Le domaine submillimétrique concerne les longueurs d'onde comprises entre 60 et 670 µm, une fenêtre du spectre électro-magnétique encore largement inexplorée. Il mesure 9 m de longueur, 4 m de diamètre et pèsera au lancement plus de 3 tonnes. Herschel, dont les différentes éléments sont arrivés à l'ESA en janvier 2008, a été lancé par une fusée Ariane 5 depuis le centre spatial de Kourou (Guyanne) le 14 mai 2009 à 15H12 (voir le lancement).  Il deviendra alors, avec son miroir de 3,5 m de diamètre, le plus grand télescope jamais mis dans l'espace.

Les objectifs principaux de la mission reposent sur deux approches liées à la question de l’Origine. Proche de nous, Herschel sondera les nuages moléculaires, véritables nurseries d'étoiles jeunes pour comprendre les premiers stades de la formation stellaire. Plus loin, il procédera à une cartographie de la voûte céleste pour déceler les galaxies à l’époque de leur formation et ainsi enrichir le scénario d’évolution de l’Univers, du Big Bang à nos jours.

Pour atteindre ces objectifs, le plan focal du télescope Herschel abrite trois instruments complémentaires : HIFI, un spectromètre de très haute résolution et deux caméras, SPIRE et PACS. L'observation de ce domaine de longueur d'onde requiert des instruments refroidis à des températures extrêmes, proches du zéro absolu. La caméra  PACS possède deux voies, une bleue et une rouge, et est constituée d'une matrice de bolomètres refroidis à une température de 300 milli-degrés Kelvin. Sa réalisation est une prouesse technologique.

La mission Herschel est le fruit d’une collaboration internationale principalement européenne. Le CEA est très fortement impliqué dans la réalisation de l’instrumentation d’Herschel. Le LETI (Laboratoire d'Electronique de Technologie de l'Information situé à Grenoble) développe et fabrique les détecteurs de la caméra de PACS tandis que le SBT (Service des Basses Températures à Grenoble) équipe les instruments SPIRE et PACS de cryo-réfrigérateurs permettant d’amener les détecteurs à une température de 300 milli-degrés Kelvin. Le DAPNIA a quant à lui la charge de la construction de la caméra PACS et de l'électronique associée, ainsi qu’une large part de l’électronique de la caméra SPIRE. Les équipes scientifiques du Service d'Astrophysique du DAPNIA prennent une part active à la préparation scientifique et technique des instruments SPIRE et PACS.

  voir la caméra PACS dans les Clefs du CEA n°58 (document PDF)

Pages de Clefs_CEA_58_des_outils_pour_sonder_l-univers_PACS.pdf

• formation des étoiles

Herschel consacrera une grande fraction de son temps à l’étude des mécanismes de formation des étoiles. L'objectif est d’élucider le problème de la distribution de la masse des étoiles. En effet, les étoiles n’ont pas toute la même masse. Leur distribution est décrite par une fonction appelée Fonction de Masse Initiale (FMI). Cette fonction semble universelle car elle est identique dans notre voisinage proche, dans la Galaxie ainsi que dans d’autres galaxies.

Les théories actuelles rendent relativement bien compte des mécanismes par lesquels les nuages de gaz interstellaire se contractent, s’effondrent sur eux-mêmes, et se fragmentent en embryons d’étoiles que l’on appelle cœurs pré-stellaires. Elles permettent également de comprendre l’évolution de ces cœurs pré-stellaires vers une étoile dite de séquence principale. Cependant, aucune de ces théories ne permet de prédire avec précision la masse finale de l’étoile même si il est établi qu'elle est déterminée dès le stade du cœur pré-stellaire. C’est donc les étapes qui mènent à ces cœurs qu’il est nécessaire d'étudier.

Or ces cœurs pré-stellaires, qui sont de simples fragments de nuages interstellaires en contraction sur eux-mêmes, sont des objets froids, de quelques dizaines de degrés Kelvin. Leur émission est donc presque entièrement contenue dans la bande qui va de l’infrarouge lointain au sub-millimétrique, domaine d'exploration du télescope Herschel.

Ainsi Herschel va se tourner vers les nuages interstellaires proches du système solaire pour en dresser une cartographie complète. L'objectif est de recenser le contenu complet en cœurs pré-stellaires de ces nuages interstellaires. La grande sensibilité des instruments d’imagerie (capacité à observer des objets très faiblement lumineux) couplée à la grande résolution spatiale (finesse des images) offerte par le miroir de 3,5m permettront de recenser le contenu complet en cœurs pré-stellaires de ces nuages interstellaires. La modélisation des observations obtenues par Herschel permettra ensuite d’extraire des quantités physiques comme la température et la masse de ces objets et, par recoupements avec d’autres observations, d’avancer vers une élucidation de l’origine de la Fonction Initiale de Masse.

• formation des galaxies

À une échelle complètement différente, Herschel va se tourner vers les confins de l’Univers pour observer les premières phases de l’évolution des galaxies. Il s’agit ici de compléter notre reconstitution de l’histoire de l’évolution de l’Univers, du Big Bang à nos jours.  L’évolution de l’Univers n’est que le reflet des jeux des forces qui sous-tendent sa structure. Reconstituer son histoire, c’est comprendre comment il s'est formé, de quoi il est constitué et prévoir son futur.

La période qui s'étend du présent à environ 5 à 7 milliards d’années en arrière est actuellement bien connue. Durant cette période, l’Univers est d’abord peuplé de galaxies essentiellement visibles (celle qui peuplent les images spectaculaires du Hubble Deep Field), relativement semblables à la Galaxie, en ce sens qu’elles ont déjà formé l’essentiel de leurs étoiles et « vivotent » paisiblement. Mais ensuite, vers 7 milliards d’années, les choses changent et l’Univers se peuple de galaxies nettement plus actives, beaucoup moins nombreuses et émettant l’essentiel de leur énergie dans le domaine infrarouge. Ces « galaxies » sont très vraisemblablement des systèmes de galaxies en interaction gravitationnelle, interaction favorisée par la plus grande densité de l’Univers à cette époque et connue pour provoquer des flambées de formation stellaires. Celles-ci se produisent au sein de gigantesques nuages de gaz et de poussière collectés lors des collisions galactiques. Ces nuages sont si denses qu’ils piègent le rayonnement visible des étoiles et le réémettent dans l’infrarouge.

Les galaxies infrarouges révélées par le satellite ISO, détectées à environ sept milliards d'années, pas plus anciennes que cela, sont déjà de véritables systèmes galactiques. Que se passe-t-il avant cette époque ? De quand date la formation de ces galaxies? Quelle est l'origine des premiers sous-ensembles de ce qui deviendra des galaxies? Les théories actuelles s’accordent pour penser que les premiers stades de l’évolution des galaxies doivent ressembler à l’agrégation de petites protogalaxies gazeuses les unes aux autres et que ces premières collisions doivent générer des sursauts de formation stellaire, observables dans l’infrarouge. Or si le satellite ISO a su révéler les représentants les plus proches de ces galaxies infrarouges, il est plus judicieux de se tourner vers le domaine couvert par le télescope Herschel pour découvrir les plus lointains. En effet, par la grâce d’une de ces coïncidences dont la nature a le secret, le spectre de ces galaxies infrarouge est tel que le décalage du spectre vers le rouge vient compenser la perte de luminosité dû à l’éloignement (c’est une correction-K positive, voir figure ci-dessous). Ainsi, à des longueurs d’ondes comprises entre 400 et 600 microns, une galaxie à flambée de formation stellaire sera aussi brillante, donc aussi facilement détectable, qu’elle soit située à un décalage spectral de 0.5 (proche) ou de 5 (aussi loin que les plus lointains quasars observés à ce jour). Ce domaine de longueur d’onde est donc idéalement adapté à un relevé le moins biaisé possible des populations de galaxies à flambées de formation stellaire ayant existé durant la première moitié de la vie de l’Univers.

Herschel réalisera une série de cartes très profondes dans différentes lignes de visées réparties judicieusement sur la sphère céleste de façon à éviter l'émission de notre propre Galaxie, ici source de contamination lumineuse. Les différents sondages seront ensuite moyennés pour corriger les fluctuations statistiques dues à la non-uniformité de l’Univers. En croisant ces observations avec des relevés complémentaires dans d'autres domaines de longueurs d'onde, il deviendra possible d’identifier avec précision la nature des objets détectés ainsi que leur distance et de reconstituer la partie manquante de l’histoire de l’Univers. Charge ensuite aux modélisateurs et aux théoriciens de fournir une description de l’Univers qui soit compatible avec l’histoire observée.

Approche scientifique

Moyens d'investigation Un télescope de 3,5 m refroidi à 80 K dans l'espace devrait permettre de s'affranchir de toutes les contraintes imposées par l'atmosphère terrestre. L'instrument refroidi à 2 Kelvins devrait en outre nous donner la possibilité d'atteindre une sensiblitité inégalable depuis le sol sur toute la gamme spectrale allant de 50 à 200 µm. Pacs est composé d'un photomètre imageur et d'un spectromètre. Le photomètre est équipé de matrices de bolomètres et constitue la fourniture du Dapnia. Le spectromètre de Pacs d'une résolution de 3500 environ sera capable de donner accès à la connaissance de la chimie du milieu observé, et en particulier des constituants aussi présents dans notre atmosphère et habituellement inaccessibles depuis les observations au sol.

Instruments Pacs cumule deux fonctions séparées, un photomètre (imageur dans trois bandes 60-85 µm/85-130 µm et 130-210 µm), constitué par deux matrices de bolomètres, l'une de 2048 pixels, l'autre de 512 pixels fournis par le Dapnia, et un spectromètre à réseau (belgique) couplé à deux ensembles 16 x25 pixels de cristaux photoconducteurs (Allemagne).
Les matrices de bolomètres du Léti constituent le véritable "pas" technologique de l'instrument en décuplant le nombre de pixels des meilleures caméras de bolomètres développées ailleurs pour l'espace ou les observations du sol.

Spécificités Les matrices de bolomètres monolithiques (dont la géométrie et le mode de fonctionnement sont proche des CCD actuels), furent décrillées par tous les laboratoire concurrents à l'origine. L'absence de concentrateurs de lumière, de thermomètres en Germanium et de lecture par JFET choquait les utilisateurs habituels de cette gamme de longueur d'onde. Aujourd'hui, alors que tous les problèmes technologiques ont été résolus, la concurrence s'organise même chez les plus fidèles détracteurs.
Les principales spécificités des matrices de détecteurs sont: absorbtion du rayonnement dans une cavité resonnante ; Thermométrie haute impédance dans une structure "mesa" Silicium ; Circuits de lecture de type asics Cmos cascadés fonctionnant à 300mK et 2K; Multiplexage à 300mK.

Contribution du Dapnia

Responsabilités scientifiques et techniques Au Dapnia, le SAp organise la collaboration scientifique et technique du photomètre en France.
Le SAp à la responsabilité de la réalisation spatiale du photomètre (mécanique-thermique-électronique-optique). Une partie de l'électronique de vol est étudiée au Sédi(lecture des très basses températures) et les cartes produites viennent compléter celles du SAp destinées à la lecture des bolomètres.
Le SIS produit les simulateurs destinés à être livrés à nos partenaires et à l'ESA pour les tests de niveau instrument ou satellite pendant le développement.

Services DSM
Dapnia/SAp Service d’Astrophysique
Dapnia/Sédi Electronique et moyens d'essais cryogéniques.
Dapnia/SIS simulateurs.
DRFMC/SBT cryoréfrigérateurs 300 mK
DTA
Leti DOPT/SLIR: matrice des détecteurs et autres services de process du silicium.

Etats et perspectives

Dates importantes Fourniture du modèle de Qualification cryogénique SAp->Projet= Mai 2004
Fourniture des matrices modèles de vol par le Leti (Juillet 2004-Décembre 2004).
Modèle de remplacement (Décembre2004--Mai 2005).

Revue de Qualification de l'instrument Novembre 2004

Fourniture par le SAp du Modèle de Vol au Projet Juillet 2005

Lancement Aout 2007.


Etat au 31 décembre 2003 Modèle de qualification satisfaisant les exigeances Projet, en cours de tests à Saclay.
Sous unités du modèle de vol en production au Leti.
Électronique froide de type asic Cmos aété réalisé par Atmel(US) et testé avec succès au Leti à 300mK.


Perspectives L'adaptation de ces matrices de bolomètres pour des observations au sol est en cours d'étude. Une thèse passée en Mai confirme des possibilités de réaliser des détecteurs pour les observations depuis le sol sans modification notoire de la technologie. Seul avantage admis pour des observations terrestres, mais de taille, la résolution angulaire.

Bilan scientifique et technique Bilan technique : réalisation des plus grandes matrices de bolomètre existantes à l'heure actuelle.

Faits marquants

Contact L. RODRIGUEZ

Approche scientifique

Moyens d'investigation Un télescope de 3,5 m refroidi à 80 K dans l'espace devrait permettre de s'affranchir de toutes les contraintes imposées par l'atmosphère terrestre. L'instrument refroidi à 2 Kelvins devrait en outre nous donner la possibilité d'atteindre une sensiblitité inégalable depuis le sol sur toute la gamme spectrale allant de 200 à 650 µm. Spire est composé d'un photomètre imageur et d'un spectromètre. Le photomètre est équippe de 3 ensembles de bolomètres, le spectromètre de Spire offre une résolution modulable entre 20 et 1000 environ sera capable de donner accès à la connaissance de la chimie du milieu observé : poussières froides et molécules

Instruments L'imageur est consitué de 3 canaux centrés à 200, 350 et 500 µm. Les 3 canaux sont uilisés de manière simultanée. Il comporte également un mirroir mobile pour moduler le signal, et des sources de calibrations le spectrographe est un interferometre a transformée de Fourier, permettant de moduler la résolution spectrale en modifiant la longueur de la course du mirori séparateur. il a 2 canaux, entre 200 et 350 µm pour le premier, et 350 et 650 µm pour le deuxième. Chaque canal est équippé de détecteurs bolomètriques. Tous les bolomètres sont refroidis à 300 mK par un cryogénérateur à adsorption d'³He. Spécificités Instrument cryogénique dans le sub-mm

Contribution du Dapnia

Responsabilités scientifiques et techniques Co_PI de l'instrument responsable de l'électronique contrôlant l'instrument focal SAp: maitrise d'oeuvre, qualification spatiale, integration et test électronique de contrôle et de lecture des bolomètres Sédi: électronique de contôle et de mesure des servitudes de la partie froide (sonde de temperature, source de calibration, cryogénérateur) SIS : simulateurs et outils de tests Le Dapnia participe à l'Instrument Control Center pendant les phases d'intégration, d'étalonage et le vol (participation du SAp et du Sédi)

Services DSM DRFMC/SBT pour le cryogénérateur

Etats et perspectives

Dates importantes livraison modèle électronique QM2 au RAL : janvier 2005 lvraison modèle électronique de vol au RAL : novembre 2005 livraison cryogénérateur modèle de vol : novembre 2004 livraison instrument à l'ESA : décembre 2005 lancement : août 2007

Etat au 31 décembre 2003 électronique QM1 livré au RAL cryogénérateur QM livré au RAL

Perspectives projets scientifiques

Bilan scientifique et technique Développement en cours

Faits marquants Contact L. Vigroux

Les instruments de Herschel

• Le spectrographe HIFI

HIFI utilise la technologie dite hétérodyne pour capter le signal, c’est-à-dire que l’on utilise la nature d’onde électromagnétique des photons pour les capter via une antenne. L’avantage incontestable des instruments hétérodynes tient à leur capacité d'obtenir des résolutions spectrales énormes sans demander de système optique très complexe. Disposer d’une très haute résolution spectrale permet de détecter des raies très fines en les séparant clairement de leurs voisines et très faibles en maximisant le contraste entre la raie et le continuum sous-jacent. La très haute résolution permet également d’obtenir des informations très précises sur la vitesse de la source émettrice (par l’effet Doppler).
L’obtention d’une résolution spectrale très élevée a un prix en termes de sensibilité et de résolution spatiale relativement moyennes (en fait de résolution spatiale, HIFI ne dispose que d’un seul « pixel »). Les deux autres instruments équipant le plan focal, SPIRE et PACS, ont donc fait porter l’accent sur ces deux points au détriment cette fois de la résolution spectrale.

• Les caméras PACS et SPIRE

PACS et SPIRE utilisent la nature particulaire du photon pour le capter via son énergie, soit par des photoconducteurs, soit par des bolomètres. PACS et SPIRE sont conceptuellement similaires. Ils comportent tous les deux une voie d’imagerie, une caméra en quelque sorte, munie de trois filtres à large bande passante. Grâce à des lames séparatrices, on mesure simultanément deux bandes pour PACS et les trois bandes pour SPIRE. Dans les deux cas, la détection est assurée par un plan focal constitué de bolomètres.

• SPIRE

Pour SPIRE, il s’agit de bolomètres relativement classiques puisqu’on retrouve le même principe dans les instruments SCUBA ou MAMBO qui équipent des télescopes à Hawaii ou en Espagne. Ces bolomètres sont construits à l’unité et assemblés dans le plan focal derrière une matrice de guides d’onde qui sert à fournir la sélection directionnelle du détecteur ainsi qu’à favoriser l’absorption du rayonnement. Ces guides d’onde sont relativement encombrants et interdisent de disposer les bolomètres de façon compacte dans le plan focal. Celui-ci est donc sous-échantillonné et des techniques d’observations spécifiques, coûteuses en temps et complexes à analyser, doivent être mises en place.

• PACS

La caméra de PACS est, en un sens, révolutionnaire. En effet il s’agit du premier plan focal de bolomètres qui puisse véritablement prétendre au nom de caméra. Ici les bolomètres sont réalisés en série, par matrices de 16x16 pixels aboutables sur trois de leurs côtés. Chaque pixel est gravé dans une plaque de silicium. Cette plaque est jointe à un circuit de lecture via des contacts en Indium, une technologie héritée d’ISOCAM, circuit qui permet aussi la réalisation d’une cavité quart d’onde sous chaque pixel, maximisant ainsi l’absorption du rayonnement. La séparation entre chaque pixel est de moins d’1/10ème de pixel ce qui permet un échantillonnage complet du plan focal. De plus le circuit de lecture est multiplexé, on n’a besoin que d’une seule voie de lecture pour accéder aux signaux de 16 pixels différents. Ainsi le détecteur courte longueur d’onde de PACS constitue, avec ses 2048 pixels, la plus grande caméra de bolomètres disponible actuellement.

SPIRE et PACS sont aussi dotés d’une voie de spectroscopie intégrale de champ. Cette technique permet d’obtenir un spectre pour chaque point du plan focal de l’instrument. On dispose donc d’une information spectrale et spatiale sur l’objet observé. Évidemment, la résolution spectrale atteinte est nettement plus faible qu’avec un spectromètre, mais l’information spatiale est souvent nécessaire si l’on veut déchiffrer la nature des sources célestes. Dans SPIRE, on utilise un spectromètre à transformée de Fourier couplé à un plan de bolomètres à guide d’onde, alors que PACS a fait le choix plus classique d’un spectromètre à réseau couplé à une matrice de photoconducteurs.