LESIA - Observatoire de Paris

L'instrument ELT - MICADO

Yann Clénet — 2023-02-02T13:22:41Z

L'instrument MICADO est l'imageur de première lumière de l'ELT (Extremely Large Telescope), le télescope géant de 39 mètres de diamètre en cours de construction au Chili. Avec une sensibilité équivalente à celle du JWST et une résolution angulaire six fois meilleure, MICADO poursuit de nombreux objectifs scientifiques, allant de l'extragalactique à la planétologie. MICADO travaillera à la limite de diffraction de l'ELT grâce à deux modes d'optique adaptative, dont un mode "SCAO" (optique adaptative classique sur étoile naturelle), développé au sein du consortium MICADO, sous responsabilité LESIA, et avec le concours de plusieurs laboratoires français.

Introduction

L'Observatoire Européen Austral (European Southern Observatory, ESO) s'apprête à relever l'un des plus grands défis instrumentaux jamais imaginés : la construction de l'Extremely Large Telescope (ELT), un télescope de 39 m de diamètre dont la mise en service est aujourd'hui prévue pour 2028. Ce télescope géant permettra des percées majeures dans des domaines clefs de l'astrophysique comme l'étude de la formation des premières galaxies ou la recherche de planètes extra-solaires dans la zone habitable de leur étoile hôte.


Vue d'artiste de l'Extremely Large Telescope: Crédits ESO

Le LESIA est responsable de la contribution française de l'imageur MICADO, qui sera le premier instrument de l'ELT. Avec plusieurs laboratoires français, le LESIA est ainsi chargé, d'une part du développement du système d'optique adaptative installé dès la première lumière de l'instrument et, d'autre part, du mode d'imagerie à haut contraste de MICADO.

Pour le LESIA, l'enjeu est double :

développer de la recherche instrumentale en optique adaptative (analyse de front d'onde et calculateur temps-réel) et en imagerie à haut contraste
obtenir un retour scientifique sur les thématique de recherche phares du laboratoire : les exoplanètes et disques de débris, la physique stellaire (e.g. les étoiles évoluées), les objets du système solaire, le Centre Galactique et plus généralement les noyaux de galaxies proches.

Les sections ci-dessous détaillent les objectifs scientifiques de MICADO, présentent l'instrument, la contribution française et du LESIA et les jalons du projet.

Objectifs scientifiques de MICADO

En sa qualité d'instrument de première lumière de l'ELT, MICADO abordera un grand nombre de sujets scientifiques qui couvrent des thèmes clés de l'astrophysique moderne. Exploitant ses excellentes sensibilité et résolution spatiale, les objectifs scientifiques principaux de MICADO portent sur les thèmes suivants :

L'évolution des galaxies via des observations de galaxies à grand décalage vers le rouge ainsi que des populations stellaires dans des galaxies locales

Simulations d'observations de galaxies lointaines par MICADO

Illustrations d'observations par MICADO de galaxies au-dessus et au-dessous de la séquence principale à z∼2, créées avec le simulateur d'observations MICADO SimCADO.

Crédit : Consortium MICADO

Le centre galactique et les trous noirs supermassifs dans les noyaux de galaxies

Le Centre Galactique : observations passées avec NACO (VLT) et futures avec MICADO (ELT)

À gauche : observation par NACO au VLT de la seconde d'angle centrale du centre galactique, montrant l'orbite de l'étoile S2 autour du trou noir supermassif. Au centre : simulation de ce qui pourrait être vu dans la même région avec MICADO. À droite : zoom sur la région la plus interne, où des étoiles sur des orbites encore plus étroites pourraient être observées.

Crédit : Consortium MICADO

Les trous noirs de masse intermédiaire dans les amas stellaires

À la recherche d'un trou noir massif au coeur de l'amas 47 Tucanae

À gauche : image de l'amas d'étoiles 47 Tucanae avec l'indication du champ de vue de MICADO. À droite, dispersion de vitesse des étoiles en fonction de la distance au centre de l'amas, montrant que les mesures actuelles sont limitées par la densité d'étoiles croissante vers ce centre. MICADO obtiendra des mesures bien meilleures au centre et permettra d'y révéler la présence ou pas d'un trou noir massif.

Crédit : Consortium MICADO

La caractérisation des exoplanètes et des disques circumstellaires à de petites échelles angulaires

Le système HR 8799 : observations passées avec SPHERE (VLT) et observations simulées avec MICADO (ELT)

À gauche, image obtenue avec SPHERE en 2h d'observations du système HR 8799, avec ses quatre planètes connues. Au centre, simulation d'observation MICADO du même système révélant les deux planètes internes en 30 s d'observations. À droite, démonstration des capacités de détection par MICADO d'exoplanètes artificiellement rajoutées.

Crédit : Zurlo+16 & MICADO consortium

Le Système solaire

Le satellite Titan de Saturne : observation passée avec la sonde Cassini et observation simulée avec MICADO

À gauche, image composite de Titan obtenue par l'instrument VIMS de la sonde Cassini. À droite, simulation d'observations par MICADO en bande K.

Crédit : Consortium MICADO

Présentation de l'instrument

L'instrument MICADO sur la plateforme Nasmyth de l'ELT

À gauche, vue d'ensemble de l'ELT avec ses instruments de première lumière (MICADO, MORFEO, HARMONI, METIS) sur une des deux plateformes Nasmyth. À droite, vue rapprochée sur les instruments et plus particulièrement MICADO, encerclé en rouge.

Crédit : ESO/consortium MICADO

L'imageur MICADO est développé par un consortium de partenaires en Allemagne, France, Autriche, Pays-Bas, Italie et Finlande, en collaboration avec l'ESO, pour un total d'environ 600 équivalents temps-plein (100 pour la contribution française) et un coût d'environ 25 millions d'euros (dont 3 pour la contribution française). Le consortium est dirigé par le Max Planck Institut for Extraterrestrial Physics (MPE) et le PI de l'instrument est Ric Davies.

Travaillant dans le proche infrarouge (0,8-2,4 μm) à la limite de diffraction de l'ELT, MICADO proposera quatre modes d'observation :

imagerie standard : avec des échelles de pixel de 1,5 et 4 millisecondes d'angle (mas), le champ de vue correspondant sera de 19 et 51 secondes d'angle carrées. Plus de 30 filtres large bande et bande étroite seront disponibles ;

imagerie astrométrique : ce mode est dimensionnant pour la conception de MICADO, avec par exemple une implémentation invariante par gravité, une conception optique à miroirs fixes, un étalonnage et un pipeline de données dédié à l'astrométrie ;

imagerie à haut contraste : ce mode utilisera le détecteur central et une configuration classique de coronographes en plan focal avec masque de Lyot, un masque de phase en plan pupille de type vAPP (vector apodizing phase plate) et du masquage de pupille ;

spectroscopie longue fente : elle permettra de couvrir simultanément une large gamme de longueurs d'onde (J : 1,16-1,35 μm, HK : 1,49-2,45 μm ou IzJ : 0,82-1,55 μm) à une résolution de 20000 sur des sources faibles compactes ou non résolues. Trois fentes seront disponibles : 3′′×16 mas (IzJ), 15′′×20 mas (J & HK), 3′′×48 mas (IzJ & HK).

MICADO dans ses configurations successives à l'ELT

À gauche, MICADO dans sa configuration "stand-alone", prévalant à la première lumière. À droite, MICADO couplé à MORFEO.

Crédit : MICADO et MORFEO consortium

Pour obtenir des images à la limite de diffraction du télescope, MICADO bénéficiera d'une correction d'optique adaptative de deux types :

une correction de type SCAO (single conjugate adaptive optics), disponible dès la première lumière et développée au sein de MICADO. Il s'agit de l'optique adaptative classique sur étoile naturelle, utilisant les miroirs déformables de l'ELT
une correction de type MCAO (multi conjugate adaptive optics), développée par le consortium MORFEO et disponible quelques années après la première lumière de MICADO. Il s'agit d'une correction grand champ, sur étoiles naturelles et lasers, utilisant les miroirs déformables de l'ELT et des miroirs déformables additionnels installés dans le module d'OA.

La contribution française et du LESIA à l'instrument

La France est un contributeur majeur à MICADO. Elle est présente au sein du projet au niveau co-I. Placée sous responsabilité LESIA, la contribution française fait intervenir aussi le GEPI, UTINAM, la Division Technique de l'INSU, le LMA et le LCF. Elle fait aussi intervenir la structure nationale EFISOFT de l'INSU.

La contribution française porte sur le développement :

du module SCAO de l'instrument ;

du mode haut contraste de l'instrument.

Le module SCAO de MICADO

Les principales spécifications qui guident la conception du module d'optique adaptative de type SCAO de MICADO sont les suivantes :

réaliser l'analyse de front d'onde dans le visible, entre 0,589 μm et 0,96 μm, sur des sources de magnitude allant de 7 à 16 en bande V (avec comme but de V=-1.46 à V=17) ;

atteindre une performance sur axe de 60% de rapport de Strehl à 2,2 μm dans des conditions atmosphériques médianes à 30° du zénith ;

permettre l'observation d'objets non sidéraux avec une vitesse différentielle entre un tel objet et la source de référence pouvant aller jusqu'à 100 arcsec/h (but : 200 arcsec/h) ;

être capable de fermer la boucle d'optique adaptative sur des objets de diamètre jusqu'à 1 arcsec.

La structure "Green Doughnut" du module SCAO de MICADO

À gauche : vue de la structure Green Doughnut du module SCAO avec le banc optique, ses trois pieds, ses baffles extérieurs et son couvercle en trois parties. À droite, vue de dessous de la structure Green Doughnut du module SCAO avec la lame dichroïque SCAO, son support et ses rails de guidage.

Crédit : Consortium MICADO

L'opto-mécanique du module SCAO de MICADO est située dans un sous-ensemble nommé "Green Doughnut" ou "NGS module", placé juste au-dessus du cryostat de MICADO auquel il est fixé. Il tourne donc solidairement avec lui. Le module SCAO occupe la partie supérieure du Green Doughnut, avec une enveloppe allouée d'environ 2,8 m de diamètre sur une hauteur de 350 mm et une masse allouée de 700 kg. La partie inférieure du Green Doughnut est occupée par les trois analyseurs doubles sur étoile naturelle de MORFEO.

L'analyseur de surface d'onde et l'unité de calibration de la SCAO de MICADO

L'analyseur de surface d'onde et l'unité de calibration de la SCAO, en configuration de validation des performances de la SCAO (à gauche) et en configuration déployée au télescope (à droite). Le faisceau optique bleu est celui de l'analyseur de surface d'onde tandis que le faisceau magenta est celui de l'unité de calibration.

Crédit : Consortium MICADO

Le module SCAO se compose des sous-systèmes opto-mécaniques suivants :

l'analyseur de surface d'onde, basé sur un analyseur de type pyramide et lui-même décomposé en plusieurs sous-ensembles qui permettent d'assurer son bon fonctionnement : un sélecteur de champ, un correcteur d'aberrations non communes, un système de modulation, un compensateur de rotation de pupille, etc.

l'unité de calibration de la SCAO, avec une configuration pour la phase d'intégration et de tests permettant de valider les performances de la SCAO et une configuration déployée, au final, sur l'instrument permettant de réaliser les étalonnages indispensables à la SCAO ;

la lame dichroïque SCAO partageant le flux reçu du télescope entre la voie d'analyse et la voie scientifique ;

la structure Green Doughnut rassemblant les composants mécaniques supportant ces trois précédents sous-systèmes.

La conception de la SCAO de MICADO comprend aussi :

l'ensemble du logiciel de contrôle commande pilotant les éléments de la SCAO, basé sur l'architecture développée par l'ESO et mis en oeuvre au sein de la structure nationale EFISOFT pour les contributions françaises aux instruments ELT ;

le calculateur temps-réel permettant de calculer les commandes envoyées aux miroirs correcteurs situés dans le télescope. Celui-ci sera basé sur la plateforme COSMIC, développée au LESIA en collaboration avec l'Australian National University et s'appuyant sur des accélérateurs matériels (carte GPU) et le calcul haute performance ;

l'électronique de contrôle.

Performances sur axe et hors axe de la SCAO de MICADO

À gauche, performance sur axe de la boucle SCAO en bande K vs. la magnitude de la source de référence, calculée pour plusieurs conditions de turbulence. À droite, performance de la boucle SCAO en bande K vs. la distance à la source de référence, calculée pour plusieurs conditions de turbulence.

Crédit : Consortium MICADO

Enfin, outre les études de conception proprement-dites de la SCAO, son développement inclut :

de la R&D en optique adaptative liée aux problématiques ELT ou à l'analyse de front d'onde pyramide (ex : analyse de front d'onde et commande en optique adaptative pour la pupille fragmentée de l'ELT, gestion de la prise au vent et des vibrations pour la commande de la SCAO de MICADO) ;

de nombreux prototypages : pilotage de module Beckhoff, analyse de front d'onde pyramide, miroir en toit, sélecteur de champ ;

des simulations numériques de performances de la SCAO.

Le mode haut contraste de MICADO

Les principales spécifications guidant la conception du mode haut contraste de MICADO sont les suivantes :

après un post-traitement approprié, les coronographes doivent atteindre les contrastes suivants : 1/10000 à une séparation de 100 mas, 1/100000 à une séparation de 500 mas ;

les coronographes en plan focal doivent avoir une atténuation du pic central en bande K plus grande que 30.

Images obtenues avec les coronographes de MICADO

À gauche, images obtenues en 30 s de pose avec les trois coronographes en plan focal à travers les filtres étroits en bandes J, H et K pour un seeing de 0,7". À droite, image obtenue en 30 s de pose avec le coronographe vAPP en bande K avec un seeing de 0,7".

Crédit : Consortium MICADO

Trois modes d'observation à haut contraste sont prévus :

coronographe en plan focal : trois masques focaux sont prévus pour optimiser la détection des planètes et l'observation de disques à différentes distances de l'étoile et pour différentes conditions d'observation (cibles faibles, effets de dispersion atmosphérique, longueurs d'onde). Ces masques seront associés à un diaphragme de Lyot (deux autres diaphragmes combinés à une densité neutre seront utilisés pour étalonner la mesure photométrique du signal de la planète ou du disque) ;

masque pupillaire d'apodisation de phase qui permet la détection des planètes à faible distance de l'étoile. Un composant vAPP, conçu par l'Université de Leiden, sera intégré à MICADO. Ce mode est moins sensible à l'erreur résiduelle de tip-tilt du système d'optique adaptative et est complémentaire des coronographes en plan focal ;

imagerie d'ouverture non redondante : il est prévu deux masques d'amplitude en plan pupille parsemés de trous. Ils utilisent la technique de masquage non redondant pour permettre une détection à la limite de diffraction voire en dessous. Ces masques auront un nombre et une configuration de trous différents, permettant ainsi d'adapter le masque suivant la cible et le type d'objet observé (cible faible, recherche de compagnon ou détection de disque, bande spectrale).

Simulations d'erreur de centrage avec le coronographe de MICADO pour valider l'algorithme STARLOC

Images coronographiques obtenues à 2,145 μm avec l'un des coronographes en plan focal avec, de gauche à droite, des erreurs de centrage croissant de 0 à 6 mas. Le cercle bleu figure la limite du masque coronographique (50 mas de rayon), les cercles verts externes figurent la couronne utilisée par STARLOC pour analyser le flux et estimer le décentrement de l'image, les rectangles I1, I2, I3, I4 sont les zones utilisées pour calculer les différences d'intensité horizontalement (I2-I1) et verticalement (I3-I4).

Crédit : Consortium MICADO

Outre la conception des masques proprement-dite, le développement du mode haut contraste de MICADO comprend aussi :

des simulations numériques de performances de chacun des modes d'observations haut contraste, en incluant de nombreux effets tels que les résidus de turbulence après l'optique adaptative en fonction des conditions atmosphériques, les aberrations statiques, la largeur spectrale des filtres, l'angle zénithal, les segments manquants du télescope, la magnitude de l'étoile (déterminant le bruit de photon), bruit de détecteur, émission thermique du télescope et du fond de ciel etc.

le développement d'un algorithme d'estimation des erreurs de centrage de l'étoile centrale pour les coronographes de Lyot (STARLOC).

Principaux jalons du projet

Les principaux jalons du projet sont les suivants :

phase A : 2008-2010
signature du contrat avec l'ESO : septembre 2015
revue de conception préliminaire : novembre 2018 (validée officiellement en janvier 2020)
revues de conception finale : avril 2021 à juillet 2024
recette préliminaire en Europe (preliminary acceptance Europe) : fin 2028
commissioning de la configuration standalone (i.e. sans MORFEO) : fin 2028 à mi 2029

Spectro-imageur MIRS pour la mission MMX de la JAXA

2020-08-28T09:40:56Z

La mission Martian Moon eXploration (MMX) de la JAXA (Japan Aerospace Exploration Agency) est la première mission de retour d'échantillons du satellite Phobos. Elle prévoit également une exploration du système de la planète Mars.

L'objectif principal de la mission est de déchiffrer l'origine des lunes martiennes, ce qui fournira des informations importantes sur la formation des planètes et sur les conditions d'apparition de l'eau sur les planètes de type terrestre.

L'instrument MIRS (MMX InfraRed Spectrometer), développé sous la responsabilité du LESIA, est un spectromètre imageur qui permettra de caractériser la composition du système martien et contribuera à sélectionner les sites candidats pour prélever des échantillons.

La mission MMX

Martian Moon eXploration (MMX) sera lancée en septembre 2026 vers le système martien pour ramener des échantillons de la surface de Phobos, effectuer des observations détaillées de Phobos et de Deimos et surveiller le climat de Mars. La mission effectuera un voyage aller-retour en cinq ans, avec retour sur Terre des échantillons de Phobos en juillet 2031. La sonde arrivera dans le système de Mars en août 2027. Elle restera trois ans sur des orbites quasi-satellitaires (QSO) autour de Phobos à différentes altitudes pour sélectionner les sites d'échantillonnage et d'atterrissage.


La plus grande lune de Mars, Phobos, vue par Mars Reconnaissance Orbiter en 2008: L'image a été prise à une distance d'environ 6 800 kilomètres. Elle est présentée en couleurs en combinant les données des canaux bleu-vert, rouge et infrarouge proche de la caméra.
(Source : NASA/JPL-Caltech/University of Arizona)

La sonde descendra pendant plusieurs heures sur la surface de Phobos pour collecter au moins 10 g du régolithe de Phobos à l'aide d'une carotteuse à 2 cm de profondeur. MMX collectera des échantillons de Phobos sur deux sites différents.

Après le prélèvement des échantillons, la sonde quittera le système martien et ramènera les échantillons sur Terre, achevant le premier aller-retour vers le système de la planète rouge.


Séquence de la mission MMX

Les principaux objectifs de la mission sont :

Comprendre l'origine des lunes martiennes par des observations rapprochées et par retour d'échantillons ;

Contraindre les processus de formation planétaire et de transport de matériaux dans la région reliant le système solaire intérieur et extérieur ;

Révéler les processus évolutifs du système martien dans les environnements circum-martiens.

Un ensemble d'instruments permettra d'atteindre ces objectifs :

la caméra grand angle OROCHI (radiomètre optique composé d'imageurs chromatiques),
la caméra (angle étroit) TENGOO (imageur télescopique pointé au Nadir, pour la géomorphologie),
l'altimètre laser LIDAR (Light Detector and Ranging),
le détecteur de poussière CMDM (Circum-Martian Dust Monitor),
le spectromètre de masse MSA (Mass Spectrum Analyzer),
le spectromètre à rayons gamma et à neutrons MEGANE (« lunettes » en japonais) fourni par la NASA,
le spectromètre proche infrarouge MIRS (MMX InfraRed Spectrometer) fourni par le LESIA,
le dispositif d'échantillonnage SMP et la capsule de retour d'échantillons.

Un petit rover (poids total inférieur à 30 kg) développé par le CNES et le DLR, sera largué sur la surface de Phobos. La charge utile du rover comprend quatre instruments scientifiques :

un radiomètre infrarouge thermique (miniRAD),
un spectromètre Raman (RAX),
une paire de caméras stéréo tournées vers l'avant (NavCAM),
deux caméras qui observent l'interface roues-surface (WheelCAM) pour étudier les propriétés mécaniques du régolithe de Phobos.


La sonde MMX

L'ESA participera à la mission contribuant aux communications avec les antennes de son réseau d'espace profond.

MIRS

MIRS est un spectromètre imageur dans la bande spectrale 0,9 - 3,6 microns avec une résolution spectrale meilleure que 20 nm. L'IFOV (champ de vue d'un pixel) est de 0,35 milli-radian et le champ de vue total de +/- 1,65 degrés. Le rapport signal sur bruit est supérieur à 100 jusqu'à 3,2 µm dans un temps d'intégration inférieur à 2 s. Le détecteur a une dimension de 256 x 256 pixels avec une taille de pixel de 30 microns. La masse totale de 10,2kg, et le volume de l'instrument complet est d'environ 165 x 155 x 65 mm³. Le modèle de vol de l'instrument MIRS a été livré à la JAXA fin Mars 2024


Instrument MIRS composé de 2 boitiers. Un boitier électronique (à droite) et un boitier optique (à gauche)

L'instrument MIRS est sous la maîtrise d'oeuvre du LESIA en collaboration avec cinq autres laboratoires français et le CNES : le Laboratoire d'astrophysique de Bordeaux (LAB), le Laboratoire atmosphères, milieux, observations spatiales (LATMOS), l'Observatoire Midi-Pyrénées (OMP), le Laboratoire d'astrophysique de Marseille (LAM), et l'Institut de Recherche en Astrophysique et en Planétologie (IRAP). L'instrument MIRS est sous la maîtrise d'ouvrage du CNES.


Organigramme du projet MIRS

Objectifs scientifiques de MIRS

MIRS devra caractériser les surfaces de Phobos et de Deimos et la composition atmosphérique de Mars, en identifiant les signatures spectrales caractéristiques dans le proche infrarouge. MIRS doit répondre aux exigences de la mission, en particulier :

1) Étudier la distribution de surface des matériaux constitutifs de Phobos. Les minéraux hydratés et autres minéraux doivent être identifiés en relation avec la topographie et caractérisés dans un point de vue spectroscopique à une résolution au sol de 20 m sur la quasi-totalité de la surface du satellite, et à une résolution spatiale de 1 m, dans un rayon de 50 m autour du point de prélèvement.
MIRS devra mesurer sur toute la surface la teneur en eau (glace) (bande d'absorption à 3,0-3,2 μm), les minéraux silicatés hydratés (bandes d'absorption caractéristiques à 2,7-2,8 μm), et la matière organique (3,3.-3,5 μm).

2) Étudier la distribution des matériaux constitutifs de Deimos, à partir des informations spectroscopiques ; déterminer en relation avec la topographie dans des zones caractéristiques de la surface de la lune, la distribution des minéraux hydratés, et d'autres minéraux, avec une résolution spatiale horizontale de 100 m ou mieux.

3) Contraindre les processus de transport de poussière et d'eau près de la surface martienne : des observations continues des tempêtes de poussière, de nuages de glace et de vapeur d'eau seront menées pour les latitudes moyennes et basses à partir de l'orbite équatoriale de haute altitude au cours de différentes saisons avec une résolution temporelle de 1 heure.

Les observations de MIRS permettront de déterminer la distribution de la quantité de vapeur d'eau dans des colonnes atmosphériques avec une résolution spatiale de 10 km, une précision radiométrique spectrale absolue de 10%, une précision relative radiométrique spectrale de 1%, et avec une résolution temporelle inférieure à 1 heure dans des zones sélectionnées à basse latitude. Ces observations seront effectuées sur plusieurs jours successifs dans différentes saisons.

MIRS permettra d'étudier la composition de Phobos, Deimos et de caractériser les variations temporelles dans l'atmosphère de Mars. Il sera également un instrument fondamental pour contribuer à la sélection des deux sites de collecte des échantillons sur la surface de Phobos.

L'équipe scientifique de MIRS est constituée de plusieurs co-Is Japonais et de co-Is de 10 laboratoires français : LESIA (Laboratoire d'études spatiales et d'instrumentation en astrophysique), IPAG (Institut de planétologie et d'astrophysique de Grenoble), IPGP (Institut de physique du globe de Paris), IRAP (Institut de recherche en astrophysique et planétologie), LATMOS (Laboratoire atmosphères et observations spatiales), LAM (Laboratoire d'astrophysique de Marseille), LPG-N (Laboratoire de Planétologie et Géosciences de Nantes), LMD (Laboratoire de météorologie dynamique), LAB (Laboratoire d'Astrophysique de Bordeaux) et OCA (Observatoire de la Côte d'Azur).

Site web MIRS

https://sites.lesia.obspm.fr/mirs-public/

Film de présentation de MIRS et de la mission MMX :

https://www.youtube.com/watch?v=ibFYY9D4gm8

Personnels LESIA impliqués
Vartan ARSLANYAN (fabrication mécanique)
Antonella BARUCCI (PI)
Pernelle BERNARDI (responsable système)
Marion BONAFOUS (AIT)
Bruno BORGO (conception mécanique)
Tristan BUEY (expert détecteur)
Frederic CHAPRON (architecte mécanique)
Gaël DAVID (post doc)
Alain DORESSOUNDIRAM (deputy PI)
Sonia FORNASIER (Instrument Scientist)
Marcello FULCHIGNONI (associated scientist)
Corentin GABIER (CDD analyses thermiques)
Sophie JACQUINOD (pipeline de données)
Dieudonné KITEZE (CDD analyses mécaniques)
Ludovic LE NOC (CDD conception mécanique)
Cedric LEYRAT (co-I )
Frederic MERLIN (co-I)
Napoléon NGUYEN-TUONG (architecte thermique)
Patricia NIBERT (administration)
Jérôme PARISOT (responsable AIT)
Giovanni POGGIALI (post-doctorant)
Jean-Michel REESS (chef de projet)
Robin SULTANA (post doc)
Antonin WARGNIER (thésard)
Didier ZÉGANADIN (AP/AQ)

Les laboratoires impliqués dans le consortium RPW
Laboratoire	Pays
LESIA, Observatoire de Paris	France
LPC2E, Orléans	France
LPP, Polytechnique	France
IRF, Uppsala & KTH, Stockholm	Suède
IAP & Astronomical Institute, Prague	République Tchèque
IWF, Graz	Autriche
University of California Berkeley (*lien scientifique avec Solar Probe Plus)	USA

Type d'instrumentation	Développements instrumentaux associés
Chaîne de pré-amplification	Récepteurs radio de RPI - IMAGE / NASA
Récepteur numérique ondes radio	Prototype adapté aux ondes radio basse fréquence (50-300 MHz) pour FASR
Spectromètre radio numérique	Prospective Cosmic Vision M5 : ALFVEN, FARSIDE et URANUS
Phase A Cosmic Vision M4 : THOR
Spectromètre radio analogique	Récepteurs radio de RPW sur SOLAR ORBITER - Cosmic Vision M1 / ESA, WAVES sur WIND / NASA, STAFF - CLUSTER / ESA, RPWS sur CASSINI / NASA-ESA, URAP sur ULYSSE / ESA-NASA, SORBET sur BepiColombo-MMO / JAXA, 3D Radio Sources sur ISEE3/ICE / NASA
Spectromètre radio 3D	Récepteurs radio de SWAVES - STEREO / NASA
Miniaturisation des analyseurs d'ondes plasmas	Miniaturisation des analyseurs d'ondes plasmas à base d'ASIC analogiques
R&T ASIC pour récepteurs radio numériques non hétérodynes

Type d'instrumentation	Développements instrumentaux associés
Logiciels de vol	Instruments Sorbet (MMO-BepiColombo), RPW (Solar Orbiter) et mission PLATO
Plate-forme générique GERICOS
Logiciels de tests et validation	Plate-forme logicielle de test des missions COROT et PLATO, et de l'instrument RPW (Solar Orbiter)
Simulateur GEDEON
Contrôle temps-réel pour l'instrumentation sol et le calcul haute performance	Logiciel de contrôle commande d'instrument (projet ŒIL, banc SESAME)
Logiciel temps-réel du suiveur de franges VLT/GRAVITY
Calculateur temps-réel pour système d'optique adaptative (CANARY, projet de prototypage E-ELT Green Flash, MICADO)
Logiciel de simulation d'optique adaptative basé sur architecture GPU (COMPASS)

Type d'instrumentation	Développements instrumentaux associés
Détecteurs visibles	DENIS - T1M / ESO, DISR sur HUYGENS / ESA/NASA, COROT / CNES
Détecteurs infrarouges (1 à 5 µm)	ISM - URSS, voie SW - ISOCAM / ESA, DISR sur HUYGENS / ESA/NASA, OMEGA sur Mars Express / ESA, VIRTIS sur Rosetta / ESA, VIRTIS sur Venus Express / ESA, ViHi sur BepiColombo MPO / ESA, MicrOmega - Phobos-Grunt / IKI, DENIS - T1M / ESO, ASO-IR de NAOS - VLT / ESO, caméra CIRCUS 3M60 - CFHT, OHANA - Hawaii, R&D PERSEE, FLUOR, CANARY
Détecteur infrarouge lointain (25 à 150 µm)	Détecteur bolométrique pour DESIR
Electroniques de proximité (pilotage et traitement)	Electroniques spatialisables
R&T miniaturisation à base d'ASIC

Type d'instrumentation	Développements instrumentaux associés
Coronographe à masque de phase	MICADO (E-ELT / VLT), SPHERE (VLT / ESO), MIRI (JWST / NASA), R&D SEE-COAST/SPICES, R&D 4Q++
Analyseur de front d'onde en plan focal	R&D THD, SCC Palomar, EPICS (E-ELT / ESO)

Type d'instrumentation	Développements instrumentaux associés
Photomètre visible très haute précision relative	Caméra visible de COROT / CNES
Case à équipements de COROT / CNES

Type d'instrumentation	Développements instrumentaux associés
Spectrophotométrie UV et visible	Spectropolarimétrie R&T UVMAG - CNES, ARAGO - Cosmic Vision M5 / ESA
Magnétographe	DPSM (Double Passage Soustractif Multicanal) Themis, R&D DPSM/S4I pour EST

Type d'instrumentation	Développements instrumentaux associés
Algorithmes de traitement des données	Algorithmes bords et L0-L1 sols de la mission PLATO
Algorithmes de calibration de la voie H et de calcul orbitographique de l'instrument VIRTIS (ROSETTA)
Algorithmes de traitement des données des instruments MIRO (ROSETTA), RPW (Solar Orbiter), Gravity (VLTI), METEOSPACE (Calern), radiohéliographe et radiospectrographe ORFEES (Nancay)
Exploitation des chaînes de traitement des données	Instruments Kronos (Cassini), STAFF (Cluster), WAVES (Stereo), WAVES (WIND), VIRTIS (ROSETTA), MIRO (ROSETTA), Mission COROT
Bases de données et services Observatoire Virtuel	Données solaires : données sol BASS2000, données radio d'instruments spatiaux et sol (MASER), données des moniteurs à neutron Kerguelen et Terre Adélie (PREVI), données de l'instrument STAFF (Cluster)
Données de sismologie stellaire (SPACEINN/Seismic+)
Données du catalogue HFC/HELIO
Données d'imagerie aurorales (APIS)

Type d'instrumentation	Développements instrumentaux associés
Recombinaison interférométrique par fibres optiques	Gravity (VLTI / ESO), OHANA (télescopes à Hawaii), VINCI (VLTI / ESO), FLUOR (CHARA)
Interférométrie à frange noire	R&D Damned, R&D PERSEE (démonstrateur pour PEGASE)
Masquage de pupilles par fibre optique	R&D FIRST
Suiveur de franges	Gravity (VLTI / ESO)

Type d'instrumentation	Développements instrumentaux associés
Analyseurs plasma	CIRCUS - Campus spatial PSL CERES
Interférométrie Radio Spatiale	NOIRE
Masquage de pupilles par fibre optique	PICSAT - ERC

Type d'instrumentation	Développements instrumentaux associés
Analyseur de surface d'onde infrarouge	SPHERE (VLT / ESO), NAOS (VLT / ESO)
Analyseur de surface d'onde visible	MICADO (ELT / ESO), R&D PYRCADO, PUEO (CFHT)
Système SCAO	MICADO (ELT / ESO)
Système MOAO	démonstrateur CANARY, MOSAIC (E-ELT / ESO)
Calculateurs temps-réel	démonstrateur CANARY, instruments E-ELT, projet ŒIL
Système OA pour l'ophtalmologie	Projet ŒIL (LESIA - Hopital des XV-XX)

Type d'instrumentation	Développements instrumentaux associés
Miroirs Tip Tilt pour l'optique adaptative	SPHERE (VLT / ESO), CANARY, SUBARU, SESAME, MACAO (VTL & VLTI / ESO), ALTAIR (GEMINI), NAOS (VLT / ESO), PUEO (CFHT), COME-ON (3.6 m / ESO)
Miroirs stabilisateurs d'images	SPHERE (VLT / ESO), WIRCAM (CFHT), MEGACAM (CFHT)

Type d'instrumentation	Développements instrumentaux associés
Spectro imageur infrarouge	OMEGA - MARS EXPRESS / ESA, VIRTIS-H - ROSETTA /ESA, VIRTIS-H - VENUS EXPRESS /ESA, SUPERCAM - MARS2020/NASA, Phase A ARIEL (voir EChO) - Cosmic Vision M4 / ESA, R&D Spectromètre à filtre variable

Type d'instrumentation	Développements instrumentaux associés
Simulations numériques	Voir la page de l'équipe SNA

Equipe LESIA de la R&D "calcul haute performance pour l'optique adaptative"
Nom	Rôle
D. Gratadour	Responsable scientifique de la R&D
A. Sevin	Chef de projet, architecture software / spécialiste GPU
D. Perret	Electronique / spécialiste FPGA
J. Brulé	Informatique / développement informatique bas niveau
B. Le Ruyet	Electronique / spécialiste FPGA
F. Ferreira	Doctorant / développement d'outil de simulation
M. Lainé	CDD / développement middleware / spécialiste GPU
N. Doucet	CDD / développement / spécialiste GPU
J. Bernard	CDD / développement / spécialiste GPU

Nom et prénom	Responsabilité
Sylvestre Lacour	Responsable scientifique
Vincent Lapeyrere	Chef de projet
Lester David	Ingénierie système
Mathias Nowak	Contrôle charge utile
Pierre Fedou	Segment sol (hard)
Guillaume Schworer	Segment sol (soft)

L'instrument RPW sur Solar Orbiter

Milan Maksimovic, Sylviane Chaintreuil — 2016-11-30T16:27:20Z

La mission Solar Orbiter

L'expérience Radio and Plasma Waves (RPW) a été proposée par un consortium international conduit par le LESIA (PI : M. Maksimovic, chef de projet : S. Chaintreuil) en réponse à l'appel à d'offre de l'ESA pour Solar Orbiter. Les objectifs de cet instrument, permettant à la fois des observations in-situ et de télédetection (émissions radio solaires), sont de mesurer, d'une part les ondes électriques depuis le continu jusqu'à 16 MHz et d'autre part les ondes magnétiques depuis quelques Hertz jusqu'à 500 kHz.

Les laboratoires impliqués dans le consortium RPW
Laboratoire Pays

LESIA, Observatoire de Paris France

LPC2E, Orléans France

LPP, Polytechnique France

IRF, Uppsala & KTH, Stockholm Suède

IAP & Astronomical Institute, Prague République Tchèque

IWF, Graz Autriche

University of California Berkeley (*lien scientifique avec Solar Probe Plus) USA

Le design et les performances de l'expérience RPW permettent pour la première fois des mesures très précises des champs électriques basse fréquence dans l'héliosphère interne, dans le vent ambiant ou bien au travers des chocs interplanétaires. A plus haute fréquence, la spectroscopie de bruit thermique fournit des mesures précises des densités et températures électroniques.

Les objectifs spécifiques de RPW sont :

Champs électriques au travers de chocs et régions de reconnexion
Dissipation de la turbulence aux petites échelles
Rôle des instabilités électromagnétiques dans la régulation de l'anisotropie de température et du flux de chaleur
Emissions radio solaires

Equipements RPW embarqués sur Solar Orbiter

Personnels du LESIA impliqués sur RPW

Equipe scientifique : M. Maksimovic (PI), O. Alexandrova, C. Briand, B. Cecconi, K. Issautier, L. Klein, L. Lamy, L. Matteini, N. Meyer-Vernet, M. Moncuquet, F. Pantellini, N. Vilmer, A. Zaslavsky.

Equipe technique :

Instrument : †S. Chaintreuil (cheffe de projet), M. Dekkali (Ingénieur système), P.-L. Astier, G. Barbary, F. Chapron, M. Chariet, C. Collin, D. Dias, L. Gueguen, A. Habet, V. Leray, L. Malac-Allain, J. Parisot, P. Plasson, W. Recart, S. Thijs, D. Zeganadin
Segment sol (ROC) : X. Bonnin (chef de projet), D. Bérard, F. Henry, Q.N. Nguyen, R. Romagnan, N. Fuller

Ont également contribué : A. Aboubacar, K. Boughedada, C. Cuomo, M. Duarte, T. Gadeaud, C. Guériau, E. Holle, I. Laglil, S. Lion, O. Meslouh, L. Mouysset, Y. Rolland, S. Papais ,D. Polizzi, J.-B. Viout, H. Warnier, M. Yadallee.

Pour en savoir plus
La mission Solar Orbiter
Instrument RPW sur le site du CNES
Portail RPW au LESIA

Filières techniques

2016-02-21T19:32:19Z

Les activités instrumentales du LESIA se déclinent sur douze filières techniques.

Sommaire

Analyseurs d'ondes plasmas

Informatique instrumentale

Détecteurs et électroniques de proximité

Haute dynamique

Photométrie

Polarimètre et magnétomètre stellaires

Informatique scientifique

Interférométrie

Nanosatellites

Optique Adaptative

Spectrométrie

Simulations numériques en astrophysique

Analyseurs d'ondes plasmas

Type d'instrumentation Développements instrumentaux associés

Chaîne de pré-amplification Récepteurs radio de RPI - IMAGE / NASA

Récepteur numérique ondes radio Prototype adapté aux ondes radio basse fréquence (50-300 MHz) pour FASR

Spectromètre radio numérique Prospective Cosmic Vision M5 : ALFVEN, FARSIDE et URANUS

Phase A Cosmic Vision M4 : THOR

Spectromètre radio analogique Récepteurs radio de RPW sur SOLAR ORBITER - Cosmic Vision M1 / ESA,
WAVES sur WIND / NASA,
STAFF - CLUSTER / ESA,
RPWS sur CASSINI / NASA-ESA,
URAP sur ULYSSE / ESA-NASA,
SORBET sur BepiColombo-MMO / JAXA,
3D Radio Sources sur ISEE3/ICE / NASA

Spectromètre radio 3D Récepteurs radio de SWAVES - STEREO / NASA

Miniaturisation des analyseurs d'ondes plasmas Miniaturisation des analyseurs d'ondes plasmas à base d'ASIC analogiques

R&T ASIC pour récepteurs radio numériques non hétérodynes

Informatique instrumentale

Type d'instrumentation Développements instrumentaux associés

Logiciels de vol Instruments Sorbet (MMO-BepiColombo), RPW (Solar Orbiter) et mission PLATO

Plate-forme générique GERICOS

Logiciels de tests et validation Plate-forme logicielle de test des missions COROT et PLATO, et de l'instrument RPW (Solar Orbiter)

Simulateur GEDEON

Contrôle temps-réel pour l'instrumentation sol et le calcul haute performance Logiciel de contrôle commande d'instrument (projet ŒIL, banc SESAME)

Logiciel temps-réel du suiveur de franges VLT/GRAVITY

Calculateur temps-réel pour système d'optique adaptative (CANARY, projet de prototypage E-ELT Green Flash, MICADO)

Logiciel de simulation d'optique adaptative basé sur architecture GPU (COMPASS)

Détecteurs et électroniques de proximité

Type d'instrumentation Développements instrumentaux associés

Détecteurs visibles DENIS - T1M / ESO,
DISR sur HUYGENS / ESA/NASA,
COROT / CNES

Détecteurs infrarouges (1 à 5 µm) ISM - URSS,
voie SW - ISOCAM / ESA,
DISR sur HUYGENS / ESA/NASA,
OMEGA sur Mars Express / ESA,
VIRTIS sur Rosetta / ESA,
VIRTIS sur Venus Express / ESA,
ViHi sur BepiColombo MPO / ESA,
MicrOmega - Phobos-Grunt / IKI,
DENIS - T1M / ESO,
ASO-IR de NAOS - VLT / ESO,
caméra CIRCUS 3M60 - CFHT,
OHANA - Hawaii,
R&D PERSEE,
FLUOR,
CANARY

Détecteur infrarouge lointain (25 à 150 µm) Détecteur bolométrique pour DESIR

Electroniques de proximité (pilotage et traitement) Electroniques spatialisables

R&T miniaturisation à base d'ASIC

Haute dynamique

Type d'instrumentation Développements instrumentaux associés

Coronographe à masque de phase MICADO (E-ELT / VLT),
SPHERE (VLT / ESO),
MIRI (JWST / NASA),
R&D SEE-COAST/SPICES,
R&D 4Q++

Analyseur de front d'onde en plan focal R&D THD,
SCC Palomar,
EPICS (E-ELT / ESO)

Photométrie

Type d'instrumentation Développements instrumentaux associés

Photomètre visible très haute précision relative Caméra visible de COROT / CNES

Case à équipements de COROT / CNES

Polarimètre et magnétomètre stellaires

Type d'instrumentation Développements instrumentaux associés

Spectrophotométrie UV et visible Spectropolarimétrie R&T UVMAG - CNES,
ARAGO - Cosmic Vision M5 / ESA

Magnétographe DPSM (Double Passage Soustractif Multicanal) Themis,
R&D DPSM/S4I pour EST

Informatique scientifique

Type d'instrumentation Développements instrumentaux associés

Algorithmes de traitement des données Algorithmes bords et L0-L1 sols de la mission PLATO

Algorithmes de calibration de la voie H et de calcul orbitographique de l'instrument VIRTIS (ROSETTA)

Algorithmes de traitement des données des instruments MIRO (ROSETTA),
RPW (Solar Orbiter),
Gravity (VLTI),
METEOSPACE (Calern),
radiohéliographe et radiospectrographe ORFEES (Nancay)

Exploitation des chaînes de traitement des données Instruments Kronos (Cassini),
STAFF (Cluster),
WAVES (Stereo),
WAVES (WIND),
VIRTIS (ROSETTA),
MIRO (ROSETTA),
Mission COROT

Bases de données et services Observatoire Virtuel Données solaires : données sol BASS2000,
données radio d'instruments spatiaux et sol (MASER),
données des moniteurs à neutron Kerguelen et Terre Adélie (PREVI),
données de l'instrument STAFF (Cluster)

Données de sismologie stellaire (SPACEINN/Seismic+)

Données du catalogue HFC/HELIO

Données d'imagerie aurorales (APIS)

Interférométrie

Type d'instrumentation Développements instrumentaux associés

Recombinaison interférométrique par fibres optiques Gravity (VLTI / ESO),
OHANA (télescopes à Hawaii),
VINCI (VLTI / ESO),
FLUOR (CHARA)

Interférométrie à frange noire R&D Damned,
R&D PERSEE (démonstrateur pour PEGASE)

Masquage de pupilles par fibre optique R&D FIRST

Suiveur de franges Gravity (VLTI / ESO)

Nanosatellites

Type d'instrumentation Développements instrumentaux associés

Analyseurs plasma CIRCUS - Campus spatial PSL CERES

Interférométrie Radio Spatiale NOIRE

Masquage de pupilles par fibre optique PICSAT - ERC

Optique Adaptative

Type d'instrumentation Développements instrumentaux associés

Analyseur de surface d'onde infrarouge SPHERE (VLT / ESO), NAOS (VLT / ESO)

Analyseur de surface d'onde visible MICADO (ELT / ESO), R&D PYRCADO, PUEO (CFHT)

Système SCAO MICADO (ELT / ESO)

Système MOAO démonstrateur CANARY, MOSAIC (E-ELT / ESO)

Calculateurs temps-réel démonstrateur CANARY, instruments E-ELT, projet ŒIL

Système OA pour l'ophtalmologie Projet ŒIL (LESIA - Hopital des XV-XX)

Miroirs Tip Tilt

Type d'instrumentation Développements instrumentaux associés

Miroirs Tip Tilt pour l'optique adaptative SPHERE (VLT / ESO),
CANARY,
SUBARU,
SESAME,
MACAO (VTL & VLTI / ESO),
ALTAIR (GEMINI),
NAOS (VLT / ESO),
PUEO (CFHT),
COME-ON (3.6 m / ESO)

Miroirs stabilisateurs d'images SPHERE (VLT / ESO),
WIRCAM (CFHT),
MEGACAM (CFHT)

Spectrométrie

Type d'instrumentation Développements instrumentaux associés

Spectro imageur infrarouge OMEGA - MARS EXPRESS / ESA,
VIRTIS-H - ROSETTA /ESA,
VIRTIS-H - VENUS EXPRESS /ESA,
SUPERCAM - MARS2020/NASA,
Phase A ARIEL (voir EChO) - Cosmic Vision M4 / ESA,
R&D Spectromètre à filtre variable

Simulations numériques en astrophysique

Type d'instrumentation Développements instrumentaux associés

Simulations numériques Voir la page de l'équipe SNA

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Simulations numériques efficaces pour l'optique adaptative

Damien Gratadour — 2015-10-02T15:21:23Z

Les simulations Monte Carlo dites bout-en-bout sont largement utilisées dans la communauté de l'instrumentation pour prédire la performance des systèmes, pour tester de nouveaux concepts et valider leurs comportements ou pour mener des études de compromis technologique pour leur conception. Ces simulations intensives multi-physiques impliquent des algorithmes complexes basés sur l'utilisation d'une variété de bibliothèques mathématiques (générateurs de nombres aléatoires, transformée de Fourier, librairies de routines BLAS et LAPACK).

Une approche innovante, apparue depuis moins d'une dizaine d'années dans le domaine du calcul haute performance, consiste à utiliser des accélérateurs matériels tels que des processeurs graphiques reprogrammables (GPU) pour s'affranchir des limitations de l'architecture X86 et maximiser à la fois le ratio puissance de calcul / coût et le ratio puissance de calcul / énergie nécessaire. Avec l'émergence du concept de GPGPU (General Purpose GPU computing), il est maintenant possible, avec un minimum d'effort, d'exécuter du code générique sur cette architecture massivement parallèle. Les GPU offrent une solution peu onéreuse pour construire des grappes de calcul massivement parallèles afin de résoudre des problèmes calculatoires de grandes échelles de manière efficace.

Nous avons proposé de mettre en oeuvre une plateforme de développement numérique pour l'optique adaptative (OA) : COMPASS, incluant :

Un outil de simulation de bout-en-bout à pleine échelle de l'OA pour différents dimensionnements ;
Un noyau temps réel optimisé pouvant être directement intégré dans un système réel ;
Un prototype de système d'acquisition à faible latence.

Le développement de cette plateforme est basé sur une intégration complète du logiciel avec le matériel et s'appuie sur une migration optimisée de la simulation vers une architecture hétérogène utilisant les GPU comme accélérateurs. Les axes de recherche sont multiples : modélisation de l'OA, contrôle temps-réel en boucle ouverte ou fermée, acquisition d'images à faible latence et science avec OA dans le contexte de l'instrumentation de l'E-ELT. La collaboration mise en place est pluridisciplinaire alliant spécialistes de l'astrophysique, de l'instrumentation pour les grands télescopes et du calcul haute performance.

Le projet débuté en mars 2013 fédère le travail des équipes de six laboratoires partenaires en France et a été financé par l'ANR. L'approche pluridisciplinaire qui est suivie a permis de produire des résultats intéressants le long des différents axes de recherche du projet, comme le montrent les différents travaux publiés menés avec la plateforme (Clénet et al. 2015, Carlotti et al. 2014 ; Gratadour et al. 2014 ; Vidal et al. 2014 ; Baudoz et al. 2014 ; Sevin et al. 2014 ; Gendron et al. 2014 ; Gratadour et al. 2013 ; Clénet et al. 2013).

Au-delà de la simulation de l'OA un travail de définition précise de l'interface entre un simulateur d'observations et la simulation d'OA est mené ainsi qu'un premier travail d'exploitation scientifique de la plateforme complète (de l'objet astrophysique aux résultats scientifiques) à travers l'étude de différents cas scientifiques comme l'observation de noyaux actifs de galaxies.

Panneau de contrôle du logiciel de simulation OA COMPASS

La plateforme est aujourd'hui dotée de nombreuses fonctionnalités permettant de simuler une OA classique sur étoile naturelle aussi bien qu'une OA tomographique multi-laser sur différentes échelles de télescopes et avec une efficacité démontrée (5 à 10 fois plus rapide qu'un outil comme YAO largement utilisé dans la communauté). Elle a été testée par les partenaires du projet mais aussi par des équipes extérieures en Europe et a prouvé sa fiabilité et son efficacité.

Au-delà de l'exploitation de la plateforme qui a déjà commencé, la suite du projet s'oriente vers le développement d'un mode distribué afin de pouvoir exécuter des simulations sur des grappes de calcul équipées de GPU et ainsi atteindre les plus grandes échelles de systèmes en minimisant le temps de simulation. Un travail important doit être mené sur l'optimisation du code afin de le rendre adaptable à l'évolution des architectures et de minimiser son empreinte mémoire tout en maximisant les performances. Une interface utilisateur dans un langage très populaire comme Python est aussi en cours de développement et devrait permettre une adoption plus rapide par la communauté. L'objectif est de faire de cette plateforme de simulation un outil standard pour le développement des télescopes à diamètres extrêmes.

COMPASS / Green Flash

Damien Gratadour — 2015-10-02T15:20:57Z

Nous menons au LESIA un travail de recherche transverse, au carrefour de l'instrumentation pour les grands télescopes et du calcul haute performance afin de développer de nouvelles solutions numériques tant matérielles que logicielles pour répondre aux défis posés par la réalisation des optiques adaptatives des instruments de l'European Extremely Large Telescope (E-ELT).

Le calcul haute performance (High Performance Computing — HPC) est devenu une composante clé de la réalisation des grands instruments scientifiques tels que ceux du futur European Extremely Large Telescope (E-ELT), qui devrait voir sa première lumière en 2024. Pour cette nouvelle catégorie d'équipement scientifique d'une échelle extrême, le HPC est non seulement utilisé pour optimiser la conception du télescope et de son instrumentation, afin d'optimiser le budget de construction, mais aussi pour l'opération de ses sous-systèmes afin de produire des données scientifiques pour des centaines d'équipes de recherche.

Par conséquent, en raison de la complexité toujours croissante des instruments astronomiques, la recherche dans le domaine du HPC est devenue un vecteur majeur de découverte scientifique. En effet, la conception d'instruments pour les grands télescopes nécessite des simulations numériques efficaces, tout à la fois des conditions d'observation et du comportement des composants. Ces instruments peuvent inclure de gros moyens informatiques pour leur opération et le stockage de données. Enfin l'extraction des observables de ces données peut également nécessiter des capacités de calcul importantes.

Dans ce contexte, nous menons au LESIA une activité de R&D basée sur le potentiel des accélérateurs matériels tels que les processeurs graphiques reprogrammables (GPU). Cette R&D se fait selon trois axes principaux :

l'outil de simulations numériques d'instrument COMPASS, projet ayant bénéficié d'un financement par l'ANR en 2013 ;
le prototypage de calculateur temps-réel des optiques adaptatives de première lumière de l'E-ELT, objet du projet Green Flash, financé en 2015 dans le cadre d'un appel européen H2020 ;
l'optimisation en temps réel des performances de l'optique adaptative, projet faisant l'objet d'une collaboration avec l'Extreme Computing Research Center (ECRC) à la King Abdullah University of Science and Technology (KAUST) en Arabie Saoudite.
Equipe LESIA de la R&D "calcul haute performance pour l'optique adaptative"
Nom Rôle

D. Gratadour Responsable scientifique de la R&D

A. Sevin Chef de projet, architecture software / spécialiste GPU

D. Perret Electronique / spécialiste FPGA

J. Brulé Informatique / développement informatique bas niveau

B. Le Ruyet Electronique / spécialiste FPGA

F. Ferreira Doctorant / développement d'outil de simulation

M. Lainé CDD / développement middleware / spécialiste GPU

N. Doucet CDD / développement / spécialiste GPU

J. Bernard CDD / développement / spécialiste GPU

PICSAT

Lester David, Sylvestre Lacour — 2015-06-11T15:02:17Z

PicSat est un nanosatellite conçu pour mesurer les transits exoplanétaires. Le développement de ce CubeSat est conduit au sein du pôle Haute Résolution Angulaire en Astronomie du LESIA, où sont réalisés des instruments interférométriques basés sur l'optique intégrée et le filtrage monomode pour l'étude des environnements stellaires.

Pour les dernières nouvelles du projet suivre le lien picsat.obspm.fr

Objectif

L'objectif principal de ce projet est d'observer le transit de la planète Beta Pictoris b devant son étoile. Découverte au VLT par l'équipe d'Anne-Marie Lagrange grâce à l'optique adaptative (Lagrange et al., 2009), la planète orbite à une dizaine d'UA de son étoile. Des mesures réalisées entre 2003 et 2015 ont permis d'affiner ses paramètres orbitaux et cela laisse à penser que la planète, où tout du moins sa sphère de Hill, transite devant son étoile (Lecavelier des Etangs & Vidal-Madjar, 2015).

Beta Pictoris dans l'infrarouge

Credits : ESO/A.-M. Lagrange et al.

De plus, ces mesures sont cohérentes avec l'évènement de novembre 1981, où des variations photométriques importantes ont été mesurées depuis le sol. Si cette planète a effectivement transité cette année-là, le prochain transit devrait avoir lieu entre juillet 2017 et mars 2018 pour une orbite excentrée de 0,12 (Lecavelier des Etangs & Vidal-Madjar, 2016).

La possibilité d'observer un transit de ce type, une planète géante vieille de quelques millions d'années orbitant autour d'une étoile très brillante est une chance qui doit être saisie. Il faut pour cela un suivi photométrique continu de l'étoile que seul un observatoire spatial peut réaliser en s'affranchissant des perturbations atmosphériques, des contraintes observationnelles du sol et de l'alternance jour/nuit.

β Pic est aussi connue pour son disque de débris, caractéristique des systèmes stellaires jeunes (20 millions d'années). Une photométrie de précision nous permettrait également de caractériser la queue de poussières d'exocomètes et de mesurer la structure du disque de débris.

Observatoire

La réalisation d'un satellite de petites dimensions aux normes CubeSat peut se faire dans le délai imparti de deux ans. Les disponibilités en termes de masse et de volume d'un modèle 3U (combinant 3 unités cubiques de 10cm) sont compatibles avec un instrument photométrique dédié.

L'observatoire spatial de 30x10x10 cm est ainsi découpé :

Vue CAO du satellite

Avec une unité pour l'électronique comprenant les antennes, le système de communication, l'ordinateur de bord, l'électronique de puissance et les batteries, une unité centrale pour le système de contrôle d'attitude (ADCS) comprenant les roues à inertie ainsi que l'électronique de la charge utile scientifique et enfin une unité pour l'opto-mécanique de la charge utile et le senseur stellaire.

Les normes CubeSat développées par CalPoly (université polytechnique de Californie) permettent l'achat d'équipements qualifiés spatial « sur étagères » participant à la réduction des coûts. De plus, l'interface lanceur est faite avec un déployeur spécialement conçu dans lequel vient se glisser le CubeSat qui est installé sur la fusée en passager secondaire. Le prix du lanceur étant porté en quasi-totalité par la charge principale, cela réduit énormément le coût de lancement, la fusée pouvant, en plus du satellite principal, embarquer une vingtaine de nanosatellites facturé entre cinquante et deux cent mille euros en fonction du nombre d'unités.

Développement

Le satellite devant permettre une photométrie de précision, plusieurs éléments critiques ont été identifiés. En premier lieu la sensibilité de détection : afin de réduire le bruit nous utilisons une photodiode à avalanche (APD). Ce détecteur monopixel à comptage de photon nous garantit la sensibilité suffisante tout en réduisant le bruit. C'est une fibre optique monomode qui assure le lien entre notre télescope et la photodiode. La fibre est ainsi placée au foyer d'un télescope constitué d'une parabole hors-axe de 50 mm diaphragmé à 37 mm. Ce type de configuration nous est permis grâce à la luminosité élevée de β Pic dont la magnitude atteint 3,86 en bande V.

Si le champ de vue de la fibre limite la lumière parasite, il nous oblige cependant à obtenir un pointage de très grande précision. Or la précision de pointage des systèmes pour CubeSat n'est pas encore suffisamment performante comme le montre les caractéristiques de l'ADCS sélectionné pour notre mission, qui est précis à 0,01°. Afin d'augmenter la précision d'un facteur 10, la position de la fibre est mobile dans le plan focal grâce à une platine piézo-électrique 2 axes qui suit le déplacement de l'étoile dû à l'instabilité de pointage. L'amplitude de déplacement de la platine offre un champ total de 0,16° supérieur à la précision de l'ADCS, permettant de compenser les vibrations et d'assurer le pointage fin nécessaire.

Prototype opto-mécanique en cours de test

Cliquer sur l'image pour l'agrandir

Qualification

Après la campagne de tests en vibrations réalisée en décembre 2015 à la PIT, où nous avions détecter une défaillance de la platine piezo-électrique PI. Le choix de la platine s'est donc porté sur une technologie qualifiée développée par Cedrat. Une deuxième série d'essais a été faite début avril pour vérifier le bon fonctionnement de l'électronique de commande et de la photodiode. Les éléments ont subis jusqu'à 8g en fréquence aléatoire, et 13g en sinus dont voici l'essai sur l'axe X :

Vue infrarouge dans la cuve

Electronique et photodiode installées dans la cuve SimEnOm lors du palier à -20°C (gauche) et +30°C (droite)

L'électronique et une des photodiodes ont également passé des tests en vide thermique dans la cuve SimEnOm du LESIA où ils ont subi une succession de paliers de températures allant de -20°C et +30°C pendant 3 jours. Le succès de ces essais nous a permis de lancer la réalisation de la version 2 (EM) de notre électronique actuellement en cours de test au laboratoire :

Mission

Pour garantir nos objectifs, PicSat doit être opérationnel à l'été 2017 et doit donc être lancé avant cette date. L'orbite retenue à l'heure actuelle est une orbite héliosynchrone (polaire de 98° d'inclinaison) à une altitude inférieure à 620km.

Trace au sol de PicSat en 24h

Les opérations scientifiques ont lieu entre le 'star visible' (carré jaune) et le 'star lost' (rond vert)

Ces paramètres nous assurent 1h de visibilité de β Pic à chaque orbite pour une durée totale de 96 min, permettant le suivi continu de l'étoile. Le phénomène dont la durée est de l'ordre de quelques heures n'échappera pas à notre instrument.

Equipe

L'équipe LESIA impliquée sur PicSat est composée de :

Nom et prénom Responsabilité

Sylvestre Lacour Responsable scientifique

Vincent Lapeyrere Chef de projet

Lester David Ingénierie système

Mathias Nowak Contrôle charge utile

Pierre Fedou Segment sol (hard)

Guillaume Schworer Segment sol (soft)

D'autres laboratoires sont impliqués sur ce projet dont le GEPI pour le développement de l'optique, ainsi que l'IAP. Nos principaux partenaires hors CNRS sont : ISIS, Hyperion Technologies, IDQ et Cedrat pour les composants ainsi que le REF pour les fréquences de communication.

SORBET sur MMO-BepiColombo

Michel Moncuquet, Xavier Bonnin — 2009-02-06T14:14:19Z

Mercury Magnetosheric Orbiter

(vue d'artiste - crédit RISH-Kyoto Univ.)

SORBET (acronyme pour "Spectroscopie des Ondes Radio et du Bruit Electrostatique Thermique") est un récepteur radio HF (2.5kHz-10MHz), conçu et réalisé au LESIA, qui fait partie de l'expérience PWI (Plasma Waves Investigation) destinée à étudier, pour la toute première fois en radio-fréquences, la petite magnétosphère de Mercure et son interaction avec le vent solaire. Cette expérience est embarquée sur le satellite MMO (pour "Mercury Magnetospheric Orbiter") réalisé par l'agence spatiale Japonaise (JAXA). Depuis mai 2018, il est nommé en japonais みお ("mio"). C'est l'un des deux satellites formant la mission BepiColombo (mission ESA-JAXA). BepiColombo a été convoyée au Centre Spatial Guyanais en avril 2018 et son lancement a eu lieu le 18 octobre 2018, pour une arrivée à Mercure, séparation MPO-MMO et déploiement des antennes de MMO, fin 2025.

Bref scénario de mission en deux images

Bepi-Colombo en phase de croisière

La propulsion des deux satellites (MPO+MMO) est assurée par un moteur ionique dont l'énergie est fournie par des panneaux solaires : la phase de croisière (depuis le lancement jusqu'à la séparation et mise en orbite autour de Mercure) va durer environ 7 ans. Pendant toute cette croisière, MMO, qui est un satellite dont les panneaux solaires sont prévus pour tourner (spin de 4s environ) , doit être protégé par une "coiffe", que l'on voit à l'opposé du moteur ionique.

Les orbites des deux satellites MPO et MMO (Mio) vers la fin 2025

Objectifs scientifiques de l'expérience "SORBET " de PWI

Mesures à distance (radioastronomie) et in situ (antennes utilisées comme des électrodes) de spectres radio (électromagnétiques et électrostatiques), pour l'étude de la structure et de la dynamique (régions, frontières, processus d'accélération et de dissipation...), du système magnétosphère/exo-ionosphère de Mercure et de son interaction avec le vent solaire.

Plus précisément, ces objectifs incluent :

Densité/température mesurables par SORBET

Densité et température électroniques accessibles à Sorbet (aires blanches ou grises). Les zones hachurées représentent les valeurs mesurées dans le vent solaire au niveau de la Terre (en rose pâle) et extrapolées à l'aphélie et périhélie de Mercure (en rouge), et les zones de compression maximales (en vert) possibles au voisinage de Mercure.

La cartographie de la densité (Ne) et de la température (Te) des électrons dans le vent solaire, la magnétosphère et l'exosphère de Mercure, par spectroscopie du bruit Quasi-Thermique (QTN). Ces mesures QTN sont indispensables pour la compréhension de la structure et de la dynamique de la magnétosphère et donneront des contraintes fondamentales pour les modèles physico-chimiques du plasma environnant Mercure (outre H+ du vent solaire, les principaux ions à Mercure sont : Na, K, O).
La détection et l'étude des émissions radio de Mercure, dont les possibles émissions cyclotron jusqu'à 10-20 kHz , liées aux électrons d'énergie moyenne (1-10keV) accélérés dans les régions les plus fortement magnétisées (pôles ?), et peut-être un rayonnement synchrotron sporadique (jusqu'à quelques MHz ?) d'électrons plus énergétiques (1-10MeV).
La surveillance des émissions radio solaires jusqu'à 10 MHz (sursauts radio de type II et type III, indicateurs de chocs interplanétaires, d'éjections de masse coronale -CME-, et de faisceaux de particules énergétiques), dans le but de créer un indice d'activité solaire vue de Mercure, pouvant être corrélé à la réponse magnétosphérique de Mercure (météorologie de l'espace appliquée à Mercure). Notons aussi que MMO explorera un vent solaire non perturbé par Mercure pendant la majeure partie de ses orbites et que, vu l'importante excentricité de Mercure, nous disposerons ainsi d'observations solaires radio HF depuis 0,3 à 0,47 unités astronomiques et, on peut l'espérer, en même temps que les observations de la sonde Parker Solar Probe(NASA) au plus près du Soleil.
En parallèle, nous entreprenons la modélisation (code hybride 3-D) de l'interaction de Mercure et de sa magnétosphère avec le vent solaire.

UNE SIMULATION À L'APHELIE DE MERCURE + UNE ORBITE MMO

Simulation Mercure/vent solaire à l'aphélie (thèse de Léa Griton)

La conception/réalisation de l'instrument SORBET

SORBET est un récepteur/amplificateur radio HF, dans la gamme 2.5 kHz - 10 MHz, muni d'un système de traitement des signaux recueillis par les capteurs qui produit, in fine, des spectres de puissance : ce qu'on appelle un spectromètre. Plus précisément, il comprend :

un récepteur deux voies, multi-canal 2.5 kHz - 640 kHz, dit TNR (pour Thermal Noise Receiver), scannant 128 fréquences espacées log., chacune des deux voies étant commutable indifféremment sur l'un des 3 capteurs reliés à PWI : d'une part deux dipôles électriques orthogonaux (antenne filaire WPT de 2x15m, de fabrication japonaise et antenne MEFISTO, formée principalement de deux sphères espacées de 32m, de fabrication suédoise) et d'autre part une antenne magnétique ou "search coil" (DB-SC pour Dual Band-Search Coil, réalisé au CETP/LPP).
un récepteur à balayage de 500kHz à 10MHz, dit HFR (pour High Frequency Receiver).
une unité de calcul et de traitement du signal ("Digital Unit").

Synoptique de SORBET

Ces différentes fonctions sont réalisées avec :

une carte analogique (dynamique = 120 dB) : ASIC en technologie 0.35µ (amplis, mélangeurs, CAG et filtres) et composants discrets ;
une carte numérique (dynamique=84 dB) comprenant notamment : deux convertisseurs analogique/numérique (ADC) 14 bits, un FPGA et une interface avec l'ordinateur de bord utilisant Space Wire.
L'équipe SORBET/PWI/MMO au LESIA
Equipe scientifique

Co-PI PWI et Lead Co-I SORBET : Karine Issautier

Co-Is PWI : Léa Griton, Filippo Pantellini, Philippe Zarka, Olga Alexandrova, Milan Maksimovic et Michel Moncuquet [1]

Associate Scientist : Baptiste Cecconi

Equipe technique

Instrument : Moustapha Dekkali (Chef de projet SORBET), Pierre-Luc Astier, Kamel Boughedada, †Benoit Chasles, Yvonne de Conchy, Cécile Guériau, David Polizzi

Segment sol (GROSEIL) : Xavier Bonnin (Responsable segment sol), Lucas Grosset, Antonio Vecchio, Sudagar Vassin

L'équipe PWI/MMO au LESIA

L'équipe PWI/MMO [2]

PI : Yasumasa Kasaba (Tohoku Univ.)

Co-PI (& Lead Co-I EWO & Eng. Manager) : Hirotsugu Kojima (Kyoto Univ.)

Co-PI (& Lead Co-I SORBET) : Michel Moncuquet (LESIA Obs. de Paris)

Co-PI (& Lead Co-I LF-SC) : Satoshi Yagitani (Kanazawa Univ.)

Co-PI : Jan-Erik Wahlund : (IRF, Uppsala)

PI and co-PI Emeritus : Hiroshi Matsumoto (Kyoto Univ.), Jean-Louis Bougeret (Paris Sciences & Lettres)

Lead Co-I [MEFISTO] : Tomas Karlsson (KTH, Stockholm)

Lead Co-I [DB-SC] : Fouad Sahraoui (LPP, Ecole Polytechnique)

Lead Co-I [WPT-S] : Atsushi Kumamoto (Tohoku Univ.)

Lead Co-I [AM2P] : Pierre Henri (LPC2E, Orléans)

Lead Co-I [Software] : Yoshiya Kasahara (Kanazawa Univ.)

Co-I [EWO/EFD] : Keigo Ishisaka (Toyama Pref. Univ.)

Co-I [Software] : Janos Lichtenberger (Eotvos Univ.)

Co-I [Data] : Takeshi Murata (Ehime Univ.)

Co-I [Extension, MGF] : Ayako Matsuoka (ISAS-JAXA)

Historique des livraisons et mise à jour au 9 juillet 2018

SORBET a été livré au RISH (laboratoire PI à Kyoto) le 20 août 2012, puis acheminé début septembre sur le site d'intégration de MMO à l'ISAS (Tokyo-Sagamihara), où il a subi les tests de performances et d'intégration (achevés le 10 janvier 2013 avec succès). Il a été installé et à nouveau testé sur MMO début 2014 (avec l'ensemble de la charge utile), ce satellite ayant à son tour été livré par la JAXA à l'ESTEC (ESA) en mai 2015. Bepi-Colombo est au CSG (Kourou) depuis fin avril 2018 et les trois tests réalisés sur MMO/Sorbet ont tous été parfaitement conformes (dernier test réalisé le 27 juin 2018).

Au LESIA, l'activité principale est désormais l'étalonnage/calibration en valeurs physiques des récepteurs TNR/HFR + les antennes électriques et magnétiques, à partir des tests réalisés à Meudon sur Sorbet seul en juin 2012, puis au Japon (jusqu'en janvier 2014) sur toute la chaîne de réception. Depuis 2015, le suivi des tests à l'ESTEC puis au CSG de Kourou a été aussi réalisé depuis Meudon.
La chaine de traitement et calibration en valeurs physiques (niveaux dits L1, L2 et +) est désormais en place au LESIA sur le serveur dédié SORBET, et en backup (pour la partie limitée à L0—>L1) sur le serveur de l'ISAS au Japon. Ces travaux se poursuivront après le lancement (date la plus probable : 18 octobre 2018), pendant la recette en vol (environ 20 jours après le lancement), et raffinées à partir des calibrations internes pendant la phase de croisière. Rappelons enfin que les données de MMO à Mercure scientifiquement exploitables ne seront disponibles qu'en 2025 et que la mission est prévue pour durer alors une à deux années terrestres (environ 4 à 8 années mercuriennes).

[1] Michel Moncuquet a été Co-PI PWI et Lead Co-I SORBET jusqu'en juillet 2022

[2] Cette liste n'est pas une liste complète des Co-Is de PWI, elle est limitée aux co-PIs, aux responsables de chaque instrument (ou Lead Co-Is) et à quelques Co-Is associés aux sous-systèmes instrumentaux

3SOLEIL/CERCLe : Cycle, Eruptions et Rayonnement Cosmique au Lesia

Nicolas Fuller — 2008-11-23T18:26:20Z

L'action du CERCLe (Cycle Eruptions et Rayonnement Cosmique au LESIA), au sein du pôle Héliosphère et Plasmas Astrophysiques (HPA) du LESIA et du service national d'observation 3SOLEIL, s'inscrit dans la thématique des relations Soleil-Terre. Les conséquences de l'activité de notre étoile sur l'homme, sa technologie et son environnement sont nombreuses [1]. Comme son nom l'indique les membres du CERCLe étudient plus spécifiquement les sujets suivants :

Le cycle solaire à long terme (prévision de l'indice des taches)
Les particules de haute énergie émises lors des éruptions solaires
Les particules du rayonnement cosmique d'origine galactique

La modulation du rayonnement cosmique


Cycle solaire, rayonnement cosmique, GLE et décroissance Forbush

Les trois points mentionnés ci-dessus sont intimement liés. En effet si l'on mesure de manière continue le rayonnement cosmique au niveau du sol au moyen de moniteurs à neutrons, on constate que d'une part ce rayonnement est modulé par le cycle solaire (voir figure ci-contre) et que d'autre part il peut varier de manière sporadique en fonction de l'activité éruptive du Soleil.

Deux cas peuvent se présenter : une augmentation du nombre de particules détectées due à un événement à particules solaires (principalement des protons), ou bien une diminution due aux perturbations du champ magnétique interplanétaire (résultant d'une éjection de masse coronale par exemple). On parle dans le premier cas de GLE (Ground Level Event) et dans le deuxième cas d'effet Forbush. Au LESIA l'étude de ces phénomènes sert à mieux comprendre les mécanismes d'accélération des particules lors d'éruptions solaires et leur propagation dans le milieu interplanétaire.

Les stations françaises

Il existe deux stations françaises pour la mesure du rayonnement cosmique, l'une aux Iles Kerguelen dans l'océan indien, et l'autre sur le continent Antarctique, en Terre Adélie. L'IPEV (Institut polaire français Paul Emile Victor) et les TAAF (Terres Australes et Antarctiques Françaises) prennent en charge l'hébergement de ces moniteurs ainsi que les opérations logistiques associées. Les moniteurs sont opérés 365 jours/an par des Volontaires du Service Civique qui assurent un "hivernage" dans les stations Antarctiques et sub-Antarctiques. La responsabilité scientifique et technique de ces instruments est assurée par l'Observatoire de Paris.


Moniteur à neutrons aux Iles Kerguelen

Ces moniteurs ne mesurent pas directement les particules d'origine galactique ou solaire, mais les neutrons créés dans l'appareil à partir de particules secondaires incidentes (au niveau du sol surtout des neutrons et des protons), elles-même créées dans l'atmosphère par le rayonnement cosmique primaire. On parle de "douche cosmique" ou encore de "gerbe cosmique". Suite à l'année Géophysique Internationale (1957), de nombreux moniteurs ont été installés dans différentes régions du globe. Les données historiques des moniteurs français remontent au début des années 60 et sont en partie disponibles en ligne sur le site web du CERCLe. L'ensemble des données est disponible via une base de données européenne regroupant la plupart des moniteurs au niveau mondial (NMDB).

Effet du rayonnement cosmique sur le personnel navigant


Dose de radiation en fonction de l'altitude

Une des conséquences du rayonnement cosmique sur Terre, qu'il soit d'origine solaire ou galactique, est l'irradiation du personnel navigant. Comme on peut le voir sur la figure ci-contre, la dose de radiation augmente avec l'altitude. Les pilotes, hôtesses ou stewards sont donc plus exposés aux rayonnements ionisants qu'ils ne le seraient au niveau du sol. Ces doses restent très faibles, mais depuis 2003, elles doivent légalement faire l'objet d'une surveillance. C'est le but du système SIEVERT auquel est associé L'Observatoire de Paris. Grâce aux moniteurs à neutrons et à des modèles adéquats, il est possible d'estimer la dose de radiation en un point de l'atmosphère donné et donc de calculer la dose reçue sur toute la durée d'un vol.

La prévision des événements à particules

Des particules énergétiques du Soleil, même si elles ne pénètrent pas dans l'atmosphère, peuvent néanmoins gêner le fonctionnement de satellites artificiels, en générant dans les ordinateurs de bord des signaux parasites, voire endommager leur électronique. Les lancements de satellites et les opérations de véhicules spatiaux sont suspendus au cours d'un fort événement à particules. Il devient de plus en plus important de prévoir ces événements et, pour un événement qui a débuté, de caractériser ses durée et intensité. C'est un challenge – nous pouvons utiliser, pour une prévision à court terme, les moniteurs à neutrons puisqu'ils détectent les particules qui se propagent presque à la vitesse de la lumière et nous parviennent ainsi une dizaine de minutes avant les particules moins rapides. Ces dernières sont bien plus nombreuses et constituent le danger majeur. On cherche aussi à trouver quelles caractéristiques du rayonnement électromagnétique d'une éruption, qui est le premier signal qui nous parvient, pourraient nous permettre de prévoir si des particules énergétiques arriveront à la Terre et quelle sera l'évolution dans les heures à venir. La prévision à plus long terme (1 ou plusieurs jours), nécessaire pour déclencher ou arrêter les opérations de lancement d'un satellite, doit analyser les configurations magnétiques au Soleil pour évaluer la probabilité d'une éruption. C'est un vaste programme de recherche qui lie étroitement recherches fondamentale et appliquée. Le pôle HPA du LESIA participe activement à des recherches dans ce domaine, avec le CNES et CLS (Collecte Localisation Satellite).

Les services du CERCLe


Débit de doses de radiation estimée lors de l'événement du 20 janvier 2005 (hémisphère sud, 39000 pieds).: Crédits image : Observatoire de Paris/LESIA/CERCLe

Historiquement, l'entité CERCLe est issue du centre de prévision de l'activité solaire et géomagnétique de l'Observatoire de Meudon. CERCLe se concentre désormais sur la surveillance du rayonnement cosmique et sur ses applications, comme la modélisation des doses de radiations en cas d'éruption solaire (modèle SiGLE). Il fournit un soutien actif aux acteurs en dehors de la recherche, tel l'IRSN pour SIEVERT. Il fournit depuis 2019 le modèle temps réel SiGLE_RT pour un service de météorologie de l'espace au bénéfice de l'aviation civile internationale (OACI)

[1] Un aperçu de ces effets est disponible ici

MIRI sur le James Webb Space Telescope

Anthony Boccaletti — 2008-10-06T15:40:22Z

Le LESIA a contribué à l'étude et à la réalisation d'un ensemble de coronographes stellaires installés dans l'instrument moyen-infrarouge du télescope spatial JWST (James Webb Space Telescope) et destinés principalement à l'imagerie des systèmes exoplanétaires.

Le télescope spatial JWST


Vue d'artiste du télescope JWST déployé


Vue du miroir du JWST partiellement déployé dans le hall d'intégration: Crédits NASA

Le James Webb Space Telescope est un observatoire spatial, c'est à dire un télescope équipé de plusieurs instruments d'imagerie ou de spectroscopie permettant de couvrir une gamme spectrale très large du visible (0.6 micron) jusqu'à l'infrarouge moyen (28 microns). Le JWST possède un miroir de 6.6m segmenté et déployable. Le satellite décrira une orbite autour du point de Lagrange L2, situé à 1.5 millions de km de la Terre dans la direction anti-solaire. Le lancement du JWST est actuellement prévu pour le 22 décembre 2021.

Contrairement au Hubble Space Telescope, le JWST est optimisé pour l'infrarouge, ce qui lui permettra par exemple d'observer les premières galaxies de l'Univers, de comprendre la naissance des étoiles et d'étudier les atmosphères d'exoplanètes. Il inclut quatre instruments dont l'instrument européen MIRI (Mid-IR Instrument) qui observe dans la bande spectrale de 5 à 28 microns.


Position du point de Lagrange L2


Disposition des points de Lagrange du système Soleil-Terre

L'instrument MIRI

MIRI est un ensemble comprenant un imageur grand champ, des coronographes, un spectromètre basse résolution et un spectromètre moyenne résolution intégral de champ. L'instrument a été développé à travers un partenariat entre la NASA et l'ESA. Le consortium européen est responsable de toute la partie opto-mécanique, alors que la NASA a fourni les détecteurs infrarouges. L'équipe française est dirigée par le CEA/Saclay, auquel s'ajoute l'Institut d'Astrophysique Spatiale (IAS) à Orsay, le LESIA, et le Laboratoire d'Astrophysique de Marseille (LAM). Le financement est assuré par le CNES.


Dernière inspection de MIRIM, l'imageur de MIRI sur le JWST: Crédit photo : CEA/SAp

Les coronographes de phase

Notre équipe au LESIA avait en charge la fourniture des coronographes et la définition du programme d'imagerie d'exoplanètes. La fonction d'un coronographe est d'atténuer ou de supprimer le flux d'un objet très brillant (une étoile par exemple) afin d'observer son environnement proche peu lumineux (une exoplanète par exemple). La séparation angulaire entre une étoile et son système planétaire étant très petite, l'utilisation de coronographes classiques à pastille de Lyot n'est pas adaptée. Une nouvelle génération de coronographes de phase à 4 quadrants a été mise au point et étudiée par une équipe de chercheurs menée par D. Rouan. Ces coronographes appelés 4QPM (Four-Quadrant Phase Masks) permettent d'atténuer le flux de l'étoile et d'observer des objets angulairement très proches. En centrant l'image d'une étoile sur un 4QPM, l'énergie diffractée est rejetée en dehors de la pupille géométrique du système. Un diaphragme placé dans le plan pupille permet de bloquer le flux de l'étoile. En revanche une planète angulairement proche de l'étoile ne sera pas centrée sur le 4QPM et ne subira pas cet effet. Une grande partie de son flux passera par la pupille géométrique sans être bloquée par le diaphragme.

L'imageur MIRIM comprend un ensemble de quatre coronographes permettant l'étude :


Plan focal (à gauche) supportant les 4 masques coronographiques (3 masques de phase 4QPM et un masque de Lyot), et diaphragme (à droite)


Plan focal de l'imageur MIRIM sur le JWST

Les coronographes sont situés au plan focal du JWST, à l'entrée de l'instrument MIRIM. Ils sont composés de 3 masques de phase monochromatiques type 4QPM et d'un masque de Lyot. Les 3 masques de phase fonctionnent à 10.65 microns, 11.4 microns et 15.5 microns respectivement alors que le masque de Lyot fonctionne à 23 microns. L'ensemble des masques coronographiques est intégré dans une structure mécanique unique. Pour éliminer la diffraction résiduelle après les masques coronographiques, des diaphragmes sont associés à chaque masque et positionnés en pupille dans la roue à filtre de MIRIM.

Performances attendues

L'équipe du LESIA a développé un simulateur numérique des coronographes de MIRI permettant d'évaluer les performance de l'instrument. On montre ci-dessous des images simulées de quelques systèmes exoplanétaires emblématiques (HR8799, GJ 504, AU Mic). Ces simulations donnent également une estimation du contraste que l'on pourra atteindre autour de l'étoile pour chercher de nouvelles planètes.


Simulations du système HR8799.: L'étoile est entourée de 4 planètes géantes (seulement 3 sont visibles ici, HR8799 b, c et d). Boccaletti et al. 2015


Simulations du système Gj 504.: L'étoile est entourée d'une naine brune (Gj 504b). Boccaletti et al. 2015


Simulation du système AU Microscopii, entouré d'un disque de poussières: Boccaletti et al. 2015


Contraste à 11.40 microns pour une étoile G0V: Contraste par rapport à l'étoile et en fonction de la séparation. Le niveau attendu est indiqué par la courbe en tirets rouges. Les niveaux de contraste pour différentes types planètes est matérialisé par des croix de différentes couleurs en fonction de leur taille/température.

Personnels LESIA impliqués


Nom	Responsabilité
Anthony Boccaletti	Responsable scientifique
Jean-Michel Reess	Chef de projet
Pierre Baudoz	Scientifique
Daniel Rouan	Scientifique
Jacques Baudrand	Optique
Olivier Dupuis	Mécanique et intégration
Napoléon Nguyen Tuong	Mécanique
Jérôme Parisot	Bancs de tests
Claude Collin	Réalisation mécanique
Christine Balsamo	Administration et commandes

Plus d'informations

Site web JWST France

Site web des coronographes de MIRI (NASA)