BepiColombo est constitué de deux sondes différentes pour remplir tous ses objectifs scientifiques.

La sonde MPO

MPO est une sonde stabilisée trois-axes en orbite basse polaire faiblement elliptique dont le périherme sera à l'altitude de 480 km et l'apoherme à 1500 km. Elle a été développée sous la responsabilité de l'ESA.

Caractéristiques de la sonde :
Masse totale : 400 kg
Masse de la charge utile : 60 kg

La sonde Mio

Mio est une sonde en stabilisation spinnée qui sera placée en orbite elliptique polaire dont le périherme sera à l'altitude de 600 km et l'apoherme à 11800 km. Elle a été développée sous la responsabilité de la JAXA.

Caractéristiques de la sonde :
Masse totale : 220 kg
Masse de la charge utile : 40 kg

Instruments de la sonde MPO

Pour étudier la surface, l'intérieur, l'exosphère et la magnétosphère de Mercure, la charge utile de l'orbiteur MPO est constituée de :

• Un ensemble d'imageurs (SIMBIO-SYS) comprenant : une caméra haute résolution, une caméra stéréo et un spectromètre visible proche infrarouge (VIHI) ;
• Un spectromètre et radiomètre infrarouge thermique (MERTIS) ;
• Un altimètre laser (BELA) ;
• Un spectromètre UV (PHEBUS) ;
• Deux spectromètres rayons X et détecteur de particule solaire (MIXS et SIXS) ;
• Un spectromètre à neutrons et rayons gamma (MGNS) ;
• Un magnétomètre (MERMAG) ;
• Un analyseur de particules neutres et ionisées (SERENA) ;
• Une expérience radio science et un accéléromètre (MORE et ISA).

Les allocations de cette charge utile sont : une masse limitée à 60 Kg et une puissance de 100W.

Instruments de la sonde Mio

La charge utile de l'orbiteur Mio est constituée d'un ensemble d'instruments et de sous-ensembles d’instruments de mesure du plasma, des champs et des particules, destinés à étudier les processus qui couplent le vent solaire, la magnétosphère et la surface de la planète Mercure. 

Les allocations de cette charge utile sont une masse limitée à 40 Kg et une puissance de 53 W.

Ensemble instrumental pour les mesures de particules chargées (MPPE, Mercury Plasma Particule Experiment)

Cet ensemble est constitué de :

• Deux analyseurs d’électrons : MEA (Mercury Electron Analyzers)
• Un spectromètre de masse : MSA (Mercury mass Spectrum Analyzer)
• Un analyseur de vent solaire : MIA (Mercury Ion Analyzer)
• Un instrument pour les électrons à haute énergie : HEP-e (High Energy Particle instrument for electrons)
• Un instrument pour les ions à haute énergie : HEP-i (High Energy Particle instrument for ions)
• Un analyseur d'atomes neutres énergétiques : ENA (Energetic Neutrals Analyzer) 

MGF (Magnetic Field Sensor)

Il s’agit de deux capteurs trois axes de champ magnétique.

Ensemble instrumental de mesures d'ondes plasma (PWI, Plasma Wave Investigation)

Cet ensemble constitué de :

• Deux antennes dipôles : WPanT (Wire Probe Antenna)
• Une antenne double sonde : MEFISTO (Mercury Electric Field In Situ Tool)
• Un analyseur de champ électrique : EWO
• Un capteur de mesure des composantes du champ magnétique suivant 3 axes : SC (Search Coil sensor)
• Un instrument de mesure active du plasma : AM²P (Active Measurement of Mercury's Plasma)
• Un spectromètre de mesures d'ondes radio et de bruit électrostatique thermique : SORBET (Spectroscopie Ondes Radio and Bruit Electrostatique Thermique) 
   

MDM (Mercury Dust Monitor)

Il s’agit d’un détecteur de poussières.
 

MSASI (Mercury Sodium Atmosphere Imager)

Il s’agit d’un spectromètre imageur de l'exosphère.

Documents

• Mission overview and science goals (Space Sci Rev 217, 90 2021)
• Instruments, version détaillée (PDF)

Liens externes

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

• Site ESA de BepiColombo
• Site JAXA de Mio  

Sites des instruments des sondes Mio et MPO :

• Site BepiColombo du LPC2E
• Site BepiColombo du LAM
• Site SORBET du LESIA
• Site PHEBUS au LATMOS
• Site LESIA – Simbio-Sys
• Site IAS – Instrument Simbio-Sys
• Site de l’instrument ELENA de l’IRAP
• Site de l’instrument MEA de l’IRAP
• Site DB-SC du LPP
• Site de l’instrument MSA du LPP 

Sites des laboratoires français contribuant à la mission BepiColombo :

• Site de l'IAS
• Site de l'IPGP
• Site du IRAP
• Site du LAM
• Site du LATMOS
• Site du LESIA
• Site du LPC2E
• Site du LPP

Contexte

Mercure est la planète la moins bien connue du Système solaire. En effet, il est difficile d’y envoyer des sondes spatiales en raison de sa proximité du Soleil. Pour pallier ce déficit d’informations, la mission européenne BepiColombo a lancé en 2018 les deux sondes MPO (Mercury Planetary Orbiter) et MMO (Mercury Magnetospheric Orbiter), rebaptisée Mio par la JAXA qui arriveront en orbite autour de Mercure fin 2026. 

Avant cette mission, seules deux sondes interplanétaires, lancées par la NASA, ont atteint la planète : Mariner 10, en 1974, et Messenger en 2008, ayant chacune effectué 3 survols. Après son troisième survol, Messenger a été mise en orbite autour de Mercure le 18 mars 2011 et a terminé sa mission mercurienne le 30 avril 2015.

BepiColombo est la première mission en collaboration totale entre l'ESA (Agence Spatiale Européenne) et la JAXA (Agence Spatiale Japonaise), pour l'étude interdisciplinaire de la planète Mercure. La planète Mercure, la plus proche du Soleil, est connue depuis l'Antiquité, mais l'observation directe de Mercure n'a été faite que par la sonde Mariner 10 dans les années 1974-1975 et par la sonde américaine Messenger lancée en août 2004 et dont la mission s'est terminée en 2015.

La planète Mercure a une structure unique c'est-à-dire un noyau très gros (3/4 du rayon de la planète). Ceci pourrait être lié à son champ magnétique intrinsèque (champ généré par la planète elle-même). Des observations détaillées ont permis de mieux comprendre l’intérieur et la surface de la planète et ont ainsi pu révéler que la formation de la planète s'est produite dans la zone la plus proche du Soleil.

Les seules planètes telluriques avec un champ magnétique intrinsèque sont la Terre et Mercure. L'observation détaillée du champ magnétique de Mercure et de sa magnétosphère par Bepi-Colombo permettra de réaliser les premières études comparatives avec la Terre et ainsi d’avancer significativement dans la connaissance de ces domaines.

Une mission constituée de deux sondes

La mission BepiColombo contribuera à l’étude complète de l'intérieur, la surface, l'exosphère, la magnétosphère et l'environnement de Mercure et ouvrira une nouvelle frontière pour la science du système solaire. 

Cette mission est constituée de deux sondes : la sonde MPO (Mercury Planetary Orbiter) et la sonde Mio (Mercury Magnetospheric Orbiter).

La sonde MPO est dédiée à l'étude de la surface et de l'intérieur de la planète Mercure (géologie de la surface, géomorphologie, géophysique, volcanisme, tectonique globale, âge de la surface, composition de la surface de Mercure) ainsi que de son exosphère.

Les instruments de la sonde Mio sont principalement destinés à étudier le champ magnétique, la magnétosphère, l'espace interplanétaire interne, les ondes et particules dans l'environnement de Mercure et l'exosphère. La comparaison du champ magnétique et de la magnétosphère avec ceux de la Terre fournira une nouvelle vision de la dynamique et des processus physiques de la magnétosphère.

Les instruments de MPO couplés aux instruments de Mio réaliseront des mesures coordonnées du champ magnétique planétaire.

Déroulé du projet

Le lancement, qui a eu lieu en octobre 2018 par un lanceur Ariane 5, conduira à une mise en orbite autour de Mercure fin 2026, une fin de mission nominale au printemps 2028 et une fin de mission étendue en 2029 et plus.

Pour la croisière, un vaisseau composite constitué des 4 éléments suivants est assemblé :

• MPO,
• Mio,
• MOSIF (Mio Sunshield & Interface Structure) : bouclier solaire de Mio et structure d'interface entre Mio et MPO
• MTM (Mercury Transfer Module) : Module de propulsion utilisé pendant la phase de croisière

La croisière dure 7 ans et s'effectue avec plusieurs assistances gravitationnelles : autour de la Terre (1 fois), de Vénus (2 fois) et de Mercure (6 fois).

À l'arrivée à proximité de Mercure, la sonde MTM sera larguée. Ensuite, la sonde Mio sera mise en orbite autour de Mercure, puis MOSIF sera libéré et enfin MPO sera placé en orbite basse autour de Mercure.

• Mio aura une orbite elliptique polaire dont le périherme (point de l’orbite le plus proche de Mercure) sera à l'altitude de 600 km et l'apoherme (point de l’orbite le plus éloigné de Mercure) à 11800 km. La période orbitale de Mio aura une durée approximative de 9,2 heures. Le périherme de Mio est conçu pour être proche du point subsolaire de Mercure (le point de la surface de Mercure qui est le plus proche du Soleil à tout instant) aux environs de l'aphélie et proche de minuit aux environs du périhélie. Cette orbite a été sélectionnée pour minimiser les effets des radiations infrarouges émises par la surface de Mercure.
• MPO aura une orbite basse polaire faiblement elliptique dont le périherme sera à l'altitude de 480 km et l'apoherme à 1500 km. La période orbitale de MPO aura une durée approximative de 2,3 heures. L'orbite polaire a été choisie pour faciliter l'observation globale et d'aussi près que possible pour optimiser la résolution spatiale.

Organisation

Le projet BepiColombo est sous maîtrise d'ouvrage ESA en coopération avec le Japon. La JAXA est responsable de l'orbiteur Mio (Bon voyage en japonais). L'ESA est chargé du reste du projet, à savoir de l'orbiteur MPO (Mercury Planetary Orbiter), du lancement, de la navigation vers Mercure et de l'injection des sondes en orbites circummercuriennes.

Le CNES contribue au financement du projet BepiColombo via sa participation au programme scientifique obligatoire de l'ESA et directement, au titre du programme national, en ce qui concerne la participation française aux instruments des deux orbiteurs (MPO et Mio). Le CNES, en tant que représentant de la France au Science Program Committee de l'ESA, est garant des fournitures françaises.

Le CNES assure, pour le compte de l'ensemble des partenaires nationaux (CNRS, Université) la maîtrise d'ouvrage de la contribution française à BepiColombo. A ce titre :

• Il finance les contributions françaises des laboratoires ;
• Il supervise les développements des contributions françaises ;
• Il fournit des supports dans certains métiers du spatial en fonction des besoins des laboratoires (assurance qualité, mécanique, thermique, expertise composants...) ;
• Il gère l'interface avec l'ESA et la JAXA pour les aspects techniques et programmatiques ;
• Il finance l'accompagnement scientifique de chercheurs français qui ne fournissent pas de matériels, mais qui peuvent être associés aux équipes instrumentales ou retenus suite à des appels d'offres ESA et JAXA pour participer à des travaux scientifiques sur les données de la mission.

L’instrument X-IFU

X-IFU est un spectromètre à rayons X révolutionnaire. Il observera, à l’aide de rayons X, au sein de l'univers les phénomènes les plus chauds et les plus énergétiques, un monde d'amas de galaxies, de trous noirs et d’explosions d’étoiles.  Il sera positionné sur la plan focal d’un télescope de 12 mètres.

X-IFU combine une haute résolution spectrale avec une imagerie de haute qualité. En d'autres termes, l’instrument sera capable de capturer des images d'objets astrophysiques dans lesquels chaque pixel de l'image fournira un spectre complet contenant beaucoup d'informations sur les objets observés. Grâce à ses capacités sans précédent, X-IFU permettra aux astrophysiciens de répondre à deux questions fondamentales sur l'Univers : comment la matière s’est-elle assemblée pour former l’Univers et comment les trous noirs naissent, grossissent et façonnent l’univers ? 

Les détecteurs TES

Les détecteurs TES (Transition Edge Sensors) utilisés sur X-IFU sont comme des thermomètres ultrasensibles, d’une précision inégalée ils mesureront les variations de chaleur causées par l’absorption des photons. Ils seront placés dans un environnement proche du zéro absolu, à 50 mK, température atteinte à l’aide d’une chaîne cryogénique complexe. Ainsi, le plan de détection de X-IFU sera l’endroit le plus froid de l’Univers.

L'augmentation de température mesurée par le microcalorimètre est convertie par des thermomètres supraconducteurs en un signal électrique qui est lu par une électronique de haute précision. Les signaux sont analysés individuellement pour estimer avec précision l'énergie de chaque photon, donnant accès aux conditions dans lesquelles ils ont été émis.

Grâce à cette technologie de pointe, la capacité d’observation de X-IFU sera supérieure de deux ordres de grandeur à celle des instruments de la génération précédente, ce qui permettra ainsi des avancées spectaculaires dans tous les domaines scientifiques.

Ce qui change sur X-IFU depuis la phase de reformulation :

En 2022, Athena est entré dans une phase de reformulation qui a abouti à une nouvelle configuration de base pour ce télescope et pour l'architecture cryogénique de X-IFU. Elle repose sur l’utilisation d’un système de refroidissement passif mis en œuvre au niveau du Payload Compartment (PLC, compartiment charge utile), à l’aide de panneaux radiatifs, appelés V-grooves, fournissant un environnement de 50K à l'instrument. 

L’enveloppe extérieure à 50K de l’instrument X-IFU héberge le cœur cryogénique de l'instrument contenant la matrice de détections. Une machine cryogénique délocalisé, appelé réfrigérateur 4K, fournissant un refroidissement actif aux étages internes de l'instrument dans les plages 20K et 4K et un réfrigérateur à désaimantation adiabatique (ADR) multi-étagé, capable de refroidir l'étage du détecteur jusqu'à 50mK à partir de l'étage 4K.

Dans sa configuration actuelle, le nombre total de pixels de la matrice de détecteurs de X-IFU est de 1504, répartis en 4 groupes de 376 pixels chacun. Chaque groupe de 376 pixels est lu par un système électronique indépendant, de sorte qu'une défaillance n'entraîne pas une perte supérieure à un quart de l'ensemble du détecteur. La résolution spectrale requise est de 4 eV au niveau de la mission mais l’objectif de conception est de 3 à 3,5 eV jusqu'à 7 keV au niveau de l'instrument.

L’instrument WFI

Le Wide Field Imager, dont le développement est mené par le Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics (Allemagne), et réalisé en partenariat avec de nombreux pays membres de l’ESA, est un instrument de survey dont les capacités surpassent les instruments existant à bord des autres télescopes spatiaux en rayons X. 
Son domaine de longueurs d’onde d’observation s’étend de 0,2 à 15 keV, et comme son nom l’indique, cet instrument fournira aux astronomes un grand champ de vision de 40 minutes d’arc x 40 minutes d’arc, avec une résolution de 5 secondes d’arc par pixel.

De plus, l’instrument WFI aura des capacités sans précédent, fournissant à la fois une résolution temporelle élevée et une sensibilité élevée pour l’observation de sources lumineuse, le tout avec un faible bruit et un rendement élevé.

Ces observations sont rendues possibles par l’utilisation d’une mosaïque de 2 par 2 détecteurs, les DEPFET (DEpleted P-channel Field Effect Transistor), qui sont des matrices actives optimisées pour des détections nécessitant une haute fréquence de comptage de photons.

Liens externes

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

• Site Athena de l’ESA 
• Site de la communauté ATHENA
• Site du consortium X-IFU
• Athena X-IFU  sur LinkedIn
• Site du consortium WFI 

Contexte

L'astronomie en rayons X est l'étude des objets et phénomènes astronomiques qui émettent ce type de rayonnement. Les rayons X – qui sont absorbés par l'atmosphère terrestre et ne peuvent donc être observés que depuis l'espace – apportent de nombreuses informations sur les régions les plus chaudes de l’Univers, mais aussi sur les trous noirs et leur environnement proche. Actuellement, trois observatoires spatiaux – XMM-Newton (ESA, lancé en 1999), Chandra (NASA, lancé en 1999) et XRISM (JAXA/NASA lancé en 2023) – fournissent des données exceptionnelles sur les sources cosmiques de rayons X.

Athena (Advanced Telescope for High-Energy Astrophysics) représente la nouvelle génération de télescopes européens. S’inscrivant dans le programme Cosmic Vision de l’ESA, Athena sera lancé à l’horizon 2037 par un lanceur européen. Ses observations couvriront un large éventail d’objets astrophysiques, de la formation des premiers trous noirs dans l’Univers jusqu’à celle des grandes structures qui renferment les groupes et les amas de galaxies. 

Capable d’observer dans une gamme d’énergie allant de 0,2 à 12 keV, Athena surpassera ses prédécesseurs par la précision de ses mesures, offrant une perspective inédite sur des questions fondamentales de l’astrophysique moderne, telles que l’évolution de la matière dans l’Univers et la formation, la croissance et l’impact des trous noirs géants. 

Les capacités sans précédent offertes par le télescope spatial en rayons X, ATHENA et ses instruments permettront d’étudier des phénomènes encore jamais observés, et d’affiner les connaissances à propos de types d’objets déjà connus.

Athena devrait permettre d’observer et d’approfondir notre connaissance sur :

• Les trous noirs dans la globalité de leur domaine de masses
• Les trous noirs supermassifs au centre des galaxies
• La répartition et la structuration du gaz chaud autour des amas de galaxies
• Les propriétés physiques du gaz chaud autour des amas de galaxies
• Les étoiles à neutrons
• Les sursauts gamma
• Les explosions de supernovae et leurs rémanents
• Les systèmes d’étoiles binaires
• Les noyaux actifs de galaxies
• Divers types d’étoiles, de naines blanches ainsi que des exoplanètes
• Le milieu interstellaire en général

Déroulé du projet

Après un lancement prévu en 2037, ATHENA se positionnera sur une orbite autour du point de Lagrange L1 du système Terre-Soleil, à 1,5 millions de km de la Terre, situé entre la Terre et le Soleil pour entamer une mission d’une durée prévue de 4,5 ans. Des extensions de missions sont envisagées.

Organisation

ATHENA est une mission « Large » de l’Agence Spatiale Européenne (ESA), sélectionnée le 27 juin 2014 dans le cadre de son programme Cosmic Vision.

L’ESA assure la maîtrise d’ouvrage de l’ensemble de la mission Athena, et en particulier le financement et le suivi de différents contrats industriels pour la fourniture du miroir, du satellite et du système de lancement. 

Pour remplir sa mission, le satellite Athena sera doté d’un télescope à rayons X de nouvelle génération, au sein duquel seront installés deux instruments focaux : un spectromètre à haute résolution spectrale et angulaire (X-IFU : X-ray Integral Field Unit) et un spectro-imageur large champ (WFI : Wide Field Imager). Ces instruments, ainsi que les chaînes d’analyse des données au sol, seront développés par deux consortia scientifiques internationaux.

Le consortium X-IFU

Le consortium X-IFU est sous responsabilité française : le CNES assure le développement de l’instrument en maîtrise d’œuvre interne et l’IRAP (Institut de Recherche en Astrophysique et Planétologie, Toulouse) assure la responsabilité scientifique (PI-ship). 

Ce consortium rassemble près de 300 ingénieurs et chercheurs répartis dans 12 pays, dont 11 États membres de l'ESA (Belgique, République Tchèque, Finlande, France, Allemagne, Irlande, Italie, Pays-Bas, Pologne, Espagne et Suisse), ainsi que les États-Unis. 115 membres du Consortium sont basés en France, 59 en Italie et 31 aux Pays-Bas. Les laboratoires français impliqués dans le développement de l’instrument incluent aujourd’hui l’IRAP, le CEA-SBT, le CEA-SAP et l’APC.

Au sein du CNES et plus précisément au centre de Toulouse, la maîtrise d’œuvre interne consiste à réaliser la conception détaillée de l’instrument X-IFU, à formuler les spécifications de besoin vers tous les partenaires, vérifier la conformité des livrables et le respect des délais spécifiés. L’équipe CNES sera responsable de la livraison de l’instrument de vol à l’ESA en 2034. Cette activité représente actuellement l’équivalent de 20 équivalents temps plein par an et devrait passer à une trentaine lors des phases d’intégration et de test à venir.

ATHENA X-IFU est ainsi un des projets majeurs du CNES, requérant des profils multiples : ingénieurs système, architectes, experts qualité, mécanique, thermique, électrique, ou intégration. Le projet, mené dans un contexte de coopération complexe, nécessite de coordonner toutes les équipes partenaires réparties dans le monde entier. Ce défi très motivant fait rayonner l’expertise du CNES auprès des scientifiques du monde entier.

Le consortium WFI

Le développement de WFI est dirigé par le Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics (DEU). Il est réalisé avec des partenaires dans de nombreux états membres de l’ESA : Allemagne, Autriche, Danemark, France, Italie, Pologne, Royaume Uni, États-Unis, Suisse, Portugal et Grèce.

Liens externes

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

Site SVOM du CEA/IRFU

http://www.svom.eu
 

Sites des laboratoires français

• Site du CEA/DAp
• Site du LAM
• Site de l'APC
• Site de l'IRAP
   

Sites des partenaires chinois

• Site de la CNSA
• Site de la CAS
• Site du NAOC
• Site de l'IHEP
• Site du XIOPM

SVOM est un mini satellite fourni par la CNSA. La charge utile est composée des quatre instruments suivants.

Le télescope grand champ ECLAIRs (fourniture française)

Ensemble expérimental dévolu à la détection des sursauts gamma et de leur étude dans la bande des rayons X et des rayons gamma de basse énergie, le télescope ECLAIRs est donc l'élément clé de la charge utile SVOM. Cet ensemble inclut les sous-systèmes suivants :

• le TXG (Télescope X et Gamma), un grand Télescope X et gamma à grand champ (2 sr) à masque codé chargé de détecter les sursauts gamma dans la gamme 4 - 50 keV et d'observer leur émission prompte dans la gamme 4 - 150 keV,
• le module électronique de gestion et de traitement des données appelé UGTS (Unit for detector manaGement, Triggering and Scientific processing).

Un télescope champ réduit MXT (Microchannel X-ray Telescope) (fourniture française)

Il s'agit d'un télescope sensible dans le domaine spectral des X dits mous (0.2 keV à 10.0 keV) avec un champ de vue d'environ 1° capable de localiser la position du sursaut gamma sur la voûte céleste avec une précision meilleure que 2 minutes d'arc.

Un détecteur gamma GRM (Gamma-Ray burst Monitor) (fourniture chinoise)

Ensemble de trois détecteurs de type "phoswich", basés sur la mise en œuvre de deux plans scintillateur accolés l'un à l'autre et dont les scintillations sont collectées par un même tube photomultiplicateur. L'ensemble GRM est chargé de mesurer la courbe de lumière et les paramètres spectraux de l'émission prompte des sursauts détectés par le TXG dans la gamme des rayons X durs et des rayons gamma de basse énergie (30 keV à 5 MeV).

Un télescope champ réduit VT (Visible Telescope) (fourniture chinoise)

Télescope à petit champ (21 x 21 minutes d'arc) dévolu à l'observation de l'émission rémanente précoce dans le visible (400 - 650 nm) et l'infrarouge proche (650 - 950 nm) jusqu'à la bande K. S'agissant de l'observation des sursauts gamma, la mise en œuvre du VT implique que la plateforme s'oriente automatiquement dans la direction du sursaut telle que fournie par ECLAIRs.

Contexte

Les sursauts gamma sont de brusques et intenses bouffées de lumière X et gamma. Ils sont associés à la formation cataclysmique des trous noirs, soit par fusion de deux astres compacts (étoiles à neutrons et/ou trous noirs), soit par l'explosion soudaine d'une étoile massive (supernovae), vingt à cent fois plus grosse que notre propre Soleil. La naissance d’un trou noir s'accompagne de la formation de jets de matière, dans lesquels les vitesses atteintes sont proches de la vitesse de la lumière (300 000 kilomètres par seconde). Ces jets de matière décélèrent ensuite dans le milieu circumstellaire, balayant tout sur leur passage. Les sursauts gamma, si brillants, sont observables aux confins de l'Univers, agissant comme de véritables phares éclairant l'âge sombre de sa création.

Bien que très étudiés ces quinze dernières années, les sursauts gamma sont des phénomènes encore mal compris.

La mission SVOM a pour objectif principal la détection et l'étude des sursauts gamma. Ces explosions stellaires puissantes sont attribuées aussi bien à l'explosion d'étoiles massives (plus de 20 fois la masse du soleil) qu’à la coalescence (c’est-à-dire la fusion) de systèmes binaires comportant soit une étoile à neutrons soit un trou noir. Ces événements extrêmes conduisent à la naissance d'un trou noir, qui grossit rapidement en avalant en quelques secondes la matière dans son entourage immédiat. Cette accrétion s'accompagne de l'éjection de jets relativistes qui, lorsqu'ils sont dirigés vers la Terre, conduisent à l'observation d'un sursaut gamma. 

Les chocs violents qui se produisent au sein des jets produisent des flots de rayons X et gamma, tandis que le choc des jets sur le milieu environnant déclenche une émission rémanente ('afterglow') en rayons X, visible, et ondes radio. Pendant quelques secondes, la luminosité d'un sursaut gamma dans le domaine visible peut atteindre un million de fois celle des supernovae les plus brillantes.

En garantissant l'observation multi longueurs d'onde d'environ 80 sursauts gamma de tous types par an, la mission sino-française SVOM apportera une contribution unique aux deux axes de recherche les plus féconds ayant émergé des avancées récentes : l'utilisation des sursauts en cosmologie et la compréhension du phénomène.

L'observation dans le domaine des rayons X et gamma est naturellement indispensable puisqu'elle est la seule méthode permettant de détecter les sursauts gamma. Elle ne permet toutefois l'observation que d'une partie du phénomène, l'émission prompte, qui est la seule source d'émission dans ce domaine spectral.

Afin d'accéder aux autres informations indispensables à la compréhension des sursauts, il est nécessaire d'étendre l’observation spectrale aux domaines optique et proche infrarouge. Les sursauts offrent en effet la particularité d'émettre aussi dans ces bandes spectrales tout au long de leur courte vie, ce qui permet d'accéder à des informations indispensables et inaccessibles par ailleurs, comme par exemple la distance ou l'environnement du sursaut.

Les objectifs scientifiques de la mission SVOM peuvent ainsi être résumés :
 

Objectifs pour la cosmologie

• Tracer directement la formation d'étoiles au sein des galaxies les plus lointaines dans la mesure où les sursauts gamma marquent la fin de l'évolution d'étoiles massives.
• Étudier la première génération d'étoiles (étoiles de population III) supposée avoir formé des étoiles particulièrement massives, potentiellement aptes à générer des sursauts gamma au terme de leur rapide évolution.
• Permettre l'étude de tous les milieux en avant plan, y compris ceux de la galaxie hôte, afin de tracer l'histoire de la ré-ionisation de l'univers et de son enrichissement en métaux.
   

Objectifs pour la physique fondamentale

• Tester certains aspects de physique fondamentale en apportant de nouvelles contraintes sur une possible violation de l'invariance de Lorentz.
   

Objectifs pour l'astrophysique des hautes énergies

• Explorer différentes populations de sursauts gamma (comme par exemple les sursauts "sombres" et les X-ray flashes).
• Dévoiler la nature des sursauts courts.
• Étudier la nature de l'émission prompte.
• Étudier les relations entre l'émission prompte et l'émission rémanente
• Étudier les relations entre sursauts gamma et explosions de supernova.
• Explorer le moteur central des sursauts gamma, en particulier par le truchement d'un éventuel précurseur.
• Étudier la physique des éjections relativistes qui sont aussi à l'œuvre dans de nombreux sites astrophysiques tels que les noyaux actifs de galaxie ou les microquasars.
• Déterminer la nature des étoiles à l'origine des sursauts gamma, condition pour une utilisation judicieuse des sursauts gamma en cosmologie.
   

Des moyens spatiaux et des moyens sols au service de la mission

Pour atteindre les objectifs scientifiques de la mission SVOM, la stratégie de mesure envisagée combine au mieux les moyens d'observations spatiaux et les moyens sol associés.
 

Tâches dévolues aux moyens embarqués :

• Détecter et localiser les sursauts gamma, et transmettre rapidement cette information au sol, ce qui implique une instrumentation à grand champ opérant dans la bande des rayons X durs et des rayons gamma de basse énergie,
• Observer l'émission prompte des sursauts dans la bande des hautes énergies, ce qui implique une instrumentation à grand champ couvrant la gamme spectrale la plus large des rayons X mous (~1 keV) aux rayons gamma de basse énergie (quelques MeV),
• Observer l'émission rémanente précoce dans le visible et le proche infrarouge, ce qui implique une instrumentation à petit champ.
   

Tâches dévolues aux moyens sol :

• Mesurer avec précision les coordonnées célestes du sursaut,
• Mesurer l'évolution photométrique de l'émission rémanente dans plusieurs bandes spectrales (du visible au proche infrarouge),
• Et fournir une estimation photométrique de son décalage vers le rouge.
• Durée de la mission : minimum 3 ans, extension possible de 2 ans

Altitude d'orbite : proche de 600 km, inclinée à 30 °

Déroulé du projet

Le satellite SVOM a été lancé en juin 2024 et a été placé sur une orbite de 625 km d'altitude, peu inclinée pour éviter les perturbations existant dans les zones polaires. Quand un sursaut gamma est détecté par l'instrument ECLAIRs, le satellite a la capacité de se réorienter très rapidement (en quelques minutes) pour compléter les premières observations avec celles dans le domaine des rayons X mous avec l'instrument MXT et dans le domaine visible avec l'instrument VT. L'information est également transmise au sol en moins d'une minute pour que le sursaut soit observé par des télescopes robotiques dédiés et les grands télescopes au sol.

À ce jour, des dizaines de sursauts de différents types ont d’ores et déjà été observés et caractérisés.

Organisation

Un MoU a été signé en novembre 2006 au niveau des directions d'agences spatiales (CNES/CNSA) à l'occasion de la visite du Président de la République Française en Chine. Suite à un nouveau partage des responsabilités, ce MoU a été amendé et signé début août 2014 lors de la visite du Président du CNES à Pékin. Ce dernier document sert de référence à la mise en place des activités CNES sur le projet SVOM. Le projet SVOM est donc une coopération entre l'agence spatiale chinoise (CNSA), l'Académie des Sciences chinoise (CAS) et le CNES. Le partage des responsabilités se fait comme suit :

• La mission, le lancement, le satellite et les opérations sont sous responsabilité chinoise alors que les instruments et les composantes sol sont partagés entre la Chine et la France.
• Les études de définition système, satellite et charge utile font l'objet d'une coopération technique entre le CNES et les équipes chinoises du SECM (Shanghai Engineering Center for Microsatellites), chacun intervenant pour ce qui concerne les éléments de sa propre responsabilité.
• Plus précisément, le CNES assure la maîtrise d'œuvre des développements de la charge utile française (ECLAIRs, MXT) et la maîtrise d'ouvrage du système d'alerte (réseau VHF sol) et des éléments français de la composante sol (centre de suivi de la charge utile, centres d'expertise scientifique).

Les principaux intervenants chinois

• La "China National Space Administration" (CNSA), responsable programmatique de la mission
• La "Chinese Academy of Science" (CAS), responsable technique du projet par délégation de la CNSA, au travers des organismes suivants :
  • Le Shanghai Engineering Centre for Microsatellites (SECM), responsable du satellite et du module Charge-Utile ; cet institut est le principal interlocuteur technique du CNES
  • Des laboratoires impliqués dans le programme scientifique et le développement des instruments :
    • Le National Astronomical Observatory of China (NAOC) pour la responsabilité scientifique de la mission et pour le développement des instruments sol GFT (Ground Follow-up Telescope) et GWAC (Ground Wide Angle Camera)
    • l'Institute of High Energy Physics (IHEP) pour l'instrument GRM (Gamma Ray Monitor)
    • Et le Xi'an Institute of Optics and Precision Mechanics (XIOPM) pour l'instrument VT (Visible Telescope)
• Les laboratoires impliqués dans le développement du segment sol :
  • Le « National Astronomical Observatory of China » (NAOC) pour la responsabilité du Chinese Ground Observation System (CGOS incluant les instruments C-GFT et GWAC) et du Chinese Science Center
    • Le « National Space Science Center » (NSSC) pour la responsabilité du centre de mission, du centre de données
    • “l’Institute of Remote Sensing and Digital Earth” (RADI) pour la station bande X
• Le «China Satellite Launch and Tracking Control» (CLTC), responsable du segment sol de contrôle satellite (centre de contrôle, stations bande S) et des opérations en vol associées 
• Le «China Academy of Launch Vehicle Techology (CASC-CALT), responsable du lancement (lanceur LM2C et site de lancement Xichang XSLC)

Les principaux laboratoires scientifiques français

• Le CEA/IRFU (Institut de Recherche sur les lois Fondamentales de l'Univers) pour la responsabilité scientifique de la mission, pour la responsabilité scientifique de l’instrument MXT et pour sa contribution au développement des instruments ECLAIRs et MXT et la maîtrise d'œuvre du développement du centre d'expertise scientifique dédié à la gestion de l'alerte, à l'élaboration, la diffusion et l'archivage des produits scientifiques, et au suivi de l'instrument MXT.
• L’IRAP (Institut de Recherche en Astrophysique et Planétologie) pour la responsabilité scientifique de l’instrument ECLAIRs et pour sa contribution au développement du DPIX (plan de détection de l'instrument ECLAIRs), pour la maîtrise d'œuvre du développement de la caméra infrarouge CAGIRE et pour sa participation au développement du centre d'expertise scientifique de l'instrument ECLAIRs.
• Le LAM (Laboratoire d'Astrophysique de Marseille) pour la co-responsabilité scientifique de la mission et pour sa participation au programme d'observation par des télescopes sol (Follow-up), au développement des outils d'analyse et à l'élaboration des produits scientifiques.
• L’APC (laboratoire AstroParticules et Cosmologie) pour la responsabilité scientifique du Programme Général de la mission (science hors sursauts) et pour sa participation au développement de l'instrument ECLAIRs.
• L’IAP (Institut d'Astrophysique de Paris) pour sa participation au développement des centres d'expertise scientifique et plus particulièrement à l'élaboration des produits scientifiques.

Le CPPM (Centre de Physique des Particules de Marseille), l’Observatoire de Strasbourg, le LUPM (Laboratoire Univers et Particules de Montpellier), le GEPI (laboratoire Galaxies, Etoiles, Physique et Instrumentation) et l’IJCLab (Laboratoire de physique des deux infinis Irène Joliot-Curie) contribuent également à la préparation de la mission.

Les représentants de ces laboratoires sont également réunis au sein d'un Comité Scientifique SVOM en charge d'élaborer le programme scientifique de la mission conjointement avec leurs homologues chinois.

Si les séjours d'astronautes non professionnels, mais fortunés dans la station spatiale internationale existent depuis 2001 (Dennis Tito), l'été 2021 a vu se multiplier des réalisations nouvelles en matière de tourisme spatial : tour à tour, Virgin Galactic, Blue Origin et Space-X ont embarqué des clients peu entraînés dans des voyages surborbitaux pour quelques minutes d'apesanteur ou même pour un séjour orbital de quelques jours. Des projets de tourisme en ballon promettent désormais de nous emmener contempler la Terre  depuis la stratopshère !

Quel avenir à 20 ans pour les différents segments de ces activités à dimension touristique ? L'Espace, avec ses dimensions de milieu hostile à la vie, de lieu de sciences et d'enjeux géopolitique et militaire, mais aussi de fascination, d'aventure, de dépassement humain, peut-il devenir une destination touristique commerciale ou même l'objet de nouveaux loisirs (immersifs ou non) depuis le sol ? Quelles seraient ces futures activités au juste et comment les concilier avec une exploitation durable de l'Espace ? Séduiront-elles, portées par le regain d'enthousiasme pour l'exploration lunaire ou par des prix plus abordables, ou bien au contraire seront-elles condamnées pour leur empreinte écologique ou taxées de frivolité ?

Le groupe TLS (Tourismes et Loisirs Spatiaux) est composé de professionnels de la prospective, du transport spatial, du tourisme et des loisirs, de l'éthique, de l'ergonomie, des sciences de la vie, de l'architecture... Il tentera de répondre à ces questions prospectives passionnantes !