MIRO

Figure : L’instrument MIRO. Le miroir primaire a une dimension de 30 cm. L’ensemble de l’instrument (y compris les boîtiers d’électronique et le spectromètre, non figurés ici) a une masse d’environ 18 kg.

Résumé

MIRO (Microwave Instrument for the Rosetta Orbiter — Instrument Micro-onde pour l’Orbiteur de Rosetta) est un petit radiotélescope équipant l’orbiteur de Rosetta. Il fonctionne dans les domaines de longueur d’onde millimétrique et sub-millimétrique. Il mesurera la température de la sous-surface du noyau de la comète. Il observera les raies spectrales de certains composants clef du gaz relâché par le noyau (eau, monoxyde de carbone, ammoniac, méthanol) dont il mesurera la quantité produite, la température, la vitesse et la distribution. MIRO permettra ainsi l’étude de la physico-chimie de l’environnement proche d’un noyau cométaire.

Description technique

MIRO comporte un télescope dont le miroir principal est une parabole d’un diamètre de 30 cm. Son récepteur hétérodyne a deux canaux opérant à 189 et 562 GHz (soit 1,6 et 0,5 mm de longueur d’onde). Les deux canaux fonctionnent en mode radiométrique pour observer le rayonnement continuum du noyau. La résolution spatiale est de 15 m (canal 1,6 mm) et 5 m (canal 0,5 mm) lorsque la sonde est à 2 km du noyau.

Le canal à 0,5 mm de longueur d’onde fonctionne également en mode spectroscopique. Ce domaine de longueur d’onde est inaccessible du sol en raison de l’absorption de l’atmosphère terrestre. Le récepteur est pré-réglé pour observer les raies de plusieurs molécules cométaires : trois raies de l’eau (isotope principal H₂¹⁶O et variétés isotopiques rares H₂¹⁷O et H₂¹⁸O), trois raies du méthanol CH₃OH, une raie du monoxyde de carbone CO et une raie de l’ammoniac NH₃. Ce canal est doté d’un spectromètre dont la résolution correspond à 0,02 km/s, ce qui est bien adapté à l’observation des raies cométaires dont la largeur peut être inférieure à 0,5 km/s.

MIRO est complémentaire des autres instruments spectroscopiques ALICE et VIRTIS et de la caméra OSIRIS avec lesquels il est co-aligné.

Objectifs scientifiques

À l’aide des voies continuum de son récepteur, MIRO caractérisera la surface du noyau de la comète. Le rayonnement radio du noyau est en effet une mesure directe de sa température. Les ondes radio pouvant traverser le noyau sur des distances de quelques fois leur longueur d’onde, MIRO mesurera en fait la température de la sous-surface du noyau, à quelques centimètres de profondeur. Ces mesures détermineront l’écart de température entre la «nuit» et le «jour» de la comète, l’inertie thermique du noyau, et discrimineront les régions de glace des régions de poussière réfractaire. On s’attend à des températures de –150 à +100°C, suivant l’insolation et la distance au Soleil.

Cette exploration pourra être déterminante pour le choix du lieu d’atterrissage du module de surface.

Le spectromètre de MIRO caractérisera les abondances des molécules volatiles majeures. En plus de l’eau, connue pour être le composant majoritaire, les molécules sélectionnées pour être observées (CO, CH₃OH, NH₃) sont parmi des composants les plus abondants des glaces cométaires. En effet, dans la comète Hale-Bopp, l’une des comètes dont la composition est la mieux connue, on comptait, pour 100 molécules d’eau, environ 10 à 20 molécules de CO, 3 molécules de méthanol, et 1 d’ammoniac. Le monoxyde de carbone, très volatile, est un élément clef de l’activité des comètes lointaines, alors que la sublimation de l’eau n’est réellement efficace qu’à moins de trois unités astronomiques du Soleil (une unité astronomique est la distance de la Terre au Soleil, soit 150 millions de kilomètres). En mesurant l’évolution de la production de ces deux molécules au cours du rapprochement de la comète vers le Soleil, MIRO permettra de mieux comprendre comment se sublime un mélange de glaces cométaires.

MIRO étudiera trois variétés isotopiques de l’eau, qui diffèrent suivant le nombre de neutrons de l’atome d’oxygène : H₂¹⁶O (la principale), H₂¹⁷O (environ 2500 fois moins abondante) et H₂¹⁸O (environ 500 fois moins abondante). Les rapports isotopiques de l’oxygène cométaire, qui sont liés à l’histoire de la formation de la comète, seront ainsi déterminés. Mais surtout, en observant des composés mineurs comme les variétés isotopiques rares, on s’assure de disposer de raies spectrales non saturées dont la forme traduit fidèlement la vitesse du gaz. Les observations radio au sol nous ont appris que le gaz cométaire s’éloigne du noyau avec une vitesse globale d’environ 1 km/s, mais nous ne savons encore rien de l’accélération de ce gaz près de la surface du noyau, ni de la cinématique des «jets» de gaz qui proviennent des régions actives.

MIRO mesurera la température du gaz. Cette détermination sera faite à partir de l’intensité des raies moléculaires (lorsqu’elles sont saturées) et des rapports d’intensité des trois raies du méthanol qui seront observées. On s’attend à ce que ce gaz soit très froid : 150 à 200 K environ (soit –120 à –70°C) lorsque qu’il s’échappe du noyau, chutant rapidement à quelques dizaines de K (environ –250°C) lorsqu’il s’en éloigne en s’expansant.

Enfin, MIRO étudiera la répartition du gaz dans le proche environnement du noyau, déterminant dans quelle mesure ce gaz provient de régions «actives» ou «inactives» de la surface, si le «côté nuit» du noyau, plus froid, est également producteur de gaz, et comment le gaz peut conduire à la formation de jets de poussières.

Crédits

Le maître d’œuvre de MIRO est le Jet Propulsion Laboratory (États-Unis) sous la responsabilité de Sam Gulkis. La France et l’Allemagne collaborent à ce projet. La contribution française (financée par le CNES) consiste en la fourniture d’un oscillateur ultra stable, la participation à la conception et l’étalonnage de l’instrument, la préparation de son exploitation scientifique.

Contacts

Pour les aspects techniques : Gérard Beaudin (LERMA, Observatoire de Paris)

Pour les aspects scientifiques : Jacques Crovisier (LESIA, Observatoire de Paris)

Liens

Site ESA (Rosetta)
Site ESA (MIRO)
Site JPL (MIRO)