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

PICSAT

mardi 12 décembre 2017, par Lester David

PicSat est un nanosatellite conçu pour mesurer les transits exoplanĂ©taires. Le dĂ©veloppement de ce CubeSat est conduit au sein du pĂ´le Haute RĂ©solution Angulaire en Astronomie du LESIA, oĂą sont rĂ©alisĂ©s des instruments interfĂ©romĂ©triques basĂ©s sur l’optique intĂ©grĂ©e et le filtrage monomode pour l’Ă©tude des environnements stellaires.

Pour les dernières nouvelles du projet suivre le lien picsat.obspm.fr

Objectif

L’objectif principal de ce projet est d’observer le transit de la planète Beta Pictoris b devant son Ă©toile. DĂ©couverte au VLT par l’Ă©quipe d’Anne-Marie Lagrange grâce Ă  l’optique adaptative (Lagrange et al., 2009), la planète orbite Ă  une dizaine d’UA de son Ă©toile. Des mesures rĂ©alisĂ©es entre 2003 et 2015 ont permis d’affiner ses paramètres orbitaux et cela laisse Ă  penser que la planète, oĂą tout du moins sa sphère de Hill, transite devant son Ă©toile (Lecavelier des Etangs & Vidal-Madjar, 2015).

Beta Pictoris dans l'infrarouge
Beta Pictoris dans l’infrarouge

Credits : ESO/A.-M. Lagrange et al.

De plus, ces mesures sont cohérentes avec l’évènement de novembre 1981, où des variations photométriques importantes ont été mesurées depuis le sol. Si cette planète a effectivement transité cette année-là, le prochain transit devrait avoir lieu entre juillet 2017 et mars 2018 pour une orbite excentrée de 0,12 (Lecavelier des Etangs & Vidal-Madjar, 2016).

La possibilité d’observer un transit de ce type, une planète géante vieille de quelques millions d’années orbitant autour d’une étoile très brillante est une chance qui doit être saisie. Il faut pour cela un suivi photométrique continu de l’étoile que seul un observatoire spatial peut réaliser en s’affranchissant des perturbations atmosphériques, des contraintes observationnelles du sol et de l’alternance jour/nuit.

β Pic est aussi connue pour son disque de débris, caractéristique des systèmes stellaires jeunes (20 millions d’années). Une photométrie de précision nous permettrait également de caractériser la queue de poussières d’exocomètes et de mesurer la structure du disque de débris.

Observatoire

La réalisation d’un satellite de petites dimensions aux normes CubeSat peut se faire dans le délai imparti de deux ans. Les disponibilités en termes de masse et de volume d’un modèle 3U (combinant 3 unités cubiques de 10cm) sont compatibles avec un instrument photométrique dédié.

L’observatoire spatial de 30x10x10 cm est ainsi dĂ©coupĂ© :

Vue CAO du satellite
Vue CAO du satellite

Avec une unitĂ© pour l’électronique comprenant les antennes, le système de communication, l’ordinateur de bord, l’électronique de puissance et les batteries, une unitĂ© centrale pour le système de contrĂ´le d’attitude (ADCS) comprenant les roues Ă  inertie ainsi que l’Ă©lectronique de la charge utile scientifique et enfin une unitĂ© pour l’opto-mĂ©canique de la charge utile et le senseur stellaire.

Les normes CubeSat dĂ©veloppĂ©es par CalPoly (universitĂ© polytechnique de Californie) permettent l’achat d’équipements qualifiĂ©s spatial « sur Ă©tagères » participant Ă  la rĂ©duction des coĂ»ts. De plus, l’interface lanceur est faite avec un dĂ©ployeur spĂ©cialement conçu dans lequel vient se glisser le CubeSat qui est installĂ© sur la fusĂ©e en passager secondaire. Le prix du lanceur Ă©tant portĂ© en quasi-totalitĂ© par la charge principale, cela rĂ©duit Ă©normĂ©ment le coĂ»t de lancement, la fusĂ©e pouvant, en plus du satellite principal, embarquer une vingtaine de nanosatellites facturĂ© entre cinquante et deux cent mille euros en fonction du nombre d’unitĂ©s.

DĂ©veloppement

Le satellite devant permettre une photomĂ©trie de prĂ©cision, plusieurs Ă©lĂ©ments critiques ont Ă©tĂ© identifiĂ©s. En premier lieu la sensibilitĂ© de dĂ©tection : afin de rĂ©duire le bruit nous utilisons une photodiode Ă  avalanche (APD). Ce dĂ©tecteur monopixel Ă  comptage de photon nous garantit la sensibilitĂ© suffisante tout en rĂ©duisant le bruit. C’est une fibre optique monomode qui assure le lien entre notre tĂ©lescope et la photodiode. La fibre est ainsi placĂ©e au foyer d’un tĂ©lescope constituĂ© d’une parabole hors-axe de 50 mm diaphragmĂ© Ă  37 mm. Ce type de configuration nous est permis grâce Ă  la luminositĂ© Ă©levĂ©e de β Pic dont la magnitude atteint 3,86 en bande V.

Si le champ de vue de la fibre limite la lumière parasite, il nous oblige cependant Ă  obtenir un pointage de très grande prĂ©cision. Or la prĂ©cision de pointage des systèmes pour CubeSat n’est pas encore suffisamment performante comme le montre les caractĂ©ristiques de l’ADCS sĂ©lectionnĂ© pour notre mission, qui est prĂ©cis Ă  0,01°. Afin d’augmenter la prĂ©cision d’un facteur 10, la position de la fibre est mobile dans le plan focal grâce Ă  une platine piĂ©zo-Ă©lectrique 2 axes qui suit le dĂ©placement de l’Ă©toile dĂ» Ă  l’instabilitĂ© de pointage. L’amplitude de dĂ©placement de la platine offre un champ total de 0,16° supĂ©rieur Ă  la prĂ©cision de l’ADCS, permettant de compenser les vibrations et d’assurer le pointage fin nĂ©cessaire.

Prototype opto-mécanique en cours de test
Prototype opto-mécanique en cours de test

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Qualification

Après la campagne de tests en vibrations rĂ©alisĂ©e en dĂ©cembre 2015 Ă  la PIT, oĂą nous avions dĂ©tecter une dĂ©faillance de la platine piezo-Ă©lectrique PI. Le choix de la platine s’est donc portĂ© sur une technologie qualifiĂ©e dĂ©veloppĂ©e par Cedrat. Une deuxième sĂ©rie d’essais a Ă©tĂ© faite dĂ©but avril pour vĂ©rifier le bon fonctionnement de l’Ă©lectronique de commande et de la photodiode. Les Ă©lĂ©ments ont subis jusqu’Ă  8g en frĂ©quence alĂ©atoire, et 13g en sinus dont voici l’essai sur l’axe X :

Vue infrarouge dans la cuve
Vue infrarouge dans la cuve

Electronique et photodiode installĂ©es dans la cuve SimEnOm lors du palier Ă  -20°C (gauche) et +30°C (droite)

L’Ă©lectronique et une des photodiodes ont Ă©galement passĂ© des tests en vide thermique dans la cuve SimEnOm du LESIA oĂą ils ont subi une succession de paliers de tempĂ©ratures allant de -20°C et +30°C pendant 3 jours. Le succès de ces essais nous a permis de lancer la rĂ©alisation de la version 2 (EM) de notre Ă©lectronique actuellement en cours de test au laboratoire :

Mission

Pour garantir nos objectifs, PicSat doit ĂŞtre opĂ©rationnel Ă  l’Ă©tĂ© 2017 et doit donc ĂŞtre lancĂ© avant cette date. L’orbite retenue Ă  l’heure actuelle est une orbite hĂ©liosynchrone (polaire de 98° d’inclinaison) Ă  une altitude infĂ©rieure Ă  620km.

Trace au sol de PicSat en 24h
Trace au sol de PicSat en 24h

Les opĂ©rations scientifiques ont lieu entre le ’star visible’ (carrĂ© jaune) et le ’star lost’ (rond vert)

Ces paramètres nous assurent 1h de visibilité de β Pic à chaque orbite pour une durée totale de 96 min, permettant le suivi continu de l’étoile. Le phénomène dont la durée est de l’ordre de quelques heures n’échappera pas à notre instrument.

Equipe

L’Ă©quipe LESIA impliquĂ©e sur PicSat est composĂ©e de :

Nom et prénomResponsabilité
Sylvestre Lacour Responsable scientifique
Vincent Lapeyrere Chef de projet
Lester David Ingénierie système
Mathias Nowak ContrĂ´le charge utile
Antoine Crouzier Logiciel de vol
Pierre Fedou Segment sol (hard)
Guillaume Schworer Segment sol (soft)

D’autres laboratoires sont impliquĂ©s sur ce projet dont le GEPI pour le dĂ©veloppement de l’optique, ainsi que l’IAP. Nos principaux partenaires hors CNRS sont : ISIS, Hyperion Technologies, IDQ et Cedrat pour les composants ainsi que le REF pour les frĂ©quences de communication.

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