Segment sol de l’orbiteur

L’orbiteur Rosetta a été suivi et contrôlé depuis le Centre Européen d’Opérations Spatiales (ESOC) à Darmstadt en Allemagne, dans une salle de contrôle également dédiée aux missions Mars Express et Venus Express.

Le Rosetta Science Operations Centre, qui avait la responsabilité des activités scientifiques de la sonde, était chargé de collecter et diffuser les données scientifiques et se trouvait à la fois à l’ESOC en Allemagne et à l’ESTEC (Centre Européen de Technologie Spatiale) à Noordwijk aux Pays-Bas.

Pour les communications avec la sonde, 2 stations de réception au sol gérées par l’ESA ont été utilisées : celle de New Norcia à Perth en Australie et celle de Cebreros en Espagne. Ces deux stations font partie du réseau ESTRACK de l’ESA qui en comprend 7.

Trois stations complémentaires ont été utilisées, à Madrid (Espagne), Goldstone (Californie) et Canberra (Australie). Elles font partie du Deep Space Network de la NASA, l’équivalent étatsunien du réseau européen ESTRACK.

Segment sol de l’atterrisseur

Le Segment Sol de l'atterrisseur de Rosetta (Rosetta Lander Ground Segment : RLGS) était composé de 2 entités.

Le Centre des Opérations Scientifiques et de Navigation (Science Operation and Navigation Center : SONC)

Situé au CNES à Toulouse (France), le SONC avait la charge de l'ensemble de la navigation et de la coordination scientifique de l'atterrisseur, incluant :

• Récupération & supervision des données
• Traitement des données scientifiques et de servitude
• Affichage des données scientifiques et de servitude
• Planification des opérations scientifiques de l'atterrisseur
• Suivi scientifique de l'atterrisseur
• Rapport sur l'état de l'atterrisseur & des opérations
• Sélection du site d'atterrissage : calcul des trajectoires, incertitudes sur le lieu d'atterrissage, ensoleillement, pentes
• Assistance au processus de sélection du site d'atterrissage
• Calcul et fourniture des événements orbitaux
• Détermination de l'attitude et de la position de l'atterrisseur après l'atterrissage
• Archivage des données
• Visualisation 3D

Le Centre de Contrôle Atterrisseur Allemand (Lander Control Center : LCC)

Situé au DLR/MUSC à Cologne (Allemagne), le LCC avait la charge des opérations de l'atterrisseur Philae, incluant :

• Supervision de l'atterrisseur à travers le traitement et l'analyse de la télémesure
• Commande de l'atterrisseur
• Gestion des ressources de l'atterrisseur Philae et fourniture au SONC de l'enveloppe des ressources pour les opérations scientifiques
• Opération et maintenance des modèles de référence au sol de l'Atterrisseur
• Fourniture aux fournisseurs de sous-systèmes des données de télémesure traitées
• Fourniture aux PIs des données de la charge utile brutes ou traitées (sur la demande des PI uniquement et en coordination avec le SONC)
• Coordination des activités des opérations de l'Atterrisseur Rosetta avec les Centres d'Opérations Rosetta et les fournisseurs de sous-systèmes
• Archivage de toutes les informations (télémesures, télécommandes, données auxiliaires...) reçues et émises par le LCC
• Préservation du savoir-faire des opérations de la plateforme et de la charge utile de l'atterrisseur Philae

Instruments de l’atterrisseur

• APXS (Allemagne) Alpha Proton X-ray Spectrometer
  Principal investigateur : Johannes Gutenberg-Universität (Mainz, Allemagne)
  • Le but d’APXS était la détermination de la composition chimique du site d’atterrissage et son altération potentielle au cours de l’approche de la comète du Soleil. Les données obtenues ont été utilisées pour caractériser la surface de la comète, pour déterminer la composition chimique des constituants de la poussière et pour comparer la poussière aux types de météorites connus. APXS consistait en une spectroscopie alpha en mode rayonnement alpha et une spectroscopie alpha et X en mode rayonnement X.
• CIVA (France) Comet Infrared and Visible Analyser
  Principal investigateur : Institut d'Astrophysique Spatiale, Université Paris Sud (Orsay, France)
  • CIVA-P se composait de sept caméras miniaturisées identiques pour réaliser des images panoramiques de la surface et reconstruire la structure locale de la surface en 3 dimensions. CIVA-M était constitué d’un microscope visible et d’un imageur hyperspectral dans le proche infrarouge pour étudier la composition moléculaire et minéralogique, la texture et l’albédo (réflectivité) des échantillons collectés de la surface.
• CONSERT (France) Comet Nucleus Sounding Experiment by Radio wave Transmission
  Principal investigateur : Institut de Planétologie et d'Astrophysique de Grenoble (Grenoble, France)
  • CONSERT a réalisé la tomographie du noyau de la comète. CONSERT fonctionnait comme un transpondeur domaine temps entre Philae une fois posé à la surface de la comète et l’orbiteur qui tournait autour de celle-ci. Un signal radio passait du composant de l’instrument en orbite au composant à la surface de la comète et était immédiatement renvoyé à sa source. La variation du délai de propagation lorsque l’onde radio passait à travers les différentes parties du noyau de la comète a été utilisée pour déterminer les propriétés diélectriques du matériau et la structure interne du noyau.
• COSAC (Allemagne) COmetary SAmpling and Composition experiment
  Principal investigateur : Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung (Katlenburg-Lindau, Allemagne)
  • COSAC a identifié et quantifié les composés cométaires volatils incluant les molécules organiques complexes obtenues à partir des échantillons de sous-surface chauffés dans les fours à température moyenne (180°) et les fours à haute température (600°). COSAC était un chromatographe en phase gazeuse multi-colonnes, couplé à un spectromètre de masse à temps de vol de type réflectron linéaire.
• MUPUS (Allemagne) MUlti-PUrpose Sensors for Surface and Sub-Surface Science
  Principal investigateur : Institut für Planetenforschung, Deutsches Zentrum für Luft- und Raumfahrt (Berlin, Allemagne)
  • Les objectifs scientifiques de MUPUS étaient de comprendre les propriétés et la stratification de la matière proche de la surface lorsqu’elle évoluait en fonction de la rotation de la comète et de sa distance au Soleil ; de comprendre l’équilibre énergétique à la surface et ses variations avec le temps et la profondeur ; de comprendre l’équilibre de masse à la surface et son évolution dans le temps. MUPUS était principalement composé d’un pénétratreur déployé par un bras, de capteurs de température et d’accélérateurs dans les harpons, de capteurs de profondeur et de température dans le pénétratreur, d’un système pour réaliser la cartographie thermique de surface.
• PTOLEMY (Royaume-Uni)
  Principal investigateur : Open University (Milton Keynes, Royaume-Uni)
  • PTOLEMY était un analyseur de gaz évolué qui se composait de 3 colonnes chromatographiques en phase gazeuse dont les gaz étaient injectés à partir des fours à température moyenne (180°) ou des fours à haute température (800°), et d’un spectromètre de masse. L’objectif scientifique de PTOLEMY était de comprendre la géochimie des éléments légers, tels que l’hydrogène, le carbone, l’azote et l’oxygène, en déterminant leur nature, distribution et composition en isotopes stables.
• ROLIS (Allemagne) ROsetta Lander Imaging System
  Principal investigateur : Deutsches Zentrum für Luft- und Raumfahrt (Berlin, Allemagne)
  • Cette caméra de descente et orientée vers le bas a livré les premières images rapprochées de l’environnement du site d’atterrissage au cours de la descente. Après l’atterrissage, ROLIS a fait des études haute-résolution de la structure (morphologie) et de la minéralogie de la surface. ROLIS était une caméra CCD miniature permettant une imagerie multi-spectrale dans 4 bandes spectrales (470, 530, 640 and 870 nm) fournies par un système d’éclairage.
• ROMAP (Allemagne, Hongrie) Rosetta Lander Magnetometer and Plasma Monitor
  Principal investigateur : Technische Universität (Braunschweig, Allemagne) ; KFKI (Budapest, Hongrie)
  • ROMAP était une expérience multi-capteurs. Le champ magnétique était mesuré par un magnétomètre à saturation de flux. Un analyseur électrostatique à coupes de Faraday intégrées mesurait les ions et électrons. La pression locale a été mesurée par des capteurs Pirani et Penning. Les capteurs étaient situés sur un mât court. Les objectifs scientifiques étaient d’étudier le champ magnétique et les ondes plasma émises par la surface en fonction de la distance de la comète au soleil.
• SD2 (Italie) Sampling, Drilling and Distribution
  Principal investigateur : Politecnico di Milano (Milan, Italie)
  • Le sous-système SD2 avait la charge de collecter des échantillons à différentes profondeurs sous la surface de la comète et de les distribuer à 3 instruments pour analyse (Civa, Cosac, Ptolemy). SD2 pouvait creuser jusqu’à 250 mm sous la surface de la comète. Il transportait ensuite chaque échantillon à un carrousel qui fournissait les échantillons en différentes positions : un spectromètre, une sonde de contrôle de volume, des fours à haute et moyenne température et un point de nettoyage. SD2 était installé sur le balcon de Philae où il était exposé à l’environnement cométaire.
• SESAME Surface Electric Sounding and Acoustic Monitoring Experiment
  • SESAME était composé de trois instruments qui mesuraient les propriétés des couches externes de la comète. Deux ont mesuré les propriétés mécaniques et électriques des couches externes de la surface cométaire qui sont des indicateurs de l’histoire de l’évolution de la comète. Le troisième a étudié la distribution de masse et de vitesse des particules de poussières émises par la surface de la comète. La plupart des capteurs étaient montés sur les semelles des pieds du train d’atterrissage.
  • CASSE (Allemagne) Comet Acoustic Surface Sounding Experiment
    Principal investigateur : (PI for the SESAME consortium), German Aerospace Center, Institute of Planetary Research, Asteroids and Comets (Berlin, Allemagne)
    CASSE a mesuré la façon dont le bruit passe à travers la surface.
  • DIM (Allemagne) Dust Impact Monitor
    Principal investigateur : Max-Planck-Institute for Solar System Research (Göttingen, Allemagne)
    DIM a mesuré la poussière retombant sur la surface.
  • PP (Finlande) Permittivity Probe
    Principal investigateur : Finnish Meteorological Institute (Helsinki, Finlande)
    PP a étudié les caractéristiques électriques.

L’orbiteur Rosetta

Rosetta était une sonde interplanétaire dont l’objectif principal était le rendez-vous avec la comète 67P/Churyumov-Gerasimenko. Afin d’étudier le noyau de la comète, ainsi que le gaz et la poussière éjectés par le noyau lorsque la comète s’approche du Soleil, Rosetta emportait une suite de onze instruments à bord de l’orbiteur ainsi qu’un atterrisseur, Philae, équipé de dix instruments supplémentaires qui ont réalisé des mesures en surface.

Les instruments de l’orbiteur combinaient les techniques de télédétection, telles que des caméras et des mesures de radio science, avec des systèmes de détection directe, tels que des analyseurs de poussière et de particules.

Les instruments ont été fournis grâce à une collaboration entre les instituts scientifiques des États membres de l’ESA et des États-Unis. Des responsables des différents pays, européens et américains, ont dirigé les collaborations financées par les pays.

Instruments de l’orbiteur

• ALICE (États-Unis) Spectromètre Imageur Ultraviolet
  Principal investigateur : Southwest Research Institute (Boulder, Colorado, Etats-Unis)
  • ALICE a caractérisé la composition du noyau et de la chevelure (coma), ainsi que le couplage noyau/coma de la comète. Cela a été fait par l’observation des éléments spectraux dans l’ultraviolet extrême et lointain (EUV/FUV), de 70 à 205 nanomètres. ALICE a fait des mesures des abondances des gaz nobles dans la coma, le bilan atomique dans la coma, et les abondances des ions majeurs dans la queue et dans la région où les particules du vent solaire interagissent avec l’ionosphère de la comète. ALICE a déterminé le taux de production, la variabilité, et la structure du gaz d’H₂O et CO, et CO₂ entourant le noyau ainsi que les propriétés dans l’ultraviolet lointain (FUV) des grains solides de la coma.
• CONSERT (France) Comet Nucleus Sounding Experiment by Radio wave Transmission
  Principal investigateur : Institut de Planétologie et d'Astrophysique de Grenoble (Grenoble, France)
  • CONSERT a réalisé la tomographie du noyau de la comète. CONSERT fonctionnait comme un transpondeur domaine temps entre Philae une fois posé à la surface de la comète et l’orbiteur qui tournait autour de celle-ci. Un signal radio passait du composant de l’instrument en orbite au composant à la surface de la comète et était immédiatement renvoyé à sa source. La variation du délai de propagation lorsque l’onde radio passait à travers les différentes parties du noyau de la comète était utilisée pour déterminer les propriétés diélectriques du matériau et la structure interne du noyau.
• COSIMA (Allemagne) Cometary Secondary Ion Mass Analyser
  Principal investigateur : Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung (Katlenburg-Lindau, Allemagne)
  • COSIMA était un spectromètre de masse à ions secondaires équipé d’un collecteur de poussière, d’un canon à ions primaires et d’un microscope optique pour la caractérisation de cibles. La poussière de l’environnement proche de la comète était collectée sur une cible. La cible était ensuite déplacée sous le microscope où les positions des particules de poussière sont déterminées. Les particules de poussière cométaire étaient bombardées d’impulsions d’ions indium par le canon à ions primaires. Les ions secondaires résultants étaient extraits et dirigés dans le spectromètre de masse à temps de vol. Ils ont fourni la composition élémentaire et isotopique des grains de poussière cométaire.
• GIADA (Italie) Grain Impact Analyser and Dust Accumulator
  Principal investigateur : Università degli Studi di Napoli "Parthenope" (Naples, Italie)
  • GIADA a mesuré la vitesse, la taille et le moment des particules de poussière (supérieures en taille à 15 micromètres et en masse à 10^-10 g) collectées dans la coma de la comète grâce à un système de détection optique des grains et reçues sur un capteur mécanique d’impact des grains. Cinq microbalances ont été utilisées pour mesurer la quantité de poussière collectée lorsque la sonde escortait la comète.
• MIDAS (Autriche) Micro-Imaging Dust Analysis System
  Principal investigateur : Institut für Weltraumforschung (Graz, Autriche)
  • MIDAS était prévu pour l’analyse micro-texturale et statistique des particules de poussière cométaire. L’instrument était fondé sur la technique de microscopie des forces atomiques AFM. Cette technique, sous les conditions qui prévalaient dans l’environnement de l’orbiteur Rosetta, a permis l’analyse texturale (structures fines en 3 dimensions jusqu’à la résolution spatiale de 4 nm) et des statistiques sur les populations de grains de poussière (forme, taille et quantités).
• MIRO (États-Unis) Microwave Instrument for the Rosetta Orbiter
  Principal investigateur : Jet Propulsion Laboratory (Pasadena, Californie, Etats-Unis)
  • MIRO était composé d’un récepteur mélangeur d’ondes millimétriques (1,6 µm) et d’un récepteur hétérodyne submillimétrique (0,5 µm). Le récepteur d’ondes submillimétriques fournissait à la fois le continuum bande large et les données spectroscopiques haute résolution, alors que le récepteur d’ondes millimétriques fournissait seulement les données du continuum. MIRO a mesuré la température à la surface de la comète, permettant l’estimation des propriétés thermiques et électriques de la surface. De plus, la partie spectromètre de MIRO a permis la mesure des quantités d’eau, de monoxyde de carbone, d’ammoniac, et de méthanol dans la coma de la comète.
• OSIRIS (Allemagne) Optical, Spectroscopic, and Infrared Remote Imaging System
  Principal investigateur : Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung (Katlenburg-Lindau, Allemagne)
  • OSIRIS était un système de caméra dual fonctionnant dans les longueurs d’ondes du visible, proche infrarouge et proche ultraviolet (250 - 1000 µm) pour caractériser la forme, le volume et l’état rotationnel du noyau. OSIRIS était constitué de deux systèmes de caméras indépendantes partageant une électronique commune. La caméra à champ étroit était conçue pour produire des images à haute résolution spatiale du noyau de la comète. La caméra grand champ avait un champ de vue large et un fort rejet de lumières parasites pour faire des images de la poussière et des gaz directement au-dessus de la surface du noyau de la comète. Chaque caméra était équipée d’une roue à filtres pour permettre une sélection des longueurs d’onde des images selon les objectifs pointés.
• ROSINA (Suisse) Rosetta Orbiter Spectrometer for Ion and Neutral Analysis
  Principal investigateur : Universität Bern (Suisse)
  • ROSINA a déterminé la composition moléculaire, élémentaire et isotopique du matériau volatil de la coma ainsi que la densité, la vitesse et la température du gaz cométaire. ROSINA était constitué d’un spectromètre de masse à focalisation double, d’un spectromètre de masse à temps de vol de type réflectron et de 2 jauges de pression.
• RPC (Suède) Rosetta Plasma Consortium
  Principaux investigateurs : Institutet för rymdfysik (Kiruna, Suède), Southwest Research Institute (San Antonio, Texas, Etats-Unis), Institutet för rymdfysik (Uppsala, Suède), Technische Universität (Braunschweig, Allemagne), Laboratoire de Physique et Chimie de l'Environnement et de l'Espace (Orléans, France), Imperial College of Science, Technology and Medicine (London, Royaume-Uni)

  • RPC était un ensemble de cinq instruments partageant une électronique et une interface de données communes avec l’orbiteur Rosetta. Les instruments RPC étaient conçus pour faire des mesures complémentaires de l’environnement plasma d’ions et d’électrons autour de la comète 67P Churyumov-Gerasimenko. 

    Liste des instruments RPC :

  • ICA : Ion Composition Analyser, analyseur de composition des ions (Suède)
  • IES : Ion and Electron Sensor, capteur d’ions et d’électrons (États-Unis)
  • LAP : Langmuir Probe, sonde de Langmuir (Suède)
  • MAG : Fluxgate Magnetometer, magnétomètre à saturation de flux (Allemagne)
  • MIP : Mutual Impedance Probe, sonde d’impédance mutuelle (France)
  • PUI : Plasma Interface Unit, unité d’interface plasma (Royaume-Uni)
• RSI (Allemagne) Radio Science Investigation
  Principal investigateur : Rheinisches Institut für Umweltforschung an der Universität zu Köln (RIU-PF) (Cologne, Allemagne)
  • RSI utilisait le système de communication que la sonde Rosetta utilisait pour communiquer avec les stations de réception sur Terre. Aussi bien les liens unidirectionnels que bidirectionnels pouvaient être utilisés pour les opérations. Dans le cas unidirectionnel, un signal était généré par un oscillateur ultra-stable à bord de la sonde qui était reçu sur Terre pour analyse. Dans le cas bidirectionnel, un signal transmis depuis la station sol était renvoyé sur Terre par la sonde. Dans les deux cas, le lien vers la Terre pouvait être réalisé aussi bien en bande X qu’à la fois en bande X et en bande S. RSI a étudié les décalages de fréquences non dispersifs (Doppler classique) et dispersifs (dus à la propagation dans un milieu ionisé), la puissance et la polarisation du signal des ondes portantes radio. Les variations de ces paramètres ont donné des informations sur le déplacement de la sonde, les forces perturbatrices agissant sur la sonde et le milieu dans lequel s’effectuait la propagation.
• VIRTIS (Italie) Visible and Infrared Thermal Imaging Spectrometer
  Principal investigateur : Istituto di Astrofisica e Planetologia Spaziali (Rome, Italie)
  • VIRTIS était un spectromètre imageur qui combinait trois canaux de données en un instrument. Deux des canaux de données étaient conçus pour réaliser une cartographie spectrale (220 - 5060 µm). Le troisième canal était consacré à la spectroscopie (2 - 5 µm). VIRTIS a détecté, caractérisé et cartographié les bandes spectrales typiques des minéraux et des molécules émises par les composants de la surface du noyau et par les matériaux dispersés dans la coma.

Contexte

En 1986, la mission Giotto avait placé l'Europe au premier plan mondial en science cométaire. En réalisant deux premières mondiales (mise en orbite autour d'une comète et atterrissage sur son noyau), la mission Rosetta a redonné cette place à notre communauté scientifique.

Fin 1993, l'Agence spatiale européenne a retenu la mission Rosetta comme troisième "pierre angulaire" de son programme scientifique "Horizon 2000".

Cette mission visait à réaliser un rendez-vous et une exploration in situ de la comète Churyumov-Gerasimenko.

La sonde Rosetta a accompagné la comète durant une partie de son orbite, de 3,5 Unités Astronomiques (UA), soit 525 millions de km du Soleil, à 1 UA, soit 150 millions de km. 

La composante spatiale de cette mission était constituée de :

• Un orbiteur, développé par Airbus Defence & Space (initialement Matra Marconi Space) avec la participation de Thales Alenia Space (initialement Alenia Spazio) pour l'intégration et les essais, pour le compte de l'Agence spatiale européenne.
• Un atterrisseur, développé par un consortium de huit pays européens (Allemagne, France, Italie, Angleterre, Hongrie, Autriche, Irlande, Finlande).

Chacun de ces deux engins spatiaux embarquait une charge utile scientifique composée d'instruments développés par des laboratoires scientifiques européens ou américains : 11 instruments pour l'orbiteur, et 10 instruments pour l'atterrisseur.

Avant la réalisation de la mission on estimait qu'environ 50% du retour scientifique seraient acquis par l'atterrisseur. Cependant, en raison des difficultés rencontrées lors de l’atterrissage, notamment le rebond de Philae et son positionnement dans une zone peu éclairée, la durée de fonctionnement de l’atterrisseur a été beaucoup plus courte que prévu. Cela a limité la quantité de données recueillies, et finalement, Philae n’a fourni qu’environ 20 à 30 % des résultats scientifiques, contre les 50 % initialement estimés. Malgré cela, les données collectées ont été essentielles pour compléter et calibrer celles de l’orbiteur, confirmant ainsi le caractère complémentaire des deux instruments dans la réussite globale de la mission.

La mission Rosetta a permis d'étudier à la fois le noyau lui-même mais aussi son environnement de gaz et de poussière au cours de son approche du Soleil, tant par techniques de télédétection que d'analyse au sol même.

Les mesures qui ont été réalisées permettent de mieux connaître :

• La structure interne du noyau
• La nature et la composition minéralogique, chimique et isotopique, notamment de sa composante organique
• L’interaction du noyau avec le vent et la pression de radiation solaire

Après analyse par la communauté scientifique, ces données ont pu être utilisées pour progresser dans la compréhension générale des noyaux cométaires et du phénomène comète.

Les conditions d'observation idéales du noyau (à faible distance, à faible vitesse et durant une longue durée), ainsi que les analyses faites au sol sur le matériau cométaire même, ont permis de faire évoluer les modèles et théories concernant la formation du système solaire, les comètes et leur lien éventuel avec l'apparition de la vie sur Terre.

Déroulé du projet

Du fait des performances requises (en masse lancée et vitesse fournie), un lanceur de type Ariane 5 a été utilisé (configuration tir simple).

Le lancement, qui a eu lieu le 2 mars 2004 par un lanceur Ariane-5, a conduit à une mise en orbite autour de la comète en septembre 2014 et une fin de mission le 30 septembre 2016.

Afin de rejoindre sa cible, la sonde Rosetta a été placée sur une trajectoire faisant appel à quatre assistances gravitationnelles (Terre, Mars, Terre, Terre) permettant de modifier sa trajectoire initiale sans dépense excessive d'ergols.

Cette stratégie imposait cependant une durée de croisière longue (10 ans) qui a été mise à profit pour survoler deux astéroïdes : Stein et Lutetia. Le reste du temps, tant pour des raisons de fiabilité que de diminution des coûts opérationnels, la sonde était en mode croisière, les échanges d'information étant minimaux avec la Terre.

Quand la sonde était au plus loin du Soleil de mi-2011 à fin 2013, elle a été mise en mode hibernation, avec un simple contrôle de la température de ses compartiments internes, sans aucune communication avec la Terre.

Début 2014, la sonde s’est rapprochée de la comète et à nouveau du Soleil : elle a été réveillée le 20 janvier pour vérifier que tous ses sous-systèmes et tous ses instruments fonctionnent normalement.

De mai à juillet, elle a réalisé plusieurs freinages qui l’ont amenée à se rapprocher petit à petit du noyau cométaire.

En septembre 2014 elle était enfin à proximité de Churyumov-Gerasimenko pour une étude très rapprochée de sa forme, sa masse, son dégazage. Cette étape était essentielle pour une première cartographie globale de la surface. Celle-ci a permis de localiser les sites d'atterrissage les plus intéressants.

En octobre, la distance a été à nouveau diminuée pour réaliser une observation des 2 sites sélectionnés par la communauté Philae avec une résolution de moins d'1 m. Les études de choix de site et de trajectoires d'atterrissage se sont déroulées pendant les 4 mois qui ont précédé l'atterrissage.

Le 12 novembre 2014, l'orbiteur a amené l'atterrisseur à son point de séparation. Quelques heures plus tard Philae s’est posé sur la comète et a réalisé ses 3 jours de la première séquence scientifique sur pile.

Cependant, l’atterrissage a été mouvementé : la faible masse de la comète impliquait un faible poids pour Philae. C’est pourquoi des dispositifs anti-rebonds devaient être automatiquement activés une fois le contact établi avec la surface pour ancrer l’atterrisseur sur la comète. Mais les événements ne se sont pas déroulés comme prévu : l’engin est arrivé à destination avec une grande précision (à quelques dizaines de mètres du point prévu de l’atterrissage), mais le dispositif de propulsion à gaz froid sensé empêcher le rebond n’a pas fonctionné. Philae a alors rebondi une première fois à environ 1 km d’altitude, puis une seconde fois lors d’un vol de plusieurs minutes. La petite sonde de surface a fini sa course posée de façon inclinée contre une paroi à moitié à l’ombre, à plus d’1 km du site d’atterrissage prévu. Les panneaux solaires et les instruments étant par conséquent mal orientés, seule une partie des mesures prévues a pu être effectuée, faute d’énergie suffisante et d’une position adéquate de la sonde par rapport à la surface de la comète.

Vidéo de l’ESA de la trajectoire de Rosetta

Organisation

Contributions françaises

La France a participé à la mission Rosetta à trois niveaux :

• Participation au programme obligatoire de l'ESA : de ce fait, l'industrie française est intervenue dans la réalisation du satellite principal (en particulier Airbus Defence & Space ex-ASTRIUM).
• Participations instrumentales aux charges utiles, tant de l'orbiteur que de l'atterrisseur.
• Participation à l'ingénierie, au développement, aux tests et aux opérations de l'atterrisseur.

En parallèle à l'industrie nationale développant une partie du satellite principal sous contrat ESA, les autres activités françaises ont été gérées par l'établissement toulousain du Centre national d'études spatiales.

Le budget global de la mission, tout compris, était d'environ 1,3 milliard d'euros courants, dont près de 20 % fourni par la France.

Contributions des laboratoires français

Pour simplifier la lecture, dans le paragraphe qui suit, (O) signifie « orbiteur » et (A) signifie « atterrisseur ». Pour les participations instrumentales, l’équipe projet a pu s’appuyer notamment sur des laboratoires français :

• CSNSM (Centre de Spectrométrie Nucléaire et de Spectrométrie de Masse), CNRS/Université Paris-Sud, Orsay
• GRGS (Groupe de Recherche en Géodésie Spatiale), Toulouse
• IAS (Institut d'Astrophysique Spatiale), CNRS/Université Paris-Sud, Orsay
  • Participations aux instruments : COSIMA (O), VIRTIS (O), CIVA (A)
• IPAG (Institut de Planétologie et d'Astrophysique de Grenoble), CNRS/Université Joseph Fourier Grenoble I, Grenoble
  • Participations aux instruments : CONSERT (O), CONSERT (A)
• IPG (Institut de Physique du Globe), IPGP/CNRS/Université Paris Diderot/Université de la Réunion, Paris
• IRAP (Institut de Recherche en Astrophysique et Planétologie, ex-CESR), CNRS/Université Paul Sabatier Toulouse III, Toulouse
  • Participations aux instruments : ROSINA (O), APXS (A)
• LAM (Laboratoire d'Astrophysique de Marseille), CNRS/Université Aix-Marseille, Marseille
  • Participations aux instruments : OSIRIS (O), CIVA (A)
• LATMOS (Laboratoire Atmosphères, Milieux, Observation Spatiales), CNRS/UPMC/UVSQ, Guyancourt, Saint-Maur
  • Participations aux instruments : ALICE (O), CONSERT (O), CONSERT (A), COSAC (A)
• LIRA (Laboratoire d’Instrumentation et de Recherche en Astrophysique, ex-LESIA), Observatoire de Paris/CNRS/Université Paris Diderot/UPMC (Meudon)
  • Participations aux instruments : VIRTIS (O), MIRO (O)
• LISA (Laboratoire Interuniversitaire des Systèmes Atmosphériques), CNRS/Université Paris Diderot/Université Paris Est Créteil Val de Marne, Créteil
  • Participations aux instruments : COSAC (A)
• LPC2E (Laboratoire de Physique et de Chimie de l'Environnement et de l'Espace), CNRS/Université d'Orléans, Orléan
  • Participations aux instruments : COSIMA (O), RCP-MIP (O)
• LPP (Laboratoire de Physique des Plasmas), École Polytechnique/CNRS, Palaiseau
  • Participations aux instruments : ROSINA (O)
• OMP (Observatoire de Midi-Pyrénées), CNRS/IRD/CNES/Météo France/Université Paul Sabatier Toulouse III, Toulouse

Contributions techniques françaises

Pour les participations techniques, l’équipe projet a pu s’appuyer notamment sur les services techniques du CNES et sur l'industrie (SOREP, SAFT, STEEL, CS, REALIX, GFI, ATOS, CAP GEMINI, THALES...).

Au travers de la contribution nationale au budget de l'Agence spatiale européenne, l'industrie française a participé à la réalisation de l'orbiteur Rosetta (EADS Astrium, Thomson tubes...) et du lanceur (Arianespace, EADS Launcher, SNECMA...).

De plus, le CNRS et le CNES ont coopéré pour fournir des instruments de la charge utile scientifique.
Enfin, avec 9 autres partenaires, le CNES a conçu, développé et testé l'atterrisseur Philae dont la planification des activités scientifiques et le suivi en vol ont été assurés depuis le centre spatial de Toulouse.

La France a contribué d’un point de vue technique à l’atterrisseur de la façon suivante :

• Management : codirection du projet avec DLR (Allemagne) et ASI (Italie)
• Analyses de missions : responsabilité de l'analyse de la phase de séparation/descente/atterrissage
• Ingénierie atterrisseur : co-ingénierie avec DLR (Allemagne)
• Radiocommunications : responsabilité du sous-système assurant les communications entre l'orbiteur et l'atterrisseur
• Sources d’énergie : responsabilité du sous-système piles et batteries
• Segment sol : responsabilité des études d'architecture globale du segment sol de l'atterrisseur, responsabilité du Centre des Opérations Scientifiques et de Navigation (SONC)
• Opérations : responsabilité des opérations du SONC

Photos

• Planck sur la photothèque du CNES

Liens externes

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

• Planck sur le site de l’ESA - Latest
• Planck sur le site de l’ESA - Planck Operations
• Site de l’instrument HFI sur le site de l’Institut d’Astrophysique Spatiale
• Site de l’INAF

Satellite

Le satellite Planck, d'une hauteur de 4,2 mètres et d'un diamètre maximum de 4,2 mètres, avait une masse au lancement d'environ 2 tonnes. Le satellite comprenait un module charge utile et un module de service.

La charge utile Planck comprenait :

• Un télescope grégorien de 1,75 x 1,5 m, équipé d'un miroir primaire et d'un miroir secondaire pour recueillir les radiations microonde et les diriger sur le plan focal des instruments, et d'un baffle de protection
• Les plans focaux cryogéniques des deux instruments HFI et LFI
• Les systèmes de refroidissement

Le module de service hébergeait :

• Les systèmes de génération et de conditionnement de l'énergie
• Le contrôle d'attitude
• La gestion des données et les communications
• Les parties chaudes des instruments scientifiques (HFI et LFI)

Instrument HFI

L'instrument HFI (High Frequency Instrument) représentait la contribution française à la charge utile scientifique de la mission Planck. Il était doté de bolomètres 83GHz - 857GHz fonctionnant à une température de 0,1 K, avait une résolution angulaire de 5' et une sensibilité en température de 5 µK à 100 GHz.

Il a été défini pour mesurer le fond diffus cosmologique dans la partie du spectre où il est le plus présent et où la contamination de la mesure par les sources de premier plan est minimale. Ses six bandes ont été optimisées pour identifier au mieux les sources haute fréquence afin d'éliminer leur contribution résiduelle. L'instrument était basé sur l'utilisation de bolomètres à très basse température (0,1 Kelvin), dont la sensibilité est limitée principalement par le bruit de photons du fond diffus lui-même et, aux courtes longueurs d'onde, par le bruit de photons du rayonnement thermique du télescope, bien que celui-ci ait une faible émissivité et soit refroidi à 50 K.

Il approchait donc la limite de sensibilité théorique pour ce type de mesures. Par ailleurs, le système de lecture des bolomètres, basé sur une polarisation modulée, présente un très bas niveau de bruit à basse fréquence. Cela a permis l'utilisation d'une stratégie de mesure basée sur la rotation du satellite à 1 tour par minute et sur le balayage de cercles sur le ciel dans une direction approximativement perpendiculaire à la direction du soleil, ce qui a permis de couvrir deux fois le ciel au cours (d'un peu plus) d'une année.

Les meilleurs détecteurs disponibles à l’époque de la conception du satellite Planck avaient un absorbant du type toile d'araignée (spider web) et un thermomètre en germanium dopé par transmutation (NTD). Ils ont été développés par Caltech/JPL. Les électroniques de lecture ont été développées en France (CESR) et ont constitué un apport essentiel au projet. Le refroidissement des bolomètres à 100mK, nécessaire à l'obtention des performances requises, était assuré grâce au réfrigérateur à dilution en boucle ouverte (invention CNRS/CRTBT couverte par un brevet CNES). Des réserves d'hélium 3 et d'hélium 4 comprimés dans des sphères donnaient au réfrigérateur une autonomie de 14 mois minimum.

De cette exigence de 0,1K au plan focal a découlé toute l'architecture instrumentale HFI. Ceci était obtenu par le pré-refroidissement passif de la charge utile et du télescope à moins de 60K (-213°C). Deux refroidisseurs actifs (compresseurs 20K à absorption + compresseurs mécaniques 4K) en cascade baissaient encore cette température jusqu'à 4K, température à partir de laquelle démarre le réfrigérateur à dilution jusqu'à 0,1K.

Le télescope, d'un diamètre utile de 1,5m, était de type grégorien hors axe sans obstruction, de façon à minimiser la lumière parasite produite par diffraction. Le couplage des détecteurs avec le télescope était assuré par des cornets corrugués, qui définissaient des faisceaux gaussiens, et permettaient un strict contrôle de la lumière parasite. Des filtres interférentiels permettaient de contrôler le domaine spectral atteignant les bolomètres. Leur répartition sur les étages cryogéniques à 0,1K, 1,6K, et 4K permettaient de limiter les charges thermiques sur les étages cryogéniques les plus sensibles.

L'instrument HFI a été construit par un consortium dirigé par un chercheur de l'Institut d'Astrophysique Spatiale (IAS, Orsay, France), Jean-Loup Puget.

Instrument LFI

L'instrument LFI (Low Frequency Instrument) était composé de quatre bandes de 56 récepteurs radio ajustables 27 - 77 GHz fonctionnant à une température de 20 K. Sa résolution angulaire était de 10' et sa sensibilité en température était de 12 µK environ à 100 GHz.

L'instrument LFI a été construit par un consortium dirigé par un chercheur de l’Istituto di Tecnologie e Studio delle Radiazioni Extraterrestri (Bologna, Italy).

Contexte : le fond diffus cosmologique

Le rayonnement fossile ou fond diffus cosmologique (CMB, Cosmic Microwave Background en anglais) a été émis environ 380 000 ans après le Big Bang à l'origine de la création de l'Univers, il y a 13,8 milliards d'années environ. À cette époque l'Univers était constitué d'un gaz chaud (environ 3000K) et homogène. La lumière émise par ce gaz (à une température proche du Soleil) était donc une lumière visible avec une longueur d'onde de l'ordre du micron. Par suite de l'expansion de l'univers, cette lumière voit sa longueur d'onde augmenter (effet Doppler) et on l'observe aujourd'hui à une longueur d'onde proche du millimètre (intermédiaire entre l'infrarouge lointain à 10-100 microns et le rayonnement micro-onde de l'ordre du centimètre).

Le fond du ciel apparaît donc aujourd'hui comme le rayonnement d'un corps noir à une température voisine de 2,7 Kelvins (-270°C). La lumière que l'on observe aujourd'hui a voyagé à travers l'univers depuis cette époque et l'on regarde directement l'univers tel qu'il était dans le passé presque à sa naissance.

Le but principal de la mission Planck était de répondre à des questions clés de la cosmologie en déterminant la géométrie et le contenu de l'Univers, et en répondant à la question : quelles théories décrivant la naissance et l'évolution de l'Univers sont correctes ? Pour cela, le satellite Planck a observé les fluctuations primaires du rayonnement cosmique fossile CMB. Aujourd'hui, le rayonnement CMB imprègne l'Univers et apparaît comme le rayonnement d'un corps noir à 2,726K. La mesure fine des anisotropies (c’est-à-dire de très légères variations de température et de polarisation selon la direction dans le ciel) autour de cette valeur moyenne, donne de riches informations sur les propriétés de l'Univers à sa naissance.

Le satellite Planck a fourni des cartes de ces anisotropies de température et de polarisation du CMB avec une résolution angulaire inférieure à 5 minutes d'arc, et une sensibilité en température de quelques microkelvins sur l'ensemble du ciel. La large couverture en fréquences de Planck (30-857 GHz) avait été choisie pour fournir des résultats détaillés sur l'émission galactique (important pour l'étude de la polarisation) et étudier les nuages de galaxies (via l'effet Sunyaev-Zel'dovich).

Déroulé du projet

Le satellite Planck a été développé en parallèle avec le satellite Herschel par une équipe projet commune. Planck et Herschel ont été mis en orbite par un lanceur Ariane 5 ECA le 14 mai 2009. Le temps de transfert vers le point de Lagrange L2 a duré approximativement 4 mois.

Planck était un satellite pointé vers le Soleil avec peu de manœuvrabilité. Pour s'astreindre de la lumière parasite de la Terre, l'orbite choisie était une petite orbite Lissajous au point de Lagrange L2 du système Terre-Soleil, avec un angle Soleil-Satellite-Terre limité à 15 degrés. Cette contrainte a imposé une manœuvre d'insertion à l'arrivée au point L2 pour réduire l'amplitude de l'orbite, qui a dû être prise en compte dans la détermination de la fenêtre de lancement.

Avantages d'une orbite L2 :

• Du fait de l'éloignement contant de la Terre et du Soleil, l'environnement thermique du satellite est très stable. Les effets radiatifs thermiques de la Terre sont faibles et entraînent un environnement froid favorable à des satellites cryogéniques comme Planck et Herschel.
• L’environnement radiatif est très faible comparativement à des orbites excentriques, ou même à l’orbite géostationnaire.
• Les panneaux solaires dirigés vers le Soleil et la Terre, masquant la charge utile du rayonnement thermique solaire et de la lumière parasite terrestre, favorisent également les communications satellite-Terre. 

En orbite, Planck a balayé systématiquement la voute céleste avec une vitesse de rotation de 1 tour/minute. La stratégie d’observation de Planck était de décrire un (quasi) grand cercle dans le ciel chaque minute (l’angle entre l’axe du satellite et l’axe optique était de 85° et non 90°). Un même cercle était décrit une cinquantaine de fois puis l’axe du satellite était légèrement décalé pour cartographier une nouvelle bande de ciel. Ainsi Planck suivait le mouvement de la Terre autour du Soleil pas à pas.

Planck tournait autour du Soleil en 1 an. Au cours de la mission, des manœuvres régulières ont été indispensables pour que le satellite reste sur son orbite. L'axe de rotation a dû rester pointé vers le Soleil pendant cette période par de régulières manœuvres de précession tout en maintenant la stratégie d'observation, imposant des contraintes sur l'angle entre l’axe de rotation (-XS) et la ligne satellite-Terre qui devait rester inférieur à 15°.

Organisation

La mission Planck était une mission de l’ESA. Les instruments étaient fournis par des consortia internationaux dirigés par un PI (Principal Investigateur), maître d'œuvre.

La France a contribué à la mission Planck à la fois par sa participation au programme obligatoire de l'ESA et par la fourniture de l'instrument HFI, développé sous la maîtrise d'œuvre de l'Institut d'Astrophysique Spatiale d'Orsay du CNRS, en partenariat avec le CNES. L'ESA était maître d'ouvrage de la mission. L'industrie française (Thales Alenia Space) a été l'architecte industriel du satellite et a assuré la fourniture de la plate-forme, l'ingénierie satellite, l'AIT satellite, et la campagne de lancement.

L'IAS était maître d'œuvre de l'instrument français HFI, divisé en sous-ensembles placés sous maîtrise d'œuvre du CNES et des laboratoires internationaux et français. Le CNES était partenaire du CNRS/IAS pour HFI. Le CNES a assuré le suivi du développement HFI et était responsable du contrat de la fourniture du système à dilution 0,1K. Il a également assuré le financement de toutes les participations françaises développées par les laboratoires français ainsi que le traitement des données associées.

Photos et vidéos

• Megha-Tropiques sur la photothèque du CNES
• Megha-Tropiques sur la vidéothèque CNES
• Comment fait-on le bilan thermique de la Terre ?

Liens externes

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

• Megha-Tropiques sur le site de l’ISRO
• Megha-Tropiques sur le site du centre de données indien MOSDAC
• Megha-Tropiques sur le site eoPortal de l’ESA
• Site du GPM (Global Precipitation Measurement) de la NASA
• Megha-tropiques sur le site du centre de données français AERIS/ICARE
• Site d’EUMETSAT
• Site de l’Observatoire Midi-Pyrénées/LEGOS (Laboratoire d'Études en Géophysique et Océanographie Spatiales)
• Site du LMD (Laboratoire de Météorologie Dynamique) du CNRS
• Site de Météo France

Le segment sol Megha-Tropiques était complexe et étendu. Il était constitué d'un agrégat de segments sol ayant par ailleurs d'autres fonctions.

• L'ISRO avait la responsabilité du centre de mission, situé à Bangalore, qui gérait le satellite et traitait les données brutes jusqu'au niveau 1 et ensuite mettait ces données à disposition du CNES.
• Les traitements scientifiques de niveau supérieur au N1 étaient effectués de façon indépendante. Les données étaient distribuées en Inde par le MOSDAC et en France par le CGTD ICARE.
• Le CGTD ICARE avait la charge de la diffusion des N1 et de la production / diffusion des N2 et N4 sur la base de codes scientifiques français.
• Les données NRT SAPHIR (N1 DUMP) produites en moins de 3 heures étaient diffusées par EUMETSAT via EUMETCAST aux agences Météorologiques.
• Le CNES, quant à lui, gérait la programmation des stations d'une part (SER Operations et Supports des Réseaux de Stations Sol du CNES) et assurait le suivi des instruments SAPHIR et ScaRaB et contrôlait la performance des instruments au travers des niveaux 0 et 1 (Complétude, qualité des données...), c'était le rôle du "Technical Expertise Center" Megha-Tropiques.
• L'épine dorsale, pour les transferts des données, était un réseau dédié avec plusieurs liens entre l'ISRO, le CNES, EUMETSAT et le CGTD ICARE. C’étaient des liaisons de 2 Mbps avec optimisation et compression pour arriver jusqu'à 8 Mbps. Le CNES était aussi responsable de la gestion du réseau de données.

Réseau de stations

La réception des données brutes de Megha-Tropiques était assurée grâce à une station principale de l'ISRO à Bangalore en Inde et à deux stations complémentaires du CNES à Kourou (KRU, Guyane française) et Hartbeesthoek (HBK, Afrique du Sud). Ces trois stations permettaient de couvrir toutes les orbites de Megha-Tropiques et de distribuer les données en temps quasi réel (en moins de trois heures).

Technical Expertise Center (TEC)

Le Centre d'Expertise MEGHA-TROPIQUES permettait au CNES d'assurer sa responsabilité d'expertise technique sur les instruments ScaRaB, SAPHIR et MADRAS. Cette expertise comprenait deux volets : 

• Un volet instrumental : consignes de programmation et suivi technique de l'instrument en vol au travers des télémesures de surveillance disponibles au sol.
• Un volet qualité des observations : recette en vol et suivi en orbite de la qualité géométrique et radiométrique des observations des instruments ScaRaB, SAPHIR et MADRAS et des produits associés.

Cette expertise a été assurée avant le tir du satellite (validation des algorithmes de traitement de niveau 1, des formats, simulations, essais de chaînes des outils d'expertise), pendant la recette en vol des instruments (contrôle du bon fonctionnement des instruments, vérification des performances des instruments, contrôle des produits, validation et optimisation des traitements de niveau 1, fourniture des paramètres techniques des chaînes de niveau 1, expertise et support ISRO) et s’est poursuivie en routine (surveillance technologique des instruments, suivi des performances des instruments, fourniture éventuelle de nouveaux paramètres techniques des chaînes de niveau 1, rapports mensuels, pérennisation de données).

L'ISRO (SCC et MOC/ISSDC) était responsable de la programmation du satellite, du contrôle et de la surveillance opérationnelle des instruments, mais aussi de la génération et de l'archivage des produits de niveau 0 et de niveau 1.

Le Centre d'Expertise MEGHA-TROPIQUES était responsable du suivi technique, du suivi de la performance instrumentale et de la qualité des produits de niveau 1, du support à la validation des algorithmes de traitement de niveau 1, du support à l'ISRO pour la fourniture des paramètres techniques (bord et sol) et en cas d'anomalie, du support aux investigations menées par le CNES.

Instrument MADRAS

L'instrument MADRAS était un imageur micro-onde autocalibré comportant 9 canaux. C'était l'instrument principal de la mission Megha-Tropiques, gérée conjointement par les agences spatiales CNES et ISRO.

MADRAS était un scanneur radiomètre conique, à puissance totale. La vitesse de rotation était de l'ordre de 25 tours/minute. La partie rotative, l’instrument MARFEQ (Madras RF EQuipement), a été construit par EADS Astrium et commandé par le CNES.

MADRAS opérait dans la bande de fréquence 18.7 GHz - 157 GHz. La table suivante donne les objectifs principaux de la mission pour les différentes fréquences.

Le signal micro-onde provenant de la scène était collecté par un réflecteur et focalisé vers les différents cornets. Le balayage de la scène était obtenu par la rotation de l'antenne complète, c'est-à-dire le réflecteur et les cornets. Durant chaque rotation, le secteur angulaire où le faisceau d'antenne regardait vers la plate-forme était utilisé pour calibrer les récepteurs. Un miroir de calibration était utilisé pour collecter l'énergie provenant du ciel froid (espace). Une charge chaude embarquée permettait d'avoir un autre point de calibration.

Les exigences de sensibilité radiométrique impliquaient d'avoir les récepteurs proches des cornets, qui étaient donc implantés sur la partie mobile. L'objectif des récepteurs était de délivrer un signal dont le niveau était proportionnel à la température de brillance de la scène. Un joint tournant permettait le routage des signaux électriques (signaux vidéo, télémesure, télécommande, alimentation, réchauffeurs) entre les parties fixes et mobiles.

Composition de l’instrument

L'instrument MADRAS était composé des équipements suivants :

• MARFEQ A : Equipement RF A : partie mesure
• MARFEQ B : Equipement RF B : partie calibration
• MSM : Mécanisme de scan
• MBE : Boîtier électronique divisé en deux parties : tournante et fixe
• MCW : Roue de compensation du moment angulaire
• Electronique de contrôle du MSM et du MCW
• Boîtier d'alimentation

Instrument SAPHIR

L'instrument SAPHIR était un sondeur d'humidité micro-onde à canaux passifs. Les profils atmosphériques d'humidité peuvent être obtenus par la mesure de la température de brillance dans différents canaux proches de 183.31 GHz, fréquence de la raie d'absorption de la vapeur d'eau.

Principe du sondage d’humidité

Le spectre d'absorption atmosphérique montre une première raie d'absorption centrée à 22.235 GHz et une seconde à 183.31 GHz. Entre ces deux raies, la vapeur d'eau atmosphérique augmente lentement son absorption avec la fréquence. La première raie de vapeur d'eau est trop faible pour permettre l'extraction de profils, et sa transparence partielle est utilisée pour obtenir le contenu total en vapeur d'eau d'une colonne atmosphérique. La seconde raie est assez forte pour permettre le sondage des premiers 10 à 12 kms de l'atmosphère.

Le principe du sondage consiste à sélectionner des canaux à différentes fréquences dans la raie d'absorption, afin d'obtenir une sensitivité maximale à l'humidité à différentes hauteurs.

Les sondeurs micro-onde précédents SSMT2 et AMSU-B, qui étaient des instruments opérationnels, avaient 3 canaux dans la raie d'absorption 183.31 GHz (à ± 1, ± 3 et ± 7 GHz), et deux canaux d'observation à 150 et 89 GHz. Ces canaux additionnels donnaient des informations sur la surface et sa couche proche.

Le sondeur SAPHIR était basé sur le même principe général, mesurant l'humidité dans 6 canaux différents situés dans la bande de 183.31 ± 12 GHz.

Sélection des canaux

La sélection des canaux a été effectuée en construisant premièrement une base de données, constituée de profils météorologiques (base de données TIGR) et de températures de brillance simulées en appliquant un modèle de transfert radiatif sur les profils, puis en appliquant un schéma d'inversion par réseau neuronal pour extraire le profil d'humidité.

Finalement, les profils verticaux d'humidité pouvaient être extraits des mesures de température de brillance sur les 6 canaux, et de données auxiliaires comme les profils de température déduits des modèles météorologiques, le contenu total de vapeur d'eau déduit des données SAPHIR et MADRAS, et l'identification des nuages déduit des autres senseurs de la charge utile.

Composition de l’instrument

L'instrument SAPHIR se composait de deux parties :

• Le boîtier électronique (EM) : il gérait les interfaces avec la plate-forme (puissance, télémesure, commandes) et pilotait le boîtier radiofréquence pour l'acquisition des données scientifiques.
• Le boîtier radiofréquence (RFU) : il contenait le miroir tournant protégé par un baffle, la charge chaude de calibration, la tête radiofréquence, le processeur de fréquence intermédiaire et gérait l'acquisition des signaux radiofréquence.

L'antenne

Le réflecteur de l'antenne effectuait une rotation complète durant chaque période de balayage. Une partie de la rotation était dévolue à l'acquisition des données de température de l'atmosphère terrestre. Durant la période de rotation, des acquisitions de température du ciel froid (espace) et de la charge chaude étaient effectuées lorsque le réflecteur était orienté dans la bonne direction. Le cornet focalisait les radiations collectées par le réflecteur tournant.

Tête radiofréquence

La tête radiofréquence millimétrique était constituée d'un oscillateur local, d'un mixeur et d'un amplificateur faible bruit. Le mixeur et l'oscillateur local effectuaient une conversion basse fréquence du signal.

Le processeur de fréquence intermédiaire

Le processeur de fréquence intermédiaire démultiplexait le signal des différentes bandes passantes, et effectuait l'amplification et le filtrage de chaque canal. Il comprenait l'échantillonnage et l'intégration des données radiométriques : les 6 flux vidéo étaient échantillonnés et intégrés en utilisant des convertisseurs analogique-digital.

Données NRT

Les observations de SAPHIR étaient diffusées en temps réel par EUMETSAT (via EUMETCast) aux agences météorologiques pour l'assimilation dans les modèles de prévision et le suivi des cyclones.

Météo France utilisait ces données dans l'assimilation opérationnelle et pour la surveillance des cyclones dans l'océan Indien.

Le suivi des séries temporelles était disponible sur le site de Météo France.

Instrument SCARAB

Lorsque le programme ScaRaB (Scanner for Radiation Budget) a été décidé par le CNRS et le CNES en 1986, dans le cadre de la coopération spatiale franco-russe, le changement climatique était déjà une préoccupation majeure. Le projet ScaRaB, dont l’objectif était de déterminer les composantes du bilan radiatif de la Terre, suivait alors les recommandations du Programme Mondial de Recherche sur le Climat. L’instrument ScaRaB scannait les gains et les pertes de chaleur de la Terre.

Les premières estimations des échanges d’énergie entre la Terre et l’espace datent du début du siècle. Néanmoins, entre janvier 1994 et mars 2023, à bord des satellites russes METEOR-3/7, RESURS-01/4 et le satellite de l’ISRO et du CNES Megha-Tropiques, les versions successives de l’instrument ScaRab ont offert une carte précise du bilan radiatif de la Terre et de son évolution.

L’instrument ScaRaB était un radiomètre doté de 4 canaux susceptibles de mesurer les flux d’énergie entrants (le rayonnement solaire absorbé par le système Terre) et les flux sortants au sommet de l’atmosphère (le rayonnement infrarouge qui s’échappe de l’atmosphère vers l’espace). Il permettait ainsi de surveiller les variations de ces échanges d’énergie dans le temps et offrait une meilleure compréhension du système climatique terrestre.

Le Laboratoire de Météorologie Dynamique (LMD) du CNRS a conçu et développé l’instrument ScaRaB avec la participation de laboratoires russe et allemand, ainsi que le logiciel destiné à traiter les données récoltées. Le CNES coordonnait les interactions avec les partenaires russes et allemands (pour les deux premiers instruments ScaRaB) puis indiens (pour l’instrument ScaraB-3 embarqué sur le satellite Megha-Tropiques). Il assurait également le traitement et l'archivage des données en France et leur distribution aux utilisateurs.

Des versions successives à bord de 3 satellites

Le projet ScaRaB a été décidé par les agences spatiales française et russe en mai 1986. Une première version de l’instrument a été embarquée à bord du satellite russe Meteor-3-6 (lancement en janvier 1994, fin de mission en mars 1995), et une seconde version à bord du satellite russe Resours-O1-4 (lancement en juillet 1998, fin de mission en avril 1999). Le satellite de l’ISRO et du CNES Megha-Tropiques a donc embarqué entre octobre 2011 et mars 2023 la troisième version de l’instrument ScaRaB.

Composition de l’instrument

L'instrument ScaRaB conçu pour étudier le budget radiatif terrestre, était un radiomètre multi-spectral passif à scanneur perpendiculaire, mesurant la terre et l'atmosphère le long du mouvement du satellite. Il se composait de deux parties :

• Le boîtier électronique (EM) : il gérait les interfaces avec la plate-forme (puissance, télémesure, commandes) et pilotait le boîtier optique pour l'acquisition des données scientifiques.
• Le boîtier optique (OSM) : il contenait les optiques, les mécanismes tournants, l'électronique de proximité et gérait l'acquisition des signaux optiques.

L'instrument ScaRaB, qui a déjà volé sur les missions Meteor-3-6 et Resours-O1-4 et a été adapté à la structure et aux caractéristiques du satellite Megha-Tropiques.

Le radiomètre optique contenait 4 télescopes parallèles et indépendants qui focalisaient les réflexions solaires et les radiations thermiques de l'atmosphère terrestre sur 4 canaux de détection.

Les canaux 2 et 3 étaient considérés comme les canaux principaux, le canal 2 donnant directement l'énergie solaire réfléchie par l'atmosphère terrestre, le canal 3 mesurant l'énergie totale (solaire et thermique). Les canaux 1 et 4 étaient des canaux proches utilisés pour l'identification des scènes dans le domaine visible (canal 1) et infrarouge (canal 4). Le scanneur effectuait une rotation des télescopes et des détecteurs associés dans le plan nadir, perpendiculaire au vecteur vitesse du satellite. Une mesure de calibration sur l'espace était effectuée à chaque période de balayage sauf pour le canal visible.

La géométrie des pixels était dictée par l'orbite, le balayage perpendiculaire à la trace satellite et l'ouverture carrée des télescopes.