Applications du système DORIS

DORIS fait partie de la charge utile scientifique, c'est un capteur primaire pour la détermination subdécimétrique de l'orbite qui est requise pour atteindre les objectifs de suivi des océans à grande échelle de cette mission. Il fut décidé très tôt de faire une validation de DORIS avant TOPEX/POSEIDON. Ceci fut réalisé par l'embarquement de DORIS sur le satellite d'observation de la Terre SPOT2 (laucé en 1990) en tant que passager.

Suite à la reconnaissance de la capacité du système à fournir un positionnement précis de balises au sol, DORIS a été approuvé pour voler à bord de SPOT3 (lancé en Septembre 93) et SPOT4 pour cette mission.

Dans le cas de SPOT4 la possibilité d'une détermination temps réelle à bord de l'orbite, nommée DIODE, a été ajouté à DORIS pour fournir aux utilisateurs des images SPOT un éphéméride du satellite.

Le système Doris a aussi été approuvé par l'Agence Spatiale Européenne pour déterminer l'orbite précise du satellite d'étude de l'environnement de la Terre ENVISAT-1.

De nouveaux instruments DORIS ont été embarqués à bord de JASON-1 (mission suite de TOPEX-POSEIDON) et de SPOT5. Ces nouveaux instruments (nommés2ème Génération Miniaturisés) sont similaires à l'instrument DORIS embarqué sur ENVISAT en termes de fonctions et de performances, mais avec une amélioration des caractéristiques de Masse / Volume / Consommation, un concept plus intégré, et une plus grande utilisation des techniques de traitements numériques.

La génération actuelle d'instruments nommée DGxx vole sur JASON-2 (suite de JASON-1), sur CRYOSAT-2 (mission de suivi des glaces de l'Agence Spatiale Européenne), et vole sur SARAL/AltiKa (mission franco-indienne d'altimetrie océanique en bande Ka).

Les instruments DGxx sont équipés de 7 canaux bifréquences pour permettre un suivi simultané de 7 balises pour satisfaire les besoins du Service International Doris.
De tels récepteurs sont aussi à bord d'HY-2A (Mission chinoise d'observation des océans), de JASON-3, Sentinel-3, Jason-CS (Sentinel-6) et SWOT.

International DORIS Service (IDS)

La précision obtenue, associée à la couverture dense et homogène du réseau de balises permet à DORIS d'être une des techniques de localisation précise qui participe à la définition de l'ITRF qui est le Système de Référence Terrestre International de l'IERS (International Earth Rotation Service). A cet effet, le service IDS (International DORIS Service), a été créé au début des années 2000, pour la diffusion des données et des produits DORIS vers la communauté scientifique (géodésique, géophysique). Grâce à la performance DORIS en constante progression, à l'augmentation du nombre de satellites contributeurs (> 4 depuis 2003), l'IDS a connu ces dernières années un véritable essor et a atteint sa maturité en 2009 puisque 7 centres d'analyses internationaux ont contribué à une solution combinée DORIS de grande qualité soumise à l'IERS pour l'ITRF2008, et le Centre de Combinaison IDS a démarré sa production de routine.

L'IDS est maintenant un service bien reconnu, et prépare activement la prochaine soumission à l'ITRF2013.

Le service IDS s'est rapidement étendu ces dernières années grâce aux excellentes performances du système DORIS disponibles sur un nombre croissant de satellites contributeurs. L'IDS participe aussi au GGOS (Global Geodetic Observing System).

Données et produits IDS

L'IDS collecte, archive et distribue des données d'observation DORIS ainsi que les produits dérivés suivants : coordonnées et vitesse des stations DORIS, géocentre et échelle du Système Référence Terrestre, des informations ionosphériques, des éphémérides haute précision des satellites DORIS, et des paramètres de la rotation de la Terre.

Documents

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

• Caractéristiques de l’instrument DORIS DGXX-S (PDF)
• Détails techniques de la mission DORIS HY-2A (PDF)

Liens externes

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

• Site IDS (International DORIS Service)
• Site AVISO+

Contexte

Le système DORIS est utilisé pour déterminer avec une précision de l'ordre du centimètre l'orbite des satellites équipés de récepteurs DORIS. Le système est basé sur la mesure du décalage Doppler de signaux radio-fréquence émis par un réseau de stations terrestres, appelées balises DORIS, utilisées comme points de référence à la surface de la Terre. Environ 60 balises, distribuées tout autour du globe, sont hébergées par une trentaine d'organismes hôtes internationaux. A l'inverse, le système permet de localiser des points au sol avec la même précision. Cette dualité permet à DORIS d'être associé aux missions altimétriques de mesure des océans ou des glaces, à l'étude de la forme et des mouvements de la Terre, ainsi qu'à de nombreux services de localisation.

Déroulé du projet

Le système DORIS (Doppler Orbitography and Radiopositionning Integrated by Satellite) a été développé au début des années 1980 par les équipes du CNES de l'IGN (Institut Géographique National) avec les scientifiques du GRGS (Groupe de Recherche en Géodésie Spatiale) et les industriels. DORIS a été testé pour la première fois sur le satellite SPOT-2 lancé le 22 janvier 1990. Le récepteur DORIS participe ensuite aux missions d'observation de la Terre SPOT-3 (1993), SPOT-4 (1998), SPOT-5 (2002) en apportant son aide pour la détermination de l'orbite, la localisation des images et le rattachement du temps satellite au temps sol. Il est embarqué à bord de Pléiades (2012).

En ce qui concerne les missions altimétriques, DORIS est embarqué en 1992 sur le satellite franco-américain TOPEX-Poséidon, puis sur Jason-1 (2001), ENVISAT (2002) et Jason-2 (2008), Cryosat-2 (2010) pour l'étude des glaces, la mission franco-chinoise d'océanographie HY-2A, 22C, 2D (2011, 2020, 2021), ainsi que la mission franco-indienne SARAL/AltiKa (2013), Sentinel-3 (2016), Jason-3 (2016), Jason-CS/Sentinel-6 (2020) et SWOT (2022).

Au fil des années, l'efficacité du système n'a cessé de croître pour répondre au mieux aux besoins des utilisateurs faisant de DORIS un système de référence international au même titre que les techniques GPS, la télémétrie laser ou l'interférométrie à très longue base (VLBI).

Les produits DORIS sont disponibles auprès des centres de données AVISO et IDS.

Organisation

Responsabilité système DORIS

• CNES : Développement et maintenance du système, détermination précise d'orbite
• GRGS : Champ de gravité de la Terre, localisation précise et géodésie
• IGN : Développement et maintenance du réseau, localisation précise et géodésie

Agences spatiales clientes ou partenaires

• ESA : Envisat, Cryosat, Sentinel-3, Sentinel-6
• NASA, NOAA, (États-Unis) : SWOT
• EUMETSAT : Topex-Poseidon, Jason-1, Jason-2, Jason-3
• ISRO : Altika
• CNSA : HY2

Industriels développeurs

• CLS (France) : Opération, développements sol et fonctions spécifiques du logiciel embarqué des instruments embarqués
• CISI (France) : Développement du Centre de Contrôle DORIS
• DACTEM (France) : Équipements tests au sol
• ELTA (France) : Balises (3ème génération)
• RAKON (France): Oscillateurs des balises et des instruments embarqués
• COBHAM (France) : Antennes des balises
• THALES-DMS (France) : Instruments embarqués
• COBHAM (France) : Antennes des instruments embarqués

Description et fonctionnement de l’instrument

DORN est constitué d’un spectromètre de particules alpha (ou noyaux d’hélium), mesurant leur énergie entre 1 et 12 Méga Electron Volts (MeV). Il est conçu pour détecter les particules alpha (noyau d’Hélium) émises par le radon et le polonium, l’un de ses descendants radioactifs, lors de leur désintégration (celles-ci ont une énergie bien connue, qui permet de les identifier). Ces particules seront captées par des détecteurs silicium formant une surface totale de détection de 40 cm², organisés en 8 Unités de détection, orientées vers le ciel (pour la mesure du radon) et vers le sol lunaire (pour la mesure du polonium). Chaque Unité de détection est constituée de deux détecteurs montés dos à dos (détecteur Front/détecteur Back) de façon à mesurer et soustraire le bruit de fond et séparer particules alpha et protons du vent solaire, la principale source de bruit radiatif attendue. 

Chaque particule pénétrant les détecteurs y génère une impulsion de courant qui est transformée en impulsion de tension, amplifiée et mise en forme, dont on va mesurer l’amplitude et le nombre, pour former des spectres qui seront envoyés sur Terre. Le nombre de particules y sera classé en fonction de leur énergie. L’instrument est adapté aux conditions de pression (vide) et de température (entre -40 °C et +60 °C) qui seront rencontrées pendant la mission. Une petite source de calibration embarquée (Polonium-209), qui émet des particules alpha à une énergie connue, est positionnée devant chaque Unité de détection pour corriger les dérives des spectres avec la température et pour vérifier le bon fonctionnement de l’instrument. 

La détection des particules alpha se fait sur quelques dizaines voire centaines de mètres autour de l’atterrisseur, avec une sensibilité 10 fois plus grande que celle des instruments qui ont cherché dans le passé à mesurer le radon depuis l’orbite lunaire. Le principal défi est la courte période de mesure imposée par le profil de la mission et l’activité solaire importante de 2024.

Contexte

La Lune possède une « atmosphère » extrêmement ténue que l’on appelle exosphère. Elle a une durée de vie courte, à cause de son exposition aux rayonnements ultraviolets du Soleil et au vent solaire, qui l’expulsent rapidement dans l’espace. Cependant, elle existe toujours, ce qui signifie qu’elle se régénère en permanence.  Mais par quel processus ?

3 explications sont possibles :

1) Le vent solaire (qui apporte hydrogène, hélium, argon, carbone, azote, etc.) et les interactions entre ce rayonnement solaire et la surface lunaire (sodium, potassium, eau, méthane, CO₂, etc.).

2) Les impacts de météorites qui apportent des espèces volatiles (telles que H₂O), qui, comme celles générées par le vent solaire, peuvent migrer à la surface de la Lune et éventuellement être piégées au niveau des pôles.

3) Enfin, certains gaz peuvent provenir du dégazage de la Lune elle-même, comme le radon, qui est produit par la radioactivité de la croûte, voire du manteau lunaire.

C’est cette dernière composante que l’instrument DORN étudie, en mesurant le flux de radon qui s’échappe du sol lunaire pouvant être comparé au flux s’échappant d’autres planètes.

Du haut de leur orbite, les vaisseaux et sondes américains Apollo 15 et 16 (1971-1972), Lunar Prospector (1998-1999) et la sonde japonaise Kaguya (2007-2009) ont révélé d’énigmatiques variations spatiales et temporelles du radon qui pourraient être liées à l’activité sismique de la Lune.

Mais aucune mesure de ce gaz n’avait encore été réalisée in situ.

Les objectifs scientifiques de DORN sont : 

• Étudier le dégazage lunaire et le transport des gaz dans le régolithe (dont est constitué le sol lunaire).
• Déterminer le flux de radon s’échappant de la Lune et le comparer à celui sur Terre, Mars et Mercure.
• Étudier les propriétés thermo-physiques du régolithe lunaire.
• Étudier le transport des gaz dans l’exosphère lunaire.
• Étudier le transport de la poussière recouvrant le régolithe par la mesure du polonium.
• Améliorer les estimations de la teneur en uranium du régolithe.
• Établir pour la première fois une mesure de référence depuis le sol, en vue d’étalonner les mesures orbitales passées, moins précises, d’Apollo 15 et 16 (NASA 1971 et 1972) et des sondes Lunar Prospector (NASA 1998) et Kaguya (JAXA 2007).

Déroulé du projet

Après son lancement à bord d’une fusée Longue Marche 5 depuis le centre spatial de Wenchang, sur l’île de Hainan en Chine, la sonde Chang’e 6 a entamé un voyage de quelques semaines vers la Lune. S’en est suivi un séjour en orbite autour de la Lune de quelques jours, puis l’atterrisseur de la sonde a rejoint la surface lunaire, au niveau du Pôle Sud-Aitken, sur la face cachée de la Lune. A commencé alors une mission scientifique de 48 heures, durant laquelle l’instrument DORN, installé à bord de l’atterrisseur, a effectué des mesures du radon. 

Pendant ce temps, d’autres instruments (une caméra panoramique, un spectromètre minéralogique, un radar d'exploration lunaire et un dispositif de prélèvement) se sont activés. Notamment, l’un deux a récupéré des échantillons lunaires en prévision de leur retour vers la Terre. Un module de remontée les a ramenés à bord du module de service, resté en orbite, en charge du trajet retour des précieux matériaux.

Organisation

DORN a été conçu et réalisé à l’Institut de Recherche en Astrophysique et Planétologie (IRAP) sous maîtrise d’ouvrage du CNES. 

L’IRAP a collaboré avec le CEA dont le LNE-Laboratoire National Henri Becquerel pour la production des sources d’étalonnage de Polonium-209 embarquées, ainsi qu’avec Albedo Technologies, une TPE spécialisée dans le développement d’instrumentation de mesure de la radioactivité et le CNRS à travers plusieurs laboratoires dont il est cotutelle, notamment :

• l’Observatoire Midi-Pyrénées (OMP – CNES/CNRS/IRD/Météo France/UT3) qui a mobilisé son Groupe d’Instrumentation Scientifique (GIS), un service technique mutualisé, pour l’architecture thermique et l’usinage de pièces mécaniques ;
• le Laboratoire de physique subatomique et des technologies associées (SUBATECH - CNRS, IMT Atlantique, Université de Nantes) et le GIP Arronax qui ont participé à la caractérisation de l'instrument lors de tests de calibration utilisant les faisceaux protons et alpha de haute énergie du cyclotron Arronax ;

Le développement de l’instrument s’est fait en partenariat avec l’Institut de Géologie et Géophysique de l’Académie des sciences chinoise (IGG-CAS), auquel appartient la co-responsable scientifique du projet DORN (Prof. He Huaiyu).

L’équipe scientifique inclut également des collaborateurs de l’Institut de Physique du Globe de Paris (IPGP - CNRS, Université Paris Cité), de la China University of Geosciences Beijing (CUGB), du National Space Science Center (NSSC) chinois, de l’Université Christian-Albrechts de Kiel, du Centre de recherches pétrographiques et géochimiques (CRPG - CNRS, Université de Lorraine) et du Planetary Science Institute aux États-Unis.

Toujours dans le but d'atteindre les objectifs de la mission, la mission SVOM met en œuvre des moyens sol comprenant en plus des moyens propres aux tâches de contrôle et de commande de la plate-forme spatiale, les moyens précisés ci-dessous :

• GFT (Ground Follow-up Telescope) (1 GFT français et 1 GFT chinois)
  Télescopes robotiques chargés de mesurer avec précision les coordonnées célestes du sursaut en moins de quatre minutes après la réception d'une alerte (localisation à la seconde d'arc), de mesurer l'évolution photométrique de l'émission rémanente dans plusieurs bandes spectrales et de fournir une estimation photométrique de son décalage vers le rouge.
  Le GFT français, installé au Mexique, dispose d’une voie visible et d’une voie infrarouge (0.4 – 1.8 microns) alimenté par un miroir de diamètre 1.30 m.
  Le GFT chinois, installé en Chine, est équipé d’un miroir d’1 m de diamètre et observe dans le visible (0.4 – 0.95 microns).
• GWAC (Ground Wide Angle Camera) (fourniture chinoise)
  Ensemble de petits télescopes sol pointés vers la même région du ciel que celle observée par l'instrument ECLAIRs, et chargé d'y découvrir dans le domaine visible une éventuelle émission précédant l'apparition du sursaut dans le domaine des rayons gamma.
  Les caméras du GWAC sont équipées d’un télescope de 18 cm de diamètre alimentant une voie visible (0.5 – 0.85 microns).
• Réseau d'alerte (fourniture française)
  Entité permettant un contact permanent du satellite vers le sol, destinée à recevoir à tout moment le signal d'alerte délivré par le satellite et à le transmettre en moins d'une minute au centre scientifique français (FSC). Ce réseau est aussi utilisé pour transmettre en temps quasi réel une partie des données scientifiques.

• FSC (Centre Scientifique Français)
  Centre scientifique où les données d'alerte sont analysées automatiquement en temps quasi réel par des automates chargés de distribuer l'alerte aux grands télescopes. Les données d'alerte sont aussi analysées par plusieurs scientifiques français et chinois qui se relaient afin d'assurer une veille scientifique opérationnelle 24 heures sur 24.

Organisation autour de la charge utile MPO

Le spectromètre UV PHEBUS a pour maître d’œuvre le laboratoire français LATMOS (PI : E. Quemerais) qui fournit l’instrument. Ce développement est réalisé en coopération avec l’Université de Tohoku, Japon et Roscosmos, Russie.

L’ensemble instrumental d’analyse de particules neutres et ionisées SERENA (Search for Exospheric Refilling and Emitted Natural Abundances) a pour maître d’œuvre l’IFSI, Italie (PI : S. Orsini). Cet ensemble comprend :

• ELENA (Emitted Low-Energy Neutral Atoms)
• STROFIO (STart from a ROtating Field mass spectrOmeter)
• PICAM (Planetary Ion CAMera)
• MIPA (Miniature Ion Precipitation Analyser)

Des laboratoires français contribuent à cet ensemble : l’IRAP contribue au convertisseur HT d’ELENA, un détecteur d’atomes énergétiques neutres (Co-PI/I : I. Dandouras) ; le LATMOS contribue aux détecteurs de temps de vol et au module électronique associé de PICAM, un détecteur d’ions à faible énergie (Co-PI/I : F. Leblanc).

L’ensemble d’imageurs, caméras HP, caméras stéréo, spectro-imageur IR SIMBIO-SYS (Spectrometers and Imagers for MPO BepiColombo Integrated Observatory System) a pour maître d’œuvre l’INAF, Italie (PI : G. Cremonese). Cet ensemble comprend :

• STC (Stereo Channel)
• HRIC (High spatial Resolution Imaging Channel)
• VIHI (Visible Infrared Hyperspectral Imager channel)

Des laboratoires français contribuent à cet ensemble : l’IAS contribue au module électronique de gestion des instruments à haut débit et à la calibration optique et radiométrique de l’ensemble intégré (Co-PI/I : M. Vincendon) ; le LESIA fournit les détecteurs et l’électronique de proximité de VIHI (Co-PI/I A. Douressoundiram).

L’altimètre laser BELA a pour maître d’œuvre l’Université de Berne, Suisse  et le DLR, l’agence spatiale allemande. Des laboratoires français contribuent à cet instrument : l’IPGP contribue à la modélisation mécanique et thermique (Co-PI/I : P. Lognonné) ; le LAM contribue à l’étude d’un filtre rejecteur du rayonnement solaire et IR thermique (Co-PI/I : P. Lamy).

Le magnétomètre MPO-MAG (Mercury magnetometer) a pour maître d’œuvre la Technische Universität Braunschweig, Allemagne.

L’expérience de radio-science MORE (Mercury Orbiter Radio-science Experiment) a pour maître d’œuvre l’Université de Rome La Sapienza, Italie.

Le spectromètre imageur infrarouge MERTIS (Mercury radiometer and thermal infrared spectrometer) a pour maître d’œuvre l’Université de Münster, Allemagne et le Centre allemand pour l’aéronautique et l’astronautique.

Le spectromètre imageur rayons X MIXS (Mercury Imaging X-ray Spectrometer) a pour maître d’œuvre l’Université de Leicester, Royaume-Uni.

Le spectromètre rayons X et particules SIXS (Solar intensity x-ray and particles spectrometer) a pour maître d’œuvre l’Université d’Helsinski, Finlande.

Le spectromètre à neutrons et rayons gamma MGNS (Mercury gamma-ray and neutron spectrometer) a pour maître d’œuvre Roscosmos, Russie.

Organisation autour de la charge utile Mio

L’ensemble instrumental de mesure d’ondes plasma PWI (Plasma Wave Investigation) a pour maître d’œuvre l’Université de Kyoto, Japon (PI : Y. Kasaba). Cet ensemble comprend :

• WPanT (Wire Probe Antenna)
• Search Coil
• AM²P (Active Measurement of Mercury’s Plasma)
• MEFISTO (Mercury Electric Field In Situ Tool)
• SORBET (Spectroscopie Ondes Radio et Bruit Electrostatique Thermique)

Des laboratoires français contribuent à cet ensemble : le LPP fournit le fluxmètre axial du Search Coil (Co-PI/I : F. Sahraoui) ; le LPC2E fournit l’instrument AM²P (Co-PI/I : P. Henri) ; le LESIA fournit l’instrument SORBET (Co-PI/I : K. Issautier).

L’ensemble instrumental de mesure de particules chargées MPPE (Mercury Plasma Particle Experiment) a pour maître d’œuvre le ISAS-JAXA, Japon (PI : Y. Saito). Cet ensemble comprend :

• MEA (Mercury Electron Analyzers)
• MSA (Mercury mass Spectrum Analyzer)
• MIA (Mercury Ion Analyser)
• HEP-e (High Energy Particles electron)
• HEP-i (High Energy Particles ion)

Des laboratoires français contribuent à cet ensemble : l’IRAP fournit l’instrument MEA (Co-PI/I : N. André) ; le LPP fournit l’analyseur électrostatique de type Top Hat de l’instrument MSA (Co-PI/I : L. Hadid).

Les magnétomètres MMO/MGF (Mercury Magnetometer / Magnetometer Fluxgate) ont pour maître d’œuvre l’institut de recherche spatiale de l’Académie autrichienne des sciences.

Le détecteur de poussières MDM (Mercury Dust Monitor) a pour maître d’œuvre l’Université de technologie de Chiba, Japon.

Le spectromètre MSASI (Mercury Sodium Atmospheric Spectral Imager) a pour maître d’œuvre l’Université de Tokyo.

BepiColombo est constitué de deux sondes différentes pour remplir tous ses objectifs scientifiques.

La sonde MPO

MPO est une sonde stabilisée trois-axes en orbite basse polaire faiblement elliptique dont le périherme sera à l'altitude de 480 km et l'apoherme à 1500 km. Elle a été développée sous la responsabilité de l'ESA.

Caractéristiques de la sonde :
Masse totale : 400 kg
Masse de la charge utile : 60 kg

La sonde Mio

Mio est une sonde en stabilisation spinnée qui sera placée en orbite elliptique polaire dont le périherme sera à l'altitude de 600 km et l'apoherme à 11800 km. Elle a été développée sous la responsabilité de la JAXA.

Caractéristiques de la sonde :
Masse totale : 220 kg
Masse de la charge utile : 40 kg

Instruments de la sonde MPO

Pour étudier la surface, l'intérieur, l'exosphère et la magnétosphère de Mercure, la charge utile de l'orbiteur MPO est constituée de :

• Un ensemble d'imageurs (SIMBIO-SYS) comprenant : une caméra haute résolution, une caméra stéréo et un spectromètre visible proche infrarouge (VIHI) ;
• Un spectromètre et radiomètre infrarouge thermique (MERTIS) ;
• Un altimètre laser (BELA) ;
• Un spectromètre UV (PHEBUS) ;
• Deux spectromètres rayons X et détecteur de particule solaire (MIXS et SIXS) ;
• Un spectromètre à neutrons et rayons gamma (MGNS) ;
• Un magnétomètre (MERMAG) ;
• Un analyseur de particules neutres et ionisées (SERENA) ;
• Une expérience radio science et un accéléromètre (MORE et ISA).

Les allocations de cette charge utile sont : une masse limitée à 60 Kg et une puissance de 100W.

Instruments de la sonde Mio

La charge utile de l'orbiteur Mio est constituée d'un ensemble d'instruments et de sous-ensembles d’instruments de mesure du plasma, des champs et des particules, destinés à étudier les processus qui couplent le vent solaire, la magnétosphère et la surface de la planète Mercure. 

Les allocations de cette charge utile sont une masse limitée à 40 Kg et une puissance de 53 W.

Ensemble instrumental pour les mesures de particules chargées (MPPE, Mercury Plasma Particule Experiment)

Cet ensemble est constitué de :

• Deux analyseurs d’électrons : MEA (Mercury Electron Analyzers)
• Un spectromètre de masse : MSA (Mercury mass Spectrum Analyzer)
• Un analyseur de vent solaire : MIA (Mercury Ion Analyzer)
• Un instrument pour les électrons à haute énergie : HEP-e (High Energy Particle instrument for electrons)
• Un instrument pour les ions à haute énergie : HEP-i (High Energy Particle instrument for ions)
• Un analyseur d'atomes neutres énergétiques : ENA (Energetic Neutrals Analyzer) 

MGF (Magnetic Field Sensor)

Il s’agit de deux capteurs trois axes de champ magnétique.

Ensemble instrumental de mesures d'ondes plasma (PWI, Plasma Wave Investigation)

Cet ensemble constitué de :

• Deux antennes dipôles : WPanT (Wire Probe Antenna)
• Une antenne double sonde : MEFISTO (Mercury Electric Field In Situ Tool)
• Un analyseur de champ électrique : EWO
• Un capteur de mesure des composantes du champ magnétique suivant 3 axes : SC (Search Coil sensor)
• Un instrument de mesure active du plasma : AM²P (Active Measurement of Mercury's Plasma)
• Un spectromètre de mesures d'ondes radio et de bruit électrostatique thermique : SORBET (Spectroscopie Ondes Radio and Bruit Electrostatique Thermique) 
   

MDM (Mercury Dust Monitor)

Il s’agit d’un détecteur de poussières.
 

MSASI (Mercury Sodium Atmosphere Imager)

Il s’agit d’un spectromètre imageur de l'exosphère.

Documents

• Mission overview and science goals (Space Sci Rev 217, 90 2021)
• Instruments, version détaillée (PDF)

Liens externes

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

• Site ESA de BepiColombo
• Site JAXA de Mio  

Sites des instruments des sondes Mio et MPO :

• Site BepiColombo du LPC2E
• Site BepiColombo du LAM
• Site SORBET du LESIA
• Site PHEBUS au LATMOS
• Site LESIA – Simbio-Sys
• Site IAS – Instrument Simbio-Sys
• Site de l’instrument ELENA de l’IRAP
• Site de l’instrument MEA de l’IRAP
• Site DB-SC du LPP
• Site de l’instrument MSA du LPP 

Sites des laboratoires français contribuant à la mission BepiColombo :

• Site de l'IAS
• Site de l'IPGP
• Site du IRAP
• Site du LAM
• Site du LATMOS
• Site du LESIA
• Site du LPC2E
• Site du LPP

Contexte

Mercure est la planète la moins bien connue du Système solaire. En effet, il est difficile d’y envoyer des sondes spatiales en raison de sa proximité du Soleil. Pour pallier ce déficit d’informations, la mission européenne BepiColombo a lancé en 2018 les deux sondes MPO (Mercury Planetary Orbiter) et MMO (Mercury Magnetospheric Orbiter), rebaptisée Mio par la JAXA qui arriveront en orbite autour de Mercure fin 2026. 

Avant cette mission, seules deux sondes interplanétaires, lancées par la NASA, ont atteint la planète : Mariner 10, en 1974, et Messenger en 2008, ayant chacune effectué 3 survols. Après son troisième survol, Messenger a été mise en orbite autour de Mercure le 18 mars 2011 et a terminé sa mission mercurienne le 30 avril 2015.

BepiColombo est la première mission en collaboration totale entre l'ESA (Agence Spatiale Européenne) et la JAXA (Agence Spatiale Japonaise), pour l'étude interdisciplinaire de la planète Mercure. La planète Mercure, la plus proche du Soleil, est connue depuis l'Antiquité, mais l'observation directe de Mercure n'a été faite que par la sonde Mariner 10 dans les années 1974-1975 et par la sonde américaine Messenger lancée en août 2004 et dont la mission s'est terminée en 2015.

La planète Mercure a une structure unique c'est-à-dire un noyau très gros (3/4 du rayon de la planète). Ceci pourrait être lié à son champ magnétique intrinsèque (champ généré par la planète elle-même). Des observations détaillées ont permis de mieux comprendre l’intérieur et la surface de la planète et ont ainsi pu révéler que la formation de la planète s'est produite dans la zone la plus proche du Soleil.

Les seules planètes telluriques avec un champ magnétique intrinsèque sont la Terre et Mercure. L'observation détaillée du champ magnétique de Mercure et de sa magnétosphère par Bepi-Colombo permettra de réaliser les premières études comparatives avec la Terre et ainsi d’avancer significativement dans la connaissance de ces domaines.

Une mission constituée de deux sondes

La mission BepiColombo contribuera à l’étude complète de l'intérieur, la surface, l'exosphère, la magnétosphère et l'environnement de Mercure et ouvrira une nouvelle frontière pour la science du système solaire. 

Cette mission est constituée de deux sondes : la sonde MPO (Mercury Planetary Orbiter) et la sonde Mio (Mercury Magnetospheric Orbiter).

La sonde MPO est dédiée à l'étude de la surface et de l'intérieur de la planète Mercure (géologie de la surface, géomorphologie, géophysique, volcanisme, tectonique globale, âge de la surface, composition de la surface de Mercure) ainsi que de son exosphère.

Les instruments de la sonde Mio sont principalement destinés à étudier le champ magnétique, la magnétosphère, l'espace interplanétaire interne, les ondes et particules dans l'environnement de Mercure et l'exosphère. La comparaison du champ magnétique et de la magnétosphère avec ceux de la Terre fournira une nouvelle vision de la dynamique et des processus physiques de la magnétosphère.

Les instruments de MPO couplés aux instruments de Mio réaliseront des mesures coordonnées du champ magnétique planétaire.

Déroulé du projet

Le lancement, qui a eu lieu en octobre 2018 par un lanceur Ariane 5, conduira à une mise en orbite autour de Mercure fin 2026, une fin de mission nominale au printemps 2028 et une fin de mission étendue en 2029 et plus.

Pour la croisière, un vaisseau composite constitué des 4 éléments suivants est assemblé :

• MPO,
• Mio,
• MOSIF (Mio Sunshield & Interface Structure) : bouclier solaire de Mio et structure d'interface entre Mio et MPO
• MTM (Mercury Transfer Module) : Module de propulsion utilisé pendant la phase de croisière

La croisière dure 7 ans et s'effectue avec plusieurs assistances gravitationnelles : autour de la Terre (1 fois), de Vénus (2 fois) et de Mercure (6 fois).

À l'arrivée à proximité de Mercure, la sonde MTM sera larguée. Ensuite, la sonde Mio sera mise en orbite autour de Mercure, puis MOSIF sera libéré et enfin MPO sera placé en orbite basse autour de Mercure.

• Mio aura une orbite elliptique polaire dont le périherme (point de l’orbite le plus proche de Mercure) sera à l'altitude de 600 km et l'apoherme (point de l’orbite le plus éloigné de Mercure) à 11800 km. La période orbitale de Mio aura une durée approximative de 9,2 heures. Le périherme de Mio est conçu pour être proche du point subsolaire de Mercure (le point de la surface de Mercure qui est le plus proche du Soleil à tout instant) aux environs de l'aphélie et proche de minuit aux environs du périhélie. Cette orbite a été sélectionnée pour minimiser les effets des radiations infrarouges émises par la surface de Mercure.
• MPO aura une orbite basse polaire faiblement elliptique dont le périherme sera à l'altitude de 480 km et l'apoherme à 1500 km. La période orbitale de MPO aura une durée approximative de 2,3 heures. L'orbite polaire a été choisie pour faciliter l'observation globale et d'aussi près que possible pour optimiser la résolution spatiale.

Organisation

Le projet BepiColombo est sous maîtrise d'ouvrage ESA en coopération avec le Japon. La JAXA est responsable de l'orbiteur Mio (Bon voyage en japonais). L'ESA est chargé du reste du projet, à savoir de l'orbiteur MPO (Mercury Planetary Orbiter), du lancement, de la navigation vers Mercure et de l'injection des sondes en orbites circummercuriennes.

Le CNES contribue au financement du projet BepiColombo via sa participation au programme scientifique obligatoire de l'ESA et directement, au titre du programme national, en ce qui concerne la participation française aux instruments des deux orbiteurs (MPO et Mio). Le CNES, en tant que représentant de la France au Science Program Committee de l'ESA, est garant des fournitures françaises.

Le CNES assure, pour le compte de l'ensemble des partenaires nationaux (CNRS, Université) la maîtrise d'ouvrage de la contribution française à BepiColombo. A ce titre :

• Il finance les contributions françaises des laboratoires ;
• Il supervise les développements des contributions françaises ;
• Il fournit des supports dans certains métiers du spatial en fonction des besoins des laboratoires (assurance qualité, mécanique, thermique, expertise composants...) ;
• Il gère l'interface avec l'ESA et la JAXA pour les aspects techniques et programmatiques ;
• Il finance l'accompagnement scientifique de chercheurs français qui ne fournissent pas de matériels, mais qui peuvent être associés aux équipes instrumentales ou retenus suite à des appels d'offres ESA et JAXA pour participer à des travaux scientifiques sur les données de la mission.