Pour aller plus loin, voici des documents pédagogiques et techniques que vous pouvez télécharger :
Pour aller plus loin, voici des liens vers des sites externes que vous pouvez consulter :
Détections de galaxies lointaines dans deux amas de galaxies
Observations précises des structures internes et externes de 6 galaxies proches
1 naine brune solitaire et 6 objets solitaires de masses planétaires observés dans l’amas d’étoiles σOrionis
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.
L’expansion de l’Univers étire l’espace entre les galaxies. En ne bougeant pas beaucoup par rapport à l’espace, les galaxies sont repoussées loin de nous d’autant plus vite qu’elles sont éloignées. L’effet Doppler rougit les galaxies qui s’éloignent de nous (l’extrême majorité), et bleuit le petit nombre de galaxies proches qui se rapprochent de la Voie Lactée par attraction gravitationnelle, comme la galaxie d’Andromède.
Comme l’Univers repousse les galaxies loin de nous, les distances que l’on mesure à partir de la lumière qu’elles ont émise il y a des milliards d’années sont bien en-deçà de leurs distances réelles au moment présent (elles ont été déplacées par l’expansion de l’Univers depuis qu’elles ont émis la lumière que l’on en reçoit). Il y a donc une distance apparente et une distance réelle pour chaque galaxie.
Pour résoudre ce problème, les cosmologistes préfèrent juger de la distance d’une galaxie en considérant à quel point elles sont rougies par l’effet Doppler, en mesurant ce qu’on appelle leur redshift.
Pour en savoir plus :
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
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 :
Ces observations font partie du programme Early Release Observations (ERO).
| Nom | R.A. [hh mm ss,ss] | Dec [deg mm ss,s] | Classe spectrale |
| S Ori 28 | 05 39 23,19 | -02 46 55,8 | M5.5 |
| S Ori 52 | 05 40 09,20 | -02 26 32,0 | L0.5 |
| S Ori 60 | 05 39 37,50 | -02 30 42,0 | L2.0 |
| S Ori 62 | 05 39 42,05 | -02 30 31,6 | L4.0 |
| S Ori 054017 | 05 40 17,34 | -02 36 22,6 | L3.5 |
| S Ori 054000 | 05 40 00,04 | -02 40 33,1 | L2.0 |
| S Ori 054037 | 05 40 37,82 | -02 40 01,1 | L4.5 |
Pour en savoir plus :
Pour en savoir plus sur les objectifs scientifiques et les méthodes de mesure d’Euclid, consultez les PDF « Explications scientifiques » et « Méthodes de mesure »téléchargeables depuis la page Ressources.
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.
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.
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.
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, 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).
Pour en savoir plus sur les principales caractéristiques du télescope Euclid, consultez le pdf « Documentation technique » téléchargeable depuis la page Ressources.
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 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 :
Les parties dites “froides” des instruments sont localisées dans le module charge utile (PLM – PayLoad Module), à savoir :
Les électroniques dites “chaudes” des instruments, sont délocalisées dans le module de service (SVM) du satellite à savoir :
Pour en savoir plus sur les instruments d’Euclid, consultez le PDF « Documentation technique » téléchargeable depuis la page Ressources.
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 :
Dans les deux modules sont répartis les différents systèmes des deux instruments d’Euclid : VIS (VISible instrument) et NISP (Near Infrared Spectro-Photometer).
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.
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.
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.
Pour en savoir plus sur le segment sol d’Euclid, consultez le PDF « Documentation technique » téléchargeable depuis la page Ressources.
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.
Comprendre la nature de l’énergie noire
Comprendre la nature de la matière noire
Comprendre la formation des grandes structures
Prédire le futur de l’Univers
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 :
Avec ses capacités large champ et sa conception à haute précision, Euclid permettra, entre autres de :
Euclid permettra de répondre à de nombreuses questions dont les principales sont les suivantes :
Pour en savoir plus sur les objectifs scientifiques et les méthodes de mesure d’Euclid, consultez les PDF « Explications scientifiques » et « Méthodes de mesure » téléchargeables depuis la page Ressources.
La mission Euclid a été lancée le 1er 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.
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 :
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.
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.
Le consortium Euclid (EC) est en charge de :
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).
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).
À travers le consortium, les responsabilités et contributions de la France, sous la maitrise d’ouvrage du CNES, sont les suivantes :
Sur le Segment Sol Scientifique (SGS – Sciences Ground Segment) :
Le CNES assure également la Direction adjointe du Segment sol scientifique du consortium Euclid (SGS-EC), sous leadership italien.
Pour aller plus loin, voici des liens vers des sites externes que vous pouvez consulter :
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.
Suivre précisément les changements d’épaisseur de glace de mer
Étudier les variations d’épaisseur des glaces du Groenland et de l’Antarctique
Comprendre combien contribue la fonte des glaces à la montée du niveau des mers
Contribuer à l’étude des océans
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 :
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.
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 :
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
Pour aller plus loin, voici des liens vers des sites externes que vous pouvez consulter :
Les 4 satellites du programme CO3D seront lancés en même temps et déployés depuis un lanceur Vega-C. Une fois libérés, ils auront un peu plus d’un mois pour rejoindre leur orbite opérationnelle finale. Les premières images seront acquises environ 7 jours après le lancement. La phase de recette en vol démarre ensuite.
Les quelque 6 000 To de données nécessaires pour couvrir les 127 millions de km² de terres émergées en moins de 4 ans seront produites grâce à une chaîne de traitement complètement automatique fonctionnant sur une architecture dédiée dans un cloud sécurisé. Cette architecture inclut le pipeline CODIP en charge du traitement des produits 2D et 3D basé sur les logiciel CARS et Bulldozer.
Le logiciel CARS (Chaine Automatique de Restitution Stéréoscopique) est l'outil qui est au cœur des services 3D de la chaîne CO3D. Il permet, à partir de paires d'images acquises de points de vue différents, de générer les Modèles Numériques de Surface.
Bulldozer est un outil permettant de générer des Modèles Numériques de Terrain (MNT) à partir de Modèles Numérique de Surface (MNS) comme ceux générés par CARS.
Ce produit a pour objectif de modéliser le sol en supprimant tous les éléments de sursol (végétation, bâtiments, etc.) présents dans les Modèles Numériques de Surface.
Les Modèles Numériques de Terrain (sans les bâtiments, les arbres, etc) ont différentes applications comme la simulation d'écoulement des eaux (modèles hydrodynamiques). Dans le cadre de CODIP (chaîne de traitement des produits 2D et 3D développée par le CNES), le MNT est un produit intermédiaire utilisé pour boucher les trous du MNS.
Dans le cadre du projet CO3D, le CNES récupère l'intégralité des données liées aux chantiers France et Arc de crise (zone d’environ 26 millions de km² traitée en priorité pour la défense lors de la phase de démonstration de 18 mois) à des fins de pérennisation et donne accès aux utilisateurs institutionnels français à des demandes de programmation/production CO3D. Aussi dans un contexte de co-investissement du programme, la licence mise en place avec Airbus DS couvre le CNES, le Ministère des Armées ainsi que leurs partenaires.
La constellation CO3D est constituée de deux paires de satellites positionnées de part et d’autre d’une orbite quasi-polaire située à 502 kilomètres d’altitude. Pour chaque paire, les satellites sont séparés de 100 kilomètres afin de produire une vue stéréoscopique de la surface de la Terre et permettre sa reconstruction 3D.
Les deux paires de satellites se trouvent sur une même orbite héliosynchrone, à l’opposée l’une de l’autre. Cela signifie qu’une paire passe du côté jour de la Terre, toujours à la même heure locale, tandis que l’autre paire se trouve du côté nuit.
La paire côté nuit n’est pas utilisée pour produire des données commerciales mais pour effectuer des tests techniques d’observation nocturne, à titre de démonstration. Côté jour, la paire de satellite active traverse l’équateur à 10h45 heure locale, (le choix de cette heure est un compromis entre un niveau d’éclairement solaire suffisant et une couverture nuageuse limitée qui augmente statistiquement au cours de la journée).
Contrairement à beaucoup de satellites d’observation de la Terre qui utilisent un capteur en forme de barrette et laissent le défilement du sol former l’image en scannant la bande de surface située sous le satellite (« push broom »), CO3D utilise un imageur matriciel (similaire aux capteurs photo de nos appareils de prise de vue numériques). Il fait donc une image complète d’un rectangle du sol et multiplie ces prises de vues au fur et à mesure qu’il tourne autour de la Terre, afin de scanner, lui aussi, une bande de sol (« step-and-stare »). Au même moment, la même prise de vue est faite, 100 km plus loin, par le 2ème satellite CO3D avec un autre angle de visée. Ce sont ces 2 images, prises sous un angle légèrement différent, qui permettent de reconstituer un Modèle Numérique de Surface 3D.
Le satellite est aussi équipé d’une propulsion électrique qui lui permet de rejoindre son orbite opérationnelle après séparation du lanceur, manœuvrer pour éviter les collisions de débris spatiaux et maintenir son orbite.
Afin de s’orienter parfaitement par rapport au sol, il est aussi équipé de roues à réaction de nouvelle génération, bien plus précises et efficaces.
L’instrument principal à bord d’un satellite CO3D est son imageur, basé sur une matrice de pixels Rouge-Vert-Bleu (filtre de Bayer) et d’une autre matrice sensible au proche infrarouge.
Une autre grande nouveauté de ce système est que, bien qu’opérant dans des bandes de longueur d’onde sensiblement différentes, les images natives faites avec ces 2 capteurs ont la même résolution : 50 centimètres. C’est la meilleure résolution existante pour un capteur civil en proche infrarouge.
