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
Space Hydrogen Maser
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 fréquencesont 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.
Instruments
Principe d'une horloge atomique en micropesanteur
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.
Depuis la théorie de la relativité générale, en 1915, on sait que le temps ne s’écoule pas partout à la même vitesse. Albert Einstein a ainsi énoncé que l’écoulement du temps dépendait de la gravité, et que celui-ci ralentissait à proximité de toute masse. Mais on n’avait pas encore mesuré cet effet avec précision.
C’est toute l’ambition du projet d’horloge atomique par refroidissement d’atomes en orbite Pharao. Il sera en capacité de le faire en microgravité, dans l’environnement de la Station spatiale internationale à 400 km au-dessus de la Terre. Développé par la communauté scientifique réunie autour du CNES, cet instrument de nouvelle génération s’inscrit dans le cadre de la mission de l’ESA ACES (Atomic Clock Ensemble in Space).
Les horloges atomiques au sol constituent à ce jour les instruments les plus précis pour mesurer le temps qui passe, avec une dérive de seulement 1 seconde tous les 50 millions d’années. Pharao, qui opérera dans l’espace, depuis l’ISS, aura une exactitude de 10-16, ce qui correspond à une dérive de 1 seconde tous les 300 millions d’années ! Derrière cette expérience inédite de physique fondamentale, des applications concrètes sont attendues dans plusieurs domaines.
Objectifs
Tester précisément la théorie de la relativité
Valider de nouvelles technologies spatiales
Affiner les échelles de temps mondiales
Le programme ACES/Pharao a des objectifs scientifiques à la fois dans le domaine de la physique fondamentale et dans celui de la technique. Les aspects fondamentaux ont trait à la physique des horloges à atomes froids.
Pour la première fois, les atomes froids seront manipulés en microgravité, dans des conditions qui ne sont pas accessibles sur Terre, pour réaliser des tests de physique fondamentale (relativité, possible dérive de constantes fondamentales dans le temps). L’intérêt est le suivant : lors du cycle de fonctionnement de l’horloge dans l’environnement spatial, les atomes refroidis tombent en chute libre, ce qui facilite la mesure de la seconde.
En plus de Pharao, la plateforme ACES embarque un ensemble de nouvelles technologies qui permettront à la communauté scientifique de bénéficier d’une référence de temps avec une stabilité inégalée.
Grâce à ACES, l'inter-comparaison d'horloges atomiques terrestres distantes deviendra possible, et très utile, y compris si certaines d'entre elles deviennent plus précises que Pharao. Toute nouvelle horloge au sol augmentera l'intérêt d'ACES/Pharao, car elle pourra être soumise à une comparaison croisée avec n'importe quelle autre horloge sur Terre.
Cette possibilité pourra être exploitée dans différents domaines de recherche : la physique fondamentale (relativité générale), la métrologie temps-fréquence, mais aussi la géodésie (étude des dimensions de la Terre et de son champ de pesanteur) et la gravimétrie (étude de la pesanteur).
Déroulé du projet
ACES/Pharao doit être lancé en avril 2025 par le lanceur américain Falcon 9. Le transfert vers l’ISS s’effectuera à bord du véhicule américain Dragon 2. Une fois le module arrimé à l'ISS, ACES sera extrait par un bras robotisé et déposé temporairement dans la section américaine de l'ISS. Il sera ensuite amené à sa destination finale à l'extérieur du module Columbus.
ACES opérera à l'extérieur du module européen Columbus en position nadir pour pouvoir transmettre des signaux micro-ondes vers les stations connectées aux horloges au sol. Columbus fournira les liaisons de transfert de données et l'énergie à ACES.
La mission se déroule en trois phases :
la recette en vol durant plusieurs semaines, jusqu’à la validation de la charge utile.
la caractérisation de la charge utile, qui consiste à évaluer les performances de Pharao. L'horloge au césium sera caractérisée par la comparaison à bord avec une autre horloge atomique présente à bord, le maser spatial à hydrogène (SHM), et la comparaison avec une horloge au sol (long terme).
l’utilisation opérationnelle : les paramètres de Pharao seront alors positionnés à leur valeur optimale et le lien sera synchronisé de manière à avoir un temps de base ACES avec les meilleures performances, aussi bien sur le court/moyen terme que sur le long terme. Pendant cette phase, l'échelle de temps sera comparée avec celle des horloges au sol.
La phase de validation et d'utilisation est prévue pour durer 18 mois. Les six premiers mois seront dédiés à la caractérisation des horloges et à l’analyse de la capacité à comparer ces horloges avec d’autres instruments au sol. Cette phase sera suivie par une phase opérationnelle durant laquelle ces comparaisons seront faites avec des utilisateurs partout dans le monde. Le fonctionnement d'ACES pourra être étendu à 30 mois.
Organisation
Le CNES a assuré le développement et l'intégration de l'horloge Pharao, qui est la principale contribution française au projet ACES (Atomic Clock ensemble in Space) de l’ESA. Dans ACES, Pharao est couplé avec un maser actif, SHM, horloge atomique à hydrogène fournie par la Suisse. Les deux horloges sont complétées par un lien micro-ondes (MWL), instrument de transfert de temps d'une précision inégalée.
Les laboratoires français ou internationaux impliqués dans Pharao sont :
Le programme d’exploitation des données de la mission est ouvert à une communauté internationale constituée d’utilisateurs intéressés par la comparaison de leurs horloges atomiques au sol avec le signal d'horloge d'ACES et par l'analyse des données scientifiques. Cette coopération scientifique est organisé au sein un groupe de travail international ACES (ACES International Working Group).
Segment sol
Le segment sol de contrôle (MIGS) repose sur des éléments partagés avec d’autres missions :
Un centre de commande-contrôle (CCC) commun aux filières Myriade et Proteus,
Des communications en bande S et bande X utilisant le réseau de stations terrestres multi-missions à 2 GHz et 8 GHz du CNES, et un réseau de transmission de données,
Des ressources supplémentaires rendues disponibles par les services multi-missions du CNES : service de gestion des débris, centre d’orbitographie opérationnelle COO et la salle de contrôle principale,
Le segment sol dédié à la charge utile (PLGS) comprend :
Un centre chargé de l’acquisition, de l’archivage et de la mise à disposition des données (PLDS)
Un centre de programmation de la mission et de gestion de la charge utile, responsable de la surveillance et du contrôle de l’instrument (PLOC),
Un centre de traitement et de gestion des données scientifiques de la mission (PLDP),
Des centres d’expertise des produits (TEC) chargés de la surveillance de la qualité de ces produits,
Les produits seront mis à la disposition du centre de données et de services AERIS permettant de les valoriser et de les mettre à la disposition de la communauté scientifique internationale.
Le satellite Microcarb repose sur une plateforme issue de la filière Myriade développée par le CNES, en partenariat avec les industriels Airbus Defence & Space et Thales Alenia Space. Cette plateforme a déjà été utilisée pour la réalisation de 18 satellites dont 17 ont été lancés et opérés avec succès. Cette plateforme a vu ses capacités progresser de façon continue depuis le lancement du premier satellite Demeter en 2004.
Les principales caractéristiques du satellite sont les suivantes :
Masse
180 kg
Energie
Générateur solaire cellules AsGa : 200 W orientable Batterie Li Ion : 500 Wh
L’instrument embarqué sur MicroCarb est un spectromètre infrarouge passif, fonctionnant à 4 longueurs d’onde et reposant sur l’utilisation d’un réseau à échelle pour assurer la dispersion spectrale.
Le CNES a confié à Airbus Defence & Space le développement et la qualification de l’instrument ainsi que l’optimisation de son concept.
L’instrument mesure des spectres atmosphériques correspondant à :
L’oxygène O2 (à 0,76µm et 1,27 µm) permettant de reconstituer la pression de surface et ainsi de corriger la mesure de concentration du CO2 en la normalisant
Le CO2 dans 2 bandes : une première bande autour de 1,6 µm, une seconde bande autour de 2 µm.
L’instrument intègre un imageur dont la fonction essentielle est de détecter des nuages dont la présence provoquerait des mesures erronées du spectromètre.
Type
Spectromètre infrarouge passif
Principe
Dispersion par Réseau échelle
Longueurs d’onde
758,3 – 768,8 nm
1264 – 1282,2 nm
1596,7 – 1618,9 nm
2023 – 2051 nm
Résolution spectrale
> 25 000
> 25 000
> 25 000
> 25 000
Rapport signal sur bruit
420
450
600
230
Détecteur
NGP. Matrice HgCdTe 1k x1k
Champ de vue
3 pixels de 4.5x9 km²
Imageur
Longueur d’onde: 0.625 µm. Résolution sol : 200 m
Masse
80 kg
Consommation
60 W
Le choix d’une résolution spectrale élevée garantit un instrument robuste, c'est-à-dire moins sensible aux défauts de type distorsion optique, non linéarité de réponse, lumière parasite, etc.
L’instrument est ainsi constitué de :
Pour la partie optique
un mécanisme permettant de diriger la ligne de visée, soit vers la direction d’intérêt, soit vers des systèmes de calibration internes, soit vers un diffuseur solaire (à des fins de calibration en vol),
un télescope d’entrée commun au spectromètre et à l’imageur,
une fente d’entrée du spectromètre,
un réseau à échelle,filtres spectraux,
détecteurs focaux (spectromètre et imageur),
un banc optique ultra stable supportant ces différents éléments,
Pour la partie électronique
électroniques vidéo associées aux détecteurs infrarouge et visible
électronique de gestion et d’alimentation
un système de refroidissement cryogénique passif, utilisant un radiateur pointé vers l’espace froid, et protégé par un baffle du rayonnement solaire et terrestre,
une structure, d’éléments de protection et de contrôle thermique, de câblage
Ce concept instrumental, étudié au CNES a fait l’objet d’une maquette qui a permis d’en vérifier le principe et de valider son dimensionnement.
Observation
MicroCarb dispose de plusieurs modes de pointage.
Balayage nadir
Au-dessus des terres émergées, le satellite acquiert des mesures en visée nadir. Un mécanisme de scan autorise le dépointage de la ligne de visée de part et d’autre de la trace avec une amplitude de ± 200 km, favorisant ainsi l’acquisition de mesures non corrélées.
Au-dessus des mers, l'eau étant sombre dans le domaine spectral du proche infrarouge et ne réfléchissant donc pas la lumière solaire, MicroCarb visera le glint, c'est-à-dire la tache de réflexion spéculaire du soleil. Cette capacité de suivi de la tache de réflexion du soleil permet d'obtenir un flux suffisant en entrée de l'instrument et autorise donc la mesure de la concentration du CO2 atmosphérique au-dessus des océans.
La figure ci-dessus montre une répartition des modes glint et nadir envisagée pour les études de dimensionnement du satellite en phase A. Les orbites en bleu sont en mode glint (orbites majoritairement sur mer), et les orbites en jaune sont en mode nadir (les mesures en mode nadir au-dessus des mers sont inexploitables, car le flux reçu par le satellite est trop faible). Une même orbite peut également être découpée entre une partie en glint et une partie en nadir. Le pointage en glint est assuré par le satellite pour le mouvement en tangage et par le mécanisme de scan interne à l’instrument pour le mouvement en roulis.
Mode exploratoire « City »
Par un ralentissement de la vitesse de défilement grâce à un ralenti en tangage et en ajustant la trace au sol grâce au miroir, il est possible de ramener la résolution au sol à des pixels de 2x2 km². Une approche multipassages permet alors de scanner des zones d’intérêt de l’ordre de 30x30 km². Ce mode est probatoire sur MicroCarb, car cette augmentation de la résolution se traduit également par une augmentation du bruit de mesure et suppose que la région d’intérêt soit complètement exempte de nuages.
Le mode d’observation consiste en des acquisitions en continu sur une cible fixe. Ce mode est destiné notamment à vérifier la précision des mesures effectuées par la chaine instrumentale (instrument embarque et algorithmes de correction et d’inversion) en comparaison avec les mesures de référence effectuées par les stations sol du réseau TCCON.
Ce mode est également à même de cartographier une zone d’intérêt de quelques dizaines de km de surface.
Dans ce mode, le mouvement autour de l’axe tangage est assuré par le satellite, celui autour de l’axe roulis par le mécanisme de scan interne à l’instrument.
Plusieurs modes de pointage sont prévus afin de calibrer l’instrument sur des sources de référence. Il s’agit d’un pointage vers le soleil, pour lequel l’instrument effectuera les mesures à travers un diffuseur (il s’agira de vérifier la calibration spectrale sur des raies solaires) et d’un pointage vers la lune (destinée à vérifier la calibration radiométrique).
Ressources
Liens externes
Pour aller plus loin, voici des liens vers des sites externes que vous pouvez consulter :
Alors que le changement climatique représente un défi environnemental majeur du monde contemporain, il est essentiel de pouvoir quantifier, à l’échelle planétaire, les sources et puits de CO2, le principal gaz à effet de serre. Or, à ce jour, il est difficile d’en mesurer les quantités absorbées ou émises dans l’atmosphère par manque d’observations dans certaines régions du globe.
Les flux annuels globaux de CO2 représentent 200 gigatonnes de carbone. Les émissions liées à l'activité humaine, dites anthropiques, ajoutent environ 10 gigatonnes à la balance naturelle. Ce surplus est, pour moitié, absorbé par la végétation, les sols et les océans, l'autre moitié entraînant une augmentation de la concentration atmosphérique en gaz à effet de serre. Première mission européenne dédiée au suivi des flux de carbone, MicroCarb permettra de comprendre comment agissent ces puits de carbone et apportera des informations indispensables à la connaissance des origines et des impacts du changement climatique.
Piloté par le CNES dans le cadre du Programme d’investissements d’avenir, ce programme fait l’objet d’une coopération avec l’agence spatiale du Royaume-Uni (United Kingdom Space Agency – UKSA), avec l’appui de l’Union européenne.
Le but de la mission est d’établir des cartes de concentration de CO2 afin d’en déduire les flux de carbone entre les zones étudiées, d’un point de vue statique, au cours des saisons (en fonction du cycle végétal mais également de la variation de température des océans) et dans le temps plus long (prise en compte du changement climatique).
Pourquoi procéder ainsi ? Parce que les flux, qui reflètent la circulation de CO2 entre les zones, ne sont pas directement mesurables. MicroCarb va donc mesurer la concentration de CO2 dans la colonne d’atmosphère au-dessus du pixel au sol visé (de l’ordre de 4,5 x 9 km²), avec une précision élevée, de l’ordre de 1 ppm. Pour cela, l’instrument mesurera le spectre atmosphérique dans le domaine du proche infrarouge, qui est la bande de longueur d’onde dans laquelle on peut observer la signature de la molécule de CO2, en analysant le rayonnement solaire réfléchi par la Terre le long de la trace au sol du satellite (terres émergées, mers, cibles fixes). Ces mesures seront converties en concentrations de CO2, à partir desquelles les flux pourront être calculés. MicroCarb effectuera également des mesures dans la bande de longueur d’ondes caractéristique de l’O2, nécessaire pour obtenir la part relative du CO2 par rapport à la colonne d’air totale.
MicroCarb est une mission d’échantillonnage, c’est-à-dire qu’elle n’assure une couverture en chaque point du globe qu’au terme d’un cycle de 25 jours, mais que ses données alimenteront un modèle à 4 dimensions (3 dimensions spatiales et une temporelle).
Par ailleurs, MicroCarb doit préfigurer un système opérationnel futur apte à assurer un suivi global et précis des émissions fossiles. La compréhension du cycle du carbone peut enfin nous aider à prévoir son évolution en fonction des différents scénarios climatiques.
Le lancement de MicroCarb est prévu dans le courant de l’année 2025, depuis le Centre Spatial Guyanais à Kourou, en tant que passager auxiliaire sur un lanceur européen Vega C.
L’orbite retenue pour l’atteinte des objectifs scientifiques est une orbite héliosynchrone d’altitude 650 km, afin d’optimiser le flux solaire reçu et l’homogénéité de la couverture globale à l’horizon de la semaine.
Organisation
Le projet MicroCarb est piloté par le CNES en partenariat étroit avec les laboratoires de l'Institut Pierre-Simon Laplace, en particulier le LSCE (Laboratoire des sciences du climat et de l’environnement), unité mixte de recherche du CNRS et du CEA, et le LMD (Laboratoire de météorologie dynamique). Il fait l’objet d’une coopération avec l’UKSA (agence spatiale du Royaume-Uni) et mobilise des industriels français et européens, ainsi que des laboratoires et industriels britanniques.
Le programme est financé dans le cadre du Programme d’investissements d’avenir du gouvernement français, ainsi que de la subvention pour charges de service public reçue par le CNES. L’UKSA a financé en partie l’instrument et son intégration à la plateforme. Enfin, dans le cadre du programme H2020 / IOD-IOV, l’Union européenne contribue également via l’ESA (déploiement du centre de mission chez EUMETSAT et lancement sur Vega C).
Responsabilités
Le CNES est responsable :
de la maitrise d’œuvre du système et du satellite,
de la garantie des performances mission de mesure de concentration,
des évolutions de la composante sol de commande et contrôle,
de la spécification et du développement du segment sol de mission (contrôle de l’instrument, traitement des données)
des interfaces avec le lanceur,
des opérations et de l’exploitation du système.
Airbus Defence & Space a assuré le développement de l’instrument.
Les activités scientifiques sont coordonnées par un groupe de mission MicroCarb composé de :
Un chercheur principal (PI), responsable scientifique de la mission MicroCarb, François-Marie Bréon, appartenant au CEA/LSCE-IPSL. Il assume la responsabilité scientifique du projet et préside le groupe mission.
Un groupe de scientifiques représentants de la communauté utilisatrice. Il est composé, en plus du PI du LSCE, de représentants du LMD, du CESBIO, du CNRM, du GSMA, du LISA, de MONARIS, et du LSCE ainsi que de représentants de University of Leicester, University of Edinburgh et du National Physics Laboratory côté Royaume-Uni.
Les laboratoires scientifiques ont en charge les développements algorithmiques d’une partie des chaînes de traitement, et l’exploitation scientifique de la mission
Instruments
La sonde Hera
Le maître d’œuvre du consortium Hera est la société allemande OHB.
La plateforme Hera est composée de :
un satellite de 1,5m x 1,5m x 1,7m pour une masse de 1081 kg au lancement
deux ailes composées chacune de 3 panneaux solaires totalisant 13m² de superficie
quatre roues de réactions, des gyroscopes, des viseurs d’étoiles et des caméras qui guident et maintiennent le satellite dans sa trajectoire
deux caméras panchromatiques AFC (Asteroid Framing Cameras)
un imageur hyperspectral (Hyperscout-H)
un microLidar (PALT)
un imageur thermique infrarouge (TIRI)
deux instruments dans le domaine radio : une liaison inter-satellite (ISL) et un transpondeur à bande-X (X-DST)
Le satellite transporte en plus deux CubeSats qui seront déployés à proximité de Dimorphos afin de faire des mesures complémentaires (détection de poussières, imageur multispectral, radar basse fréquence pour un sondage interne, gravimètre, etc.) et pourront communiquer avec le vaisseau-mère via la liaison ISL :
Juventas, dont le principal instrument est un radar basse fréquence (JuRa) qui délivrera les premières mesures directes de l’intérieur d’un astéroïde. L’expertise scientifique de cette technique dans laquelle la France excelle sera fournie par l'Institut de planétologie et d'astrophysique de Grenoble avec le soutien du CNES. Il transporte également un gravimètre (GRASS), un accéléromètre et une liaison ISL.
Milani, dont le principal instrument est un imageur du proche infrarouge (ASPECT), est également doté d’un thermogravimètre (VISTA) et d’une liaison ISL.
Ils seront déployés hors du satellite principal pour se rapprocher de leur cible Dimorphos. Une petite caméra appelée Small Monitoring Camera fournira des images du déploiement de ces CubeSats. Ils permettront d’une part de recueillir des données complémentaires sur l’astéroïde et son environnement (dont la première mesure de structure interne) et d’autre part, de tester une nouvelle technique de communication inter-satellite.
Un CubeSat 6U est composé de six cubes de 10cm d’arête pesant chacun environ 1,3kg. Les deux CubeSats occuperont donc l’espace d’une boîte à chaussures de 30cm x 20cm x 10cm.
Compte tenu de la très faible gravité de Dimorphos, les CubeSats seront éjectés à seulement quelques cm/s, soit beaucoup plus délicatement qu’ils ne le sont habituellement (2m/s). Moins coûteux que la sonde principale, ces CubeSats permettent de prendre plus de risques, notamment en atterrissant sur l’astéroïde en fin de mission, tandis que la sonde principale restera à plus grande distance.
Instruments à bord de la sonde Hera
Les caméras AFC (Asteroid Framing Camera)
Elles permettront d’acquérir des images détaillées de la surface des astéroïdes ainsi que du résultat de l’impact de DART (cratère ou déformation globale de l’astéroïde). Avec un champ d’observation de 5,5 degrés par 5,5 degrés, elles permettront de cartographier les deux astéroïdes à une échelle de 2-3 m.pixel-1 dans la phase d’approche, à 1-2 m.pixel-1 durant la phase détaillée et à 0,5-2 m.pixel-1 lorsqu’elles seront au plus proche des cibles. Lors de survols spécifiques au-dessus de zones d’intérêt, la résolution pourra descendre en-dessous de 10 cm.pixel-1. Ces données permettront d’obtenir des informations détaillées sur les propriétés de surface, de mesurer la topographie des astéroïdes, d’en déduire leur volume et, in fine, leur densité - en combinaison avec l’estimation de la masse. Les AFC serviront aussi à guider et à contrôler le déplacement du satellite. De la taille d’un vase, chaque caméra pèse 1,3 kg et a été fabriquée par la société allemande Jena-Optronik.
C’est une caméra hyperspectrale capable d’observer dans les longueurs d’ondes comprises entre 665 et 975 nm (visible et proche infra-rouge). Elle a été développée par la société néerlandaise Cosine Research afin de mesurer la composition minéralogiqueet les propriétés géologiques de l’astéroïde binaire.
TIRI (Thermal Infrared Imager)
C’est un imageur dans l’infrarouge thermique dont l’objectif est d’identifier les propriétés thermophysiques de Dimorphos : la distribution des températures de surface, l’inertie thermique et certaines propriétés géophysiques telles que la granularité de surface afin d’évaluer la porosité de Dimorphos. Il est fourni par l’agence spatiale japonaise, la JAXA.
PALT (Planetary ALTimeter)
C’est un lidar (altimètre laser) qui participera à la prise en charge de la navigation des engins spatiaux, du survol jusqu’à l’atterrissage. Il fournira également des données scientifiques, notamment les vitesses relatives de deux astéroïdes et pourra contribuer à l’estimation de la masse de Dimorphos. L’ensemble des données qu’il va recueillir contribuera à réaliser une topographie de surface de Dimorphos. Il a été développé par la société EFACEC (Portugal et Roumanie), Synopsis Planet (Portugal) et INOE (Roumanie).
X-DST
C’est un transpondeur à bande-X qui permettra de communiquer avec le segment sol. Il sera utilisé pour l’expérience de radio science qui contribuera à la détermination de la masse de Dimorphos, du champ de gravité de l’astéroïde binaire, de l’état de rotation et des orbites en exploitant les mesures Doppler, les mesures de distances ainsi que les images optiques. L’expérience comprend également :
des mesures radiométriques classiques depuis la Terre (entre la sonde et les stations au sol) au moyen du lien standard bidirectionnel à bande X,
des images de Didymos prises par les caméras AFC
la liaison inter-satellite entre Hera et ses deux CubeSats. Cette liaison ISL est une première dans ce type de missions. Elle représente un atout crucial pour l’estimation de la gravité présente sur des corps de faible gravité près desquels les grosses sondes ne peuvent s’approcher.
La proximité des CubeSats avec l’astéroïde binaire permettra d’obtenir des informations très précises telles que les masses et le champ de gravité des deux objets. L’ISL se chargera de transmettre ces données au vaisseau mère, resté à distance.
Instruments à bord du CubeSat Juventas
Développé par GomSpace Luxembourg SARL, ce CubeSat doit enregistrer des données géophysiques de Dimorphos, en particulier sa structure interne. Cette mesure est une première dans l’histoire des missions consacrées aux astéroïdes. Pour cela, Juventas va déployer quatre antennes grâce auxquelles l’instrument JuRa pourra effectuer un sondage radar de la structure interne et fournir des informations sur le degré d’hétérogénéité interne.
Dès lors, il sera possible de déterminer si Dimorphos est un agrégat dont l’intérieur est homogène, un monolithe ou un cœur rocheux entouré d’une couche de roches plus petites. Cela a des implications fortes sur la réponse de l’objet à l’impact de DART et sur les modèles de formation d’astéroïdes binaires.
En outre, les antennes de longueur adaptable permettront de calibrer le radar et des sonder l’intérieur de Didymos et Dimorphos à des altitudes progressives de 3km à 2km.
Il doit mesurer la gravité du plus petit objet céleste jamais visité par nos instruments, elle est estimée un million de fois moins élevée que celle de la Terre. Pour ce faire, Juventas doit se poser sur la surface de Dimorphos. C’est la première fois qu’un CubeSat va atterrir sur un corps aussi petit. De la taille de deux smartphones accolés en forme de L, GRASS pèse 330g et nécessite moins d’un demi- watt pour fonctionner. Il est développé par l’Observatoire royal de Belgique (ROB) et l’entreprise espagnole EMXYS.
Le radar JuRa
C’est le plus petit radar basse fréquence de l’histoire spatiale et le premier à explorer la structure interne et la sous-surface d’un astéroïde. Son architecture minimaliste (un transmetteur, un filtre, un amplificateur pour la réception) lui permet de tenir dans une boîte cubique de 10cm de côté.
JuRa identifiera les structures géologiques internes de l’astéroïde telles que ses couches, les blocs rocheux les plus grands ou les zones vides, les variations significatives de densité ou de porosité. Il est développé par l’IPAG (Institut de Planétologie et d'Astrophysique de Grenoble) et l’Université technique de Dresde en collaboration avec la société luxembourgeoise Emtronix. Ces travaux sont soutenus par le CNES au niveau financier et opérationnel.
des gyroscopes et des accéléromètres qui fourniront des indications précieuses sur la réponse de la surface lors de l’atterrissage du CubeSat
une antenne ISL (pour assurer le lien inter-satellite avec Hera et contribuer à la détermination du champ de gravité)
une caméra dans le visible et des viseurs d’étoiles
un altimètre Laser
Instruments à bord du CubeSat Milani
Développé par la société italienne Tyvak International, ce CubeSat doit enregistrer des images de l’astéroïde binaire Didymos (proche infrarouge et visible) et effectuer la détection et l’analyse des poussières qui pourraient être présentes dans l’environnement de l’astéroïde.
Les objectifs de Milani sont de :
détecter et analyser les grains de poussières autour du couple d’astéroïdes (VISTA)
réaliser des images et effectuer des mesures de composition minéralogique de la surface des astéroïdes, en particulier sur la zone d’impact où seront révélés l’effet de l’exposition à l’espace et la présence éventuelle d’une hétérogénéité de composition (ASPECT)
Le spectromètre ASPECT
Il pourra analyser la lumière réfléchie par les astéroïdes dans le proche infrarouge et le visible, avec une résolution proche du mètre. Il permettra d’identifier la composition minérale des astéroïdes grâce une couverture spectrale allant de 500 à 2500 nm (raie d’absorption pour Fe2+, Fe3+ ou encore H2O). Il est développé par VTT TEchnical Research Centre of Finland.
Le détecteur de poussières VISTA (Volatile In Situ Thermogravimeter Anlyser)
Il est capable de détecter la présence de particules inférieures à 10 micromètres, d’identifier des composés volatiles (eau) ou de la matière organique légère (chaines carbonées) et de surveiller la contamination moléculaire de l’environnement liée au dégazage du satellite ou de la mise en route des instruments. VISTA est développé par un consortium italien : INAF-IAPS (National Institute of Astrophysics Institute for Space Astrophysics and Planetology), CNR-IIA (National Council of Research - Institute of Atmospheric Pollution) et Politecnico di Milanodetect.
Instruments secondaires
un LIDAR une NavCam (caméra de navigation)
un pico-réflecteur laser (INFN)
un antenne ISL (pour assurer le lien inter-satellite avec Hera et contribuer à la détermination du champ de gravité)
Dynamique du vol et pilotage des Cubesats
Le CNES sera impliqué dans les opérations des deux Cubesats à travers deux activités fortement liées mettant en œuvre des études de trajectoires et d’optimisation de programmation des instruments, du développement des logiciels opérationnels du Segment Sol d’Opérations :
les opérations de dynamique du vol, qui s’appuient sur la conception des trajectoires de deux Cubesats autour du système binaire d’astéroïdes de faible gravité, dans le but de réaliser la programmation des manœuvres d’orbite nécessaires à l’observation complète de Didymos et Dimorphos
la planification des acquisitions des instruments scientifiques, qui va contribuer à l’enregistrement de mesures et d’images nécessaires à la caractérisation géophysiques des deux astéroïdes et à l’identification de l’impact de la sonde DART sur Dimorphos.
Le CNES aura ainsi la responsabilité du pilotage des deux Cubesats, depuis Toulouse, en collaboration avec les autres centres d’opérations de l’ESA en Belgique et en Allemagne.
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