Contexte

Gaia est une mission d'astrométrie qui s’inscrit dans le prolongement d’Hipparcos. Ce satellite, lancé en 1989, a permis de localiser 120 000 étoiles avec une résolution de 1 milliseconde d’arc. Gaia fait 10 000 fois mieux en quantité, et 100 fois mieux en précision.

Conduit sous la maîtrise d’ouvrage de l’ESA, ce programme hors normes s’appuie sur les observations spatiales du satellite Gaia, réalisées depuis son orbite située au point de Lagrange L2, à 1,5 million de kilomètres de la Terre. 

Les données scientifiques sont ensuite traitées par un consortium européen, le Gaia DPAC, qui regroupe des équipes dans 24 pays. Avec un volume d’environ 600 Go par jour, le stockage et le traitement des données représentent un défi technique considérable. Ils ont nécessité le développement d’une infrastructure informatique exceptionnelle, s’appuyant sur le big data et les technologies des géants du web.

L'apport de Gaia touche de nombreux domaines de l'astronomie et des sciences.

Cartographier notre galaxie en 3D

La précision des mesures, inégalée à ce jour, doit permettre d’acquérir une vision tridimensionelle de notre galaxie et de consolider les modèles de formation et de dynamique des galaxies. 

Les données de Gaia font avancer considérablement les recherches sur la vie des étoiles et la dynamique de leur formation au sein des galaxies.

Des catalogues pour mieux connaître la dynamique stellaire

À ce jour, 1,8 milliard d’objets célestes ont été observés et 3 catalogues d’étoiles ont été publiés. En 2023, les informations publiées dans le troisième catalogue Gaia ont permis de découvrir, au sein de notre galaxie, les deux premiers trous noirs dormants, baptisés Gaia BH1 et Gaia BH2… avant BH3, dévoilé en avril 2024, promettant un magnifique quatrième catalogue. Le cinquième et ultime catalogue est prévu à l’horizon 2030.

Mieux comprendre le Système solaire

Bien que ce ne soit pas sa mission principale, Gaia participe aussi au grand chantier de la recherche de planètes extrasolaires grâce à la précision des mesures photométriques et astrométriques. Entre 10 000 et 20 000 exoplanètes pourraient être découvertes. 

Le nombre et la précision des mesures enrichissent la connaissance des petits objets du Système solaire et contribuent à l’amélioration du modèle des systèmes planétaires.

Des avancées en physique fondamentale

Les mesures de Gaia identifient précisément les traces de perturbation gravitationnelle provoquées par la matière noire, permettant d’affiner la connaissance de sa distribution. Le grand nombre de mesures très précises sur plusieurs catégories d'objets (Quasars entre autres) contribuent à affiner les systèmes de référence utilisés dans tous les domaines de l'astronomie.

Dans le domaine de la physique fondamentale, la mesure de la courbure des rayons lumineux par effet gravitationnel est effectuée avec une précision inégalée, permettant d'affiner les paramètres de la théorie de la relativité générale.

Déroulé du projet

Gaia a été lancé le 19 décembre 2013 par un lanceur Soyouz-Fregat depuis le Centre spatial guyanais. Le satellite, d'une masse de 2 tonnes, fabriqué par Astrium (aujourd’hui Airbus Defence and Space), est positionné au point de Lagrange L2, à 1,5 million de kilomètres de la Terre, dans la direction opposée au Soleil. Prévue pour une durée initiale de 5 ans, la mission a été prolongée jusqu’en 2025.

Gaia observe des objets célestes d’une magnitude (mesure de luminosité) inférieure à 20,7. Leur position sur la voûte céleste est obtenue avec une précision de :

• 7 µas (microsecondes d’arc) pour les objets de magnitude <12
• 25 µas pour les objets de magnitude <15
• 300 µas pour les objets de magnitude <20.

Leur vitesse radiale est mesurée avec une précision de 2 à 10 km/s pour les objets de magnitude <17.

Au cours de son trajet dans le plan focal de l’instrument, chaque objet observé traverse trois types de détecteurs : 

• un astromètre qui le détecte et détermine sa position (Sky Mapper) ;
• un photomètre qui analyse ses propriétés (BP/RP – Blue Photometer, Red Photometer) ;
• un spectromètre qui mesure sa vitesse radiale (RVS - Radial Velocity Spectrometer).

Le satellite opère en continu et réalise, en moyenne, chaque seconde, 80 observations astrométriques, 80 observations photométriques et 50 observations spectroscopiques.

Du fait de la rotation continue du satellite sur lui-même (spin) et de sa rotation autour du Soleil au cours de l'année, Gaia scrute quasi uniformément la voûte céleste. Les multiples mesures effectuées donnent un échantillonnage complet et une vision dynamique des objets observés, en particulier pour la détermination des orbites.

Gaia est équipé d'un système de détection interne et autonome : à la différence d'Hipparcos dont les observations étaient ciblées à partir d’un catalogue d'objets connus, Gaia observe tous les objets dans son champ de vue, ce qui ouvre la possibilité de nombreuses découvertes.

Organisation

L’ESA assure la maîtrise d’ouvrage de l’ensemble du programme. Le centre de contrôle et de mission (Mission Operation Center) est à l'ESOC (Centre européen des opérations spatiales, à Darmstadt, en Allemagne).

Les données d’observation, reçues à la station de Cebreros, en Espagne (station sol de l’ESA près de Madrid), font l'objet d'un premier traitement à l'ESAC (Centre Européen d’Astronomie Spatiale, à Villafranca, près de Madrid) avant d'être traitées dans les centres spécialisés implantés dans plusieurs pays européens.

Un consortium européen, le Gaia DPAC

C’est un consortium scientifique européen, le Gaia DPAC (Data Processing and Analysis Consortium), qui réalise le traitement des données Gaia. Réunissant laboratoires, observatoires, universités et agences européennes, il est organisé en neuf « Coordination Units » (CU). La CU1 assure l'architecture système, la CU2 la simulation des données, les CU3 à 8 se répartissent fonctionnellement les traitements et la CU9 valide scientifiquement les catalogues. Chaque CU se base sur des centres de traitement (Data Processing Center - DPC) qui pilotent le développement des logiciels scientifiques et leur mise en œuvre opérationnelle.

La contribution française

Le CNES s'est fortement engagé dans le DPAC pour l'architecture globale du système (CU1) et comme centre de traitement pour :

• L'unité « Simulation » (CU2). Deux simulateurs (GIBIS et GOG) utilisant les moyens communs du centre de calcul du CNES sont accessibles en ligne à toute la communauté Gaia.
• Les unités « Traitement spectroscopique » (CU6), « Traitement des objets » (CU4) et « Paramètres astrophysiques » (CU8). 

 À ce titre, le CNES a piloté le développement et la mise en place d’une architecture informatique, matérielle et logicielle, pour exploiter les logiciels des traitements spectroscopiques, astrophysiques et de classification des données Gaia. Ce super-système traite l'ensemble des données du catalogue Gaia provisoire et, en fin de mission, opérera le traitement définitif pour produire le catalogue Gaia final.

Traiter un milliard d'objets en 6 mois revient à pouvoir traiter un objet en 1/60 seconde. L'énorme puissance de calcul pour relever ce challenge est estimée à 6000 GFlops/sec (6000 milliards d'opérations par seconde). Le cluster nécessaire pour assurer ces calculs atteindra 6 000 cœurs en fin de mission.

L'équipe Gaia du CNES réunit une dizaine ingénieurs, épaulés par de l'assistance technique industrielle.

Les laboratoires français du CNRS sont fortement impliqués dans le développement et les opérations des CU4 (co-responsabilité Observatoire de la Côte d’Azur), CU6 (responsabilité Observatoire de Paris/LESIA) et CU8. Le SYRTE et l’IMCCE de l’Observatoire de Paris, l’UTINAM (Montpellier), le LAB (Bordeaux), le LUPM (Montpellier) et l’Observatoire de Strasbourg contribuent également.

Dans le troisième tome du catalogue Gaia, 80% des nouveaux objets provenait du centre de traitement du CNES.

Vidéos

Des vidéos pour mieux comprendre l'application de la Charte Internationale « Espace et Catastrophes Majeures » :

Liens externes

Pour aller plus loin, voici des liens vers des sites externes que vous pouvez consulter :

• Conférence UNISPACE III de juillet 1999 sur le site des Nations Unies
• Site officiel de la Charte internationale « Espace et catastrophes majeures »
• Site officiel X de la Charte internationale « Espace et catastrophes majeures »
• Vidéo « Recovery Observatory » (en anglais)
• Page Observing the Earth/ Charter sur le site de l’ESA
• Vidéos Charte sur le site officiel
• Documents Charte grand public (Newsletters et rapports annuels) sur le site officiel

La Charte est un accord international de coopération entre agences spatiales qui mettent à disposition leurs données satellite d’observation de la Terre en cas de catastrophes majeures. 

Contexte

Les événements climatiques violents et les catastrophes naturelles augmentent tant en intensité qu’en fréquence. Les nations du monde disposent d’un nombre grandissant de satellites et d’infrastructures pour prévenir, mieux comprendre et limiter les effets destructeurs de ces phénomènes. 

C’est dans ce contexte que la Charte Internationale « Espace et Catastrophes Majeures » signée par 17 agences spatiales internationales propose son aide aux pays sinistrés. La Charte, par sa grande réactivité, permet de fournir aux pays demandeurs des images satellites et des cartes pour mieux évaluer les dégâts, orienter les secours, chiffrer le coût de la reconstruction, etc.

La charte a pour objectif de fournir des informations et images satellitaires aux utilisateurs autorisés, en cas de catastrophe naturelle ou technologique de grande ampleur. Les demandeurs sont en général des sociétés de protection civiles, des organisations en charge des secours, des ONGs, etc. 

Le but de la coopération entre les institutions internationales membres est de contribuer à atténuer les répercussions des catastrophes sur la vie des gens, les biens et les activités économiques. 

Les données spatiales permettent également la prévention et l’anticipation de ces crises afin de protéger les personnes, les activités ou les biens exposés aux risques naturels et technologiques.

Déroulé du projet

À la suite de la conférence UNISPACE III qui a eu lieu à Vienne (Autriche) en juillet 1999, les agences spatiales européenne et française (ESA et CNES) ont lancé la Charte internationale « Espace et catastrophes majeures ». L'Agence spatiale canadienne (CSA) s’est rapidement jointe à elles, et ces trois membres fondateurs se sont chargés de mettre en place l'architecture opérationnelle de la Charte. La Charte a été déclarée opérationnelle le 1^er novembre 2000.

À ce jour, la Charte compte 17 membres dont le mandat consiste à fournir gratuitement et le plus rapidement possible des données satellitaires, existantes et/ou acquises spécifiquement, ainsi que leurs potentiels produits dérivés (cartes, statistiques, etc.). Depuis quelques années, des fournisseurs de données privés viennent également proposer leurs données. 

Organisation

La Charte assure la coordination administrative, stratégique, opérationnelle et technique de cette coopération internationale. Celle-ci est assurée par un comité directeur où chaque agence membre est représentée et par un secrétariat exécutif en charge de la mise en œuvre de la Charte.

Tout organisme national de gestion de crise peut demander l’activation de la charte, sans être membre, sous réserve qu’il réponde à 3 critères : avoir un mandat national de gestion de crise, parler anglais et être en capacité de traiter des données satellite. L’organisme doit faire la demande d’obtention du titre d’ « utilisateur autorisé à déclencher la Charte » en répondant à un formulaire.

Les 17 membres de la charte et les fournisseurs de données privés représentent au total près de 270 satellites, optiques ou radar, mobilisables à tout moment.

Les membres de la charte sont :

• Centre National d’Études Spatiales (CNES) - France
• Agence Spatiale Européenne (ESA) – Europe
• Agencia Bolivariana para Actividades Espaciales (ABAE) - Venezuela
• China National Space Administration (CNSA) – Chine
• The Argentine Space Agency (CONAE) – Argentine
• Canadian Space Agency (CSA) – Canada
• German Aerospace Center (DLR) - Allemagne
• European Organisation for the Exploitation of Meteorological Satellites (EUMETSAT) – Europe
• National Institute for Space Research (INPE) - Brésil
• Indian Space Research Organisation (ISRO) - Inde
• Japan Aerospace Exploration Agency (JAXA) - Japan
• Korea Aerospace Research Institute (KARI) – Corée du Sud
• National Oceanic and Atmospheric Administration (NOAA) – États-Unis
• The State Space Corporation (ROSCOSMOS) - Russie
• UAE Space Agency (UAESA) and Mohammed Ben Rashid Space Centre (MBRSC) – Émirats Arabes Unis
• UK Space Agency and DMC International Imaging (DMCii) – Royaume-Uni
• United States Geological Survey (USGS) – États-Unis

Principales étapes lors d’une activation de la Charte

La gestion des demandes d’activation de la Charte est assurée par un service opérationnel fonctionnant 24h/24. Les agences spatiales membres se relaient pour assurer cette astreinte tout au long de l’année. 

Voici les principales étapes en cas d’activation de la Charte par un utilisateur autorisé :

1. Très rapidement après l’activation, un opérateur de service d’astreinte contrôle la légitimité du demandeur et valide la demande d’activation selon des critères bien définis (la catastrophe doit être d’origine naturelle ou technologique ; les conflits armés, les catastrophes à évolution lente (type sécheresse) ou les demandes trop tardives ne sont pas éligibles).
2. En moins d’une heure, un ingénieur d’astreinte récupère les informations transmises par l’opérateur de service, les traite et identifie les satellites les plus pertinents pour imager la catastrophe selon des scénarios préétablis (par exemple, les satellites radar seront efficaces pour détecter les inondations ou les marées noires, tandis que les satellites optiques Haute Résolution seront adaptés pour imager des dégâts au bâti après un séisme).
3. Les membres de la charte programment alors les moyens satellites identifiés sur la zone sinistrée et selon les caractéristiques demandées par l’ingénieur d’astreinte.
4. Un chef de projet est nommé au plus vite afin de coordonner les actions, les demandes d’images satellites et leur traitement jusqu’à leur livraison à l’utilisateur autorisé qui a activé la charte. Les images satellites sont en général disponibles quelques heures après le déclenchement de la Charte.
5. Des experts en cartographie rapide et traitement d’images transforment ensuite les images satellite en Produits à Valeur Ajoutée (plus facilement interprétables) en fonction des besoins de l’utilisateur : cartes, images, statistiques, indicateurs, etc. Grâce à des pastilles colorées, des pictogrammes, on identifie alors très rapidement les zones inondées ou brûlées, les bâtiments détruits, les routes endommagées, les zones de rassemblement de population.
6. La production d’images et de produits dérivés se poursuit pendant une dizaine de jours en moyenne, ce qui correspond au temps de l’urgence de la crise.

Le segment sol d’Ariel (Ariel Ground Segment, AGS) est sous responsabilité partagée ESA et AMC (Ariel Mission Consortium). Il comprend :

• le segment sol des opérations, sous responsabilité de l’ESA, composé du centre des opérations mission (Mission Operations Centre, MOC) localisé à l’ESA/ESOC à Darmstadt et des stations de réception des données au sol.
• le segment sol scientifique (SGS), qui applique les corrections aux données instrumentales reçues au sol, construit les produits scientifiques de la mission, les archive et les distribue. Il évalue et optimise les performances du traitement à bord.

Le segment sol scientifique d’Ariel comporte :

• le centre des opérations scientifiques (SOC, Science Operation Center), localisé à l’ESA/ESAC à Madrid, sous responsabilité de l’ESA. Il héberge l’archive de la mission, opère les chaînes de traitement des données de 1er niveau livrées par l’AMC, et assure l’archivage et la distribution des produits à la communauté scientifique.
• le « Instrument Operations and Science Data Center », IOSDC, sous responsabilité du consortium Ariel (AMC) qui fournira l’outil de planning mission qui permettra de choisir les cibles et d’optimiser les pointages pour accéder au plus grand nombre de données. Il fournira ensuite à la communauté scientifique via le SOC les données de haut niveau (spectres) prêtes pour les analyses scientifiques.

Système télécom

Le système de télécommunications fonctionne en bande X.
Deux antennes à faible gain couvrent l'ensemble des secteurs du ciel et garantissent une liaison radio même en cas de perte de contrôle du satellite.

Environ 80 Go de données sont transmis chaque semaine à l'aide d'une antenne parabolique à grand gain et sont réceptionnées par les 3 antennes de 35 mètres du réseau de stations terrestres de l'ESTRACK (Cebreros, Malargue and New Norcia) mis en œuvre par l’ESA. Ces antennes sont dédiées au « deep space » et sont capable de réceptionner des signaux provenant de milliers de kilomètres (par exemple en 2016, Cassini en orbite autour de Saturne était à plus de 1,4 milliards de km).

Pour les opérations de routine de la phase d’observations scientifiques, les opérations de la mission Ariel devraient être réalisées pour la plus grande partie de façon automatique.
Les pointages successifs seront commandés par l’ordinateur de vol et basé sur des positions de cibles définies au préalable. Ils seront ainsi réalisés de façon autonome, ce qui réduit de façon significative le besoin des interventions sol.

Le planning mission sera ainsi téléchargé vers l’ordinateur de vol environ une fois par semaine. Les passages en visibilité des antennes au sol (ce qui correspond à une durée d’environ 14h par semaine) seront principalement utilisés pour la récupération des données scientifiques ainsi que les données nécessaires pour le contrôle d’orbite, en complément des données de bonne santé du satellite.

Deux instruments scientifiques seront embarqués dans la charge utile d’Ariel :

• Le spectromètre infrarouge AIRS (Ariel InfraRed Spectrometer) qui couvre simultanément les longueurs d’onde de 1,95 à 7,8 microns, avec une résolution spectrale R = 30-200.
• Il est complété par le FGS (Fine Guide Sensor photometer and spectrometer) qui couvre, en parallèle, la plage 0,5-1,2 microns avec des bandes photométriques, et un spectrographe à basse résolution entre 1,1 et 1,95 microns.

Cette gamme de longueur d’ondes permet de couvrir les signatures des principales molécules atmosphériques comme H₂O (eau), CO₂ (dioxyde de carbone), CH₄ (méthane), NH₃(ammoniac), HCN (cyanure d'hydrogène), H₂S (sulfure d'hydrogène) et même quelques composants plus exotiques tels que TiO (monoxyde de titane), VO (oxyde de vanadium)et quelques espèces condensées.

L’instrument AIRS

L’Instrument AIRS (Ariel InfraRed Spectrometer) d'Ariel est un spectromètre infrarouge qui couvre simultanément les longueurs d’ondes de 1,95 à 7,8 μm.

L’instrument est constitué de deux canaux, chacun dédié à une bande spectrale : 

• Channel 0 (CH0) : 1,95-3,90 μm
• Channel 1 (CH1) : 3,90-7,80 μm

Les objectifs scientifiques de l’instrument AIRS sont les suivants :

• détection des composants atmosphériques
• détermination de l’abondance moléculaire
• mesure de la température de la planète
• détermination de la structure thermique horizontale et verticale
• détection de la variabilité temporelle (distribution des nuages et météo)

La partie optique et détection de l’instrument est localisée sur la partie froide de la charge utile, en sortie du télescope. 

Pour chaque canal, elle est constituée d’une partie opto-mécanique qui permet au faisceau fourni par le télescope de traverser un prisme avant d’arriver sur le plan focal (FPA) constitué d’un détecteur et de son électronique froide de proximité.

La partie traitement du spectre optique en données scientifiques numériques se trouve sur la partie plus chaude c’est-à-dire au niveau du module de service.

L’instrument AIRS est sous responsabilité française.

L’instrument FGS

L’instrument FGS est en réalité un ensemble de 3 instruments : le FGS (Fine Guidance System), le VISPhot (Visible Photometer) et le NIRSpec (Near-IR Spectrometer).

Le rôle principal du FGS est de garantir le pointage fin de la mission Ariel, mais il fournira également de la photométrie haute précision dans le visible sur les planètes visées et également des mesures de spectrométrie basse résolution dans le domaine du proche infrarouge.

Le FGS participe ainsi aux objectifs scientifiques de la mission ainsi qu’au guidage du satellite.

La fonction de guidage du FGS utilise la lumière de l’étoile de l’exoplanète ciblée pour déterminer les changements dans la ligne de vue de la charge utile d’Ariel, c’est-à-dire les fluctuations de pointage. La mesure d’attitude est alors prise en compte dans la boucle de Contrôle d’Attitude et d’Orbite du satellite et combinée avec les données du senseur stellaire pour stabiliser le satellite.

Pour atteindre les objectifs de guidage et scientifiques, quatre bandes spectrales sont définies :

• FGS–1 (0,6-0,8 μm)
• FGS–2 (0,8-1,1 μm)
• VISPhot (0,50-0,60 μm)
• NIRSpec (spectromètre 1,10-1,95 μm avec résolution spectrale R ≥ 15).

Le faisceau provenant du télescope parcourt un banc optique permettant d’alimenter les différents sous-instruments. Ce banc est composé de miroirs dichroïques, de lentilles et d’un prisme.
Les faisceaux optiques sont ensuite focalisés sur 2 détecteurs. 

L’instrument FGS est sous responsabilité polonaise.

Position d’Ariel

Ariel sera lancé depuis Kourou par un lanceur Ariane 6.2, en vol commun avec une autre mission de l’ESA, Comet Interceptor. La phase de transfert vers l'orbite ciblée durera approximativement 30 jours.

Les observations scientifiques se feront depuis une orbite opérationnelle autour du deuxième point de Lagrange du système Soleil-Terre (L2). Cette orbite est sans éclipse, ni du Soleil ni de la Lune. Cela assure une stabilité thermique indispensable aux performances recherchées, tout en offrant un très large champ de vue.

Utilisation de la méthode des transits planétaires

La mission étudiera ces planètes en sondant leur atmosphère lors de transits. La méthode du transit est une méthode photométrique qui vise à détecter indirectement la présence d’une ou plusieurs exoplanètes en orbite autour d’une étoile.

Cette méthode consiste à mesurer régulièrement la luminosité d’une étoile afin de détecter la baisse de luminosité périodique associée au passage d’une exoplanète. Le passage d’une planète devant son étoile est nommé le transit. On peut ainsi découvrir une nouvelle planète, et déterminer son rayon ainsi que sa période de révolution.

La méthode de transit en tant que telle ne permet pas d’étudier en détail les caractéristiques de la planète. Cependant, l’étude de l’atmosphère des planètes découvertes par la méthode de transit peut être réalisée en combinant cette méthode avec la spectroscopie.

Cette technique, nommée spectroscopie de transit, permet d’étudier la composition et la structure de l’atmosphère des planètes qui transitent : la lumière de l’étoile traversant l’atmosphère de la planète, les spectres qui en résultent peuvent être analysés pour déterminer quels éléments y sont présents, fournissant ainsi des indices quant à la composition chimique de l’atmosphère.

Ariel aura la capacité unique de caractériser les atmosphères des planètes chaudes en ayant une approche statistique (plus de 1 000 planètes).

Les planètes sélectionnées proviendront des catalogues établis par les missions précédentes et les observations menées à partir du sol.

Types de relevés

Ariel prévoit trois types de relevés :

Un relevé général qui déterminera sur environ 1 000 planètes :

• quelle fraction de planètes a des nuages
• si les petites planètes ont conservé une atmosphère de H/He
• un répertoire, sur des diagrammes, des caractéristiques de température et de masse des planètes
• les paramètres orbitaux des planètes avec une meilleure précision que les relevés réalisés jusqu’à présent

Un relevé détaillé sur environ la moitié de ces planètes qui :

• identifiera les composants principaux de l’atmosphère ainsi que les composés gazeux présents à l’état de traces
• déterminera la structure thermique de l’atmosphère
• caractérisera les nuages présents.

Un relevé de référence de l’ordre de 50 à 100 exoplanètes sera effectué, pour lesquelles seront étudiées :

• la circulation atmosphérique
• la variabilité temporelle et spatiale des caractéristiques observables de l’atmosphère.

Liens externes

Pour aller plus loin, voici des liens vers des sites externes que vous pouvez consulter :

• Page Ariel de l’ESA
• Site du programme Cosmic Vision de l’ESA
• Site du consortium Ariel
• Page Ariel du site de l’IAP
• Page Ariel du site du Dap du CEA
• Page Ariel du site de l’IAS
• Page Ariel du site du LESIA

Contexte

Depuis l'annonce en octobre 1995 de la découverte de 51 Pegasi b, la première planète située hors du Système solaire, la quête de nouvelles exoplanètes n'a jamais cessé. Aujourd'hui, on en compte plus de 5000.

Depuis 1995, ce domaine a suscité l’intérêt d’une très large communauté scientifique et les moyens d’étude au sol et les missions spatiales se sont multipliés. Ariel s’insère dans cet ensemble d’études destinées à dénombrer et caractériser ces exoplanètes.

Ariel (Atmospheric Remote-sensing Infrared Exoplanet Large-survey) est la mission Medium numéro 4 du programme COSMIC VISION de l’ESA qui a pour objectif la caractérisation des atmosphères d’exoplanètes de toutes tailles transitant devant leur étoile.

Des atmosphères à la loupe

En prenant en compte la température de l'atmosphère et sa composition ainsi que sa densité, il sera possible de déduire la composition des cœurs planétaires : planète rocheuse ou géante de glace par exemple 

Ainsi, Ariel tentera de répondre aux grandes questions scientifiques suivantes :

• De quoi est composée l’enveloppe gazeuse de ces exoplanètes ?
• Comment se forment-elles ?
• Comment ces planètes et leur atmosphère évoluent-elles au cours du temps?

De la météo à très grande distance

Dans certains cas, Ariel pourrait étudier la dynamique de l'atmosphère, voir s'il y a un point chaud et mesurer la vitesse des vents par exemple. De toutes ces informations, seront ainsi déduits les processus physiques clés qui influencent la composition et structure d'une atmosphère planétaire (impacts, radiations, volcanisme…). Il sera même possible d’observer les variations journalières et saisonnières de température, d’identifier les processus chimiques à l’œuvre dans ces atmosphères (thermochimie, photochimie, etc.) et de quantifier les échanges énergétiques comme albédo. 

Ariel permettra également d’étudier les exoplanètes dans leur globalité en s’intéressant à l’évolution du système exoplanétaire et à l’impact de l’étoile et des planètes environnantes sur les caractéristiques de l’exoplanète. 

Déroulé du projet

Ariel est actuellement en phase C, c’est-à-dire en phase de confirmation du design. Les premiers modèles sont en cours de développement : modèle mécanique, modèle ingénierie, modèle avionique, etc. Ils permettront, en fin de phase C, de déterminer le design du modèle de vol. Après le lancement en 2029, 3 mois seront dédiés à la recette en vol, puis 3 mois de plus début 2030 pour la vérification des instruments et la démonstration des objectifs scientifiques. La durée prévue de la mission est de 4 ans, avec la possibilité d’une prolongation de 2 ans.

Pendant les phases opérationnelles scientifiques, le taux d’observation attendu est de plus de 85%, ce qui est très élevé. En effet, sur l’orbite L2, peu de manœuvres sont prévues : des modes survie éventuels, les manœuvres mensuelles de “maintenance” et les pointages de cibles. Le reste du temps satellite est donc disponible pour les observations scientifiques, y compris les calibrations.

Les contacts avec les stations sol ne dégradent pas le taux d’observation : l’envoi de télémesure au sol et les observations peuvent en effet se faire en parallèle grâce à un mécanisme d’antenne spécifique.

En fin de vie, une manœuvre de désorbitage est prévue afin que le satellite ne pollue pas les orbites LEO (orbites basses entre 700 et 1 000 km d’altitude utilisées pour les observations de la Terre) et GEO (36 000km d’altitude, utilisée pour les télécommunications, la météorologie et la défense) et ne retombe pas sur Terre.

Ainsi, le satellite Ariel est en conformité avec la Loi sur les Opérations Spatiales afin de limiter les débris spatiaux.

Organisation

Contributions de l’Agence Spatiale Européenne (ESA)

L’ESA est responsable de la mission Ariel. Plus précisément, l’ESA prend les responsabilités suivantes :

• Développement du satellite, confié à ADS France, le maître d'œuvre industriel
• Fourniture des détecteurs de l'instrument AIRS (contrat avec la société Teledyne US)
• Développement du segment sol opération (MOC et SOC)
• Lancement
• Opérations satellite
• Archivage des produits scientifiques et mise à disposition de la communauté scientifique

Contributions du consortium Ariel

Le consortium Ariel est chargé de la fourniture à l'ESA de la charge utile incluant les instruments.
Il est également responsable de l’IOSDC (Instrument Operation Science and Data Center) du segment sol scientifique.
L’IOSDC, fournira l’outil de planning mission qui permettra de choisir les cibles et d’optimiser les pointages pour accéder au plus grand nombre de données. Il fournira également à la communauté scientifique (via le SOC) les données de haut niveau (spectres) prêtes pour les analyses scientifiques.

Le consortium Ariel est constitué des membres des laboratoires et agences spatiales contribuant à la mission. Il est dirigé par le RAL (Rutherford Appleton Laboratory, UK) et présidé par la PI (Principal Investigator) de cette mission : Giovanna Tinetti de l’University College of London (UCL).

Les pays contributeurs au consortium Ariel et l'ESA se sont engagés sur leurs fournitures respectives au travers d'un accord multilatéral. Ce sont les agences spatiales, signataires de l'accord, qui sont garantes des contributions de leur pays.

Au sein du consortium Ariel, le CNES a la responsabilité de la fourniture de l’instrument AIRS.
La Pologne fournira l’instrument FGS.

Contributions françaises

La contribution française est développée sous la maîtrise d’ouvrage du CNES. Le CNES est garant des fournitures françaises vis-à-vis de l’ESA et des autres agences concernées. À ce titre :

• Il finance les contributions françaises des laboratoires,
• Il finance l’accompagnement scientifique de chercheurs français contribuant à la mission
• Il supervise les développements des contributions françaises
• Il assure l’interface avec l’ESA, ainsi qu’avec les organismes partenaires CNRS-INSU et CEA-AIM, pour les aspects programmatiques.

Le CNES contribue également au financement du projet Ariel à travers sa contribution au programme scientifique obligatoire de l'ESA et sa forte participation au consortium Ariel.

Outre la maîtrise d’ouvrage, le CNES peut apporter à la demande des laboratoires des expertises techniques dans les domaines assurance qualité et ingénierie ou de l’aide au management.
Les laboratoires apportent leur expertise scientifique, leurs ressources humaines et moyens techniques propres (ingénieurs, techniciens, moyens d’essai).

Jean Philippe Beaulieu, de l’Institut d'Astrophysique de Paris (IAP, université Pierre et Marie Curie/CNRS) et Pierre Olivier Lagage du CEA Astrophysique Instrumentation et Modélisation (université Paris Diderot /CEA-Irfu/CNRS) sont Co-PIs de la mission et à ce titre ont un rôle majeur au sein du consortium et de l’équipe scientifique ESA.

• Le département d’astrophysique du CEA (DAp) est maître d’œuvre de l’instrument AIRS.
• L’IAS est responsable de l’architecture optique, thermique et mécanique de l’instrument et fournira les éléments optiques.
• Le LESIA fournit les moyens de calibration de l’instrument et prend la responsabilité de cette activité.
• L’IAP est impliqué dans des lots de travaux en relation avec le traitement des données.

Tous ces laboratoires sont également activement impliqués dans les activités relatives à la performance mission, au choix des cibles, au traitement des données…

Les laboratoires français participant au consortium Ariel sont les suivants :

• CEA AIM (Astrophysique Instrumentation et Modélisation, université Paris Diderot /CEA-Irfu/CNRS)
• IAP (Institut d'Astrophysique de Paris, université Pierre et Marie Curie/CNRS)
• IAS (Institut d'Astrophysique Spatiale, université Paris-Sud/CNRS)
• LESIA (Département d'Astronomie Solaire de l'Observatoire de Paris, Laboratoire de Physique du Soleil et de l'Héliosphère)
• LAB (Laboratoire d’Astrophysique de Bordeaux, université de Bordeaux)
• LISA (Laboratoire Inter-Universitaire des Systèmes Atmosphériques, université Paris Est Creteil/CNRS)

La plateforme ACES

Portée par l’ESA, ACES (Atomic Clock Ensemble System) inclut deux horloges atomiques :

• Pharao : horloge atomique par refroidissement d'atomes de césium développée par le CNES
• SHM (Space Hydrogen Maser) : maser à hydrogène spatial développé en Suisse

La charge utile d’un volume de 1 m³ pèse 225 kg et nécessite une puissance électrique de 450 W. Pharao constitue le cœur de la charge utile, et les performances de son standard de fréquence sont combinées avec les caractéristiques du SHM. Le signal de l'horloge ACES fusionne les deux stabilités de fréquence à court et moyen terme de SHM avec la stabilité à long terme et la précision de référence d'une fréquence primaire standard basée sur les atomes froids de césium.

Les différents sous-systèmes

La comparaison à bord d'horloge à horloge (Pharao-SHM) et la distribution du signal d'horloge sont assurées par le FCDP (Frequency Comparison and Distribution Package), alors que tous les processus de manipulation de données sont contrôlés par l’ordinateur de la charge utile externe XPLC (eXternal PayLoad Computer). 

L'un des principaux objectifs de la mission ACES consiste à maintenir à bord une échelle de temps stable et précise qui peut être utilisée pour des comparaisons de standard de fréquence espace-sol aussi bien que sol-sol. 

Le transfert de temps et de fréquence, stable et précis, est obtenu par l'utilisation d'un lien micro-onde (MicroWave Link : MWL) développé spécialement, pour conserver la précision d'ACES dans les transferts de temps avec le sol.

ACES est également doté d'un récepteur GPS qui fournira une position très précise des horloges et d'un lien optique (ELT) qui permet lui aussi un échange de temps performant avec le sol.

Aujourd'hui, sur Terre, les horloges atomiques les plus précises et stables utilisent des atomes de césium refroidis par laser. Dans une horloge atomique, la durée de l'interaction cohérente entre les atomes et le champ micro-onde est une limite fondamentale à la mesure de la résolution de la fréquence. Cette durée peut être considérablement repoussée par l'utilisation d'atomes froids en micropesanteur.

L’instrument Pharao

L'instrument PHARAO est composé de 5 sous-systèmes :

• un tube à vide aussi nommé Tube Césium (TC). Le Tube à Césium est le cœur de l'horloge PHARAO où a lieu l'interaction entre signaux micro-ondes et les atomes de césium. C’est là que les atomes sont capturés, refroidis, lancés, sélectionnés et détectés après avoir subi une interaction dans la cavité micro-onde. Les performances de l'horloge dépendent fortement du concept du tube : l'équipement doit fournir les conditions d'un vide très poussé, d'un champ magnétique très homogène et d'une température très stable pour minimiser les perturbations du nuage atomique qui le traverse. Le développement du Tube Césium a été confié à Sodern.
• un banc optique aussi nommé Source Laser (SL) fournit les divers faisceaux laser nécessaires pour la capture, le lancement, le refroidissement, la sélection atomique et la détection des atomes. Les principaux défis de la conception de la SL sont dus aux contraintes d'accommodation de la charge utile ACES, qui impose un haut niveau de compacité, une faible consommation d'énergie, une large gamme de températures de stockage et de fonctionnement, ainsi que le besoin de fonctionner aussi bien dans l'air que dans le vide. Le développement de la Source Laser a été confié à Sodern.
• la source micro-onde (SH), fournit le signal émis vers les cavités d'interrogation et de préparation. Le développement de la source micro-onde a été confié à Thalès Alenia Space.
• L'unité de gestion bord (UGB), traite le signal de la mesure d'erreur pour commander les corrections de fréquence à appliquer à la source micro-onde en mode autonome ou bien les transmet à ACES-XPCC dans les autres modes opérationnels. Elle synchronise aussi les différentes phases du cycle atomique, gère les acquisitions de mesures et les systèmes de télécontrôle pour modifier les paramètres fonctionnels de l'instrument, et assure la régulation thermique. La réalisation de l'UGB a été confiée à EREMS.
• L'unité électronique BEBA régule le champ magnétique du tube césium et acquiert le signal analogique fourni par le tube césium.
• le Logiciel de Vol orchestre le tout en décryptant et déroulant les tables de micro-séquences, répartissant, pour chaque lancement de nuage d'atomes, les ordres destinés aux 5 sous systèmes de PHARAO. Le développement de ce logiciel a été confié à CS Group.