LESIA - Observatoire de Paris

Publication des données finales de la mission CoRoT

Sylviane Chaintreuil — 2016-10-05T16:24:56Z

L'équipe CoRoT a rendu public l'ensemble des données produites par la mission en juillet 2016. Cet événement concrétise un travail de plusieurs années, au cours duquel elle a réussi à interpréter et à filtrer les principaux artéfacts produits par l'instrument et le satellite qui contaminaient le signal astrophysique recherché.

Il s'agit entre autres de supprimer le problème particulièrement aigu des pics de signal et des discontinuités induits par le bombardement des particules cosmiques, de corriger le vieillissement de l'instrument et les biais systématiques sur les détecteurs.


Illustration des corrections sur une étoile faible (mV=15.6, 150 jours): Cliquer sur l'image pour l'agrandir

Les courbes de lumière (séries temporelles de mesure de flux stellaire) de plus de 160000 étoiles de notre galaxie sont désormais à disposition de l'ensemble de la communauté scientifique internationale via l'archive CoRoT de la mission, le Centre de Données astronomiques de Strasbourg ainsi que deux sites miroirs aux Etats-Unis et en Espagne.

Elles constituent une mine d'or pour l'étude des exoplanètes, des étoiles, de la structure de notre Galaxie et, au delà, toutes les recherches basées sur la photométrie stellaire ultra précise.

Ces données contribuent ainsi à la préparation des futures grandes missions spatiales, en particulier PLATO, le successeur européen de CoRoT.

L'ouvrage « The CoRoT Legacy Book » décrivant ces données et les méthodes utilisées, les principaux résultats à ce jour et les nouveaux projets héritiers de CoRoT a été publié en septembre 2016.


Couverture de l'ouvrage "CoRoT Legacy Book"

Dix ans après le lancement du satellite, l'équipe CoRoT s'est rassemblée une dernière fois le 30 septembre 2016 à l'Observatoire de Paris pour célébrer la mise à disposition des données finales de la mission, et la publication du CoRoT Legacy Book. Les documents présentés lors de cette journée sont consultables sur la page "CoRoT Legacy Day".

Ressources

Archive CoRoT de la mission : http://idoc-corot.ias.u-psud.fr/

Centre de Données astronomiques de Strasbourg : http://vizier.u-strasbg.fr/viz-bin/VizieR?-source=B%2Fcorot

Site miroir aux Etats-Unis : http://exoplanetarchive.ipac.caltech.edu/applications/ETSS/CoRoT_exo_index.html

Site miroir en Espagne : https://sdc.cab.inta-csic.es/corotfa/

Page "CoRoT Legacy Day"

Les observations complémentaires au sol de la mission CoRoT

2014-10-08T15:43:32Z

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Les observations complémentaires au sol sont essentielles pour caractériser au mieux les étoiles cibles observées, aussi bien pour interpréter les données sismiques que pour caractériser les planètes.

Un vaste programme sol de préparation du programme de sismologie de CoRoT a été mené depuis 1998 sous la responsabilité du LESIA. Ce programme incluait des observations de différents types de toutes les cibles potentielles de la mission : photométrie Stromgren, spectroscopie haute résolution, imagerie à haute résolution angulaire. Il a nécessité plusieurs centaines de nuits d'observations sur une douzaine de télescopes, et la participation active d'une cinquantaine de chercheurs de plus de 10 pays différents.

La plupart des données accumulées dans ce programme de préparation ont été rassemblées dans la base de données GAUDI (http://sdc.cab.inta-csic.es/gaudi). Leur analyse a conduit à la sélection des cibles du programme de sismologie, avec l'aide de l'outil CoRoTSky et à l'interprétation des données.

Ainsi, un « large programme » a été obtenu à l'ESO, gratifié de 15 nuits par semestre sur 3 semestres, sur le 3.60m équipé du spectrographe HARPS, à l'Observatoire de La Silla au Chili, avec en complément des observations spectroscopiques sur d'autres télescopes comme le 1.93m de l'OHP ou le 2.2m de Calar Alto. Le but est d'observer les variations de profils de raies dans des étoiles chaudes (delta Scuti, gamma Dors, beta Ceps, ..), afin d'aider à l'identification des modes de bas degré observés avec CoRoT, en comparant les données photométriques et spectroscopiques et de détecter et caractériser des modes de plus haut degré que ceux observés par CoRoT.

De plus, un programme systématique de recherche des champs magnétiques des étoiles brillantes de CoRoT, utilisant le spectropolarimètre Narval du TBL (Télescope Bernard Lyot) à l'Observatoire du Pic du Midi (France) a été réalisé.

Le programme de recherche d'exoplanètes demande aussi un très gros effort d'observations au sol, avec divers types de télescopes. Il a été conduit sous la responsabilité du LAM. Le CEST (Corot Exoplanet Science Team) a consacré beaucoup de temps à confirmer les candidats détectés par photométrie. En effet, les équipes CoRoT ont été les premières a montrer que des observations complémentaires au sol sont absolument nécessaires pour apporter la certitude qu'il s'agit bien d'une planète. En effet, dans une grande majorité de cas, la détection de plusieurs transits ne signifie pas la détection d'une planète mais plutôt celle d'un système binaire d'étoiles : soit que celui-ci corresponde à une occultation rasante d'une étoile par l'autre, soit que le système soit proche d'une étoile brillante et que l'effet de transit soit dilué par la lumière de cette étoile ; dans les deux cas la baisse de luminosité est assez faible pour être compatible avec celle d'une planète passant devant le disque d'une étoile. Afin d'éliminer ces cas, on observe le candidat depuis le sol par plusieurs méthodes : celle des vitesses radiales par spectroscopie et celle de la photométrie par imagerie CCD et des observations de haute résolution angulaire en Optique Adaptative.

La masse des étoiles binaires est immédiatement décelée et on peut espérer repérer dans le champ du CCD le système binaire proche de l'étoile cible responsable de l'alerte : sa baisse relative de luminosité sera plus importante que celle vue par CoRoT qui additionne toute la lumière dans le masque définissant le champ de mesure. La partie Optique adaptative était sous la responsabilité du LESIA.

Quelques découvertes de CoRoT

2014-10-03T14:58:06Z

Les découvertes de CoRoT sont nombreuses et variées. Elles concernent à la fois des résultats recherchés et attendus, mais aussi beaucoup de découvertes inattendues. On trouvera un exposé détaillé de ces résultats à jour mi 2014 dans l'article CoRoT de Wikipedia.

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Résultats en physique stellaire

Ils ont largement dépassé les objectifs initiaux par leur variété et par la diversité des domaines concernés. Les plus spectaculaires sont sans doute :

La mesure de l'extension de la zone mélangée au sein de plusieurs types d'étoiles : les étoiles de type solaire, les sous-géantes, les slowly pulsating B stars.

Une meilleure compréhension de la structure des couches superficielles des étoiles, en particulier les zones de transition dans les enveloppes. Grace à la precision des données, il a été possible de détecter dans les fréquences de plusieurs étoiles la signature de la zone d'ionisation partielle de l'hélium, et de déterminer sa profondeur acoustique.
Il a également été possible de mesurer avec précision les amplitudes des oscillations et leur temps d'amortissement.

Toutes ces grandeurs, qui dépendent de la structure des couches superficielles de l'étoile, permettent en retour de mieux comprendre le transport convectif qui est responsable de cette structure et qui reste un point faible dans les modèles actuels :

La détection des modes acoustiques et des modes mixtes dans les étoiles massives de différents types (beta cephei, étoiles Be, étoiles très chaudes de type O…) ;

L'observation précise d'un grand nombre de systèmes binaires à éclipse et la détection d'oscillations dans un certain nombre d'entre eux.


Mesure de la profondeur de la pénétration convective, grâce au rapport rr01/rr10 dans l ‘étoiles HD 42618: En haut, bleu les donnée d'observation , les cercles les prédictions résultats de deux modèles, l'un avec pénétration convective (noir) ou sans (magenta, en bas deux modèles avec des profondeurs de pénétration différentes , indiquant la sensibilité de cet indicateur à l'extension de la zone.© Barban, A and A in press

Parmi les découvertes inattendues, l'observation des étoiles très jeunes de l'amas ouvert NGC 2264 a révélé, non seulement des pulsations, mais les modulations dans la structure des disques de poussière qui les entoure. Une campagne multisatellite impliquant les missions Spitzer (en infra rouge ) et Chandra (en X), constitue une avancée considérable.


Etoiles jeunes observées simultanément pas CoRoT et Spitzer: Si dans certains cas (spot-like) les variations dans le domaine infra-rouge (Spitzer) suivent celles du domaine optique (CoRoT) ce n'est pas le cas pour les objets dominés par l'absorption de la poussière dans le disque ou plus encore dans des objets de comportement très erratique.

La détection et la mesure des oscillations de type solaire dans des milliers de géantes rouges.


Détection des oscillations de type solaire dans les géantes rouges: La détection des oscillations de type solaire dans les géantes rouges, montrant des modes quasi régulièrement espacés dans un domaine de fréquence caractéristique de la taille de l'objet (nu_max). Les spectres de Fourier sont ici classés par nu_max croissant.© De Ridder et al. Nature, 459, p.398 (2009).

La découverte d'une « calibration » possible des paramètres sismiques avec les grandeurs fondamentales telle masse, rayon et luminosité a fait de ces objets des outils extraordinaires pour l'étude de la structure galactique. En effet CoRoT les observe jusqu'à plus de 1000pc. On peut ainsi repérer les différences en terme de stade d'évolution, compléter la relation age-métallicité dans notre Galaxie et dresser une carte de la Galaxie.


Position dans la Galaxie des géantes rouges observées par CoRoT: © Miglio et al ; EPJ Web Conference, 19, 05012 (2012)

Résultats dans la recherche d'exoplanètes

Dans la recherche d'exoplanètes plus de 10 000 étoiles sont observées au cours d'une même séquence. Le nombre de transits détectés est de l'ordre de 200 à 250. Mais malheureusement la plupart de ces transits n'ont pas pour origine une planète. Les plus courants de ces « faux » transits proviennent d'étoiles binaires. Après confirmation seuls 2 ou 3 transits proviennent de planètes,

Du fait de la durée maximale de 6 mois d'observation de chaque champ d'étoiles, seules des planètes plus proches de leur étoile que 0.3 Unités Astronomiques (moins que la distance séparant Mercure du Soleil) et donc en général n'étant pas situées dans la zone habitable peuvent être détectées.

Mais le télescope spatial Kepler de la NASA (grand frère de CoRoT) a observé continûment le même champ pendant plusieurs années a eu la capacité de détecter des planètes de taille terrestre situées plus loin de leur étoile.

CoRoT a ainsi confirmé 37 planètes (à ce jour) qui illustrent la diversité de ces objets. Mentionnons celles qui ont les caractéristiques les plus originales :

CoRoT-9 b, une planète de longue période (95,3 jours) sur une orbite comme celle de Mercure, la première planète qui a mérité le qualificatif de planète tempérée ;

CoRoT-3 b, d'une masse de 22 M_jup, est une super-planète ou une naine brune ;

CoRoT-15b, une bona fide naine brune en orbite ;

CoRoT-8 b, une planète proche de Neptune de 0,22 masse M_jup ;

CoRoT-11 b et CoRoT-2 b, deux planètes enflées de rayon 1,4 et 1,5 R_Jup qui continuent à défier les interprétations ;

CoRoT-10 b, CoRoT-16 b, CoRoT-20 b, CoRoT-23 b, quatre Jupiters chauds qui sont cependant sur des orbites excentriques, alors que la circularisation est théoriquement prédite pour des orbites serrées apportant une contrainte sévère sur la quantité Qp qui quantifie la dissipation d'énergie par des forces de marée ;

CoRoT-24 b et c le premier système planétaire de CoRoT, avec deux petites planètes de 2 et 3 M_Neptune ;

CoRoT-7 b, avec un rayon de 1,7 R_Terre et une masse de 7,3 M_Terre , a été la première planète rocheuse confirmée, avec une densité et une composition qui sont proches des celles de la Terre.


Vue d'artiste de la planète CoRoT-7b: Vue d'artiste de la planète CoRoT 7b éclairée par son étoile-hôte et d'une autre planète autour de cette étoile, plus loin de l'étoile et qui a été découverte depuis le sol.
Auteur : Fabien Catalano

Les planètes de CoRoT couvrent la très large gamme de propriétés et de caractéristiques qu'on retrouve dans la famille disparate des exoplanètes : ainsi la masse des planètes CoRoT décrit un domaine très large de plus de trois ordres de grandeur en masse, 10 en rayon et 100 en densité moyenne., comme l'illustre la figure ci contre.

Les données de CoRoT indiquent une nette tendance à ce que des planètes plus massives orbitent des étoiles massives, ce qui est confirmé par les autres données. Ceci est cohérent avec les modèles de formation planétaire les plus couramment acceptés.


La grande diversité des planètes découvertes par CoRoT: Crédits : Observatoire de Paris - LESIA

Voir aussi

« Mission accomplie pour le programme exoplanètes de CoRoT : une population de planètes à l'étonnante diversité », Guide de données astronomiques 2015 – Annuaire du Bureau des longitudes, IMCCE/BDL et EDP Sciences, 2014, p. 391-410.

Thématique "Exoplanètes et origine des systèmes planétaires" sur le site du LESIA

Encyclopédie des Planètes Extrasolaires

Traitement et archivage des données de CoRoT

2014-10-03T14:57:04Z

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Le traitement des données : correction des effets instrumentaux

Dans ce projet, les corrections des effets instrumentaux sont essentielles. Ce sont eux qui font gagner un facteur 10 en précision et en rapport signal sur bruit. Ils ont donc fait l'objet d'un énorme travail de modélisation de l'instrument et de son fonctionnement. Ils sont décrits plus en détail dans l'article "The CoRoT satellite in flight : description and performances" , Auvergne et al., Astronomy and Astrophysics, 2009, vol 306, p. 353.

Les intervenants majeurs dans le développement des méthodes et des logiciels ont été le LESIA et le LAM (Laboratoire d'Astrophysique de Marseille). De plus le LESIA a la responsabilité de la production régulière des données corrigées. Celles-ci sont mises à disposition des scientifiques par l'intermédiaire d'une archive développée et maintenue par l'IAS.

Les corrections instrumentales les plus importantes appliquées aux données brutes sont identiques pour les deux programmes. Il s'agit de la correction des effets de couplage entre CCD, de la soustraction du zéro de l'électronique et du fond de ciel au flux stellaire mesuré, de la correction des variations de fréquence de l'horloge bord, de la transformation des unités de mesure en nombre d'électrons.

La correction de l'effet des fluctuations photométriques induites par les mouvements résiduels du satellite est particulièrement importante. Elle se fait grâce aux informations de pointage délivrées à la seconde, qui permettent de calibrer les variations photométriques aux déplacements.

La correction du fond de ciel est nécessaire. Le fond de ciel provient de la lumière zodiacale et de la lumière en provenance de la Terre. Il est mesuré dans des zones du ciel libres d'étoiles autant que possible de façon à l'estimer aux endroits du CCD où sont les étoiles cibles. Comme on ne cherche pas à estimer sa valeur absolue mais uniquement ses variations orbitales, il apparaît que statistiquement un calcul de médiane sur toutes les mesures faites sur un CCD capture de façon assez fidèle les variations orbitales, et permet d'éliminer les surbrillances transitoires. Il a l'avantage d'être peu coûteux en temps calcul, même si quelques ajustements sont nécessaires.

Archivage des données

Les données sont maintenant toutes publiques. Elles sont corrigées des effets instrumentaux, et disponibles pour les analyses scientifiques ultérieures. Elles sont accessibles dans des archives à l'IAS (Institut d'Astrophysique Spatiale) et au CDS (Centre de Données astronomiques de Strasbourg).

L'instrument CoRoT

2014-10-03T14:56:30Z

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L'instrument est composé d'un télescope (collecteur afocal à 2 miroirs hors d'axe), d'une caméra grand champ fonctionnant dans le visible, d'une case à équipements (électroniques analogiques et numériques) et d'un logiciel de vol en charge des traitements de photométrie d'ouverture, de la fourniture à la plate-forme de données d'écartométrie (mode de pointage fin) et de la gestion des télécommande et télémétrie.


Schéma de l'instrument avec ses principaux sous sytèmes: (cliquer pour agrandir)

Le télescope

Développé sous la responsabilité du LAM, il comprend :

Un collecteur afocal, constitué de deux miroirs paraboliques hors d'axe (diamètre de la pupille : 27 cm).

Un baffle externe cylindrique, destiné à stopper la lumière parasite terrestre, importante en orbite basse. Ses performances sont tout à fait exceptionnelles (coefficient d'atténuation moyen de 10-13) . Le flux résiduel au niveau du plan focal est inférieur à 0.6 photons/pixel/seconde et est négligeable dans le signal recueilli.

Un obturateur, destiné à protéger l'instrument pendant les opérations de lancement et utilisé contre l'éblouissement solaire en phase d'acquisition initiale. Il est ouvert en cours de recette en vol et ne peut plus être refermé.

La caméra

Développée sous la responsabilité du LESIA. Elle est composée :

du bloc focal (BF), portant les 4 matrices CCD de 2048 x 4096 pixels. Chaque CCD couvre 1,7 degré carré sur le ciel. Les CCD travaillent en mode MPP et sont régulés autour de -40°C, réduisant le niveau d'obscurité à une valeur très faible (<1 e-/pixel/s). Les détecteurs utilisés (CCD EEV à transfert de trame, amincis, éclairés par l'arrière) n'avaient jamais volé. Les détecteurs ont été triés et calibrés au laboratoire.
C'est à ce niveau que sont distinguées les deux « voies » de l'instrument, grâce à une focalisation différente : la voie « étoiles faibles » aussi appelée voie exoplanètes observant un grand nombre d'étoiles faibles en même temps et la voie « étoiles brillantes » aussi appelée voie sismologie observant seulement 10 étoiles brillantes simultanément.
Un prisme, installé devant les détecteurs sur la voie « étoiles faibles » réalise une décomposition spectrale de la lumière à très basse résolution (R 4) et permet d'observer simultanément dans 3 bandes « colorées ».

de l'objectif dioptrique (OD), destiné à focaliser la lumière incidente (f=1200 mm), ainsi qu'à corriger les aberrations géométriques introduites par l'afocal. Le corps de l'objectif dioptrique est en titane et constitué de 6 barillets porte-lentilles.


La caméra grand champ: (cliquer pour agrandir)

de deux boîtiers électroniques de proximité fixés sur le blindage calculé pour pouvoir éliminer totalement les électrons et les protons d'énergie inférieure à 50 MeV.

des éléments de contrôle thermique du bloc focal, qui assurent une stabilité en température des CCD meilleure que 0.015 degrés (0-crête) sur l'orbite.

La case à équipements

Développée sous la responsabilité du LESIA. C'est une structure à 4 panneaux qui supporte tous les composants associés à l'instrument :

Les éléments de contrôle thermique

La partie supérieure de la case est dotée d'un système de régulation thermique et les éléments thermiquement sensibles : électronique vidéo et télémétries analogiques, y sont regroupés. Les boîtiers correspondants sont posés sur des répartiteurs thermiques en aluminium (masse : 25 kg), reliés à des radiateurs. Ils sont maintenus à une température régulée de façon passive, par inertie thermique, à ± 0.15°C sur l'orbite. La partie inférieure de la case n'assure qu'une régulation à ± 4°C.

Les électroniques de traitement scientifique

Elles sont constituées, pour chacune des deux chaînes, d'un boîtier de contrôle caméra, d'un extracteur et d'un processeur de vol.

Les boîtiers électroniques de servitude

Ils ont pour fonctions l'acquisition des télémétries analogiques à destination de l'instrument, la synchronisation et le contrôle thermique.

Le logiciel de vol

Il est divisé en deux parties. Le "Primary Boot Software" (PBS) et le "APlication Software" (APS).

Le PBS

Les fonctions principales du PBS sont :

Initialiser le DPU (Digital Process Unit) au démarrage,
Collecter et fournir l'état de la télémétrie,
Reçevoir et exécuter les télécommandes de bas niveau,
Collecter et transférer les données vers la mémoire de la plateforme,
Démarrer et contrôler l'APS,
Vérifier l'état de santé des divers composants et gère les erreurs.

L'APS

Les fonctions de l'APS sont :

Extraire le signal photométrique,
Reçevoir et interpréter les télécommandes,
Transférer les données scientifiques vers la mémoire de la plateforme.


Un boîtier contenant le processeur de bord de l'instrument: (cliquer pour agrandir)

L'APS traite chaque seconde les données issues de 5 étoiles, soustrait le zéro de l'électronique ainsi que le fond de ciel. Chaque 32 secondes il traite les données de 6000 objets venant de la voie exoplanète, dont 5720 étoiles et 200 mesures du fond de ciel. Il utilise les mesures de position de deux cibles des voies sismologie pour effectuer les calculs d'écartométrie. En mode pointage fin (mode mission), l'information écartométrique est fournie à la plate-forme pour le contrôle d'attitude chaque seconde.

Le rôle du LESIA dans la construction de l'instrument

Les responsabilités du LESIA dans le développement ont été : spécifications, tri et calibration des détecteurs de vol, intégration de la caméra, spécification et tests de l'électronique de lecture des détecteurs et de l'électronique de servitude, spécification et tests du logiciel de vol, spécifications et développement des logiciels d'intégration et des logiciels opérationnels permettant de définir la programmation et le paramétrage de l'instrument.

Une des spécificités de cette mission pour le laboratoire, est d'avoir été en interface directe avec la plateforme et donc de pouvoir concevoir un satellite qui s'adapte au mieux aux besoins scientifiques pour un moindre coût. Cela a été le cas pour le Système de Contrôle d'Attitude et d'Orbite (SCAO), une partie de la thermique qui utilise les lignes de régulation de la plateforme PROTEUS, les signaux 8 Hz et 1/32 Hz pour la synchronisation des électroniques et une partie des modes d'acquisition des « HouseKeeping » qui permettent au sol de corriger les effets instrumentaux parasites identifiés.

Toutes les spécifications de haut niveau, à savoir la performance photométrique (niveau de bruit 0.7 ppm en sismologie et 7 10-4 pour une étoile V = 15.5 sur la voie « étoiles faibles », le taux de disponibilité des données (> 90%) et la durée des observations continues ont été respectées.

Il faut noter en particulier le niveau de lumière diffusée (< 0.6 e-/pixel/sec) la stabilité de pointage (0.15 arcseconde) et la stabilité thermique orbitale des détecteurs (< 0.01 K).

La mission CoRoT

2014-10-03T14:56:03Z

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CoRoT est placé sur une orbite circulaire polaire inertielle (inclinaison 90 degrés), d'altitude 896 km. Afin de ne pas être gêné par la lumière parasite terrestre (diffusée par le limbe éclairé), la zone de ciel visée est dans la direction équatoriale.

Deux fois par an, lorsque le soleil se rapproche du plan de l'orbite et risque donc d'éblouir l'instrument, le satellite effectue une manœuvre de basculement, divisant l'année en deux périodes d'observation de 6 mois : en été le satellite pointe vers le centre de la galaxie et en hiver vers l'anticentre.

Le choix des zones du ciel à étudier a été fait à l'issue d'une campagne préparatoire d'observations au sol : on visait sur la voûte céleste au voisinage de l'équateur à des ascension droite de 6 h 50 en hiver et 18 h 50 en été. Le baffle de l'instrument permettant de se rapprocher légèrement de la direction du limbe terrestre, il a été possible de dépointer le satellite à l'intérieur d'un cône de 10° de rayon. Une légère mise en dérive du plan l'orbite a aussi permis d'étendre la zone observée, de minimiser le niveau de lumière parasite et d'améliorer ainsi la performance instrumentale.

Le satellite fait partie de la filière PROTEUS développée par le CNES, avec la société Alcatel comme maître d'oeuvre industriel. Il est le troisième à avoir été lancé avec succès.

Le satellite est stabilisé 3 axes. Les étoiles doivent être fixes sur les détecteurs. La position des étoiles est stable à mieux que 0.15 arcsec (0.06 pixel). C'est la voie « étoiles brillantes » ou « sismologie » qui fournit à la plate-forme les données alimentant le système de contrôle d'attitude. La consigne de visée et la programmation de l'instrument étaient élaborées sous la responsabilité du CNES par le Centre de Mission en collaboration avec les laboratoires, tandis que le Centre de Contrôle effectuait les manœuvres de pointage.


Le télescope CoRoT: Le télescope CoRoT en cours de tests de compatibilité électromagnétique dans une chambre anéchoïque chez INTESPACE (Toulouse)
(cliquer pour agrandir)

Caractéristiques du satellite CoRoT

Masse : 630 kg au lancement
Masse Charge Utile : 300 kg
Longueur : 4100 mm
Puissance électrique : 530 W
Précision du pointage : 0.15 arcsec
Télémetrie :1,5 Gbit/jour
Capacité mémoire de masse en fin de vie : 2 Gbit
Altitude : 896 km
Période orbitale : 6184 s.

Les objectifs scientifiques initiaux de CoRoT

2014-10-03T14:53:21Z

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La « sismologie » stellaire

La sismologie stellaire est la discipline qui étudie les mouvements sismiques (aussi appelées oscillations) des étoiles, pour en comprendre la structure de leurs intérieurs et les phénomènes physiques qui s'y produisent.

Ces oscillations sont des "modes propres" spécifiques de chaque étoile. Ce sont les forces de pression, de Coriolis et leur propre gravité qui en sont la cause. Il s'agit donc de détecter, de mesurer les caractéristiques de ces vibrations et de les interpréter. Ainsi, la mesure de leur fréquence propre (entre 1 minute et 3 heures), de leur amplitude (quelques ppm dans l'espace de Fourier) et de leur durée de vie (quelques jours) permet d'évaluer l'état interne de l'objet : sa taille et la composition de son cœur, les limites entre zones radiative et convective ou le profil de rotation interne de l'étoile…..

Ces vibrations produisent des variations au cours du temps de l'éclat des étoiles. Et ce sont ces variations que CoRoT cherche à observer et à mesurer avec précision.

: Lorsqu'une étoile brille, sa luminosité varie au cours du temps ; ce sont ces variations que CoRoT mesure.
(Cliquer sur l'image pour l'animer)

Notons que ces vibrations sont les seuls signaux, avec les neutrinos, à provenir de l'intérieur même des étoiles.

Collectées en provenance d'étoiles de masse, d'âge, de composition chimique différente, les données recueillies par la mission CoRoT apportent une quantité formidable d'informations entièrement nouvelles sur l'évolution stellaire. (voir aussi la thématique "SEISM : Sismologie pour l'Étude des Intérieurs Stellaires et leur Modélisation")

Le programme initial de « sismologie » de CoRoT était centré sur l'étude de quelques étoiles brillantes, pour lesquelles la détection et la mesure de ces oscillations est la plus aisée. Ce sont 156 étoiles qui ont été ainsi suivies au cours de la mission, avec des durées variant de 27 à 156 jours ! Et il a été parfaitement réalisé.

De plus, les nombreuses étoiles faibles du champ "optimisé en priorité" pour la recherche d'exoplanètes se sont révélées extrêmement riches aussi, et ont permis de nombreux résultats nouveaux en sismologie en particulier.

La recherche de petites planètes par la méthode des transits

Elle consiste à détecter la présence d'une planète gravitant autour d'une étoile par la diminution de luminosité de l'étoile qu'elle provoque quand la planète passe entre l'étoile et l'observateur. Cette méthode photométrique, complémentaire de la méthode des vitesses radiales, permet d'accéder à la période et à la taille des planètes détectées.

Lorsqu'une planète passe devant son étoile, la luminosité: Lorsqu'une planète passe devant son étoile, la luminosité
de celle-ci décroit temporairement.
(Cliquer sur l'image pour voir l'animation)

Grâce à un prisme placé devant les détecteurs de la voie « étoiles faibles » ou « exoplanète » (voir caméra), il est possible de caractériser plus précisément le phénomène et de distinguer les « vrais transits » des phénomènes dus à d'autres causes, mais qui ont à peu près la même signature dans les courbes de lumière (activité stellaire, étoile binaire à éclipse...).

Plus de 150 000 étoiles, de magnitude comprise entre 10,5 et 16 ont été suivies par CoRoT.

Le projet spatial CoRoT

2014-10-03T14:52:01Z


CoRoT quelques instants avant son lancement par la fusée Soyuz II-1b sur le pas de tir du cosmodrome de Baïkonour: Cliquer pour agrandir
© Starsem, Ariane espace

CoRoT (pour COnvection, ROtation et Transits planétaires) est une mission spatiale d'astronomie conduite sous maîtrise d'œuvre du CNES, en partenariat avec plusieurs laboratoires français (CNRS, MEN) dont le LESIA, et plusieurs pays coopérants (Allemagne, Autriche, Belgique, Brésil, Espagne, ESTEC, ESA).

CoRoT a été imaginé pour contribuer à la recherche d'exo-planètes en utilisant la méthode des transits et à l'amélioration de notre connaissance de la structure interne des étoiles grâce à l'observation des oscillations stellaires en utilisant les méthodes de la sismologie. Ces deux programmes sont réunis dans une même mission, car ils requièrent la même technique d'observation.

Cette mission a eu plusieurs précurseurs pour la sismologie. Beaucoup de projets ont été soumis à l'Agence Spatiale Européenne, mais aucun n'a abouti. Seul le projet EVRIS, installé sur la sonde MARS 96, qui se proposait de faire la sismologie d'une dizaine d'étoiles brillantes avec un télescope de 9 cm, a été sélectionné et construit. Malheureusement la sonde MARS 96 n'a pas réussi à quitter la Terre…

C'est en 1993 que la première proposition du projet CoRoT a été présentée au CNES comme un projet de sismologie de seconde génération devant suivre EVRIS. En 1995, la découverte de la première planète extrasolaire a bouleversé les connaissances dans le monde des planètes, et il est apparu que la sismologie et la recherche de planètes par transit exigeaient les mêmes propriétés instrumentales. Ainsi est né CoRoT dans sa version finale. Son lancement par une fusée Soyuz-II-b s'est déroulé avec succès le 27 décembre 2006 depuis le cosmodrome de Baïkonour. La mission, prévue pour 3 ans, a duré presque 6 ans. Elle s'est terminée en novembre 2012, suite à une panne électrique, probablement due à un impact de particule chargée.

Le LESIA a depuis longtemps eu un rôle important ou moteur dans tous ces projets et c'est naturellement qu'il a été à l'origine de la première proposition de 1993. Depuis, de nombreux autres laboratoires Français et Européens ont rejoint l'équipe initiale, ont contribué au développement de l'instrument, et participent au traitement des données et à leur exploitation scientifique.

La mission CoRoT est la première expérience spatiale capable d'observer longtemps (jusqu'à 150 jours) et continûment les variations relative d'éclat des étoiles. Elle est aussi la première à avoir amélioré d'un facteur 100 à 1000, la précision des mesures par rapport aux données antérieures obtenues depuis le sol.

Sommaire

1 - Les objectifs scientifiques initiaux
- Sismologie stellaire
- Recherche de petites planètes par la méthode des transits

2 - La mission CoRoT

3 - L'instrument CoRoT

4 - Le traitement et l'archivage des données

5 - Les observations complémentaires au sol

6 - Quelques découvertes de CoRoT

7 - Publication des données finales de la mission CoRoT

Et pour en savoir plus : http://fr.wikipedia.org/wiki/CoRoT