Projet spatial Darwin : Exoplanètes

Projet spatial Darwin

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Pour les articles homonymes?, voir Darwin.
Projet spatial Darwin
Caractéristiques
Organisation ESA
Domaine Exoplanètes
Masse 4240 kg
Lancement Vers 2015
Lanceur Ariane V
Fin de mission
Durée {{{durée}}}
Durée de vie {{{durée de vie}}}
Désorbitage {{{désorbitage}}}
Autres noms {{{autres_noms}}}
Programme {{{programme}}}
Index NSSDC {{{nssdc}}}
Site ESA
Description Héliocentrique
Périapside {{{périapside}}}
Périgée {{{périgée}}}
Apoapside {{{apoapside}}}
Apogée {{{apogée}}}
Altitude {{{altitude}}}
Localisation Point de Lagrange L2
Période {{{période}}}
Inclinaison {{{inclinaison}}}
Excentricité {{{excentricité}}}
Demi-grand axe {{{demi-grand axe}}}
Orbites {{{orbites}}}
Type {{{télescope_type}}}
Diamètre {{{télescope_diamètre}}}
Superficie {{{télescope_superficie}}}
Focale {{{télescope_focale}}}
Champ {{{télescope_champ}}}
Longueur d'onde {{{télescope_longueur_d'onde}}}
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Le projet spatial Darwin de l'Agence spatiale européenne devrait permettre, vers 2020, d'étudier de nouvelles exoplanètes et d'y découvrir d'éventuelles traces de vie primitive. Il s'agit d'un ensemble de 5 télescopes d'un nouveau type de placé dans l'espace.

Les méthodes utilisées aujourd'hui, pour trouver les exoplanètes, sont des méthodes indirectes. Ces planètes sont actuellement détectées par le mouvement qu'elles induisent sur leur étoile (astrométrie, vitesses radiales), ou par l'observation des effets qu'elles produisent sur l'astre lui-même (transit, microlentilles).

Quant à l'instrument Darwin, l'observation sera directe. Il s'agira de séparer le flux lumineux d'une planète et de son étoile centrale afin de procéder à une spectroscopie de l’atmosphère d'une planète de l'ordre de quelques masses terrestres. Il sera ainsi possible de détecter la présence de dioxyde de carbone (CO2), d'eau (H2O), d'ozone (O3) et donc d'oxygène (O2). Or la présence simultanée de CO2, d’oxygène en grande quantité et d'eau serait un bon indicateur de la vie, en particulier d'activité photosynthétique.

Toutes ces espèces chimiques sont détectées dans une bande spectrale allant de 6 à 18 micromètres (infrarouge). Pour réaliser cette observation dans de bonnes conditions il est nécessaire d’être dans l'espace et non au sol. Observer une planète extrasolaire directement autour de son étoile n'est pas une affaire facile !

En effet, il faudrait détecter un objet 10 millions de fois moins lumineux que son étoile centrale, mais situé angulairement à 0.1 seconde d'angle (5.10-7 radian) de celle-ci. Cela revient à observer depuis Paris un ver luisant à 30 cm d’un phare situé à Marseille. Actuellement on ne peut observer directement la lumière d’une planète tournant autour de son étoile. Pour cela il faudrait un télescope d’au moins 15 m de diamètre, ce qui est inconcevable avec les moyens spatiaux actuels. En revanche une technique que l'on appelle le coronographe interférométrique pourrait « éteindre » la lumière de l’étoile et permettre ainsi l’observation de la planète.

Un interféromètre est un instrument qui fonctionne sur la théorie ondulatoire de la lumière. Composé ici de plusieurs télescopes combinés, cet instrument permettra d'obtenir une haute résolution angulaire qui dépend de la distance entre les télescopes.

Le coronographe interférométrique permettra d'éteindre la lumière du soleil par un système optique qui met en opposition de phase plusieurs rayons lumineux corrélés arrivant sur plusieurs télescopes. L'extinction se fait via un déphasage achromatique de π. La lumière de la planète est déphasée par rapport à celle de l'étoile centrale, c'est pourquoi elle n'est pas éteinte.

Pour pouvoir observer les planètes extrasolaires dans de bonnes conditions, la petite flotille de télescopes devrait se mettre juste derrière la Terre, pour se cacher du Soleil, sur le point de Lagrange L2.

Voir aussi [modifier]

Articles connexes [modifier]

Liens externes [modifier]



16/09/2007
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