PEGASE VOL EN FORMATION ETUDE DE PHASE 0 PEGASE 17 Octobre 2005 CERES – Atelier Vol en formation pour l’astrophysique et la physique solaire 1 PEGASE PRINCIPALES ENTREES SCIENTIFIQUES 3 type d’objets pris en compte pour concevoir la mission • analyse spectrale proche IR des Pégasides autour des étoiles voisines (< 100 pc) mode nulling • analyse spectrale proche IR des naines brunes – mode nulling • mesures hautes résolution des disques protoplanétaires dans les zones de formation stellaires les plus proches (140 pc) – détection de gap et analyse de la zone interne mode mesures de visibilité nombre d’objets • 20 objets par type (objectif) bande spectrale d’observation • initialement 1.5-6µm, réduite à 2.5-5µm – contient les principales signatures moléculaires • <2.5µm : projets interférométriques au sol • en mode nulling : SNR > 10 avec résolution spectrale de R=60 17 Octobre 2005 CERES – Atelier Vol en formation pour l’astrophysique et la physique solaire 2 PEGASE CONTRASTE ET RESOLUTION ANGULAIRE REQUIS mode nulling (interféromètre de Bracewell) dq=l/2B • la taille de la base doit être ajustée à la scène observée • 2 orientations sont nécessaires pour calibrer le bruit W • le contraste varie de 10-4 to 10-3 B • séparation angulaire des objets visés+ domaine spectral +distance min de sécurité => B=50-500 m l=2.5 à 5 µm weak companion p star q dust disk 0 l/B mesures de visibilités (interférométrie classique) • la détection de gaps dans les disques implique d’échantillonner le domaine l,B • un gap induit une variation de qq. % dans la courbe de visibilité • B doit varier de 100 à 500 m (5 tailles) •détection possible : écart de 0.1 AU to 1 AU autour d’étoile T-Tauri • 2 orientations sont nécessaires (orientation du disque) 17 Octobre 2005 CERES – Atelier Vol en formation pour l’astrophysique et la physique solaire 3 PEGASE SNR EN MODE NULLING 17 Octobre 2005 CERES – Atelier Vol en formation pour l’astrophysique et la physique solaire 4 PEGASE RESULTATS POUR LES PEGASIDES cas faciles : SNR > 10+ difficulté moyenne : 5 < SNR < 10 Tau boo b (d=15,6 pc, k=4,4) HD160691b (d=15,3 pc k=7,3) 55 CnC e (d=13 pc k=6,5) 1,00E+03 1,00E+03 1,00E+02 1,00E+03 1,00E+02 1,00E+02 1,00E+00 1,00E-01 1,00E-02 Shot SNR* SNR* 1,00E+01 SNRth SNR* 1,00E+01 SNRth SNRth 2,5 3 3,5 4 4,5 5 5,5 6 SNR total 1,00E+00 SNR total 1,00E+00 1,00E-01 1,00E-01 2 2,5 3 3,5 4 4,5 5 5,5 6 6 objets 10-4 <contraste < 5 1,5 2 2,5 3 3,5 4 4,5 5 5,5 6 Longueur d'onde en µm Longueur d'onde en µm 7 objets contraste > 5 SNR total 1,00E-02 1,5 Longueur d'onde en µm 10-4 SNRdark SNRdark SNRdark 1,00E-02 2 Shot Shot SNR* SNR* SNR* 1,00E+01 1,5 très difficiles : SNR < 5 3 objets 10-4 contraste 10-5 à 10-4 paramètres : ti=10h, D=30 cm, ho=0.1, hq=0.6, <Td>=55°K, sTd=0.1°K rms, <To>=100°K, sTo=1°K rms, <2pd/l><510-3 rad, <e> < 0.01, sd=2.5 nm rms, se=0.003 rms, RON 10elimitations pour d< 50 pc = stablité de l’OPD à 2.5 µm et stabilité de température at 5 µm d > 50 pc : limité par le bruit du détecteur 17 Octobre 2005 CERES – Atelier Vol en formation pour l’astrophysique et la physique solaire 5 PEGASE PARAMETRES PRINCIPAUX SELON LE TYPE DE MESURE Type de mesure ti (h) b=B/2 (m) NBases achrom. (rad) d (nm rms) I1/I2-1(**) (rms) <To> (K) DTo (K rms) <Td> (K) DTd (K rms) RON (e-) Pégasides nulling 10 h 50-150 50-200(*) 1 taille 2 angles 510-3 2.5 0.003 30 mas 100 (110) 1 (0.1) 55 (60) 0.1 (0.05) 10 Naines brunes nulling 10 h 77 5 à 77 1 taille 2 angles 510-3 2.5 0.003 30 mas 100 (110) 1 (0.1) 55 (60) 0.1 (0.05) 10 Gap disques mesure visi. (K<=10) 1h 50-250 5 tailles 2 angles 0.02 15 0.03 300 mas 105 1 60 0.1 50 Pégasides mesure visi. qq 10 h 25-300 2 tailles 2 angles 2.5 0.005 50 mas 100 1 60 0.1 50 en bleu : pour les cibles faciles en vert : pour inclure les cibles moyennement difficiles (*) b=200 m pour une seule cible : HD 88133 à 75 pc (**) se traduit en pointage sur le ciel via injection fibre et afocaux 17 Octobre 2005 Nombre d’objets visé : 20 / type CERES – Atelier Vol en formation pour l’astrophysique et la physique solaire 6 PEGASE CU : LIEN AVEC LA R ET D un travail d’équipe (CNES+ONERA+IAS) CNES : calculs SNR et spéc. systèmes, conception banc, accrochage franges ONERA : senseur de franges, pointage fin, banc optique IAS : déphasage achromatique, calculs de SNR but : phase 0.2, analyses des points durs : nulling stabilisé obtenu (largeur spectrale 22%, bande K) 5 10-4 => Senseur de frange, pointage fin, encombrement => plusieurs rapports techniques détaillés disponibles lien avec R et D : ESA / DARWIN et CNES SU-002 banc de nulling 2-4 µm IR IAS depuis 99-2000 étude des fibres en verres fluorés 2 – 4 µm en 2004 étude DWARF ESA : senseur de franges DARWIN ONERA étude ODL ESA par TPD/TNO lien R et D Vol en Formation métrologie laser étudiée depuis 2002 CSO étude R et T en pointage fin 2004 ONERA 17 Octobre 2005 CERES – Atelier Vol en formation pour l’astrophysique et la physique solaire 7 PEGASE SCHEMA DE PRINCIPE DE LA CU plan pupille 1 az2 plan pupille 2 combiner D’ O1 D afocal 1 G=D/d afocal 2 O2 O1 M1 Sidérostat 1 Sidérostat 2 d ODL 1 ODL 2 Senseur de franges 1+2 0.6–1.0 µm étage de détection 55 K + couplage fibre, D1 métrologie laser interne FRAS 1+2 1.0-1.5 µm recombinaison + p achromatique I1 17 Octobre 2005 zone de stabilité 2.5 nm rms ou regroupement SF et recombinaison Spectro detectors I2 CERES – Atelier Vol en formation pour l’astrophysique et la physique solaire 8 PEGASE CARACTERISTIQUES PRINCIPALES DE LA CU afocal : off axis de type Grégorien ou type Cassegrain D 30 cm diamètre des miroirs sidérostats : D’ 45 cm G = 15-20, d=2 cm (à optimiser en phase A, joue sur encombrement et pointage vaisseaux) encombrement estimé 100 x 100 x 40 cm (D=30 cm) (120 x 120 x 50 cm avec D=40 cm)(*) masse estimée : 72 Kg (images incluses, on suppose D=40cm*) transmission de la voie scientifique (détecteur inclus) = 7 % (voie SF et FRAS : 15 %) traitement optiques or ou argent protégé (ptits miroirs), quailté optique lvis/20 rms banc optique ultra - stable, par ex en CeSiC = 0.05 µm/m/K à 100 K déphasage achromatique 510-3 rad. Système par réflexion et retournement de polarisation soit dédié soit (AC) directement par la disposition sidérostat/afocaux étage de détection à 55 K séparé et relié par fibre monomode en verre fluoré (*) NB : Pour l’étude des performances de la CU, D=30 cm pour l’étude au niveau satellite (AMT) : D=40 cm => marge système – à optimiser en Phase A 17 Octobre 2005 CERES – Atelier Vol en formation pour l’astrophysique et la physique solaire 9 PEGASE POINTAGE FIN bibliographie : <100 mas implique 2 étages : ACS satellite + miroir mobile interne CU (JWST, TPF, Star Light, FKSI, SIM,…) miroir mobile : Piézo., course +/- 60”, à répartir entre rattrapage de biais de transmission, rattrapage des réglages et pointage satellite, résolution sur le ciel mécanisme : qq mas se=0.003 implique 30 mas de stabilité par axe, (via fibres) FRAS : caméra classique, 1.0-1.5 µm, biais 30 mas , résolution 30 mas impact vers ACS : course miroir=> limite du pointage vaisseaux à tenir pendant 100 s : typiquement 1 à qq arcsec, alternance phase contrôle/désaturation – phase mesure limite en vitesse : 0.1 arc sec/s première analyse boucle / bruits internes et microvibrations (base spot 5) : 30 mas faisable, BP 10 à 20 Hz, flecture caméra = 150 à 200 Hz au vu de ces analyses et des comparaison avec les projets en cours ce système de pointage fin paraît faisable et moins critique que la stabilité de la ddm En phase A : Optimisation Piézo. / réglages / G / pointage vaisseaux / taille banc à trouver niveaux CU et satellite fortement imbriqués 17 Octobre 2005 CERES – Atelier Vol en formation pour l’astrophysique et la physique solaire 10 PEGASE STABILITE DE LA DIFFERENCE DE MARCHE ODL DARWIN : course 2 cm , 1 nm de résolution, type cat’s eye , voice coil, paliers magnetiques senseur de frange R=5, opérant dans le visible (0.5-0.9µm) modulation spatiale, montage de type modified Mach-Zender mode acquisition ( qq ms) pour détecter les franges : dérive externe autorisée environ 150 µm/s mode poursuite : algo. ABCD (50 ms) avec cohérençage et dispersion de canaux sur 10/15 étoiles 2.5 nm rms de résolution avec 5-10 Hz bande passante (D, ho) la stabilité différentielle de 2.5 nm rms implique une problématique de stabilité. première estimation µ vibrations (roues Teldix sur sidérostats) : Roue à 5 Hz, perturbation [10-100 Hz] < 2.5 nm rms stabilité thermo élastique - soit intégration SF et étage recombinateur (à investiguer en phase A) - soit homogénéité T sur trajets optiques non commun = zone à 0.1 K taille < 0.25 m ! la spécification de stabilité de la ddm à 2.5 nm rms reste le point dur majeur de Pégase fort couplage CU / étude satellite (µvib, contrôle, thermique, orbite) 17 Octobre 2005 CERES – Atelier Vol en formation pour l’astrophysique et la physique solaire 11 PEGASE ZONE D'OBSERVATION ET CONTRAINTE TECHNIQUE zone de ciel visible instantanément 30° L2 Terre Soleil Les contraintes thermique et stabilité (dim et Th) imposent une très grande stabilité thermique à des températures cryogéniques sans recours à des machines trop bruyantes. Pour atteindre les performances demandées de façon passive, on ne peut compter que sur le puit thermique du fond du ciel sans aucun perturbateur thermique. D'où la solution en L2 dos au Soleil et à la Terre qui permet cette condition en acceptant un dépointage limité qui dépend de la géométrie satellite Pégase: la partie froide en rouge reste toujours à l'ombre des perturbateurs (Soleil, Terre) derrière un pare soleil. Les dimensions de ce dernier définissent la zone d'observation possible. 17 Octobre 2005 CERES – Atelier Vol en formation pour l’astrophysique et la physique solaire 12 PEGASE DESCRIPTION DE L’ ORBITE Orbites de Halo ou Lissajous : périodique ou quasi-périodique Période : ~180 jours Amplitude du mouvement 10 000 km à 200 000 km • Sensibilité aux conditions initiales : précision sur les CI de 0.01% pour obtenir une orbite ~10 km en position ~0.01 m/s en vitesse • Contraintes de maintien à poste: ΔV de quelques cm/s tous les 3 mois ce chiffre dépend des antennes sol (précision de ranging) 17 Octobre 2005 CERES – Atelier Vol en formation pour l’astrophysique et la physique solaire 13 PEGASE BILAN DE DV : RECOMBINATEUR DV (m/s) Marge (%) Efficacité (%) Propellant Total (m/s) Correction 1 erreurs lanceur 50 0 98 Hydrazine 51 Correction 2 erreurs lanceur 5 0 98 Hydrazine 5,1 Insertion sur orbite HALO 100 0 98 Hydrazine 102 Manœuvres de rapprochement 10 0 98 Hydrazine 10,2 Maintien de la formation 0,33 30 70 N2 0,61 Changements de cibles 0 30 70 N2 0 FDIR Anticollision 1,0 30 70 N2 1,86 Maintenance de l’orbite 3,0 30 70 N2 4,0 Manoeuvres TOTAL Hydrazine ~168 m/s TOTAL N2 ~6,5 m/s Pour les sidérostats le besoin en N2 est de 24,5 m/s car ils doivent effectuer les translation pour les changements de base et/ou de positions angulaires 17 Octobre 2005 CERES – Atelier Vol en formation pour l’astrophysique et la physique solaire 14 PEGASE DEROULEMENT DE LA MISSION Transfert 4 mois Durée de vie totale : 2,5 ans ; mission nominale 2 ans (Date de Lancement visée : 2013) Recette & Validation VF : 3 semaines Mission Scientifique nominale 70 semaines en prenant en compte le même temps pour chaque objet on aura donc : Mise à Poste 4 mois Complément Recette & VF : 4 semaines 17 Octobre 2005 • 120 jours pour les Pégasides, • 120 jours pour les Disques, Marge pour • 120 jours pour les naines brunes, Soit entre 480 jours et 600 jours en considérant la disponibilité du segment spatial CERES – Atelier Vol en formation pour l’astrophysique et la physique solaire Mission étendue 15 PEGASE AOCS : POINTAGE FIN Perturbations Contrôle Actionneurs 0 Dynamique satellites Ligne à retard Estimateur Senseur franges Contrôle différence de marche Metrologie véhicules absolue & relative 0 Miroir mobile FRAS Contrôle orientation faisceaux Boucles de contrôle GNC au niveau des PF 17 Octobre 2005 principe : erreurs tip/tilt converties en erreur d’amplitude par injection dans une fibre monomode qui relâche aussi les contraintes de qualité des optiques I la spécification est <e> = 0.01 se=0.003 2 (1 + e ) I1 le pointage est contrait par la spec. sur e via la fibre trade-off système : • une seule boucle au niveau satellite • deux boucles imbriquées : une au niveau satellite une interne CU avec miroirs de tip/tilt mobiles seconde option preférée : utilisée sur tous les projets spatiaux avec pointage fin, l’autre implique des FEEPS controle discontinu avec propulsion gaz froid améliorée CERES – Atelier Vol en formation pour l’astrophysique et la physique solaire 16 PEGASE AOCS : CONTROLE DE LA DDM Perturbations Contrôle Actionneurs 0 Dynamique satellites Ligne à retard Estimateur Senseur franges Contrôle différence de marche Metrologie véhicules absolue & relative 0 Miroir mobile contrôle final de la ddm 2.5 nm rms BP < 10 Hz utilisation d’un senseur de franges dédié car voie scientifique trop dispersée spectralement (pas assez de photons) l’actuateur est une LAR avec 2 cm de course et 1 nm de résolution La LAR est contrôlée de façon à compenser exactement la dérive des franges provenant des mouvements des vaisseaux l’acquisition des franges implique Vddm < 150 µm/s les buts de la boucle opérant au niveau satellite sont : FRAS Contrôle orientation faisceaux Boucles de contrôle GNC au niveau des PF • reduire l’incertitude de la ddm jusqu’à la course de la LAR • amortir les mouvements des vaisseaux Vddm < 150 µm/s 17 Octobre 2005 CERES – Atelier Vol en formation pour l’astrophysique et la physique solaire 17 PEGASE AOCS : CONTROLE AU NIVEAU SATELLITE (Version 1) la stabilité de la ddm résulte d’une combinaison complexe de 18 ddl des satellites une allocation est nécessaire entre boucles internes CU et boucles satellites c’est une étude complexe imbriquant fortement les niveaux CU et satellite un premier travail simplifié conduit aux estimations ci-dessous • • • • • précision de contrôle du pointage inertiel du combineur : +/- 3 à 5 arcsec précision du contrôle du pointage relatif des sidérostats : +/- 1.5 à 3 arcsec contrôle en translation : qq 1 µm/s (X) à 10 µm/s (Y/Z) les biais liés à la RF et aux autres postes seront calibrés en vol (course LAR) alternance de périodes de contrôle (< 10 s) et de mesure (100 s) sans aucune actuation (les satellites dérivent sous l’effet de la pression solaire différentielle) • des roues à réaction sont probablement nécessaires pour le contrôle des sidérostats une première estimation des µvibrations indique que ce serait possible, peut être au prix d’un système de suspension des roues • un estimateur global est utilisé pour améliorer la qualité de mesure des vitesses d’un ou deux ordres de grandeurs par rapport aux sorties des senseurs 17 Octobre 2005 CERES – Atelier Vol en formation pour l’astrophysique et la physique solaire 18 PEGASE AOCS : NIVEAUX DE METROLOGIE ET ENCHAINEMENTS Senseur RF Senseur lateral grossier contrôle de Position (grossier) Acquisition du senseur latéral contrôle de la position latérale améliorée Acquisition des FRAS contrôle de l’attitude relative améliorée FRAS stabillisation fine de la ddm Métrologie laser Senseur latéral fin precision de mesure Acquisition des senseurs fins stabilisation latérale fine 1 cm distance 3 m lateral @ 250m 1.25 mm lateral @250 m pointage standard 10 " qq arcsec <1 µm/s longit. 10 µm/s en lateral @250 m pointage fin 30 mas seulement si les performances de l’estimateur de mouvement sont trop basses 17 Octobre 2005 CERES – Atelier Vol en formation pour l’astrophysique et la physique solaire 19 PEGASE AOCS : EQUIPEMENTS NECESSAIRES Combineur Sidérostats Actuation de pointage gaz froid impulsionnel MIB 50 µN.s Roues à réaction faible bruit Actuation de position Gaz froid impulsionnel MIB 50 µN.s Gaz froid impulsionnel MIB 50 µN.s Métrologie Senseur stellaire fin (0.1 à 1") gyros FOG senseur RF senseur lateral (0.1’’ à 1’’) interne CU : métrologie laser (1 µm) FRAS (30 mas résolution) Senseur stellaire Std (10’’) gyros FOG senseur RF Technos à développer -Senseur stellaire fin -Senseur latéral -Senseur longitudinal -FRAS -Gaz froid 50 µN (valves) 17 Octobre 2005 Etat actuel Risque Etude R&T en cours Etude R&T en cours Prototype en développement Etude R&T Pas d’étude en cours Faible Faible Modéré (stabilité laser) Faible Apparait accessible CERES – Atelier Vol en formation pour l’astrophysique et la physique solaire 20 PEGASE PROPULSION DV budget Combineur sidérostat TOTAL Hydrazine ~168 m/s ~168 m/s TOTAL N2 ~6,5 m/s ~24,5 m/s hydrazine • efficacité 98 %, : corrections erreurs de lancement, insertion sur orbite de Halo, transfert de 15 km à quelques centaines de mètres • système classique dérivé de projets existants : réservoir PROTEUS pour les sidérostats & PLEIADE pour le Combineur N2 • efficacité 70%, contrôle de la formation, correction d’orbite, acquisition de la cible, changement de base, anti-collision • le MIB nécessaire pour le contrôle de la formation est 50 µN.s • c’est 10 fois mieux que les technologies existantes : il y a un besoin de R & D • C’est atteignable avec un effort modéré (en commençant avec les impulseurs 10 mN de Marotta par exemple) (nouvelle exigence. : F=5 mN t= 10 ms 106 cycles impulsion spécifique = 60s.ΔMIB/MIB = 20%) 17 Octobre 2005 CERES – Atelier Vol en formation pour l’astrophysique et la physique solaire 21 PEGASE ARCHITECTURE PRELIMINAIRE DU RECOMBINATEUR LGA détecteur 55 K Viseur d’étoile précis 100 K banc optique 100 K 1200 1200 500 V-groove 55 K viseur d’étoile standard V-groove 100 K réservoir N2H4 - tank propulseurs N2 métrologie longitudinale (CU ?) radiative area métrologie optique latérale plateforme 300 K 1200 1200 700 pare-soleil fixe+GS D = 3250 17 Octobre 2005 antennes RF redondance de tous les senseurs MGA propulseurs N2H4 LGA face froide propulseurs N2 CERES – Atelier Vol en formation pour l’astrophysique et la physique solaire 22 PEGASE ARCHITECTURE PRELIMINAIRE DES SIDEROSTATS Charge utile à 100 K 500 500 500 LGA V-groove 100 K Viseur d’étoile standard coin de cube propulseurs N2 3 diodes laser 3 réservoirs N2 plateforme à 300 K 1000 1000 550 cold face radiateur pare-soleil fixe + GS D = 2100 propulseurs N2 propulseur N2H4 17 Octobre 2005 antenne RF réservoir N2H4 LGA CERES – Atelier Vol en formation pour l’astrophysique et la physique solaire 23 PEGASE AMENAGEMENT SOUS COIFFE SOYOUZ contrainte la plus critique : largeur totale < 3800 mm => hauteur sidérostats limitée => D limité D=40 cm OK avec 30 cm de marge conception et développement d’un adaptateur spécial I/F 937 3500 17 Octobre 2005 CERES – Atelier Vol en formation pour l’astrophysique et la physique solaire 24 PEGASE MASSE ET PUISSANCE BILAN DE MASSE L2 Mission PUISSANCE DISPONIBLE (kg) r (m) R (m) SA Power (W) combiner 700 Siderostat 1 347 Siderostat 40 cm 0,57 1,05 256,30 siderostat 2 347 Siderostat 30 cm 0,57 1,00 224,50 Recombinateur 40 cm 0,57 1,63 771,12 Recombinateur 30 cm 0,57 1,43 568,11 Marge système incluse 30% Adaptateur Combineur 0 Adaptateur sidréostat Adaptateurs + structure porteuses 390 1785 Masse totale performance du lanceur (soyuz) 2050 Marge (kg) 265 Marge (%) 13% ce bilan inclut 30 % de marges au niveau système et 5 to 20 % au niveau équipement. 17 Octobre 2005 pas de bilan de puissance, mais point jugé non critique Paramètres (AsGa 3J solar cell) % cells 60 % OSR 40 coefficient de remplissage 0,7 Puissance surfacique (W/m²) 250 CERES – Atelier Vol en formation pour l’astrophysique et la physique solaire 25 PEGASE TELECOMMUNICATIONS hypothèses • • S-band; bi-fréquence, TDMA TM: 600 Mbit/jour pour 3 satellites (science et TM servitude) 15kbit/s TC: à maximisé ISL ISL stratégie de communication • station tri-fréquence non disponible • liaison principale via le recombinateur (data + ranging) • utilisation du lien inter satellite pour l’accès aux sidérostats Back-up • la formation est considérée comme un unique satellite Nominal back up • Le lien ISL doit avoir une très haute fiabilité • lien de back-up sur les sidérostats • en mode survie, un accès à chaque satellite est possible. 17 Octobre 2005 CERES – Atelier Vol en formation pour l’astrophysique et la physique solaire X-band 15 m antenna 26 PEGASE CHRONOGRAMME : OBSERVATION NULLING PEGASIDES / NAINES BRUNES DEPLACEMENTS ANGULAIRES : • Le déplacement angulaire maximal d’un sidérostat est de 60 degrés • Au changement de Pégaside ce changement maximal est de 30 degrés • Un déplacement individuel doit se faire en 4 heures maximum (visibilité de 8 heures) des impulsions de 2 cm/s sont suffisantes. DUREE D’OBERVATION : • • Temps d’intégration pour chaque base et chaque position : 16 heures en moyenne on part sur une visibilité station par jour de 8 heures les opérations critiques (déplacements, …) sont faites pendant ce temps Les contraintes d’observation sont : besoin d’une seule base entre l = 2 µm et 5 µm, au moins 3 positions angulaires, on initialise la base sur laquelle on réalise les calibrations, on ajuste la base et on réalise alors les mesures, soit au total 6 jours d’opérations par objet Soit 120 jours pour 20 Pégasides 17 Octobre 2005 CERES – Atelier Vol en formation pour l’astrophysique et la physique solaire 27 PEGASE Chronogramme Journalier : NULLING PEGASIDES Pose pendant 16 heures Déplacement sidérostats Acquisition pour la nouvelle observation Pointage Terre & Vidage Haut Débit -4h +4h PAR EXEMPLE : TMTC REC 0h 8h CHAQUE JOUR : MÊME SCENARIO 8h 0h 0h Jour i 17 Octobre 2005 CERES – Atelier Vol en formation pour l’astrophysique et la physique solaire 28 PEGASE ASPECTS CALENDAIRES CALENDRIER SIMPLIFIE Durée de développement satellites Phase B/C/D : 8 ANS Durée de la mission ~2,5 ans (2 ans de Science) 2006 2007 2008 2009 2010 2011 2012 2013 2014 2015 2016 2017 Phase E Lancement Satellite Combinateur Ph. A Phase B Phase C Phase D CU Banc Optique Ph. A Ph. B Phase C Phase D Phase C Phase D Satellites Sidérostats Ph. A Phase B FM1 (fin 2013) FM2 (mi-2014) CU Miroirs Ph. A Ph. B Phase C Phase D FM1 (mi-2012) FM2 (fin 2012) 17 Octobre 2005 CERES – Atelier Vol en formation pour l’astrophysique et la physique solaire 29 PEGASE SYNTHESE SCIENCE Mission proposée en fin de phase 0 2.5-5 µm R=60 Diamètre 30 à 40 cm > 30 cm Base (=2b) 50 à 500 (1000) 50 to 500 m Stabilité de l’OPD 2.5 nm rms Pégasides 16 2.5 rms (Pégasides) 15 nm in V2 mode (disques) >9 pour d < 75 pc Naines brunes 5 >3 pour D < 50 pc Bords internes Vents stellaires,… K< 10 pour un écart de 0.1 à 1.3 UA Disques d’accrétion Limite de PEGASE : contraste 10-4 ; magnitude 8 domaine nulling : limites SF + SNR contraste à 3 µm Bande spectrale Proposition initiale 1.5-6µm R=60 0,0014 0,0012 0,001 0,0008 0,0006 0,0004 0,0002 0 0 2 4 6 8 10 12 magnitude apparente de l'étoile (V) Faciles Moyennes Difficiles Le nombres d’objets intéressant cette mission d’astrophysique va en augmentant d’année en année. 20 cibles par type reste l’objectif (3 types : Pégasides, Naines brunes ou Disques d’accrétion). étendre aux disques de débris en étudiant l’option de réduire la base jusqu’à 20 m ? 17 Octobre 2005 CERES – Atelier Vol en formation pour l’astrophysique et la physique solaire 30 PEGASE Hors Vol en Formation SYNTHESE SYSTEME SPATIAL Points forts : Vol en Formation R&D Dédiée à cette mission : Marge #250kg : Masse au lancement #1800kg y compris 30% de marge système et D=40 cm Les technologies de base sont disponibles grâce au programme de R&D Métrologie longitudinale & latérale fine éventuellement Senseur de frange, FRAS (CU) Propulsion gaz froid 10 fois meilleure que celle de GRACE. forte imbrication CU / PF D=30 cm performances acceptables (SF limite) Pas de point d’infaisabilité majeur détecté Sujets à étudier de près : Conception thermomécanique satellite et CU notamment / options orbites R&D Commune aux autres missions de Vol en Formation : µvibrations / stabilité ddm et pointage fin développement métrologie RF. Orbite L2 (Mécanique orbitale & opérations) Senseur Latéral & Stellaire fin Contrôle 6 d.d.l. par gaz froid évaluer : Earth trailing Orbit Calibration instrumentale en orbite. En phase A : Porter l’effort sur l’optimisation système, la conception, l’intégration et la qualification. 17 Octobre 2005 point critique majeur = stabilité ddm (2,5 nm rms) impliquant tous les niveaux CERES – Atelier Vol en formation pour l’astrophysique et la physique solaire 31