Science et Technique de mesure

Mercure est la planète rocheuse la plus proche du Soleil, son étude permet de mieux comprendre l’origine et la formation du système solaire. Par exemple, une question subsiste encore aujourd’hui : pourquoi Mercure n’a-t-elle pas d’atmosphère ? À cause de sa proximité avec le Soleil peut-être ?

Mercure est également une planète qui ressemble beaucoup à notre Lune mais elle présente cependant un champ magnétique intrinsèque dont l’origine n’est pas encore comprise, ainsi qu’une masse volumique très atypique qui suggère une origine très différente de celle de la Lune. Autant d’énigmes que PHEBUS devra contribuer à résoudre...

Le champ magnétique de Mercure (modèle LatHys/LATMOS)

Pourquoi s'intéresser à son exosphère?

L’atmosphère de Mercure est si peu dense qu’on l’appelle plutôt “exosphère”. Son étude nous fournit un accès privilégié à sa composition chimique et, par-là, de celle de la planète elle-même. Les phénomènes observables au niveau de son exosphère sont autant de témoignages de l’interaction de Mercure avec son environnement proche, notamment :

Le Soleil, qui chauffe la surface et repousse l'exosphère.
Observation de l'exosphère étirée de Mercure

Cette observation faite depuis la Terre (en bas de l’image l’ombre des arbres) montre comment l’exosphère de Mercure s’étend sur plus de 24 millions de km (environ mille fois le rayon de Mercure), poussée par le rayonnement solaire. Cette queue de Mercure ressemblant à celle d’une comète est composée principalement de Sodium (Baumgardner et al., GRL, 2008).

Le vent solaire, qui au contact de sa magnétosphère peut provoquer des aurores
Observation/Modélisation du sodium de Mercure

L’observation (télescope THEMIS, Canaries) de la lumière émise par les atomes de sodium de l’exosphère de Mercure montre des maximas aux hautes latitudes, ce qu’explique la modélisation de l’impact du vent solaire à la surface de Mercure (modèle LatHys/LATMOS).

La poussière interplanétaire qui bombarde en permanence la planète
Observation du calcium de Mercure (crédits: NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/ Carnegie Institution of Washington)

Des atomes de Calcium sont observés le matin dans l’exosphère de Mercure, un phénomène que les scientifiques de la mission MESSENGER (NASA) expliquent par le bombardement météoritique.

Principe de mesure: la spectrométrie d'émission

Lorsqu’un des électrons d’une espèce chimique (atome, ion, molécule) de l’exosphère de Mercure absorbe un photon (particule élémentaire de la lumière) provenant du soleil, cet électron passe du niveau d’énergie fondamental (état de repos) à un niveau d’énergie supérieur (état excité).
La durée de vie d’un état excité étant très brève (de l’ordre de 1 à 100 nanosecondes), l’électron retombe dans son état de repos en émettant à son tour un photon dont la longueur d’onde (ou «couleur») est spécifique de l’espèce chimique.

Un spectre constitue l'ensemble des "couleurs" ou longueurs d'ondes résultant de la décomposition de la lumière.

Ce sont ces photons que PHEBUS va détecter. Dénombrer ces photons en fonction de leur longueur d’onde revient à identifier les espèces chimiques qui les ont émis. C’est dans l’EUV (Extreme UV : 55 nm – 155 nm), FUV (Far UV) : 145 nm – 315 nm) et NUV (Near UV : 405 nm & 423 nm) que nous espérons détecter le maximum de photons émis par les constituants de l’exosphère de Mercure.

Un spectre constitue l'ensemble des "couleurs" ou longueurs d'ondes résultant de la décomposition de la lumière.


← Un spectre constitue l'ensemble des "couleurs" ou longueurs d'ondes résultant de la décomposition de la lumière.

Fonctions du design optique de PHEBUS

Design optique de PHEBUS (réalisation visuelle: Louisa Meghraoui)

Collecter les photons avec le miroir primaire, en supprimant les parasites grâce au baffle ;

Trier les photons par longueur d’onde et les diriger vers le détecteur correspondant (EUV, FUV et NUV) ;

Transformer les photons en électrons pour qu’ils soient comptés par les détecteurs.

  1. Collecter les photons avec le miroir primaire, en supprimant les parasites grâce au baffle ;
  2. Trier les photons par longueur d’onde et les diriger vers le détecteur correspondant (EUV, FUV et NUV) ;
  3. Transformer les photons en électrons pour qu’ils soient comptés par les détecteurs.
1. Collecter les photons

Le télescope collecteur est un miroir parabolique hors d'axe. Il produit une image du ciel dans son plan focal, où se situe la fente d'entrée. La focale du miroir est de 170 mm, et le champ de vue de 2 degrés par 0.1 degré. Le baffle, de longueur totale 210 mm, contient plusieurs diaphragmes circulaires régulièrement espacés. Sa surface interne est revêtue d'un traitement noir particulièrement absorbant, ce qui permet de piéger et atténuer fortement tout rayon lumineux qui rentrerait dans l'instrument en provenant d’une direction autre que celle effectivement pointée par l'instrument. Ce baffle permet d'observer la très faible émission UV de l'exosphère de Mercure juste au-dessus de la surface brillante de la planète éclairée par le Soleil. L’ensemble composé du miroir et du baffle est monté sur un mécanisme de rotation à 360° qui permet un pointage quasiment indépendant de l’orientation du satellite.

2. Trier les photons

Après la fente, le trajet optique est séparé en deux : une moitié du faisceau tombe sur le réseau EUV, l’autre sur le réseau FUV. Les réseaux de diffraction sont des composants qui permettent de séparer le contenu en longueur d'onde de la lumière observée. Leur surface est gravée d'une série de traits parallèles extrêmement fins (de l’ordre du μm) régulièrement espacés : ils sont capables de réfléchir la lumière dans une direction qui dépend de la longueur d'onde, ce qui permet donc d'étaler et séparer les différentes longueurs d’onde pour former un spectre sur les détecteurs EUV et FUV. Dispersées par le réseau FUV, les longueurs d’onde 405 nm (raie d’émission du Potassium) et 423 nm (raie d’émission du Calcium) sont prélevées par deux petits miroirs, puis guidées vers les deux détecteurs NUV.

3. Compter les photons

Les détecteurs EUV et FUV utilisent des galettes de micro-canaux (MicroChannel Plate – MCP) pour compter les photons. Lorsqu’un photon tombe sur la surface photosensible du détecteur (appelée photocathode), celle-ci réagit en émettant un électron qui entre ensuite dans les MCP : la photocathode convertit les photons en électrons.
À chaque impact sur les MCP, l’électron est accéléré et multiplié plusieurs millions de fois grâce à une haute tension (jusqu’à 5000 V) pour former un nuage d’électrons en sortie. Cette gerbe d’électrons est collectée par la surface conductrice de l’anode résistive, sur laquelle elle se disperse en créant des courants électriques jusqu’aux extrémités (QA, QB, QC, QD). Ces courants sont mesurés par un encodeur (Resistive Anode Encoder - RAE) qui calcule ainsi la position du point d’impact de la gerbe sur l’anode et donc celle du photon sur la photocathode.

Principe de fonctionnement d'une MCP

 

En accumulant suffisamment de photons, on obtient l’image du spectre souhaité, construite photon par photon, comme dans l’exemple ci-contre pour l’image EUV du spectre de l’argon obtenue lors des étalonnages au sol de l’instrument PHEBUS.