Le système Megha-Tropiques était composé d’un minisatellite développé conjointement par la France et l'Inde, qui comprenait :
Une plate-forme dérivée de la plate-forme indienne IRS.
Un ensemble de quatre charges utiles : MADRAS, développé conjointement par le CNES et l'ISRO ; SAPHIR, développé par le CNES ; ScaRaB, développé par le CNES ; un récepteur de radio-occultation GPS, fourni par l'ISRO.
SAPHIR et ScaRaB étaient des scanneurs radiomètres à trace perpendiculaire : la trace au sol du scanneur était perpendiculaire à la trace au sol du satellite et le pixel grossissait avec l'angle de scan.
MADRAS était un scanneur conique micro-onde : l'incidence de la mesure devait être constante pour tirer parti de l'information de polarisation. La taille du pixel était constante mais la trace au sol du scanneur suivait un arc de cercle.
La disposition des instruments sur le satellite et la configuration de son orbite impliquaient pour les images acquises par les instruments, les géométries décrites sur ce schéma :
Megha-Tropiques participait à la constellation GPM (Global Precipitation Monitoring) de satellites de la NASA, de la JAXA, de la NOAA et d'EUMETSAT pour l'estimation des précipitations en temps peu différé, la prévision numérique du temps et la surveillance de l'évolution des cyclones tropicaux. Grâce à sa couverture spécifique de la zone tropicale, Megha-Tropiques était d'un apport significatif à cette importante coopération internationale.
L'instrument ScaRaB pour la partie tropicale participait avec CERES et GERB au bilan radiatif terrestre.
Mieux comprendre les gros systèmes convectifs tropicaux et leur cycle de vie
Améliorer la détermination des masses d'eau et des quantités d'énergie à différentes échelles spatiales et temporelles
Obtenir des statistiques significatives sur les conditions de formation des systèmes convectifs et leur évolution
Megha-Tropiques était une mission spatiale destinée à étudier les systèmes convectifs de l'atmosphère et plus particulièrement l'analyse du cycle de l'eau au travers du transport et de la distribution de la vapeur d'eau, le cycle de vie des systèmes convectifs et les échanges d'énergie dans la ceinture équatoriale.
Les zones tropicales sont celles où apparaissent les échanges d'énergie les plus importants : échanges radiatifs, échanges de chaleur latente, transport de constituants et d'énergie au travers de processus dynamiques. L'enjeu était donc d'accroître la connaissance des processus hydrologiques et énergétiques des zones tropicales et leur influence sur la circulation mondiale de l'atmosphère, celle des océans et des variations climatiques.
Bien que les objectifs principaux du développement d'une base de données tropicales étaient de participer à l'étude des prédictions climatiques, du climat et à la validation des modèles météorologiques dans les zones tropicales, la mission a aussi apporté des données pertinentes pour la compréhension du climat de la Terre entière, influencé par les processus tropicaux.
Les objectifs scientifiques ont ainsi été divisés en trois classes :
La collecte des mesures long terme avec une bonne répartition temporelle et une bonne couverture des latitudes tropicales afin de mieux comprendre les processus relatifs aux gros systèmes convectifs tropicaux et leur cycle de vie.
L'amélioration de la détermination des masses d'eau et des quantités d'énergie à différentes échelles spatiales et temporelles.
L'obtention de statistiques significatives sur les conditions de formation et d’évolution des systèmes convectifs, par l'analyse de leur interaction avec la circulation atmosphérique, l'étude des variations annuelles et saisonnières et le cycle diurne de ces systèmes. Cela a permis aux scientifiques d'affiner les modèles météorologiques et climatiques et d'intégrer les données relatives aux systèmes convectifs dans les modèles de prévision météorologique.
En résumé, l'ambition de la mission Megha-Tropiques était d'obtenir des avancées significatives dans la compréhension des effets de ces systèmes convectifs sur le climat tropical et d'augmenter notre capacité à les prédire à différentes échelles spatio-temporelles.
Le satellite Megha-Tropiques a été placé sur orbite par un lanceur indien PSLV (vol C18) le 12 octobre 2011, sur une orbite circulaire de 867 km avec une inclinaison de 20°.
L'originalité de la mission résidait dans l'orbite choisie : la ceinture tropicale, 23°N à 23°S, à une altitude de 866 km. Le cycle était de 7 jours et on obtenait le survol d'un même point de 3 à plus de 5 fois par jour.
La résolution spatiale était contrainte par la taille des systèmes à observer. Les plus petits détails étaient en rapport avec le champ de précipitation convective, avec une taille des cellules convectives individuelles d'environ 10 km.
Ainsi des statistiques sur une grille de 1° x 1° incluaient plus d'une centaine de pixels. La vapeur d'eau a aussi été observée avec cette résolution.
Pour les autres paramètres concernant les nuages et les radiations, la résolution pouvait être relâchée à 40 km, ce qui donnait 5 à 10 pixels par grille de 1° x 1°. Les exigences de la mission étaient :
Une résolution horizontale de 10 km pour les cellules convectives et la vapeur d'eau.
Une résolution horizontale de 40 km pour le budget radiatif et les autres paramètres nuageux.
Les instruments MADRAS, SAPHIR et GPS-ROSA ont été mis sous tension le 13 octobre 2011. L’instrument ScaRab a été mise en mode de fonctionnement nominal le 4 novembre 2011. Tous les modes de ces instruments ont été testés et plusieurs étalonnages réalisés dans les semaines qui ont suivi. Toutes ces vérifications de bon fonctionnement se sont achevées en janvier 2012.
Organisation
Le CNES, maître d'œuvre du développement des instruments SAPHIR et ScaRaB et responsable conjointement avec l'ISRO du développement de l'instrument MADRAS, a réalisé, au côté de l'ISRO, les opérations de mise en route des instruments.
Le CNES recevait dans son centre d'expertise, les données brutes des instruments et effectuait la surveillance des paramètres technologiques pour les éléments de sa contribution.
Le CNES a conduit des travaux de recette en vol pour les 3 instruments SAPHIR, ScaRaB et MADRAS.
Dans le cadre de la mission Megha-Tropiques, l'ISRO le CNES et la NASA ont signé un accord de partage des données pour GPM (Global Precipitation Mission : mission précipitations mondiales). GPM a été conçu par la NASA depuis le début comme une mission satellite internationale pour unifier et améliorer les mesures mondiales de précipitations pour servir la communauté en fournissant les meilleures données de précipitations mondiales pour la recherche et les applications. Le concept GPM est fondé sur l'utilisation combinée des données radar/radiomètres d'un satellite servant de référence pour inter-étalonner les observations des autres instruments internationaux tels que les instruments MADRAS et SAPHIR de Megha-Tropiques.
Grâce à la faible inclinaison de l'orbite du satellite Megha-Tropiques, les données du radiomètre MADRAS et du sondeur SAPHIR sont d'un grand intérêt pour la mission GPM, en améliorant l'échantillonnage au-dessus de la zone intertropicale.
Altimètre laser pour étudier les déformations dues aux marées de Ganymède ainsi que la morphologie et la topographie de la surface des lunes glacées.
GALA a une taille de pixel de 20 m et une résolution verticale de 0,1 m à 200 km.
Investigateur principal : Allemagne.
Laboratoires français impliqués : IMCCE, IPGP, LPG (co-Investigateurs scientifiques).
JANUS - Système de caméra
Caméra optique pour étudier la morphologie et les processus globaux, régionaux et locaux des lunes, et pour réaliser une cartographie des nuages de Jupiter.
JANUS a 13 filtres, un champ de vue de 1,3 degré, et une résolution spatiale allant jusqu'à 2,4 m sur Ganymède et environ 10 km au niveau de Jupiter.
Investigateur principal : Italie.
Laboratoires français impliqués : IAS, LAM, LIRA, LPG (co-Investigateurs scientifiques).
J-MAG - Magnétomètre pour JUICE
Magnétomètre pour caractériser le champ magnétique jovien, son interaction avec le champ magnétique interne de Ganymède, et pour étudier l'océan de sous-surface des lunes glacées.
L'instrument utilise des magnétomètres à saturation de flux (entrant et sortant) montés sur un mât.
Investigateur principal : Royaume-Uni.
Laboratoires français impliqués : LPG (co-Investigateurs scientifiques).
MAJIS - Spectromètre imageur pour les lunes et Jupiter
Spectromètre imageur hyper-spectral pour observer les caractéristiques des nuages troposphériques ainsi que les espèces mineures (constituants présents en très faibles concentrations), sur Jupiter et pour la caractérisation des glaces et minéraux à la surface des lunes glacées.
MAJIS couvre les longueurs d'ondes visible et infrarouge de 0,5 à 5,55 microns, avec une résolution spectrale de 3-7 nm. La résolution spatiale pourra atteindre 75 m sur Ganymède et environ 125 km sur Jupiter.
L’instrument MAJIS est le spectromètre imageur infrarouge de la mission JUICE et a pour principal objectif scientifique d’étudier :
La composition et les propriétés physiques des surfaces de Ganymède, Europa et Callisto (glaces, sels, minéraux, composés organiques).
La composition, la structure, la variabilité spatiale et temporelle des exosphères de Ganymède, Europa et Callisto ; la relation entre l'exosphère, la surface et les sources externes.
La composition, la structure, la dynamique et l'évolution de l'atmosphère de Jupiter de la troposphère à la stratosphère.
La composition et les propriétés physiques d’Io, des petites lunes, des anneaux et de la poussière dans le système de Jupiter.
L’instrument est constitué de 3 sous-systèmes distincts :
L’optical head (OH), qui comprend le télescope, les spectromètres VIS-NIR et IR (0,5 - 5,54 µm), les détecteurs FPA et leur électronique de proximité FPE pour chaque voie (de l’américain Teledyne, approvisionnés par le CNES), les systèmes auxiliaires de scanner, calibration, et shutter ; ce sous-ensemble est fabriqué sous responsabilité de l’ASI.
La main electronics (ME), qui assure le pilotage des deux détecteurs FPE+FPA VIS-NIR et IR, l’alimentation, le pilotage de l’Instrument (carte fournie par la partie italienne), le traitement des données, et le lien avec le S/C.
Le harnais, qui assure la connexion entre l’OH intégré sur le banc optique de JUICE et la ME intégrée dans le vault de JUICE, avec distribution des alimentations, recueil des données science, HK et communication par lien SpaceWire.
La contribution française pour l’instrument MAJIS concerne la fourniture de l’instrument complet, développé sous la responsabilité technique du Laboratoire IAS (PI : Mr POULET), avec une contribution du LIRA (données géométriques ajoutées dans le pipeline du segment sol de mission) et la fourniture par l’IAPS (Italie) de l’Optical Head (OH). Les activités concernant les tests aux radiations sont couvertes par la Belgique.
Investigateur principal : France.
Laboratoires français impliqués : IAS (Principal Investigateur, maîtrise d'œuvre de l'instrument), LIRA (contribution à la composante sol scientifique, données géométriques), IPAG, LMD, LPG, LAB (co-Investigateurs scientifiques).
Ensemble instrumental plasma avec des détecteurs pour caractériser l'environnement plasma dans le système jovien.
PEP mesure la densité et les flux d'ions positifs et négatifs, d'électrons, des gaz neutres exosphériques, du plasma thermique et des atomes neutres énergétiques dans la gamme d'énergie de < 0,001 eV à > 1 MeV avec une couverture angulaire totale. La composition des exosphères des lunes sera mesurée avec un pouvoir de résolution supérieur à 1000.
L’instrument « Particle Environment Package » (PEP) comprend une suite de capteurs de particules qui mesureront l'ensemble des particules de l’environnement jovien que rencontrera JUICE. Il couvrira la mesure des électrons, des ions, des neutres énergétiques et du gaz neutre dans une gamme d'énergie qui s’étend de 0,001 eV à plus de 1 MeV, avec une couverture angulaire complète.
PEP est constitué de 6 capteurs distribués sur le Satellite.
L’IRAP au titre de sa contribution sur les ensembles JENI (Jovian Energetic Neutral & Ions) et JDC (Jovian plasma Dynamics & Composition) réalise les activités suivantes :
Sur JENI : approvisionnement des MCP (Multi-Channel Plate)
Sur JDC : livraison au PI des électroniques de puissance SHVPS (Swiped High Voltage Power Supply)
Investigateur principal : Suède.
Laboratoires français impliqués : IRAP (MCP ("MicroChannel Plate" : galette de microcannaux) du senseur JENI, SHVPS: carte fournissant les tensions fortes du senseur JDC), LAM, LATMOS (co-Investigateurs scientifiques).
PRIDE - Interféromètre radio planétaire et expérience Doppler
PRIDE utilise le système de télécommunication standard du satellite JUICE ainsi que le VLBI (Very Long Baseline Interferometry : interférométrie à très longue base) pour réaliser des mesures précises de la position et de la vitesse du satellite afin d'étudier les champs de gravité de Jupiter et des lunes glacées.
Investigateur principal : Pays-Bas.
Laboratoires français impliqués : IMCCE (co-Investigateurs scientifiques).
RIME - Radar pour l'exploration des lunes glacées
Radar pénétrant la glace pour étudier la structure de la sous-surface des lunes glacées jusqu'à 9 km de profondeur avec une résolution verticale allant jusqu'à 30 m dans la glace.
RIME travaille à la fréquence centrale de 9 MHz (largeur de bande de 1 et 3 MHz) et utilisera une antenne de 16 m.
L’instrument RIME (Radar for Icy Moons Exploration) de la mission JUICE est un sondeur radar optimisé pour sonder la glace de Ganymède, Europa et Callisto jusqu'à une profondeur de 9 km permettant l'étude de la géologie de sous-surface et de la géophysique des lunes glacées afin de détecter les eaux souterraines qui devraient exister sur les lunes galiléennes glacées.
La contribution française concerne la réalisation par l’IPAG de simulations et d’extraction des échos de surface.
Simulation écho de surface :
Ambiguïté surface / profondeur
Photo interprétation
Exécution en mode routine au JPL
Investigateur principal : Italie.
Laboratoires français impliqués : IPAG (co-Investigateurs scientifiques).
Instrument ondes radio & plasma pour caractériser les émissions radio et l'environnement plasma de Jupiter et de ses lunes glacées.
RPWI est basé sur quatre expériences : GANDALF, MIME, FRODO, et JENRAGE. Il utilise un ensemble de capteurs, incluant deux sondes de Langmuir pour mesurer les vecteurs du champ électrique DC jusqu'à la fréquence de 1,6 MHz et pour caractériser le plasma thermique, ainsi que des récepteurs moyenne et haute fréquence, et des antennes pour mesurer les champs électriques et magnétiques dans les émissions radio dans la gamme de fréquences 80 kHz- 45 MHz.
L’instrument RPWI (Radio & Plasma Waves Investigation) de la mission JUICE se compose d'un ensemble d'instruments hautement intégrés qui fournit un ensemble complet de mesures de plasma et de champs électromagnétiques. RPWI étudiera l'influence électrodynamique de la magnétosphère jovienne sur les exosphères, les surfaces et les océans de Ganymède, Europe et Callisto.
RPWI comporte 3 types de capteurs :
4 sondes Langmuir (LP-PWI) pour la détermination du champ électrique DC/AC du moteur Jovien jusqu'à 1,6 MHz, et la densité électronique des plasmas froids.
Un magnétomètre triaxial à induction (« Search Coil Magnetometer » SCM) pour la détermination du champ magnétique vectoriel jusqu'à 20 kHz.
Un système d'antennes triaxiales constitué de 3 dipôles électrique (RWI) pour la surveillance des émissions radio sur la plage 80 kHz - 45 MHz et la réception des mesures actives de MIME (80 kHz - 3 MHz).
La contribution française pour l‘instrument RPWI concerne la fourniture par le LPC2E de la carte MIME (Mutual Impedance Measurement, photos de la carte recto-verso ci-dessous) et par le LPP du SCM (Search Coil Magnetometer, image ci-dessous), de la mise en place par l’IRAP de chaines de traitements, la distribution et la livraison des données à l’archive ESA, la mise en place par le LIRA des chaines de traitements liées à l'expérience de radioastronomie JENRAGE.
Investigateur principal : Suède.
Laboratoires français impliqués : LPP (SCM : magnétomètre triaxial double bande BF ; search coil - détecteur SCM), LIRA (JENRAGE : co-Principal Investigateur, coordination scientifique de RPWI), IRAP (JENRAGE : CDPP), LPC2E (MIME : Carte MIME de traitement des impédances mutuelles des sondes LANGMUIR), LATMOS (co-Investigateurs scientifiques).
Instrument ondes submillimétriques pour investiguer la structure, la température, la composition et la dynamique de la stratosphère et de la troposphère de Jupiter, ainsi que les exosphères et la surface des lunes glacées.
SWI est un spectromètre hétérodyne utilisant une antenne de 30 cm et travaillant dans deux gammes spectrales 1080-1275 GHz et 530-601 GHz avec un pouvoir de résolution spectrale d'environ 107.
L’instrument SWI est le radiotélescope à détection hétérodyne de la mission Juice. Ces objectifs scientifiques sont l'étude de l'atmosphère de Jupiter et des atmosphères et des exosphères des satellites galiléens.
SWI est un radiotélescope composé de deux sous-systèmes :
Une unité dite TRU (Telescope Reception Unit) qui permet de pointer vers les atmosphères.
Une unité électronique appelée EU (Electronic Unit) qui concentre les unités de montée en fréquence et les radiomètres RF qui recevront et compareront les données radio ramenées par le TRU.
La contribution française concerne la fourniture par le LIRA du module de distribution de fréquence (MDF) et des composants hyperfréquence de la chaîne OL (oscillateur local) et de la chaine submillimétrique 1,2 THz et du doubleur 300 GHz de la chaine 600 GHz.
Investigateur principal : Allemagne.
Laboratoires français impliqués : LIRA, LAB (participation à la chaîne 600 GHz, chaîne 1200 GHz, module de distribution de fréquence), LAM (co-Investigateurs scientifiques).
Spectromètre UV pour caractériser la composition et la dynamique de l'exosphère des lunes glacées, pour étudier les aurores joviennes et pour investiguer la composition et la structure de l'atmosphère supérieure. L'instrument réalisera des observations au nadir ainsi que des sondages par occultation solaire et stellaire.
UVS couvre la gamme de longueurs d'ondes de 55-210 nm avec une résolution spectrale < 0,6 nm. La résolution spatiale atteindra 0,5 km au niveau de Ganymède et jusqu'à 250 km au niveau de Jupiter.
L’instrument (Ultraviolet Spectrograph) UVS a été sélectionné conjointement par la NASA et l'ESA dans le cadre de la charge utile de JUICE. UVS est le cinquième instrument d'une série de spectromètres d'imagerie ultraviolet pour missions scientifiques spatiales.
La contribution française concerne l’approvisionnement par le LATMOS du réseau de diffraction (marqué « grating » dans l’éclaté de l’instrument ci-dessous) et de sa caractérisation.
Investigateur principal : États-Unis.
Laboratoires français impliqués : LATMOS (réseau de diffraction).
3GM - Gravité & géophysique de Jupiter et des satellites galiléens
Ensemble instrumental radio science comprenant un transpondeur Ka et un oscillateur ultrastable.
3GM est utilisé pour étudier le champ de gravité - jusqu'au degré 10 - au niveau de Ganymède ainsi que l'extension des océans internes des lunes glacées, et pour investiguer la structure des atmosphères et ionosphères neutres de Jupiter (0,1 - 800 mbar) et de ses satellites.
Investigateur principal : Italie.
Laboratoires français impliqués : IMCCE, IPGP, LPG, OCA (co-Investigateurs scientifiques).
Sonde et segment sol
La sonde JUICE
La mission JUICE est sous maîtrise d'ouvrage de l'ESA. Le satellite s'appuie sur des stratégies éprouvées et des conceptions robustes. Il est construit par ADS (Airbus Defence & Space).
JUICE est construit pour résister à l'environnement radiatif présent autour de Jupiter. Il consiste en un orbiteur alimenté par des panneaux solaires emportant 3 types d'instruments qui permettront de remplir les objectifs scientifiques : télédétection, mesures in situ des champs et particules, mesures géophysiques.
Répartition de masse :
Masse au lancement, 5990 kg
Adaptateur au véhicule de lancement, 82kg
Masse sèche du système de vol, 2360 kg
Ergol, 3650 kg
Sous-systèmes :
Télécommunication : 2,5 m HGA, télécommande bande X, télémétrie bandes X et Ka
Contrôle d'attitude : stabilisé 3-axes par des propulseurs et des roues à réaction
Puissance : Panneaux solaires 90 m², batterie Lithium Ion pour la gestion de l'alimentation en pic et en éclipse
Propulsion : Bi-propulsion, un moteur principal 400 N, 8 tuyères 22 N et 12 tuyères 10 N
Fonctions et localisation des instruments sur la sonde
La charge utile de JUICE est constituée de dix instrumentsqui répondent aux objectifs de la mission et qui peuvent être classés en trois ensembles :
Un ensemble dédié à la télédétection qui comprend :
Une caméra optique JANUS, fourni par l’Italie (Università degli Studi di Napoli « Parthenope »).
De l’imagerie spectrale allant de l’ultraviolet aux longueurs d’onde submillimétriques avec MAJIS fourni par la France (Institut d’Astrophysique Spatiale), UVS fourni par les États-Unis (Southwest Research Institute), SWI fourni par l’Allemagne (Max-Planck-Institut für Sonnen–systemforschung).
Un ensemble dédié à la géophysique composé de :
Un altimètre laser GALA, fourni par l’Allemagne (Institute of Planetary Research).
Un sondeur radar RIME, fourni par l’Italie (Università degli Studi di Trento) pour explorer la surface et la sous-surface des lunes.
Une expérience ondes radio 3GM, fourni par l’Italie (Sapienza Università di Roma) pour sonder les atmosphères de Jupiter et de ses satellites et effectuer des mesures de champs de gravité.
Un ensemble d’observation in situ comprenant :
Une suite d’instruments pour étudier l'environnement des particules PEP, fournie par la Suède (Swedish Institute of Space Physics).
Un magnétomètre J-MAG, fourni par le Royaume Uni (Imperial College London).
Un instrument d’ondes radio et plasma RPWI, fourni par la Suède (Swedish Institute of Space Physics), y compris des capteurs de champs électriques et une sonde de Langmuir.
De plus, une expérience utilisant un interféromètre radio à longue base situé sur Terre (PRIDE) fournit une détermination précise de la position et de la vitesse du vaisseau spatial et peut déterminer le champ de gravité des objets survolés.
La mission JUICE sera planifiée et opérée depuis le segment sol de l'ESA composé du Centre d'Opérations Mission (Mission Operations Center : MOC) de l’ESOC (European Space Operations Center) situé à Darmstadt (Allemagne) et du Centre des Opérations Scientifiques (Science Operations Center : SOC) de l’ESAC (European Space Astronomy Center) localisé près de Madrid (Espagne).
Les laboratoires et instituts responsables des instruments développeront et livreront les chaines de décommutation des données scientifiques de leur instrument, c’est-à-dire les suites de traitements spécifiques permettant d’extraire, trier et convertir les données brutes issues d’un instrument en données exploitables.
La France est directement responsable, via le PI (i.e. responsable scientifique) français de l’instrument MAJIS (Moon And Jupiter Imaging Spectrometer), du pipeline de décommutation – une suite automatique d’étapes qui traite les données brutes pour les préparer à l’analyse) – des données scientifiques MAJIS (laboratoires responsable IAS, avec la participation du LIRA pour l’ajout des données géométriques).
Jupiter est l'archétype des planètes géantes du Système solaire et de nombreuses géantes gazeuses observées autour d'autres étoiles que le Soleil. L'étude des divers satellites galiléens - dont trois pourraient posséder un océan interne - est, de plus, essentielle pour comprendre l'habitabilité des mondes glacés.
Lancé mi-avril 2023 par un lanceur Ariane 5, la mission JUpiter ICy moons Explorer (JUICE), arrivera vers Jupiter en juillet 2031, après de multiples assistances gravitationnelles de Vénus et de la Terre. L'insertion en orbite autour de Jupiter (Jupiter Orbit Insertion : JOI) sera le début d'une phase d'étude du système jovien (la planète Jupiter, sa magnétosphère et deux satellites galiléens : Europe et Callisto) qui durera 2,5 ans. Suivra une phase de 8 mois en orbite autour de Ganymède, où des phases en orbites elliptiques et circulaires d'observations scientifiques sont programmées afin de répondre à tous les objectifs de la mission.
La mission JUICE étudiera de façon détaillée Jupiter et son système dans toutes ses interactions et complexités, en mettant particulièrement l'accent sur Ganymède en tant que lune glacée possédant un océan sous une croûte de glace potentiellement habitable et pourvue d’un champ magnétique intrinsèque. Les observations d'Europe et Callisto complèteront l’étude des lunes galiléennes.
Mieux connaître le système jovien et son histoire, depuis son origine jusqu'à l'émergence possible d'environnements propices à la vie, nous donnera une meilleure idée de la façon dont les planètes géantes et leurs satellites se forment et évoluent. Un éclairage nouveau pourra aussi être apporté sur les possibilités d'apparition de la vie dans les systèmes planétaires extrasolaires similaires à Jupiter.
La mission JUICE abordera ainsi deux thèmes du programme Cosmic Vision de l'ESA :
Quelles sont les conditions pour la formation de planètes et l'émergence de la vie ?
Ganymède est le plus gros satellite naturel du Système solaire et la seule lune connue à posséder un champ magnétique intrinsèque, plongé lui-même dans la magnétosphère jovienne. Il possède aussi un champ magnétique induit qui a permis d'en déduire la présence d'un océan souterrain liquide et salé.
L'objectif de JUICE est de caractériser les conditions ayant pu amener à l'émergence d'environnements habitables parmi les satellites joviens glacés, en mettant l'accent sur les trois lunes comportant un océan, Ganymède, Europe et Callisto. Ganymède est une cible privilégiée en tant que laboratoire naturel représentatif des mondes glacés, de leur évolution et potentiel d'habitabilité, mais aussi pour son rôle au sein du système des satellites galiléens et ses interactions magnétiques et plasma très particulières avec l'environnement jovien.
Les principaux objectifs scientifiques pour l'étude de Ganymède (et à une moindre échelle de Callisto) sont :
Caractérisation d’un océan potentiel et détection de possibles réservoirs d'eau dans la croûte
Cartographie, géologie, topographie et composition de la surface
Etude des propriétés physiques des croûtes glacées
Caractérisation de la distribution de masse interne, de la dynamique et de l'évolution des couches internes,
Etude de l'exosphère
Etude des champs magnétiques intrinsèque (Ganymède uniquement) et induit et de leurs interactions avec la magnétosphère jovienne
Étude d’Europe
Pour Europe, JUICE va effectuer uniquement deux survols au-dessus de régions à fort intérêt pour l'exobiologie, la chimie, et la géologie. Sur ces zones, JUICE va :
Déterminer la composition des matériaux qui ne sont pas de l'eau glacée
Fournir les premiers sondages de la subsurface pour chercher des réservoirs d'eau liquide et déterminer l'épaisseur minimale de la croûte de glace au-dessus des régions récemment actives
Voir si les mouvements tectoniques à la surface sont encore actifs
Explorer de possibles sites d'atterrissage pour les futures missions
La mission se concentrera aussi sur la caractérisation de la diversité des processus dans le système de Jupiter pouvant être nécessaire à la présence d'un environnement stable autour de Ganymède, Europe et Callisto à l'échelle des temps géologiques.
Les études de l'atmosphère jovienne concerneront essentiellement sa structure, sa dynamique et sa composition. La circulation, la météorologie, la chimie et la structure de Jupiter seront étudiées depuis le sommet des nuages jusqu'à la thermosphère. Ces observations se feront sur une durée suffisante et une couverture latitudinale assez large afin d'étudier les systèmes météorologiques en évolution et les mécanismes de transfert d'énergie et de matière entre les différentes couches.
L'étude de la magnétosphère jovienne inclura une étude des propriétés en trois dimensions du magnétodisque, et une observation approfondie des processus de couplage dans la magnétosphère, l'ionosphère et la thermosphère. Les aurores et les émissions radio, ainsi que leurs interactions avec le vent solaire, seront analysées.
Dans le système de satellites de Jupiter, JUICE étudiera aussi les interactions des lunes avec la magnétosphère, le couplage gravitationnel et l'évolution à long terme des marées des satellites galiléens.
L'ESA assure la maîtrise d'ouvrage du projet JUICE. L'ESA est responsable du lancement, de la navigation vers Jupiter et de l'injection en orbite autour de Jupiter.
Le CNES participe au financement du projet JUICE à travers sa contribution au programme scientifique obligatoire de l'ESA et directement, à travers le programme national, via la contribution française aux instruments du satellite. Le CNES, représentant la France au Comité des Programmes Scientifiques de l'ESA, est responsable des fournitures françaises.
Le CNES assure, pour tous les participants français (CNRS, Universités), la maîtrise d'ouvrage de la contribution française à JUICE. À ce titre, le CNES :
Finance les contributions des laboratoires français
Supervise les développements des contributions françaises
Fournit un support si nécessaire aux laboratoires pour l'assurance qualité, la mécanique, la thermique l'expertise en composants...
Gère l'interface avec l'ESA pour les aspects techniques programmatiques
Finance les activités scientifiques françaises
Contributions des laboratoires de recherche français aux instruments
IAS(Institut d'astrophysique Spatiale) : Instruments JANUS et MAJIS
IMCCE(Institut de Mécanique Céleste et de Calcul d'Ephémérides) : Instruments GALA, 3GM, et PRIDE
IPAG(Institut de Planétologie et d'Astrophysique de Grenoble) : Instruments MAJIS, RIME, PEP et RPWI-JENRAGE
IPGP(Institut de Physique du Globe de Paris) : Instrument GALA
IRAP(Institut de Recherche en Astrophysique et Planétologie) : Instrument PEP et RPWI
LAB(Laboratoire d'Astrophysique de Bordeaux) : Instrument SWI et MAJIS
LAM(Laboratoire d'Astrophysique de Marseille) : Instruments JANUS, SWI et PEP
LATMOS(Laboratoire Atmosphères, Milieux, Observations Spatiales) : Instruments UVS, PEP et RPWI
LERMA(Laboratoire d'Etudes du Rayonnement et de la Matière en Astrophysique et Atmosphères) : Instrument SWI
LIRA(Laboratoire d'Instrumentation et de Recherche en Astrophysique) : Instruments JANUS, MAJIS, SWI et RPWI-JENRAGE.
LMD(Laboratoire de Météorologie Dynamique) : Instruments MAJIS
LPC2E(Laboratoire de Physique et de Chimie de l'Environnement et de l'Espace) : Instrument RPWI
LPG(Laboratoire de Planétologie et Géosciences) : Instruments JANUS, MAJIS, GALA, J-MAG, et 3GM
LPP(Laboratoire de Physique des Plasmas) : Instrument RPWI-SCM
OCA(Observatoire de la Côte d'Azur) : Instrument 3GM
L'instrument PACS (Photoconductor Array Camera and Spectrometer) a été construit au Max Planck Institute für Extraterrestrische Physik (MPE) par un consortium dirigé par A. Poglitsch, MPE, Garching, Allemagne. Il était composé de deux parties :
Un photomètre imageur comportant deux bandes simultanées (Bleu : 60 à 85 ou 85 à 130 µm et Rouge : 130 à 210 µµm) dont les détecteurs étaient deux matrices de bolomètres à 300 mK (32x16 et 64x32 pixels).
Un spectromètre dont la largeur de bande était de 57 à 210 µm couvrant 5x5 pixels dont les détecteurs étaient composés de deux matrices de photoconducteurs en Ge:Ga couvrant 16x25 pixels.
La participation de la France à l'instrument PACS s'est faite à travers trois laboratoires du CEA : le Service d'Astrophysique (SAp), le CEA/LETI et le Service des Basses Températures (SBT).
La participation du Service d'Astrophysique du CEA a consisté en la réalisation :
Du PhFPU : plan Focal Détecteur du Photomètre composé de deux plans focaux (bleu et rouge), appelés BFP pour Bolometre Focal Plane, équipés de matrices de bolomètres fabriquées par le CEA/LETI, un cryo cooler 300 mK fabriqué par le CEA/SBT et un strap thermique et la structure.
Du BOLC : électronique chaude (WE) pour le pilotage du PhFPU qui effectuait la lecture des matrices de bolomètres ainsi que l'amplification du signal, le contrôle et la commande du cryocooler et la lecture des paramètres de surveillance.
Les BFP (Bolometre Focal Plane)
Les BFP (Bolometre Focal Plane) étaient composés d’un plan focal à 300 mK, d’un strap thermique 300 mK, d’un circuit buffer à 2 K, d’une structure mécanique et d'une enveloppe.
Les matrices de bolomètres contenues dans les BFP (Bolometre Focal Plane) du photomètre de PACS étaient composées de sous matrices de 16x16 pixels. La taille des pixels était de 750 µm x 750 µm.
L'instrument SPIRE (Spectral and Photometric Imaging REceiver) a été construit par le Rutherford Appleton Laboratory (RAL), Université du Pays de Galles, Cardiff, UK. Il était composé de deux parties :
Un photomètre imageur avec des matrices composées de bolomètres en toile d'araignée à 0.3 mK qui couvraient un champ de vue de 4'x8'.
Un spectromètre à transformée de Fourier avec des matrices composées de bolomètres en toile d'araignée à 0.3 mK qui couvraient un champ de vue de 2.6'x2.6'.
La participation de la France à l'instrument SPIRE s'est faite à travers deux laboratoires : le CEA/DAPNIA et le LAM.
La participation du CEA/DAPNIA au développement a consisté en la réalisation du DRCU : électronique chaude (WE) composée de quatre sous unités dans deux boîtiers :
Boîtier DCU qui pilotait les détecteurs du photomètre et du spectromètre
Boîtier FCU qui comprenait le MCU qui pilotait les mécanismes "SMECm" et "BSMm" du plan focal, le SCU pour la gestion des sous-systèmes Thermométrie / Cooler / Calibration et le PSU qui alimentait les sous-ensembles
La participation du LAM au développement de SPIRE a consisté en :
La fabrication du mécanisme "FTS" du spectromètre, qui s'appellait SMECm
La réalisation de l'électronique MCU pour le pilotage des mécanismes
La fabrication des optiques du spectromètre et du photomètre (Miroirs + Alignements)
Instrument HIFI
Composition
L'instrument HIFI (Heterodyne Instrument for Far-Infrared) a été construit au Netherland Institute for Space Research (SRON), Groningen, Hollande. Il réalisait de la spectroscopie très haute résolution. Il était composé de :
Sept récepteurs hétérodynes avec une résolution angulaire de 11" à 45" comprenant cinq mélangeurs à jonction SIS, double polarité, opérant dans la bande 480 à 1250 GHz et deux mélangeurs HEB, simple polarité, opérant dans la bande 1410 à 1910 GHz
Un spectromètre AOS (Acousto-Optical Spectrometer)
La participation de la France à l'instrument HIFI s'est faite à travers trois laboratoires : le LERMA/IRAM, l'IRAP (ex CESR) et l'Observatoire de Bordeaux.
La contribution du LERMA/IRAM au développement de l'instrument HIFI a consisté en la réalisation du mélangeur de la bande 1.
La contribution du CESR au développement de l'instrument HIFI a consisté en la réalisation du spectromètre HRS (High Resolution Spectrometer). Ses fonctions principales pour l'analyse spectrale haute résolution étaient :
Conditionner le signal en fréquence et en puissance (fait par l'IF module)
Numériser le signal et calculer sa fonction d'autocorrélation (fait par l'ACS Module)
Transmission des données au SL (DC/DC Converter)
La résolution de HRS est d’environ 270 kHz en mode normal et 135 kHz en haute résolution.
La contribution de l'Observatoire de Bordeaux au développement de l'instrument HIFI a consisté en la réalisation de l'IF Module, élément du HRS.
Cryoréfrigérateurs
Le Service des Basses Températures du CEA a développé le cryoréfrigérateur (cryocooler en anglais) utilisé par les instruments PACS et SPIRE.
Le cryoréfrigérateur était une pompe à adsorption à base de charbon actif qui permettait de garantir une température de 300 mK à partir de 2 K aux instruments PACS et SPIRE.
Le satellite Herschel mesurait approximativement 7 mètres de haut et 4,3 mètres de large, pour une masse au lancement d'environ 3,25 tonnes. Alcatel à Cannes, France, a dirigé le consortium industriel qui a construit le satellite Herschel avec Astrium à Friedrichshafen, Allemagne, et Alenia à Turin, Italie.
Le satellite Herschel a été développé en parallèle avec le satellite Planck par une équipe projet commune. Herschel et Planck ont été mis en orbite simultanément par le lanceur Ariane-5 ECA en 2009. Le temps de transfert vers le point de Lagrange L2 a duré approximativement 4 mois. Le satellite devait fonctionner pendant une durée d'au minimum 3 ans. Sa mission a duré 4 ans.
Herschel travaillait dans les longueurs d'onde allant de 60 µm à 670 µm à la fois en spectroscopie et en photométrie.
Composition
Le satellite Herschel comprenait :
Un télescope Ritchey-Chrétien de 3,5 mètres de diamètre, refroidi (~ 80 K) par radiation destiné à observer dans le domaine infrarouge lointain et submillimétrique. Ce télescope a été fabriqué par Astrium pour l'ESA.
Une plateforme contenant les électroniques des instruments en plus des équipements d'alimentation électrique, de contrôle d'attitude et de communication du satellite.
L’instrument PACS (Photoconductor Array Camera and Spectrometer) était composé d'un photomètre imageur comportant deux matrices de bolomètres à 300 mK (Bleu : 60 à 130 µm ; Rouge : 130 à 210 µm) et d'un spectromètre constitué de deux blocs photoconducteurs Ge:Ga (alliage germanium-gallium) stressés (soumis à une contrainte) dans les bandes 57 à 210 µm.
L’instrument SPIRE (Spectral and Photometric Imaging REceiver) était composé d'un photomètre imageur (R~3) sur trois bandes simultanées à 250 µm (trois matrices de bolomètres 32x32 à 300 mK), 350 µm (242) et 500 µm (162) couvrant un champ de vue de 4'x4' et d'un spectromètre FTS moyenne résolution (R~10-1000) à 200-300 µm (162) et 300-670 µm (122) couvrant un champ de vue de 2'x2' (deux matrices de bolomètres à 300 mK).
L’instrument HIFI (Heterodyne Instrument for Far-Infrared) comprenait cinq mélangeurs à jonction SIS, double polarité, opérant dans la bande 480 à 1250 GHz, deux mélangeurs HEB, simple polarité, opérant dans la bande 1410 à 1910 GHz et un spectromètre Acousto-Optique (AOS) et des autocorrélateurs en parallèle sur 4 GHz.
L'astronomie infrarouge est jeune et apporte de nombreux résultats. En moins de trois décennies, les astronomes travaillant dans l'infrarouge ont découvert des dizaines de milliers de nouvelles galaxies et ont fait des découvertes aussi surprenantes que l'énorme quantité de vapeur d'eau que contient la galaxie. Mais les scientifiques savent qu'il reste encore beaucoup plus de choses à découvrir.
Avant Herschel, la bande submillimétrique était une région du spectre électromagnétique qui restait encore inexplorée en astronomie à cause de l'atténuation de l'atmosphère terrestre. Cette bande spectrale présente un grand intérêt pour l'étude du gaz et de la poussière, contenus dans notre galaxie ou d'autres galaxies, procédant à la formation de nouvelles étoiles.
Réaliser une étude complète du ciel dans le domaine submillimétrique
Étudier de façon approfondie quelques centaines d’objets
Établir un atlas des molécules du milieu interstellaire
Comprendre la formation et l’évolution des galaxies
Le but principal du satellite Herschel était de réaliser une étude complète du ciel et de la bande submillimétrique de quelques centaines d'objets astrophysiques et de les caractériser du point de vue de leur chimie, de leur taux de métallicité, de leur contenu en poussières et de leur histoire en termes de formation d'étoiles. Cela afin d'établir un atlas des molécules du milieu interstellaire, et d'observer de manière unique des molécules clefs de la chimie de ces milieux. La chimie moléculaire liée aux planètes, aux comètes et aux atmosphères des satellites faisait également partie des objectifs scientifiques de cette mission.
Le but principal de cette mission était de répondre aux questions majeures comme : comment se sont formées les galaxies au début de l'Univers, comment les étoiles se sont-elles formées tout au long de l'histoire de l'Univers et quelles sont les interactions entre ces deux processus ?
Déroulé du projet
Le Comité des Programmes Scientifiques de l'Agence Spatiale Européenne (ESA) a confirmé en 1997 la mission Herschel comme la 4ème pierre angulaire du programme Horizon 2000 de l'ESA. Ce programme d'astronomie submillimétrique a été réalisé en collaboration avec la NASA.
Livraisons des FM (modèles de vol) : participations françaises à l'instrument SPIRE
SMECm (mécanisme "FTS" du spectromètre) livré en juillet 2006
Electronique chaude (DCU + FCU) livré en mars 2006
Optiques du spectromètre et du photomètre livrés en novembre 2004
Livraisons des FM (modèles de vol) : participations françaises à l'instrument PACS
Electronique Chaude (BOLC) livrée en août 2006
Plan focal du Photmètre (PhFPU) livré en juillet 2006
Matrice de Bolomètres sur les deux voies, livrée en juin 2006
Cryocooler livré en août 2005
Livraisons des FM participations françaises à l'instrument HIFI
Spectromètre Haute Résolution HRS livré en août 2006
Le satellite Herschel a été lancé le 14 mai 2009 par Ariane-5 ECA depuis le Centre Spatial Guyanais.
Pour répondre aux diverses questions scientifiques auxquelles la mission était dédiée, le satellite Herschel a été placé sur une orbite autour du point de Lagrange L2 du système Terre-Soleil situé approximativement à 1,5 million de kilomètres de la Terre dans la direction opposée au Soleil et devait demeurer opérationnel au minimum 3 ans. Il est resté en service presque 4 ans.
Organisation
L'ESA était maître d'ouvrage de la mission Herschel. La France a participé à la mission Herschel au travers de sa participation au programme obligatoire de l'ESA. La contribution du CNES à cette mission a consisté à assurer le suivi et à financer toutes les participations françaises développées par les laboratoires français.
Sous contrôle de l'ESA, Thales Alenia Space avait la charge des deux missions Herschel et Planck. L'industrie française (Thales Alenia Space) était l'architecte industriel satellite :
Fourniture de la plateforme
Ingénierie satellite
AIT satellite
Campagne de lancement
Le satellite Herschel a été construit par le consortium auquel a aussi participé Astrium à Friedrichshafen, Allemagne, et Alenia à Turin, Italie. Le satellite comportait trois instruments qui ont tous été construits par des consortiums. Ces instruments étaient respectivement :
SPIRE (consortium dirigé par le RAL, Cardiff, Pays de Galles),
PACS (consortium dirigé par le MPE, Garching, Allemagne),
HIFI (consortium dirigé par le SRON, Groningen, Pays-Bas).
Participations des laboratoires français aux trois instruments
Participation à SPIRE :
Le CEA/DAPNIA a développé le DRCU
Le LAM a développé le mécanisme FTS du spectromètre, l'électronique MCU qui pilote le mécanisme et les optiques du spectromètre et du photomètre
Participation à PACS :
Le CEA/SAp a développé le plan focal détecteur du photomètre (PhFPU) et le BOLC qui pilote le PhFPU
Le CEA/LETI a développé les matrices de bolomètres qui sont au niveau des plans focaux du PhFPU
Le CEA/SBT a développé le Cryo Cooler servant aux instruments PACS et SPIRE
Participation à HIFI :
Le LERMA/IRAM a développé le mélangeur bande 1 de l'instrument
L'IRAP (ex CESR) a développé le Spectromètre Haute Résolution (HRS)
L'Observatoire de Bordeaux a développé l'IF module qui est dans le HRS
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