Les équipes de dynamique du vol

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

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

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

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

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

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

Conception de trajectoires de type QSO autour de Phobos

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

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

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

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

Détermination précise du champ de gravité de Phobos

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

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

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

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

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

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

Définition de la procédure de choix du site d’atterrissage

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

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

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

Support à l’équipe MIRS

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

Implication des équipes CNES aux activités opérationnelles de MMX

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

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

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

Instruments à bord de MMX

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

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

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

C-SMP : Coring Sampler ( JAXA)

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

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

IREM : Interplanetary Radiation Environment Monitor (JAXA)

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

SHV : Super Hi-Vision Camera ( JAXA)

SRC : Sample return Capsule (JAXA)

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

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

L’instrument français MIRS

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

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

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

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

Le rover IDEFIX

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

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

Il a 3 objectifs :

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

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

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

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

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

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

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

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

Contexte

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

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

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

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

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

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

Déroulé du projet

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

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

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

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

Organisation

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

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

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

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

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

Participation des laboratoires français

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

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

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

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

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

Contexte

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

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

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

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

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

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

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

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

Déroulé du projet

Fonctionnement

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

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

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

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

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

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

Lancement

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

Organisation

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

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

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

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

Liens externes

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

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

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

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

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

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

Un système de positionnement global comme Galileo ne pourrait fonctionner sans un réseau complet de stations au sol, coordonnées entre elles. Une partie de ces dernières contrôlent directement la constellation de satellites (le centre de contrôle et les stations de suivi et télémétrie des satellites TT&C), tandis qu’une autre partie évalue et corrige les performances du système de positionnement (le centre de mission, les stations de mesure GSS et le réseau de transmission des données ULS).

Les satellites Galileo

La constellation de positionnement Galileo progresse depuis l’envoi des premiers satellites FOC - Final Operational Capability – en 2014 et l’ouverture des services en décembre 2016. Fin 2024 la constellation est constituée de 25 (27 prévus en 2025) satellites FOC actifs en orbite circulaire MEO (Medium Earth Orbit) à 23 222km d’altitude en moyenne. Les satellites seront répartis à terme en 3 plans d’orbite décalés composés de 8 satellites nominaux + 2 satellites de rechange, tous actifs, pour couvrir l’ensemble du globe. 
Chacun des satellites diffuse en continu son identité, l’heure précise de son horloge atomique et sa position dans la constellation.

Les satellites ont pu être envoyés par paires depuis Kourou sur Soyouz, ou par groupes de quatre unités grâce à Ariane 5 ES. Le premier vol d’Ariane 6 (configuration 62) au service de Galileo aura lieu avec une paire de satellites à partir de 2025.

Un satellite Galileo FOC de première génération (à partir de 2014) pèse 730 kg et mesure presque 15 m de long une fois ses deux panneaux solaires déployés. Ils sont conçus pour fonctionner au moins 12 ans en orbite et ont été assemblés à Brême (Allemagne) par l’entreprise OHB, tandis que la charge utile a été assemblée au Royaume Uni par Surrey Satellites Technologies Ltd. Outre les systèmes de bord, le « cœur » de ces vaisseaux est constitué de quatre horloges atomiques de très haute précision. Il s’agit d’un fonctionnement redondant, destiné à assurer la fiabilité et la durée de vie du service et pour éviter d’éventuelles pannes ou erreurs : un satellite n’a besoin que d’une seule horloge active pour fonctionner. 

Les horloges de Galileo sont extraordinairement précises :

• 2 horloges atomiques à Maser hydrogène passif (PHM – Passive Hydrogène Maser) fonctionnent en stimulant un réservoir d’hydrogène super-refroidi à une fréquence précise. Il s’agit du système le plus précis en fonction, toutes constellations de positionnement confondues, avec une dérive estimée en moyenne à une seconde tous les 3 millions d’années.
• 2 horloges atomiques au Rubidium (RAFS – Rubidium Atomic Frequency Standard) qui utilisent l’état de transition du Rubidium-87 à 6,8 GHz pour mesurer le temps. L’une des deux horloges au Rubidium peut à tout moment prendre le relais d’un Maser hydrogène.

Enfin, une antenne émet les signaux de navigation sur les différentes bandes de fréquences utilisées par les services de Galileo :

• E1 (1559-1591MHz)
• E5a et E5b (1164-1214MHz)
• E6 (1260-1300MHz)

Le futur de Galileo

La pérennisation de Galileo est déjà assurée : 6 satellites supplémentaires de première génération sont déjà fabriqués et prêts à être mis sur orbite pour maintenir la constellation et gérer la transition vers la seconde génération du système qui débutera à la fin de la décennie 2020-2030. 

La deuxième génération de satellites est déjà en fabrication : l’ESA a signé en 2019 deux contrats pour produire un lot de 12 satellites de seconde génération. Utilisant pour la première fois la propulsion électrique et hébergeant une antenne de navigation améliorée, leurs charges utiles entièrement numériques sont conçues pour être facilement reconfigurées en orbite, ce qui leur permettra de répondre activement aux besoins évolutifs des utilisateurs grâce à de nouveaux signaux et services.

Les nouvelles technologies embarquées comprennent la propulsion électrique pour manœuvrer les satellites depuis l'orbite basse sur laquelle ils seront lancés jusqu'aux orbites opérationnelles finales, ce qui permet de lancer deux satellites ensemble malgré leur masse accrue. Des liaisons inter-satellites permettront de vérifier régulièrement leurs performances et de réduire leur dépendance à l'égard de la disponibilité des installations au sol. Les satellites seront également dotés d'une antenne de navigation plus puissante et de cinq horloges atomiques embarquées plus précises.

Lorsque les premiers d’entre eux seront en orbite en 2027, ils seront d’abord programmés pour transmettre les signaux actuels afin de garantir la continuité du service. Et puis, dans 7 à 10 ans, une fois déployés en nombre suffisant, ils transmettront aussi de nouveaux signaux innovants pour répondre aux futurs besoins de l’Europe.

Contexte

Depuis 1998, l’Union européenne a décidé de se doter d’un système de positionnement global et indépendant, face au développement croissant des demandes de positionnement par satellite.

Galileo est la seule constellation à fournir cinq types de services différents, tous à titre gratuit, avec toutefois des restrictions d’accès pour le PRS :

• Le positionnement « ouvert » qui permet à tout utilisateur équipé d’une antenne et d’une puce compatible de recevoir des informations de positionnement. C’est le signal destiné au grand public et qui est notamment exploité dans les smartphones et récepteurs de voiture.
• Le positionnement « haute précision » d’environ 20 cm, disponible à l’échelle du globe, obtenu grâce à l’utilisation de plusieurs fréquences.
• Le positionnement « authentifié » permettant de garantir que les signaux utilisés par le récepteur pour le positionnement sont bien ceux émis par les satellites Galileo.
• Le positionnement « PRS » (Public Regulated Services) qui est destiné aux gouvernements partenaires de Galileo au sein de l’Union européenne, pour les services publics critiques. Le service n’est pas ouvert au grand public et dispose d’un cryptage supplémentaire.
• Les signaux de Recherche et Sauvetage (SAR, Search And Rescue) qui contribuent à un système global de localisation des signaux de détresse géré par un organisme international, Cospas-Sarsat.

Déroulé du projet

composantes techniques du programme depuis 2003, l’Europe a assemblé en une décennie les briques nécessaires, et déploie depuis 2011 les premiers satellites du programme Galileo en parallèle d’une importante infrastructure de stations au sol. La constellation active, qui fournit des précisions de positionnement jusque-là inégalées d’un mètre, compte déjà environ 4 milliards d’utilisateurs en 2024 et dispose depuis septembre 2024 du nombre suffisant de satellites pour fournir des services pleinement opérationnels (8 satellites sur les positions nominales + 1 en secours sur chacun des trois plans d’orbite). À terme, Galileo disposera d’une constellation de 30 satellites nominaux et « de secours » en orbite.

Le système Galileo est opéré par EUSPA (Agence de l’Union européenne pour le Programme Spatial) depuis le 1er janvier 2017.
 

Comment ça marche ?

Le système de positionnement Galileo est officiellement entré en service le 15 décembre 2016 sur la base de 18 satellites en orbite. Le principe de fonctionnement est le suivant : chaque satellite en orbite diffuse en continu son identité, sa position et la valeur de son horloge atomique interne. Lorsqu’ils sont reçus sur une puce électronique compatible (au sein d’un smartphone, par exemple) ces informations sont traitées dans un algorithme de trilatération : lorsque l’appareil reçoit les messages d’au moins quatre satellites, la puce calcule une position précise en trois dimensions, ainsi que le temps de référence. Des échanges périodiques entre les satellites avec les stations au sol de Galileo permettent de calibrer leurs horloges atomiques, de confirmer leur position exacte et de rectifier au besoin la prédiction de leur orbite.

Deux premiers satellites GIOVE-A et B (pour Galileo In-Orbit Validation Element) ont été envoyés en orbite en 2005 et 2008 pour valider les technologies nécessaires au futur système. Ils sont désormais inactifs.

En 2011 puis 2012, ce sont quatre satellites IOV (In-Orbit Validation) qui ont été à leur tour mis en orbite. Ces derniers préfiguraient les éléments « finaux » de Galileo : leur système d’horloges atomiques, leur orbite, leur lancement et leur matériel ont permis de valider le fonctionnement de la constellation Galileo opérationnelle. Avec quatre satellites, les équipes ont réussi les premiers tests de positionnement aux Pays-Bas au printemps 2013. Les satellites IOV ont été les premières briques pleinement opérationnelles du système final et le déploiement de la constellation pouvait alors démarrer. D’août 2014 à septembre 2024, ce sont 28 satellites FOC (Final Operational Capabilities) qui ont pris place en orbite à un rythme soutenu.

Organisation

Le programme de constellation Galileo est un programme de l’Union européenne, qui a la responsabilité du budget et de la direction des activités. 

L’Europe a confié la conception, le développement et le déploiement de ce système complexe à l’ESA. Toutes les phases techniques ainsi que la validation en orbite ont été réalisées sous la responsabilité de l’ESA, elle-même financée par l’Union européenne. Enfin, l’EUSPA (European Union Agency for the Space Programme) est l’agence de l’Union européenne qui gère la constellation Galileo opérationnelle, son infrastructure (y compris les aspects liés à la sécurité), la fourniture des services et leur pénétration dans le marché utilisateur. 

Les trois instances ont des rôles différents mais complémentaires au sein du programme qui fait également appel aux agences des pays partenaires. 

L’Union européenne, consacre annuellement un budget important (environ 1 milliards d’euros par an) à ce programme et la France y participe en tant qu’état membre (2024 – 18,5% du budget européen).

Le CNES a apporté une contribution majeure au programme sur le plan scientifique et technologique, notamment par la création des nouveaux signaux de navigation et de traitement des données. 

Enfin, le CNES a participé au développement du lanceur Ariane 5 en version ES, qui a permis d’envoyer à trois reprises 4 satellites Galileo en orbite circulaire MEO (23 222 km).

Pour atteindre ces objectifs, l’orbiteur embarquera une série d’instruments européens dont un sondeur pour révéler les couches souterraines et des spectromètres pour étudier l’atmosphère et la surface. 

Les spectromètres surveilleront les gaz à l’état de traces dans l’atmosphère et analyseront la composition de la surface, à la recherche de tout changement qui pourrait être lié à des signes de volcanisme actif. 

Un radar fourni par la NASA enverra des images et des cartes de la surface. En outre, une expérience de radioscience permettra de sonder la structure interne de la planète et son champ de gravité, ainsi que la structure et la composition de l’atmosphère. 

Les instruments développés, opèreront ensemble afin de caractériser au mieux les différentes interfaces intérieur/surface/atmosphère et leurs interactions, fournissant ainsi une vue globale de la planète et de ses processus d’interaction.

Les 4 expériences scientifiques majeures à bord d’EnVision sont :

• VenSAR : un radar à double polarisation dans la bande S à 3,2 GHz qui fournira plusieurs techniques d'imagerie et de télémétrie à partir de l’orbite polaire. 
  VenSAR permettra de caractériser les processus qui ont façonné l'histoire géologique de Vénus, ainsi que l'activité volcanique, tectonique et sédimentaire actuelle.
• SRS consiste en une antenne dipôle fixe fonctionnant dans la gamme 9 - 30 MHz.
  SRS recherchera les matériaux sous la surface de divers terrains géologiques comme les cratères d'impact, les cratères enterrés, les plaines, les coulées de lave et les zones de déformation tectonique, afin d’étudier le sol de Vénus à différentes profondeur et à différentes échelles horizontales.
• La Suite VenSpec (pour « Venus Spectroscopy Suite ») se compose de trois instruments distincts :
  • VenSpec-M est un imageur dans le proche infrarouge (0,86-1,18 μm). Il fournira des données sur la composition et les types de roches.
  • VenSpec-H est un spectromètre infrarouge qui effectuera des mesures atmosphériques à très haute résolution dans les régions 1,165-1,180 μm, 2,34-2,48 μm, 1,72-1,75 μm, et 1,37-1,39 μm.
  • VenSpec-U est un spectro-imageur UV qui surveillera les espèces soufrées de l’atmosphère (principalement le monoxyde et le dioxyde de soufre) ainsi que le mystérieux absorbant UV dans les nuages supérieurs de Vénus côté jour.

Cette suite instrumentale permettra de rechercher les variations de températures de surface et de concentrations de gaz indicatifs d'éruptions volcaniques. 

• Une expérience Radioscience (RSE) qui repose sur l’utilisation des canaux de télécommunication du satellite pour réaliser 2 axes de recherches :
  • Analyse de la gravité : 
    Tout vaisseau spatial en orbite est sensible au champ de gravité planétaire. Ces perturbations gravitationnelles génèrent des perturbations infimes, mais mesurables, de la vitesse orbitale et de la position précise du vaisseau spatial. A partir de ces mesures, le champ de gravité d'une planète peut être déterminé, ce qui donne des indications sur la structure lithosphérique et crustale, permettant ici de mieux comprendre l'évolution géologique de Vénus et de sonder sa structure interne profonde (taille et état du noyau).
  • Réalisation de radio-occultation : 
    L’objectif est de sonder l'atmosphère et l'ionosphère de Vénus lors des occultations qui se produisent pendant les liaisons de communication. Lorsque le vaisseau spatial commence à être occulté (ou après, dès qu’il réapparaît), le signal porteur du vaisseau spatial sonde les couches de l'atmosphère de la planète, provoquant des changements dans la fréquence et l'amplitude des ondes porteuses. On en déduit des informations sur l'atmosphère (densité, température et pression) et son absorption permet également d'estimer la teneur atmosphérique en acide sulfurique. 

Contexte

L’une des questions clés de la science planétaire consiste à savoir pourquoi Venus, bien qu’elle ait à peu près la même taille et la même composition que la Terre, a connu un changement climatique aussi spectaculaire : au lieu d’être un monde habitable comme la Terre, elle évolue dans une atmosphère toxique et est enveloppée d’épais nuages riches en acide sulfurique. 

EnVision fait suite au succès de la mission Venus Express (2005-2014) de l’ESA, laquelle était principalement axée sur la recherche atmosphérique, mais fit également des découvertes cruciales indiquant la présence possible de points chauds volcaniques à la surface de la planète. 

EnVision améliorera également les images radar de la surface obtenues par la mission Magellan de la NASA dans les années 1990. En collaboration avec les prochaines missions DAVINCI+ (Deep Atmosphere Venus Investigation of Noble gases, Chemistry, and Imaging) et VERITAS (Venus Emissivity, Radio Science, InSAR, Topography, and Spectroscopy) de la NASA, le trio de nouveaux engins spatiaux fournira l’étude la plus complète jamais réalisée sur Vénus.

Quelles sont les caractéristiques actuelles de Vénus (activité, climat) ? Quelle histoire Vénus a-t-elle vécue pour arriver à cet état ? Vénus est-elle encore géologiquement active ? Quelle est la composition des roches constituant les tesserae, hauts plateaux rocheux peut-être analogues à nos continents ? Quel degré d’altération et d’oxydation de ces roches et ces surfaces conservent-elles des traces d’une époque antérieure où l’eau était plus répandue ? Aurait-elle pu autrefois abriter un océan et même entretenir la vie ? Quelles leçons peut-on tirer de l’évolution des planètes terrestres en général, alors que nous découvrons davantage d’exoplanètes semblables à la Terre ? Voici quelques-unes des questions auxquelles EnVision essayera de trouver des réponses.

Pour répondre à ces questions fondamentales, les objectifs scientifiques de la mission sont de :

• Déterminer les types de processus volcaniques qui se sont produits sur Vénus, en étudiant les propriétés du magma et les âges relatifs des différentes coulées volcaniques
• Déterminer les types de déformation tectonique qui ont opéré sur Vénus en étudiant leur expression de surface et leurs signatures gravitationnelles, et en déterminant leur rôle dans la perte de chaleur planétaire
• Caractériser les processus de modification de surface tels que la modification des cratères d'impact, les hautes terres lumineuses à faible émissivité/radar, pour améliorer notre compréhension de la géochronologie de Vénus
• Étudier la structure interne de Vénus, grâce à des mesures du champ de gravité et de la réponse des marées, pour contraindre les propriétés et les épaisseurs de la croûte, du manteau et du noyau de Vénus
• Contraindre la nature et l'occurrence du volcanisme récent sur Vénus, en vue de comparer ces processus à ceux de la Terre et des autres planètes telluriques, caractérisant ainsi ses signatures morphologiques, thermiques et volatiles
• Étudier l'évolution du paysage sur Vénus, comme l'érosion et le dépôt de mouvements de masse entraînés par la gravité, et l'altération chimique active sur des échelles de temps allant du mois à plusieurs années
• Explorer le rôle de l'activité géologique, à travers le volcanisme et les réactions chimiques surface-atmosphère, dans le maintien du contenu volatil et nuageux de l'atmosphère et de l'évolution du climat
• Étudier le transport d'espèces volatiles géophysiquement significatives à travers l'atmosphère et les nuages de Vénus, par des mesures au-dessous, à l'intérieur et au-dessus de la couche nuageuse. 

Déroulé du projet

La mission Envision sera lancée fin 2031 à bord d’Ariane 6. La sonde achèvera sa croisière vers Vénus en 2033 où elle entamera une phase d’aéro-freinage dans le but d’atteindre son orbite finale pour ensuite entamer sa mission scientifique début 2035. La phase d’étude scientifique nominale se déroulera jusqu’en 2039 et une extension pourra être considérée.

Organisation

La mission EnVision s’inscrit dans le cadre du programme spatial scientifique de l’Agence Spatiale Européenne : Cosmic Vision 2015-2025.

Elle est développée en collaboration avec la NASA qui fournit l’instrument principal, un radar à synthèse d’ouverture afin de cartographier la surface de Vénus. 

La France contribue à la mission via la participation de plusieurs laboratoires français (IRAP, LATMOS, LESIA, LPG), qui travaillent au développement d’instruments destinés à être embarqués à bord du satellite et à la direction d’expériences de radio-sciences. 

Le CNES est responsable, en tant qu’agence nationale, de toutes les contributions françaises à la mission. 
En particulier, le CNES est impliqué dans la réalisation du spectromètre VenSpec-U qui étudiera les interactions entre la basse et la haute atmosphère et le cycle du soufre, en analysant l’atmosphère au-dessus des nuages, et de l’expérience RadioScience qui analysera la structure interne de Vénus.

Principe du système DORIS

Le système DORIS est basé sur le principe de l'effet DOPPLER. C'est l'effet qui est à l'origine du décalage de la fréquence d'une onde lorsqu'un transmetteur et un récepteur sont en déplacement relatif l'un par rapport à l'autre. En conséquence, la fréquence du signal reçu n'est pas la même que celle du signal transmis. La fréquence augmente lorsque les deux objets se rapprochent et diminue lorsqu'ils s'éloignent. Le système DORIS transmet et reçoit des ondes radios. Le récepteur est sur le satellite et les transmetteurs sont des balises au sol.

Les balises orbitographiques DORIS transmettent des signaux sur deux fréquences séparées (2036.25 MHz et 401.25 MHz) au satellite. Le récepteur à bord du satellite analyse les fréquences du signal reçu pour calculer sa vitesse par rapport à la Terre. Cette vitesse est fournie aux modèles de détermination de l'orbite pour dériver la position en orbite du satellite au centimètre près en composante radiale.

L’instrument embarqué DORIS

L'instrument Doris fait partie de la charge utile du satellite. Il comprend un récepteur qui mesure la vitesse radiale (voir l'effet Doppler) et une antenne omnidirectionnelle. Le récepteur est piloté par un oscillateur ultrastable (OUS). Toutes les 10 secondes, il mesure le décalage Doppler de la fréquence du signal radio transmit par les balises à 400 MHz et 2 GHz. La mesure du décalage du signal à 400 MHz est vitale pour la réduction des erreurs de propagation dans l'ionosphère.

Depuis le lancement du satellite Spot 4 en janvier 1998, le navigateur Diode (Détermination Immédiate d'Orbite par Doris Embarqué), qui permet de calculer en temps réel la trajectoire du satellite avec une précision qui va de quelques mètres à quelques centimètres selon la mission, a été ajouté au système du satellite. Les versions successives du système Doris ont inclus quatre générations de récepteur.

Quatre générations d'instruments Doris ont été développées, chacune compatible avec le réseau de stations. Les deux éléments que tous les instruments partagent sont l'acquisition de mesures toutes les 10 secondes et le système bi fréquence. La miniaturisation des circuits électroniques a permis d'inclure au boîtier Doris deux récepteurs chacun ayant 7 canaux bi fréquence et deux OUS (Oscillateur Ultra Stable).

Les stations

Une station Doris comprend une balise (il existe trois générations de balises), une antenne omnidirectionnelle, et un ensemble de capteurs de pression, de température et d'humidité. Les balises transmettent des signaux sur deux fréquences : 2036.25 MHz et 401.25 MHz. Les deux signaux sont modulés pour envoyer des messages contenant un numéro d'identification, une information temporelle, des données des capteurs météorologiques et des données d'ingénierie (puissance, etc.).

Le réseau de stations comprend :

• Environ 60 balises actives de 4 générations successives (2dernières générations en service)
• Balises bi fréquence à 401.25 et 2036.25 MHz
• Quatre balises maîtresses (capables de télécharger des commandes à l'instrument) : Toulouse, Kourou, Hartebeestoek, Papeete

Le Centre de Contrôle et de Traitement

Les relais satellites acquièrent et stockent les données à intervalles réguliers au SSALTO, centre de contrôle mission Doris à Toulouse, France. Ce centre surveille les opérations des stations, traite les mesures, calcule l'orbite des satellites équipés d'un instrument Doris, et archive et distribue les données. Depuis sa première mission en 1990, Doris a acquis 50 millions de mesures pour la communauté scientifique internationale.