Contexte

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.

Organisation

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.

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.

Responsabilité du Plato Mission Consortium

• PSM (PLATO Science Management)
• PCOT (PLATO Characterization and Operations Team)
• PDC (PLATO Data Center)
• GOP (Ground-based Observation Program)

Traitement des données

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.

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.

Coté architecture, il comprend 2 modules : 

• 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.

SerVice Module (SVM)

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.

PayLoad Module (PLM)

Optical Bench Assembly (OBA)

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 : 

1. les télescopes, avec leur partie optique (TOU -Telescope Optical Unit) et le plan focal (FPA -Focal Plane Assembly)
2. l'électronique de proximité (FEE -Front End Electronic)
3. l'unité électronique auxiliaire (AEU -Ancillary Electronic Unit)
4. 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 : 

1. Les MEUs (Main Electronic Units)
2. La FEUs (Fast Electronic Unit)
3. Les ICUs (Interface Control Unit)

Les champs sont définis dans le repère galactique, c’est-à-dire dont l'origine est la Terre, les astres de la voie lactée étant repérés par rapport à un axe partant de l'origine (de la Terre donc) pointant vers le centre de notre galaxie. Dans ce repère (voir image ci-dessous), les coordonnées d'un astre sont sa latitude galactique l (distance angulaire par rapport au plan galactique, comptée positivement de 0 à 90° au nord de ce plan et négativement, de 0 à -90° au sud) et sa longitude galactique b (angle entre le point origine et la projection du corps céleste sur le plan galactique, croissant de 0 à 360° dans le sens direct).

Pour la mission nominale de 4 ans, 12 champs de 2232 deg² ont été sélectionnés sur la base de modèles prédisant de fortes concentrations en étoiles naines (rappelons que le Soleil est une naine jaune de classe G2). Parmi ces champs (en bleu sur l’image ci-dessus) : 

• deux sont destinés à l'observation longue durée, appelée LOPs pour Long-duration Observation Phase. L'un a été défini dans l'hémisphère nord appelé NPF (Northern long-duration Phase Fields) et le second dans l'hémisphère sud appelé SPF (Southern long-duration Phase Fields). Sur les champs représentés en bleu, les zones en bleu foncé, bleu moyen et bleu clair sont vues par respectivement 6, 12 et 18 caméras du module charge utile (PLM). Ces LOPs permettront de détecter des transits de planètes ayant des périodes orbitales similaires aux planètes telluriques du système solaire, de la Terre en particulier.
• dix autres champs appelés STEP pour STEp-and-stare field Pointing (code de couleur inversés par rapport aux LOPs) ont été retenus pour des observations de durées plus courtes (typiquement 2 à 5 mois), observations appelées SOPs (Step-and-stare Observation Pointing), permettant une couverture de la voûte céleste bien plus grande que les missions précédentes.

A partir de ces champs, 3 stratégies sont définies pour la mission nominale de 4 ans, à savoir :

1. Un LOP de 2 ans sur NPF et un deuxième LOP de 2 ans sur SPF, qui constitue aujourd'hui le scénario de base
2. Un LOP de 3 ans sur NPF ou SPF suivi de plusieurs SOPs sur la quatrième année
3. Un LOP de 4 ans sur NPF ou SPF

La mission étendue jusqu'à 6 ans et demi, voire au-delà, sera définie fonction du scénario de base adopté et des champs non observés. Les champs définis seront prioritaires, mais il n'est pas exclu que d'autres champs soient proposés.

Le premier champ à observer devra être défini 2 ans avant le lancement, et mis à jour 9 mois avant. Pour les autres champs, ils devront être définis 6 mois au moins avant leur observation.

Documents ressources

Pour aller plus loin, téléchargez les documents PDF ci-dessous :

• Détails de l’organisation (PDF)
• Détails de la stratégie d’observations (PDF)
• Détails Segment sol et traitement des données (PDF)
• Détails des systèmes du satellite (PDF)

Liens externes

Sites PLATO

• Site PLATO de l'ESA
• Site PLATO de l'ESA (portail sciences et technologies)
• Site PLATO de l'ESA (portail cosmos)
• Site du Consortium PLATO

Sites des laboratoires français

• IRFU : Institut de Recherche sur les lois Fondamentales de l’Univers (CEA/Saclay)
• IAP : Institut d’Astrophysique de Paris UMR (Sorbonne Université/CNRS-INSU) Observatoire de Paris
• IAP : Institut d’Astrophysique de Paris UMR (Sorbonne Université/CNRS-INSU) IAP
• IAS : Institut d’Astrophysique Spatiale UMR (Université Paris-Sud 11 / CNRS-INSU)
• IRAP : Institut de Recherche en Astrophysique et Planétologie (Université Toulouse 3-Paul Sabatier / CNRS-INSU), Planètes, Environnements et Plasmas Spatiaux (PEPS)
• IRAP : Institut de Recherche en Astrophysique et Planétologie (Université Toulouse 3-Paul Sabatier / CNRS-INSU), feu vert pour les derniers développements de la mission PLATO
• IRAP : Institut de Recherche en Astrophysique et Planétologie (CNRS-INSU)
• LAM : Laboratoire d’Astrophysique de Marseille (Aix-Marseille Université/CNRS-INSU)
• LESIA : Laboratoire d’Etudes Spatiales et d’Instrumentation en Astrophysique UMR (Université Pierre & Marie Curie de Paris / Université Paris-Diderot / CNRS-INSU)
• LUPM : Laboratoire Univers et Particule de Montpellier (Université Montpellier 2/CNRS-IN2P3)
• OCA : Observatoire de la Côte d’Azur (Université Côte d’Azur/CNRS-INSU)

Contexte

L’humanité a déjà découvert plusieurs milliers de planètes autour d’autres étoiles que le Soleil, et leur nombre augmente pratiquement tous les jours (Exoplanet.eu). 

Ces planètes montrent une grande diversité en termes d’orbites, de tailles, de masse et de types de planètes. 

Plusieurs techniques sont utilisées pour détecter ces exoplanètes : 

• la spectroscopie avec les vitesses radiales,
• la photométrie avec les transits planétaires,
• l’imagerie directe avec des techniques de coronographie,
• et d’autres méthodes moins usitées. 

C’est pour le moment la méthode des transits planétaires qui a apporté la majeure partie des découvertes d’exoplanètes. Alors que la première planète extrasolaire a été découverte par Michel Mayor et Didier Quelloz en 1995 en utilisant la méthode des vitesses radiales depuis l’observatoire de Haute Provence, la méthode des transits planétaires a été utilisée pour la première fois avec succès dès 2009 grâce à la mission spatiale CoRoT. 

PLATO combinera ces 2 méthodes de détection d’exoplanètes :  la méthode de transits planétaires sera assurée grâce au satellite PLATO lui-même ; elle sera complétée par la mesure de vitesses radiales grâce à un réseau de télescopes sol dédié.

Les objectifs scientifiques primaires de PLATO sont les suivants :

• détection d'un grand nombre de planètes extrasolaires orbitant dans la zone habitable d'étoiles naines de la séquence principale (classe de luminosité V) de types K7 à F5, et d'étoiles sous-géantes (classe de luminosité IV) de mêmes types spectraux, magnitudes visuelle Mv 11 à 13, et détermination de leur masse, rayon (et donc densité) de manière à évaluer leur habitabilité.
• détection et caractérisation de centaines d’exoplanètes telluriques, glacées ou géantes gazeuses, incluant l’architecture de leurs systèmes planétaires et leur évolution dans le temps
• identification de sources brillantes (Mv 4 à 11), susceptibles d’avoir une atmosphère. Ces cibles seront cataloguées et adressées à d’autres missions ou télescopes (JWST, E-ELT ou ARIEL) pour analyser leur atmosphère par spectrophotométrie. 

Ces objectifs pourront être atteint par : 

1. la détection de planètes et détermination de leur rayon avec une précision de 3% par la méthode du transit.
2. la détermination de leur masse avec une précision supérieure à 10% à partir de la mesure des vitesses radiales effectuées par des télescopes sol. En outre, cette méthode permettra de confirmer les détections faites par la méthode des transits depuis le satellite PLATO.
3. La détermination de la masse, du rayon et de l’âge de leur étoile hôte avec une précision de 10% par astérosismologie (étude des modes de vibration des étoiles) depuis le satellite PLATO.

En plus des objectifs scientifiques principaux, PLATO pourra également satisfaire à de nombreux thèmes scientifiques complémentaires :

• la découverte de systèmes planétaires autour d'étoiles binaires
• la détection de satellites naturels (lunes) et d'anneaux autour d'exoplanètes, de comètes, de planètes gravitant autour d'étoiles jeunes ou anciennes.
• L’étude astérosismologique de géantes rouges, d'amas stellaires, d'étoiles binaires, variables et de magnétars (étoiles émettant un intense champ magnétique)

Déroulé du projet

PLATO sera lancé en décembre 2026 à bord d’Ariane 62, pour une insertion en orbite directe autour du second point de Lagrange (L2) du système Soleil-Terre que le satellite atteindra au bout de 30 jours. La masse du satellite est de l’ordre de 2 100 kg.

Etant donné que la ligne de visée des télescopes et orientée vers le zénith et sachant qu'ils ne doivent pas être exposés au Soleil, la stratégie de lancement inclut une orbite basse circulaire de parking (c’est-à-dire une orbite transitoire avant son orbite finale). De plus, l'étage supérieur d'Ariane 62 permettra une rotation du satellite autour de son axe longitudinal (mode "barbecue" afin de répartir uniformément la chaleur reçue). Ceci permettra de pouvoir procéder au lancement à tout moment à l'exception de fenêtres d'exclusion de manière à éviter les éclipses de Lune et de Terre.

L'orbite sélectionnée à L2 est de type Lissajous large-amplitude (873 000 km x 611 000 km max) dont la forme et le paramètres dépendront de la date de lancement. Le maintien du satellite sur cette orbite sera assuré par des manœuvres effectuées tous les 28 jours environ commandées depuis le centre d'opération mission de l'ESA (Mission Operation Center - MOC –) basé à l'ESOC (European Space Operation Center) à Darmstadt en Allemagne.

Ce point L2 est situé à 1,5 millions de km de la Terre, sur l'axe Soleil – Terre et en opposition par rapport au Soleil. Il a été choisi car la température et le niveau de radiations y sont stables. La charge utile (télescopes) et protégée du Soleil par un bouclier recouvert coté Soleil de panneaux solaire, donc exposé en permanence au flux de rayonnement solaire. Les orbites sans éclipse y sont possibles. Vu de la position du satellite, le Soleil, la Terre et la Lune sont tous localisés dans un angle solide relativement petit (c’est-à-dire dans une même direction et occupant une région restreinte du ciel, depuis le point de vue du satellite). Une très grande portion du ciel est ainsi observable en continu.

Arrivé en L2, la mission débutera par une phase de recette en vol ("commissionning") destinée à une vérification fonctionnelle et des performances du satellite et de son module charge utile (PLM) incluant sa calibration, phase qui devrait durer environ 3 mois avant d'entamer la phase opérationnelle.

Cette phase opérationnelle aura une durée nominale de 4 ans, suivie d'une possible extension à 6 ans et demi (duré de vie minimale du satellite), sachant que le satellite aura à bord des consommables lui permettant d'opérer pendant 8 ans et demi minimum.

En orbite autour de la Terre, le satellite PLATO tournera de 90° autour de son axe de pointage (LoS – Line of Sight) tous les 3 mois pour garder une bonne orientation de son bouclier solaire, protégeant le PLM et exposant les panneaux solaires vers le Soleil.

Organisation

Organisation générale

La mission PLATO est développée conjointement par l'ESA et le consortium mission PLATO (PLATO Mission Consortium, PMC). L'organisation générale est la suivante :

L’ESA a la responsabilité globale de la mission PLATO. Elle est responsable de la fourniture du satellite, du centre des opérations de la mission (Mission Operation Center, MOC, à l’ESOC), du centre des opérations scientifiques (Science Operation Center, SOC, à l’ESAC) et du lancement. Le développement du satellite est réalisé en maîtrise d’œuvre industrielle.

Le PLATO Mission Consortium (PMC) est un consortium scientifique européen financé par les agences nationales. Sa responsabilité globale (PMC Lead) est assurée par un(e) représentant du DLR (Institute of Planetary Research), qui a le titre de chercheur(se) principal (PI) de la mission. 

Dans le consortium PLATO, on compte à ce jour 821 acteurs scientifiques répartis sur 28 pays , dont 23 au PMC, 20 au PMC board, 142 au PLATO Data Center (PDC), 166 au PLATO Payload (PP) et 565 au PLATO Science Management (PSM).

Contributions françaises

La contribution française est développée sous la responsabilité du CNES, en partenariat avec les laboratoires. Le LAM (Laboratoire d'Astrophysique de Marseille) assure la coordination de l’équipe scientifique française au sein du consortium européen.

Neuf laboratoires reçoivent un financement du CNES, à savoir : 

• IRFU : Institut de Recherche sur les lois Fondamentales de l’Univers (CEA/Saclay)
• IAP : Institut d’Astrophysique de Paris UMR (Sorbonne Université/CNRS-INSU)
• IAS : Institut d’Astrophysique Spatiale UMR (Université Paris-Sud 11 / CNRS-INSU)
• IPAG : Institut de Planétologie et d’Astrophysique de Grenoble UMR (Université Grenoble Alpes /CNRS-INSU)
• IRAP : Institut de Recherche en Astrophysique et Planétologie (Université Toulouse 3-Paul Sabatier / CNRS-INSU)
• LAM : Laboratoire d’Astrophysique de Marseille (Aix-Marseille Université/CNRS-INSU)
• LESIA : Laboratoire d’Etudes Spatiales et d’Instrumentation en Astrophysique UMR (Université Pierre & Marie Curie de Paris / Université Paris-Diderot / CNRS-INSU)
• LUPM : Laboratoire Univers et Particule de Montpellier (Université Montpellier 2/CNRS-IN2P3)
• OCA : Observatoire de la Côte d’Azur (Université Côte d’Azur/CNRS-INSU)

Centre de mission

La production globale des données est partagée équitablement entre le centre de mission indien situé au NRSC Hyderabad en Inde et le centre de mission français situé au CNES Toulouse qui disposent de capacité de traitement similaires.

Les deux centres de mission génèreront les produits jusqu’au niveau 3. Les produits à partir des niveaux 1C sont distribués aux utilisateurs.

Les produits de niveau 1C sont les grandeurs radiatives en haut de l’atmosphère (non corrigées des effets atmosphériques) mais corrigées des défauts instrumentaux et géo-référencées.

Les produits de niveau 2 sont les grandeurs radiatives de surface (réflectance et température de surface notamment), utilisables pour toutes les thématiques de la mission.

Les produits de niveau 3 sont des séries temporelles continues (avec une valeur par jour) d’évapotranspiration journalière, qui est la variable utilisable directement par les agronomes, les hydrologues et autres intervenants pour piloter finement l’irrigation.

Les deux centres de mission assureront la distribution de l’ensemble des données TRISHNA.

L’ensemble des données sera accessible via les deux portails français GEODES et indiens BHOONIDHI de manière transparente pour les utilisateurs.

L’accès aux données sera libre et gratuit.

Du côté français, ces données seront également accessibles sur les portails thématiques comme le pôle de données et de services surfaces continentales THEIA ou le pôle thématique Océan ODATIS. 

Les centres de mission seront également en charge le suivi et le maintien des performances radiométriques, géométriques et des performances des produits distribués. Le suivi radiométrique de l’instrument VSWIR sera effectué par l’ISRO, le suivi du TIR par le CNES.

Les centres de mission sont également en charge de la pérennisation long terme des données jusqu’au niveau 1C. Pour le CNES ce service est effectué par l’intermédiaire du SERAD (Service de Référencement et d’Archivage de Données).

Le schéma ci-dessus montre les composantes du système TRISHNA et identifie le partage des responsabilités entre le CNES et l’ISRO. Les composantes sur fond bleu sont de responsabilité CNES, celles sur fond orange de responsabilité ISRO. L’ensemble du système étant de responsabilité conjointe.

Le système TRISHNA (cf. figure ci-dessus) est constitué de :

• un satellite de la classe d’une tonne composé d’une plateforme IRS fournie par l’ISRO et des instruments suivants :
  • TIR fourni par le CNES,
  • VNIR/SWIR fourni par l’ISRO.
• un segment sol de commande contrôle, situé à l’ISTRAC (ISRO Telemetry Tracking and Command Network);
• deux segments sol mission, un en Inde (PLGS-I) et un en France (PLGS-F), comportant des fonctionnalités identiques, ils comportent chacun un centre de production et de distribution, et un centre d’expertise
  • le centre de production des données est en charge de l’élaboration des produits (jusqu’au niveau 3) et de leur diffusion ;
  • le centre d’expertise instrument et produits, en charge du suivi de la qualité des produits et de la mise à jour des paramètres bord et sol. Le centre d’expertise France est en charge du TIR et le centre d’expertise Inde est en charge du VSWIR.

Il s’appuie sur e réseau de stations bandes X multi-mission du CNES, (complété par une station bande X ISRO située à Hyderabad) et un réseau sol de transmission des données. 

Plateforme

La plateforme transportant les instruments leur fournit la propulsion, l'électricité et les fonctions d'orientation pour contrôler la trajectoire du satellite. Elle sera construite par l'ISRO à partir d'un modèle préexistant IRS-1k et avec les adaptations nécessaires à la mission TRISHNA.

• Masse : 770 kg (masse totale du satellite environ 1 tonne)
• Mémoire de masse : 1,4 Tbits de données
• Débit de télémesure : 920 Mbps (bord-sol en bande X)
• Panneaux solaires : puissance de 2 kW

La charge utile transportée par la plateforme est composée de deux instruments :

• L’instrument infrarouge thermique
• L’instrument VSWIR

L’instrument infrarouge thermique

Caractéristiques techniques

De responsabilité CNES, cet instrument dont le développement a été confié à Airbus contient 4 bandes spectrales dans l'infra-rouge thermique. Elles permettront de mesurer la température et l’émissivité de surface de la Terre et de l’océan côtier.

• Masse : 210 kg
• Gamme d'observation : de -23°C à +77°C
• Précision : 0,3°C
• Bandes spectrales : 4 (8.65 µm, 9.0 µm, 10.6 µm, 11.6 µm)

L’instrument comporte un miroir d’entrée monté sur un mécanisme de balayage assurant une fauchée de +/-34°, puis un télescope à trois miroirs, suivi d’un cryostat abritant le plan focal refroidi constitué d’un détecteur et de filtres spectraux.

L’instrument dispose de deux références radiométriques à bord : une visée espace froid et un corps noir chaud, dont les acquisitions servent à l’étalonnage de l’instrument.

Le principe fonctionnel de l’instrument TIR est le suivant :

Le mécanisme de scan pilote de façon continue le miroir d’entrée permettant ainsi d’imager l’ensemble de la fauchée (afin de parcourir environ 1030 km de champ de vue) par succession de cycles d’environ 5 secondes (appelés Basic Repeat Cycle (BRC)). 

A chaque cycle, en plus de l’acquisition des images terre, le miroir de scan image successivement l’espace froid grâce à un trou dans le radiateur orienté vers l’espace froid (ceci permet de calibrer le courant d’obscurité du détecteur) puis un corps noir interne (pour les calibrations de gain). 

Le flux collecté par le miroir de scan est ensuite concentré sur le plan focal (contenant un détecteur et des filtres qui vont collecter ce flux) grâce à un télescope anastigmate à 3 miroirs.

Le détecteur et les filtres sont positionnés dans un boitier appelé cryostat. Le cryostat de TRISHNA est en Titane et a bénéficié d’une fabrication additive. Ce cryostat permet l’isolation thermique du plan focal du reste de l’instrument. Le détecteur est refroidi à 60 °K grâce à deux cryocoolers. Le fonctionnement à cette température permet de garantir les performances souhaitées.

Les données collectées par le détecteur sont envoyées vers un boitier électronique appelé TRISHNA Front End Electronic Module (TFEEM).

Un boitier électronique nommé ICU contrôles l’ensemble des électroniques de l’instrument : le module de pilotage du mécanisme de scan (MDE), le module de contrôle des Cryocooler (CCE) et la (TFEEM). Ce boitier assure également le contrôle thermique de l’instrument et les interface avec la plateforme. 

L’instrument dispose de redondances internes permettant de pallier à certaines pannes.

Principe de fonctionnement

L’instrument TIR acquière les images sur un principe appelé « push Wiskbroom ». Les données sont acquises dans la direction perpendiculaire à la trace au sol (à la verticale sous le satellite) grâce à la rotation du miroir de scan. Ensuite le mouvement naturel du satellite sur son orbite permet d’acquérir les données le long de la trace au sol.

L’instrument VSWIR

Caractéristiques techniques

Développé par l'ISRO, cet instrument contient 9 caméras dans le visible qui serviront à identifier le type d'assolement et son état. Par exemple, elles permettront de connaitre la quantité de végétation dans le pixel observé et son stade de développement. 

• Masse : 120kg
• Bandes spectrales : 5 bandes VNIR (B1: Blue (485nm), B2: Green (555nm), B3: Red (670nm), B4: NIR (860nm), B5 : WV (910nm)) et 2 bandes SWIR (B6: Cirrus (1380nm), B7: SWIR (1610nm)

Principe de fonctionnement

Contrairement à l’instrument TIR, le principe d’acquisition de l’instrument VSWIR est un « pushbroom ». Les données sont acquises instantanément sur toute la largeur de la fauchée et de manière continue au fur et à mesure que le satellite avance sur son orbite comme on peut le voir sur la figure ci-dessous.

Son champ de vue de + 34° est obtenu par 3 caméras dans le Visible et 6 caméras dans le SWIR.

Contexte

Le projet TRISHNA couvre six thématiques et problématiques liées à l’observation et l’étude du système Terre :

1. Le stress hydrique des écosystèmes et la gestion de l’eau

Le stress hydrique d'une plante peut être déterminé à partir de sa température de surface. Une température élevée indique qu’une plante ne transpire pas et qu’elle manque donc d’eau. 

Déployer des techniques de culture cohérentes avec l'état des plantes permettrait ainsi d’optimiser l'irrigation dans le secteur agricole, d’améliorer la production et de faire d'importantes économies d'eau alors que cela représente aujourd'hui 70% de l'eau consommée mondialement.

2. L’hydrologie en zones littorales et continentales

La dissolution de certains gaz comme le CO2 (dioxyde de carbone) ou au contraire son rejet vers l'atmosphère dépend de la température de surface des mers et des océans mais également de l'activité biologique en mer. C’est pourquoi il est important de mesurer et de suivre l’évolution de ces températures. 

En milieu continental, la surveillance des rivières, lacs et autres points d'eau, est tout aussi nécessaire à la gestion des ressources hydriques et de la qualité des eaux.

3. Le suivi des écosystèmes urbains

En milieu urbain, l’aménagement des quartiers et les activités humaines génèrent des microclimats susceptibles d'affecter la qualité de vie et la santé des citadins. Avec la concentration de la population et la hausse des températures estivales, ces îlots de chaleur risquent de s'aggraver.

4. La cryosphère

Aux hautes latitudes et aux altitudes élevées, l’accès aux températures de surface amélioreront la compréhension du changement climatique sur la neige, les calottes polaires, les glaciers et le permafrost. 

En haute montagne, surveiller le cycle de l'eau via les glaciers, les neiges et les lacs offre la possibilité d'une meilleure gestion des bassins qu'ils alimentent. En Inde, où une part importante de l'eau disponible provient de l’Himalaya, cette mesure se révèle très utile. En effet, avec les précipitations, la distribution spatiale et latitudinale de la température est un pilote essentiel de l’hydrologie des bassins versants montagneux.

5. La Terre solide

Améliorer la capacité de détection d’anomalies thermiques, permettrait potentiellement de prévoir des événements de type tremblement de terre.

6. L’atmosphère

Le bilan énergétique des nuages est un poste clé du bilan radiatif global de la Terre.

Le projet TRISHNA poursuit les objectifs suivants dans ses 6 thématiques :

Le stress hydrique des écosystèmes et la gestion de l’eau

Grâce aux mesures thermiques de TRISHNA, il sera possible de suivre l'évolution du stress hydrique du couvert végétal sur l'ensemble du globe. Avec des mesures tous les trois jours et une résolution de 60m, TRISHNA délivrera des données extrêmement fines sur l'état hydrique des parcelles agricoles et des forêts à partir desquelles les gestionnaires du territoire pourront développer des techniques adaptées.

Pour ce qui concerne l’agriculture pluviale (qui dépend uniquement de la pluie pour s’approvisionner en eau), TRISHNA va aider à mieux suivre les épisodes de sécheresse et leur impact sur les rendements.
Pour tout ce qui est végétation, il s’agit de mieux diagnostiquer les zones vulnérables, que ce soit par rapport au risque d’incendie ou de gel, avec des indicateurs pertinents.
TRISHNA va apporter des données pour les bilans de disponibilité en eau, pour les études sur les causes d’origine naturelle ou anthropique de la variation de niveau des nappes phréatiques. Les variables essentielles calculées grâce à TRISHNA sont la température, des indices de stress et l’évapotranspiration.

En évaluant l'évapotranspiration, TRISHNA informe indirectement sur les transferts biogéochimiques entre les différents compartiments terrestres : l'eau transporte avec elle certains polluants chimiques qu'elle dépose dans la terre lorsqu'elle s'infiltre ou dans l'air lorsqu'elle s'évapore. Connaissant ces échanges, il est possible d'aménager le territoire afin d'éviter la pollution des sols et d'améliorer la qualité de l'eau qui s'y trouve.

L’hydrologie en zones littorales et continentales

Les températures à la surface des mers et des océans qu'obtiendra TRISHNA au niveau des côtes sont un bon indicateur des échanges gazeux entre le milieu marin et l'atmosphère. L'interprétation des données permettra d'établir un état des écosystèmes marins : niveau des ressources halieutiques, risque de bloom marin (prolifération rapide du phytoplancton), qualité de l'eau de mer et des eaux continentales s'y déversant. Sur les deltas ou à proximité des centrales nucléaires par exemple, il sera possible d'observer les panaches thermiques se mélangeant et de suivre leur évolution. 

Le suivi des écosystèmes urbains

Les mesures effectuées par TRISHNA permettront de mieux saisir l'effet d'une végétalisation et d'aider aux choix lors des constructions (architectures, orientations et matériaux des bâtiments, types de toitures, types de chaussées, etc.).

La cryosphère

TRISHNA surveillera les températures de surfaces aux hautes latitudes et altitudes, ainsi que le cycle de l’eau des calottes polaires, glaciers, neiges, lacs et permafrosts.

La Terre solide

TRISHNA doit améliorer la capacité de détection d’anomalies thermiques, qui sont potentiellement des précurseurs d’événements de type tremblement de terre.

La mission contribuera également au suivi de l’activité volcanique, à travers une détection précoce de points chauds au sein des coulées de lave.

L’atmosphère

Les mesures thermiques de TRISHNA contribueront à affiner nos connaissances sur le changement climatique en cours.

Déroulé du projet

Le satellite sera lancé en 2026 depuis Sriharikota par un lanceur Indien PLSV (Polar Satellite Launch Vehicle).

Tous les huit jours, le satellite survolera le même point avec le même angle de vue. Toutefois, compte tenu de son champ de vision de +/-34°, un même point pourra être observé tous les 3 jours à l’équateur, et même plus fréquemment aux latitudes tempérées. Ces observations se feront avec plusieurs angles différents, la séquence se reproduisant avec un cycle de 8 jours. L'ensemble des surfaces continentales et des zones côtières sera donc couvert en moins de 3 jours. 

Les caméras de TRISHNA ont une résolution qui varie entre 57 mètres (au nadir) et 90 mètres (en bord de fauchée). Les produits seront fournis avec une résolution de 60 mètres. Multicapteurs, le satellite TRISHNA observe simultanément dans le domaine thermique, visible et proche infrarouge. Sans précédent, la combinaison de telles caractéristiques spatiales et temporelles permettra l’observation mondiale de phénomènes thermiques à des échelles fines, notamment utiles à la gestion des territoires. Ainsi, peu d'évènements lui échapperont en comparaison des résultats obtenus par les précédentes missions.

Masque d’acquisition

Le masque d’acquisition contient l’ensemble des surfaces continentales, ainsi que les zones côtières jusqu’à 100 km de la côte. Il comprend aussi les mers fermées et la Méditerranée, l’océan Arctique et une partie de l’Antarctique.

Organisation

Le satellite sera lancé depuis Sriharikota par un lanceur Indien PLSV (Polar Satellite Launch Vehicle). Le contrôle du satellite se fera à partir du centre de contrôle situé à Bangalore. Les données scientifiques seront transmises aux deux centres de mission, l’un en Inde, l’autre en France. L'expertise technique de l’instrument infra-rouge thermique sera réalisée par la partie française tandis que celle de l’instrument VSWIR sera faite par les indiens. L'ensemble des mesures scientifiques ainsi obtenues sera accessible pour l'analyse et la distribution par les deux partenaires.

Participation française et européenne

Instituts publics

• Centre National de la Recherche Scientifique (CNRS)
• Météo France
• CNES
• Office Français de la Biodiversité (OFB)
• Ifremer
• Institut National de Recherche pour l’Agriculture, l’Alimentation et l’Environnement (INRAe)
• Institut de Recherche pour le Développement (IRD)
• Cerema

Universités

• Université Clermont Auvergne
• Université de Strasbourg
• Université Paris Cité
• Université de Montpellier
• Université de Lyon
• Université de Rouen Normandie
• Université de Bretagne Occidentale
• Université Toulouse III Paul Sabatier
• Université de Lille
• Université Grenoble Alpes
• Universitat do Valencia
• Universität Zürich

Laboratoires

• Service Hydrographique et Océanographique de la Marine (SHOM)
• Laboratoire d’Océanographie Physique et Spatiale (LOPS)
• Centre National de Recherches Météorologiques (CNRM)
• Laboratoire Morphodynamique Continentale et Côtière (M2C)
• Laboratoire d’Optique Atmosphérique (LOA)
• Laboratoire d’Océanologie et de Géosciences (LOG)
• Institut Français des Sciences et Technologies des Transports, de l’Aménagement et des Réseaux (IFSTTAR)
• Institut de Physique du Globe de Paris (IPGP)
• Mines de Paris
• Luxembourg Institute of Science and Technology (LIST)
• Service Régional de Traitement d’Image et de Télédétection (SERTIT)
• Laboratoire des sciences de l’Ingénieur de l’Informatique et de l’Imagerie (ICube)
• Institut fédéral suisse des sciences et technologies aquatiques (Eidgenössische Anstalt für Wasserversorgung, Abwasserreinigung und Gewässerschutz - Eawag)
• Pôle Écosystèmes Lacustres (ECLA)
• Laboratoire Magmas et Volcans (LMV)
• Interaction Sol Plante Atmosphère (ISPA)
• Centre d’Études Spatiales de la Biosphère (CESBIO)
• Office National d’Études et de Recherches Aérospatiales (ONERA)
• Laboratoire d’Études en Géophysique et Océanographie Spatiales (LEGOS)
• Laboratoire d’étude des Interactions Sol – Agrosystème – Hydrosystème (LISAH)
• HydroSciences Montpellier (HSM)
• Institut des Géosciences de l’Environnement (IGE)
• Environnement Méditerranéen et Modélisation des Agro-Hydrosystèmes
• INRAE/EMMAH

Participation indienne

Indian Space Research Organisation (ISRO)

• Space Applications Centre (SAC)
• National Remote Sensing Centre (NRSC)
• U R Rao Satellite Centre (URSC)
• Indian Institute of Technology Patna
• Indian institute of Technology Bombay
• Indian Institute of Science (IISC)

Autres partenaires

Le groupe mission travaille en collaboration avec les scientifiques également impliqués dans la préparation des missions partenaires :

• La mission LSTM de l’ESA : https://sentinels.copernicus.eu/web/sentinel/copernicus/lstm
• La mission SBG de la NASA et ASI : https://sbg.jpl.nasa.gov

Sur les sites de l’ESA

• Portail Gaia de l’Agence Spatiale Européenne (en anglais)
• Tous les détails et les actualités de la mission Gaia sur le portail scientifique de l’ESA (en anglais)
• Retour sur le lancement du satellite et les premiers mois de la mission (en anglais)

Autres ressources

• Site de l’Observatoire de Paris-Meudon, avec tous les détails de la mission (satellite, mission, organisation, résultats), les actualités et de nombreuses ressources à consulter pour tous les publics (en français)
• Site de diffusion scientifique Gaiavers, financé par COST, agence intergouvernementale européenne de coopération dans le domaine de la recherche scientifique et technique

Partenaires scientifiques français de la mission Gaia

• Observatoire de Nice Côte d'Azur
• Observatoire de Paris-Meudon
• Observatoire de Besançon
• Institut de Mécanique Céleste
• Observatoire Astronomique de Strasbourg
• Observatoire de Haute Provence
• Laboratoire d'Astronomique de Marseille
• Laboratoire d'Astrophysique de Bordeaux
• Laboratoire Univers et Particules de Montpellier