VOL EN FORMATION ETUDE DE PHASE 0 PEGASE
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PEGASE
VOL EN FORMATION ETUDE DE PHASE 0
PEGASE
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PEGASE
• 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
3 type d’objets pris en compte pour concevoir la mission
nombre d’objets
bande spectrale d’observation
PRINCIPALES ENTREES SCIENTIFIQUES
• 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
• 20 objets par type (objectif)
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mode nulling (interféromètre de Bracewell)
mesures de visibilités (interférométrie classique)
CONTRASTE ET RESOLUTION ANGULAIRE REQUIS
• la détection de gaps dans les disques implique d’échantillonner le domaine ,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)
=/2B =2.5 à 5 µm
B
/B
weak companion
star
dust disk
• la taille de la base doit être ajustée à la scène observée
• 2 orientations sont nécessaires pour calibrer le bruit
• le contraste varie de 10-4 to 10-3
• séparation angulaire des objets visés+ domaine spectral +distance min de sécurité => B=50-500 m
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SNR EN MODE NULLING
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RESULTATS POUR LES PEGASIDES
cas faciles : SNR > 10+ difficulté moyenne : 5 < SNR < 10 très difficiles : SNR < 5
7 objets 6 objets
limitations pour d< 50 pc = stablité de l’OPD à 2.5 µm et stabilité de température at 5 µmd > 50 pc : limité par le bruit du détecteur
Tau boo b (d=15,6 pc, k=4,4)
1,00E-02
1,00E-01
1,00E+00
1,00E+01
1,00E+02
1,00E+03
1,5 2 2,5 3 3,5 4 4,5 5 5,5 6
Longueur d'onde en µm
SN
R*
Shot
SNR*
SNRth
SNRdark
SNR total
55 CnC e (d=13 pc k=6,5)
1,00E-02
1,00E-01
1,00E+00
1,00E+01
1,00E+02
1,00E+03
1,5 2 2,5 3 3,5 4 4,5 5 5,5 6
Longueur d'onde en µm
SN
R*
Shot
SNR*
SNRth
SNRdark
SNR total
HD160691b (d=15,3 pc k=7,3)
1,00E-02
1,00E-01
1,00E+00
1,00E+01
1,00E+02
1,00E+03
1,5 2 2,5 3 3,5 4 4,5 5 5,5 6
Longueur d'onde en µm
SN
R*
Shot
SNR*
SNRth
SNRdark
SNR total
3 objetscontraste 10-5 à 10-4contraste > 5 10-4 10-4 <contraste < 5 10-4
paramètres :i=10h, D=30 cm, o=0.1, q=0.6, <Td>=55°K, Td=0.1°K rms, <To>=100°K, To=1°K rms,
><510-3 rad, <> < 0.01, =2.5 nm rms, =0.003 rms, RON 10e-
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Type de mesure
i
(h)b=B/2
(m)NBases achrom.
(rad)
(nm rms)
(rms)<To>
(K)To
(K rms)<Td>(K)
Td
(K rms)RON(e-)
Pégasides nulling
10 h 50-150
50-200(*)
1 taille
2 angles
510-3 2.5 0.00330 mas
100(110)
1(0.1)
55(60)
0.1(0.05)
10
Naines brunes nulling
10 h 775 à 77
1 taille
2 angles
510-3 2.5 0.00330 mas
100(110)
1(0.1)
55(60)
0.1(0.05)
10
Gap disques mesure visi.(K<=10)
1 h 50-250 5 tailles
2 angles
0.02 15 0.03300 mas
105 1 60 0.1 50
Pégasides mesure visi.
qq 10 h 25-300 2 tailles
2 angles
2.5 0.00550 mas
100 1 60 0.1 50
en bleu : pour les cibles facilesen 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
Nombre d’objets visé : 20 / type
PARAMETRES PRINCIPAUX SELON LE TYPE DE MESURE
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CU : LIEN AVEC LA R ET D
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 :
=> Senseur de frange, pointage fin, encombrement
=> plusieurs rapports techniques détaillés disponibles
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
métrologie laser étudiée depuis 2002 CSO étude R et T en pointage fin 2004 ONERA
nulling stabilisé obtenu(largeur spectrale 22%, bande K) 5 10-4 un travail d’équipe (CNES+ONERA+IAS)
lien avec R et D : ESA / DARWIN et CNES SU-002
lien R et D Vol en Formation
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SCHEMA DE PRINCIPE DE LA CU
Spectrodetectors
étage de détection 55 K + couplage fibre,
zone de stabilité2.5 nm rms ou
regroupement SF et recombinaison
métrologie laser interne
z2
FRAS 1+2 1.0-1.5 µm
plan pupille 2
afocal 2
D 1
Senseur de franges1+2
0.6–1.0 µm
I2I1
recombinaisonachromatique
dODL 1 ODL 2
Sidérostat 1
O 1
D’
O1
Sidérostat 2
O2
M 1
O2
combiner
plan pupille 1
afocal 1G=D/dD
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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 vis/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
CARACTERISTIQUES PRINCIPALES DE LA CU
(*) 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
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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
=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
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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, o)
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 !
STABILITE DE LA DIFFERENCE DE MARCHE
la spécification de stabilité de la ddm à 2.5 nm rms reste le point dur majeur de Pégasefort couplage CU / étude satellite (µvib, contrôle, thermique, orbite)
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30°
L2Terre
Soleilplan de l'écliptique
zone de ciel visible instantanément
ZONE D'OBSERVATION ET CONTRAINTE TECHNIQUELes contraintes thermique et stabilité (dim et Th)imposent une très grande stabilité thermique à des températures cryogéniquessans recours à des machines trop bruyantes.Pour atteindre les performances demandées de façon passive, on ne peut compter que surle puit thermique du fond du cielsans aucun perturbateur thermique.D'où la solution en L2 dos au Soleil et à la Terrequi permet cette conditionen acceptant un dépointage limitéqui 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.
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DESCRIPTION DE L’ ORBITE
Orbites de Halo ou Lissajous : périodique ou quasi-périodiquePériode : ~180 joursAmplitude 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)
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BILAN DE V : RECOMBINATEUR
Manoeuvres V (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
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
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DEROULEMENT DE LA MISSION
Recette &Validation
VF : 3 semaines
Transfert4 mois
Mise à Poste4 mois
Mission Scientifique nominale70 semaines
Durée de vie totale : 2,5 ans ; mission nominale 2 ans
Complément Recette
& VF : 4 semaines Mission étendue
en prenant en compte le même temps pour chaque objet on aura donc :
• 120 jours pour les Pégasides,
• 120 jours pour les Disques,
• 120 jours pour les naines brunes,
Soit entre 480 jours et 600 jours en considérant la disponibilité du segment spatial
(Date de Lancement visée : 2013)
Marge pour
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AOCS : POINTAGE FIN
principe : erreurs tip/tilt converties en erreur d’amplitude
par injection dans une fibre monomode qui relâche
aussi les contraintes de qualité des optiques
la spécification est
le pointage est contrait par la spec. sur 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
)1(1
2 I
I<> = 0.01 =0.003
Contrôle différence de marche
Boucles de contrôle GNC au niveau des PF
Actionneurs
Metrologievéhiculesabsolue
& relative
Dynamiquesatellites
Estimateur
Perturbations
Ligne
à retard
Senseur
franges
Miroir
mobile
FRAS
Contrôle orientation faisceaux
Contrôle
0
0
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AOCS : CONTROLE DE LA DDM
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 :
• reduire l’incertitude de la ddm
jusqu’à la course de la LAR
• amortir les mouvements des vaisseaux
Vddm < 150 µm/s
Contrôle différence de marche
Boucles de contrôle GNC au niveau des PF
Actionneurs
Metrologievéhiculesabsolue
& relative
Dynamiquesatellites
Estimateur
Perturbations
Ligne
à retard
Senseur
franges
Miroir
mobile
FRAS
Contrôle orientation faisceaux
Contrôle
0
0
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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
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contrôle de Position (grossier)
contrôle de Position (grossier)
Acquisition des senseurs fins
stabillisation fine de la ddm
stabillisation fine de la ddm
stabilisation latérale finestabilisation latérale fine
contrôle de la positionlatérale améliorée
contrôle de la positionlatérale améliorée
Senseur RF
Senseur lateralgrossier
Senseur latéral fin
Acquisition du senseur latéral
1 cm distance3 m lateral @ 250m
pointage standard 10 "
1.25 mm lateral @250 m<1 µm/s longit.
10 µm/s en lateral @250 m pointage fin 30 mas
precision de mesure
Métrologie laser
seulement si les performances de l’estimateur de mouvement sont trop basses
AOCS : NIVEAUX DE METROLOGIE ET ENCHAINEMENTS
FRAS contrôle de l’attituderelative améliorée
contrôle de l’attituderelative améliorée
Acquisition des FRAS
qq arcsec
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Combineur Sidérostats
Actuation de pointage
gaz froid impulsionnel MIB 50 µN.s
Roues à réactionfaible 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 FOGsenseur 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
AOCS : EQUIPEMENTS NECESSAIRES
Technos à développer Etat actuel Risque
-Senseur stellaire fin-Senseur latéral-Senseur longitudinal-FRAS-Gaz froid 50 µN (valves)
Etude R&T en coursEtude R&T en cours
Prototype en développementEtude R&T
Pas d’étude en cours
FaibleFaible
Modéré (stabilité laser)Faible
Apparait accessible
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PROPULSION
V 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%)
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métrologie longitudinale (CU ?)
métrologie optiquelatérale
antennes RF
propulseurs N2
propulseurs N2propulseurs N2H4
MGALGA
LGA
Viseur d’étoile précis 100 K
viseur d’étoile standard
radiative area
face froide
redondance de tous les senseurs
V-groove 100 K
V-groove 55 K
détecteur 55 K
pare-soleil fixe+GSD = 3250
réservoir N2H4 - tank
banc optique 100 K1200 1200 500
plateforme 300 K1200 1200 700
ARCHITECTURE PRELIMINAIRE DU RECOMBINATEUR
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propulseurs N2
propulseurs N2 propulseur N2H4antenne RF
LGA
cold face
radiateur
Viseur d’étoile standard
LGA
coin de cube
3 diodes laser
V-groove 100 K
Charge utile à 100 K500 500 500
3 réservoirs N2 plateforme à 300 K1000 1000 550
réservoir N2H4
pare-soleil fixe + GSD = 2100
ARCHITECTURE PRELIMINAIRE DES SIDEROSTATS
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AMENAGEMENT SOUS COIFFE SOYOUZ
3500
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
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L2 Mission (kg)
combiner 700
Siderostat 1 347
siderostat 2 347
Marge système incluse 30%
Adaptateur Combineur 0
Adaptateur sidréostat
Adaptateurs + structure porteuses 390
Masse totale 1785
performance du lanceur (soyuz) 2050
Marge (kg) 265
Marge (%) 13%
BILAN DE MASSE
r (m) R (m)
SA Power (W)
Siderostat 40 cm 0,57 1,05 256,30
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
PUISSANCE DISPONIBLE
MASSE ET PUISSANCE
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
ce bilan inclut 30 % de marges au niveau système et 5 to 20 % au niveau équipement.
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PEGASE
• station tri-fréquence non disponible
• liaison principale via le recombinateur (data + ranging)
• utilisation du lien inter satellite pour l’accès aux sidérostats
• la formation est considérée comme un unique satellite
• 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.
ISL
ISL
back upBack-up
Nominal
X-band 15 m antenna
S-band; bi-fréquence, TDMA
• TM: 600 Mbit/jour pour 3 satellites (science et TM servitude) 15kbit/s
• TC: à maximisé
TELECOMMUNICATIONS
hypothèses
stratégie de communication
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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 = 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
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PEGASE
Chronogramme Journalier : NULLING PEGASIDES
0 h 8 h 0 h
Jour i
Déplacement sidérostats
0 h
TMTC REC
-4h
8 h
+4h
PAR EXEMPLE :
CHAQUE JOUR : MÊME SCENARIO
Pose pendant 16 heures
Acquisition pour lanouvelle observation
Pointage Terre & Vidage Haut Débit
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PEGASE
ASPECTS CALENDAIRESCALENDRIER SIMPLIFIE
Phase D
Phase B
2006 2007 2008 2009 2010 2011 2012 2013 2014
Ph. A Phase C Phase D
Phase E
Lancement
2015
Satellite Combinateur
Satellites Sidérostats
CU Banc Optique
CU Miroirs
2016
Phase BPh. A Phase C
Ph. B Phase C Phase D
Phase DPh. A Phase CPh. B
FM1 (fin 2013)
FM2 (mi-2014)
FM1 (mi-2012)
FM2 (fin 2012)
Ph. A
Durée de développement satellites Phase B/C/D : 8 ANSDurée de la mission ~2,5 ans (2 ans de Science)
2017
CERES – Atelier Vol en formation pour l’astrophysique et la physique solaire 17 Octobre 2005 30
PEGASE
SYNTHESE SCIENCEProposition
initialeMission proposée en fin de phase 0
Bande spectrale
1.5-6µmR=60
2.5-5 µmR=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 2.5 rms (Pégasides)15 nm in V2 mode
(disques)
Pégasides 16 > 9pour d < 75 pc
Naines brunes
5 > 3pour D < 50 pc
Disques d’accrétion
Bords internesVents
stellaires,…
K< 10 pour un écart de 0.1 à 1.3 UA
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 ?
Limite de PEGASE : contraste 10-4 ; magnitude 8
domaine nulling : limites SF + SNR
00,00020,00040,00060,0008
0,0010,00120,0014
0 2 4 6 8 10 12
magnitude apparente de l'étoile (V)
cont
rast
e à
3 µm
Faciles Moyennes Difficiles
CERES – Atelier Vol en formation pour l’astrophysique et la physique solaire 17 Octobre 2005 31
PEGASE
SYNTHESE SYSTEME SPATIAL
Points forts : 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 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 µvibrations / stabilité ddm et pointage fin
Orbite L2 (Mécanique orbitale & opérations) 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.
R&D Dédiée à cette mission :
Métrologie longitudinale & latérale fine éventuellement Senseur de frange, FRAS (CU) Propulsion gaz froid 10 fois meilleure que celle de GRACE. forte imbrication CU / PF
R&D Commune aux autres missions de Vol en Formation :
développement métrologie RF. Senseur Latéral & Stellaire fin Contrôle 6 d.d.l. par gaz froid
Hors Vol en Formation Vol en Formation
point critique majeur = stabilité ddm (2,5 nm rms) impliquant tous les
niveaux