LESIA - Observatoire de Paris

Vivre avec la comète : le point de vue de l'équipe VIRTIS

2016-10-24T07:40:43Z

L'instrument VIRTIS (Visible and Infrared Thermal Imaging Spectrometer) de la sonde Rosetta a recueilli plus de 200 millions de spectres du noyau de la comète 67P/Churyumov-Gerasimenko et de sa coma.

Fabrizio Capaccioni, le responsable scientifique de l'instrument, raconte les coulisses de deux des principales découvertes scientifiques de VIRTIS, qui vécut des débuts difficiles...

Un épisode assez critique pour VIRTIS s'est déroulé lors de la mise en service de l'instrument dans la nuit du 7 avril 2014.


Re-design à la volée de la procédure d'initialisation de VIRTIS: Crédit photo : F. Capaccioni

Après 2 ans et demi d'hibernation, nous étions assez tendus et aussi un peu rouillés dans la manipulation de l'instrument ; au point que nous avons fini par télécharger de mauvaises séquences de télécommande ! Le logiciel embarqué était beaucoup plus futé que nous (après tout, il s'était reposé pendant 2 ans et demi) et nous a donné une bonne leçon, en nous renvoyant une bordée de commentaires désagréables sur nous et nos ascendants ! Nous ne pensions pas avoir commis d'erreur, donc nous avons vraiment eu peur quand l'instrument a répondu de cette façon. Les pires pensées nous sont venues à l'esprit : était-ce un capteur cassé ? Un composant défectueux ? Toutes ces années d'attentes et de préparation pour en arriver là ?

Nous avons dû vérifier rapidement les données d'environnement et les séquences téléchargées car nous n'avions pas beaucoup de temps. Notre session interactive ne durait que quelques heures seulement et nous avions de nombreuses vérifications à faire.


Célébration du réveil réussi de l'instrument VIRTIS en Avril 2014: De gauche à droite Andrea Cicchetti, Fabrizio Capaccioni, Sophie Jacquinod, Stéphane Erard, Stefano Giuppi, Florence Henry, Roberto della Porta et Gianrico Filacchione. Crédit photo : F. Capaccioni

Une consultation minutieuse des parties écrites en petits caractères du manuel d'utilisation nous a remis sur le bon chemin. Nous avions en effet inversé l'ordre de certaines télécommandes ; nous avons dû revenir aux séquences téléchargées durant la phase de croisière et recommencer la procédure d'initialisation en quelques minutes, en espérant ne pas avoir fait d'autres erreurs. Grâce à l'implication de toutes les personnes présentes, tout se passa bien et le logiciel de bord finit par se calmer. Et nous sommes restés en bons termes avec lui depuis.

Ce fut une bonne chose car VIRTIS était conçu pour faire de nombreuses découvertes sur la comète 67P/Churyumov-Gerasimenko, y compris la première identification de matière organique sur un noyau cométaire... mais cela n'a pas été un long fleuve tranquille, comme le raconte Fabrizio.

Dans la première phase de la mission (juillet-septembre 2014) le domaine infrarouge entre 1 et 5 microns était notre gamme spectrale de prédilection parce que nous nous attendions à y identifier les principaux composés : glace d'eau, dioxyde de carbone, méthanol, et d'autres composés carbonés. Après un rapide coup d'œil au spectre correspondant, sans signature spectrale particulière, la voie visible (couvrant la gamme visible de 0,25 à 1,0 microns) a été laissée de côté. D'autant que plusieurs artefacts instrumentaux dans le domaine de l'infrarouge nous ont donné du fil à retordre lorsque nous avons essayé d'interpréter les signatures observées : était-ce du bruit ? Un signal de fond ? Des restes d'étalonnage ? Nous observions une large structure à 3,2 microns, mais on ne pouvait pas être sûr de son origine sans confirmation indépendante.

Au début du mois de septembre, Priscilla Cerroni (une co-I de VIRTIS) a étudié les spectres de certains matériaux contenant du carbone. Ceux-ci étaient utilisés dans le passé comme élément de comparaison avec des météorites primitives (les chondrites carbonées). Ces matériaux, connus sous le nom de "goudron" ou "kérogène", contiennent une grande quantité de carbone sous forme de cycles aromatiques, d'hydrocarbures, ainsi que des ponts aliphatiques courts et des chaînes latérales. Les spectres que Priscilla analysait, bien que n'ayant pas de signatures spectrales particulières (les bandes d'absorption, qui sont les marqueurs spécifiques de molécules ou de minéraux), présentaient cependant une forme particulière dans la région des courtes longueurs d'onde (en-dessous de 1 micron). En fait dans la voie visible de VIRTIS, que nous avions d'abord mis de côté, les spectres de la comète montraient une absorption aux alentours de 1,0 micron, qui correspondait presque exactement à celle observée dans le spectre de laboratoire de goudron. Ces analyses nous ont indiqué la piste permettant d'interpréter la bande à 3,2 µm comme étant due à une forte abondance de molécules carbonées, indiquant une chimie organique sur le noyau de 67P.

Quelques semaines plus tard, Andrea Raponi (un post-doctorant travaillant à l'IAPS-INAF) a été en mesure de générer une matrice de correction qui a éliminé efficacement tout le signal indésirable, montrant clairement que la bande à 3,2 µm était effectivement compatible avec la présence d'un composant semi-volatile qui pourrait être assimilé à des acides carboxyliques (comme démontré récemment par Eric Quirico dans son article Icarus).

C'était la première identification de la présence généralisée de matière organique à la surface d'un noyau cométaire, et cela a des conséquences très importantes sur la compréhension de la formation et de l'évolution primitive du Système solaire.


L'instrument VIRTIS en chiffres: Note : Dans la plupart des cas, les chiffres de VIRTIS-M (mapper) visible (VIS) et (IR) canaux infrarouges, et des sous-systèmes VIRTIS-H (haute-résolution) ont été additionnés. La répartition est la suivante :
VIRTIS-M images cubes : M-VIS : 7054 ; M-IR : 1653 ;
Spectres : 216 millions de VR-M spectres (M-VIS : 181.559.400 ; M-IR : 34.940.200) et 2.395.164 VR-H spectres ;
Opérations Cyro-cooler : VR-M : 2535 heures ; VR-H : 7307 heures ;
Activations obturateur : VR-M : 35460 ; VR-H 574,248 ;
Cycles ouverture-fermeture du couvercle : VR-M 2085 ; VR-H 2662 ;
Couvercle ouvert : VR-M 4100 heures ; VR-H 4845 heures ;
Cycles on-off des lampes de calibration : VR-M : 30 ; VR-H : 228.

La découverte du cycle de l'eau de la comète n'a pas non plus été toute simple...

Nous avions montré pour la première fois la présence massive de matières organiques sur un noyau cométaire, mais d'où provenait l'eau observée en abondance par MIRO et ROSINA ? Nous ne voyions que quelques indices de glace d'eau dans certaines régions, mélangée en très petite quantité avec les matériaux sombres omniprésents. Etait-il possible que toute la glace d'eau soit cachée sous la surface ?

À la fin du mois de septembre 2014, alors que je passais devant le bureau de Maria Cristina de Sanctis (soit dit en passant, durant ces premiers mois, presque toutes les personnes du couloir étaient, et sont encore, impliquées dans l'analyse des spectres du noyau de 67P et la plupart du temps, les écrans de leur PC montraient soit des spectres, soit des images en fausses couleurs du noyau obtenus par VIRTIS), elle me dit : "Fabrizio viens ici, j'ai quelque chose d'intéressant à te montrer". En effet elle venait d'identifier pour la première fois les signatures spectrales indubitables de la glace d'eau : ce sont des bandes d'absorption situées à 1,05, 1,2, 1,5, 2,0 et 3,0 microns. La plus intense de ces bandes est la bande à 3,0 microns, qui est malheureusement presque superposée à la bande organique à 3,2 microns que nous avions découvert précédemment. La profondeur et l'intensité d'une bande d'absorption dépendent de l'abondance du matériau qui la produit, de sorte que la faible quantité de glace, liée à la superposition à la bande plus intense des organiques, rendait cette bande quasiment indétectable. Mais ce n'étaient pas la seule raison de notre incapacité à identifier la glace d'eau plus tôt : nous ne l'avions pas observé avant parce qu'il fallait l'observer non seulement au bon endroit, mais aussi au bon moment de la journée !


The water-ice cycle of a comet: Le cycle quotidien de la glace d'eau, tel qu'observé sur la comète 67P/Churyumov-Gerasimenko. Pendant la journée locale, de la glace d'eau sur et à quelques centimètres au-dessous de la surface sublime et s'échappe ; pendant la nuit locale, la surface se refroidit rapidement, tandis que les couches profondes sont encore chaudes, de sorte que la glace d'eau souterraine continue de sublimer et de trouver son chemin vers la surface, où il gèle à nouveau. Le jour cométaire suivant, la sublimation recommence, à partir de glace d'eau dans la couche de surface nouvellement formée.
Copyright ESA/Rosetta/VIRTIS/INAF-IAPS/OBS DE PARIS-LESIA/DLR ; M.C. De Sanctis et al (2015).
Voir l'histoire complète dans l'actualité "Rosetta observe le cycle de la glace d'eau sur la comète".

Cristina nous a montré plusieurs spectres dans lesquels la profondeur de la bande d'absorption (et par conséquent la quantité de glace d'eau présente) diminuait, et devinez quoi ? La bande de glace d'eau diminuait à mesure que nous nous éloignions des régions plongées dans l'ombre, indiquant une corrélation directe entre la température de surface et l'abondance de la glace d'eau : les zones plus froides contenaient plus de glace d'eau que les régions plus chaudes. On pourrait dire : "Est-ce une découverte ? Où est-il le plus probable de trouver de la glace sur la Terre : au pôle sud ou dans le Sahara ?". Cela est bien sûr vrai mais une comète n'est pas la Terre ! L' "atmosphère" cométaire est trop ténue pour permettre la recondensation de la coma. Nous avions besoin d'un mécanisme de réapprovisionnement pour permettre à la glace de se former à la surface durant la nuit à partir d'une source interne plutôt que d'une source externe. Au cours d'une discussion de groupe, nous sommes arrivés à trouver une explication et les conditions pour que cela fonctionne : une structure en couches très isolantes sous la surface. En d'autres termes, nous avions besoin d'une couche extérieure de quelques millimètres d'épaisseur, capable de protéger les couches sous-jacentes des variations de température induites par les effets d'ombre des deux lobes et par les variations jour-nuit plus classiques. Sur la comète il n'y a pas d'atmosphère, et les échanges radiatifs entre la surface et le vide spatial se font directement. Une couche isolante, lorsqu'elle est exposée aux conditions nocturnes, se refroidit très rapidement jusqu'à moins de 100K (-173ºC) tandis que l'intérieur met plus longtemps à se refroidir. La glace sublime à partir de l'intérieur et atteint la surface, qui est maintenant un piège froid qui provoque la recondensation de la vapeur d'eau.

Après de nombreuses discussions avec les principales revues scientifiques, nous avons finalement pu publier le résultat dans Nature près d'un an après la découverte initiale.

Et finalement... de nouvelles mesures de température de la surface de la comète

Au cours de sa mission, VIRTIS a mesuré les variations de température de la comète pendant son orbite autour du Soleil. Lors de son arrivée en août 2014, la température mesurée se situait entre -93ºC et -43ºC, mais en août 2015, lorsque la comète était au plus proche du Soleil, les mesures de pointe atteignaient +54ºC (note : ce n'est pas nécessairement la valeur la plus élevée sur la comète mais la plus élevée enregistrée par VIRTIS, dans un endroit particulier de l'hémisphère sud de la comète). Un an plus tard, alors que la comète s'éloignait à nouveau du Soleil et retournait vers le Système solaire externe, elles avaient chuté à nouveau à des valeurs similaires à celles mesurées au début.

Tout cela, et bien plus encore, fut obtenu par un instrument qui ne nécessite que 60 W pour fonctionner - autant qu'une ampoule standard !

A propos de VIRTIS

Le spectromètre VIRTIS (Visible, InfraRed and Thermal Imaging Spectrometer) a été construit par un consortium d'instituts italien, français et allemands, sous la responsabilité scientifique de l'IAPS (Istituto di Astrofisica e Planetologia Spaziali) de l'INAF, Rome (Italie), qui conduisit également les opérations scientifiques. Le développement de l'instrument VIRTIS pour l'ESA a été financé et géré par l'ASI (Agence spatiale italienne), avec des contributions du LESIA de l'Observatoire de Paris, financées par le CNES, et du DLR. Le maître d'oeuvre industriel de l'instrument VIRTIS fut initialement Officine Galileo, puis Leonardo (Groupe Finmeccanica) à Campi Bisenzio, Florence (Italie).

Cet article est la traduction de "Living with a comet : a VIRTIS team perspective",
publié sur le Blog Rosetta de l'ESA le 28/09/2016.

Rosetta'Mania : un jeu pour découvrir la mission Rosetta

2014-12-16T17:51:39Z

Le jeu Rosetta'Mania a été conçu par des membres du LESIA associés de près à la mission Rosetta.

Inspiré du jeu de l'oie classique, il a été imaginé dans un but éducatif.

Télécharger le plateau du jeu au format PDF (version française)

Télécharger la règle du jeu au format PDF (version française)


Plateau du jeu Rosetta'Mania: Illustrations et réalisation :
Sylvain Cnudde, technicien, graphiste à la cellule SIGAL du LESIA
Cliquer sur l'image pour l'agrandir


Règle du jeu Rosetta'Mania (version française): Illustrations et réalisation :
Sylvain Cnudde, technicien, graphiste à la cellule SIGAL du LESIA
Cliquer sur l'image pour l'agrandir

Conception du jeu

Dominique Bockelée-Morvan, directrice de recherche CNRS
Sophie Jacquinod, ingénieure de recherche

Illustrations et réalisation

Sylvain Cnudde, graphiste à la cellule SIGAL du LESIA
Dessin de la comète Hyakutake en case 31 : Nicolas Biver, chargé de recherche CNRS

Avec la participation de :

Frédérique Auffret, Direction de la communication de l'Observatoire de Paris
Nicolas Lesté-Lasserre, Direction de la communication de l'Observatoire de Paris
Séverine Raimond, Labex Exploration Spatiale des Environnements Planétaires

Crédit images :

Rosetta et ses instruments : ESA/ATG medialab
Rosetta spacecraft : ESA/ATG medialab

La mission Rosetta

Stéphane Erard — 2014-10-26T21:56:52Z

La mission Rosetta est la troisième pierre angulaire du programme Horizon 2000 de l'ESA. C'est la première mission étudiée pour se mettre en orbite, et pour se poser, sur une comète. Un autre objectif était le survol rapproché de deux astéroïdes durant la croisière.

La mission tire son nom de la pierre de Rosette qui permit à Jean-François Champollion de traduire les hiéroglyphes égyptiens et de reconstituer ainsi l'histoire de l'Egypte antique. De manière un peu similaire, la mission permettra de comprendre les premiers stades d'évolution du Système solaire en étudiant des objets primitifs, très peu modifiés depuis cette époque.


La pierre de Rosette: (crédits : British Museum, Hans Hillewaert)

La version initiale de Rosetta devait partir en 2003 vers la comète 46P/Wirtanen, pour l'atteindre en 2011. Le lancement ayant été reporté en mars 2004, le plan de vol et la comète-cible ont été modifiés pour adopter la configuration actuelle. La sonde a rejoint 67P/Tchourioumov-Guérassimenko en mai 2014 et a déposé à la surface son atterrisseur Philæ en novembre 2014. Elle l'accompagnera ensuite sur son orbite jusqu'en décembre 2015, après le passage au plus près du Soleil.


Lancement d'Ariane-5 depuis Kourou: (Crédits ESA)

Plan de vol

La trajectoire vers la comète n'était pas directe, mais a tiré parti de l'assistance gravitationnelle fournie par plusieurs planètes pour augmenter sa vitesse (un passage par Mars, trois passages par la Terre) — malgré cela, la croisière a duré plus de dix ans au total.

Les deux survols d'astéroïdes étaient dédiés à l'étude de ces objets depuis une distance de quelques centaines de km : 2867 Steins en octobre 2008 et 21 Lutetia en juillet 2010.

Grandes étapes de la mission
Evénement	Date
Lancement	2 mars 2004
Survol de la Terre, 1	4 mars 2005
Survol de Mars	5 février 2007
Survol de la Terre, 2	8 novembre 2007
Survol de 2867 Steins	5 septembre 2008
Survol de la Terre, 3	13 novembre 2009
Survol de 21 Lutetia	10 juillet 2010
Hibernation	Mai 2011-Janvier 2014
Approche de 67P/C-G	Mai 2014
Caractérisation orbitale	Août 2014
Atterrissage	Novembre 2014
Fin de mission prévue	Décembre 2015

Film /animation 3D de la trajectoire (sur le site ESA — pb avec certains navigateurs)

Film de la trajectoire (sur le site du CNES — 30 Mo)


Derniers ajustements sur la sonde Rosetta durant les tests au sol à l'ESTEC: L'atterrisseur Philae est visible au sommet de la sonde (crédits : VIRTIS team)

Participation LESIA

Le LESIA a contribué à l'étude et à la réalisation de l'instrument VIRTIS, en particulier la voie haute résolution VIRTIS-H a été développée localement ; il participe au planning et aux opérations de l'instrument. Le LESIA compte également des chercheurs associés aux expériences MIRO et OSIRIS de l'orbiteur, et un scientifique interdisciplinaire (IDS) pour les astéroïdes.

Ressources VIRTIS/Rosetta

Stéphane Erard — 2010-04-20T07:44:03Z

La mission Rosetta

Blog Rosetta / ESA

Site ESA généraliste (français)

Site ESA technique

Site CNES (français)

Article Wikipédia (français)

Animation du plan de vol de la mission

Survol de Lutetia

Conférence au festival d'Astronomie de Haute-Maurienne, juillet 2010

Simulation en thermique avant survol

L'instrument VIRTIS

Site VIRTIS principal (INAF, Rome)

Site VIRTIS à la DLR (Berlin)

Page technique VIRTIS sur le site ESA

Film "VIRTIS - a space instrument", sur le site Lightcurve Films (version sous-titrée en anglais)

Données VIRTIS/Rosetta

Serveur de données LESIA (accès restreint)

Serveur de documentation de l'équipe scientifique

Archive de la documentation technique au LESIA (accès restreint)

Résultats scientifiques VIRTIS/Rosetta

Stéphane Erard — 2010-04-20T07:43:54Z

67P/Tchourioumov-Guérassimenko

Les premiers résultats ont fait l'objet de communiqués sur les pages du LESIA :

Détection H₂O par MIRO

Première vue du noyau par OSIRIS

Vue résolue du noyau par OSIRIS

Mesure de la température par VIRTIS

Rendez-vous avec la comète

Détection de H₂O et CO₂ dans la coma par VIRTIS

67P sous l'œil de Rosetta (VIRTIS, MIRO, OSIRIS)

Le cycle de la glace d'eau sur la comète par VIRTIS

Observation de glace d'eau en surface par VIRTIS

21 Lutetia

L'astéroïde 21 Lutetia était la seconde cible scientifique de Rosetta, survolé le 10 juillet 2010 à une distance de 3000 km. Lutetia est pratiquement l'opposé de la première cible, Steins : un astéroïde de très grande taille ( 110 km de diamètre, le plus grand des astéroïdes visités par une mission spatiale après Vesta) et de densité très élevée (3,4 g/cm³) indiquant une composition de roches évoluées. Néanmoins, les spectres Rosetta suggèrent un matériau également primitif. Lutetia est situé dans la ceinture principale d'astéroïdes, à 2,44 unités astronomiques du Soleil.

Les images de la caméra OSIRIS montrent un âge moyen de la surface élevé (3,6 milliards d'années), mais certaines régions jeunes et très lisses indiquent des événements géologiques récents : impacts localisés, glissements de terrains, activité sismique… Les propriétés thermiques dérivés de MIRO et VIRTIS montrent que la surface est couverte d'un épais régolite. Lutetia est étonnamment neutre et homogène du point de vue spectral. VIRTIS révèle en particulier que la surface est entièrement déshydratée, pauvre en fer et en matériaux organiques. Cette composition est difficile à concilier avec la forte densité mesurée par la sonde, et la nature de Lutetia reste mystérieuse. Lutetia est probablement un vestige des planétésimaux qui ont formé les planètes du Système solaire il y a 4,5 milliards d'années.


Images de Lutetia par Osiris et Virtis: (Crédits LESIA/IAPS/MPS)

Les "images" Virtis sont acquises ligne après ligne. L'espacement entre lignes dépend de la vitesse par rapport à l'objet, qui varie très vite durant un survol. On reconnaît cependant les cratères par comparaison avec l'image à haute résolution. Chaque pixel d'une image Virtis est un spectre complet.


Carte des températures mesurées par Virtis sur Lutetia: (crédits LESIA)

L'inversion des spectres à grandes longueurs d'onde permet de connaître la température en chaque point.

2867 Steins

L'astéroïde 2867 Steins était la première cible scientifique de Rosetta, survolé le 5 septembre 2008 à une distance de 800 km. Steins est un petit astéroïde de la ceinture principale, situé en moyenne à 2,13 unités astronomiques du Soleil. C'est un astéroïde de type E, un type rare qui est un des plus mal connus. Ces objets sont supposés être originaires du manteau externe de gros astéroïdes évolués, brisés à la suite de collisions violentes dans les premiers temps du Système solaire.


Steins vu par Osiris: (Credits : ESA ©2008 MPS for OSIRIS Team)

La caméra OSIRIS a montré la forme générale de Steins, corps irrégulier avec des dimensions de 6,1 x 5,8 x 4,5 km, et a permis d'en reconstituer un modèle 3D.


Acquisition des données VIRTIS-M sur Steins: (crédits LESIA)

Une difficulté de pointage est apparue pendant le survol, la sonde ayant du mal à garder l'objet au centre du champ des instruments. Le manque de contrôle sur la direction de pointage se traduit par une oscillation de l'objet devant les instruments. Les cubes VIRTIS, acquis ligne par ligne, ont souffert de ce problème et ne couvrent qu'une partie de la surface de l'objet. La zone couverte a néanmoins pu être reconstituée précisément en couplant le modèle 3D avec la connaissance de la trajectoire.


Observations VIRTIS-M: Courbe de lumière, cartographie rapprochée et spectroscopie par la voie M (crédits : INAF/IASF).

Les spectres VIRTIS-M couvrent le domaine 0,4-1 µm (voie visible) et 1-5,2 µm (voie infrarouge). Dans la plus grande partie de ce domaine spectral, le signal mesuré est de la lumière solaire réfléchie par la surface de Steins. Au-delà de 4 µm, la composante émise thermiquement devient perceptible et permet de déterminer la température de surface en chaque point, avec une précision de l'ordre de 1 K. A plus courte longueur d'onde, le rapport du signal au spectre solaire est une indication de la composition minéralogique et de l'état physique de la surface. Dans ce cas on retrouve une signature typique d'astéroïde E (type rocheux riche en pyroxènes) avec notamment une petite absorption à 0.49 µm indiquant la présence de sulfides. La surface est entièrement homogène, ce qui est attendu pour un corps de cette taille.

Mars

Rosetta a survolé Mars en février 2007 par sa face jour. C'était la première source étendue et structurée observée depuis le lancement. Les données obtenues par VIRTIS à cette occasion ont d'abord servi à déterminer précisément le pointage de la voie H par rapport à la voie M, qui ne pouvait pas être mesuré en vol jusqu'alors.


Composite VIRTIS-M visible: (crédits : INAF/LESIA)

Cette image est extraite d'un cube de la voie visible de VIRTIS-M. C'est un simple composite RVB sans projection géographique. Le canal Rouge est le signal mesuré à 1 µm pour augmenter le contraste en surface. L'image est à basse résolution (similaire à celles de HST depuis la Terre), mais l'instrument acquiert en chaque point un spectre complet permettant l'étude de la composition de l'atmosphère et de la surface.


Altimétrie de Mars mesurée par VIRTIS: (crédits : LESIA)

Cette carte d'altimétrie est dérivée de la mesure des absorptions atmosphériques en infrarouge, comparées ici avec les courbes de niveau dérivées de la carte MOLA/MGS. La bande le long de l'Equateur est la projection des données de la voie H. Cette estimation de l'altimétrie est perturbée par la glace des régions polaires (au sud) et des nuages de haute altitude sur un fin croissant de nuit (à l'est du bassin Hellas). Le relief isolé en haut à droite est le volcan Elysium Mons.


Profils le long du disque de Mars: (crédits : LESIA)

Sur ce profil, les mesures VIRTIS M et H sont recalées l'une sur l'autre et comparées avec le profil correspondant extrait de la carte d'albédo TES/Mars Global Surveyor. Quelques régions bien reconnaissables sont indiquées comme références.

Terre

Ce cube spectral a été obtenu depuis une distance de 230 000 km le 13 novembre 2009 au cours du troisième survol de la Terre. La résolution est de 50 km/pixel. C'est le matin sur la côte est des Etats-Unis, l'Amérique du Sud est visible sur la face jour. La première image (VIS-1) est un composite couleur standard (R:0,7 µm V:0,55 µm B:0,44 µm), qui montre surtout la couverture nuageuse.


Observation de la Terre par VIRTIS-M lors du 3e survol: (Crédits : INAF-IFSI / INAF-IASF / ASI)

Dans la seconde image (VIS-2), les bandes spectrales sont sélectionnées pour optimiser le contraste entre océans et continents [R:1.0 µm (continents) V:0,785 µm B:0,474 µm (océans)].

La troisième image (VIS-3) représente la distribution de chlorophyle, avec une échelle saturée (les zones sombres sur les continents sont des nuages opaques).

La quatrième image (IR-1) utilise des bandes en infrarouge plus lointain, où la composante thermique domine la composante de lumière solaire réfléchie (R:4,92 µm V:2,25 µm B:1,20 µm). La face nuit est donc identifiable en rouge, les zones en cyan représentant les nuages de haute altitude.

Enfin, la cinquième image (IR-2) est le signal mesuré à 5 µm en fausses couleurs. Les détails sont visibles sur les faces nuit et jour, avec un maximum côté jour représentant des température plus élevées. Les minima (en violet) correspondent aux nuages de haute altitude et aux régions arctiques.


Observation VIRTIS lors du 3e survol de la Terre par Rosetta: (crédits : LESIA)

L'image ci-dessus est une vue plus rapprochée montrant la quantité de lumière réfléchie par la surface et l'atmosphère terrestres. La grande image est acquise par la voie M ligne après ligne au-dessus de l'Afrique et de l'Espagne ; chaque pixel correspond à un spectre. Le signal est très faible sur les océans, et maximum sur les zones nuageuses. Les points au centre de cette carte sont les pixels de la voie H acquis au même moment, avec une résolution spectrale dix fois plus élevée. Ce mode d'observation est typique des opérations qui seront effectuées autour de la comète.

L'instrument VIRTIS

Henry, Stéphane Erard — 2010-04-20T07:43:45Z

VIRTIS

L'objectif principal de VIRTIS est de procéder à des observations de spectro-imagerie sur la comète 67P/Tchourioumov-Guérassimenko couvrant le domaine UV-IR. L'étude porte aussi bien sur le noyau de la comète (et les astéroïdes croisés en chemin) que sur sa coma. L'association d'un spectro-imageur visible-proche infrarouge (VIRTIS-M) et d'un spectromètre infrarouge à dispersion croisée (VIRTIS-H) fournit une combinaison optimale pour étudier la variabilité de la surface et les signatures subtiles de l'atmosphère et des glaces.

Le modèle de rechange de VIRTIS a par la suite été intégré à la charge utile de la mission Venus-Express, en opérations depuis avril 2006. Cette filière instrumentale a ensuite été déclinée pour d'autres expériences : VIR, embarqué sur la mission Dawn (à Rome) est une adaptation de VIRTIS-M ; les projets SIMBIO-SYS/VIHI sur BepiColombo, MaRIS pour MarcoPolo-R, et MIRTIS pour ExoMars Orbiter (au LESIA) utilisent l'héritage de VIRTIS.


VIRTIS en calibration sol: L'instrument est entouré de ses protections thermiques. On distingue à gauche le baffle de la voie H, à droite celui de la voie M (Crédits : VIRTIS team)

Virtis-M


Les deux réseaux imbriqués de VIRTIS-M: La zone centrale est utilisée pour le visible (crédits : IASF/INAF)

VIRTIS-M possède une seule tête optique (télescope de Shafer + spectromètre Offner), le signal étant renvoyé sur deux détecteurs bidimensionnels distincts : la voie Visible (CCD, 0,25-1 µm) et la voie Infrarouge (HgCdTe, 1-5,2 µm). La dispersion spectrale est effectuée dans une direction des détecteurs, l'autre dimension fournissant une image de la fente d'entrée divisée en 256 pixels. La seconde dimension spatiale est acquise au cours du temps, avec le déplacement de la sonde sur sa trajectoire. Un miroir d'entrée permet d'augmenter les capacités de pointage et de balayage spatial. Le design est extrêmement compact, les deux réseaux Visible et IR étant imbriqués l'un dans l'autre. L'instrument est adapté à la cartographie systématique, avec une résolution spectrale permettant l'étude des minéraux et des glaces (R=200).


Design optique de Virtis-M: (crédits : VIRTIS team)

Virtis-H


Tête optique de VIRTIS-H après cablage: (crédits : LESIA)

VIRTIS-H est un spectromètre échelle, utilisant un prisme et un réseau en série. Le domaine spectral 2-5 µm est dispersé en 8 ordres sur un détecteur infrarouge bidimensionnel. En mode nominal les spectres sont reconstitués à bord avant transmission pour économiser la bande passante. Les deux dimensions du détecteur étant utilisées pour la dispersion spectrale, l'instrument n'acquiert qu'un seul spectre à la fois et l'unique dimension spatiale est acquise au cours du temps (spectromètre ponctuel).

Les objectifs scientifiques de la voie H sont l'observation de la coma et des émissions de gaz, et celle du noyau. Dans le premier cas, la résolution de l'instrument (R=1500) lui permet de séparer les raies H₂O et CO, dans le second, de distinguer les signatures à 3 µm des PAH (matériaux organiques à base de cycles aromatiques) et de la glace de méthanol, ou de séparer les signatures de glace et de minéraux.


Design optique de Virtis-H: (crédits : VIRTIS team)

Caractéristiques

Les deux voies M partagent la même optique. Les deux voies IR utilisent des détecteurs identiques. Le CCD de la voie Visible est refroidi passivement. Les deux détecteurs IR sont refroidis à 70 K par deux machines à détente Stirling.

Caractéristiques
	VIRTIS-M visible	VIRTIS-M IR	VIRTIS-H
Domaine spectral (µm)	0,220–1,046	0,952–5,059	1,88-5,03
Résolution spectrale	100–380	70–360	1300–3000
Champ (mrad x mrad)	63,6 (fente) × 64,2 (scan)	63,6 (fente) × 64,2 (scan)	0,49 × 1,47
Résolution spatiale (mrad)	0,2486 (fente) x 0,2508 (scan)	0,2486 (fente) x 0,2508 (scan)	0,49 × 1,47
Télescope	Shafer	Shafer	Parabolique hors-axe
Spectromètre	Offner	Offner	Echelle
Détecteurs	CCD 508 x 1024	HgCdTe 270 x 436	HgCdTe 270 x 436
Température de fonctionnement (K)	150-190	65-90	65-90


VIRTIS intégré, en salle blanche: La plaque supérieure est le radiateur de l'instrument (crédits : VIRTIS team)

Personnels LESIA impliqués

L'instrument VIRTIS résulte d'une collaboration tri-nationale :

l'Italie (A. Coradini puis F. Capaccioni, IAPS/INAF, responsable scientifique) qui coordonne l'intégration de l'instrument et la réalisation de la voie de cartographie VIRTIS-M (visible et infrarouge)
la France (P. Drossart puis S. Erard, LESIA, coordinateur national) pour la voie VIRTIS-H de spectroscopie infrarouge à haute résolution
l'Allemagne (G. Arnold, DLR, coordinatrice nationale) pour la réalisation de l'électronique de l'instrument et du logiciel de bord

Equipe scientifique
Stéphane Erard	Coordinateur national,
Pierre Drossart	Coordinateur national initial (1995-2010)
Antonella Barucci
Nicolas Biver
Dominique Bockelée-Morvan
Michel Combes
Jacques Crovisier
Daniela Despan
Thérèse Encrenaz
Sonia Fornassier
Cédric Leyrat
Frédéric Merlin
Didier Tiphène
Batiste Rousseau	Doctorant

Développement et opérations
Florence Henry	Chef de projet, Gestion des données
Jean-Michel Reess	Chef de projet (2010-2014), Optique
Alain Sémery	Chef de projet initial (1995-2010)
Xavier Bonnin	Gestion de données (2008-2010)
Marc Bouyé	Mécanique, qualité
Olivier Dupuis	Assemblage, Intégration et Tests
Agnès Fave	Documentation
Yann Hello	Détecteurs
Gérard Huntzinger	Electronique de proximité
Sophie Jacquinod	Gestion de données
Driss Kouach	Thermique
René Knoll
Jérome Parisot	Assemblage, Intégration et Tests
Alain Piacentino	Bureau d'études
Jean-Pierre Rivet	Atelier mécanique
Douchane Stéfanovitch	Electronique

Thèses soutenues
Vincent Debout	Spectroscopie infrarouge moléculaire avec VIRTIS/Rosetta (2015)
Jennifer Romon	Simulation des états de surface de noyaux cométaires et TNOs (2002)
Yamina Ghomchi	Caractérisation et étalonnage du détecteur IR de l'instrument VIRTIS-H pour la mission cométaire Rosetta (2001)
Aurélie Le Bras	Etude de l'état de surface des astéroïdes par spectroscopie infrarouge en réflectance (2001)

Avant intégration de l'instrument complet, VIRTIS-H a été étalonné séparément au LESIA dans la cuve SimEnOm, et les détecteurs ont été étudiés sur le banc de test YACADIRE.

VIRTIS sur Rosetta

Pierre Drossart, Stéphane Erard — 2010-04-20T07:43:28Z

L'étude des comètes dans l'infrarouge et particulièrement de la coma interne et de la surface est très limitée à partir d'observations au sol. L'étude rapprochée par Rosetta dans tout le domaine visible/infrarouge, avec des capacités de cartographie du noyau et de la coma, doit permettre de caractériser la composition de la comète 67P/Churyumov-Gerasimenko et les mécanismes de production de la coma.

L'instrument VIRTIS, un spectro-imageur visible et proche infrarouge, permettra l'étude de la composition du noyau et de la coma au cours du temps comme la comète s'approchera du Soleil.

Le LESIA a développé la voie VIRTIS-H, un spectromètre infrarouge ponctuel à moyenne résolution, et est impliqué dans toutes les phases de la mission.


La sonde Rosetta: Impression d'artiste - Crédit image : ESA