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).