Résultats clés

Voici quelques résultats importants de l'observatoire spatial solaire SOHO.

Synthèse des résultats

Parmi les nombreux résultats obtenus concernant l'étude de l'intérieur du soleil (héliosismologie) et des couches externes (chromosphère, zone de transition et couronne), il faut citer :

• La rotation du centre du soleil (noyau) semble celle d'un corps rigide. La vitesse de rotation est voisine de celle de la surface (GOLF).
• La vitesse du son déduite des mesures est en bon accord avec les modèles solaires les plus récents jusqu'à 0,1 rayon solaire, mais il existe un désaccord près du centre en-dessous de 0,1 rayon solaire (GOLF).
• La découverte de la localisation de l'origine du vent solaire rapide (SUMER) en bordure du réseau chromosphérique.
• La première détermination de la température dans la couronne au-dessus d'un trou polaire source du vent solaire rapide (SUMER/CDS).
• Les mesures de la densité électronique, de la température et des vitesses du plasma de la région de transition dans différentes structures (SUMER/CDS).
• La très grande instabilité temporelle du soleil calme à toute les échelles spatiales (EIT).
• La détection et la cartographie de l'hélium ionisé dans la basse couronne produisant une élévation brutale du bord solaire dans les trous coronaux (macrospicules, EIT).
• La découverte du très grand nombre d'éjections de masse coronale (CME) (plusieurs par jour) qui sont déclenchées à la base de l'atmosphère (souvent avec l'éruption d'un filament) et le suivi de leur propagation dans l'espace (EIT/LASCO).
• L'observation de plus de 5000 comètes rasantes (LASCO).
• La première cartographie de la répartition de l'hydrogène dans l'héliosphère et de son évolution en fonction du cycle solaire (SWAN).
• La détection des régions actives sur la face cachée du soleil (SWAN) (c’est-à-dire au niveau des régions situées de l’autre côté du soleil qui ne sont pas encore visibles du satellite SOHO).
• La détection des comètes par la signature en rayonnement L de leur dégazage (SWAN).

Découverte des éjections de masse coronale (CME) fréquentes

Les instruments EIT (Extreme Ultraviolet Imaging Telescope) et LASCO (Large Angle and Spectrometric Coronagraph) à bord de la mission SOHO ont permis des avancées majeures dans l'observation des éjections de masse coronale (CME). Le Soleil peut produire plusieurs CMEs par jour en période de maximum d'activité, souvent déclenchées à la base de l'atmosphère solaire en association avec l'éruption de filaments. Ces éjections projettent des nuages de plasma magnétisés dans l'espace interplanétaire, qui peuvent atteindre des vitesses de l'ordre de 2000 km/s. Par ailleurs, l'instrument EIT, dont l'Institut d'Astrophysique Spatiale (IAS) est l’Investigateur Principal (PI) a permis la découverte des "ondes coronales", également appelées "ondes EIT", qui sont des perturbations se propageant dans la couronne solaire à la suite de certaines CMEs, et pouvant avoir un impact global sur la structure magnétique de la couronne. Ces ondes fournissent des informations précieuses sur les interactions entre les éjections de masse coronale et la structure de la couronne solaire. 

Pour en savoir plus : SOHO/EIT Observations of the 1997 April 7 Coronal Transient: Possible Evidence of Coronal Moreton Waves, B. J. Thompson et al., The Astrophysical Journal, 517, L151–L154, 1999. https://iopscience.iop.org/article/10.1086/312030

Mise en évidence de la rotation du noyau solaire en tant que corps rigide

Les mesures effectuées par l'instrument GOLF (Global Oscillations at Low Frequencies) de la mission SOHO ont permis d'étudier la rotation interne du Soleil. Les données combinées à celles de MDI/SOHO (Michelson Doppler Imager) ont révélé que la rotation différentielle en latitude observée en surface se conserve dans les couches externes (jusqu'à 0,8 rayon solaire) pour s'amenuiser progressivement jusqu'à la partie supérieure de la zone radiative (à environ 0,67 rayon solaire) et laisser place à une rotation rigide en deçà. La zone radiative tourne avec une période d'environ 27 jours, soit la rotation des couches externes à une latitude proche de 30°. Cette découverte a des implications majeures pour notre compréhension de la dynamique solaire et des mécanismes de transport d'énergie et de moment angulaire ainsi que de la génération de champ magnétique à l'intérieur de l'étoile.

Pour en savoir plus : Inversion of the Internal Solar Rotation Rate, A. Eff-Darwich et al., The Astrophysical Journal, 573 857 ; DOI 10.1086/340747, 2002. https://iopscience.iop.org/article/10.1086/340747

Localisation de l'origine du vent solaire rapide

Les observations réalisées par l'instrument SUMER (Solar Ultraviolet Measurements of Emitted Radiation) à bord de SOHO ont permis de localiser l'origine du vent solaire rapide. Ces mesures ont montré que ce vent provient des des frontières de ce que l'on appelle le réseau chromosphérique, dans les trous coronaux, des régions de la couronne solaire caractérisées par des lignes de champ magnétique ouvertes et une faible densité de plasma. Le vent solaire rapide se propage dans l'héliosphère à des vitesses pouvant atteindre 800 km/s. Cette découverte a amélioré notre compréhension des mécanismes d'accélération du vent solaire et de son interaction avec le milieu interplanétaire.

Pour en savoir plus : Solar Wind Outflow and the Chromospheric Magnetic Network, D. M. Hassler et al., Science, vol. 283, issue 5403, 810, 1999. https://www.science.org/doi/10.1126/science.283.5403.810

Liens externes

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

Sites SOHO :

• Site SOHO de l’ESA 
• Site SOHO de la NASA
• Site d’images de SOHO

Sites des instruments :

• CDS du Rutherford Appleton Laboratory, Royaume Uni
• SOHO sur le site de l’Université de Kiel, Allemagne
• ERNE de l'Université de Turku, Finlande
• GOLF de l'Institut d'Astrophysique Spatiale (IAS), France
• LASCO du Naval Research Laboratory, USA
• LASCO du Max-Planck-Institut für Aeronomie, Allemagne
• MDI/SOI de l'Université de Stanford, USA
• SUMER du Max-Planck-Institut für Aeronomie, Allemagne
• SWAN sur le site du LATMOS
• UVCS du Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, USA
• VIRGO de l'IAS

Sites des laboratoires français :

• IAS (Institut d'Astrophysique Spatiale)
• LATMOS (Laboratoire Atmosphères, Milieux, Observations Spatiales)
• LAM (Laboratoire d'Astrophysique de Marseille)
• CEA /Département d'Astrophysique (DAp)
• LESIA / Pôle Héliosphère et Plasmas astrophysiques (HPA)

 Site de distribution des données MEDOC :

OSUPS - Université Paris-Saclay

Contexte

SOHO, première pierre angulaire, avec Cluster, du programme Horizon 2000 de l'ESA, fait partie de la contribution européenne aux programmes scientifiques internationaux de l'étude des relations Soleil-Terre STSP et ISTP. Les diverses prolongations de la mission SOHO au-delà de sa durée nominale ont permis de couvrir la totalité du cycle solaire.

La France a fortement participé à la réalisation de cinq des douze instruments destinés à étudier le Soleil sous plusieurs aspects : héliosismologie, rayonnement électromagnétique, plasma et vent solaires.

Le satellite SOHO a été construit en Europe par un consortium industriel conduit par Matra, alors que les instruments ont été fournis par des scientifiques européens et américains, financés par leurs institutions nationales. Neuf responsables d'instruments ou "Principal Investigators" (PI's) sont européens et trois sont américains. La NASA est responsable du lancement et des opérations de mission. Le réseau DSN de la NASA est utilisé pour contrôler le satellite et en recevoir les données. Le contrôle de la mission est assuré depuis le Goddard Space Flight Center dans le Maryland.

Un des principaux objectifs de SOHO est l'observation des vibrations provoquées par les ondes acoustiques qui se propagent depuis l'intérieur vers la surface du Soleil. Les ondes se déplacent dans le Soleil comme les ondes sonores dans l'air. La température, la composition et les mouvements profonds de l'intérieur du Soleil influencent la période des oscillations et fournissent des renseignements précieux sur les conditions régnant à l'intérieur du Soleil. Trois instruments sont destinés à cette science née au cours des années 1980 "l'héliosismologie".

L'atmosphère externe du Soleil, la couronne, s'étend jusqu'à plusieurs fois le diamètre solaire. Mais parce que cette couronne est plusieurs millions de fois moins brillante que la photosphère, la surface visible du Soleil, elle ne peut être observée que durant les éclipses du Soleil par la Lune. Seuls des instruments spatiaux, comme SOHO, permettent d'observer en permanence le rayonnement ultraviolet ou X du Soleil.

Enfin, un troisième paquet d'instrumentation scientifique est chargé d'effectuer des mesures in-situ du vent solaire et de la détermination de son anisotropie (c’est-à-dire, des variations de sa vitesse et de son intensité en fonction de sa direction de déplacement).

Déroulé du projet

SOHO (Solar and Heliospheric Observatory) est une mission conjointe de l'Agence Spatiale Européenne et de la NASA. Lancé en 1995, la sonde SOHO est en orbite de halo autour du point de Lagrange L1 à 1,5 million de km de la Terre dans la direction du Soleil. De cette situation, SOHO observe le Soleil 24H/24.

Organisation

Le CNES a contribué au financement de la mission SOHO via sa contribution au programme obligatoire de l'ESA et directement au titre du programme national en ce qui concerne sa participation aux instruments et au centre MEDOC.

SOHO est piloté depuis le Goddard Space Flight Center (GSFC) de la NASA situé à Greenbelt dans le Maryland aux États-Unis. Ses données sont reçues par le Deep Space Network (DSN) de la NASA et acheminées au Centre d'Opérations des Expérimentateurs (EOF) situé au GSFC.
C’est là que sont reçues les images et mesures produites par les instruments. Depuis l'EOF, les expérimentateurs pointent les instruments de SOHO sur une région particulière du Soleil, ou modifient le mode opératoire de l'instrument. Les scientifiques de SOHO utilisent leurs instruments de la même manière qu'un observateur le ferait depuis un observatoire solaire au sol. 

Les expérimentateurs de SOHO coordonnent leurs observations entre eux et/ou avec des observatoires solaires au sol.
Des catalogues et des banques de données accessibles numériquement sont installés à l'EOF et dans d'autres Instituts, aux États-Unis et en Europe.

Les instruments de SOHO produisent un flot de données de 200 kilobits par seconde, qui peuvent être transmises continuellement aux stations du DSN situées à Goldstone (USA), Canberra (Australie) et Madrid (Espagne).

Soutien du CNES à l’exploitation scientifique des données

Les besoins d'opérations, d'exploitation et d'archivage sont respectivement de :

• Assurer une programmation optimale des instruments embarqués, tenant compte éventuellement d'informations externes (campagnes multi-satellites, activités particulières) et de récupérer toutes les informations utiles aux traitements scientifiques
• Exploiter les données disponibles pour en extraire le maximum d'informations scientifiques
• Documenter et archiver les données de manière à en assurer la pérennité pour des études futures

Il faut également mentionner une utilisation originale des données de l'instrument SWAN pour produire des indices d'activité de la face cachée du Soleil. La prise en compte de ces indices devrait permettre d'améliorer la précision des extrapolations d'orbite de certains satellites, l'activité solaire étant un élément important pour la modélisation de la densité de l'atmosphère à l'altitude de ces satellites.

Participations soutenues par le CNES

Des PI français pilotent les instruments GOLF, EIT et SWAN. Le coronographe C2 de LASCO a été réalisé au LAM. En résumé, les participations scientifiques françaises supportées par le CNES sont :

• INSTRUMENT EIT IAS (PI: F. Auchère)
• INSTRUMENT GOLF IAS (PI: P. BOUMIER), et CEA/AIM (R. GARCIA),
• INSTRUMENT SUMER IAS (C. Bocchialini)
• INSTRUMENT LASCO LATMOS (PI E. Quémerais)
• INSTRUMENT SWAN LATMOS (PI D. Koutroumpa)

A ces participations, s'ajoute MEDOC, qui est placé sous responsabilité de l'IAS (Eric Buchlin).

Structure de la plateforme

La plateforme Myriade Evolutions est conçue pour une durée de vie typique de 7 ans, des orbites basses de 500 km à 800 km et des orbites héliosynchrones (SSO : Sun Synchronous Orbit) pour toutes les heures locales de passage (LTAN : Local Time at Ascending Node).

La structure de la plateforme est un parallélépipède rectangle de dimensions 98 x 102 x 58 centimètres constituée :

• D'une virole d'interface avec le lanceur, et supportant le module de propulsion d'une part, le reste de la structure principale d'autre part,
• De 4 panneaux latéraux en NIDA, permettant la fixation des équipements : ces panneaux s'ouvrent en pétales afin de faciliter la réalisation des travaux d'intégration,
• De 4 cornières en aluminium permettant de rigidifier la structure,
• D'un panneau supérieur, également en NIDA, destiné à recevoir la charge utile.

Un module de propulsion chimique bi-compatible hydrazine et ergol vert, à base de 4 moteurs 1 N, permettra d'assurer les opérations de mise à poste, de maintien de l'orbite opérationnelle, puis de désorbitation en fin de vie.

L'avionique (calculateurs et système de contrôle d'attitude) s'appuie fortement sur les avioniques des filières existantes chez Airbus DS et TAS de façon à maximiser les synergies sur toute la gamme des satellites en orbite basse.

Le système de puissance comprend un générateur solaire constitué de 2 ailes, une batterie et un nouveau boîtier compact de régulation et distribution électrique.

Ces éléments sont complétés par un nouvel émetteur / récepteur en bande S pour la TMTC, ainsi qu'une mémoire de masse et un émetteur haut débit bande X pour le traitement du flux de données mission.

Ces développements sont faits en conformité avec la LOS (Loi sur les Opérations Spatiales) et incluent des fonctions telles que la passivation en fin de vie (dépressurisation du réservoir d'ergol et passivation électrique notamment).

Quelques chiffres

Performances offertes aux charges utiles :

• Masse : 150 kg
• Puissance : 150 W permanent
• Pointage : précision < 0.035 °
• Propulsion : 150 m/s
• Mémoire de masse : 512 Gbits à 4 Tbits
• Télémesure mission haut débit : 180 à 310 Mbits/s
• Débit télémesure plate-forme : 625 kbits/s à 1 Mbits/s
• Durée de vie : 7 ans

Lanceurs

Certains lanceurs pourront être utilisés par les microsatellites Myriade-Evolutions.

La conception des satellites avec une interface standard de 937 mm sera optimisée pour des positions internes de VEGA-C mais sera compatible de tous les lanceurs ou micro lanceurs du marché ou en cours de développement ayant les performances requises pour une telle masse en lancement simple ou multiple.

Contexte

Un satellite est constitué d’instruments d’observation, de télécommunication, scientifiques ou autres, qui constituent ce qu’on appelle la charge utile de la mission. Pour opérer de manière autonome dans l’espace, ils nécessitent des infrastructures assurant leur approvisionnement en énergie, la gestion de leur température, ainsi que tous les dispositifs permettant leur communication avec le sol. Cela inclut le transfert des commandes à distance, des mesures télémétriques, et la collecte de leurs données. 

Toutes ces fonctions de servitude sont les services apportés par ce qui est appelé une plateforme de satellite. Les sous-systèmes de contrôle de l’attitude et de l’orbite via la propulsion sont également deux éléments cruciaux qui font partie de la plateforme. Tandis qu’un instrument est conçu pour une mission spécifique, l’objectif est de rationaliser les plateformes en les regroupant par familles ou filières afin de réduire les coûts de développement. Toutefois, il est possible de les adapter localement à chaque mission si nécessaire, pour en optimiser les performances. C’est ce que vise à faire la filière Myriade.

En orbite basse, on observe une segmentation des missions, entre microsatellites d’entrée de gamme et mini-satellites à vocation opérationnelle. La plateforme Myriade visait à remplir le premier segment microsatellites de 150 kg partiellement redondés (c’est-à-dire était conçue pour des microsatellites de masse environ 150 kg avec certains éléments doublés pour assurer une continuité de la mission en cas de panne). 

Myriade Evolutions vise la gamme des missions opérationnelles pour des masses satellites de l’ordre de 400 kg. Elle s’appuie sur une panoplie d’équipements performants développés ou adaptés pour l’occasion, autour des avioniques des 2 maîtres d’œuvre Airbus et Thalès Alénia Space, qui peuvent ainsi prolonger la mutualisation à l’œuvre sur les autres segments de satellites. La segmentation de ces plateformes et donc des satellites les utilisant est in fine reliée aux capacités d’emport des lanceurs en lancement simple ou multiple.

Le programme a pour but de développer et de qualifier une ligne de produits plateforme disponible pour la période 2015-2030. Cette ligne de produits fournira des plateformes pour des applications scientifiques, de défense et industrielles. Comme pour la première génération de plateforme MYRIADE, un faible coût, la capacité d'adaptation à divers besoins mission et un planning court sont les principaux moteurs du programme Myriade Evolutions.

 

Déroulé du projet

Après une phase d'étude en 2011-2012 visant des satellites de la classe 250 kg, le projet a été réorienté au vu des missions d'application et cible maintenant des satellites de la classe 400 kg.

Le domaine de vol a été redéfini de manière à servir les missions probables sur cette période : observation et suivi de la Terre, observation du Soleil et de l'espace (depuis une orbite basse LEO - Low Earth Orbit), programme de défense. Ces objectifs ont mené à la spécification d'un domaine de vol allant de 500 à 800 km d'altitude, des orbites héliosynchrones (SSO : Sun Synchronous Orbit) pour toutes les heures locales de passage (LTAN : Local Time at Ascending Node). La durée de vie en orbite spécifiée est de 7 ans.

Le programme inclut l'élaboration de l'ensemble des spécifications de la plateforme et de ses composantes, puis le développement et la qualification des produits nécessaires pour répondre aux performances demandées. Le programme Myriade Evolutions sera conforme au standard CNES ISIS, de manière à assurer l'opérabilité satellite par le Centre de Commande Contrôle ISIS, dont le développement a commencé en 2012. Le développement des simulateurs et bases de données nécessaires font partie du programme et seront disponibles pour les missions.

Ce programme est financé par l'action "Espace" du PIA (Plan d'Investissements d'Avenir).

La première plateforme a été réalisée début 2017 et sera utilisée pour la mission MERLIN, réalisée en coopération  avec l’agence spatiale allemande (DLR), et dédiée à la mesure de la concentration en méthane dans l'atmosphère.

Plusieurs missions commerciales ont été réalisées par Airbus sur la base de cette plateforme, Perusat et Theos 2 à destination des gouvernements péruviens et thaïlandais. Ces 2 satellites sont en fonction en orbite (lancements respectifs 2016 et 2023).

Organisation

Initié par le CNES et réalisé en partenariat avec Thales Alenia Space et Airbus Defence and Space, ce programme est financé par l'action "Espace" du Plan d'investissements d'avenir (PIA). Les premiers équipements Myriade Evolutions ont volé à partir de 2016 (bande X, Propulsion, Structure). Les autres équipements ont été livrés entre 2017 et 2019. 

Les équipes de dynamique du vol

Une coopération entre les équipes de mécanique du vol de la JAXA (Japan Aerospace Exploration Agency) et du CNES pour la mission MMX a été établie en 2017. Cette contribution permet à la JAXA de s’appuyer sur le savoir-faire du CNES en tant que centre d’expertise pour les phases de proximité des missions d’exploration de petits corps, expérience acquise entre autres lors de la participation aux missions Rosetta/Philae, avec l’ESA, et Hayabusa-2/Mascot, déjà avec la JAXA. 

Cette implication permet au CNES de continuer d’être présent dans le domaine de l’exploration interplanétaire et d’accroître ses compétences en tant que partenaire pour ce type de missions, qui continuera dans les années qui viennent sur des projets comme Hera (ESA). 

La participation des équipes de dynamique du vol du CNES à MMX s’étend dans le temps, depuis les phases préliminaires de conception jusqu’aux opérations. Elle est également transverse en interne : un support sur la thématique mécanique spatiale est apporté aux autres équipes françaises impliquées sur le projet quand il s’avère nécessaire (à savoir : le Rover et MIRS). 

Plus en détail, la contribution porte sur les sujets suivants : 

• La conception de trajectoires autour des lunes martiennes, notamment les QSO (quasi-satellite orbits) pour l’observation de Phobos,
• La restitution de la dynamique de Phobos. En particulier, la détermination précise du champ de gravité de cette lune, ainsi que l’amélioration de la connaissance sur ses éphémérides,
• La navigation et restitution d’orbite de la sonde dans l’environnement de la sphère martienne,
• Le support à l’équipe Rover et la définition de la procédure de choix du site d’atterrissage combiné entre la sonde et le rover,
• Le support à l’équipe MIRS sur des problématiques liées à la mécanique spatiale.

En savoir plus sur l’expertise dynamique de vol au CNES 

Conception de trajectoires de type QSO autour de Phobos

Il est prévu que la sonde MMX passe plusieurs années dans la sphère martienne, en particulier à proximité de la lune Phobos. Pourtant, les caractéristiques physiques du couple Mars-Phobos rendent impossible la mise en orbite képlérienne d’un engin autour de cette lune. C’est pourquoi un type de trajectoires, appelé Quasi-Satellite Orbits, inspiré du mouvement relatif entre deux objets autour d’un corps central (i.e. Mars),  a été identifié comme candidat à orbite pour l’observation de Phobos. 

Bien qu’ayant été mentionnées fréquemment dans la littérature pour répondre aux besoins d’exploration de ce corps et étudiées d’un point de vue mathématique, les familles de QSO issues des modèles dynamiques à 3 corps n’ont toujours pas été utilisées en vol par des missions d’exploration. Elles soulèvent des problèmes, autant de conception que d’implémentation opérationnelle, comme par exemple : 

• génération de candidats de trajectoire stables avec les caractéristiques de distance à la lune et vitesse relative souhaitées,
• adaptation à l’environnement dynamique réaliste et robustesse aux incertitudes des trajectoires choisies,
• conception de stratégies de maintien à poste… 

Le CNES a accompagné la JAXA depuis les phases préliminaires de la mission MMX avec un rôle de support expert, de validation croisée et de proposition de solutions alternatives, afin de répondre au mieux à toutes ces problématiques. Une grande partie de ce travail a été faite en interne, mais aussi à travers la mise en place de contrats de recherche avec d’autres institutions européennes (IMCCE l’Institut de mécanique céleste et calcul d’éphémérides, Surrey Space Center, Politecnico di Milano…). Les résultats de ces travaux ont eu un impact direct sur la mission MMX, puisqu’ils ont donné lieu à quelques changements de scénario opérationnel. Ils ont aussi été présentés dans des conférences internationales et publiés dans des journaux spécialisés.

Détermination précise du champ de gravité de Phobos

Un des objectifs scientifiques de MMX est d’améliorer la connaissance actuelle des caractéristiques de Phobos, notamment sa forme, sa gravité et sa trajectoire exacte autour de Mars (c’est-à-dire ses éphémérides). L’équipe de Géodésie spatiale du CNES est internationalement reconnue pour son excellence dans le domaine de restitution de la gravité des corps célestes, y compris les petits corps. C’est pourquoi la JAXA a sollicité depuis le début de la collaboration le support des experts en géodésie du CNES. 

Dans les phases préliminaires de la mission, ce support s’est traduit par une contribution au choix du scénario de trajectoire afin de maximiser le retour scientifique en termes de restitution de la gravité. Les trajectoires QSO avec une composante hors-plan de l’équateur de Phobos ont alors été proposées. Depuis quelques années, deux agents CNES de cette équipe de Géodésie font partie du Geodesy Sub-Science Team MMX (GSST), avec des scientifiques du Japon et d’autres pays. Le GSST s’occupera de la génération de la mise à jour des modèles de forme et gravité de Phobos, en utilisant les données en vol de la mission MMX. Par ailleurs, le logiciel GINS développé et maintenu par cette équipe française, a été choisi par le GSST pour ces activités essentielles à la mission.

Dans un domaine connexe, la participation de l’IMCCE, coordonnée par le CNES, à la mise à jour des éphémérides de Phobos avant le lancement de la sonde vient aussi compléter la contribution française à la mission.

Navigation et restitution d’orbite de MMX pour les phases de proximité des lunes

Un des points communs entre toutes les missions d’exploration visant des petits corps est le haut degré d’incertitude vis-à-vis des conditions d’environnement dynamique que la sonde rencontrera lors de sa mission. Cette incertitude vient des inconnues sur les caractéristiques physiques détaillées du corps cible, comme le champ de gravité. Dans le meilleur des cas, le corps cible a été survolé par d’autres missions (c’est le cas de Phobos) mais dans d’autres cas il a simplement été observé depuis des distances très grandes (c’est le cas des comètes ou astéroïdes visités par Rosetta et Hayabusa-2). Aussi, il est difficile d’estimer précisément l’ordre de magnitude des différences entre la position réelle de la sonde et la position qui est calculée au sol avec les modélisations existantes. 

Les analyses de covariance menées par le CNES visent à prédire au mieux ces écarts entre le monde réel et les modèles. Ces études deviennent une des clés de la préparation de la phase en vol, puisqu’elles peuvent avoir un fort impact sur la planification des observations par les instruments ou sur les créneaux de communication entre la sonde et la Terre. Les ingénieurs de la JAXA, bien conscients de cette problématique, échangent régulièrement avec les experts en orbitographie du CNES afin de consolider les résultats de leurs études de navigation.

Définition de la procédure de choix du site d’atterrissage

La sonde MMX prévoit de réaliser plusieurs atterrissages sur Phobos dans le but de récupérer des échantillons. Lors d’une des répétitions pour l’atterrissage de MMX, le Rover franco-allemand IDEFIX® sera séparé à basse altitude et commencera la descente afin de se poser et dérouler sa mission à la surface de la lune. L’approche de la surface d’un corps céleste est toujours une opération critique : les conséquences d’une erreur ou d’une mauvaise planification peuvent aller jusqu’à la perte totale de la mission. La sélection réfléchie des sites d’atterrissage est donc une des activités de préparation cruciales pour garantir la réussite de la mission. 

Une grande quantité d’équipes différentes, techniques et scientifiques, responsables de chacun des instruments et sous-systèmes et en provenance de nombreux pays, rentrent dans le jeu, avec des critères et objectifs différents les uns des autres et de fortes contraintes de temps. Pour toutes ces raisons, la définition de la procédure de décision est une activité délicate qui doit être aboutie et répétée bien avant l’arrivée de la sonde dans la sphère martienne. 

Le processus devient encore plus complexe quand il s’agit d’un choix combiné d’un site d’atterrissage pour la sonde et pour le Rover. Les équipes de dynamique du vol du CNES ont été impliquées par le passé dans la sélection du site d’atterrissage de Philae (à bord de la sonde européenne Rosetta) et de Mascot (à bord d’Hayabusa-2, sonde japonaise). C’est pourquoi le savoir-faire et l’expérience du CNES sur ce type d’activité ont été mis à disposition de la JAXA aussi pour MMX. 

Support à l’équipe MIRS

L’équipe de l’instrument MIRS, constituée de membres du CNES et du LESIA, compte parmi ses effectifs des experts en programmation mission, un sujet connexe à la mécanique spatiale. Néanmoins, l’équipe de dynamique du vol est présente pour intervenir quand il s’agit d’études qui demandent des connaissances spécifiques en mécanique spatiale. C’était le cas par exemple pour les premières études de couverture et résolution atteignables à partir des scénarios de QSO ou pour l’analyse de scénarios de survol de la lune Deimos alternatifs à l’option JAXA. Ce support s’étendra jusqu’à la phase opérationnelle, où une instance du logiciel opérationnel de dynamique du vol (FDS) installé sur le segment sol MMX du CNES permettra aux équipes de l’instrument d’ingérer les produits de trajectoire et attitude reçus de la sonde, ainsi que les éphémérides et autres informations sur les corps célestes. Avec ces informations, le FDS MIRS permettra de faire des calculs d’évènements orbitaux et géométriques pouvant avoir un impact sur la planification des observations de l’instrument (éclipses, créneaux de communication avec la Terre, position du point sub-solaire…)

Implication des équipes CNES aux activités opérationnelles de MMX

La participation des équipes de mécanique spatiale du CNES à MMX continue après le lancement: implémentation et exécution de la procédure de choix du site d’atterrissage, support aux opérations de descente et atterrissage, en plus du calcul d’évènements pendant la mission IDEFIX®. Il en sera de même pour MIRS, avec une partie du segment sol CNES dédié au calcul d’évènements orbitaux comme expliquée dans la rubrique dédiée. 

Par ailleurs, la participation des experts CNES en géodésie spatiale au Geodesy subscience team (GSST) de MMX assure aussi une contribution en termes de détermination précise du champ de gravité de Phobos, qui va jusqu’à l’exploitation des données en vol. 

Pour la première fois pour une mission de ce type, une participation de la part du CNES aux activités opérationnelles de la sonde elle-même a récemment été acceptée par la JAXA. Cette contribution portera notamment sur l’analyse des scénarios de trajectoire opérationnels, autant nominaux que de contingence, ainsi que sur la restitution d’orbite opérationnelle. Le rôle du CNES reste, bien entendu, un rôle de support et de validation croisée, sans responsabilité opérationnelle sur la sonde. Néanmoins, cette implication représente un énorme défi et l’opportunité de renforcer notablement la visibilité de nos équipes de dynamique du vol dans le monde de l’exploration interplanétaire.

Instruments à bord de MMX

En complément de ses capacités de navigation, la mission MMX est équipée d’un dispositif de prélèvement d’échantillons sur le sol de Phobos, et d’une charge utile, répartie en 12 instruments et du Rover IDEFIX® :

CMDM : Circum-Martian Dust Monitor (Japon, Planetary Exploration Research Center, Institut de technologie Chiba)

Détecteur de poussière avec des capacités de mesure in-situ de particules jusqu’à 10 µm, CMDM sera utilisé pour caractériser l’environnement des lunes martiennes. L’instrument sera également utile pour estimer la fréquence de collisions des particules générant des poussières et observer la chute et la réintégration des poussières sur Phobos et Deimos.

C-SMP : Coring Sampler ( JAXA)

L’objectif de cet instrument est de collecter des échantillons et de les stocker dans le module de retour pour être analysé au retour sur Terre.

IDEFIX® : Rover développé par le CNES et le DLR destiné à explorer une partie de la surface de Phobos (voir ci-dessous pour plus d’informations).

IREM : Interplanetary Radiation Environment Monitor (JAXA)

LIDAR : LIght Detection And Ranging (Japon, Institut de Technologie Chiba)

Un LIDAR est un instrument utilisant la réflexion d’un ou plusieurs rayons laser sur un objet pour en déterminer la distance, la forme et la réflectivité. Il sert à caractériser les matériaux observés à la surface, mais aussi à déterminer avec précision l’altitude de la sonde.

MEGANE : Mars-moon Exploration with Gamma rays and Neutrons (USA-NASA, JHUAPL)

Développé en partenariat entre la JAXA et la NASA, cet instrument observera les émissions de rayons gamma et de neutrons de la surface des lunes de Mars. Cette analyse permettra de déterminer la composition chimique des éléments à la surface, et ainsi qu’à aider au choix des sites candidats pour les prélèvements.

MIRS : MMX InfraRed Spectrometer (France – CNES/LESIA)

Ce spectromètre imageur proche infrarouge collectera la lumière réfléchie par la surface des satellites de Mars, et pourra déterminer leur composition minéralogique selon les différentes longueurs d’onde absorbées (voir ci-dessous pour plus d’informations).

MSA : Mass Spectrum Analyser (Japon, Université d’Osaka)

Cet instrument a pour objectif d’observer et de déterminer la présence d’ions autour des lunes martiennes. En cherchant et mesurant les ions émis par les lunes, Mars et le vent solaire, il est possible d’investiguer la présence de glace au sein de Phobos et Deimos, les effets de marées et d’érosion, ainsi que l’échappement de l’atmosphère martienne.

OROCHI : Optical RadiOmeter composed of CHromatic Imagers (Japon, Université de Rikkyo)

Cet instrument observera la surface des lunes de Mars à l’aide d’un objectif grand angle pour relever leur topographie et la composition des matériaux. OROCHI capture des images de la lumière visible réfléchie par la surface à plusieurs bandes de fréquences pour identifier les matériaux hydratés et la matière organique, sur la globalité des lunes ainsi que sur les sites de collecte.

P-SAMPLER : Pneumatic Sampler (USA-NASA, Honeybee Robotics)

L’objectif de ce mécanisme par un système pneumatique injectant du gaz est de récolter des échantillons à la surface de PHOBOS et de les stocker dans le module de retour pour être analysé au retour sur Terre.

SHV : Super Hi-Vision Camera ( JAXA)

SRC : Sample return Capsule (JAXA)

TENGOO : TElescopic Nadir imager for GeOmOrphology (Japon, Université de Rikkyo)

Cet instrument est une caméra haute résolution destinée à observer les détails de la surface de Phobos depuis la phase de quasi-orbite de la sonde MMX, avec une résolution estimée à 40 cm/pixel à plus de 20 kilomètres de distance. Ses capacités seront utiles pour déterminer la topologie des différents sites candidats pour l’atterrissage, ainsi que la distribution des différents types de matériaux à la surface des lunes de Mars.

L’instrument français MIRS

MIRS est l’instrument scientifique fourni par la France. Il s’agit d’un spectromètre imageur proche-infrarouge installé sur le corps principal de la sonde MMX, et dont le nom est un condensé de « MMX InfraRed Spectrometer ». Actif durant les phases d’observations en orbite de Mars comme lors des approches pour collecter les échantillons de la mission, MIRS a pour mission d’identifier les minéraux présents à la surface de Phobos et Deimos par leur signature spectrale. L’instrument collectera la lumière réfléchie par la surface des satellites de Mars, et pourra déterminer leur nature selon les différentes longueurs d’onde absorbées.

En cartographiant la répartition des minéraux (roches, taux d’hydratation, présence de matière organique), MIRS sera particulièrement utile à la mission MMX dans sa première phase en pseudo orbite autour de Phobos : le choix des sites de collecte d’échantillons et leur pertinence dépendra de l’analyse minéralogique de cet instrument. Enfin, la résolution des mesures sera inédite et variera entre 20 mètres lors des premières observations et 1 mètre lorsque la sonde descendra se poser à la surface. MIRS sera également pointé vers l’atmosphère martienne, et les bandes de fréquences auxquelles il est sensible (CO₂, H₂O) permettront d’identifier l’apparition de tempêtes de poussière et la présence de nuages.

MIRS est un instrument qui bénéficie d’une expertise développée grâce aux spectromètres VIRTIS embarqués sur d’autres missions, notamment Rosetta, Venus Express et le projet Marco Polo de l’ESA. Le développement est sous responsabilité du LESIA (Laboratoire d’études spatiales et d’instrumentation en astrophysique), du CNRS/Observatoire de Paris avec la participation de laboratoires partenaires LAB (Laboratoire d’Astrophysique de Bordeaux), LATMOS (Laboratoire Atmosphère, Milieux, Observations Spatiales), OMP (Observatoire Midi Pyrénées), LAM (Laboratoire d’Astrophysique de Marseille), IRAP (Institut de Recherche en Astrophysique et Planétologie – Toulouse). 

Le CNES est maitre d’ouvrage de l’instrument MIRS. Il participe au développement de l’instrument aux côtés du LESIA et assure notamment l’approvisionnement du détecteur infrarouge couplé à une machine cryogénique, et au mécanisme de scan de l’instrument. Le CNES fournit également un support en mécanique spatiale pour définir et optimiser les observations de MIRS tant sur Phobos que Deimos et Mars. Enfin, le CNES prend en charge le développement du segment sol en interface avec JAXA et sera responsable des opérations MIRS, le LESIA étant en charge de l’exploitation des données scientifiques.

Le rover IDEFIX

En coopération, le CNES et l’agence spatiale allemande (DLR) développent un petit rover de 25 kg qui sera transporté sur la sonde MMX, puis déployé sur la surface de la plus grande lune de Mars, Phobos.

Ce rover, nommé IDEFIX® est un éclaireur, un démonstrateur et un explorateur.

Il a 3 objectifs :

• Il doit toucher la surface de Phobos, s’assurer du comportement de la surface à des actions mécaniques et relayer ces informations à la JAXA. Une fois les propriétés du sol connues, la JAXA pourra prévoir ce qui se passera pour sa propre séquence d’atterrissage. C’est le rôle de l’éclaireur : le régolithe de Phobos, cette couche de poussière et de grains présent à la surface des corps, doit être caractérisé.
• Il doit démontrer qu’il est possible d’utiliser la locomotion à roues sur un corps avec une si faible gravité. Cette dernière n’a été testée que sur des corps à forte gravité (la Terre, Mars et la Lune). Sur des petits corps, le comportement d’un rover est inconnu. Tester la traction mais aussi la contrôlabilité permettra d’étendre nos connaissances sur ces véhicules. S’ils peuvent rouler sur Phobos alors ils pourraient rouler sur tous les corps où la gravité y est plus forte : astéroïdes, lunes joviennes, etc.
• Il sera un explorateur scientifique, capable de faire ses mesures in-situ. Le rover sera le premier à observer le sol de Phobos à une résolution de 100µm, et à s’y déplacer. L’objectif est de parcourir entre 30 et 100m.

Le rover sera largué à environ 50m d’altitude de la surface de Phobos, et viendra s’y écraser en douceur. Les agences franco-allemandes se sont réparti le développement du système complet du Rover. Il s’articule autour de plusieurs modules ou fonctions propre, mais aussi d’équipements spécifiques restants à bord de la sonde MMX :

• Le module de service avec l’ordinateur de bord, la chaine d’alimentation électrique, la batterie, l’émetteur/récepteur radio et une antenne,
• Les panneaux solaires et leur mécanisme d’ouverture,
• La commande/contrôle et le logiciel de vol,
• Le châssis incluant la caisse et les mécanismes de protection des instruments,
• La mobilité, incluant 8 moteurs dont 4 pour les jambes et 4 pour les roues
• Le mécanisme de séparation avec la sonde MMX,
• Les équipements de communication à bord de la sonde MMX, essentiels pour échanger avec le véhicule, comprennent un ordinateur de bord avec un émetteur/récepteur radio et une antenne. Ils assurent aussi le dialogue entre le rover et l’ordinateur de la sonde. 

Malgré sa petite taille, le rover embarquera 4 instruments qui analyseront en détail la surface de Phobos :

• 2 caméras NavCam montées en banc stéréo fournies par le CNES, en premier lieu destiné à la navigation, mais permettant aussi de faire des images à vocation d’étude scientifiques,
• 2 caméras WheelCam, qui observeront directement les interactions roue/régolite pour deux roues différentes, fournies par le CNES,
• RAX, un spectromètre à effet Raman, fourni par le DLR, la JAXA et INTA,
• MiniRAD, un radiomètre infrarouge fourni par le DLR, dérivé de l’instrument MARA de l’atterrisseur MASCOT.

Les opérations seront réparties en alternance entre le CNES et le DLR.

Le largage d’IDEFIX® sur Phobos aura lieu lors d’une répétition de l’atterrissage de la sonde MMX. Après plusieurs rebonds, le rover se redressera en utilisant une séquence spécifique de mouvement de ses jambes et de ses roues (lui permettant de s’assurer d’être dans le bon sens quel que soit la position finale d’atterrissage), avant de déployer ses panneaux solaires et de s’incliner côté Soleil. Toutes ces opérations seront autonomes pour pallier les contraintes de communications avec la Terre, à savoir les délais et l’absence de visibilité.

Il sera nécessaire d’attendre une révolution complète de Phobos, soit un peu plus de 7 heures, pour que le rover communique ses premières informations. Les premiers déplacements, en ligne droite et à très faible vitesse auront lieu après une première phase d’étalonnage et de vérifications qui devrait durer plusieurs jours.

Contexte

La mission MMX (Martian Moons Exploration), menée par le Japon, décollera en 2026 pour étudier les deux lunes de Mars, Phobos et Deimos. En plus d’une observation scientifique prolongée, le véhicule est équipé pour rapporter des échantillons de Phobos, et déposera à sa surface un robot mobile franco-allemand nommé IDEFIX®.

La mission Martian Moons Exploration doit répondre à deux objectifs scientifiques :

• Déterminer l’origine des lunes de Mars et le processus de formation des planètes au sein du Système solaire.
• Préciser les processus d’évolution du système martien (Mars, Phobos et Deimos)

De petites tailles, Phobos et Deimos pourraient être des astéroïdes capturés par le champ gravitationnel de Mars après une lente dérive hors de la ceinture principale d’astéroïdes. Si c’est le cas, elles seraient de véritables capsules temporelles pouvant expliquer l’apparition de l’eau sur les planètes telluriques du Système solaire. Alternativement, ces lunes pourraient être issues d’un impact géant avec la jeune planète Mars. Ce qui ferait de Phobos et Deimos des témoins directs de cette collision, étant constituées de fragments de l’objet impactant et de Mars. En étudiant de près ces petits corps, et en ramenant des échantillons, la mission tentera d’apporter des éléments de réponse définitifs pour l’une ou l’autre hypothèse.

Le retour sur Terre de plus de 10 grammes d’échantillons de Phobos, sera également une étape technologique importante. À la fois pour la technique d’extraction, mais aussi pour le profil de la mission elle-même, préfigurant de potentielles aventures habitées vers Phobos et Deimos. 

Dans ce cadre, la sonde va mesurer les radiations de l’environnement martien durant toute la durée de sa mission : leur impact est un obstacle potentiel important pour l’exploration future.

Déroulé du projet

La sonde Martian Moons Exploration décollera depuis la base de Tanegashima (Japon) en octobre 2026, grâce à un lanceur H-3. Elle est dans la catégorie des sondes martiennes de plus de 3 tonnes au décollage, tout comme ExoMars TGO, MSL / Curiosity et Mars2020 / Perseverance. Son voyage durera presque un an, et son insertion en orbite de la planète rouge est prévu en août 2027 : la sonde profitera pour son transport d’un module de propulsion spécifique. Ce dernier sera éjecté avant les opérations scientifiques.

La mission MMX passera 3 années dans le système planétaire martien. Elle étudiera d’abord Phobos, qui est sa cible principale, avec des objectifs progressifs. D’abord, des observations en quasi-orbite de la plus imposante des 2 lunes de Mars (11 km de rayon moyen) et l’étude de sa surface grâce aux instruments embarqués. En parallèle de cette phase, l’équipe scientifique MMX choisira 2 zones propices aux futurs atterrissages de MMX, en vue de la collecte d’échantillons de Phobos par la sonde, le cœur de cette mission. Lors d’une des répétitions générales de cette manœuvre, au cours d’une descente à environ 50 m de la surface, le petit rover franco-allemand IDEFIX® de la mission s’éjectera et commencera sa mission prévue pour 100 jours (durée nominale) sur Phobos.

La récolte d’échantillons au sol, même si elle bénéficie des retours d’expérience japonais des 2 missions Hayabusa sur des astéroïdes, utilisera une technique différente. La sonde MMX a pour objectif de se poser plusieurs heures à la surface, sur deux sites différents, pour creuser avec un tube évidé à environ 2 cm sous la surface, et d’emmagasiner au moins 10 grammes de matière avant de redécoller vers l’orbite. Il s’agira d’une des dernières opérations menées pour l’étude de Phobos, avant le départ de la sonde vers la seconde lune de Mars, Deimos. 

La sonde MMX observera Deimos (6 km de rayon moyen) à distance, lors d’une série de survols planifiés pour étudier avec précision la composition de sa surface et l’origine de sa formation. Elle ne s’y posera pas et restera à distance de sécurité jusqu’au mois de novembre 2030. La sonde se scindera alors en 2, et le module de retour allumera son moteur pour se diriger vers la Terre. Il l’atteindra en juillet 2031, et larguera à cette occasion une capsule, spécialement équipée pour traverser l’atmosphère terrestre. Cette dernière se posera dans le désert en Australie, avant d’être rapatriée à Sagamihara (Japon) pour l’étude des premiers échantillons du système martien.

Organisation

L’agence japonaise JAXA est responsable de la mission, qui fait l’objet de plusieurs accords internationaux. Le Japon s’occupe de la sonde, de son lancement, du contrôle de la mission (technique et scientifique) et gère le retour des échantillons.

Un accord franco-japonais a été signé pour acter la participation française à la mission, qui se traduit par 3 volets :

• Coopération entre équipes de mécanique du vol de la JAXA et du CNES, pour la conception de trajectoires autour des lunes martiennes, la restitution de la dynamique (déterminer précisément les éphémérides de Phobos ainsi que son champ de gravité) et la navigation et restitution d’orbite de la sonde.
• Livraison et opération de l’instrument scientifique MIRS (sous responsabilité française)
• Livraison et opération d’un petit rover. Ce dernier a ensuite fait l’objet d’une déclaration commune avec l’agence allemande DLR pour une collaboration et une répartition des tâches.

Un accord entre la JAXA et la NASA (États-Unis) est en place pour une collaboration et la livraison de l’instrument MEGANE.

Un accord entre la JAXA et l’ESA pour la livraison du système de communication en bande Ka permet à deux scientifiques de l’agence spatiale européenne de faire partie du comité scientifique de la mission.

Participation des laboratoires français

Le LESIA (Laboratoire d'Etudes Spatiales et d'Instrumentation en Astrophysique) est maître d’œuvre de l’instrument MIRS avec la participation de laboratoires partenaires LAB (Laboratoire d’Astrophysique de Bordeaux), LATMOS (Laboratoire Atmosphère, Milieux, Observations Spatiales), OMP (Observatoire Midi Pyrénées), LAM (Laboratoire d’Astrophysique de Marseille), et IRAP (Institut de Recherche en Astrophysique et Planétologie – Toulouse).

La quinzaine de scientifiques de l’équipe de MIRS appartiennent à 8 laboratoires du CNRS :

• IPAG (Institut de Planétologie et d’Astrophysique de Grenoble)
• IPGP (Institut de Physique du Globe de Paris
• IRAP (Institut de Recherche en Astrophysique et Planétologie – Toulouse
• LAB (Laboratoire d’Astrophysique de Bordeaux
• LAM (Laboratoire d’Astrophysique de Marseille
• LATMOS (Laboratoire Atmosphère, Milieux, Observations Spatiales
• LESIA (Laboratoire d’Études Spatiales et d’Instrumentation en Astrophysique
• OCA (Observatoire de la Côte d’Azur) et environ autant de scientifiques japonais.

La partie française de l’équipe scientifique du Rover IDEFIX® est constituée de scientifiques appartenant aux laboratoires suivants :

• OCA (Observatoire de la Côte d’Azur) qui assure la coordination scientifique du Rover pour la partie française
• LAM (Laboratoire d’Astrophysique de Marseille), investigateur principal des NavCam
• ISAE-Supaéro (Institut Supérieur de l’Aéronautique et de l’Espace), investigateur principal des WheelCam.

Contexte

Les ondes gravitationnelles sont des perturbations de l’espace-temps provoquées par les phénomènes les plus extrêmes de l’Univers comme par exemple la fusion de trous noirs (mais pas exclusivement). Prédites par la théorie de la Relativité Générale d’Einstein, elles ont d’abord été détectées indirectement en observant le ralentissement du pulsar binaire PSR 1913+16 au début des années 1980. La première détection directe a été réalisée en 2015 par l’observatoire au sol LIGO qui a mesuré le passage d’une onde gravitationnelle émise par la fusion de 2 trous noirs de masse stellaire. Une nouvelle fenêtre d’observation s’ouvrait pour étudier l’Univers.

Mais les observatoires terrestres (VIRGO, LIGO, KAGRA…) ne peuvent détecter ces ondes gravitationnelles que dans une gamme de fréquence comprise entre 1 Hz et 1000 Hz, limitant la liste de phénomènes observables (comme les fusions de trous noirs stellaires ou d’étoiles à neutrons).
Pour observer des ondes gravitationnelles de plus basses fréquences (entre 10-1 et 10-4 Hz) résidus des phases denses de l’Univers peu de temps après le Big Bang ou émises par des fusions de trous noirs supermassifs, il faut un détecteur beaucoup plus grand. D’où l’importance de développer un projet comme LISA.

La mission LISA est une mission internationale sous leadership de l’ESA, en coopération avec la NASA. 

● L’ESA est le contributeur principal et le maitre d’ouvrage de la mission. Elle gère les aspects planning, programmatique, budgétaire et technique de la mission complète et est responsable de la performance globale de la mission.
● La NASA, partenaire de l’ESA sur la mission LISA fournit des éléments matériels qui seront intégrés dans le segment spatial sous responsabilité de l’ESA. L’agence fournit également un segment sol scientifique complémentaire de la partie européenne (DDPC).
● Les états membres européens, à travers leurs agences spatiales, fournissent aussi des éléments matériels qui seront intégrés dans le segment spatial sous la responsabilité de l’ESA.
Ils développent et opèrent le segment sol scientifique.

Environ 1700 membres provenant d’une quarantaine de pays font partis de ce consortium international. La France est le 2^e pays le plus représenté avec 219 membres répartis dans une vingtaine de laboratoires scientifiques et le 1^er contributeur en équivalent temps plein du consortium, devant les États Unis, l’Allemagne ou l’Italie.

En raison de sa capacité d’observation dans des gammes de fréquence différentes mais complémentaires, la mission LISA est particulièrement adaptée pour travailler en synergie avec les « petits » observatoires d’ondes gravitationnelles au sol (LIGO, VIRGO ou KAGRA) mais aussi avec les réseaux interférométriques basés sur la chronométrie des pulsars. 

Elle permet de compléter le trou entre les 2 bandes couvertes par les autres observatoires. Ceci permet en particulier d’effectuer des observations d’un même système avec des détecteurs différents.
Par exemple, un système binaire de trous noirs de masse stellaire sera observé dans un premier temps dans la bande spectrale de LISA lorsque la séparation entre les 2 corps est importante. Lorsque cette distance diminue, la fréquence des ondes gravitationnelles émises par le système va augmenter jusqu’à entrer dans la bande spectrale des observatoires terrestres, où la fusion sera observée. 

Cette complémentarité entre la mission LISA et les observatoires terrestres permettra, par exemple, de prévoir plusieurs semaines ou mois à l’avance des fusions d’objets compacts et permettra de mobiliser tous les moyens d’observation nécessaires pour couvrir le phénomène dans le domaine des ondes gravitationnelles mais aussi des ondes électromagnétiques (ondes radio, lumière visible, rayons X…).

Déroulé du projet

Fonctionnement

Le détecteur est constitué de 3 satellites formant un triangle équilatéral de 2,5 millions de km de côté.

Chaque satellite embarque 2 Moving Optical Sub-Assemblies (MOSAs), qui contiennent les éléments nécessaires pour :

• Envoyer et recevoir la lumière laser des satellites distants,
• Former les combinaisons interférométriques permettant de mesurer les distances,
• Déterminer le référentiel inertiel lié aux masses de tests

Chaque MOSA contient un télescope, un banc optique et un senseur gravitationnel de référence (GRS), c’est-à-dire une masse de test en chute libre.

Les masses de test sont maintenues au centre en utilisant un système de compensation de la trainée et des forces externes constitué d’un système de micro-propulsion, de mesures de position et d’algorithmes de contrôle. 

Avec ce système, les masses de test suivent des géodésiques parfaites, uniquement définies par la structure de l’espace-temps, dont les infimes variations sont les signes du passage d’une onde gravitationnelle.

Lancement

Le lancement des 3 satellites composant l’interféromètre spatial LISA est prévu pour 2035 avec une arrivée en formation sur leur orbite héliocentrique finale et un début de la mission scientifique en 2037.

Organisation

LISA est un projet international sous la maîtrise d’œuvre de l’Agence Spatiale Européenne (ESA), avec la NASA comme partenaire. 

Pour l’ESA, les pays participant au projet sont : l’Italie, l’Allemagne, le Royaume Uni, la France, la Belgique, le Pays Bas, la Pologne, la République Tchèque, la Suisse, l’Espagne, la Finlande, la Suède, le Danemark, la Norvège et la Roumanie.

En France, les laboratoires faisant partie de la contribution française à LISA sont : 

• APC (CNRS/Université Paris Cité)
• ARTEMIS (OCA/CNRS/Université Côte d’Azur)
• IRFU (CEA)
• SYRTE (Obs. Paris/CNRS/Sorbonne Université)
• L2IT (CNRS/Université Toulouse III Paul Sabatier)
• CPPM (CNRS/Aix-Marseille Université)
• LAM (Aix-Marseille Université/CNES/CNRS)
• Institut FRESNEL (CNRS/Aix-Marseille Université/Centrale Méditerranée)
• LAGRANGE (OCA/CNRS/Université Côte d’Azur)
• LPC Caen (CNRS/ENSICAEN/Université Caen Normandie)
• IRAP (CNES/CNRS/Université Toulouse III Paul Sabatier)
• IAP (CNRS/Sorbonne Université)
• LPC2E (CNRS/CNES/Université d’Orléans)
• LUTH (Obs. Paris/CNRS)
• IPhT (CEA/CNRS)

Liens externes

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

Les Documents de référence du Programme Galileo :
Programme Reference Documents | European GNSS Service Centre (GSC)

Site officiel de l’Agence de l’Union européenne pour le Programme Spatial (EUSPA) :
EU Agency for the Space Programme

Informations sur l’état de la constellation (satellites actifs) :
Constellation Information | European GNSS Service Centre (GSC)

Galileo sur le site de l’Agence Spatiale Européenne :
ESA - Galileo

Autres ressources :
L’encyclopédie ESA en ligne pour la navigation
Chaine Youtube du GNSS Européen
En savoir plus sur les satellites Galileo
Le système de localisation/détresse Cospas-Sarsat