Observatoire de Paris Institut national de recherche scientifique français Univerité Pierre et Marie Curie Université Paris Diderot - Paris 7

SORBET sur MMO-BepiColombo

mardi 19 mars 2019, par Michel Moncuquet

Mercury Magnetosheric Orbiter
Mercury Magnetosheric Orbiter

(vue d’artiste - cr√©dit RISH-Kyoto Univ.)

SORBET (acronyme pour "Spectroscopie des Ondes Radio et du Bruit Electrostatique Thermique") est un r√©cepteur radio HF (2.5kHz-10MHz), con√ßu et r√©alis√© au LESIA, qui fait partie de l’exp√©rience PWI (Plasma Waves Investigation) destin√©e √† √©tudier, pour la toute premi√®re fois en radio-fr√©quences, la petite magn√©tosph√®re de Mercure et son interaction avec le vent solaire. Cette exp√©rience est embarqu√©e sur le satellite MMO (pour "Mercury Magnetospheric Orbiter") r√©alis√© par l’agence spatiale Japonaise (JAXA). Depuis mai 2018, il est nomm√© en japonais „ĀŅ„Āä ("mio"). C’est l’un des deux satellites formant la mission BepiColombo (mission ESA-JAXA). BepiColombo a √©t√© convoy√©e au Centre Spatial Guyanais en avril 2018 et son lancement a eu lieu le 18 octobre 2018, pour une arriv√©e √† Mercure, s√©paration MPO-MMO et d√©ploiement des antennes de MMO, fin 2025.

Bref scénario de mission en deux images

Bepi-Colombo en phase de croisière
Bepi-Colombo en phase de croisière

La propulsion des deux satellites (MPO+MMO) est assur√©e par un moteur ionique dont l’√©nergie est fournie par des panneaux solaires : la phase de croisi√®re (depuis le lancement jusqu’√† la s√©paration et mise en orbite autour de Mercure) va durer environ 7 ans. Pendant toute cette croisi√®re, MMO, qui est un satellite dont les panneaux solaires sont pr√©vus pour tourner (spin de 4s environ) , doit √™tre prot√©g√© par une "coiffe", que l’on voit √† l’oppos√© du moteur ionique.


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

Objectifs scientifiques de l’exp√©rience "SORBET " de PWI

Mesures √† distance (radioastronomie) et in situ (antennes utilis√©es comme des √©lectrodes) de spectres radio (√©lectromagn√©tiques et √©lectrostatiques), pour l’√©tude de la structure et de la dynamique (r√©gions, fronti√®res, processus d’acc√©l√©ration et de dissipation...), du syst√®me magn√©tosph√®re/exo-ionosph√®re de Mercure et de son interaction avec le vent solaire.

Plus pr√©cis√©ment, ces objectifs incluent :

Densité/température mesurables par SORBET
Densité/température mesurables par SORBET

Densit√© et temp√©rature √©lectroniques accessibles √† Sorbet (aires blanches ou grises). Les zones hachur√©es repr√©sentent les valeurs mesur√©es dans le vent solaire au niveau de la Terre (en rose p√Ęle) et extrapol√©es √† l‚Äôaph√©lie et p√©rih√©lie de Mercure (en rouge), et les zones de compression maximales (en vert) possibles au voisinage de Mercure.

  • La cartographie de la densit√© (Ne) et de la temp√©rature (Te) des √©lectrons dans le vent solaire, la magn√©tosph√®re et l’exosph√®re de Mercure, par spectroscopie du bruit Quasi-Thermique (QTN). Ces mesures QTN sont indispensables pour la compr√©hension de la structure et de la dynamique de la magn√©tosph√®re et donneront des contraintes fondamentales pour les mod√®les physico-chimiques du plasma environnant Mercure (outre H+ du vent solaire, les principaux ions √† Mercure sont : Na, K, O).
  • La d√©tection et l’√©tude des √©missions radio de Mercure, dont les possibles √©missions cyclotron jusqu’√† 10-20 kHz , li√©es aux √©lectrons d’√©nergie moyenne (1-10keV) acc√©l√©r√©s dans les r√©gions les plus fortement magn√©tis√©es (p√īles ?), et peut-√™tre un rayonnement synchrotron sporadique (jusqu’√† quelques MHz ?) d’√©lectrons plus √©nerg√©tiques (1-10MeV).
  • La surveillance des √©missions radio solaires jusqu’√† 10 MHz (sursauts radio de type II et type III, indicateurs de chocs interplan√©taires, d’√©jections de masse coronale -CME-, et de faisceaux de particules √©nerg√©tiques), dans le but de cr√©er un indice d’activit√© solaire vue de Mercure, pouvant √™tre corr√©l√© √† la r√©ponse magn√©tosph√©rique de Mercure (m√©t√©orologie de l’espace appliqu√©e √† Mercure). Notons aussi que MMO explorera un vent solaire non perturb√© par Mercure pendant la majeure partie de ses orbites et que, vu l’importante excentricit√© de Mercure, nous disposerons ainsi d’observations solaires radio HF depuis 0,3 √† 0,47 unit√©s astronomiques et, on peut l’esp√©rer, en m√™me temps que les observations de la sonde Parker Solar Probe(NASA) au plus pr√®s du Soleil.
  • En parall√®le, nous entreprenons la mod√©lisation (code hybride 3-D) de l’interaction de Mercure et de sa magn√©tosph√®re avec le vent solaire.
UNE SIMULATION À L'APHELIE DE MERCURE + UNE ORBITE MMO
UNE SIMULATION √Ä L’APHELIE DE MERCURE + UNE ORBITE MMO

Simulation Mercure/vent solaire √† l’aph√©lie (th√®se de L√©a Griton)

La conception/r√©alisation de l’instrument SORBET

SORBET est un r√©cepteur/amplificateur radio HF, dans la gamme 2.5 kHz - 10 MHz, muni d’un syst√®me de traitement des signaux recueillis par les capteurs qui produit, in fine, des spectres de puissance : ce qu’on appelle un spectrom√®tre. Plus pr√©cis√©ment, il comprend :

  • un r√©cepteur deux voies, multi-canal 2.5 kHz - 640 kHz, dit TNR (pour Thermal Noise Receiver), scannant 128 fr√©quences espac√©es log., chacune des deux voies √©tant commutable indiff√©remment sur l’un des 3 capteurs reli√©s √† PWI : d’une part deux dip√īles √©lectriques orthogonaux (antenne filaire WPT de 2x15m, de fabrication japonaise et antenne MEFISTO, form√©e principalement de deux sph√®res espac√©es de 32m, de fabrication su√©doise) et d’autre part une antenne magn√©tique ou "search coil" (DB-SC pour Dual Band-Search Coil, r√©alis√© au CETP/LPP).
  • un r√©cepteur √† balayage de 500kHz √† 10MHz, dit HFR (pour High Frequency Receiver).
  • une unit√© de calcul et de traitement du signal ("Digital Unit").
Synoptique de SORBET
Synoptique de SORBET

Ces diff√©rentes fonctions sont r√©alis√©es avec :

  • une carte analogique (dynamique = 120 dB) : ASIC en technologie 0.35¬Ķ (amplis, m√©langeurs, CAG et filtres) et composants discrets ;
  • une carte num√©rique (dynamique=84 dB) comprenant notamment : deux convertisseurs analogique/num√©rique (ADC) 14 bits, un FPGA et une interface avec l’ordinateur de bord utilisant Space Wire.

L’√©quipe SORBET/PWI/MMO au LESIA

Equipe technique

Moustapha Dekkali, Chef de projet SORBET

Pierre-Luc Astier, Kamel Boughedada, †Benoit Chasles, Yvonne de Conchy, Cécile Guériau, Quynh Nhu Nguyen, David Polizzi, Sudagar Vassin

Equipe scientifique

Michel Moncuquet, Co-PI PWI et Lead Co-I SORBET

Co-Is PWI : Filippo Pantellini, Philippe Zarka, Olga Alexandrova, Karine Issautier, Milan Maksimovic

Associate Scientist : Baptiste Cecconi, L√©a Griton

L'équipe PWI/MMO au LESIA
L’√©quipe PWI/MMO au LESIA

L’√©quipe PWI/MMO [1]

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, Orl√©ans)

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 √©t√© livr√© au RISH (laboratoire PI √† Kyoto) le 20 ao√Ľt 2012, puis achemin√© d√©but septembre sur le site d’int√©gration de MMO √† l’ISAS (Tokyo-Sagamihara), o√Ļ il a subi les tests de performances et d’int√©gration (achev√©s le 10 janvier 2013 avec succ√®s). Il a √©t√© install√© et √† nouveau test√© sur MMO d√©but 2014 (avec l’ensemble de la charge utile), ce satellite ayant √† son tour √©t√© livr√© par la JAXA √† l’ESTEC (ESA) en mai 2015. Bepi-Colombo est au CSG (Kourou) depuis fin avril 2018 et les trois tests r√©alis√©s sur MMO/Sorbet ont tous √©t√© parfaitement conformes (dernier test r√©alis√© le 27 juin 2018).
  • Au LESIA, l’activit√© principale est d√©sormais l’√©talonnage/calibration en valeurs physiques des r√©cepteurs TNR/HFR + les antennes √©lectriques et magn√©tiques, √† partir des tests r√©alis√©s √† Meudon sur Sorbet seul en juin 2012, puis au Japon (jusqu’en janvier 2014) sur toute la cha√ģne de r√©ception. Depuis 2015, le suivi des tests √† l’ESTEC puis au CSG de Kourou a √©t√© aussi r√©alis√© depuis Meudon.
  • La chaine de traitement et calibration en valeurs physiques (niveaux dits L1, L2 et +) est d√©sormais en place au LESIA sur le serveur d√©di√© SORBET, et en backup (pour la partie limit√©e √† L0—>L1) sur le serveur de l’ISAS au Japon. Ces travaux se poursuivront apr√®s le lancement (date la plus probable : 18 octobre 2018), pendant la recette en vol (environ 20 jours apr√®s le lancement), et raffin√©es √† partir des calibrations internes pendant la phase de croisi√®re. Rappelons enfin que les donn√©es de MMO √† Mercure scientifiquement exploitables ne seront disponibles qu’en 2025 et que la mission est pr√©vue pour durer alors une √† deux ann√©es terrestres (environ 4 √† 8 ann√©es mercuriennes).

Notes

[1NB : cette liste n’est pas une liste compl√®te des Co-Is de PWI, elle est limit√©e aux co-PIs, aux responsables de chaque instrument (ou Lead Co-Is) et √† quelques Co-Is associ√©s aux sous-syst√®mes instrumentaux