Infrared Space Observatory

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ISO

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L’instrument LWS du télescope ISO

Caractéristiques
Organisation ESA
Domaine télescope infrarouge
Statut mission achevée
Masse 1 800 kg
Lancement 17 novembre 1995 à 01:20 UTC
Lanceur Ariane 4
Fin de mission Mai 1998
Durée 28 mois
Autres noms Infrared Space Observatory
Orbite Orbite géosynchrone
Périapside 1 000 km
Apoapside 70 500 km
Période 24 heures
Inclinaison 5,25°
Télescope
Type Ritchey-Chrétien
Diamètre 60 cm
Focale f/15
Champ 20 '
Longueur d'onde 2 à 200 µm)
Index NSSDC 1995-062A
Site [1]
Principaux instruments
CAM 2 caméras en infrarouge proche et moyen
PHOT/PHT Spectromètre 5-210 µm
SWS Spectrographe 5-35 µm
LWS Spectrographe 35-205 µm

ISO (acronyme de l'anglais Infrared Space Observatory c'est-à-dire observatoire spatial infrarouge) est un télescope spatial observant dans l'infrarouge moyen et lointain (entre 2 et 200 µm) développé par l’Agence spatiale européenne et mis en orbite en 1995. Jusqu'à son arrêt en 1998 ISO a permis d'observer en particulier deux catégories d’objet : les galaxies infrarouges distantes et les nuages moléculaires, comme rho-Ophiuchus ou les nébuleuses d’Orion. Successeur d’IRAS qui avait inauguré l'observation infrarouge dans l'espace en effectuant balayage complet du ciel permettant d'identifier un très grand nombre de sources infrarouges, ISO est le premier télescope infrarouge capable d'effectuer des observations détaillées de ces sources.

Contexte[modifier | modifier le code]

Le rayonnement infrarouge est émis par tout objet dégageant de la chaleur. Même des objets froids rayonnent de l'infrarouge. Pour cette raison l'infrarouge permet d'observer des objets non détectables en lumière visible comme les nuages de gaz présents dans l'espace interstellaire qui jouent un rôle fondamental dans la formation des étoiles. Mais le rayonnement infrarouge est en grande partie bloqué par l'atmosphère terrestre. En 1983 IRAS est le premier télescope capable d'observer dans l'infrarouge lancé dans l'espace. Fruit d'une collaboration entre la NASA, les Pays-Bas et le Royaume-Uni il permet d'identifier 250 000 sources infrarouge en étudiant de vastes portions du ciel[1].

Déroulement du projet[modifier | modifier le code]

Développement[modifier | modifier le code]

ISO est proposé à l'Agence spatiale européenne en mars 1979. Après plusieurs études, une phase A qui s'achève en 1982, ISO est sélectionné en 1983 comme mission pierre angulaire du programme scientifique Horizon 2000. Les instruments scientifiques embarqués font l'objet d'un appel à propositions en juillet 1984. Quatre instruments sont sélectionnés en juin 1985. Le développement du satellite est confié à la société Aérospatiale (établissement de Cannes) aujourd'hui Thales Alenia Space. L'équipe industrielle comprend 32 sociétés dont la DASA responsable de la charge utile, Linde AG chargé du sous-système de refroidissement utilisant l'hélium liquide, Aérospatiale pour le télescope, CASA pour la structure du module de service, le sous-système thermique et le câblage et Fokker pour le contrôle d'attitude. Une dizaine de pays fournissent les différents composants des instruments scientifiques[2].

Phase opérationnelle[modifier | modifier le code]

Le télescope ISO est placé sur son orbite le 17 novembre 1995 par une fusée Ariane 4 de type 44P lancée depuis la base de Kourou. Le satellite a fonctionné de manière nominale aussi longtemps qu’il a disposé de réserves d’hélium liquide pour refroidir les instruments en dessous de -269 °C. La mission s'est achevée le 8 avril 1998 lorsque l'hélium s'est entièrement évaporé. Une fois celui-ci épuisé, des observations partielles ont été encore réalisées durant encore 150 heures à l'aide de l'instrument SWS qui pouvait fonctionner sans source de froid. Différents tests ont été réalisés avant l'extinction définitive du satellite le 16 mai. Le satellite devrait effectuer une rentrée atmosphérique 20 à 30 ans après l'arrêt des opérations. La mission a duré 28 mois, soit 10 mois de plus que prévu ce qui a permis d'observer la région d'Orion/Taurus, très importante sur le plan scientifique, accessible seulement durant ce prolongement non planifié. Les performances du satellite se sont révélées bien meilleures que prévues avec une précision de pointage d'une seconde d'arc (10 fois mieux que demandé) et une instabilité de pointage au bout de 30 secondes de 2,7 secondes d'arc soit cinq fois mieux que prévu. 98% des objectifs prioritaires ont pu être observés et la disponibilité du télescope a été de 98,3% du temps affecté aux opérations scientifiques. Durant la mission 27 000 observations individuelles ont été effectuées[3],[4].

Traitement postérieur des données[modifier | modifier le code]

Le projet ne s'achève pas avec l'arrêt des opérations du satellite. Toutes les données ont été retraitées en utilisant l'ensemble des données de calibrage collectées durant la mission. Les données résultantes ont été mises à disposition de la communauté des astronomes en décembre 1998 et toutes les données sont entrées dans le domaine public à compte de décembre 1998. De 2002 à 2006, les données ont été de nouveau retraitées pour constituer l'archive définitive d'ISO[5].

Objectifs scientifiques[modifier | modifier le code]

Les sujets suivants ont fait l'objet d'observations par ISO[6] :

  • Recherche des disques protoplanétaires de matière autour d'étoiles considérés comme la première étape de la formation des planètes.
  • Détection des raies d’absorption ou d'émission dans l'infrarouge révélant la présence d'atomes, de molécules ou de matière solide identifiables.
  • Analyse de la composition de l'atmosphère des planètes du système solaire.
  • Détection et observation de galaxies infrarouges comportant des noyaux galactiques actifs.
  • Composition moléculaire des noyaux de comètes.

Caractéristiques[modifier | modifier le code]

Principaux composants de ISO (vue en coupe) : A Pare-soleil ; B Panneaux solaires ; C Réservoir torique d'd'hélium liquide (2300 litres) ; D Télescope ; E Instruments scientifiques ; F Plateforme ; 1 Couvercle amovible ; 2 Réservoir d'hélium liquide (60 l.) 3 Isolants ; 4 Tube optique ; 5 Miroir secondaire ; 6 Miroir primaire ; 7 Miroir tertiaire pyramidal.

ISO est un satellite de 2,4 tonnes long de 5,3 mètres pour un diamètre d'environ 3 mètres. Il comprend un télescope doté d'un miroir primaire de 0,6 mètre diamètre, un cryostat rempli d'hélium permettant de refroidir les détecteurs à une température proche de 0 Kelvin, quatre instruments scientifiques et une plateforme rassemblant les équipements permettant au satellite de fonctionner.

Plateforme[modifier | modifier le code]

La plateforme comprend :

  • un panneau solaire monté sur le pare-soleil fournissant au minimum 580 Watts en fin de mission
  • un système de télécommunications qui assure un débit de 32 kilobits par seconde dont 24 sont alloués aux données scientifiques.
  • un système de contrôle d'attitude qui maintient le pointage avec une erreur relative de 2,7 secondes d'arc et une erreur absolue de 11,7 secondes d'arc. L'orientation du télescope est contrôlée avec une combinaison de capteurs solaires, viseurs d'étoiles et de gyroscopes. L'orientation est corrigée principalement par 4 roues de réaction qui sont désaturées par un système de propulsion à ergols liquides utilisant de l'hydrazine.

Cryostat[modifier | modifier le code]

Le cryostat permet de maintenir les instruments scientifiques et le télescope à une température comprise entre 1,8 et 4 K durant une période de 18 mois. Le cryostat contient 2250 litres d'hélium II supercritique refroidi à une température de 1,8 K. Certains détecteurs des instruments sont directement reliés au réservoir d'hélium tandis que d'autres sont refroidis par les gaz produits par l'évaporation de l'hélium.

Partie optique[modifier | modifier le code]

La charge utile comprend un télescope Ritchey-Chrétien avec une ouverture effective de 60 centimètres de diamètre et une focale de f/15. Le champ optique est de 20 minutes d'arc. La lumière qui frappe le miroir primaire est renvoyée vers le miroir secondaire suspendu au-dessus du miroir primaire par un tripode. Ce dernier renvoie la faisceau lumineux vers une ouverture située au centre du miroir primaire. Sur le revers de celui-ci se trouve un miroir de forme pyramidale qui découpe le faisceau lumineux en quatre sous-ensembles qui sont renvoyés à 90° de l'axe optique vers les quatre instruments scientifiques montés en périphérie. Chaque instrument peut recevoir une image de 3 minutes d'arc centrée autour d'un axe situé à 8,5 minutes d'arc de l'axe du télescope. Les miroirs primaire et secondaire sont réalisés en silice fondue de manière à optimiser la diffraction.

Les instruments scientifiques[modifier | modifier le code]

Les quatre instruments scientifiques embarqués sont  :

  • CAM deux caméras (chacune de 32x32 pixels) dans l’infrarouge proche et moyen, avec des roues à filtre

(SW-CAM couvre la gamme 2 à 6 µm, LW-CAM la gamme 5 à 15 µm);

  • PHOT (ou PHT) des spectromètres/imageurs couvrant une large gamme spectrale de 5 à 210 µm ;
  • SWS un spectrographe dans la gamme 5 à 35 µm ;
  • LWS un spectrographe dans la gamme 35 à 205 µm.

Mise en œuvre[modifier | modifier le code]

L'orbite d'ISO[modifier | modifier le code]

Le télescope ISO circule sur une orbite terrestre haute de 24 heures avec une apogée de 70600 km et un périgée de 1000 km. À chaque orbite la position des stations au sol se présente donc toujours selon le même schéma. Lorsque le satellite se trouve proche de la Terre donc à l'intérieur des ceintures de Van Allen, les instruments ne sont pas utilisés car le rayonnement généré par les électrons et protons piégés par les ceintures rendent les instruments scientifiques inutilisables. Avant le lancement de la mission il avait été déterminé que, sur une période de 24 heures, le télescope serait utilisable durant 16 heures. Après le lancement et analyse des résultats la période d'utilisation fut étendue de 40 minutes (à partir de la révolution 66) mais réduite par la suite de 66 minutes (à partir de la révolution 204) pour l'instrument LWS plus fortement affecté par les radiations. Le télescope spatial est suivi successivement par les antennes paraboliques de deux stations de réception au sol : la station de Villafranca (Espagne) appartenant à l'ESA et la station de Goldstone de la NASA située en Californie. Une orbite parcourue en 24 heures comprend 6 phases[7] :

  • H0 : Passage au périgée
  • H0 + 10' : Établissement de la liaison avec la station de Villafranca et activation du satellite
  • H0 + 4h (altitude 43214 km) : début des opérations scientifiques avec la station de Villafranca en vue
  • H0 + 13h20' : Décrochage Villafranca et prise en charge par Goldstone
  • H0 + 13h35' : Début des opérations scientifiques avec la station de Goldstone en vue
  • H0 + 20h56' : Perte du signal de Goldstone

Les contraintes d'observation[modifier | modifier le code]

Pour réduire au minimum les changements thermiques affectant le télescope et permettre un fonctionnement optimal des panneaux solaires chargés de fournir l'énergie électrique, l'axe du télescope ISO est orienté de manière à maintenir un angle minimal par rapport aux principaux corps visibles ce qui limite à environ 10-15% la portion du ciel observable à un instant donné[8] :

  • ISO doit être pointé dans une direction comprise entre 60 et 120° du Soleil
  • Il ne doit pas être pointé à moins de 77° du limbe terrestre et pas à moins du de 24° de la Lune
  • ISO doit être pointé à au moins de 7° de Jupiter à moins que cette planète ou une des lunes soit l'objet des observations.

Conduite des opérations[modifier | modifier le code]

ISO ne dispose pas de mémoire de masse lui permettant de stocker les données recueillies par ses instruments et des instructions de pointage et d'utilisation des instruments. Le fonctionnement du satellite est donc commandé en temps réel depuis le centre de contrôle qui est installé à Villafranca en Espagne près de la principale antenne de réception utilisée. Les instructions envoyées au télescope sont préparées à l'avance de manière à limiter les temps morts liés à la réorientation du télescope et en respectant les régions du ciel interdites du fait de la proximité de corps célestes de grande luminosité (Soleil, Terre,...)[9].

Sélection des observations[modifier | modifier le code]

Environ 45% du temps était réservé aux équipes de scientifiques ayant développé les instruments scientifiques ainsi que les partenaires internationaux (NASA, ISAS) du projet. Le reste du temps d'observation était disponible pour la communauté des astronomes des pays membres de l'Agence spatiale européenne, du Japon et des États-Unis. Deux appels à propositions furent lancés avant (avril 1994) et après (aout 1996) le lancement d'ISO. Environ 1000 propositions comportant en moyenne 50 observations distinctes furent sélectionnés par un comité chargé de les sélectionner en fonction de leur intérêt scientifique. Les observations effectuées portaient sur le système solaire (10% du temps), le milieu interstellaire (23%), les étoiles (de notre galaxie) (29%), les autres galaxies (27%) et la cosmologie (11%)[10].

Résultats[modifier | modifier le code]

Les instruments de ISO ont permis de mesurer la quantité d'eau présente dans un certain nombre de corps du système solaire à travers leur signature spectrale. Les données recueillies sur Jupiter, Saturne et Uranus ont permis d'estimer que l'atmosphère de ces planètes recevait 10 kg d'eau par seconde sans que l'on connaisse la provenance de celle-ci. Il est probable que cette eau provient de petites particules libérées par les comètes[11]. La quantité d'eau a été également mesurée dans la nébuleuse d'Orion. Elle est beaucoup plus abondante que ce qui avait été mesuré jusque là dans les nuages interstellaires qui servent de pouponnières d'étoiles comme cette nébuleuse : il se forme chaque jour 60 fois la quantité d'eau présente dans les océans de la Terre. Cette découverte pourrait avoir des implications concernant l'origine de l'eau présente dans le système solaire et sur la Terre elle-même avec des conséquences sur la modélisation de la formation des étoiles[12].

En observant l'Amas de Coma dans la constellation de la Chevelure de Bérénice ISO a permis de découvrir pour la première fois la présence de poussière dans les régions situées entre les galaxies en particulier au centre de l'amas galactique. Jusque là les astronomes considéraient que l'espace intergalactique est quasiment vide de matière avec uniquement de faible traces de gaz. L'observation de poussière implique que l'Univers est beaucoup moins transparent que prévu avec une incidence importance sur la luminosité apparente des galaxies et des quasars lointains[13].

Successeurs d’ISO[modifier | modifier le code]

Les télescopes spatiaux infrarouge qui ont succédé à ISO sont :

Notes et références[modifier | modifier le code]

Notes[modifier | modifier le code]


Références[modifier | modifier le code]

  1. (en) « ISO Overview », ESA (consulté le 2/1/2014)
  2. Manuel ISO : satellite et mission, p. 13
  3. (en) « ISO in post operations : ISO mission overview », sur site ESO de l'ESAC, ESA,‎ 28 mais 2007 (consulté le 4/1/2014)
  4. (en) « ESA switches its infrared space telescope off and will clean its orbit », sur site ESO de l'ESAC, ESA,‎ 18 mai 1998 (consulté le 4/1/2014)
  5. Manuel ISO : satellite et mission, p. 4
  6. (en) « ISO's facts », sur site ESO de l'ESAC, ESA,‎ 7 juillet 2005 (consulté le 4/1/2014)
  7. Manuel ISO : satellite et mission, p. 49-50
  8. Manuel ISO : satellite et mission, p. 50-51
  9. Manuel ISO : satellite et mission, p. 51-54
  10. Manuel ISO : satellite et mission, p. 58-62
  11. (en) « ISO > Science Results > Solar System > Water throughout the universe ! », ESA (consulté le 4/1/2014)
  12. (en) « ISO > Science Results > Galactic > Water > In the Orion Nebula », ESA (consulté le 4/1/2014)
  13. (en) « ISO > Science Results > Extragalactic > Dust Amid The Galaxies », ESA (consulté le 4/1/2014)

Bibliographie[modifier | modifier le code]

Document utilisé pour la rédaction de l’article : document utilisé comme source pour la rédaction de cet article.

Manuel ISO
  • (en) Martin F. Kessler, Thomas G Muller et al., The ISO Handbook : ISO Mission and satellite overview, vol. I, ESA,‎ novembre 2003, 2e éd., 352 p. (lire en ligne)Document utilisé pour la rédaction de l’article
    Manuel du satellite ISO : description du satellite et de sa mission
  • (en) Joris Blommaert, Ralf Siebenmorgen et al., The ISO Handbook : CAM : the ISO camera, vol. II, ESA,‎ juin 2003, 2e éd., 152 p. (lire en ligne)
    Manuel du satellite ISO : description de la caméra CAM
  • (en) Cécile Gry, Bruce Swinyard et al., The ISO Handbook : LWS : The Long Wavelength Spectrometer, vol. III, ESA,‎ juin 2003, 2.1e éd., 211 p. (lire en ligne)
    Manuel du satellite ISO : description du spectromètre ondes longues LWS
  • (en) Rene J. Laureijs, Ulrich Klaas et al., The ISO Handbook : PHT - The imaging photo-polarimeter, vol. IV, ESA,‎ juin 2003, 2.0.1 éd., 292 p. (lire en ligne)
    Manuel du satellite ISO : description de l'imageur photopolarimètre PHT
  • (en) Kieron Leech, Do Kester et al., The ISO Handbook : SWS - le spectromètre à ondes courtes, vol. V, ESA,‎ juin 2003, 2.0.1 éd., 219 p. (lire en ligne)
    Manuel du satellite ISO : description du spectromètre ondes courtes SWS'
Résultats scientifiques
  • (en) Joseph Cernicharo, Jacques Crovisier et al., « Water in space : the water world of ISO », Space Science Reviews, vol. 119,‎ 2005, p. 29-69
    Résultats obtenus avec ISO dans le domaine de la distribution spatiale et de l'abondance de la vapeur d'eau dans les nuages moléculaires, les étoiles évoluées, les galaxies et les corps du système solaire
  • (en) Seb Oliver, Francesca Pozzi et al., « The european large area ISO survey », Space Science Reviews, vol. 119,‎ 2005, p. 411-423
    Résultats obtenus avec ISO : étude des galaxies obscures et quantification l'histoire de la formation récente des étoiles (projet ELAIS).

Voir aussi[modifier | modifier le code]

Articles connexes[modifier | modifier le code]

Liens externes[modifier | modifier le code]