L'observatoire des rayonnements X de l'ESA est unique. C'est le plus gros satellite scientifique jamais construit en Europe. Ses miroirs sont parmi les plus puissants jamais développés dans le monde, et ses caméras les plus sensibles à ce jour en rayons X.
La longueur totale d'XMM-Newton est de 10 mètres, et lorsque ses panneaux solaires sont déployés, le satellite a une envergure de 16 mètres. Le maître d'œuvre, Dornier Satellitensysteme (Friedrichshafen, Allemagne - partie de DaimlerChrysler Aerospace) a dirigé un consortium industriel impliquant 46 entreprises de 14 pays Européens et 1 des Etats Unis. Media Lario, Côme, Italie, a développé les modules miroirs à rayons X.
Bien que la mission nominale devait durer deux ans, XMM-Newton a été conçu et construit pour fonctionner dix ans. Plus de 25 ans après son lancement, XMM-Newton fonctionne toujours parfaitement.
XMM-Newton est un vaisseau stabilisé trois-axes avec une précision de pointage d'une seconde d'arc. Sa masse au lancement était de 3,8 tonnes. Le satellite est composé des éléments suivants : un module de service portant les 3 Modules Miroir à rayons X, les systèmes de propulsion et systèmes électriques, le long tube du télescope et le plan focal comportant les instruments scientifiques.
Le plan focal comportant les instruments scientifiques suivants :
Trois caméras EPIC (European Photon Imaging Camera) produits par un consortium composé de dix Instituts de quatre nations : le Royaume Uni, l'Italie, la France et l'Allemagne. Le Principal Investigateur d'EPIC est le Prof. Martin Turner du Groupe Astronomie rayons X de l'Université de Leicester, Royaume Uni. Une des caméras utilise un nouveau type de CCD (PN) développé par le Max Planck Institute of extraterrestrial Physics à Garching, Allemagne.
Deux spectromètres RGS (Reflection Grating Spectrometer). Son Principal Investigateur est Jelle Kaastra de la division High-Energy Astronomy du SRON, à Utrecht, Hollande avec comme co-Investigateur Steven Kahn de l'Université de Columbia, à New York USA
Un moniteur optique OM (Optical Monitor) co-aligné avec le télescope principal à rayons X. Il donne à la mission XMM-Newton une capacité multi-longueurs d'ondes. Le Mullard Space Science Laboratory (MSSL) du Royaume Uni a fourni ce télescope Richtey-Chretien d'ouverture 30 cm (avec une gamme spectrale de 170 - 600 nanomètre). Le Principal Investigateur d'OM est le Prof. Keith Mason.
Un détecteur de particules ERMS (EPIC Radiation Monitor System), développé par le Centre d'Etude Spatiale des Rayonnements (CESR) à Toulouse, France. Son rôle est de mesurer les niveaux de radiation dans la ceinture de radiation de la Terre ainsi que durant les tempêtes solaires, radiations qui peuvent perturber les détecteurs sensibles CCD des principaux instruments scientifiques.
Segment sol
XMM- Newton est contrôlé par l'ESOC (European Space Operations Centre, Darmstadt, Allemagne) et utilise les stations sol de Perth (Australie), Kourou (Guyane française) et Santiago (Chili). Le Centre d'Opérations Scientifique d'XMM-Newton situé à VILSPA près de Villafranca, Espagne, gère les requêtes d'observation et reçoit les données d'XMM-Newton.
Le Centre de Surveillance Scientifique (Survey Science Centre : SSC) d'XMM-Newton, à l'Université de Leicester, Royaume Uni, traite, archive et corrèle toutes les observations d'XMM-Newton avec les données célestes existantes stockées ailleurs dans le monde.
Résultats
Résultats clés
Voici quelques résultats récents du télescope spatial XMM-Newton.
Les mystérieuses aurores X de Jupiter à la loupe
3 étoiles à neutrons défient les modèles
La croissance très rapide des premiers trous noirs supermassifs
Le saviez-vous ?
XMM-Newton a été envoyé en orbite terrestre en 1999 grâce au lanceur Ariane 5. Il continue aujourd’hui à alimenter la communauté scientifique de ses précieuses données.
Le mécanisme à l’origine des aurores en rayons X sur Jupiter dévoilé
La planète Jupiter est celle qui, dans notre Système solaire, possède les aurores les plus grandes et les plus intenses. Mais elles sont aussi très différentes des aurores polaires qui apparaissent aussi autour des pôles d’autres planètes. Contrairement à celles de la Terre, les aurores de Jupiter n’apparaissent pas systématiquement au pôle Nord et au pôle Sud en même temps. Et contrairement aux aurores sur Saturne, celles de Jupiter émettent des rayons X.
De plus, sur Terre, les aurores forment un cercle autour du pôle Nord (plus ou moins large en fonction de l’activité solaire) mais n’apparaissent jamais directement au-dessus des pôles. Contrairement aux aurores X de Jupiter qui, elles, peuvent apparaître aux pôles en pulsant régulièrement. Autant de différences qui poussent, depuis presque un demi-siècle, la communauté astronomique à essayer de décrypter les mécanismes à l’origine des aurores X de la géante gazeuse.
Les indices essentiels sont apparus lors d'une analyse combinée des données du télescope XMM-Newton de l’Agence Spatiale Européenne (ESA) et de la sonde spatiale Juno de l’Agence Spatiale Américaine (NASA). Situé en orbite autour de la Terre, XMM-Newton permet d'observer Jupiter à distance dans les longueurs d'onde des rayons X. Juno est une sonde qui tourne autour de Jupiter et prend des mesures in situ, à l'intérieur de son immense champ magnétique.
Le 16 et 17 juillet 2017, XMM-Newton a détecté sur Jupiter des aurores X pulsantes toutes les 27 minutes. Au même moment, la sonde Juno observait des processus magnétiques se produisant au même rythme dans la magnétosphère jovienne.
La conclusion est que ces aurores boréales X pulsées sont causées par les fluctuations du champ magnétique de Jupiter. L’interaction de la magnétosphère jovienne avec les particules du vent solaire la comprime. Ces compressions accélèrent les ions chargés piégées dans le champ magnétique de Jupiter, ce qui les dirige le long de ses lignes de champ à travers des millions de kilomètres pour finalement s'écraser sur l'atmosphère polaire de la planète et provoquer les aurores à rayons X.
Cette étude ne trace que les grandes lignes des phénomènes qui relient le vent solaire, le champ magnétique de Jupiter, les ions qui y sont piégés et l’atmosphère de la géante gazeuse. D’autres recherches seront nécessaires pour compléter nos connaissances sur Jupiter.
Trois étoiles à neutrons défient la plupart des modèles qui tentent de décrire leur état
Les étoiles à neutrons font partie des objets astronomiques les plus denses de l’Univers (de l’ordre de 100 millions de tonnes par centimètre cube). Elles sont issues de la mort explosive de certaines des plus grosses étoiles connues, appelées supernovae. L’explosion finie, il ne reste de l’étoile qu’un astre minuscule, d’environ 10 km de rayon, extrêmement dense et chaud. La matière à l’intérieur d’une étoile à neutrons est si comprimée qu’elle existe dans des états exotiques uniques à ces environnements extrêmes, très difficiles à caractériser.
Pour décrire l’intérieur d’une étoile à neutrons, il est nécessaire de définir ce qu’on appelle son « équation d’état », qui décrit la relation entre pression et densité, et caractérise les propriétés de la matière qui forme les étoiles à neutrons.
Confronter la théorie aux observations
Plusieurs centaines de modèles sont actuellement disponibles pour décrire les différents états de la matière à mesure qu’on s’enfonce à l’intérieur d’une étoile à neutrons. Devant cette profusion, il est nécessaire de disposer de mesures observationnelles qui permettent d’en éliminer une partie et de réduire ce choix.
En analysant les données des télescopes spatiaux à rayons X XMM-Newton de l'ESA et Chandra de la NASA, des scientifiques ont découvert trois étoiles à neutrons 10 à 100 fois plus froides que leurs homologues du même âge.
« Le jeune âge et la faible température de surface de ces trois étoiles à neutrons ne peuvent être expliqués qu’en invoquant un mécanisme de refroidissement rapide. Comme ce refroidissement accéléré n’est compatible qu’avec certaines équations d’état, cela nous permet d’exclure une partie importante des modèles possibles », explique l’astrophysicienne Nanda Rea, dont le groupe de recherche a dirigé l’étude.
L’existence de ces trois exceptions à la règle permet donc de « faire le ménage » dans les modèles disponibles et d’affiner ceux qui résistent encore à ces observations.
Comment les premiers trous noirs supermassifs se sont-ils formés aussi vite ?
Comment des trous noirs supermassifs, avec des masses comprises entre plusieurs millions et plusieurs milliards de masses solaires, ont-ils pu se former si rapidement (moins d'un milliard d'années) dans l’univers primitif ?
Les télescopes spatiaux à rayons X XMM-Newton de l'ESA et Chandra de la NASA ont observé 21 quasars à un décalage spectral z>6 (dont la distance est si grande qu’on les observe tels qu’ils étaient lorsque l’Univers avait moins d’un milliard d’années).
Quasars et trous noirs
Les quasars sont des noyaux actifs de galaxies, des trous noirs supermassifs qui engloutissent d’immenses quantités de matières et dont le voisinage émet de grandes quantités de rayonnement et de particules.
Contrairement à certaines hypothèses impliquant la fusion successive de petits trous noirs stellaires (phénomène qui prendrait beaucoup trop de temps pour arriver aux masses observées), les données suggèrent que les trous noirs supermassifs au centre de ces quasars pourraient avoir atteint leurs masses gigantesques grâce à une accumulation de matière très rapide et très importante.
Cette étude met en évidence une relation entre l’émission en rayons X et la vitesse des vents de particules éjectés par ces quasars.
Les résultats indiquent une phase de croissance extrêmement rapide, dépassant même une limite physique à l'accrétion de matière appelée limite d'Eddington. C’est pourquoi cette phase est appelée « super-Eddington ».
« Nos travaux suggèrent que les trous noirs supermassifs au centre des premiers quasars formés au cours du premier milliard d'années de vie de l'Univers pourraient en réalité avoir augmenté leur masse très rapidement, défiant les limites de la physique connue », explique Alessia Tortosa, auteure principale de l'étude et chercheuse à l'INAF de Rome.
3e catalogue XMM-Newton Serendipitous Source (3XMM-DR4)
La publication, en 2013, du catalogue catalogue 3XMM-DR4 du télescope spatial XMM-Newton fournit une librairie sans précédent des sources de rayons X cosmiques pour une exploration de l'Univers extrême. Ce catalogue "XMM-Newton Serendipitous Source" (3XMM-DR4) contient plus d'un demi-million de sources, qui sont toutes fournies avec une meilleure qualité que précédemment. Une amélioration du traitement des données signifie que l'identification des sources est plus fiable et que des objets plus faibles sont détectés.
Le catalogue fournit un ensemble de données exceptionnel pour générer des échantillons larges et bien définis d'objets tels que des galaxies actives (qui dominent les détections dans ce catalogue), des amas de galaxies, des binaires compactes interagissantes et des couronnes stellaires actives. Ce vaste inventaire héberge aussi quelques-uns des phénomènes les plus rares et les plus extrêmes dans l'Univers, comme les événements de perturbation de marées - quand un trou noir avale une autre étoile, produisant une émission gigantesque de rayons X.
Les sources du catalogue 3XMM sont identifiées et isolées des données fortuites enregistrées par les caméras à rayons X EPIC d'XMM-Newton. Dans chacune des 600-700 observations faites chaque année, environ 70 sources supplémentaires sont capturées en plus des objets ciblés qui ne prennent qu'une petite fraction du champ de vue. Couvrant les observations entre février 2000 et décembre 2012, le catalogue contient quelques 531 261 détections de sources de rayons X correspondant à 372 728 sources uniques de rayons X.
Une nouvelle version du catalogue XMM-Newton est paru en 2015, il s’agit de la version 3XMM-DR5. Avec 565 962 détections, il s'agissait du plus grand catalogue de sources astronomiques de rayons X existant en 2015. On y trouve aussi bien des objets du système solaire que des trous noirs supermassifs nichés au cœur de galaxies très lointaines. Fruit du travail du consortium européen XMM-SSC (Survey Science Center), auquel participent l'Observatoire de Strasbourg, le Service d'Astrophysique du CEA, et piloté par Natalie Webb de l'IRAP à Toulouse, tous soutenus par le CNES, il constitue une mine d'or pour l'ensemble de la communauté astrophysique internationale.
Les sources X du catalogue XMM-Newton sont des objets tels que des trous noirs supermassifs avalant le gaz et la poussière qui l'entourent au centre des galaxies, des étoiles qui explosent et des étoiles mortes qui se sont effondrées en balles de matière exotique aussi denses que les noyaux atomiques en rotation jusqu'à 1000 fois par seconde. Néanmoins, on pense pouvoir trouver de nouveaux objets exotiques inconnus en se basant sur les résultats des versions précédentes plus petites du catalogue.
Un article scientifique (voir ci-dessous) écrit par le consortium du XMM-Newton Survey Science Centre, a été publié en 2016 dans la revue Astronomy and Astrophysics. Cet article décrit les propriétés du catalogue et de ses produits associés. La publication du catalogue est accompagnée de cet article ainsi que d'une nouvelle version du site internet du XMM-Newton Survey Science Centre (voir ci-dessous).
Notons que depuis cette date et la publication de ces résultats, de nouvelles versions du catalogue ont été régulièrement construites et diffusées, la dernière datant de juillet 2024 (4XMM-DR14 et 4XMM-DR14s). Les différentes versions du catalogue sont répertoriées sur cette page :
La propagation d'une explosion stellaire a pu être capturée dans une image combinant les résultats de deux observatoires spatiaux : Herschel et XMM-Newton. Ces images nous révèlent l'interaction entre les restes de la supernova "W44", située à 10 000 années-lumière, et la matière interstellaire environnante, pouvant conduire à la formation d'une nouvelle génération d'astres.
Le couplage des deux relevés de données, l'un étudiant les émissions dans les rayons X très énergétiques (détecteurs de XMM-Newton), l'autre analysant celles dans l'infrarouge lointain (détecteurs de Herschel), a permis d’une part de cartographier les vestiges de l'explosion stellaire, et d’autre part d'étudier la dynamique qui anime ces restes de matières stellaires, pouvant conduire à la naissance de futures étoiles.
Découverte d’une source de rayons cosmiques basse énergie
Grâce à XMM-Newton, des chercheurs du CNRS et du CEA ont découvert une nouvelle source de rayons cosmiques qui diffèrent des rayons cosmiques connus jusqu'à maintenant. Au voisinage de l'amas des Arches, près du centre de la Voie lactée, ces particules sont accélérées dans l'onde de choc générée par le déplacement à une vitesse d'environ 700 000 km/h de dizaines de milliers de jeunes étoiles. Ces rayons cosmiques produisent alors une émission X caractéristique en interagissant avec les atomes du gaz ambiant.
Il y a cent ans, le physicien autrichien Victor Franz Hess découvrait l'existence d'un rayonnement ionisant d'origine extraterrestre, les "rayons cosmiques". Lorsque certaines étoiles en fin de vie explosent et deviennent des supernovæ, leur matière est éjectée à une vitesse supersonique et génère des ondes de choc qui accélèrent les particules. Certains noyaux atomiques acquérant ainsi une très forte énergie cinétique atteignent la Terre. Il s'agit de rayons cosmiques haute énergie.
Mais les rayons cosmiques dont l'énergie cinétique est inférieure à un demi-milliard d'électronvolts ne sont pas détectés au voisinage de notre planète, car le vent solaire les empêche de pénétrer dans l'héliosphère. On ne sait donc pas grand-chose de la composition chimique des rayons cosmiques basse énergie et de leur flux en dehors du système solaire, mais tout indique qu'ils jouent un rôle important dans la galaxie. Ainsi, en ionisant et en chauffant les nuages interstellaires les plus denses, ils régulent sans doute la formation des étoiles.
De la théorie à l’observation
Les auteurs de l'article ont commencé par étudier de façon théorique l'émission X que devraient générer des rayons cosmiques de basse énergie dans le milieu interstellaire. Puis ils ont recherché la trace de cette émission théorique dans des données en rayons X accumulées par XMM-Newton depuis son lancement en 1999.
En analysant les propriétés de l'émission X du fer interstellaire enregistrée par le satellite, ils ont alors trouvé les signatures d'une forte population d'ions rapides au voisinage de l'amas des Arches, à environ cent années-lumière du centre de la Voie lactée. Les étoiles de cet amas se déplacent de concert à la vitesse d'environ 700 000 km/h.
Les rayons cosmiques sont vraisemblablement produits dans la collision à grande vitesse de l'amas d'étoiles avec un nuage de gaz se trouvant sur leur chemin. Dans cette région particulière, la densité d'énergie des ions accélérés est environ mille fois supérieure à celle des rayons cosmiques au voisinage du système solaire.
"Ces résultats montrent la puissance de la combinaison imagerie-analyse spectrale, et les performances de XMM-Newton. Ils résultent aussi d'un remarquable travail de modélisation et d'analyse scientifique", explique Olivier La Marle, responsable du thème astrophysique au CNES. Le CNES a financé une partie de l'étude et soutient depuis le début le traitement et la mise à disposition des données de XMM-Newton.
Il s'agit de la première découverte d'une source majeure de rayons cosmiques de basse énergie en dehors du système solaire. Cela montre que les ondes de choc des supernovæ ne sont pas les seuls objets à pouvoir accélérer en masse des noyaux atomiques dans la galaxie. Ces résultats devraient permettre d'identifier de nouvelles sources d'ions dans le milieu interstellaire et peut-être de mieux comprendre les effets de ces particules énergétiques sur la formation des étoiles.
Étant donné que l'atmosphère de la Terre bloque tous les rayonnements X, seul un télescope dans l'espace peut détecter et étudier les sources de rayons X célestes. La mission XMM-Newton aide les scientifiques à résoudre un certain nombre de mystères cosmiques, allant des énigmatiques trous noirs, à l'origine de l'Univers lui-même. Le temps d'observation avec XMM-Newton est mis à la disposition de la communauté scientifique.
Objectifs
Observation de toutes les sortes de sources de rayons X
Étude des phénomènes astrophysiques extrêmes
Réalisation de spectroscopie à rayons X à moyenne résolution
Imagerie spectroscopique à rayons X
La grande qualité des miroirs focaux de XMM-Newton ainsi que de l'ensemble des instruments lui permettent d'atteindre les objectifs suivants :
investigation des spectres des sources de rayons X avec une sensibilité de 10-15 erg/cm2/s
réalisation de spectroscopie moyenne résolution avec un pouvoir de résolution entre 100 et 700 pour la bande de longueur d'onde de 5 - 35 Å (350 - 2500 eV)
imagerie spectroscopique à large bande allant de 100 eV à 15 keV (0,8 - 120 Å)
couverture simultanée de la bande de longueur d'onde de 1600 à 6000 Å par un moniteur optique co-aligné dédié.
XMM-Newton observe toutes les sortes d’émissions de rayons X avec ses trois instruments : formation stellaire, formation des amas de galaxies, trous noirs supermassifs, étoiles à neutrons, restes de supernovae, sursauts gamma, etc.
Déroulé du projet
Après son lancement par un lanceur Ariane 5 le 10 décembre 1999, XMM-Newton a été placé sur une orbite elliptique de 48 heures autour de la Terre. L'orbite est inclinée à 40° avec une apogée à 114 000 km, et un périgée à l'altitude de 7000 km. Les instruments scientifiques ont été mis en fonction le 4 janvier 2000, et les premières images scientifiques ont été acquises entre le 19 et le 24 janvier 2000.
Le vaisseau XMM-Newton, avait une durée de vie initiale de deux ans. La mission du télescope spatial a été prolongée plusieurs fois.
L'ESA a assuré la maîtrise d'ouvrage de la mission et en particulier de la réalisation du satellite et des opérations associées. Les États membres ont assuré le développement, la fourniture et l'expertise pour le suivi en vol des instruments.
Le CNES a contribué au financement de la mission XMM-Newton via sa contribution au programme obligatoire de l'ESA et directement au titre du programme national en ce qui concerne le financement de la participation française aux instruments EPIC et ERMS ainsi qu'au XMM-Newton Survey Science Centre (SSC).
Le CEA/SAP a développé deux des trois caméras EPIC, dont l'IAS a effectué une partie importante de l'étalonnage, et a également participé au suivi en vol des performances des caméras EPICLe CESR (désormais IRAP) a fourni l'ERMS.
L'Observatoire de Strasbourg, l'IRAP et le CEA/SAP, soutenus par le CNES, apportent une contribution importante au SSC.
XMM-Newton est piloté depuis l'ESOC à Darmstadt. Les données en provenance des instruments sont réceptionnées à l'ESAC à Madrid, avant d'être transmises au SSC pour analyse. Plus de 15 000 observations ont déjà été traitées, la plupart plusieurs fois. Le dernier catalogue de sources X publié (3-XMM) couvre 504 degrés carrés du ciel et recense près de 250 000 sources.
Plus de 2 000 astronomes du monde entier utilisent les données XMM-Newton.
Satellite et instruments
Le satellite
D'une masse de 6,2 tonnes, le télescope spatial Webb est doté d'un miroir primaire de 6,5 mètres de diamètre (contre 2,4 mètres pour Hubble) : il peut collecter une image 9 fois plus rapidement que Hubble.
Webb dispose d'un pare-soleil de la taille d'un court de tennis (de 22 mètres de long sur 11 mètres de large) pour le protéger de notre étoile. Il est composé de cinq couches très fines de matériaux extrêmement réfléchissants, du kapton recouvert d’aluminium. Cette incroyable structure permet de maintenir le miroir du télescope à l’ombre, à des températures avoisinant les -223 °C (50 K). Certains des instruments à bord ont même besoin d’un refroidissement actif pour descendre jusqu’à -266°C (7 K) comme MIRI.
Webb a également réalisé des défis technologiques dont les trois premiers sont :
1er miroir déployable dans l’espace et plus grand télescope dans l’espace
1er spectrographe multi-objets (MOS) dans l’espace grâce à l’instrument NIRSPEC
1er coronographe à masque de phase dans l’espace avec l’instrument MIRI
Il est composé de 4 éléments principaux :
la plateforme pour le maintien de l'orbite et de l'attitude, la gestion de l'énergie, de la température, et des données et pour assurer les communications internes au à Webb ainsi qu'avec la Terre,
le bouclier solaire pour protéger Webb de la lumière du Soleil et de sa chaleur,
le télescope pour recevoir et distribuer la lumière aux différents instruments,
la "charge utile" nommée ISIM (Integrated Science Instrument Module) où sont intégrés les 4 instruments derrière le miroir primaire.
La plateforme est l'élément central de Webb, elle comprend la structure principale, les panneaux solaires pour générer l'énergie, les propulseurs et les réservoirs à carburant pour contrôler l'orbite et le pointage, les antennes pour recevoir les télécommandes et renvoyer les données techniques et scientifiques, l'électronique et le logiciel de vol pour exécuter toutes les opérations planifiées. De plus, la plateforme inclut un système de refroidissement pour faire fonctionner MIRI à 7 K.
Une partie importante de la gestion de la température est réalisée par l'orientation du bouclier solaire. Il est dirigé face au Soleil, à la Terre et à la Lune, 3 sources de lumière qui peuvent chauffer Webb et perturber la lumière infrarouge collectée par le télescope.
Le télescope comprend 2 miroirs : le miroir primaire non repliable collecte la lumière céleste avec ses 6,5 m de diamètre. Lancé replié, il est constitué de 18 éléments hexagonaux qui doivent s'imbriquer avec une très grande précision. Le miroir secondaire concentre la lumière du miroir primaire et la distribue aux instruments de l'ISIM.
MIRI (Mid-InfraRed Instrument) combine une caméra moyen infrarouge (1,4' x 1,9') (MIRIM) et un spectromètre (R~3000) couvrant les longueurs d'ondes 5 - 28 µm.
NIRCam (Near-InfraRed CAMera) est une caméra proche infrarouge large champs (2,2' x 4,4') couvrant les longueurs d'ondes 0,6 - 5 µm.
NIRSpec (Near-InfraRed SPECtrograph) est un spectromètre proche infrarouge multi-objet à large champ (3,5' x 3,5') couvrant les longueurs d'ondes 0,6 - 5 µm aux résolutions spectrales de R~100, R~1000 et R~3000.
NIRISS (Near-InfraRed Imager and Sliteless Spectrograph) est un instrument secondaire associé au système de guidage fin (FGS) mais il est indépendant de celui-ci. Il s’agit d’un spectro-imageur permettant de réaliser des spectres et des images avec la bande spectrale couvrant les longueurs d’ondes 0,6-5 µm.
De plus, le système de guidage fin inclut un filtre imageur proche infrarouge réglable couvrant les longueurs d'ondes de 0,6 à 5 µm.
L’instrument MIRI est composé de 2 instruments indépendants :
MIRIM, imageur spectrographe de basse résolution et coronographe
MRS, spectrographe de moyenne résolution à intégrale de champs
Un miroir d'entrée en face du plan focal du Webb OTE (Optical Telescope Element) dirige le champ de vue MIRI vers l'imageur MIRIM. Un petit miroir de repli adjacent au chemin optique de l'imageur extrait le petit champ de vue du spectromètre (8 x 8 arcsec). Un second miroir de repli dans le chemin optique du spectromètre est utilisé pour sélectionner soit la lumière du télescope, soit celle du système de calibration de MIRI.
Le module imageur MIRIM a un champ de vue combiné pour le mode imageur et le mode coronographe / spectromètre basse résolution. Les masques du coronographe sont fixés sur un bord du champ de l'imageur. La lumière est collimatée et, sur l'image formée par la collimation au niveau de la pupille, une roue porte-filtres porte les filtres de l'imageur, le masque Lyot et les filtres du coronographe, ainsi qu'un prisme double pour la spectroscopie basse résolution à 5-10 µm. Une caméra réalise ensuite une image du champ du spectre sur un seul détecteur de 1k x 1k.
Le module spectromètre moyenne résolution est partagé en un spectromètre courte longueur d'onde (5 à 12 µm) et un spectromètre grande longueur d'onde (12 à 28 µm) chacun couvrant 2 des 4 canaux des longueurs d'ondes séparés par des dichroïques. Chaque canal consiste en une Unité de Champ Intégral dont la sortie est collimatée puis dispersée par un réseau dédié de diffraction de premier ordre. Les spectres des paires d'UCI sont ensuite combinés par deux caméras sur des détecteurs 1k x 1k. L'optique du spectromètre se décompose de façon simple en deux sous-systèmes - une Pré-Optique du Spectromètre qui consiste en un système de dichroïques et de séparateurs d'image avec les miroirs de repli et ré-imageurs, et une Optique Principale du Spectromètre qui consiste en un réseau et le système de caméra pour les deux spectromètres.
L'imageur de l’instrument MIRIM est conçu pour travailler à 7 K dans trois modes principaux :
le mode imageur qui requiert de filtrer la lumière en fonction de la longueur d'onde,
le mode coronographique qui requiert des masques dans le plan focal et dans le plan de la pupille,
le mode stéréoscopique qui requiert une fente dans le plan focal et un élément de dispersion.
Ainsi l'imageur est principalement composé des sous-ensembles suivants :
la structure qui maintien tous les éléments,
la roue porte-filtres avec les filtres et les masques de la pupille (pour la coronographie), un cryo-mécanisme pour sa rotation et un cliquet pour fixer sa position,
les masques du plan focal (pour la coronographie),
2 miroirs pour la collimation et 3 miroirs pour les objectifs anastigmatiques TMA (Three Mirror Anastigmatic) qui conduisent la lumière sur les détecteurs.
Le mode coronographique utilise un masque Lyot classique fonctionnant à la longueur d'onde de 23 µm et 3 masques 4QPM (Four Quadrant Phases Masks) fonctionnant à 10,6 µm, 11,4 µm et 15,5 µm.
Le champ de vue correspond à approximativement à 2,5 arcmin² sur la voute céleste.
Voici quelques résultats récents du télescope spatial James Webb.
Découverte de nouveaux jets de gaz sur un objet « centaure » glacé
Zoom sur une pouponnière d’étoiles en bordure de la Voie Lactée
Un effet d’optique cosmique dévoile une ancienne collision de galaxies
Webb a vraiment ouvert la voie à une résolution et une sensibilité qui nous ont impressionnés. Lorsque nous avons vu les données pour la première fois, nous étions enthousiastes !
Sara Faggi
Goddard Space Flight Center - NASA
Le saviez-vous ?
Le télescope spatial James Webb est développé sous la responsabilité de l’Agence Spatiale Américaine (NASA) en coopération avec l'Agence Spatiale Canadienne (CSA) et l'Agence Spatiale Européenne (ESA), qui a aussi fourni le service de lancement du télescope sur Ariane 5.
De nouveaux jet permettent de deviner la forme du noyau d’un centaure
Dans les confins glacés du Système solaire, entre l’orbite de Jupiter et celle de Neptune, se trouvent des corps glacés qui ne dépassent guère la centaine de kilomètres (ils sont même souvent bien plus petits) appelés « Centaures ».
À l’instar des centaures mythologiques, mi-humain mi-cheval, ils ont aussi une nature double : ils partagent des caractéristiques avec les objets inertes et glacés qui orbitent dans la ceinture de Kuiper, au-delà des planètes principales, mais aussi avec celles des comètes dites « à courte période », beaucoup plus fortement altérées par leurs passages près du Soleil.
Le télescope spatial James Webb a récemment observé un tel objet : 29P/Schwassmann-Wachmann, un Centaure dont les dégazages impressionnants font de lui l’un des objets les plus actifs du Système solaire externe.
En essayant de cartographier la composition d’un jet de monoxyde et de dioxyde de carbone dirigé vers la Terre, les astronomes ont aussi découvert trois autres jets supplémentaires qui, ensemble, donnent de nouveaux indices sur la forme du noyau de ce Centaure.
Les angles des jets suggèrent que ce noyau pourrait avoir une structure bilobée, ce qui impliquerait que 29P se serait formé à partir de la collision « molle » de deux objets plus petits, peut-être de compositions différentes. D'autres scénarios sont toutefois encore à l'étude. Les mécanismes de dégazages à l’origine de ces jets font, eux aussi, l’objet de recherches très actives.
Une guirlande de proto-étoiles dans la bordure galactique
Notre galaxie, la Voie Lactée, a un diamètre d’approximativement 100 000 années-lumière. La quasi-totalité des étoiles qu’elle contient se trouve donc à une distance de moins de 50 000 années-lumière de son centre.
Le télescope spatial James Webb (JWST) a pointé son regard vers deux nuages moléculaires de gaz dense et froid contenant des amas de très jeunes étoiles en gestation, situés aux extrêmes confins de la bordure galactique, à 58 000 années-lumière de son centre.
Les proto-étoiles en formation ne sont normalement pas faciles à étudier car elles sont profondément enfouies dans des cocons de gaz et de poussière qui les encapsulent et participent à leur formation.
Les scientifiques ont utilisé la caméra NIRCam (Near-Infrared Camera) et l'instrument MIRI (Mid-Infrared Instrument) pour percer ces régions denses et mettre à nu ces nourrissons stellaires avec un niveau de détail sans précédent.
On soupçonnait depuis longtemps la présence de sous-amas d’étoiles au sein de ce genre de nuage. C’est ce que les capacités d'imagerie de Webb ont confirmé pour la première fois, en particulier grâce à l’instrument MIRI.
Une autre caractéristique des très jeunes étoiles est qu’elles émettent d’immenses jets de matière depuis leurs pôles appelés « objets Herbig-Haro ». C’est très précisément ces jets qu’on peut observer en grande quantité dans l’environnement très dynamique et turbulent de cette pouponnière stellaire.
Cette fenêtre ouverte sur les naissances d’étoiles devrait permettre d’en apprendre plus sur cette phase encore méconnue de leur vie.
Des mirages pour observer l’adolescence des galaxies
A quoi ressemblait notre Galaxie il y a 7 milliards d’années, lorsque la formation d’étoiles battait son plein dans tout l’Univers ? C’est la question à laquelle le télescope spatial James Webb a essayé de répondre.
A cause de la vitesse finie de la lumière, plus on regarde loin, plus la lumière met de temps à nous parvenir et plus il y a du délai entre l’image que l’on observe et ce qu’il se passe réellement sur l’objet observé. En résumé : « Regarder loin, c’est regarder tôt », comme disait l’astrophysicien Hubert Reeves.
Pour observer la structure des galaxies telles qu’elles étaient il y a 7 milliards d’années, à l’apogée de la formation des étoiles dans l’Univers, il faut regarder des galaxies suffisamment lointaines, situées à 7 milliards d’années-lumière. Problème : ces galaxies sont si éloignées qu’elles apparaissent minuscules sur les prises de vue faites au télescope, ce qui rend l’étude de leur anatomie très complexe.
Heureusement, l’Univers lui-même nous offre un moyen naturel de « zoomer » sur ces galaxies : les lentilles gravitationnelles. Si des objets massifs (galaxies, amas de galaxies, trous noirs…) se trouvent entre nous et la galaxie étudiée, leur gravité va courber et concentrer la lumière, ce qui amplifie la taille apparente et la luminosité de la galaxie lointaine, comme une lentille. Mais ce phénomène n’est pas parfait. Cet effet de lentille gravitationnelle crée souvent des images multiples d’une seule et même galaxie de fond, et déforme souvent fortement ces images-mirages.
C’est en observant les mirages gravitationnels provoqués par l’amas de galaxie MACS-J0417.5-1154 que les données du télescopes James Webb ont permis d’étudier les images multiples de deux galaxies en interaction situées dans l’univers lointain. L’une de ces deux galaxies est vue par la tranche et l’autre de face. Cette dernière est très poussiéreuse, ce qui la rendrait difficile à observer en lumière visible, mais beaucoup plus facile à voir dans le domaine des infrarouges que détecte le James Webb.
Ces deux galaxies montrent, comme les modèles le prévoient, une formation d’étoiles très active, probablement en partie le résultat de cette collision galactique qui, d’après l’anatomie peu déformée de ces deux galaxies, n’en est probablement qu’à ses débuts.
Composition de l’atmosphère de l’exoplanète WASP-107b
Grâce à l’observation en infrarouge moyen de l’atmosphère enflée de l’exoplanète WASP-107b lors d’un transit, l’instrument MIRI du télescope spatial James Webb y a mis en évidence la présence de dioxyde de soufre et de nuages de silicates. La présence de vapeur d’eau a été confirmée mais aucune trace de méthane n’a été détectée.
Ces résultats publiés dans la revue Nature permettent de faire évoluer de manière significative notre connaissance des modèles planétaires et défient tous les modèles atmosphériques. En effet, les modèles actuels ne permettent pas d’expliquer l’absence de méthane. De plus c’est la première fois que des chercheurs détectent des nuages de silicates dans une super Neptune.
Détection d’isotopologues de l’ammoniac dans l’atmosphère d’une naine brune froide
L’instrument MIRI a pour la première fois permis de détecter, dans l’infrarouge moyen, des isotopologues de l’ammoniac dans l’atmosphère d’une naine brune froide (W1828), enrichissant notre compréhension de la formation des exoplanètes. En effet, l’observation des naines brunes (semblables aux géantes gazeuses) offre indirectement la possibilité d’étudier les exoplanètes éloignées de leur étoile car les processus physiques et chimiques y sont semblables. Les résultats obtenus sur le rapport isotopique 14N/15N sont compatibles avec une formation d’étoile par effondrement gravitationnel. Ainsi, les isotopologues de l’ammoniac peuvent être utilisés comme un indicateur pour étudier la formation des exoplanètes.
Le rôle du rayonnement des étoiles massives mis en évidence dans la formation des systèmes planétaires
La plupart des étoiles peu massives se forment dans des amas d’étoiles, au sein desquels il existe également des étoiles massives qui irradient dans l’ultraviolet lointain. En combinant des données multi longueur d’onde dans l’infrarouge (JWST), le submillimétrique (ALMA) et le visible (Hubble), des chercheurs ont observé un système stellaire de la nébuleuse d’Orion et dans lequel le disque protoplanétaire était irradié par des étoiles massives. Ils ont pu mettre en évidence et quantifier l’effet de ce rayonnement ultraviolet lointain sur le taux de perte de masse dans le disque. Ils ont montré que ce processus était suffisamment efficace pour supprimer le gaz dans le disque proto planétaire en moins d’1 million d’années, empêchant la formation de planètes géantes telles que Jupiter. Ce résultat vient confirmer les modèles théoriques de formation des planètes sous l’influence des étoiles massives.
Concentré d’innovation technologique et d’ambition scientifique, le télescope spatial Webb permet de franchir un nouveau cap dans la compréhension de l’Univers. Un programme exceptionnel piloté par la NASA, dans lequel la France a pris toute sa part.
Webb observe dans le domaine de l’infrarouge avec pour objectifs principaux de : - détecter la lumière des premières étoiles et galaxies apparues après le Big Bang,
étudier la formation et l’évolution des galaxies, des étoiles et des systèmes planétaires
caractériser l’atmosphère des exoplanètes connues.
Succédant au télescope spatial Hubble, le télescope spatial James Webb est le plus grand et le plus puissant télescope jamais lancé dans l’espace. Conçu pour répondre aux questions les plus essentielles sur l’Univers, il promet des découvertes révolutionnaires dans tous les domaines de l’astrophysique ainsi que de nouvelles images des objets célestes lointains à couper le souffle.
Webb est équipé de quatre instruments de pointe, dont MIRI (Mid-InfraRed Instrument), développé sous la responsabilité de l’ESA et des agences spatiales nationales par un consortium de laboratoires européens, en collaboration avec le JPL (Jet Propulsion Laboratory) en Californie.
À bord, l’imageur français MIRIM (MIRI iMager), développé par le CEA avec des équipes du CNRS (IAS, LESIA et LAM) et de ses partenaires, sous la responsabilité du CNES.
MIRI est le seul instrument à aller au-delà de 5 micromètres, ce qui le rend capable d’étudier :
l’émission d'hydrogène et la recherche des premiers objets lumineux,
la formation et l’évolution des premières galaxies dans l'univers (distantes de plus de 12 milliards d’années-lumière),
l’émission des éléments sombres dans les Noyaux Galactiques Actifs,
la formation des étoiles et systèmes proto-planétaires,
l’évolution des systèmes planétaires, la taille des objets de la Ceinture de Kuiper et les comètes faiblement lumineuses,
l’observation des naines brunes et des planètes géantes,
la recherche des conditions favorables à l'apparition de la vie.
NIRCam a pour but de :
détecter la lumière des premières étoiles, des amas d'étoiles ou des noyaux galactiques,
étudier les galaxies très lointaines vues au cours de leur formation,
détecter la distorsion de la lumière due à la matière noire,
rechercher les supernovae dans les galaxies lointaines,
étudier la population stellaire dans les galaxies proches, les étoiles jeunes dans la Voie Lactée et les objets de la Ceinture de Kuiper dans notre Système Solaire.
NIRSpec a une sensibilité dans une gamme de longueurs d'ondes qui correspond aux radiations des plus lointaines galaxies et est capable d'observer plus de 100 objets simultanément. Les objectifs scientifiques clés de cet instrument sont :
l’étude de la formation des étoiles et des abondances chimiques des galaxies lointaines jeunes,
la recherche des structures dans les disques de gaz dans les Noyaux Galactiques Actifs (galaxies très lumineuses et énergétiques, observables aux longueurs d'ondes allant des ondes radio aux rayons X),
l’étude de la distribution des masses des étoiles dans les amas d'étoiles jeunes.
Déroulé du projet
Le 25 décembre 2021 Ariane 5 a parfaitement réussi sa mission et mis en orbite le télescope spatial James Webb de la NASA. Le successeur de Hubble, a décollé depuis le port spatial européen de Kourou grâce aux équipes de l’ESA, du CNES, d’Arianespace et d’ArianeGroup.La campagne de préparation du lancement a eu lieu sur le site et a duré 55 jours.
Ariane 5 a placé Webb sur une trajectoire qui l’a emmené directement vers sa destination finale : le second point de Lagrange (L2), une orbite située à 1,5 millions de km de la Terre, que le télescope a atteint 29 jours après son lancement. Intégralement déployé dès son arrivée à L2, il a allumé et testé l’ensemble de ses 4 instruments avant d’être opérationnel le 12 juillet 2022.
Après le lancement, Webb est passé par une période de recette en vol de 6 mois au cours de laquelle ont été testés tous les sous-systèmes et expériences scientifiques à bord et tous les moyens sol avant de déclarer le télescope opérationnel. MIRI a été le dernier instrument déployé parce qu’en opérant dans l’infrarouge, il a dû refroidir 6 mois pour fonctionner à la température la plus basse du télescope, 7 K. La phase nominale doit durer 5 ans et pourrait être prolongée jusqu’à 10 ans.
Grâce à son expertise unique au monde dans le domaine de l’infrarouge moyen, le consortium Miri a confié le développement de l’imageur Mirim à la France. En effet, le CEA a acquis une expertise étendue dans ce domaine avec la réalisation d’Isocam, installé sur le satellite Iso, ou de l’instrument Visir du VLT au Chili.
Mirim a été développé entre 2004 et 2009 sous la responsabilité du CNES, signataire de l'accord MIRI avec l'ESA. La contribution française est donc assurée par les quatre entités suivantes :
le CNES, maître d’ouvrage, assure la gestion globale, contrôle et adapte les ressources humaines et le budget français en fonction de l'avancement des développements et des plannings au niveau de Webb, de MIRI et de MIRIM. En cas de difficultés techniques sur des sujets spécifiques, le CNES apporte aussi l’aide de ses experts internes.
le CEA, maître d’œuvre de Mirim, a joué un rôle majeur. Le CEA a ainsi conçu l’instrument, réalisé la structure mécanique et la roue à filtre, puis assemblé et testé l’instrument. Il est aussi en charge du suivi de ses performances scientifiques et a pu – fait unique en Europe – participer aux tests des détecteurs aux États-Unis. Il a aussi coordonné l’implication de tous les partenaires, dont les quatre partenaires français.
le LESIA (Laboratoire d'études spatiales et d'instrumentation en astrophysique, Observatoire de Paris-PSL/CNRS/Sorbonne Université/Université de Paris) a développé un nouveau système de coronographe de type « quatre quadrants ». Cette technologie est envoyée pour la première fois dans l’espace grâce à Webb.
le LAM (Laboratoire d’astrophysique de Marseille, Aix-Marseille Université/CNRS) a réalisé les tests mécaniques des différents sous-systèmes. Ces tests sont particulièrement importants pour s’assurer que l’instrument résiste aux vibrations subies au décollage.
En plus des contributions françaises directes, le banc optique de l'imageur MIRI s'interface avec d'autres équipements internes développés par des laboratoires étrangers :
le cryo-mécanisme de la roue porte-filtres (MPIA Heidelberg, Allemagne),
les miroirs et prismes optiques (CSL, Belgique),
les filtres (Observatoire de Stockholm, Suède),
Et un équipement externe : le module détecteur (JPL, USA).
Comme pour le Télescope Spatial Hubble, le Flight Dynamics Facility est situé au Goddard Space Flight Center tandis que le Centre d'Opération Scientifique est hébergé par le Space Telescope Science Institute à Baltimore sur la côte Est américaine. Un centre d'expertise en Europe pour MIRI et un en France pour MIRIM (MICE) participent à l'amélioration des performances durant la totalité de la mission.
Segment sol
Le segment sol PLATO, chargé de la validation, de la calibration et du traitement des données d'observation PLATO de manière à générer les données scientifiques exploitables par les scientifiques, inclut :
sous responsabilité de l'ESA, le Centre d'Opérations Mission (Mission Operations Centre - MOC) ainsi que le Centre d'Opérations Scientifiques (Science Operations Centre : SOC)
sous la responsabilité du Consortium PLATO (PMC - Plato Mission Consortium) le centre de données PLATO (PDC – Plato Data Center), le management scientifique (PSM – Plato Science Management) et l'équipe de calibration et d'opérations (PCOT – Plato Calibration and Operation Team)
le programme d'observation sol (Ground Observation Program – GOP), géré par le PMC
Responsabilité de l’ESA : Mission Operation Center (MOC)
Il est situé à l'ESOC (European Space Operations Centre) à Darmstadt, en Allemagne. Il s'occupera des opérations en vol de la mission Plato. Il assurera le contrôle et enverra les commandes nécessaires pour la configuration de l’instrument et le contrôle du satellite. Il recevra le flot de télémesure en provenance du satellite.
Responsabilité de l’ESA : Science Operation Center (SOC)
Il est situé à l'ESAC (European Space Astronomy Centre), à Villanueva de la Cañada, en Espagne. Il aura la responsabilité de la planification et de la préparation des observations basées sur le PIC (Plato Input Catalogue), ainsi que des analyses de routine des données afin de produire et distribuer les courbes de lumières validées. Les télécommandes relatives à ces observations seront envoyées au MOC qui ensuite transmettra au SOC les données issues des observations programmées. La plupart des données Plato seront publiques dès qu'elles seront rendues utilisables. Une petite quantité de données sera réservée aux principaux investigateurs et co-principaux investigateurs des Centres de Données et Charge Utile. Ces données seront soumises à une période de propriété d'un an.
Pour chaque champ observé par le satellite, une liste des cibles stellaires sera identifiée et compilée dans le catalogue PLATO (le PIC – Plato Input Catalogue). Cette liste sera définie 9 mois avant le lancement et mise à jour 6 mois minimum avant de procéder au pointage et à l'observation d'un nouveau champ. Elle inclura l'échantillon principal de 20 000 cibles stellaires, appelé "prime sample", qui sera établi et supervisé par le SWT (Science Working Team) PLATO et qui listera les étoiles à observer avec la meilleure précision possible et en priorité. La campagne d'observations avec les télescopes du GOP (Ground Observing Program) sera effectuée en parallèle des observations effectuées à partir du satellite PLATO.
Satellite et instruments
Description générale
Les principales caractéristiques du satellite sont les suivantes :
masse au lancement : 2279 kg hors marges pour une capacité lanceur (Ariane 62) de 2595 kg.
taille : 3,5 m x 3,7 m x 3,14 m en position repliée, 9,1 m panneaux solaire déployés.
durée de vie par design : 6,5 ans
durée d'opérations minimale fonction des réserves d'ergols : 8 ans.
un module de service, appelé SVM (SerVice Module), une structure supportant les différents sous-systèmes satellite.
un module charge utile, appelé PLM (pour PayLoad Module) composé d'un banc optique équipé de 26 télescopes (caméras). A noter que les électroniques associées aux caméras sont montées sur un panneau latéral spécifique de la structure du SVM.
Les spécifications de pointage sont les suivantes :
dérive sur l'attitude de pointage (Attitude Pointing Drift Error - PDE): 3" (secondes d'arc) demi-cône sur 3 mois le long de la direction de pointage et 6" (secondes d'arc) demi-cône sur 3 mois en rotation autour de la direction de pointage.
erreur de répétabilité sur l'attitude de pointage (PRE – Pointing Repeatibility Error) : 3" (secondes d'arc) demi-cône le long de la direction de pointage et 6" (secondes d'arc) demi-cône en rotation autour de la direction de pointage.
erreur de pointage relative (RPE – Relative Pointing Error) : 1" (secondes d'arc) demi-cône sur 25s le long de la direction de pointage et 2" (secondes d'arc) demi-cône sur 25s en rotation autour de la direction de pointage.
Le SVM est composé de l'ensemble des éléments et systèmes satellite en-dehors du PLM, à savoir : structure, panneaux solaires, batteries, systèmes de communication, de destion des données, avionique, moteurs et réservoirs, bouclier solaire, couvertures thermiques, radiateurs, etc… ainsi qu'un système de contrôle d’attitude et de pointage satellite performant permettant de positionner, d'orienter et de stabiliser le satellite de manière appropriée. Il intègre également les boitiers électroniques nécessaires au fonctionnement et à la gestion des instruments.
La structure, composée d'un tube central et de panneaux, est en interface avec le lanceur et offre une base rigide au PLM. Les boitiers électroniques sont situés sur la panneau inférieur qui fait office de radiateur. Un écran solaire (bouclier), montés sur le corps de la structure du satellite, protège les caméras du PLM du Soleil.
Le module charge utile (PLM) est principalement constitué d'un banc optique accueillant les 26 caméras, et d'un panneau satellite accueillant les électroniques nécessaires à leur fonctionnement devant être séparées de par leur dissipation thermique.
Au niveau sous-système PLM (module charge utile donc), on distingue le banc optique (OBA – Optical Bench Assembly) fournit par le Prime sous contrat ESA et la charge utile (Payload) composée des caméras et leurs électroniques associées fournis par le Consortium Plato (PMC – Plato Mission Consortium).
Sa masse est de 623 kg pour une consommation électrique maximale (pic) de 890 W. Le volume journalier de données générées est de 835 Gbit.
Parmi ces 26 caméras, 24 caméras dites normales, ou caméras N, sont exclusivement affectées aux observations scientifiques et imagent à une cadence d'une image toute les 25s, et 2 caméras dites rapides, ou Caméras F (F pour Fast) 10 fois plus rapides (une image toutes les 2,5 s) équipées de filtres rouge pour l'une et bleu pour l'autre, sont utilisées pour le pointage fin du PLM et pour la détection d'une éventuelle atmosphère autour des exoplanètes orbitant autour des étoiles les plus brillantes.
Les instruments
Les caméras :
Les caméras sont composées des 4 sous-ensembles suivants :
les télescopes, avec leur partie optique (TOU -Telescope Optical Unit) et le plan focal (FPA -Focal Plane Assembly)
l'électronique de proximité (FEE -Front End Electronic)
le contrôle thermique (TCS -Thermal Control System).
Le DPS (Data Processing System) :
Le Data Processing System est divisé en deux segments, un segment spatial à bord du satellite PLATO, et un segment sol. Concernant le segment spatial, avec 24 cameras N et deux caméras F rapides, le volume de données généré chaque jour est de plus de 100 Terabits (1012 bits), à comparer aux quelques centaines de Gbits qu'il est aujourd'hui possible de transmettre au sol sur une journée.
Le rôle du DPS à bord du satellite est donc de réduire ce volume d'un facteur de plus de 1000. Il comprend les 3 sous-ensembles suivants :
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