Un Centre de Commande Contrôle (CCC - Command Control Center). Cette composante regroupait un centre nominal et un centre redondant
Une Station de Réception 2 GHz
Un Réseau de Communication (RC ou DCN - Data Communication Network)
Un Centre d'Expertise Compensation de Traînée (CECT)
C’était l'élément central des opérations de Microscope. Il avait un double rôle dans l'expertise des fonctions du satellite participant directement à la mission scientifique et la réalisation des activités opérationnelles spécifiques de Microscope : l'élaboration de la programmation en liaison avec le CMS, la génération des télécommandes pour l'instrument et le SCAA, la restitution d'attitude et d'orbite, le calcul du gaz froid restant.
Un Centre de Mission Scientifique Microscope
Il regroupait les fonctions de préparation des télécommandes instruments, d'optimisation du fonctionnement des instruments, de traitement, d'archivage et de distribution des données scientifiques. Il a été développé sous la responsabilité de l'ONERA en collaboration avec le laboratoire Géoazur (Observatoire de la Côte d’Azur et CNRS) pour les logiciels de traitement.
Instrument
Bloc Charge Utile (BCU)
Le Bloc Charge Utile (BCU) était le "cocon" de l'instrument, à savoir, un ensemble structurel qui lui garantissait sa stabilité thermique et sa tenue mécanique.
Le Bloc Charge Utile était un ensemble optimisé du point de vue mécanique et thermique, pour garantir aux accéléromètres ("SU") et à leurs électroniques de proximité ("FEEU") une bonne tenue structurale aux vibrations lors du lancement et une grande stabilité thermique, pendant les phases de mesures scientifiques.
Afin de garantir les 2 niveaux de stabilité thermique demandés (± 1mK sur les SU et ± 10 mK sur les FEEU), le BCU devait être isolé de la plate-forme et de l'environnement extérieur, qui constituaient des sources de perturbations thermiques.
Pour cela, il était fixé sur le mur thermique le plus stable du satellite : celui qui ne voyait jamais le soleil. Sa structure se composait de 2 étages découplés conductivement par des barres isolantes en titane, et l'ensemble était isolé radiativement du reste de la plate-forme par une couverture de super isolant MLI (Multi-Layer Insulator).
À la base du BCU, un radiateur était implanté, nécessaire à l'évacuation de la dissipation des "FEEU" (12 W). Un baffle était installé autour de ce radiateur pour limiter les entrées de flux thermiques variables provenant de la Terre, qui auraient pénalisé la stabilité thermique des "FEEU".
Le Bloc Charge Utile pesait environ 50 kg. Son diamètre enveloppe était de 52 cm et sa hauteur de 55 cm.
Cet ensemble a été maquetté dès la première phase du projet afin de démontrer la faisabilité d'un contrôle thermique totalement passif (i.e. sans régulation active qui perturberait les mesures scientifiques) permettant d'atteindre les performances de stabilité thermique demandées, particulièrement ambitieuses.
La maquette devait être représentative en termes d'inertie thermique (fonction de la masse et de la nature des matériaux), de géométrie, de couplages conductifs et radiatifs. Par exemple, les câbles électriques reliant les accéléromètres à leurs électroniques de proximité ont été maquettés. Leur âme (c’est-à-dire la partie conductrice centrale du câble) en cuivre particulièrement étant conductrice de la chaleur, jouait un rôle non négligeable dans les échanges thermiques entre les différents étages du BCU.
Les essais thermiques associés à cette maquette ont consisté à reproduire un certain nombre de perturbations thermiques (représentatives de celles attendues en vol) aux interfaces de cet ensemble et à en mesurer l'effet sur la stabilité de la température des maquettes-SU et des maquettes-FEEU. Ceci a nécessité de mettre en œuvre une méthodologie fine permettant de détecter des variations de température inférieures au mK.
Instrument T-SAGE
L'instrument T-SAGE (Twin-Space Accelerometer for Gravity Experiment) était constitué de deux accéléromètres différentiels, construits par l’ONERA. Chaque accéléromètre était composé d'une partie mécanique et d'une partie électronique.
La partie mécanique comprenait pour l'essentiel deux masses en formes de cylindres concentriques, libres selon six degrés de liberté. Le principe de fonctionnement était similaire pour les deux masses d'un même accéléromètre : elles étaient maintenues "immobiles" (on parle d'asservissement à une position origine) au centre d'une "cage" en silice grâce à des forces électrostatiques ("lévitation" électrostatique).
Les variations de position et d'attitude d'une masse, induites par une modification de l'environnement, étaient mesurées grâce à des détecteurs capacitifs. Ces mesures, au travers de boucles électroniques d'asservissement, généraient des tensions appliquées à des électrodes implantées sur les cylindres en silice et réparties autour de la masse qui se traduisaient par des forces électrostatiques qui maintenaient celle-ci immobile. La mesure des tensions appliquées donnait l'information d'accélération.
Afin de tester le principe d'équivalence (c'est-à-dire l'identité de la chute libre pour deux corps de nature différente dans un champ de pesanteur identique), l'un des accéléromètres différentiels disposait de masses d'épreuve en matériaux différents (platine et titane). L'autre accéléromètre différentiel, dont les deux masses d'épreuve étaient en matériaux similaires (platine), constituait une référence de mesure pour l'expérience.
Le défi de l'instrument T-SAGE réalisé par l'ONERA dans le cadre de la mission MICROSCOPE résidait dans les niveaux de performance visés qui imposaient des précisions et ajustements mécaniques extrêmes mais tout en étant capable de supporter les contraintes des missions spatiales, et en particulier le lancement.
Quelques ordres de grandeur
Masse totale de la charge utile avec son bâti : 50 kg
Masses d'épreuve :
Interne en Platine = 0,5 kg
Externe en Platine = 1,4 kg
Externe en Titane = 0,3 kg
Résolution de mesure accélérométrique = 0,1 pico-g / Hz½ dans la bande [10-3 Hz - 2x10-2 Hz]
Harnais charge utile : 7 brins de 7 µm de diamètre et de 25 mm de long
Satellite
L'ensemble du satellite avait une masse de 300 kg pour des dimensions sous coiffe nettement supérieures à celles des autres satellites Myriade : 1,4 m x 1 m x 1,5 m.
Microscope a été construit sur une plateforme microsatellite dont la conception générale était basée sur la plateforme générique Myriade, intégrant des équipements nouveaux et des fonctions spécifiques à cette mission :
Le système de propulsion à hydrazine pour le contrôle d'orbite a été remplacé par un ensemble de micropropulseurs à gaz froid (azote) disposés sur 4 coins de la structure cubique.
Le contrôle d'attitude utilisait les accéléromètres de la charge utile et les micropropulseurs. Il se doublait d'une fonction de contrôle de l'accélération, qui permettait d'annuler toutes les composantes non gravitationnelles mesurées par les accéléromètres.
Le générateur solaire spécialement développé pour ce satellite était constitué de deux panneaux rigides qui ne tournaient pas, car l'orientation du satellite sur son orbite leur garantissait un pointage permanent vers le soleil, évitant ainsi de générer des perturbations parasites pour la mission.
La charge utile placée au centre du satellite était constituée de :
L’instrument T-SAGE, comprenant deux accéléromètres différentiels SAGE, chacun ayant en propre un cœur accélérométrique et un boîtier électronique de contrôle, et en commun, un boîtier électronique d'interface avec le satellite.
Une structure en treillis équipée de protection thermique qui supportait les boîtiers sensibles et les maintenait à une température constante : le Bloc Charge Utile.
En plus des adaptations apportées à la plateforme Myriade pour satisfaire les spécificités de la mission, citées plus haut, un système de désorbitation constitué de 2 mâts déployables a été ajouté. En augmentant la surface effective du satellite (de 6,3 m²) et donc la force de traînée, ce système permettait de garantir une désorbitation en moins de 25 ans conformément à la LOS (Loi sur les Opérations Spatiales). Nommé IDEAS (Innovative DEorbiting Aerobrake System), cet équipement avait une masse totale de 12 kg. Il a été déployé avec succès le 16 octobre 2018, ses deux bras gonflés avec de l’azote conservé sous haute pression à bord du satellite, conduisant à la destruction du satellite dans l’atmosphère de la Terre autour de 2043.
Comme tous les satellites et véhicules spatiaux, Microscope disposait d'une fonction lui permettant d'acquérir puis de conserver dans le temps l'orientation angulaire souhaitée. Cette orientation angulaire était appelée attitude et la fonction s'appelle le SCA : Système de Contrôle de l'Attitude (ACS en anglais).
L'originalité de Microscope était la présence d'un contrôle continu des accélérations linéaires.
Sur un satellite normal, le mouvement linéaire (l'orbite) est corrigé de temps à autre par des jets de gaz ; mais la majeure partie du temps le mouvement est libre, soumis à la gravitation mais aussi aux forces de surface (comme les forces aérodynamiques dues à l'atmosphère résiduelle et les forces de pression solaire dues à l'impact des photons) et à d'autres forces à distance (électromagnétiques),
Sur Microscope, la méthode était différente. Le mouvement linéaire du satellite était contrôlé en permanence ; les forces perturbatrices étaient contrées par la poussée de propulseurs à jets d'azote de façon à tendre vers un mouvement purement gravitationnel. Ce contrôle était assuré sur les 3 axes linéaires, c'est pourquoi le vocable 'satellite avec compensation de traînée' n'évoque qu'une partie de la réalité. Ce contrôle linéaire allait de pair avec le contrôle de l'attitude et on parle de SCAA, où le dernier « A » désigne le contrôle des Accélérations. Un contrôle linéaire 3 axes d'une aussi grande finesse a été une première mondiale. En anglais ce système de contrôle est appelé DFACS (Drag-Free and Attitude Control System).
Comment fonctionne le drag-free ?
À chaque instant, les mesures linéaires de l'un des accéléromètres étaient traitées dans le calculateur embarqué du satellite pour en déduire les forces à commander aux micropropulseurs. Les commandes étaient envoyées aux huit micropropulseurs qui modifiaient leur poussée en conséquence. Un quart de seconde plus tard ce processus était réactivé et ainsi de suite pendant des mois.
L'instrument était utilisé comme senseur principal de la boucle SCAA/DFACS, un senseur stellaire était aussi utilisé pour estimer l'attitude sur le long terme et corriger de possibles dérives du système.
En régime permanent, le système propulsif équilibrait juste les forces non gravitationnelles et les masses d'épreuve flottaient presque librement dans leurs cages. Tout se passait comme si le satellite volait autour d'une masse d'épreuve utilisée comme guide et corrigeait ses accélérations pour que la masse reste au centre de sa cage.
Les performances demandées au SCAA/DFACS étaient extraordinaires : le résidu d'accélération demandé était de 30 pico g par racine d'Hertz ; sous cette accélération une masse d'épreuve laissée libre mettrait plus de 2 heures pour parcourir un seul centimètre !
Microscope en détails
Contexte
La théorie généralement admise pour décrire la gravitation est la théorie de la Relativité Générale. Elle est fondée sur le Principe d'Équivalence. Einstein a en effet promu ce principe, considéré comme empirique depuis Galilée et Newton, au statut de postulat de départ de sa théorie.
Selon ce principe, les lois physiques dans un référentiel tombant en chute libre dans un champ de gravitation sont équivalentes aux lois physiques dans un référentiel inertiel. Une conséquence élémentaire du principe peut s'énoncer ainsi : la trajectoire d'un corps tombant en chute libre (c'est-à-dire un corps qui n'est soumis à aucune interaction de type électromagnétique par exemple) ne dépend ni de sa structure interne ni de sa composition.
La principale raison pour tester ce principe vient du fait que la gravitation, première des interactions fondamentales connues, résiste aux tentatives d'unification avec les autres interactions fondamentales (électromagnétique, nucléaire faible et nucléaire forte). Celles-ci sont décrites selon un modèle de théorie quantique des champs, le Modèle Standard de la physique des particules, alors que la gravitation est décrite par une théorie classique (par opposition à quantique), la relativité générale, qui relie la géométrie de l'espace-temps à la densité de matière-énergie qu'il contient.
Les théories d'unification les plus récentes, telles que la théorie des cordes, cherchent ainsi à trouver une description cohérente de la gravitation et des autres interactions. Dans tous les cas, ces théories prédisent l'existence d'une nouvelle interaction dépendant de la composition des corps. Quelle que soit son origine, une éventuelle nouvelle force pourrait, en se superposant à la gravitation, être mise en évidence comme une violation du Principe d'Équivalence. Tester le Principe d'Équivalence, en particulier à travers l'universalité de la chute libre, c'est donc chercher aussi l'existence et les caractéristiques de cette nouvelle interaction.
Microscope, un microsatellite du CNES, avait pour mission de tester le principe d'équivalence d'Albert Einstein avec une précision jamais atteinte auparavant.
Pour en savoir plus sur le contexte scientifique de la mission Microscope, consultez le PDF « Contexte scientifique » téléchargeable depuis la page Ressources.
Objectifs
Tester le Principe d’Équivalence avec une précision de 10-15
Obtenir une précision 100 fois meilleure sur ce test déjà réalisé avec diverses méthodes
Le principal objectif de la mission était de tester le Principe d'Équivalence (PE) avec une précision de 10-15, c'est-à-dire 100 fois meilleure que la précision des expériences réalisées jusque-là sur Terre aussi bien avec un pendule à torsion ou sur la Lune par Laser. Pour cela, Microscope a mesuré la chute libre de deux cylindres, l’un en platine, l'autre en titane. S'ils n’avaient pas chuté de la même manière, comme prédit par certaines théories, cela aurait été un événement majeur de la recherche en physique ! Cependant, les résultats définitifs de l’expérience ont été publiés en octobre 2022, et ils confirment le principe d’équivalence avec une précision de 2,7x10-15, la meilleure obtenue jusqu’alors. Une information qui vient valider et consolider notre compréhension des lois de la physique !
En démontrant qu’il n’y avait pas de violation du principe d’équivalence jusqu’à des niveaux de précision de l’ordre de 10-15, le résultat de cette expérience a permis d'orienter les théories de la gravitation. L’absence de violation à ce niveau est par ailleurs en totale adéquation avec l’observation directe d’ondes gravitationnelles par les observatoires LIGO (2015) puis VIRGO (2017).
La mission Microscope utilisait la Terre comme source gravitationnelle de cette expérience de physique fondamentale dans l'espace. On contrôlait que le mouvement en orbite de deux masses de composition différente tombant dans le champ gravitationnel de la Terre était identique, en faisant attention à ce que les deux masses soient soumises exactement au même champ gravitationnel.
Cette expérience spatiale profitait du fait que le satellite était un "cocon" qui protégeait les instruments des forces perturbatrices (les forces non gravitationnelles, appliquées au satellite, étaient compensées par la mise en œuvre des micropropulseurs ioniques), de l'absence totale des fluctuations du gradient de gravité et de l'absence de perturbations dues à l'activité humaine.
La possibilité d'avoir de très longues périodes d'observation des mouvements de masses en apesanteur dans des conditions très stables conduisait à l'intégration de mesures faites sur plusieurs jours, ce qui permettait de rejeter les perturbations stochastiques (aléatoires).
La rotation de la fenêtre d'observation par rapport au champ gravitationnel, aidait aussi dans la discrimination du signal d'une éventuelle violation du Principe d'Équivalence. Pour améliorer la précision de la mesure, plusieurs fréquences et phases de rotation ont été considérées.
La compensation de traînée du satellite mettait en jeu des micropropulseurs à jets de gaz. Cette technologie, d'une extrême précision, a ouvert la voie à d'autres missions scientifiques nécessitant de compenser la traînée et de façon plus générale toutes les forces non gravitationnelles. Elle était aussi prometteuse pour la préparation des missions futures comportant plusieurs vaisseaux spatiaux en formation, leur trajectoire relative devant être contrôlée avec une très grande précision.
L'expérience de test du Principe d'Équivalence, qui était l'objectif principal de cette mission, ne requérait en théorie qu'une semaine de mesures en continu. Mais la préparation de cette expérience nécessitait des périodes d'étalonnage très longues (plusieurs mois). De plus elle devait être reproduite plusieurs fois dans des conditions variées pour éliminer tous les effets parasites.
Pendant les phases de mesure, le satellite était orienté suivant 2 modes principaux :
Un mode inertiel (fixe par rapport au Soleil et aux étoiles)
Un mode "spinné" : rotation lente autour de l'axe de l'orbite pour augmenter la fréquence du signal gravitationnel (de l'ordre de 3 ou 4 fois plus)
Pendant les phases d'étalonnage, le satellite subissait des sollicitations angulaires et linéaires programmées pour identifier très finement les paramètres des accéléromètres.
L'orbite choisie permettait d'assurer au satellite des périodes de 9 mois en continu sans passage dans l'orbite de la Terre, ce qui permettait de réaliser l'ensemble des phases de mesures et d'étalonnage sur une durée de mission de 2 ans.
Organisation
La supervision de la mission Microscope était sous la responsabilité d'un Comité Directeur CNES-ESA-ONERA-DLR-INSU-GEOAZUR-ZARM.
La responsabilité scientifique a été assurée par l’ONERA. Le CNES avait la charge du développement du système complet et de la réalisation du satellite. Il a financé le projet à 80%, et a assuré la maîtrise d'œuvre : développement de la plate-forme satellitaire, intégration et essais sur le satellite jusqu'à son lancement, réalisation et opération du centre de contrôle.
L'ONERA était responsable du développement de l'instrument accélérométrique et du Centre de Mission Scientifique. Il coordonnait l'exploitation scientifique de la mission.
Le laboratoire Géoazur (Observatoire de la Côte d'Azur et CNRS) a participé à la préparation du plan de mission et a préparé les traitements scientifiques en collaboration avec l'ONERA.
L'Agence Spatiale Européenne a fourni le système de micro-propulsion.
Le DLR a financé les matériaux des masses d'épreuve et les participations allemandes du PTB et du ZARM.
Le PTB, laboratoire de métrologie allemand, a fait l'usinage et la métrologie des masses d'épreuve.
Le ZARM a participé à la validation au sol des performances de l'instrument en réalisant des essais préalables dans sa tour de chute libre, ainsi qu'au traitement des données.
Le groupe performances sous la responsabilité du PI était composé de membres du CNES, de l'ONERA, de Géoazur et du ZARM.
Ressources
Liens externes
Pour aller plus loin, voici des liens vers des sites externes que vous pouvez consulter :
Un centre de contrôle (Odin Control Center : OCC) développé sous la responsabilité de la SSC, installé à l'Esrange et dont le rôle est de :
Réceptionner, décommuter et archiver la télémesure
Prétraiter la télémesure pour fabriquer les fichiers N0
Surveiller le satellite
Envoyer les télécommandes
Un centre de mission développé sous la responsabilité de la SSC, installé à Solna près de Stockholm et qui permet d'établir le plan d'utilisation des instruments en fonction des besoins scientifiques et des contraintes satellite.
Un centre d'archivage et de diffusion de données (Parallel Data Center) installé à Stockholm sous la responsabilité du Royal Institue of Technology (organisme étatique), dont le rôle est d'assurer :
L’archive des produits N0, N1A et N1B des deux instruments (SMR et OSIRIS)
La diffusion des données vers les différents centres de production
La mise à jour d'un répertoire ou catalogue des produits disponibles dans l'archive, ce catalogue étant accessible à partir d'un serveur Web
La diffusion des produits vers les utilisateurs
Un centre de production des N1A et N1B SMR, développé sous la responsabilité de l'université de Chalmers et installé à Chalmers.
Un centre de production des N1-OSIRIS, développé sous la responsabilité du Canada et installé à l'université de Saskatoon au Canada.
Un centre de production des N2-OSIRIS, installé en Finlande.
Un centre de production et d'archivage des N2-SMR/Aéronomie, développé sous la responsabilité du MISU et installé à Stockholm.
Un Segment sol français, pour traiter des niveaux 2 SMR aéronomie et des niveaux 1 SMR astronomie, qui est composé de :
Un Système de Gestion des Données ODIN astronomie implanté au Centre National d'Etudes Spatiales (CNES) de Toulouse
Une chaîne de traitement scientifique pour l'aéronomie implantée dans le service ETHER à l'Institut Pierre Simon Laplace (IPSL)
Organisation scientifique française pour l’aéronomie
Les différents organismes et laboratoires français impliqués dans la composante aéronomie du projet Odin sont :
Le LATMOS (anciennement : service d'aéronomie de l'université de Paris VI/CNRS)
Le CNRM (Météo-France) à Toulouse
L'Observatoire de Bordeaux
Le laboratoire DEMIRM de l'Observatoire de Paris
L'Observatoire de Bordeaux a eu comme rôle de développer :
Un prototype de chaîne de traitement des produits N1B-SMR (spectres calibrés) vers des produits N2 (profils verticaux des composés atmosphériques). Ce prototype est basé sur un logiciel d'inversion permettant d'estimer une molécule dont le spectre sera centré par rapport à la largeur de bande du spectromètre (Auto-corrélateur ou SAO) et sur un nombre de canaux défini.
Des outils graphiques permettant de cartographier les produits N2 (contour pour chaque couche, moyenne zonale de profils verticaux, trajectoire du satellite et localisation des points de mesure...).
Pour chaque espèce à valider, un groupe de scientifiques a été constitué comprenant au moins un scientifique français.
Le groupe aéronomie français a prévu de valider en priorité 5 espèces (ozone(O3), monoxyde de chlore(ClO), acide nitrique(HNO3), protoxyde d’azote(N2O) et eau(H2O)) dans le mode d'observation "basse stratosphère" et de participer à la validation des aérosols à partir de données OSIRIS et des données températures issues des mesures SMR dans la bande 119 GHz. Cette validation consiste à :
Comparer les profils estimés à des données exogènes provenant de mesures sol, ballons, avions (issues de la campagne THESEO de la CE et du réseau NDSC) ou de satellites.
Comparer les inversions réalisées par les logiciels suédois et les logiciels français.
Faire le suivi des différents types de cartographie des données de niveau 2 produites à partir des différents logiciels (retour de l'analyse vers le groupe, identification des problèmes rencontrés...).
Proposer des améliorations des logiciels.
Organisation scientifique française pour l’astronomie
Les différents organismes et laboratoires français impliqués dans la composante astronomie du projet Odin sont :
Le LAM
Le CESR
Le laboratoire DEMIRM de l'Observatoire de Meudon
Le LIRA (anciennement laboratoire ARPEGES puis LESIA) de l'Observatoire de Meudon
Le laboratoire ARPEGES a comme rôle de :
Participer à la définition des produits N0, N1A et N1B ainsi qu'à la définition des traitements permettant de passer du N0 au N1A et N1B.
Vérifier le fonctionnement du SAO durant une phase d'environ un an incluant la phase de recette en vol. Pour cela ARPEGES a développé des logiciels permettant de :
Traiter les N0-SMR/SAO pour surveiller le fonctionnement de l'instrument.
Réaliser le passage des données N0-SMR/SAO vers les N1-SMR/SAO dans le but d'évaluer les performances de l'instrument.
Développer ou proposer des outils permettant de passer des N1 au N2.
Définir la configuration informatique (matériel et logiciel) permettant aux scientifiques français d'exploiter dans leur laboratoire les produits N1.
Accès aux données d’aéronomie
L'accès aux donnés et au service de traitement des données Odin aéronomie se fait à travers ETHER (inclus aujourd’hui dans le pôle de données AERIS/DATA TERRA). Les données de chimie atmosphérique produites par l'instrument SMR d'Odin sont traitées en Suède à partir d'un algorithme suédois et en France à partir d'un algorithme développé par des chercheurs du CNRS avec le soutien du CNES.
L'algorithme français a été installé au Centre de Production et de Service ETHER ou il est accessible à travers internet. Les scientifiques peuvent ainsi traiter les données Odin en fonction de leurs besoins. Les tracés présentés sur ce site sont issus de ces traitements.
Accès aux données d’astronomie
Jusqu'à la fin de l'année 2010, l'accès aux données Odin d'astronomie se faisait par le SGDO situé au CNES Toulouse.
Ce système fournissait à l'utilisateur les moyens :
D’accéder aux données de niveau 0 du SMR (autocorrélateur et Spectromètre Acousto-Optique),
De visualiser les spectres,
De calibrer ces spectres en fréquence et en amplitude (produits de niveau 1),
De distribuer les spectres bruts (niveau 0) ou calibrés (niveau 1) suivant plusieurs formats (CLASS et FITS), ainsi que les données auxiliaires (données de servitude et données d'attitude du satellite),
De télécharger des logiciels (IDL) permettant d'utiliser scientifiquement ces données.
Dorénavant, les données N0 et N1 sont accessibles sur le site suédois du SNSB. L'accès aux données nécessite, au préalable, l'obtention d'un compte utilisateur et mot de passe.
Satellite et instruments
Le satellite
Composition du satellite
Un module télescope : constitué d'un télescope (une antenne de 1.1 m de diamètre de type Cassegrain avec un foyer décentré) et deux senseurs stellaires utilisés pour le contrôle d'attitude, le tout monté sur une structure. Ce module a la priorité pour la stabilité thermique et la précision d'alignement.
Une plateforme : comprenant une structure supportant les panneaux solaires, les systèmes d'alimentation, de contrôle d'attitude, de traitement bord, de télémesure et de contrôle thermique.
Une charge utile : comprenant un radiomètre micro-onde sub-millimétrique (SMR) et un spectromètre optique avec des capacités spectroscopiques en ultraviolet et proche infrarouge (OSIRIS).
Puissance : 340 W fournis par les panneaux solaires déployés
Précision de pointage : ±15 arcsec en mode observation, ±1.2 arcmin en mode balayage
Débit : > 720 kbits/s sur la station de réception d'Esrange (Kiruna)
Mémoire de masse : > 100 Mo dans une mémoire de masse
Durée de vie : 2 ans
Étant donné que les lancements vers le terminateur sont peu communs, Odin a eu un lancement dédié. Le satellite a été lancé par un lanceur russe START-1, depuis Svobodny en Russie.
Durée de l’orbite : 97,6 min (environ 15 orbites par jour)
La charge utile
La charge utile comprend un radiomètre micro-onde sub-millimétrique (SMR) et un spectromètre optique avec des capacités spectroscopiques en ultraviolet et proche infrarouge (OSIRIS).
Le radiomètre, recevant les signaux du radiotélescope de 1.1 m, est utilisé pour les deux missions : astronomie et aéronomie.
Pour cela le radiomètre peut couvrir les bandes de fréquence : 118.25 - 119.25 GHz, 486 - 504 GHz et 541 - 580 GHz. Le récepteur est équipé d'un spectromètre acousto-optique (SAO) et de deux spectromètres auto-corrélateurs (AC1 et AC2).
La bande passante instantanée maximale est de 1 GHz. Il y a deux fréquences, au choix, de résolutions, respectivement, 1 MHz et 150 KHz.
Sensibilité : 1 K dans 1 MHz avec S/N = 5 après 15 mn
Le spectromètre optique ultraviolet-proche infrarouge OSIRIS est uniquement utilisé pour les observations d'aéronomie. Les gammes de longueurs d'onde sont entre 200 - 800 nm, 1.19 - 1.39 µm et 1.43 - 1.60 µm.
Principales caractéristiques du spectromètre OSIRIS
Longueurs d’onde : 280 - 800 nm et 1270 nm
Résolution optique : 1 nm
Résolution IR : 10 nm
Ouverture : 10 cm2
FOV : 0.02° x 0.75°
L’instrument SAO Odin
L'instrument SAO Odin a été construit par un consortium de trois laboratoires français : le LAS (Marseille), responsable des tests de qualification et de la gestion technique de l'ensemble de l'instrument et du processeur SAO ; le CESR (Toulouse) qui a construit l'interface numérique et les sous-systèmes d'alimentation en énergie ; et l'Observatoire de Paris-Meudon (Laboratoire ARPÈGES) qui a construit le sous-système "interface" et est responsable de la gestion scientifique de l'instrument.
Le Processeur InterFace du SAO
Ses fonctions sont les suivantes :
Sélection d'un des cinq canaux disponibles (quatre bandes sub-millimétriques et une millimétrique). La largeur de bande des canaux est de 1 GHz centrée sur 3.9 GHz avec un niveau d'entrée de -60 dBm/MHz.
Amplification et conversion de la bande de fréquence 3.9 GHz en 2.1 GHz, en mélangeant la fréquence avec une "phase-loop locked DRO" à 6 GHz.
Ajustement du niveau d'entrée par pas de 1 dB sur une gamme de 15 dB.
Calibration interne de la réponse en fréquence du SAO par l'utilisation d'un générateur "100 MHz Comb" (stabilité de 10-3 entre -30° et 70 °C).
Les technologies utilisées impliquent des composants hyperfréquences fiables, incluant des films fins sur substrat d'aluminium et des "underground lines".
Le Processeur Acousto-Optique du SAO
Le Processeur SAO est directement issu d'un processeur Acousto-Optique conçu par l'Observatoire de Meudon pour une instrumentation au sol (Lecacheux et al., 1993). Le Processeur SAO utilise une diode laser 780 nm (Hitachi HL 7851 G) alimentée par un courant continu. La cellule Bragg lithium niobate (de Thomson), après diffraction anisotropique de la lumière, fournit environ 1000 éléments sur une largeur de bande de 1 GHz. Le photo-détecteur est un CCD linéaire de 1728 pixels (Thomson TH 7803). L'ensemble du processeur Acouto-Optique est stabilisé en température à différents pas de fonctionnement allant de 10° à 30°C, dans le but d'éviter les variations à court terme (plateforme satellite) et à long terme (vieillissement) de la température.
Gestion des données et interfaces du SAO
Le signal vidéo de sortie du CCD est lu toutes les 5 ms et numérisé sur 12 octets, pour ne pas modifier le bruit statistique du signal sur une gamme dynamique supérieure à 10 dB. Un additionneur fournit la somme de quatre lectures successives au transputer (Thomson T805), il réalise aussi l'intégration "double-buffer" finale en synchronisme avec le radiomètre et les informations de pointage de l'antenne. Le transputer réalise aussi la surveillance de l'instrument et gère les communications avec l'ordinateur de bord d'Odin.
Les caractéristiques instrumentales du SAO
Tous les composants impliqués sont fiables, qualifiés pour le spatial à l'exception de la diode laser et de la cellule de Bragg. Ces deux composant ont été testés de façon intensive et qualifiés pour le spatial dans le cadre de deux programmes spécifiques du CNES.
Les principales caractéristiques électriques et environnementales de l'instrument sont listées ci-dessous :
Fréquence d’entrée (5 canaux) : 3.9 GHz
Largeur de bande : 1.0 GHz
Résolution spectrale : 1 MHz
Stabilisation thermique active : ±0.02°C
Contrôle du gain : 15 dB par pas de 1 dB
Étalonnage de fréquence interne : 100 MHz Comb
Stabilité (variance Allan) : 100 sec
Taille : 4.5 dm3
Masse : 5.9 kg
Consommation d'énergie (incluant la stabilisation thermique) : 19.5 W
Durée de vie : 2 ans
Température de fonctionnement : 0° à 30°C
L'instrument a été testé intensivement en laboratoire : tous les paramètres spectrométriques mesurés (largeur de bande et "flatness", résolution spectrale, stabilité d'amplitude, précision et stabilité de la fréquence, etc…) sont bien au-delà des spécifications attendues.
Odin en détails
Contexte
Le satellite Odin a été conçu pour étudier à la fois les objets astronomiques et l'atmosphère terrestre.
Depuis la découverte, en 1985, du trou dans la couche d'ozone au-dessus de l'Antarctique, de nombreuses campagnes de mesures ont été menées pour comprendre son origine. L'appauvrissement en ozone est causé par des réactions chimiques catalytiques dues aux atomes d'halogènes tel que le chlore, libérés par les chlorofluorocarbones (CFC) produits par l'homme. La grande augmentation de la concentration en chlore actif (ClO et Cl) est due aux réactions chimiques hétérogènes dans les nuages de particules stratosphériques au niveau des pôles. Des perturbations similaires, mais plus petites, peuvent aussi être observées au-dessus de l'Arctique ainsi qu'à des latitudes plus basses.
À une échelle globale, le processus d'appauvrissement est assez complexe, impliquant le phénomène de transport atmosphérique, les variations de la chimie de l'ozone à différentes altitudes, ainsi que de grandes variations naturelles.
Contexte astronomique
Les étoiles se forment, à partir de nuages de molécules interstellaires froids et extrêmement clairsemés, lorsque le gaz est comprimé par les forces de gravité. Pour pouvoir continuer à se contracter, les nuages doivent se débarrasser de l'énergie produite par la compression, sinon la pression thermique va arrêter la contraction et stopper le processus. On pense que les étoiles en formation dégagent cette énergie en produisant de la vapeur d'eau, des molécules d'oxygène, du monoxyde de carbone et du carbone.
L'image de ces processus chimiques complexes conduisant à la formation de molécules dans ces nuages n'est pas encore très claire. Aujourd'hui nous connaissons plus d'une centaine de sortes de molécules présentes dans ces nuages, mais nous ne connaissons toujours pas l'abondance des espèces clés telles que l'eau (H2O) et l'oxygène (O2). Pour résoudre cette inconnue, des observations depuis l'espace sont nécessaires, car l'atmosphère terrestre absorbe les raies d'émission des molécules H2O (eau), O2 (oxygène), C (carbone) et - dans une certaine mesure – CO (monoxyde de carbone).
Objectifs
Étudier l’ozone atmosphérique
Étudier les interactions entre les régions atmosphériques
Étudier la formation stellaire
Étudier les atmosphères planétaires
Objectifs aéronomiques
En aéronomie, Odin étudie l'atmosphère, plus particulièrement ce qui concerne la formation et la détérioration de l'ozone, et comment ceci affecte le trou dans la couche d'ozone. Avec de nouvelles connaissances, nous nous rapprochons des réponses aux questions primordiales telles que : comment la pollution affecte-t-elle l'atmosphère ?
De meilleurs modèles peuvent être construits grâce à la détermination de l'altitude et la cartographie de la répartition géographique des composants clés, paramètres fournis par la mission Odin.
Les études scientifiques réalisées grâce à des mesures des différents éléments trace, concernent principalement la stratosphère et la mésosphère. Plus précisément, les objectifs scientifiques sont :
L'étude de l'ozone stratosphérique : pour connaître, dans la région du "trou d'ozone", l'extension géographique des mécanismes responsables de l'appauvrissement en ozone ainsi que pour étudier les effets de dilution et la possible chimie hétérogène y compris en dehors des régions polaires dus aux aérosols contenants des sulfates.
L'étude de l'ozone mésosphérique : pour établir le rôle relatif de la chimie des isotopes rares de l'hydrogène et les effets du transport ordonné et turbulent ainsi que le rayonnement corpusculaire.
L'étude de la mésosphère pendant les périodes d'été : pour établir la variabilité de la vapeur d'eau mésosphérique incluant une estimation des flux requis pour la formation des aérosols dans la mésosphère polaire.
L'étude des interactions entre les régions atmosphériques : pour étudier quelques-uns des mécanismes qui provoquent le couplage entre la basse et haute atmosphère, à titre d'exemple le transport descendant du NO (monoxyde d’azote) avec ses effets sur la photochimie de l'ozone et les échanges verticaux des espèces minoritaires telles que les isotopes rares de l'oxygène, CO et H2O.
Objectifs astronomiques
En astronomie, le satellite apporte aussi un éclairage nouveau sur les processus chimiques qui contrôlent l'enchaînement des événements impliqués dans la formation de nouvelles étoiles. Odin étudie aussi les comètes qui sont un sous-produit de la formation des nouvelles étoiles, et qui peuvent nous donner de nouveaux indices sur la façon dont notre système solaire s’est formé.
Odin est spécifiquement conçu pour détecter les molécules H2O et O2, en plus des autres molécules, et peut observer individuellement des centaines de nuages de notre galaxie ainsi que des groupes de nuages géants dans d'autres galaxies.
Les objets astronomiques étudiés grâce à la mission Odin sont :
Les nuages de molécules géants et les nuages sombres proches : le but est d'améliorer notre compréhension de la chimie et des processus de refroidissement du milieu interstellaire et par voie de conséquence, les conditions de formation des étoiles.
La détection des protoétoiles.
Les comètes : études de la physique du dégazage de l'eau, la taille des régions actives et l'estimation de la densité des comètes à longue et à courte période.
Les planètes : la distribution verticale des éléments en trace dans les atmosphères de Jupiter et Saturne. La détection des constituants minoritaires remontés par la convexion fournit des informations non seulement sur la dynamique mais aussi sur la physique et la chimie des basses atmosphères.
Les enveloppes circumstellaires : études des dynamiques et compositions chimiques des écoulements.
Les galaxies proches : estimations du taux de formation d'étoiles à partir des observations de CO et H2O.
Odin est conçu pour travailler dans les bandes inexplorées du spectre électromagnétique, pour des longueurs d'ondes d'environ 0.5 mm et 3 mm. Celles-ci contiennent les raies d'émission de molécules importantes telles que la vapeur d'eau, les molécules d'oxygène, l'ozone et le monoxyde de carbone. Ces raies sont utilisées pour étudier les processus se produisant dans l'atmosphère terrestre et dans les objets astronomiques. Des informations complémentaires sur l'atmosphère viennent de raies spectrales dans les longueurs d'ondes ultraviolettes et optiques. Beaucoup de données scientifiques majeures relient les processus de formation des étoiles, la chimie interstellaire et l'équilibre de l'ozone atmosphérique.
Déroulé du projet
Le satellite Odin a été lancé le 20 février 2001 par un lanceur Start-1 depuis le cosmodrome de Svobodny en Russie. La mission initiale était de 2 ans et a été prolongée plusieurs fois.
Pour l'aéronomie, le satellite suit le limbe terrestre - balayant l'atmosphère à des altitudes comprises entre 15 km et 120 km en 2 minutes. Il peut y avoir jusqu'à 40 balayages par orbite.
Pour les observations de sources astronomiques, Odin pointe en continu en direction de l'objet observé pendant une durée pouvant aller jusqu'à 60 minutes.
En 2025, le satellite ODIN était toujours opérationnel, après 24 ans en orbite, mais son altitude décroît rapidement. Elle est passée de 600 km à 450 km d’altitude. Sa rentrée atmosphérique est considérée comme proche dans le temps et devrait survenir au printemps 2026.
Odin est le produit de la collaboration entre un grand nombre d'institutions de quatre pays :
Suède
Onsala Rymdobservatorium
Mikrovågselektronik, Chalmers
Radio-och rymdvetenskap, Chalmers
Meteorologiska Institutionen, Stockholms Universitet
Stockholms Observatorium, Stockholms Universitet
Astronomiska Observatoriet, Uppsala Universitet
France
Laboratoire de Physique de l'ENS, PARIS
Service d'Aéronomie du CNRS/IPSL
Observatoire de Bordeaux, CNRS/INSU, Floirac
Laboratoire d'Astronomie Spatiale, Marseille
Observatoire de Paris-Meudon
Centre d'Etude Spatiale des Rayonnements, Toulouse
Finlande
Finnish Meteorological Institute
Radio Laboratory, Helsinki University of Technology
Arctic Research Center, Sodankylä
Canada
Inst. of Space and Atmospheric Studies, University of Saskatchewan
Dept. of Earth and Atmospheric Science, York University
Dept. of Physics, University of Toronto
Dept. of Physics and Astronomy, University of Waterloo
Dept. of Physics and Astronomy, University of Calgary
Dept. of Astronomy and Physics, St Mary's University, Halifax
Dept. of Physics and Astronomy, McMaster University, Hamilton
Contributions françaises
Le CNES a contribué à Odin pour :
La fourniture d'un Spectromètre Acousto-Optique développé sous la maîtrise d'œuvre du LAM, avec le CESR et le département de radioastronomie ARPEGES de l'observatoire de Meudon.
L’approvisionnement, chez les industriels français, des senseurs solaires et stellaires et des gyroscopes.
Le contrôle et la détermination de l'attitude du satellite, avec en particulier la fourniture d'un catalogue d'étoiles pour le senseur stellaire et le détachement d'un ingénieur du Centre Spatial de Toulouse au sein du groupe projet suédois.
Les essais d'environnement satellite chez INTESPACE, sous responsabilité suédoise.
Des tests d'alignement du télescope au CESR à Toulouse.
Le CNES est aussi impliqué dans la mise en place avec les laboratoires français, d'une composante sol utilisateur qui permet d'assurer la validation scientifique des données. Cette composante sol utilisateur est principalement constituée :
D’une chaîne de traitement scientifique pour l'aéronomie (MOLIERE), dont les algorithmes ont été conçus par l'Observatoire de Bordeaux et rendue opérationnelle par la société SILOGIC. Cette chaîne permet de restituer les profils des molécules de l'atmosphère (produits de niveau 2).
D’un système de gestion et de traitement des données pour l'astronomie, développé par la société SILOGIC, installé sur les moyens informatiques du Centre Spatial de Toulouse.
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