Le satellite

L’orbite

Le satellite Herschel doit ˆetre satellis´e sur une orbite de Lissajou autour du point de Lagrange L2 du syst`eme Terre-Soleil `a environ 1.5 millions de km de la Terre. L2 est un point de l’espace o`u la d´eriv´ee du champ de gravitation est nulle (cf figure 1.12) ; c’est un point m´etastable, le satellite n´ecessite donc quotidiennement de petits ajustements de trajectoire. Cette orbite est particuli`erement int´eressante car elle offre un environnement thermique tr`es stable pour le t´elescope. L’environnement ´electromagn´etique est ´egalement tr`es stable, le satellite ne traverse pas les ceintures de radiation qui entourent la Terre comme c’´etait le cas d’ISO sur son orbite HEO (Highly Elliptical Orbit).

Le transfert du satellite de la Terre vers L2 dure environ 6 mois durant lesquels les instruments seront test´es dans des conditions repr´esentatives des conditions d’op´eration. La phase de v´erification des performances ainsi que l’optimisation des modes d’observation auront lieu pendant le transfert, ceci afin de s’assurer que les trois ann´ees d’op´eration `a L2 seront efficaces d`es le premier jour.

Le cryostat

Tous les instruments scientifiques embarqu´es sur Herschel n´ecessitent des temp´eratures de fonctionnement cryog´eniques. Le satellite embarque donc un cryostat qui contient une grande quantit´e d’h´elium superfluide. Il fournit aux instruments deux niveaux de temp´erature, le ni- veau 0 `a 1.7 K (temp´erature de l’h´elium pomp´e) et le niveau 1 `a environ 5 K (temp´erature de l’h´elium gaz qui s’´echappe du cryostat mais qui est quand mˆeme utilis´e pour refroidir les

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instruments avant d’ˆetre lib´er´e dans le vide). Remarquez que la dur´ee de la mission est d´etermi- n´ee par la quantit´e d’h´elium pr´esente dans le cryostat au moment du lancement ; en l’occurence les 3500 litres doivent assurer une mission de 3.5 ans (6 mois de transfert et 3 ans d’observa- tions `a L2). Les trois instruments sont install´es `a l’int´erieur du cryostat comme le montre la photographie de la figure 1.13. Pour r´eduire les coˆuts de d´eveloppement, ce cryostat utilise les technologies d´ej`a d´evelopp´ees pour le cryostat de ISO (Juillet et al. 1997).

Le module de service

Le rˆole du module de service (SVM) est de contrˆoler tout ce qui se passe `a bord du satellite, en particulier le contrˆole d’attitude et d’orbite. Le SVM est ´egalement appel´e plateforme car il sert de support `a toute la structure, il est visible sur la figure 1.10 sous le cryostat. Il contient les boitiers d’´electronique chaude de chacun des instruments scientifiques et assure les communications entre la Terre et les instruments. Notez que la bande passante est limit´ee `a 130 kbps (kbits/seconde).

Le t´elescope

Le t´elescope Herschel est de type Ritchey-Chr´etien avec un miroir primaire de 3.5 m de diam`etre et un miroir secondaire l´eg`erement sous-dimensionn´e ; le diam`etre effectif du t´elescope est alors de 3.3 m, ce qui en fait le t´elescope le plus grand jamais envoy´e dans l’espace. La pr´ecision de surface (WaveFront Error ) mesur´ee `a 70 K est de 5.5 µm. Le miroir est constitu´e `a 90 % de carbure de silicium (SiC) et p`ese seulement 315 kg.

Au-del`a de la r´esolution spatiale impos´ee par la taille du miroir, le t´elescope joue un rˆole crucial sur les performances finales des instruments. En effet, la sensibilit´e des photom`etres d´epend significativement du flux incident, ce dernier ´etant impos´e par la temp´erature et l’´emissi- vit´e des miroirs primaire et secondaire. Pour plus de d´etails, le lecteur peut se reporter `a l’article de Fischer et al. (2004) qui pr´esente des mesures d’´emissivit´e en fonction de la temp´erature du miroir et de sa (( propret´e )) (en terme de d´epots de poussi`eres). Pour un t´elescope refroidi passivement `a ∼85 K, Fischer et al. donnent l’´emissivit´e :

²(λ) = 3.36 × 10−5λ−1/2_{+ 2.73 × 10}−7λ−1 (1.3)

o`u λ est exprim´e en m.

Pour ne pas perturber l’´equilibre thermique du miroir, le t´elescope est en permanence `a l’ombre du Soleil derri`ere les panneaux solaires. La temp´erature du primaire devrait donc ˆetre extr`eme- ment homog`ene. Les pr´edictions donnent un gradient de temp´erature d’environ 0.2 K dans la direction du soleil et de ∼0 K dans la direction perpendiculaire. La diff´erence de temp´erature entre les miroirs primaire et secondaire devrait ˆetre de l’ordre de 2 K. D’autre part, pour que les panneaux solaires pointent en permanence vers le Soleil, les r´egions du ciel accessibles `a Herschel `a une ´epoque donn´ee sont limit´ees. En effet le satellite peut tourner sur 360◦ _{autour de l’axe}

Terre-Soleil mais il est restreint `a ±30◦_{dans la direction perpendiculaire. La programmation des}

Fig. _{1.13 Vue en coupe du cryostat du satellite Herschel, il peut contenir 3500 litres d’h´elium} superfluide. Photographie des trois instruments int´egr´es sur le plateau optique `a l’int´erieur du cryostat. Ces instruments sont les mod`eles de qualification. (images emprunt´ees sur http ://esa- multimedia.esa.int/)

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Fig. _{1.14 Plan focal de l’Observatoire Herschel avec le d´etail des champs de vue des trois} instruments scientifiques. (cr´edits ESA)

Le plan focal du t´elescope se trouve `a environ 1 m sous le miroir primaire, `a l’int´erieur du cryostat (cf figures 1.13 et 1.14). Le plan focal est l´eg`erement courb´e ce qui entraˆıne quelques aberrations optiques. Par ailleurs, la mise au point du t´elescope n’est pas r´eglable une fois que le satellite est assembl´e.

Notez que pendant le premier mois apr`es le lancement, le cryostat restera ferm´e et que le miroir sera chauff´e pour permettre un d´egazage complet du satellite et ainsi ´eviter que le gaz n’aille se condenser sur les parties les plus froides du satellite, i.e. les d´etecteurs.

Les instruments scientifiques

L’Observatoire Spatial Herschel poss`ede trois instruments scientifiques. Les trois tech- nologies que nous avons pr´esent´ees dans la section 1.2.2 sont repr´esent´ees.

IHIFI

HIFI (de Graauw et al. 2005) est l’instrument h´et´erodyne de Herschel (Heterodyne Instrument for the Far Infrared). C’est un spectrom`etre `a tr`es haute r´esolution (λ/∆λ > 106) qui couvre 7 bandes spectrales entre 157 et 625 µm (1910-480 GHz), avec un trou entre 212 et 240 µm. Les cinq bandes (( basse fr´equence )) utilisent des m´elangeurs SIS, les deux autres bandes utilisent des HEB. Deux polarisations sont mesur´ees pour chaque bande. Les d´etecteurs de HIFI sont mono-pixel, la r´esolution spatiale va de 12 `a 4000_{. Avec une r´esolution en vitesse}

dans des objets de nature tr`es diff´erentes (galaxies, Galaxie, cœurs denses, jets, etc...). De plus, il observera dans un r´egime de longueur d’onde encore inexplor´e depuis l’espace, il pourrait donc d´ecouvrir de nouvelles mol´ecules dans le milieu interstellaire ou dans les atmosph`eres plan´etaires et com´etaires. HIFI a ´egalement acc`es `a de nombreuses raies spectrales de l’eau pour des densit´es et niveaux d’excitation tr`es vari´es, et l’´etude de cet ´el´ement sera centrale dans le programme scientifique de l’instrument.

ISPIRE

SPIRE (Griffin et al. 2006) est le spectro-imageur grande longueur d’onde de Herschel (Spectral and Photometric Imaging receiver). Le photom`etre observe simultan´ement dans trois bandes spectrales centr´ees `a 250, 350 et 500 µm. Le champ de vue est de 40_{× 8}0 et la taille du faisceau (PSF) est de 18, 25 et 3600 _{respectivement. Le spectrom`etre est de type Mach-Zender,}

c’est un spectrom`etre imageur `a transform´ee de Fourier. Son champ de vue est de 2.60_{. Sa r´eso-}

lution spectrale est comprise entre 20 et 1000 `a 250 µm. SPIRE utilise 5 matrices de bolom`etres (3 pour le photom`etre, 2 pour le spectrom`etre) pour un total de 326 bolom`etres individuels de type spiderweb avec thermom`etres NTD Ge. Les bolom`etres fonctionnent `a 300 mK et sont coupl´es avec le t´elescope par des cˆones de Winston de diam`etre 2Fλ. SPIRE poss`ede un miroir orientable tr`es rapide qui permet d’effectuer des observations adapt´ees `a ce type de plan focal (jiggling pour echantillonner le ciel `a Nyquist, cf section 2.2.3).

IPACS

PACS (Poglitsch et al. 2006) est le spectro-imageur qui couvre la gamme 60-210 µm (Photodetector Array Camera and Spectrometer). Il utilise des photoconducteurs Ge:Ga pour la spectrom´etrie (2 × 16 × 25 pixels) et des matrices de bolom`etres pour la photom´etrie (16 × 32 et 32×64 pixels). Pour le spectrom`etre, le champ de vue de 4700_×4700_{est d´ecoup´e sur un quadrillage}

de 5 × 5 puis r´e-imag´e le long d’une fente pour ˆetre ensuite dispers´e par un r´eseau et imag´e sur les d´etecteurs. C’est un spectrom`etre int´egral de champ. La r´esolution spectrale est comprise entre 1000 et 2000. Le photom`etre sera d´ecrit en d´etail dans la section 1.3.3. Nous distinguons deux sous-syst`emes pour PACS : le FPU (Focal Plane Unit) qui se trouve dans le cryostat et l’´electronique chaude qui est situ´ee dans le module de service. PACS poss`ede deux sources de calibration internes situ´ees de part et d’autre du champ de vue ainsi qu’un chopper ultra-rapide (Krause et al. 2006). L’instrument au complet p`ese 130 kg (75 kg pour le FPU) et n´ecessite une puissance de 100 W pour fonctionner.