Euclid (télescope spatial)

En mai 2008, le Concept Advisory Team de l'Agence spatiale européenne (ESA) définit les caractéristiques d'une mission spatiale destinée à l'étude de l'énergie sombre. Les méthodes de détection envisagées font au préalable l'objet de longs débats et de simulations et études approfondies, car leur efficacité n'est initialement pas évidente. La mission est baptisée Euclid, en référence à Euclide, un mathématicien grec considéré comme le père de la géométrie[2]. Le projet Euclid prend la suite de la mission européenne Planck. Cette dernière a dressé la carte de la structure de l'Univers primordial (décalage vers le rouge de 1 100 environ) tandis qu'Euclid vise à cartographier l'évolution des structures de l'Univers entre la période identifiée par un décalage vers le rouge de 2 jusqu'à maintenant. Euclid analyse la matière visible et la matière noire agrégées et réparties pour en déduire le taux d'expansion de l'Univers à différentes époques[3].

Euclid est proposé comme deuxième mission de classe moyenne (M2) du programme scientifique Cosmic Vision (2015-2025) de l'ESA. Ces missions disposent d'un budget de l'agence plafonné à environ 500 millions € et Euclid tient tout juste dans ce plafond. La mission est choisie en octobre 2011 avec Solar Orbiter, au terme d'un parcours de sélection débuté au cours de l'été 2007 qui l'opposait en finale à PLATO. Son lancement est planifié en 2023[4]. En juin 2012, l'Agence spatiale européenne confie au Consortium Euclid la responsabilité de la mission, de la restitution des données produites et du développement des deux instruments scientifiques. Le consortium rassemble près de 1 000 scientifiques et une centaine de laboratoires de recherche[5]. Mi 2013 l'ESA sélectionne l'établissement italien (Turin) de Thales Alenia Space pour la construction du satellite [6] tandis que la fabrication du module dans lequel est intégrée la charge utile d'Euclid (télescope et instruments) est confiée à l'établissement de Toulouse de la société Airbus Defence and Space[7]. La NASA est également un contributeur du projet : elle fournit les 20 détecteurs du photomètre fonctionnant en proche infrarouge NISP, car elle seule maîtrise la technologie associée, en échange de la participation de 40 scientifiques américains à la mission[8] - [9]. Le développement de l'imageur est confié à un ensemble d'instituts de recherche menés par le Laboratoire de science spatiale Mullard (Royaume-Uni), tandis que le spectrographe est réalisé sous la direction du Laboratoire d'astrophysique de Marseille (LAM).

En décembre 2015, la construction du modèle de vol d'Euclid est lancée à la suite de la conclusion positive de la revue de définition préliminaire qui s'est déroulée au cours de l'automne[10]. Les miroirs et les détecteurs sont achevés en 2017 et 2018. La revue critique de conception qui a lieu en décembre 2018 donne le feu vert pour le lancement de l'assemblage final. Les instruments NISP et VIS sont livrés respectivement en juillet 2019 et un an plus tard à Airbus qui achève leur intégration en décembre 2020. La charge utile (télescope et instruments) est testée dans une chambre simulant le vide spatial pour permettre aux ingénieurs et scientifiques de comprendre comment utiliser l'instrument une fois celui-ci en orbite. Fin 2021, la charge utile quitte la France pour Turin en Italie afin d'y être assemblée avec le module de service. L'intégration des deux modules est réalisée en mars 2022.

Euclid devait initialement être lancé en mars 2023 par une fusée Soyouz russe depuis la base de lancement de Kourou, piste abandonnée avec la suspension de la collaboration entre l'agence spatiale russe et Arianespace (conséquence de l'invasion de l'Ukraine par la Russie en février 2022). L'ESA, contrainte de trouver une solution de rechange, a un temps envisagé la nouvelle fusée européenne Ariane 6 dans sa version la moins puissante (Ariane 62)[11] - [12] mais à l'issue du Conseil de l'ESA du jeudi 20 octobre 2022, Josef Aschbacher confirme qu'Euclid sera finalement lancé par une fusée Falcon 9 de SpaceX[13].

Au cours de la mission primaire, Euclid doit observer l'ensemble du ciel, hormis les régions du plan de l'écliptique et du plan galactique de la Voie lactée. Ces observations doivent couvrir une superficie de 15 000 degrés carrés et permettre d'observer en lumière visible des objectifs jusqu'à la magnitude apparente de 24,5. Des observations prolongées de régions limitées de l'espace (superficie totale 40 deg²) permettront d'observer des objets ayant une magnitude apparente de 26,5. Ces observations doivent permettre d'utiliser deux types de méthode[15] :

• mesurer les effets de lentille gravitationnelle faible (WL) sur 1,5 milliard de galaxies situées en arrière plan (0 < z < 2), en évaluant la distorsion de leur forme et tout en mesurant leur décalage vers le rouge avec une précision de 0,05 (1+z) ;
• réaliser une cartographie dans les trois dimensions de 35 millions de galaxies avec un décalage vers le rouge compris entre 0,7 et 1,8 et une précision (1+ z) de 0,001. Trois méthodes permettant d'évaluer l'énergie sombre peuvent être mises en œuvre à partir de ces données : la définition tri-dimensionnelle des grandes structures de l'Univers (toile cosmique) (GC), la mesure de la distorsion dans l'espace des redshifts (RSD), l'étude des oscillations acoustiques des baryons (BAO).

L'objectif final de la mission est de déterminer les paramètres de l'équation reliant la pression de l'énergie sombre à sa densité avec une précision de 2 % en ce qui concerne sa partie constante, et de 10% pour la composante reflétant la variation éventuelle de cette pression dans le temps (c'est-à-dire liée au décalage vers le rouge). Avec ces paramètres, la théorie de la relativité générale pourrait expliquer l'Univers tel qu'il est observé en introduisant une constante cosmologique rendant compte du taux d'expansion de l'Univers et de la présence de la matière noire. Toutefois, cette équation resterait incompatible avec le modèle standard de la physique des particules. Par ailleurs l'existence d'une variation significative du coefficient déterminant la pression de l'énergie sombre impliquerait soit l'existence d'un nouveau composant de l'énergie sombre, soit que la théorie de la relativité générale doit être revue[3].

Au-delà de son objectif principal, la mission Euclid doit permettre d'identifier dans le cadre de ses campagnes d'observation générales et de champ profond plusieurs milliards de nouveaux objets, qui constitueront de nouveaux objectifs pour les observatoires terrestres et spatiaux ALMA, JWST, E-ELT et TMT, et générer des synergies avec les données collectées par les observatoires LSST, Gaia, eRosita et Square Kilometre Array. Pour certains types d'objets, voici les estimations chiffrées des découvertes attendues de la part d'Euclid qui ont été effectuées (le chiffre entre parenthèses est le nombre d'objets connus en 2013)[16] :

• mesure précise de la masse de galaxies ayant un décalage vers le rouge compris entre 1 et 3 : 200 millions (5 millions)
• galaxies massives ayant un décalage vers le rouge compris entre 1 et 3 : plusieurs centaines (plusieurs dizaines)
• galaxies faisant partie de groupes de galaxies ayant un décalage vers le rouge > 1 : 20 000 (1 000 ?)
• noyaux de galaxies actives ayant un décalage vers le rouge compris entre 0,7 et 2 : 10 000 (moins de 1 000)
• galaxies naines : 100 000
• naines Y avec une température de 400 kelvin : quelques centaines (27 en 2019)[17]
• galaxies produisant une lentille gravitationnelle avec arcs et anneaux : 30 000 (1 à 100)
• quasars ayant un décalage vers le rouge > 8 : 30 (aucun)

La partie optique est constituée d'un télescope Korsch à trois miroirs, doté d'un miroir primaire (M1) de 1,2 mètre de diamètre, qui couvre un champ de 1,25 × 0,727 deg². L'ensemble est maintenu à une température de 130 kelvins, avec une stabilité thermique inférieure à 50 millikelvins pour éviter les déformations mécaniques. La longueur focale est de 25,4 mètres. Le miroir secondaire M2 dispose de trois degrés de liberté et d'un système de correction d'inclinaison, pour permettre de tenir les performances attendues. Les miroirs et la structure qui les supporte sont réalisés en carbure de silicium, matériau caractérisé par un faible coefficient de dilatation thermique, sa rigidité et sa faible sensibilité aux rayonnements[20].

Euclid dispose de deux instruments, l'un pour la lumière visible (VIS) et l'autre pour le rayonnement infrarouge (NISP),qui sont chargés d'analyser la lumière collectée, pour permettre d'en déduire les propriétés morphométriques, photométriques et spectroscopiques des galaxies [21].

VIS (« Visible ») est un imageur grand champ dont le détecteur est constitué par une mosaïque de 6x6 CCD e2v comportant 600 millions de pixels. Les détecteurs (gravure de 12 micromètres) optimisés pour la mission sont fournis par la société e2v. Celui-ci analyse le rayonnement en lumière visible (0,55-0,90 μm). Le plan focal a une superficie de 0,57 deg² soit 180 fois celle de la caméra ACS du télescope Hubble. La résolution spatiale est d'environ 0,23 secondes d'arc (pixel de 0,1 seconde d'arc). Avec un temps de pose de 4 000 secondes, le rapport signal sur bruit est au minimum de 10 pour 1,5 milliard de galaxies dont la magnitude apparente est supérieure ou égale à 24,5[22].

L'instrument est chargé de mesurer la déformation de l'image des galaxies et en déduire l'effet de lentille gravitationnelle généré par les grandes structures de l'univers sur les galaxies éloignées. Ces informations fourniront des indications sur la distribution de la matière sombre dans l'Univers et comment celle-ci a évolué au cours des 10 derniers milliards d'années[22] ;

NISP (Near Infrared Spectrometer and Photometer) est un spectro-imageur dont le détecteur est composé d'une mosaïque de 4 × 4 détecteurs Teledyne H2RG sensibles au rayonnement en lumière proche infrarouge (1 à 2 μm) et comporte 65 millions de pixels qui couvrent chacun 0,7 seconde d'arc. L'instrument dispose de deux modes de fonctionnement. Comme photomètre (comptage de photons) il peut fonctionner avec trois filtres différents à large bande de fréquence : Y 900–1 192 nm, J 1 192–1 544 nm et H 1 544–2 000 nm. Comme spectrographe il dispose de quatre grismes à basse résolution spectrale (R = 380 pour une source de 0,5 seconde d'arc de diamètre), qui permettent au choix la décomposition du spectre lumineux dans une bande spectrale située dans le rouge (1 250–1 850 nm) ou dans le bleu (920 nm – 1250 nm). Le spectromètre est sans fente, c'est-à-dire que le spectre est "étalé" dans l'image avec des superpositions possibles entre spectres de plusieurs étoiles proches. Pour pouvoir séparer les spectres trop proches, l'image est prise sous trois orientations différentes (0°, 90° et 180°)[23].

Cet instrument doit permettre :

• d'estimer grossièrement, avec l'aide de photométrie visible à obtenir depuis le sol en parallèle avec la mission, le décalage vers le rouge, et donc la distance, de milliards de galaxies par la photométrie multi-couleur (redshift photométrique) ;
• d'exploiter un spectromètre qui analyse le spectre lumineux en proche infrarouge (1 à 2 μm) et mesure aussi la distance de millions de galaxies. Par rapport à la méthode par photométrie décrite ci-dessus, le nombre de galaxies ainsi étudiées est donc plus faible, mais en contrepartie la précision est 10 fois meilleure. Cet instrument fournit également des données permettant de déterminer les oscillations acoustiques des baryons.

La plateforme (Service Module, SVM) rassemble les équipements permettant à l'engin spatial de fonctionner (énergie, télécommunications, propulsion, contrôle de l'orientation), le système de fixation sur le lanceur ainsi que la partie chaude de l'électronique des instruments. Elle est constituée d'une embase ayant la forme extérieure d'un hexagone irrégulier dont la partie centrale, de forme conique, s'interface d'une part avec le lanceur d'autre part avec la charge utile. Au cœur de la plateforme se trouvent le réservoir d'hydrazine (en position centrale) et quatre réservoirs d'azote en position périphérique. Les boitiers des différents équipements sont fixés sur la face interne des cloisons latérales de la plateforme. Les équipements externes fixés sur la plateforme comprennent une antenne grand gain, trois antennes faible gain, les moteurs-fusées fonctionnant à l'hydrazine ou utilisant des gaz froids, et les capteurs solaires. La plateforme s'interface avec la charge utile (instruments et télescope) par l'intermédiaire de trois bipodes en fibre de verre comportant 6 points d'attache côté plateforme, répartis sur le pourtour de la structure conique de 2,25 mètres de diamètre, et trois points d'attache côté charge utile. Ce système de fixation permet d'éviter la transmission des déformations de la plateforme liées aux changements thermiques à la charge utile. La partie inférieure du cône central, d'un diamètre de 1,666 mètre, est constituée par l'adaptateur permettant de solidariser Euclid avec son lanceur[24].

L'isolation est particulièrement soignée afin d'obtenir une grande stabilité thermique, nécessaire pour ne pas fausser l'alignement optique. Le pare-soleil (Sun Shield, SSH) place à l'abri du rayonnement solaire l'ensemble du télescope, et pour ce faire s'étend sur toute la longueur et la largeur de la face exposée à l'astre. Il repose sur une structure en polymère à renfort fibre de carbone, comportant deux longerons verticaux avec des raidisseurs transversaux et deux montants partant en oblique et s'appuyant sur la partie supérieure de la plateforme. La face externe du pare-soleil est recouverte de trois panneaux solaires identiques, dont la face interne est recouverte de kapton formant isolant thermique. Dans la partie supérieure du pare-soleil, trois déflecteurs d'une hauteur décroissante doivent réduire la lumière diffractée en direction du tube du télescope. De chaque côté du pare-soleil des panneaux en coin accroissent l'isolation thermique du plan focal de l'instrument VIS[24].

La plateforme est stabilisée 3 axes, c'est-à-dire que son orientation est fixe dans l'espace. Le système de contrôle d'attitude maintient l'orientation du télescope pointé vers son objectif, avec une précision inférieure à 75 millisecondes d'arc. La mesure de l'orientation a recours à une centrale à inertie, trois viseurs d'étoiles et un système de guidage fin utilisant des étoiles guides dont la position est relevée à l'aide de quatre détecteurs CCD placés dans le plan focal de l'imageur VIS. Les écarts de pointage sont corrigés à l'aide de propulseurs à gaz froid (deux groupes de six propulseurs expulsant de l'azote) capables de fournir des poussées de l'ordre du micronewton. Quatre roues de réaction (dont une de rechange) sont utilisées pour corriger les écarts de pointage importants (50 à 100 secondes d'arc) et réorienter le télescope vers d'autres régions de l'espace. Euclid emporte environ 70 kilogrammes d'azote sous pression, ce qui est suffisant pour une durée de sept ans avec une marge d'erreur de 100 %[25].

Les corrections d'orbite et le contrôle d'attitude durant les phases de la mission non scientifiques (transit entre la Terre et le point de Lagrange, corrections d'orientation mensuelles, mise en orbite cimetière en fin de vie) sont effectuées avec deux ensembles redondants de 10 moteurs-fusées d'une poussée unitaire de 20 newtons consommant de l'hydrazine. Celui-ci est stocké dans un réservoir d'une capacité de 137,5 kg[26].

L'énergie électrique est fournie par trois panneaux solaires fixés sur le pare-soleil et qui produisent entre 1 780 et 2 430 watts. Cette valeur varie en fonction de l'orientation du télescope, et au fur et à mesure du vieillissement des cellules solaires. Les batteries, qui ne sont nécessaires que durant le lancement, sont dimensionnées de manière à fournir 419 watts[27].

Le système de télécommunications est fortement sollicité, car le volume quotidien de données transférées est de 850 gigabits: il utilise la bande Ka qui permet d'envoyer les données scientifiques avec un débit de 55 mégabits par seconde durant des vacations d'une durée de quatre heures par jour, lorsque la station de Cebreros dotée d'une antenne parabolique de 35 mètres est dans la ligne de visée. Euclid doit disposer d'une capacité de stockage d'au moins 300 Gigaoctets[28] - [29].

Publications de l'Agence spatiale européenne

• (en) ESA, Rapport d'évaluation finale de la mission (livre rouge), 2011, 116 p. (lire en ligne)
• ESA, Euclid - Kit de lancement (dossier de presse), juin 2023, 23 p. (lire en ligne)

Publications du consortium Euclid

• (en) Lettre d'informations périodique du consortium Euclid : printemps 2018, printemps 2017, hiver 2017, printemps 2016, hiver 2015, printemps 2013, novembre 2012, juin 2012.

Articles scientifiques

• Liste des publications scientifiques sur le site du consortium dont :
• (en) Giuseppe D. Racca, René Laureijs, Luca Stagnaro, Jean-Christophe Salvignol et al., « The Euclid mission design », Proceedings of the SPIE, vol. 9904,‎ juillet 2016, p. 1-23 (DOI 10.1117/12.2230762, lire en ligne)

Autres documents

• Vivien Scottez, Clustering redshift : une nouvelle fenêtre sur l’univers, HA, 2008, 174 p. (lire en ligne)
  Thèse portant sur la principale méthode de mesure utilisée par Euclid

Conférences filmées

• Yannick Mellier « Matière noire et énergie sombre que va nous apprendre EUCLID ? » (7 avril 2015) (lire en ligne) {{[vidéo] 94 min}}
  —Institut d'astrophysique de Paris > Conférences de l'année 2015 (lire en ligne)

• Matière noire
• Lentille gravitationnelle
• Lentille gravitationnelle faible
• Cosmologie
• Énergie sombre
• Agence spatiale européenne

• (en) Site du consortium Euclid
• (en) Site officiel d'Euclid (ESA)
• (en) « Euclid », sur EO Portal, Agence spatiale européenne (consulté le 28 avril 2022)
• Pages consacrées à la mission sur le site des missions scientifiques du CNES
• « Euclid : la cosmologie noire tirée au clair », La Science, CQFD, France Culture, 29 juin 2023.