L’atterrisseur d’InSight

La mission InSight a une conception similaire à celle de l'atterrisseur martien de la mission Phoenix qui a été utilisé avec succès en 2007 pour étudier le sol glacé près du pôle nord de Mars. La réutilisation de cette technologie, développée et fabriquée par Lockheed-Martin Space Systems à Denver, Colorado, fournit une voie à faible risque sans coût additionnel de conception et de test d'un système repartant de zéro.

L'atterrisseur InSight emporte trois instruments à la surface de Mars pour regarder en détail pour la première fois les "statistiques vitales" de la planète :

• son pouls, activité interne, mesurée par l'instrument SEIS,
• sa température mesurée par l'instrument HP³,
• ses réflexes mesurés par l'instrument RISE.

Ensemble, ces données permettent de fournir des indices essentiels sur l'évolution non seulement de la planète Mars, mais aussi de toutes les planètes telluriques.

Les instruments

• SEIS : pour prendre le pouls de Mars, son activité interne, InSight a déployé à la surface un sismomètre nommé SEIS à la surface de la planète rouge. SEIS a fait des mesures précises des tremblements et autres activités internes de Mars pour mieux comprendre l'histoire et la structure de la planète.
• HP³ : pour mesurer le flux de température sous la surface de Mars (jusqu’à 5m), un indicateur clé de l'évolution planétaire, InSight a déployé une sonde de chaleur à la surface de Mars. L'instrument, nommé HP³, s’enfonce à cinq mètres de profondeur sous la surface de Mars, plus profondément que tous les bras, pelles, foreuses et sondeurs précédents, pour connaître la quantité de chaleur venant de l'intérieur de Mars et pour révéler l'histoire thermique de la planète.
• RISE : pour mesurer les oscillations de l’axe de rotation de Mars, ou la façon dont elle oscille quand elle est attirée par le Soleil, une expérience nommée RISE mesure avec précision le décalage Doppler et le parcours des communications radio entre l'atterrisseur InSight et la Terre. En étudiant les oscillations, les scientifiques peuvent déterminer la distribution des structures internes de la planète rouge et mieux comprendre comment elle est constituée.

Un quatrième instrument est dédié aux mesures météorologiques de vents et de températures de l’air, le Temperature and Winds for InSight (TWINS), intégré à la station météorologique APSS (Auxiliary Payload Sensor Suite) comprenant également des sondes de pression et température, ainsi qu’un magnétomètre.

En plus de ces 4 instruments, lnSight emporte également 4 systèmes : 

• Laser RetroReflector for InSight (LaRRI) : un ensemble de catadioptres (coins de cubes) destinés au repérage laser de l’atterrisseur depuis l’orbite une fois mis à la retraite.
• Instrument Deployment Arm (IDA) : le bras robotique qui a déployé l’instrument SEIS sur le sol martien.
• Deux caméras, l’Instrument Deployment Camera (IDC) et l’Instrument Context Camera (ICC) : Insight inclut une caméra, similaire aux caméras "Navcam" à bord des Mars Exploration Rovers (MER) et des rovers Curiosity et Perseverance, montée sur le bras de l'atterrisseur et qui sert à prendre des images en noir et blanc des instruments sur le corps de l'atterrisseur ainsi qu'une vue en 3D du sol où le sismomètre et la sonde de chaleur sont placés. Elle a ensuite été utilisée pour aider les ingénieurs et les scientifiques à guider le déploiement des instruments au sol. Avec un champ de vue de 45 degrés, la caméra fournit aussi une vue panoramique du terrain autour du site d'atterrissage. Une seconde caméra similaire, avec une lentille à champ de vue de 120 degrés comme les caméras "Hazcam" sur les MER et Curiosity, est montée sous le rebord du corps de l'atterrisseur et fournit une vue complémentaire de la zone de déploiement des instruments.

L’instrument SEIS

Caractéristiques techniques

Le sismomètre SEIS est basé sur un instrument hybride de six axes qui est composé de:

• une sphère comportant trois capteurs sismiques très large bande (Very Broad Band - VBB) et leurs capteurs de température,
• trois capteurs sismiques courtes périodes (Short Period - SP) et leurs capteurs de température,
• une boîte électronique d'acquisition (e-box : SEIS AC, SEIS DC/DC, ASICS) et les cartes de contre-réaction des capteurs VBB, SP et du système de déploiement MDE,
• un système de déploiement (DPL),
• un logiciel (S/W).

Sa masse est d'environ 3 kg. Sa consommation varie autour de 1W selon les modes.

Les principales performances du sismomètre SEIS sont :

• VBB -9 m.s-² Hz-½ de 10-³ jusqu'à 10 Hz
• SP < 5 10-⁸ m.s-² Hz-½ de 10-² jusqu'à 100 Hzx

La sphère

La sphère abrite les capteurs très large bande VBB (Very Broad Band, VBB, en anglais). C'est le cœur de l'instrument. Elle comporte des servitudes pour permettre le meilleur fonctionnement possible des capteurs VBB.

• Elle intègre un écran thermique et des plots torlon pour réduire au maximum les variations de températures des sismomètres
• Elle maintient les capteurs sous vide
• Elle contient des capteurs de températures et des inclinomètres permettant l'exploitation des données mesurées par les senseurs sismiques VBB et SP.

Les capteurs large-bande (VBB) sont des pendules obliques.

Principe de fonctionnement

Le ressort et le poids du pendule s'équilibrent parfaitement. Lorsque le sol bouge, le pendule se met en mouvement. Ce mouvement est capté par le capteur DCS. Le mécanisme d'équilibrage permet d'ajuster l'équilibre du pendule aux conditions d'utilisation réelles (gravité mal connue, défaut de nivellement, influence de la température sur l'équilibre du pendule). Le pivot doit permettre la rotation de la partie mobile autour de son axe sans exercer le moindre frottement.

Le capteur de déplacement est constitué d'électrodes placées sur la partie fixe et sur la partie mobile. Les caractéristiques électriques de l'ensemble ainsi constitué (la capacité) forment une image de la position de la partie mobile du capteur.

L'électronique de proximité permet de transformer ces caractéristiques en une tension facilement mesurable. C'est cette tension qui est transmise à l'électronique d'acquisition. La bobine de contre-réaction permet l'asservissement du pendule pour en améliorer les performances (augmentation de la bande-passante). L'intensité qui parcourt la bobine est délivré par la carte de contre-réaction "SEIS-FB" située dans l'e-box. Cette intensité est générée en fonction de la mesure de déplacement du pendule.

Les capteurs courte-période (ou SP : Short Period)

Les trois capteurs courte-période enregistrent l'accélération du sol le long de leurs axes de sensibilité. Le mouvement d'une masse mobile est détecté par un capteur à détection synchrone. Pour étendre la bande passante, la masse mobile est verrouillée sur zéro grâce à la boucle de contre-réaction, qui agit sur un actionneur magnétique de type bobine-aimant. La boucle de contre-réaction contrôle le courant injecté dans la bobine, elle-même plongée dans un champ constant.

Le système de déploiement

La structure de déploiement est composée d'un cadre portant trois pieds déployables et la sphère. Le support de la sphère doit assurer une inclinaison de ±18° à l'intérieur du lander. Deux approches sont envisagées pour le système de déploiement : un système cardanic (composé d'un anneau de cardan et de deux moteurs) et un système à trois axes (vis-écrous). Enfin, un système permet de faire descendre le sismomètre au sol.

Le logiciel de vol

C'est l'un des logiciels qui est exécuté sur l'ordinateur de bord du lander (CDMS). Il interagit avec le sismomètre et le lander afin de stocker les données dans la mémoire de masse et les communiquer à la terre.

Ses fonctions principales sont les suivantes :

• assurer le bon état de fonctionnement de l'instrument
• enregistrer les données sismiques
• réaliser les traitements (compression)
• gérer les Télécommandes (TC) reçues
• renvoyer les données pertinentes par Télémesures (TM).

Le logiciel reçoit et interprète les commandes envoyées depuis le sol (TC). C'est lui qui déclenche le déploiement de l'instrument et permet toute la séquence d'installation (nivellement de la sphère, recentrage des sismomètres VBB) du sismomètre à la surface de Mars.

Une fois SEIS installé et prêt pour l'expérience de sismologie, le logiciel passe en mode opérationnel. Il a alors pour rôle la gestion de l'instrument et la récupération des données.

La gestion de l'instrument consiste à passer d'un mode à un autre pour ajuster le fonctionnement du sismomètre aux ressources disponibles (ex : mode "winter" lorsque la puissance électrique disponible est faible, ou mode "campaign" pour maximiser le retour scientifique lorsque cela est possible).

Pour récupérer les données, le logiciel effectue plusieurs tâches :

• l'enregistrement et la compression des mesures pour minimiser l'espace mémoire occupé
• le renvoi (en télémesure) des mesures brutes (sans perte d'information) correspondant à des périodes choisies par les scientifiques

La complexité du logiciel de vol provient de l'automatisation de toutes les opérations sur le sismomètre, de la faible puissance électrique disponible et enfin du volume de données à stocker. En effet, la sismologie nécessite d'enregistrer des mesures en continu, du fait de l'impossibilité de prévoir à l'avance les séismes. Le volume de données ainsi enregistrées est donc bien supérieur aux capacités de transmissions entre Mars et la Terre.

Contexte

Les planètes rocheuses comme la Terre, Vénus ou Mars se forment par un processus très lent que l'on appelle accrétion gravitationnelle, à partir des corps rocheux. Avec l'accroissement de la taille du corps, son intérieur se réchauffe et fond. Lorsqu'ensuite il refroidit et recristallise, il évolue vers ce que nous connaissons maintenant comme étant une planète tellurique, composée d'un noyau, d'un manteau et d'une croûte. Bien que toutes les planètes telluriques aient des structures similaires et que leurs compositions générales soient grossièrement les mêmes que les matériaux météoritiques à partir desquels elles se sont formées, elles ne sont en aucune manière uniformes. Chaque planète tellurique atteint sa formation et sa structure actuelle à travers un processus de différentiation, qui est mal connu.

L'objectif scientifique principal de cette mission est de mieux comprendre l'évolution des planètes telluriques à travers l'étude de la structure interne de Mars.

L'objectif scientifique principal d'InSight est de découvrir comment les corps rocheux se forment et évoluent pour devenir des planètes en étudiant la taille, l'épaisseur, la densité et la structure globale du noyau, du manteau et de la croûte de la planète rouge, ainsi que du taux de dissipation de la chaleur depuis l'intérieur de la planète.

Le but d'InSight est de résoudre le mystère de la différentiation dans la formation planétaire - et de combler les lacunes de connaissance entre les étapes suivantes : l'accrétion,  la formation finale du noyau, du manteau et de la croûte d'une planète tellurique.

Un autre objectif consiste en l'étude approfondie de l'activité tectonique et de l'impact de météorites sur Mars. Cette analyse permet de fournir des indices sur des phénomènes équivalents ayant lieu sur la Terre.

Pour répondre à ses objectifs scientifiques, InSight doit clarifier le processus de formation et différentiation en menant les investigations suivantes :

• déterminer la taille, la composition et l'état physique (solide/liquide) du noyau martien,
• déterminer l'épaisseur et la structure de la croûte,
• déterminer la composition et la structure du manteau,
• déterminer l'état thermique de la partie interne de Mars,
• mesurer le taux et la distribution géographique de l'activité sismique interne de Mars,
• mesurer le taux d'impact de météorites sur la surface martienne.

Déroulé du projet

La mission InSight bénéficie de l'héritage de la mission Phoenix de la NASA pour son atterrisseur sur Mars. Cet atterrisseur descend plus profondément sous la surface que toutes les autres missions - pour investiguer la structure et la composition de la planète ainsi que son activité tectonique et ses rapprochements avec les autres planètes telluriques, y compris la Terre.

Dates clés pour la mission InSight :

• Lancement : 5 mai 2018
• Atterrissage : 26 novembre 2018
• Opérations de surface : 720 jours / 700 sols (mission étendue à 1400 sols)
• Premiers retours scientifiques : 2019
• Déploiement des instruments : 60 sols (marge de 20 sols incluse)
• Volume de données pour 1 année martienne : plus de 29 Go (données sismiques traitées postées sur le Web en 2 semaines ; reste des données scientifiques en moins de 3 mois, pas de période propriétaire)
• Fin de la mission : décembre 2022 (fin des opérations)

Organisation

Les institutions ayant majoritairement participé à la mission InSight, en collaboration avec le CNES, sont les suivantes :

• National Aeronautics and Space Administration (NASA)
• German Aerospace Center (DLR)
• Italian Space Agency (ASI)
• Jet Propulsion Laboratory (NASA/JPL)
• Lockheed Martin
• Institut de Physique du Globe de Paris (IPGP)
• Swiss Federal Institute of Technology in Zurich (ETHZ)
• Max Planck Institute for Solar System Research (MPS)
• Imperial College London
• Institut supérieur de l'aéronautique et de l'espace (ISAE-SUPAERO)
• University of Oxford
• Centro de Astrobiología (CAB)
• Space Research Centre of Polish Academy of Sciences (CBK)

Les participations selon les instruments sont les suivantes :

• Seismic Experiment for Interior Structure (SEIS) : 

Cet instrument est dédié à la mesure de séismes martiens.
Son développement a été supervisé par le CNES avec la participation de l’Institut de Physique du Globe de Paris (IPGP), le Swiss Federal Institute of Technology in Zurich (ETHZ), le Max Planck Institute for Solar System Research (MPS), l’Imperial College, l’Institut Supérieur de l’Aéronautique et de l’Espace (ISAE), et le Jet Propulsion Laboratory (JPL).

• Heat Flow and Physical Properties Package (HP³) :

Cet instrument est dédié à la mesure de la température souterraine. Son développement a été assuré par Space Research Centre de la Polish Academy of Sciences, l’entreprise polonaise Astronika en coopération avec l’Agence Spatiale Allemande, le DLR.

• Rotation and Interior Structure Experiment (RISE) :

Cet instrument fonctionne dans le domaine des micro-ondes pour effectuer des mesures précises de la rotation de la planète. La maîtrise d’œuvre a été assurée par le JPL.

• Auxiliary Payload Sensor Suite (APSS) :

Station météorologique composée d’un magnétomètre, d’un capteur de vent, d’une sonde de température et de pression.

• Temperature and Winds for InSight (TWINS) :

L’instrument, intégré à la station météo APSS, est dédié aux mesures de vent et a été développé par le Centro de Astrobiología (CAB).

• Laser RetroReflector for InSight (LaRRI) :

Il s’agit d’un ensemble de coins de cubes destinés au repérage laser de l’atterrisseur depuis l’orbite une fois mis à la retraite. Son développement a été assuré par l’Agence Spatiale Italienne (ASI).

• Instrument Deployment Arm (IDA) :

Il s’agit du bras robotique qui a déployé l’instrument SEIS sur le sol martien, il a été développé par le JPL et MDA US Systems, LLC.

• Instrument Deployment Camera (IDC) :

C’est une caméra montée sur le bras IDA servant à visualiser le déploiement de SEIS et à acquérir des vues stéréoscopiques de l’environnement autour de l’atterrisseur. Elle a été développée par le JPL, et dérivée des caméras des rovers Spirit, Opportunity et Curiosity.

• Instrument Context Camera (ICC) :

Cette autre  caméra, placée sous l’atterrisseur, a été utilisée de façon complémentaire à l’IDC pour visualiser le déploiement des instruments. Elle a été également développée par le JPL, et dérivée des caméras des rovers Spirit, Opportunity et Curiosity.

Documents

Pour aller plus loin, voici des documents pédagogiques et techniques que vous pouvez télécharger :

• Explications scientifiques sur la mission Euclid (PDF)
• Méthodes de mesure de la mission Euclid (PDF)
• Documentation technique sur la mission Euclid (PDF)

Liens externes

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

• Consortium Euclid
• Euclid sur le site de l’ESA (sciences et technologies)
• Euclid sur le site de l’ESA (Portail utilisateurs)
• Euclid sur le sire de la NASA
• Vidéo IAP
• Euclid France

Détections de galaxies lointaines dans deux amas de galaxies

Le programme Early Release Observations (ERO) a pour but de démontrer les capacités d’Euclid dans divers champs de recherche.

Euclid a par exemple démontré sa capacité à détecter des galaxies très lointaines, à haut redshift, dans deux champs centrés autour de deux amas de galaxies (Abell 2390 et Abell2764) qui par leur masse et celle de la matière noire qu’ils abritent, produisent des effets de lentilles gravitationnelles grossissant et déformant les galaxies en arrière-plan.

En utilisant à la fois l’instrument visible VIS et l’instrument infrarouge NISP d’Euclid, les astronomes ont pu produire un catalogue photométrique pour 500 000 sources, 250 000 pour chacun des deux champs centrés sur les deux amas. 30 galaxies de type Lyman-break situées à un redhift z>6 ont été repérées par Euclid dans ces champs.

Normalement, les photons ultraviolets (longueur d’onde < 91,2 nm) émis par une galaxie finissent par être absorbés par l’hydrogène éventuellement présent sur la ligne de visée (limite de Lyman), les rendant invisibles dans cette gamme d’ultraviolets (Lyman break). Cependant, l’expansion de l’Univers rougit les galaxies (redshift) par effet Doppler, si bien que les galaxies très lointaines deviennent invisibles non plus en ultraviolet mais dans le domaine visible. Il est alors nécessaire d’utiliser un instrument infrarouge, comme NISP, pour les détecter. Une source visible avec NISP mais invisible avec VIS est probablement une galaxie de type Lyman-break.

En analysant les déformations des galaxies d’arrière-plan par les lentilles gravitationnelles fortes (déformations en cercles ou arcs, ou images multiples de galaxies bien identifiées) et faibles (déformations mineures détectables de façon statistique sur un grand nombre de sources) produites par différentes portions de l’amas Abell 2390, dans les observations d’Euclid, les astronomes ont pu démontrer que le télescope spatial permet d’obtenir une meilleure estimation de la masse d’un amas de galaxies qu’auparavant.

Euclid a également montré sa capacité à détecter des amas de galaxies à des redshifts z>0,6.

L’analyse de la lumière intra-amas, traçant les interactions entre les galaxies d’un amas de galaxies, permet de retracer l’évolution de celui-ci et de cartographier la distribution de matière noire au sein de l’amas. Les observations d’Abell 2390 et Abell 2764 ont montré que le satellite Euclid rendait possible une compréhension plus précise de ces deux points que ce que permettaient ses prédécesseurs.

Pour en savoir plus :

A preview of the Euclid era through a galaxy cluster magnifying lens, H. Atek et al., Astronomy & Astrophysics, 2024

Observations précises des structures internes et externes de 6 galaxies proches

Des observations de 6 galaxies proches (de 0,5 Megaparsecs à 8,8 Megaparsecs) ont été effectuées par Euclid dans le cadre du programme Early Release Observations. Les cibles de cette observation de démonstration de capacités sont 3 galaxies naines (Holmberg II, IC 10 et NGC 6822) et 3 galaxies spirales (IC 342, NGC 2403 et NGC 6744). Ces observations démontrent qu’Euclid est capable d’étudier précisément les populations d’étoiles et d’amas globulaires à l’intérieur des galaxies proches.

Les observations ont montré qu’après avoir isolé les informations des galaxies observées des étoiles de la Voie Lactée en avant-plan et des galaxies en arrière-plan, il est possible, avec les données photométriques précises fournies par Euclid, de démêler les populations d’étoiles dans la galaxie observée entre jeunes étoiles, géantes de la branche asymptotiques et géantes de la branche des géantes rouges.

Une étude focalisée sur la galaxie spirale NGC 6744 a également permis de retrouver l’ensemble de ses amas globulaires et galaxies naines satellites connues, et de révéler la présence d’une nouvelle galaxie naine sphéroïde satellite, située au bout de l’un de ses bras spiraux. De potentiels nouveaux amas globulaires sont apparus dans les données obtenues de la galaxie spirale NGC 2403.

Ces observations montrent bien qu’Euclid permet d’aller plus loin que ce qu’il était déjà possible de faire avec ses prédécesseurs en matière d’étude approfondie des structures internes et externes des galaxies proches.

Ces observations font partie du programme Early Release Observations (ERO).

Pour en savoir plus :

Deep anatomy of nearby galaxies, L. K. Hunt et al., Astronomy & Astrophysics, 2024

Une naine brune solitaire et 6 objets solitaires de masses planétaires observés dans l’amas d’étoiles σOrionis

Des planètes sans étoiles ont été découvertes dans de jeunes amas d’étoiles : ont-elles été éjectées de leurs systèmes ou bien se sont-elles formées comme des étoiles ?

C’est à cette question qu’Euclid pourrait répondre. En ce sens, des observations de démonstration de capacités ont été effectuées dans la région autour de l’amas d’étoiles σOrionis âgé de 1 à 5 millions d’années et la fameuse nébuleuse de la tête de cheval. 7 objets solitaires de masse sub-stellaire (1 naine brune de classe M5,5 et objets de masses planétaires de classes spectrales L0,5 à L4,5) déjà connus ont été observés afin d’affiner la fonction de masse initiale (IMF) des étoiles jusqu’à des masses bien plus petites que précédemment. L’IMF permet de savoir combien d’étoiles de chaque catégorie de masse sont censées se former dans un amas d’étoiles. Euclid permet d’étendre cette fonction jusqu’à des masses d’objets aussi petites que 4 fois la masse de Jupiter. D’après les données obtenues, il ne semble pas y avoir de rupture dans la distribution entre les objets de classe naine brune et les corps planétaires de quelques masses de Jupiter.

En tout, 5 observations de démonstrations de ce type sont prévues dans les régions suivantes : 

• L’amas d’étoiles NGC1333 dans la constellation de Persée,
• La nébuleuse Barnard 30,
• La nébuleuse Barnard 33 et l’amas d’étoiles NGC2023, partie de σOrionis (la zone étudiée dans la publication décrite ici),
• Les zones obscures de la nébuleuse Messier 78,
• Une zone comportant plusieurs nébuleuses obscures dans la région du Taureau.

Ces observations font partie du programme Early Release Observations (ERO).

Pour en savoir plus :

A glance at free-floating new-born planets in the sigma Orionis cluster, E. L. Martín et al., Astronomy & Astrophysics, 2024

Le module de service SVM

Le module de service (SVM – SerVice Module) est composé des sous-systèmes satellite. Il est constitué d’un grand bouclier en structure CFRP (composite à base de fibres de carbone recouvert de kapton®) protégeant le la charge utile du Soleil.

Alimentation électrique

La face exposée au Soleil comporte 3 panneaux solaires fournissant une puissance comprise entre 1780 W et 2430 W dépendant de l’orientation du satellite et du vieillissement des cellules solaires. L’énergie électrique nécessaire au fonctionnement de l’ensemble du satellite, en particulier pendant le lancement, est stockée dans une batterie Li-ion (capacité 300 Wh) pouvant délivrer une puissance de 419 W.

De nombreux systèmes

La plateforme contient par ailleurs les systèmes de pointage, de contrôle de position et d’attitude (AOCS), de communication, les réservoirs, les propulseurs, toute l’avionique (électronique de puissance et systèmes de contrôle et de gestion des données) et les éléments du contrôle thermiques (radiateurs, MLIs, réchauffeurs). Les modifications d’attitude du satellite liées à des opérations non scientifiques sont assurées par 10 moteurs à hydrazine.

Le module de service inclut également les électroniques dites « chaudes » des instruments, c’est-à-dire les boitiers systèmes électroniques servant à alimenter et communiquer avec les systèmes optiques et optoélectroniques des instruments placés dans le PLM.

Transmission des données

En plus de son fonctionnement propre, le satellite doit également répondre aux besoins de la mission en termes de débit de données et de pointage.

En effet, pour transmettre le volume de données scientifiques sans précédent généré par Euclid (de l’ordre de 800 à 850 Gbit/jour, 4 heures par jour) et la télémétrie de servitude (transmission des mesures permettant de vérifier le bon fonctionnement des instruments), des communications en bande K (25,5-27 GHz) haut-débit sont utilisées offrant un débit de données nominal de 73,85 Mbits/s ou réduit à 36,92 Mbits/s.

Les systèmes sont en redondance froide et couplés à une antenne grand gain (HGA) de 70cm de diamètre offrant 2 degrés de liberté, pointée en permanence vers la Terre. Le satellite intègre une mémoire de masse de 4Tbit capable de stocker 3 jours de données scientifiques et 20 jours de données de télémétrie liées au fonctionnement des instruments. Les télécommandes et la transmission des données de servitude satellite se font en bande X (8 – 8,4 Ghz) à plus faible débit avec des systèmes redondés et couplé à 3 antennes bas gain (LGA).

Les spécifications de pointage sont relativement contraignantes, avec une erreur de pointage absolue (APE Absolute Pointing Error) de 7.5’’ (secondes d’arc) et une erreur relative de pointage (RPE- Relative Pointing Error) de 75 mas (milli-arc secondes) données avec un niveau de confiance de 99,7 %. Elles nécessitent un système de contrôle d’attitude du satellite (AOCS – Attitude and Orbite Control System) performant. Il est composé de 3 senseurs d’étoiles, d’un gyroscope haute performance, quatre roues à inertie et d’un système de micro-propulsion à gaz froid (azote). Il est complété par 2 senseurs de guidage fin accouplés au plan focal (FPA – Focal Plane Assembly) de l’instrument VIS (VISible Instrument).

Le module charge utile PLM

Le module charge utile, appelée PLM (Payload Module), comprend un télescope et la partie “froide” des deux instruments, l’Instrument VIS (VISible Instrument), un imageur grand champ visible, et l’instrument NISP (Near Infrared Spectro Photometer), un spectromètre imageur proche infrarouge. Les deux instruments sont des CFI (Customer furnished Items) fournis par le consortium Euclid.

La maitrise d’œuvre du télescope, l’intégration et les tests du PLM ont été confiés à ADS France Toulouse.

Son architecture repose sur deux cavités réparties de part et d’autre d’une plateforme de 200 kg liée au module de service par 3 bipodes en fibre de verre. La cavité supérieure héberge les miroirs primaire et secondaire, le mécanisme de mise au point, la structure et les baffles associés. Pour des performances optimales, le module de charge utile doit fonctionner à 130 K (– 143°C) avec une zone plus froide pour garantir le bon fonctionnement des détecteurs infrarouges de l’instrument NISP qui doivent être refroidis à moins de 100 K, nominalement 95K (-178°C).

Pour atteindre une stabilité thermomécanique exceptionnelle, les miroirs ainsi qu’une grande partie de la structure sont conçus en carbure de silicium, un matériau offrant une grande robustesse ainsi qu’une bonne conduction thermique. En effet, cette céramique très solide, en plus de résister aux énormes contraintes du décollage, offre une bonne stabilité thermomécanique malgré de grands écarts de température subis entre son départ à température ambiante sur Terre et les températures cryogéniques en opération.

Pour maintenir ces exigences de température, le module de charge utile est équipé d’isolations multicouches très efficaces, de matériaux isolants et à faible conduction thermique et de « radiateurs » permettant à la chaleur d’être évacuée dans l’espace. Des chaufferettes assurent la stabilité thermique des éléments sensibles dans leur zone de fonctionnement optimale. Elles sont aussi utilisées lors des phases de décontamination. Une dernière composante au contrôle thermique de ce module est le grand baffle cylindrique enveloppant le télescope et qui par ailleurs le protège de la lumière parasite.

Le télescope inclut la partie “froide” de l’instrument VIS (VISible Instrument) et de L’instrument NISP (Near Infrared Spectro Photometer). 

L’instrument VIS

L’instrument VIS est placé sous la responsabilité du Mullard Space Science Laboratory (MSSL, Angleterre). La France (CEA IRFU et IAS Orsay) contribue de manière importante à cet instrument.

Le VIS (VISible instrument) est un imageur grand champ visible travaillant dans la bande spectrale 550 à 900 nm et chargé de mesurer la déformation de l'image des galaxies sous l’effet de la matière noire par effet de lentille gravitationnelle (weak lensing).

L’instrument est constitué de 5 sous-systèmes répartis entre le module charge utile PLM (parties froides) et le module de service (SVM) du satellite.

L’instrument NISP

L’instrument NISP a été réalisé sous la maitrise d’œuvre du Laboratoire d’Astrophysique de Marseille (LAM, France) qui a coordonné une équipe internationale Française, Italienne, Allemande, Espagnol, Norvégienne et Danoise.

Le NISP, ou spectro photomètre proche infrarouge, comme son nom l’indique, possède la particularité de pouvoir fonctionner sur deux modes différents : photométrique et spectroscopique. Il travaille dans la bande spectrale 900 nm à 2000 nm.

Les principales caractéristiques de l’instrument sont les suivantes : 

• Dimensions : l’instrument tient dans un volume de 1,0 × 0,6 × 0,5 m.
• Masse :  155 kg.
• Consommation électrique maximale : 180 W
• Volume de données générées : 290 GBit / jour
• L’instrument est constitué de 3 sous-systèmes répartis entre le module charge utile PLM (parties “froides”) et le module de service (SVM) du satellite.

Localisation des instruments

Les parties dites “froides” des instruments sont localisées dans le module charge utile (PLM – PayLoad Module), à savoir :

• Pour la Partie “froide” de l’instrument VIS localisée sur le PLM, le plan focal (FPA – Focal Plane Assembly), le volet d’obturation (RSU – Read-out Shutter Unit) et l’unité de calibration (CU – Calibration Unit),
• Pour la Partie “froide” de l’instrument NISP localisée sur le PLM, l’ensemble mécano optique (NIOMA – NISP Opto Mechanical Assembly).

Les électroniques dites “chaudes” des instruments, sont délocalisées dans le module de service (SVM) du satellite à savoir :

• Pour les Electroniques « chaudes » de l’instrument VIS localisée dans le SVM, le boitier de contrôle et de traitement des données (CDPU– Control and Data Processing Unit) et le boitier de puissance et de contrôle des mécanismes (PMCU – Power & Mechanical Control Unit),
• Pour les Electroniques “chaudes” de l’instrument NISP localisée dans le SVM, le boitier de contrôle (ICU – Instrument Control Unit) et l’ensemble des boitiers de contrôle des détecteurs et de traitement des données (DPU/DCU - Data Process Unit / Detector Control Unit).

Le satellite Euclid

L’industriel principal de l’ESA est Thales Alenia Space Italia, également maître d’œuvre du satellite.

Celui-ci a une masse au décollage de 2160 kg et une dimension totale 4,5 m de long par environ 3,1 m de diamètre (figure 1). Il est composé de deux ensembles :

• Le module charge utile (PLM – PayLoad Module) composé du télescope et des systèmes optiques (partie “froide”) des instruments Euclid.
• Le module de service (SVM – SerVice Module) composé des sous-systèmes satellite. Il est constitué d’un grand bouclier en structure CFRP (composite à base de fibres de carbone recouvert de kapton®) protégeant le PLM du Soleil. Il contient également la partie « chaude » des instruments.

Dans les deux modules sont répartis les différents systèmes des deux instruments d’Euclid : VIS (VISible instrument) et NISP (Near Infrared Spectro-Photometer).

Segment sol

Au cours de sa vie, la mission Euclid va fournir une quantité de données sans précédent pour une mission spatiale : environ 850 Gbit de données compressées par jour. Une compression sans perte est appliquée, avec des taux de compression de l’ordre de 2 à 3. Ce flot de données est géré par le segment sol Euclid.

Le concept du segment sol Euclid maximise le partage et la réutilisation de la main d’œuvre, des moyens et outils des missions dédiées à l’observation et à l’étude de l’univers lointain. Le satellite est autonome pendant la plupart des phases de recette et d’opérations routinières.

Segment Sol Opérations (OGS – Operations Ground Segment)

Toutes les communications de télémesures de contrôle, télécommandes et maintenance avec Euclid sont réalisées en bande X (8,0-8,4 GHz). La bande K (25,5-27 GHz) est utilisée pour la transmission des données scientifiques.

Le réseau de station sol pour Euclid pendant la phase de lancement et les premières opérations (Launch and Early Operations Phase : LEOP) est composé de l’antenne de 15 mètres de Kourou en Guyane et des antennes de 35 mètres de New Norcia en Australie et Cebreros en Espagne. Ce réseau fournit une couverture de quasiment 24 heures au satellite pendant cette période critique.

Pour toutes les phases suivantes, la station sol de Cebreros, avec son antenne de 35 m mise à jour pour le téléchargement en bande K, est utilisée pour toutes les communications avec Euclid. La durée journalière de communication est de 4 heures.

Le Centre d’Opérations Mission (Mission Operations Centre : MOC), en charge des opérations en vol, est installé au Centre ESOC de l’ESA (European Space Operations Centre : ESOC) à Darmstadt, Allemagne, et est fondé sur une extension de la structure de la composante sol existante, personnalisée pour répondre aux besoins spécifiques de cette mission, appelée Euclid OGS (Operations Ground Segment). Le MOC opère le satellite et fournit les données scientifiques brutes au Segment Sol Scientifique.

Segment Sol Scientifique (SGS – Sciences Ground Segment)

Le segment sol scientifique est une combinaison de 2 entités indépendantes partagées entre l’ESA et le consortium Euclid.

Coté ESA, le SOC (Science Operations Centre – Centre d’opérations scientifiques) localisé à l’ESAC (European Space Astronomy Centre – Centre Européen d’Astronomie Spatiale) à Villafranca en Espagne, est responsable de la planification des observations, du suivi des performances et de la gestion des données scientifiques transmises par le satellite (vérification rapide, rapport qualité, traitements de premier niveau et transmission de données au consortium Euclid pour analyses). Le Centre d’opérations scientifiques agit en tant qu’interface entre le l’OGS (Euclid Operations Ground Segment – Segment Sol OGS) du MOC (Mission Operations Centre – Centre d’opération mission) situé à l’ESOC (voir paragraphe précédent) et les Centres d’Opérations Instrument pour tous les aspects concernant les opérations et le suivi des instruments scientifiques.

Côté consortium Euclid, l’EC SGS (Euclid Consortium Science Ground Segment) est en charge du traitement des données reçues (notamment de la correction des effets instrumentaux) et de la fourniture des produits scientifiques (images, spectres etc.). Les produits sont stockés dans l’EAS (Euclid Archive System – Système d’archives Euclid) pour laquelle le SOC agit en tant que conservateur. Les données archivées seront accessibles à tout moment à l’ensemble de la communauté scientifique et au public 2 ans après leur acquisition. Le traitement des données est effectué dans 8 centre de données scientifiques européens localisés dans différents pays participant au consortium Euclid.

Deux équipes IOT (Instrument Operation Team – Equipe d’opération instrument), l’une pour l’Instrument VIS (VISible Instrument) et l’autre pour l’instrument NISP (Near Infrared Spectro Photometer), en interface avec le Centre d’opérations scientifiques, sont en charge de la surveillance de la santé des instruments et assurent un support aux opérations de calibration et aux expertises en cas d’anomalies instrumentales matérielles ou logicielles.

Contexte

Le modèle cosmologique standard permet aujourd’hui d’estimer que l’Univers est constitué de 69% d’énergie noire, de 26% de matière et de seulement 5 % de matière visible, dite baryonique (matière constituée d’atomes). 95% de l’Univers nous échappe. L’existence et la gamme d’énergie de l’énergie sombre ne peuvent pas être expliquée avec nos connaissances actuelles en physique fondamentale et la matière noire reste désespérément invisible à tous nos instruments.

Les effets de la gravité induits par la matière, visible et surtout noire, et les effets de l’énergie noire sont antagonistes et ne s’équilibrent pas. Après une phase de décélération principalement due aux effets gravitationnels induites par la matière (visible et noire) pendant les premiers milliards d’années, l’Univers est donc aujourd’hui en expansion accélérée sous l’effet de l’énergie noire qui manifestement a pris le dessus sur la gravité.

La nature de l’énergie noire et celle de la matière noire sont donc aujourd’hui inconnues, et nous n’en voyons que les effets. Euclid propose donc de les étudier sur la base de deux sondes cosmologiques, l’effet de lentille gravitationnelle (ou WL pour Weak gravitational Lensing) et les oscillations acoustiques de baryons (ou BAO pour Baryonic Acoustic Oscillations).

Les observations d’Euclid couvriront toute la période au cours de laquelle l'énergie noire a joué un rôle significatif dans l'accélération de l'expansion, c’est-à-dire jusqu’à 10 milliards d’années dans le passé, ce qui impose d’observer des objets dont les spectres sont décalés vers le rouge (redshift, jusqu’à une valeur de z = 2).

L’évolution des grandes structures de l’Univers nécessite de suivre la distribution spatiale (3D) des galaxies et des amas de galaxies en fonction du temps, donc en fonction du redshift. Celui-ci est déterminé de manière précise par spectrophotométrie, c’est-à-dire en mesurant le décalage vers le rouge de raies d’émissions caractéristiques telles que celles de l’hydrogène après dispersion de la lumière. Il est prévu d’observer environ 35 millions de sources.

La distribution de matière noire est reconstruite à partir d’images de galaxies, images déformées par la gravitation, plus précisément pas les effets de lentille gravitationnelle, et ce dans l’espace et dans le temps. Ceci nécessite également de connaitre pour chaque source leur redshift. Celui-ci est effectué par des méthodes photométriques, ce qui nécessite de compléter les images du télescope Euclid par des mesures photométriques infrarouge à bord et avec l’assistance de télescopes terrestres pour des mesures dans le domaine visible. Ces télescopes doivent opérer dans les hémisphères nord et sud de façon à couvrir la totalité des 14 700 degrés² de la mission. Il est prévu d’observer environ 1,5 milliards de sources.

Euclid est une mission de l’ESA pour cartographier la géométrie de l’Univers. Cette cartographie permettra d’étudier l’évolution des structures cosmiques à travers les âges sous l’effet antagoniste des deux composantes suivantes :

• Une composante mystérieuse appelée énergie noire, ou sombre (de l’anglais “dark energy”), responsable de l’expansion accélérée de l’Univers. L’expansion de l’Univers a été prédit par Georges Lemaître en 1927 sur la base d’un modèle bâti à partir des équations de Friedmann-Lemaître en exploitant la théorie de la relativité générale éditée par Albert Einstein en 1915. Cette expansion a été observée pour la première fois par Edwin Hubble en 1929 et mise en équation sous la forme de la célèbre loi de Hubble, rebaptisée loi de Hubble-Lemaître au congrès de l’IAU (International Astronomical Union) en 2018. Elle fait désormais partie intégrante du modèle cosmologique standard actuel et a été confirmée à maintes reprises par des observations beaucoup plus lointaines/profondes.  La découverte que cette expansion s’accélérait depuis plusieurs milliards d’années sous l’effet d’une énergie mystérieuse a valu le prix nobel de Physique en 2011 aux 3 astronomes Saul Perlmutter, Brian P. Schmidt et Adam G. Reiss.
• Une composante de matière, indétectable par les instruments actuels et appelée matière noire qui renforce la gravitation et le lien entre les étoiles et la galaxie. La gravitation, qui nait de la distribution des masses, façonne la distribution de matière, et lie entre elles les étoiles et les galaxies dans l’Univers au sein d’une structure en filaments appelée toile cosmique. La quantité de matière visible est largement insuffisante pour en expliquer les effets, d’où la présence supposée d’une matière indétectable avec les instruments d’aujourd’hui appelée matière noire, ou sombre (de l’anglais “dark matter”). Le concept de matière noire a été proposé pour la première fois par l’astronome Fritz Zwicky en 1933. En observant la cohésion de galaxies de la chevelure de Bérénice (Amas de la COMA) et en calculant la masse dynamique de l’amas à partir de la loi de Newton, il s’est aperçu que cette masse était très supérieure à la masse effective de l’amas déterminée à partir de la loi masse-luminosité. Plus tard, l’astronome Vera Rubin a fait le même constat, dès 1973, en exploitant les courbes de rotation de nombreuses galaxies et en mesurant la vitesse de rotation des étoiles du disque autour de leur centre galactique par effet Doppler-Fizeau. Les vitesses mesurées étaient bien supérieures aux vitesses calculées avec la loi de Newton, montrant la présence d’une source de gravitation bien supérieure que celle issue de la matière visible, validant ainsi le concept de matière noire. Il est aujourd’hui estimé qu’il y a 5 fois plus de matière noire que de matière visible dans l‘Univers.

Avec ses capacités large champ et sa conception à haute précision, Euclid permettra, entre autres de :

1. Rechercher les propriétés de l'énergie sombre en mesurant précisément l'accélération ainsi que la variation d'accélération à différents âges de l'Univers.
2. Tester la validité de la relativité générale à l'échelle cosmique.
3. Rechercher la nature et les propriétés de la matière noire en cartographiant en 3 dimensions la distribution de matière noire dans l'Univers.
4. Raffiner les conditions au début de notre Univers, qui ont initié la formation des structures cosmiques que nous voyons aujourd'hui. 

Euclid permettra de répondre à de nombreuses questions dont les principales sont les suivantes :

• L’énergie noire est-elle simplement une constante cosmologique, comme proposé tout d’abord par Einstein ?
• Existe-t-il un nouveau type de champ, à l’instar des champs connus comme par exemple le champ magnétique ou le champ de gravitation, qui évolue dynamiquement avec l’expansion de l’Univers ?
• L’énergie noire serait-elle plutôt la manifestation d’une rupture avec la relativité générale et une déviation de la loi de la gravité ?
• Quelles sont la nature et les propriétés de la matière noire ?
• Quelles sont les conditions initiales à l’origine de la formation des grandes structures de l’Univers ?
• Quel sera le futur de l’Univers dans les prochains milliards d’années ?

Déroulé du projet

La mission Euclid a été lancée le 1^er juillet 2023 par un lanceur Falcon 9 depuis la base spatiale de Cap Canaveral en Floride, aux USA.

Euclid a été injecté sur une orbite de transfert directe par le lanceur. La phase de transfert vers l’orbite ciblée autour du second point de Lagrange, nommé L2, situé à 1,5 millions de km de la Terre a duré approximativement 30 jours.

Une manœuvre de correction a eu lieu après deux jours de vol, une fois que suffisamment de données de suivi ont été acquises pour évaluer l’erreur de vitesse radiale dues aux incertitudes sur les conditions durant le lancement. La recette en vol du satellite a été effectuée pendant les 30 jours de transfert vers le point L2, suivie d’une phase de 2 mois appelée PV (Performance Verification) Phase destinée à vérifier les performances instrumentales. Aucune manœuvre d’insertion n’a finalement été nécessaire pour atteindre l’orbite choisie.

Placé sur ce point, Euclid a des compagnons, entre autres les télescopes spatiaux GAIA et JWST. Il effectue autour de L2 une orbite en halo (orbite de Lissajous) de large amplitude (environ 1 million de km). Ce point a été sélectionné car il offre des conditions d’opération optimum pour Euclid : un environnement radiatif bénin, qui est requis pour les détecteurs sensibles et des conditions d’observations très stables, qui sont suffisamment loin du système perturbateur Terre-Lune. De plus, la quantité d’ergol nécessaire est très favorable en comparaison avec les orbites alternatives.

Organisation

Organisation générale

L'ESA est responsable de la mission. Le consortium Euclid est en charge de la fourniture à l'ESA des instruments Euclid et de la partie majeure du Segment Sol Scientifique (SGS – Sciences Ground Segment). La NASA contribue à Euclid via la fourniture des détecteurs de vol de l'instrument NISP et de leur électronique de lecture.

Plus précisément, l'ESA à la responsabilité de :

• développer le satellite Euclid, confié à Thales Alenia Space Italie (TAS-I) à Turin,
• développer le module charge utile (PLM – PayLoad Module) confié à Airbus Defense and Space (ADS) à Toulouse,
• fournir des détecteurs CCD de l'instrument VIS (contrat avec la société E2V),
• développer le Segment Sol Opérations (OGS – Operations Ground Segment), à savoir le MOC (Mission Operation Center) et le SOC (Science Operation Center),
• lancer et mettre à poste le satellite,
• archiver les produits scientifiques et les mettre à disposition de la communauté scientifique.

L'Euclid Science Team (EST) supervise l'ensemble du développement, des opérations et des performances scientifiques en s'assurant que les objectifs scientifiques sont tenus. Il est présidé par le responsable scientifique Euclid de l'ESA assisté de 2 experts scientifiques chargés de science additionnelle ("legacy science", ou science hors Euclid qui pourra ultérieurement être effectuée à l'aide des données Euclid) et 8 membres du consortium Euclid en charge du bon déroulement scientifique de la mission.

Le Consortium Euclid

Il regroupe aujourd’hui plus de 2 200 personnes (dont 425 en France) réparties dans 250 laboratoires (dont 35 en France) de 16 pays (Allemagne, Autriche, Belgique, Danemark, Espagne, Finlande, France, Italie, Norvège, Pays-Bas, Portugal, Roumanie, Royaume-Uni, Suisse, Canada et États-Unis).

Le consortium Euclid est dirigé par l'Euclid Consortium Board (ECB). Il est représenté et présidé par le l'ECL (Euclid Consortium Lead), actuellement un expert scientifique de l'Institut d'Astrophysique de Paris (IAP/CNRS).

Les pays contributeurs au consortium Euclid et l'ESA se sont engagés sur leurs fournitures respectives au travers d'un accord multilatéral (MLA – MultiLateral Agreement). Ce sont les agences spatiales, signataires de l'accord, qui sont garantes des contributions de leur pays. Un Comité de pilotage ("Steering Committee") mis en place au niveau des agences suit l'avancement du projet et s'assure de la bonne implémentation du MLA.

Les laboratoires du Consortium sont soutenus par les agences spatiales nationales, qui garantissent les engagements de chaque pays, et par leurs structures nationales de recherche (agences de recherche, observatoires ou universités). Ces soutiens apportent des moyens en complément de ceux de l'ESA et représentent environ 30 % du coût total de la mission.

Organisation et responsabilités du consortium Euclid

Le consortium Euclid (EC) est en charge de :

• la fourniture à l'ESA de l’Instrument VIS (VISible Instrument) développé sous la responsabilité du Mullard Space Science Laboratory (MSSL, Grande-Bretagne),
• la fourniture à l'ESA de l’instrument NISP (Near Infrared Spectro Photometer) développé sous la responsabilité Laboratoire d'Astrophysique de Marseille (LAM),
• le développement et des opérations du Segment Sol Scientifique (SGS – Sciences Ground Segment) et de la livraison à l'ESA des produits scientifiques. Placé sous la responsabilité de l'Instituto Nazionale d'AstroFisica (INAF, Italie), il développe notamment pour cela les algorithmes nécessaires (PF – Processing Functions) en s'appuyant sur des groupes de travail scientifiques (Science Working Groups : SWG), et développe les logiciels correspondants et les infrastructures de calcul nécessaires dans des centres de données scientifiques (SDC - Science Data Center),
• l'analyse des données recueillies de leur interprétation scientifique.

Ces responsabilités s'appuient sur des contributions multiples des autres pays membres du consortium. Le consortium Euclid est également assisté par un groupe d’experts en ingénierie système (ECL Local Support Office), par un groupe d’experts scientifiques (SWG – Science Working Group), par une cellule de communication (COM), l’ensemble étant coordonné par l’ECCG (Euclid Consortium Coordination Group).

Le rôle de la France à la mission Euclid

Parmi les principaux contributeurs à la mission Euclid (contribution ESA et consortium), la France en est première (33%), avec ensuite l’Italie (25%), le Royaume-Uni et l’Allemagne (10% chacun).

La France participe également au board du consortium Euclid placé sous leadership de l’Institut d’Astrophysique de Paris (IAP/CNRS) comme EC Lead (Responsable scientifique du consortium Euclid). À ce jour, 35 laboratoires français participent au consortium Euclid, dont un représentant a la fonction de SGS Scientist au sein du Project Office de l’ESA et participe à l’Euclid Science Team de l’ESA (EST).

Responsabilité et contributions sous la maîtrise d'ouvrage du CNES

À travers le consortium, les responsabilités et contributions de la France, sous la maitrise d’ouvrage du CNES, sont les suivantes :

• L’instrument NISP (Near Infrared Spectro Photometer) : responsabilité globale et fourniture de l’instrument développé sous la maitrise d’œuvre du Laboratoire d’Astrophysique de Marseille (LAM/CNRS), développé en partenariat avec de nombreux instituts européens. De plus, le Centre de Physique des Particules de Marseille (CPPM-Université d'Aix-Marseille/CNRS-IN2P3) et l'Institut de Physique des 2 Infinis de Lyon (IP2I-Université Claude Bernard Lyon 1/CNRS-IN2P3) sont responsables du développement du plan focal de l'instrument et de la caractérisation de ses détecteurs.
• L’instrument VIS (VISible Instrument) : fourniture de contributions instrumentales, à savoir le FPA (Focal Plane Assembly, ou plan focal) et le PMCU (Power and Mechanisms Control Unit, ou unité de contrôle des puissances et des mécanismes) par l’Institut de Recherche sur les lois Fondamentales de l’Univers (IRFU/CEA), et la CU (Calibration Unit, ou source de calibration) par l’Institut d’Astrophysique Spatiale (IAS/CNRS).

Sur le Segment Sol Scientifique (SGS – Sciences Ground Segment) : 

• Fourniture du centre de données scientifiques (SDC-France ou Science Data Center) en partenariat avec le Centre de Calcul de l'Institut National de Physique Nucléaire et de Physique des Particules (CC-IN2P3 Villeurbanne).
• Développement et fourniture d’algorithmes (PF ou Processing Functions) qui seront installés sur les SDC, à savoir 3 livraisons complètes (lead), 3 en position de co-lead et 4 contributions au développement ou à la spécification d’autres PF avec d’autres pays. Tous les développements se font dans les laboratoires du CEA, de l’IN2P3 et de l’INSU.
• Responsabilité directe du CNES de l’équipe système du Segment sol scientifique du consortium Euclid (SGS-EC).

Le CNES assure également la Direction adjointe du Segment sol scientifique du consortium Euclid (SGS-EC), sous leadership italien.

Financement des activités de 13 laboratoires ou instituts par le CNES

• Centre de Physique des Particules de Marseille (CPPM-Université d'Aix-Marseille/CNRS-IN2P3)
• Institut de Physique des 2 Infinis de Lyon (IP2I-Université Claude Bernard Lyon 1/CNRS-IN2P3)
• Laboratoire AstroParticules et Cosmologie (APC-Université Paris Diderot / CNRS-IN2P3)
• Laboratoire de Physique Subatomique et de Cosmologie (LPSC Grenoble/CNRS-IN2P3)
• Institut d’Astrophysique Spatiale (Orsay/CNRS-INSU)
• Institut d'Astrophysique de Paris (Université Pierre et Marie Curie/CNRS)
• Institut de Recherche en Astrophysique et Planétologie (Université Toulouse 3 - Paul Sabatier/CNRS
• Laboratoire Joseph-Louis Lagrange (Observatoire de la Côte d'Azur/CNRS/Université de Nice Sophia Antipolis)
• Laboratoire Astrophysique Instrumentation et Modélisation (AIM-Université Paris Diderot/CNRS)
• Laboratoire d'Etude du Rayonnement et de la Matière en Astrophysique (LERMA/Observatoire de Paris)
• Laboratoire d’Astrophysique de Marseille (LAM / CNRS)
• Institut de Recherche sur les lois fondamentales de l’Univers (CEA / IRFU)
• Centre de Calcul de l'Institut National de Physique Nucléaire et de Physique des Particules (CC-IN2P3 Villeurbanne)

Liens externes

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

• CryoSat-2 sur le site de l’ESA
• Cryosat-2 sur le site eoPortal de l’ESA

Contexte

Le satellite CryoSat-2 remplace le satellite CryoSat original, qui a été perdu en raison d'un problème au lancement en octobre 2005. Après cette perte, la mission a été jugée comme encore plus importante que lorsqu'elle avait été sélectionnée la première fois. La décision de le reconstruire a donc été prise et presque exactement quatre ans après cette décision, le nouveau CryoSat-2, comportant un certain nombre d'améliorations, était prêt pour le lancement.

La mission CryoSat-2 du programme Earth Explorer de l'ESA est dédiée au suivi précis des changements d'épaisseur de glace de mer flottant sur les mers polaires ainsi qu'à l'étude des variations d'épaisseur des vastes couches de glace qui recouvrent le Groenland et l'Antarctique.

Le but de la mission CryoSat-2 est de déterminer les variations d'épaisseur de glace de mer et de comprendre jusqu'à quel point la couche de glace de l'Antarctique et du Groenland contribuent à la monté mondiale du niveau des mers.

Pour atteindre ses objectifs scientifiques, la charge utile de CryoSat-2 est constituée des instruments suivants :

• La charge utile principale : Radar Altimètre SAR Interférométrique (SIRAL), qui a des capacités étendues pour répondre à la demande de précision des mesures d'épaisseur de couverture de glace et de glace de mer.
• Un récepteur radio DORIS (fourni par le CNES) pour la détermination d'orbite précise et le positionnement en temps réel.
• Un rétro-réflecteur laser (LRA) pour le calcul d'orbite précis.
• Trois senseurs stellaires pour mesurer l'orientation générale.
• Bien que la mission soit principalement dédiée à la glace, les premiers résultats ont montré un intérêt certain des mesures de Cryosat-2 pour l'étude des océans. Devant l'insistance de la communauté scientifique, l'ESA a donc développé et mis en œuvre en 2014 une chaîne de traitement dédiée.

Déroulé du projet

Le satellite CryoSat original a été perdu au lancement en 2005. Son remplaçant, CryoSat-2 a été lancé le 8 avril 2010 depuis le Cosmodrome de Baïkonour, au Kazakhstan, par un lanceur Russo-Ukrainien Dnepr basé sur un missile intercontinental balistique SS-18. Le lanceur était fourni par la société Kosmotras.

La durée de mission a été étendue par l'ESA jusqu'en 2025.

Organisation

Le contrôle de la mission se fait depuis le Centre d'Opération de l'ESA (ESOC) à Darmstadt, Allemagne.
Les stations sol de réception des données scientifiques sont celles de l'ESA à Kiruna et Esrange, Suède.
Les données sont distribuées directement aux utilisateurs depuis la station sol de Kiruna.

La distribution et la planification de la mission sont gérées par le Centre pour l'Observation de la Terre de l'ESA (ESRIN) à Frascati, Italie.

L'archivage à long-terme se fait dans un site dédié au sein de l'Agence Spatiale française.

Le CNES est impliqué de différentes façons sur la mission Cryosat-2. Il assure :

• Le MCO (Maintien en Condition Opérationnelle) de l'instrument DORIS embarqué et le traitement des anomalies en orbite.
• La mise à disposition de l'infrastructure DORIS sol (réseau sol de balises).
• La production d'orbite temps réel et temps différé grâce au DORIS embarqué et aux traitements sols réalisés par le centre multi-mission SSALTO.
• L’archivage long-terme, via un contrat de service, en utilisant un moyen générique du Centre de Calcul du CNES, le STAF.
• L’utilisation des données Cryosat-2 dans le système SSALTO DUACS.

Même s'il manque un radiomètre à bord pour en faire une véritable mission d'altimétrie sur océan, cela permet d'avoir une constellation altimétrique renforcée grâce à l'apport de cette mission complémentaire.

Retrouver toutes les nouvelles sur la mission Cryosat sur le site de l'ESA

Liens externes

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

• Site du ministère des Armées
• Site d’Airbus Defence and Space
• Site de l’Institut National de l’Information Géographique et forestière (IGN)
• Le portail GEODES
• Clip vidéo sur Youtube
• Article ISPRS 2020 : CO3D, A WORLDWIDE ONE ONE-METER ACCURACY DEM FOR 2025