appels d’offres scientifiques  pour d’autres thèmes tels que par exemple :

• La découverte de systèmes planétaires autour d'étoiles binaires.
• La détection de satellites naturels (lunes) et d'anneaux autour d'exoplanètes, de comètes, de planètes gravitant autour d'étoiles jeunes ou anciennes.
• L’étude astérosismologique de géantes rouges, d'amas stellaires, d'étoiles binaires, variables et de magnétars (étoiles émettant un intense champ magnétique), etc.

Déroulé du projet

PLATO sera lancé en décembre 2026 à bord d’Ariane 62, pour une insertion en orbite directe autour du second point de Lagrange (L2) du système Soleil-Terre que le satellite atteindra au bout de 30 jours. La masse du satellite est de l’ordre de 2 100 kg.

Etant donné que la ligne de visée des télescopes et orientée vers le zénith et sachant qu'ils ne doivent pas être exposés au Soleil, la stratégie de lancement inclut une orbite basse circulaire de parking (c’est-à-dire une orbite transitoire avant son orbite finale). De plus, l'étage supérieur d'Ariane 62 permettra une rotation du satellite autour de son axe longitudinal (mode "barbecue" afin de répartir uniformément la chaleur reçue). Ceci permettra de pouvoir procéder au lancement à tout moment à l'exception de fenêtres d'exclusion de manière à éviter les éclipses de Lune et de Terre.

L'orbite sélectionnée à L2 est de type Lissajous large-amplitude (873 000 km x 611 000 km max) dont la forme et le paramètres dépendront de la date de lancement. Le maintien du satellite sur cette orbite sera assuré par des manœuvres effectuées tous les 28 jours environ commandées depuis le centre d'opération mission de l'ESA (Mission Operation Center - MOC –) basé à l'ESOC (European Space Operation Center) à Darmstadt en Allemagne.

Ce point L2 est situé à 1,5 millions de km de la Terre, sur l'axe Soleil – Terre et en opposition par rapport au Soleil. Il a été choisi car la température et le niveau de radiations y sont stables. La charge utile (télescopes) et protégée du Soleil par un bouclier recouvert coté Soleil de panneaux solaire, donc exposé en permanence au flux de rayonnement solaire. Les antennes sont en permanence pointées vers la Terre sans manœuvre particulière. Les orbites sans éclipse y sont possibles. Vu de la position du satellite, le Soleil, la Terre et la Lune sont tous localisés dans un angle solide relativement petit (c’est-à-dire dans une même direction et occupant une région restreinte du ciel, depuis le point de vue du satellite). Une très grande portion du ciel est ainsi observable en continu.

Arrivé en L2, la mission débutera par une phase de recette en vol ("commissionning") destinée à une vérification fonctionnelle et des performances du satellite et de son module charge utile (PLM) incluant sa calibration, phase qui devrait durer environ 3 mois avant d'entamer la phase opérationnelle.

Cette phase opérationnelle aura une durée nominale de 4 ans, suivie d'une possible extension à 4 ans et 3 mois (durée de vie minimale du satellite), sachant que le satellite aura à bord des consommables lui permettant d'opérer pendant 10 ans minimum.

En orbite autour de la Terre, le satellite PLATO tournera de 90° autour de son axe de pointage (LoS – Line of Sight) tous les 3 mois pour garder une bonne orientation de son bouclier solaire, protégeant le PLM et exposant les panneaux solaires vers le Soleil.

Organisation

Organisation générale

La mission PLATO est développée conjointement par l'ESA et le consortium mission PLATO (PLATO Mission Consortium, PMC). L'organisation générale est la suivante :

L’ESA a la responsabilité globale de la mission PLATO. Elle est responsable de la fourniture du satellite, du centre des opérations de la mission (Mission Operation Center, MOC, à l’ESOC), du centre des opérations scientifiques (Science Operation Center, SOC, à l’ESAC) et du lancement. Le développement du satellite est réalisé en maîtrise d’œuvre industrielle.

Le PLATO Mission Consortium (PMC) est un consortium scientifique européen financé par les agences nationales. Sa responsabilité globale (PMC Lead) est assurée par un(e) représentant du DLR (Institute of Planetary Research), qui a le titre de chercheur(se) principal (PI) de la mission. 

Dans le consortium PLATO, on compte à ce jour plus de 800 acteurs scientifiques répartis dans 89 institutions scientifiques de 28 pays, répartis au PMC, au PMC board, au PLATO Data Center (PDC), au PLATO Payload (PP) et au PLATO Science Management (PSM).

Contributions françaises

La contribution française est développée sous la responsabilité du CNES, en partenariat avec les laboratoires. Le LAM (Laboratoire d'Astrophysique de Marseille) assure la coordination de l’équipe scientifique française au sein du consortium européen.

Neuf laboratoires reçoivent un financement du CNES, à savoir : 

• IRFU : Institut de Recherche sur les lois Fondamentales de l’Univers (CEA/Saclay)
• IAP : Institut d’Astrophysique de Paris UMR (Sorbonne Université/CNRS-INSU)
• IAS : Institut d’Astrophysique Spatiale UMR (Université Paris-Sud 11 / CNRS-INSU)
• IPAG : Institut de Planétologie et d’Astrophysique de Grenoble UMR (Université Grenoble Alpes /CNRS-INSU)
• IRAP : Institut de Recherche en Astrophysique et Planétologie (Université Toulouse 3-Paul Sabatier / CNRS-INSU)
• LAM : Laboratoire d’Astrophysique de Marseille (Aix-Marseille Université/CNRS-INSU)
• LIRA (ex-LESIA) : Laboratoire d’instrumentation et de recherche en astrophysique UMR (Université Pierre & Marie Curie de Paris / Université Paris-Diderot / CNRS-INSU)
• LUPM : Laboratoire Univers et Particule de Montpellier (Université Montpellier 2/CNRS-IN2P3)
• OCA : Observatoire de la Côte d’Azur (Université Côte d’Azur/CNRS-INSU)