Toujours dans le but d'atteindre les objectifs de la mission, la mission SVOM met en œuvre des moyens sol comprenant en plus des moyens propres aux tâches de contrôle et de commande de la plate-forme spatiale, les moyens précisés ci-dessous :

• GFT (Ground Follow-up Telescope) (1 GFT français et 1 GFT chinois)
  Télescopes robotiques chargés de mesurer avec précision les coordonnées célestes du sursaut en moins de quatre minutes après la réception d'une alerte (localisation à la seconde d'arc), de mesurer l'évolution photométrique de l'émission rémanente dans plusieurs bandes spectrales et de fournir une estimation photométrique de son décalage vers le rouge.
  Le GFT français, installé au Mexique, dispose d’une voie visible et d’une voie infrarouge (0.4 – 1.8 microns) alimenté par un miroir de diamètre 1.30 m.
  Le GFT chinois, installé en Chine, est équipé d’un miroir d’1 m de diamètre et observe dans le visible (0.4 – 0.95 microns).
• GWAC (Ground Wide Angle Camera) (fourniture chinoise)
  Ensemble de petits télescopes sol pointés vers la même région du ciel que celle observée par l'instrument ECLAIRs, et chargé d'y découvrir dans le domaine visible une éventuelle émission précédant l'apparition du sursaut dans le domaine des rayons gamma.
  Les caméras du GWAC sont équipées d’un télescope de 18 cm de diamètre alimentant une voie visible (0.5 – 0.85 microns).
• Réseau d'alerte (fourniture française)
  Entité permettant un contact permanent du satellite vers le sol, destinée à recevoir à tout moment le signal d'alerte délivré par le satellite et à le transmettre en moins d'une minute au centre scientifique français (FSC). Ce réseau est aussi utilisé pour transmettre en temps quasi réel une partie des données scientifiques.

• FSC (Centre Scientifique Français)
  Centre scientifique où les données d'alerte sont analysées automatiquement en temps quasi réel par des automates chargés de distribuer l'alerte aux grands télescopes. Les données d'alerte sont aussi analysées par plusieurs scientifiques français et chinois qui se relaient afin d'assurer une veille scientifique opérationnelle 24 heures sur 24.

Organisation autour de la charge utile MPO

Le spectromètre UV PHEBUS a pour maître d’œuvre le laboratoire français LATMOS (PI : E. Quemerais) qui fournit l’instrument. Ce développement est réalisé en coopération avec l’Université de Tohoku, Japon et Roscosmos, Russie.

L’ensemble instrumental d’analyse de particules neutres et ionisées SERENA (Search for Exospheric Refilling and Emitted Natural Abundances) a pour maître d’œuvre l’IFSI, Italie (PI : S. Orsini). Cet ensemble comprend :

• ELENA (Emitted Low-Energy Neutral Atoms)
• STROFIO (STart from a ROtating Field mass spectrOmeter)
• PICAM (Planetary Ion CAMera)
• MIPA (Miniature Ion Precipitation Analyser)

Des laboratoires français contribuent à cet ensemble : l’IRAP contribue au convertisseur HT d’ELENA, un détecteur d’atomes énergétiques neutres (Co-PI/I : I. Dandouras) ; le LATMOS contribue aux détecteurs de temps de vol et au module électronique associé de PICAM, un détecteur d’ions à faible énergie (Co-PI/I : F. Leblanc).

L’ensemble d’imageurs, caméras HP, caméras stéréo, spectro-imageur IR SIMBIO-SYS (Spectrometers and Imagers for MPO BepiColombo Integrated Observatory System) a pour maître d’œuvre l’INAF, Italie (PI : G. Cremonese). Cet ensemble comprend :

• STC (Stereo Channel)
• HRIC (High spatial Resolution Imaging Channel)
• VIHI (Visible Infrared Hyperspectral Imager channel)

Des laboratoires français contribuent à cet ensemble : l’IAS contribue au module électronique de gestion des instruments à haut débit et à la calibration optique et radiométrique de l’ensemble intégré (Co-PI/I : M. Vincendon) ; le LESIA fournit les détecteurs et l’électronique de proximité de VIHI (Co-PI/I A. Douressoundiram).

L’altimètre laser BELA a pour maître d’œuvre l’Université de Berne, Suisse  et le DLR, l’agence spatiale allemande. Des laboratoires français contribuent à cet instrument : l’IPGP contribue à la modélisation mécanique et thermique (Co-PI/I : P. Lognonné) ; le LAM contribue à l’étude d’un filtre rejecteur du rayonnement solaire et IR thermique (Co-PI/I : P. Lamy).

Le magnétomètre MPO-MAG (Mercury magnetometer) a pour maître d’œuvre la Technische Universität Braunschweig, Allemagne.

L’expérience de radio-science MORE (Mercury Orbiter Radio-science Experiment) a pour maître d’œuvre l’Université de Rome La Sapienza, Italie.

Le spectromètre imageur infrarouge MERTIS (Mercury radiometer and thermal infrared spectrometer) a pour maître d’œuvre l’Université de Münster, Allemagne et le Centre allemand pour l’aéronautique et l’astronautique.

Le spectromètre imageur rayons X MIXS (Mercury Imaging X-ray Spectrometer) a pour maître d’œuvre l’Université de Leicester, Royaume-Uni.

Le spectromètre rayons X et particules SIXS (Solar intensity x-ray and particles spectrometer) a pour maître d’œuvre l’Université d’Helsinski, Finlande.

Le spectromètre à neutrons et rayons gamma MGNS (Mercury gamma-ray and neutron spectrometer) a pour maître d’œuvre Roscosmos, Russie.

Organisation autour de la charge utile Mio

L’ensemble instrumental de mesure d’ondes plasma PWI (Plasma Wave Investigation) a pour maître d’œuvre l’Université de Kyoto, Japon (PI : Y. Kasaba). Cet ensemble comprend :

• WPanT (Wire Probe Antenna)
• Search Coil
• AM²P (Active Measurement of Mercury’s Plasma)
• MEFISTO (Mercury Electric Field In Situ Tool)
• SORBET (Spectroscopie Ondes Radio et Bruit Electrostatique Thermique)

Des laboratoires français contribuent à cet ensemble : le LPP fournit le fluxmètre axial du Search Coil (Co-PI/I : F. Sahraoui) ; le LPC2E fournit l’instrument AM²P (Co-PI/I : P. Henri) ; le LESIA fournit l’instrument SORBET (Co-PI/I : K. Issautier).

L’ensemble instrumental de mesure de particules chargées MPPE (Mercury Plasma Particle Experiment) a pour maître d’œuvre le ISAS-JAXA, Japon (PI : Y. Saito). Cet ensemble comprend :

• MEA (Mercury Electron Analyzers)
• MSA (Mercury mass Spectrum Analyzer)
• MIA (Mercury Ion Analyser)
• HEP-e (High Energy Particles electron)
• HEP-i (High Energy Particles ion)

Des laboratoires français contribuent à cet ensemble : l’IRAP fournit l’instrument MEA (Co-PI/I : N. André) ; le LPP fournit l’analyseur électrostatique de type Top Hat de l’instrument MSA (Co-PI/I : L. Hadid).

Les magnétomètres MMO/MGF (Mercury Magnetometer / Magnetometer Fluxgate) ont pour maître d’œuvre l’institut de recherche spatiale de l’Académie autrichienne des sciences.

Le détecteur de poussières MDM (Mercury Dust Monitor) a pour maître d’œuvre l’Université de technologie de Chiba, Japon.

Le spectromètre MSASI (Mercury Sodium Atmospheric Spectral Imager) a pour maître d’œuvre l’Université de Tokyo.

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.