La mission EChO

Depuis 1995, le nombre d’exoplanètes découvertes n’a cessé d’augmenter. Les techniques classiques de détection par transits, vitesse radiale ou astrométrie permettent de déterminer les paramètres physiques des exoplanètes (orbite, masse, diamètre) et leur nature (rocheuse ou gazeuse). Afin d’améliorer notre compréhension de ces nouveaux mondes, des techniques de spectroscopie s’avèrent nécessaires pour caractériser leur atmosphère et les processus physico-chimiques en œuvre. L’objectif d’EChO n’est donc pas de découvrir de nouvelles exoplanètes mais de caractériser les atmosphères de celles déjà connues.

Principe instrumental

Schéma représentant l’orbite d’une exoplanète autour de son étoile et la courbe de lumière en fonction du temps, basé sur les observations de HAT-P-7B par la mission Kepler (Borucki et al. - Science 2009, 235, 709). Crédits : ESA

La méthode d’observation d’EChO est basée sur la spectroscopie des transits. Lorsqu’une exoplanète gravite dans un plan contenant l’observateur et l’étoile hôte, la courbe de lumière varie périodiquement : elle diminue très légèrement à chaque passage de la planète devant l’étoile. Ce phénomène s’appelle un transit. Les variations ténues du spectre observé dans les différentes phases du transit permettent d’isoler le spectre de l’exoplanète. L’analyse de ce spectre nous renseigne sur les paramètres physico-chimiques suivants :

• composition chimique,
• bilan énergétique,
• abondance des espèces chimiques,
• structure thermique,
• albedo optique,
• variation spatiale et temporelle des structures atmosphériques.

De plus, l’étude de ces paramètres sur un échantillon significatif d’exoplanètes permettra l’analyse des mécanismes en jeu dans leur formation et du rôle de l’étoile hôte.

EChO est composé d’un télescope de 1.2m refroidi passivement à 50K et d’une plateforme sur laquelle sont intégrés différents spectromètres couvrant au total la bande passante [0.4-16]µm. Le satellite sera placé en orbite au point de Lagrange L2. Le contraste entre la planète et l’étoile hôte varie rapidement en fonction de la longueur d’onde et du type d’objet observé. Les contrastes peuvent aller de 1 pour 1000 dans le cas des Jupiter chauds en orbite autour d’étoiles K0 à 1 pour 100 000 dans le cas des super-terres tempérées autour d’étoiles de type M4. Pour atteindre le signal sur bruit nécessaire à l’extraction du spectre, l’ensemble des biais et des stabilités instrumentales doit être maitrisé à de très hauts niveaux de précisions.

Le Consortium EChO

Un consortium regroupant plusieurs pays européens s’est formé afin de répondre à l’appel d’offre du programme Cosmic Vision de classe M3 et proposer une plateforme instrumentale intégrée. L’ensemble de la bande passante instrumentale est découpé par une optique commune en 4 spectromètres indépendants :

• VNIR (Visibile and Near InfraRed) entre 0.4µm et 2.47µm sous responsabilité de l’Italie
• SWIR (Short Wave InfraRed) entre 2.47µm et 5.3µm sous responsabilité de l’Espagne
• MWIR (Mid Wave InfraRed) entre 5.3µm et 11.25µm sous responsabilité de la France
• LWIR (Long Wave InfraRed) entre 11.25µm et 16µm sous responsabilité du Royaume-Uni

Les responsabilités scientifique et technique sont assurées par le Royaume-Uni.

Module MWIR sur la charge utile EChO. Crédits : UCL

Le LESIA au sein du Consortium EChO

Au sein du consortium EChO, 4 laboratoires d’Ile de France (LESIA, IAS, IAP et CEA) assurent l’étude du module MWIR (Mid Wave InfraRed). Le LESIA est responsable de l’étude optique et de la gestion de projet de l’instrument.

Schéma mécanique du module MWIR de EChO

Durant la phase d’étude de faisabilité, l’équipe LESIA impliquée sur l’instrument MWIR d’EChO est composée de :

Avancement du projet

Le projet est en phase d’étude de faisabilité. Il sera mis en concurrence avec l’ensemble des projets du programme Cosmic Vision classe M3 de l’ESA dans le courant de l’année 2013. En cas de sélection définitive, la phase de définition préliminaire démarrera début 2014. Le lancement de la mission est prévu à l’horizon 2024.