PICSAT

Objectif

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

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 découpé :

Avec une unité pour l’électronique comprenant les antennes, le système de communication, l’ordinateur de bord, l’électronique de puissance et les batteries, une unité centrale pour le système de contrôle d’attitude (ADCS) comprenant les roues à inertie ainsi que l’électronique de la charge utile scientifique et enfin une unité pour l’opto-mécanique de la charge utile et le senseur stellaire.

Les normes CubeSat développées par CalPoly (université polytechnique de Californie) permettent l’achat d’équipements qualifiés spatial « sur étagères » participant à la réduction des coûts. De plus, l’interface lanceur est faite avec un déployeur spécialement conçu dans lequel vient se glisser le CubeSat qui est installé sur la fusée en passager secondaire. Le prix du lanceur étant porté en quasi-totalité par la charge principale, cela réduit énormément le coût de lancement, la fusée pouvant, en plus du satellite principal, embarquer une vingtaine de nanosatellites facturé entre cinquante et deux cent mille euros en fonction du nombre d’unités.

Développement

Le satellite devant permettre une photométrie de précision, plusieurs éléments critiques ont été identifiés. En premier lieu la sensibilité de détection : afin de réduire le bruit nous utilisons une photodiode à avalanche (APD). Ce détecteur monopixel à comptage de photon nous garantit la sensibilité suffisante tout en réduisant le bruit.
C’est une fibre optique monomode qui assure le lien entre notre télescope et la photodiode. La fibre est ainsi placée au foyer d’un télescope constitué d’une parabole hors-axe de 50 mm diaphragmé à 37 mm. Ce type de configuration nous est permis grâce à la luminosité élevée 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 à obtenir un pointage de très grande précision. Or la précision de pointage des systèmes pour CubeSat n’est pas encore suffisamment performante comme le montre les caractéristiques de l’ADCS sélectionné pour notre mission, qui est précis à 0,01°. Afin d’augmenter la précision d’un facteur 10, la position de la fibre est mobile dans le plan focal grâce à une platine piézo-électrique 2 axes qui suit le déplacement de l’étoile dû à l’instabilité de pointage. L’amplitude de déplacement de la platine offre un champ total de 0,16° supérieur à la précision de l’ADCS, permettant de compenser les vibrations et d’assurer le pointage fin nécessaire.

Qualification

Après la campagne de tests en vibrations réalisée en décembre 2015 à la PIT, où nous avions détecter une défaillance de la platine piezo-électrique PI. Le choix de la platine s’est donc porté sur une technologie qualifiée développée par Cedrat. Une deuxième série d’essais a été faite début avril pour vérifier le bon fonctionnement de l’électronique de commande et de la photodiode. Les éléments ont subis jusqu’à 8g en fréquence aléatoire, et 13g en sinus dont voici l’essai sur l’axe X :

L’électronique et une des photodiodes ont également passé des tests en vide thermique dans la cuve SimEnOm du LESIA où ils ont subi une succession de paliers de températures allant de -20°C et +30°C pendant 3 jours. Le succès de ces essais nous a permis de lancer la réalisation de la version 2 (EM) de notre électronique actuellement en cours de test au laboratoire :

Mission

Pour garantir nos objectifs, PicSat doit être opérationnel à l’été 2017 et doit donc être lancé avant cette date. L’orbite retenue à l’heure actuelle est une orbite héliosynchrone (polaire de 98° d’inclinaison) à une altitude inférieure à 620km.

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’équipe LESIA impliquée sur PicSat est composée de :

D’autres laboratoires sont impliqués sur ce projet dont le GEPI pour le développement 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 fréquences de communication.