« Juice (sonde spatiale) » redirige ici. Pour les autres significations, voirJuice.
| Organisation |  Agence spatiale européenne |
|---|---|
| Constructeur | Airbus DS |
| Programme | Cosmic Vision |
| Domaine | Exploration dessatellites galiléens deJupiter |
| Type demission | Orbiteur |
| Lancement | 14 avril 2023 |
| Lanceur | Ariane 5 ECA |
| Survol de | Callisto,Europe,Ganymède |
| Insertion en orbite | Juillet 2031 (Jupiter) Décembre 2034 (Ganymède) |
| Fin de mission | Septembre 2035 |
| Durée | 4 ans (mission primaire) |
| Site | Site ESA |
| Masse au lancement | ~6000 kg |
|---|---|
| Masse instruments | ~285 kg |
| Propulsion | Chimique |
| Masse ergols | ~3300 kg |
| Δv | 2,7 km/s |
| Source d'énergie | Panneaux solaires (85 m2) |
| Puissance électrique | 725 W (au niveau de Jupiter) |
| Satellite de | Jupiter,Ganymède |
|---|
| UVS | Spectromètre imageurultraviolet |
|---|---|
| J-MAG | Magnétomètre |
| MAJIS | Spectromètre imageurinfrarouge et visible |
| JANUS | Caméra |
| GALA | Altimètre laser |
| PEP | Analyse particules et plasma |
| PRIDE | Interférométrie radio |
| RIME | Radar sondeur |
| RPWI | Analyse ondes radio et plasma |
| SWI | Spectrographe submillimétrique |
Jupiter Icy Moons Explorer, souvent désignée par l'acronymeJUICE ouJuice, est unemission spatiale de l'Agence spatiale européennelancée le vers lessatellites naturels de Jupiter par unefuséeAriane 5 (VA260). Lasonde spatiale doit se placer en orbite autour deJupiter en puis étudier en lessurvolant à plusieurs reprises trois des quatresatellites galiléens — Callisto,Europe etGanymède —. La sonde spatiale doit ensuite se placer enorbite autour de Ganymède en pour une étude plus approfondie de ce satellite, qui doit s'achever en. Pour parvenir jusqu'ausystème jovien, la sonde utilise l'assistance gravitationnelle de laTerre à trois reprises ainsi que celle deVénus.
L'objectif principal de la mission est de déterminer si des conditions propices à l'émergence de la vie sont présentes dans lesocéans sous-glaciaires qui semblent exister sur trois des quatre lunes galiléennes. Il s'agit de mesurer les caractéristiques de ces océans et de reconstituer les modalités de leur formation. Des études plus poussées seront effectuées sur Callisto et plus particulièrement Ganymède qui présente la particularité de disposer d'un champ magnétique notable. La sonde spatiale doit également faire avancer nos connaissances surl'atmosphère et lamagnétosphère de la planète Jupiter.
Lasonde spatialeJUICE a une masse d'environ 6 tonnes et utilise despanneaux solaires pour produire son électricité. Elle emporte environ 285 kilogrammes d'instrumentation scientifique. Ceux-ci comprennent des spectromètres pour l'étude de la composition du sol et de l'atmosphère des lunes, une caméra et un altimètre pour réaliser une carte topographique de leur surface, un radar pour étudier les strates superficielles du sous-sol et notamment de la croûte de glace et des océans éventuels, une expérience de radio permettant de déduire la structure interne des astres, unmagnétomètre et des instruments de mesure des champs et des particules pour déterminer les caractéristiques de l'environnement spatial.
JUICE est la première mission scientifique phare (classe L) duprogramme spatial scientifique de l'ESA, leprogrammeCosmic Vision pour la décennie 2015-2025. Le projet est lancé sous l'appellationJupiter Ganymede Orbiter (JGO) mais est légèrement remanié et rebaptisé à la suite de l'abandon en 2010 par laNASA de sa missionJupiter Europa Orbiter (JEO), à destination d'Europe, avec laquelle JGO forme laEuropa Jupiter System Mission -Laplace (EJSM - Laplace).JUICE, opposée aux projets d'astronomie spatialeATHENA etNGO, est sélectionnée par le comité du programme scientifique de l'ESA en. Il s'agit de la première sonde spatiale pleinement européenne à destination desplanètes externes duSystème solaire.
La missionJUICE doit étudier la planèteJupiter etses satellites.
La planèteJupiter avec son cortège desatellites constitue l'archétype desplanètes géantes gazeuses présentes dans leSystème solaire. Leslunes galiléennes sont les quatre plus grandssatellites naturels de Jupiter. Par ordre croissant d'éloignement à la planète, il s'agit deIo,Europe,Ganymède etCallisto. Ces satellites sont parmi les plus grands objets duSystème solaire à l'exception duSoleil et des huitplanètes, tous étant plus grands que lesplanètes naines. En particulier, Ganymède est la lune la plus grande et la plus massive du Système solaire, dépassant en taille la planèteMercure. Les quatre lunes ont une densité décroissante avec la distance de Jupiter, Callisto la plus éloignée étant la moins dense. Alors que cette lune semble dépourvue d'un noyau différencié les trois autres disposent d'un noyau plus dense et d'un manteau constitué de matériaux moins denses. L'étude des environnements très différents de ces quatre lunes doit permettre d'identifier les mécanismes physiques et chimiques qui conditionnent l'évolution dusystème jovien[1].
| Io | Europe | Ganymède | Callisto | |
|---|---|---|---|---|
| Photographie (parGalileo) |  |  |  |  |
| Structure interne | .jpg) | .jpg) | .jpg) | .jpg) |
| Rayon moyen (km) | 1 821,5 | 1 560,8 | 2 631,2 | 2 410,3 |
| Densité (g/cm3) | 3,530 | 3,010 | 1,940 | 1,830 |
| Demi-grand axe (km) | 421 800 | 671 100 | 1 070 400 | 1 882 700 |
| Période orbitale (jours terrestres) | 1,769 138 | 3,551 181 | 7,154 553 | 16,689 017 |
| Inclinaison de l'axe (degrés) | 0,04 | 0,47 | 0,44 | 0,19 |
| Excentricité orbitale | 0,004 | 0,009 | 0,001 | 0,007 |
| Principales caractéristiques | Surface très jeune 400 volcans actifs Noyau métallique Absence d'eau Radioactivité très élevée (3600rem/jour) | Surface très jeune Croûte de glace flottant sur un manteau de glace plus chaud Océan subglaciaire au contact du plancher de silicates Noyau métallique (à confirmer) Radioactivité très élevée (500 rem/jour) | Surface ancienne Croûte de glace flottant sur un manteau de glace plus chaud Océan subglaciaire entre deux couches de glace Noyau métallique liquide Présence d'un champ magnétique Radioactivité élevée (8 rem/jour) | Surface extrêmement ancienne Mélange de glace et de roche mal différencié Océan subglaciaire entre deux couches de glace Pas de noyau métallique Radioactivité négligeable (0,01 rem/jour) |
Le postulat actuel est que quatre conditions sont nécessaires (mais pas suffisantes) pour que la vie puisse apparaître sur un corps céleste : l'eau doit y être stable à l'état liquide, l'environnement doit fournir de l'énergie chimique, certains composants chimiques formés d'éléments, tels que lecarbone, l'hydrogène, l'oxygène, l'azote, lesoufre, doivent être présents et ces conditions doivent se maintenir sur des échelles de temps géologiques[3]. On définit la zone habitable d'un système stellaire comme la région où l'eau peut exister à l'état liquide à sa surface (ni trop près, ni trop loin de l’étoile). Dans le Système solaire actuellement seules la Terre et Vénus sont situées dans la zone habitable bien que, en dehors de la zone habitable, de l'eau liquide ait coulé à la surface de Mars, mais probablement pas suffisamment longtemps (quatrième condition) pour que la vie ait eu le temps de s'y développer.
En 1995 lasonde spatialeGalileo découvre que trois desquatre lunes galiléennes (Europe,Ganymède etCallisto) pourraient posséder unocéan d'eau liquide dit subglaciaire sous leur croûte glacée, bien qu'elles soient largement situées en dehors de lazone habitable du Système solaire. Leur formation serait issue de la combinaison de deux facteurs : d'une part, une source de chaleur dans le noyau et le manteau du corps céleste (issue des désintégrations radioactives ou du réchauffement par effet de marée) et, d'autre part, la présence d'une couche supérieure de glace solide suffisamment épaisse pour produire une pression élevée et constituer unisolant thermique entre la température extérieure du satellite (très basse, de l'ordre de100kelvins pour Europe, par exemple) et le point où la température peut atteindre le point de liquéfaction de l'eau.
Si les autres conditions sont réunies (éléments chimiques, énergie, stabilité temporelle), cet océan subglaciaire pourrait constituer un environnement habitable permettant l'émergence d'une vie organisée. Si les géantes gazeuses, très fréquentes dans les autres systèmes planétaires, sont similaires à Jupiter, alors leurs satellites recouverts de glace pourraient constituer l'habitat le plus fréquent dans l'Univers, plus fréquent que les planètes analogues à la Terre qui nécessitent que des conditions très précises soient réunies pour que leurs océans à l'air libre puissent exister[1].
L'épaisseur de la couche de glace qui coiffe l'océan subglaciaire de Ganymède, tout comme la profondeur de celui-ci, ne sont pas connues avec précision. Ganymède présente la particularité unique parmi lessatellites naturels du Système solaire de disposer d'unchamp magnétique (parmi les planètes non gazeuses, seules la Terre et Mercure ont un champ magnétique). Une hypothèse a été émise sur l'origine de ce champ magnétique (des sels dissous dans l'océan subglaciaire rendraient celui-ci conducteur, ce qui permettrait la génération de champs électrique et magnétique secondaires en réaction à la rotation du champ magnétique jovien), mais elle reste à confirmer. Ganymède est un corps différencié, mais sa structure est mal connue et repose sur des hypothèses qui doivent être vérifiées. L'état d'équilibre hydrostatique doit être également confirmé en effectuant une meilleure évaluation de la déformation induite par lesforces de marée produites par Jupiter. La surface de Ganymède est généralement très ancienne et présente un mélange de bassins d'impact anciens et de cratères récents avec des paysages dominés par des processus tectoniques ponctués peut-être par le cryovolcanisme. Son étude est particulièrement intéressante notamment parce qu'elle est représentative des corps glacés que l'on trouve dans le Système solaire externe. Mais sa géologie régionale et locale est mal connue, car les portions cartographiées par la sonde spatiale Galileo, avec une résolution meilleure que 100 mètres par pixel, représentent moins de 1 % de sa surface totale.
Callisto possède la surface la plus cratérisée de tous les corps du Système solaire et c'est à ce titre un témoin idéal de la formation du système jupitérien. Moins dense que les autres lunes galiléennes, elle est composée d'un mélange mal différencié de roches et de glaces et sans doute d'un noyau de silicates. La taille de l'océan subglaciaire et sa position par rapport à la surface sont à préciser. Pratiquement de la même taille queMercure, Callisto est cependant trois fois moins dense qu'elle. Callisto est située à la limite de lamagnétosphère de Jupiter et ne subit donc pas le rayonnement qui rend les autres lunes galiléennes inhabitables.
Avec un diamètre de 3 122 km,Europe est légèrement plus petite que laLune. Elle est principalement constituée de rochessilicatées et d'unecroûte deglace d'eau, ainsi que probablement d'unnoyau defer et denickel. Elle possède une très minceatmosphère, composée principalement d'oxygène. Sa surface présente notamment desstries glaciaires et des fissures appeléeslineae, mais peu decratères d'impact. Europe possède la surface la plus lisse de tous lesobjets célestes connus duSystème solaire. Cette surface jeune — d'un âge estimé à100 millions d'années — et sans relief associée à la présence d'unchamp magnétique induit conduit à l'hypothèse que, malgré une température de surface moyenne de90 K (−183 °C), elle posséderait unocéan d'eau souterrain d'une profondeur de l'ordre de 100 km qui pourrait éventuellement abriter unevie extraterrestre. Le modèle prédominant suggère que leréchauffement par effet de marée dû à son orbite légèrementexcentrique — maintenue par sarésonance orbitale avecIo etGanymède — permet à l'océan de rester liquide et entraînerait un mouvement de glace similaire à latectonique des plaques, la première activité de ce type constatée sur un autre objet que laTerre. Dusel observé sur certainescaractéristiques géologiques suggère que l'océan interagit avec la croûte, fournissant également une source d'indices pour déterminer si Europe pourrait êtrehabitable. En outre, le télescope spatialHubble a détecté l'émission de panaches devapeur d'eau similaires à ceux observés surEncelade, une lune deSaturne, qui seraient causés par desgeysers en éruption et qui permettraient éventuellement de détecter des traces de vie.
L'atmosphère de Jupiter est la plus importante desatmosphères des planètes duSystème solaire. Elle est composée principalementd'hydrogène et d'hélium ; les autres composants chimiques sont présents seulement en petite quantité, dont leméthane, l'ammoniac, lesulfure d'hydrogène et l'eau. Ce dernier composant n'a pas été observé directement, mais il se trouverait dans les profondeurs de l'atmosphère. Il y a environ trois fois plus d'oxygène, d'azote, desoufre et degaz nobles dans l'atmosphèrejovienne que dans le Soleil[4].
L'atmosphère de Jupiter se caractérise par l'absence de limite inférieure précise et se mélange graduellement aux fluides intérieurs de la planète[5]. De bas en haut, les couches atmosphériques sont latroposphère, lastratosphère, lathermosphère et l'exosphère. Chaque couche a un gradient thermique caractéristique[6]. La plus basse, la troposphère, possède un système complexe de nuages et de brumes, comprenant des couches d'ammoniac, de l'hydrosulfure d'ammonium et de l'eau[7]. Les hauts nuages d'ammoniac visibles sur la« surface » de Jupiter sont organisés en une douzaine debandes parallèles à l'équateur et sont bordés par des courants atmosphériques (des vents) connus sous le nom decourants-jets. Les courants n'ont pas la même couleur : ceux de couleur foncée sont appelés« bandes », tandis que ceux de couleur claire sont appelés« zones ». Ces zones, qui sont plus froides que les bandes, correspondent à l'air ascendant, tandis que les bandes sont de l'air descendant[8]. La couleur claire des zones serait due à de la glace d'ammoniac ; toutefois ce qui donne aux bandes leurs couleurs sombres n'est pas connu[8]. Les origines de cette structure en bandes et en zones ne sont pas très bien connues, bien que deux types de modèles existent. Lesshallow models (en français« modèles peu profonds ») considèrent qu'il s'agit d'un phénomène de surface qui recouvre un intérieur stable. Dans lesdeep models (en français« modèles profonds »), les bandes et les zones sont les manifestations en surface de la circulation intérieure dumanteau de Jupiter fait de dihydrogène[9].
L'atmosphère jovienne présente une grande variété de phénomènes actifs, dont l'instabilité de ses bandes, les vortex (lescyclones etanticyclones), les orages et les éclairs. Les vortex se présentent sous la forme de grandes taches rouges, blanches ou marron. Les deux plus grands sont laGrande Tache rouge etOvale BA[10], qui est aussi rouge. Ces deux vortex, de même que les autres sont des anticyclones. Les anticyclones plus petits tendent à être blancs. Ces vortex semblent être des structures relativement peu profondes avec une profondeur n'excédant pas les 100 kilomètres. Située dans l'hémisphère sud, la Grande Tache rouge est le plus grand vortex connu du Système solaire. Elle est grande comme trois fois la Terre et existe depuis au moins trois cents ans. L'Ovale BA, au sud de la Grande Tache rouge, est un anticyclone mesurant un tiers de la taille de la Grande Tache rouge et ayant pris forme en l'an 2000, à la suite de la fusion de trois petits anticyclones[11]. Jupiter connaît de puissantes tempêtes, toujours accompagnées d'éclairs. Les tempêtes sont le résultat de convection dans l'atmosphère associée à l'évaporation et à la condensation de l'eau. Elles sont le site de forts mouvements ascendants de l'air, qui mènent à la formation de nuages brillants et denses.
Lamagnétosphère de Jupiter est une cavité créée dans levent solaire par lechamp magnétique de la planète. C'est la plus vaste et la plus puissante magnétosphère planétaire au sein duSystème solaire, et la plus large structure continue du Système solaire après l'héliosphère. Elle s'étend sur plus de sept millions de kilomètres en direction du Soleil, et quasiment jusqu'à l'orbite deSaturne dans la direction opposée. Plus large et plus plate que lamagnétosphère terrestre, elle est plus forte d'unordre de grandeur, tandis que sonmoment magnétique est environ 18 000 fois plus grand. L'existence du champ magnétique de Jupiter a été déduite à partir des observations de ses émissions radio à la fin des années 1950, puis il a été observé effectivement par la sondePioneer 10 en 1973.
Le champ magnétique interne de Jupiter est produit par des courants électriques circulant dans le noyau externe de la planète, qui est composé d'hydrogène métallique. Leséruptions volcaniques sur lalune Io de Jupiter éjectent de grandes quantités dedioxyde de soufre dans l'espace, formant un grandtore de gaz autour de la planète. Le champ magnétique de Jupiter force le tore à tourner avec la mêmevitesse angulaire et dans la même direction que la planète. Le tore à son tour charge le champ magnétique avec duplasma, lequel s'étale en formant un magnéto-disque. En effet, la magnétosphère de Jupiter est façonnée par le plasma de Io et par sa rotation propre, là où les vents solaires façonnent la magnétosphère terrestre. De forts courants circulant dans la magnétosphère créent desaurores permanentes autour des pôles de la planète et des émissions radio intenses et fluctuantes, ce qui signifie que Jupiter peut être considérée comme unpulsar radio très faible. Les aurores de Jupiter ont été observées dans presque toutes les régions duspectre électromagnétique, notamment dans l'infrarouge, dans lalumière visible, dans l'ultraviolet et dans lesrayons X.
L'action de la magnétosphère piège et accélère des particules chargées, produisant d'intenses ceintures derayonnement semblables à laceinture de Van Allen terrestre, mais des milliers de fois plus forte. L'interaction des particules énergétiques avec les surfaces des plus grandeslunes galiléennes de Jupiter affecte sensiblement leurs propriétés chimiques et physiques. Ces mêmes particules affectent le mouvement des particules à l'intérieur dusystème d'anneaux de Jupiter et en sont affectées en retour. Les ceintures de radiations présentent un danger important pour les satellites qui le traversent, et potentiellement pour l'homme.
En 1995 lasonde spatialeGalileo de laNASA pénètre dans lesystème jovien et entame la première étude détaillée de celui-ci, succédant aux simples survols effectués par les engins spatiaux des missionsPioneer 10 et11,Voyager 1 et2 etUysses.Galileo a effectué plusieurs découvertes importantes dont la présence d'océans subglaciaires sur certaines deslunes galiléennes. Les contraintes auxquelles doit répondre uneplanète pour être habitable s'en trouvent bouleversées. L'étude de ces océans est devenu un objectif majeur du programme d'exploration spatiale duSystème solaire pour les deux agences spatiales particulièrement engagées dans cette exploration (la NASA et l'Agence spatiale européenne). Celles-ci ont rapidement défini des missions dont l'objectif principal est d'étudier de manière détaillée les lunes galiléennes. Mais une mission vers les planètes externes avec insertion en orbite autour des lunes a un coût particulièrement élevé, même pour une agence spatiale particulièrement bien dotée comme la NASA. Les deux agences ont tenté de limiter ceux-ci en menant des missions conjointes.
La mission, sous l'appellationJGO (Jupiter Ganymede Orbiter), s'inscrit initialement dans le cadre du programme d'exploration américano-européen du système jovienEuropa Jupiter System Mission (EJSM), qui comprend également la mission de la NASAJupiter Europa Orbiter (JEO). Cette dernière doit se placer en orbite autour d'Europe, satellite de Jupiter, pour l'étudier. La coordination entre les deux missions doit porter à la fois sur le développement de l'instrumentation scientifique et sur les objectifs scientifiques.
À la suite de l'abandon de la mission JEO par la NASA pour des raisons budgétaires, l'Agence spatiale européenne décide en de refondre le programme de la mission JGO pour tenir compte de ce nouveau contexte. Le nouveau projet est baptiséJUICE. La participation américaine dans le projet de départ ne constitue pas une contrainte. La réflexion porte essentiellement sur la capacité du projet à prendre en charge l'objectif assigné à la sonde américaine, c'est-à-dire l'étude de la luneEurope. L'étude conclut que la collecte des données prévue sur Europe nécessite d'effectuer 50 à100 survols de cette lune, ce qui implique de sacrifier l'étude des autres lunes et de Jupiter. Par ailleurs, les survols d'Europe doivent s'effectuer dans un environnement radiatif beaucoup plus sévère qui nécessite un budget qui n'entre peut-être pas dans l'enveloppe assignée à la mission européenne[12]. Compte tenu de ces conclusions, l'ESA décide de modifier son projet JGO pour y inclure deux survols d'Europe, ainsi qu'une phase d'exploration de Jupiter sur une orbite à forteinclinaison[13],[14].
| Jalon | JUICE | Projet JGO (projet initial) |
|---|---|---|
| Lancement | ||
| Nombre d'assistances gravitationnelles | 4 | 3 |
| En orbite autour de Jupiter | ||
| En orbite autour de Ganymède | 2028 | |
| Fin de la mission | 2029 | |
| Survols | 2 survols d'Europe 3 + 9 survols de Callisto Orbite autour de Ganymède | 9 survols de Callisto Orbite autour de Ganymède |
| Étude de Ganymède | Orbite elliptique haute (5 mois) Orbite circulaire 500 km (3 mois) Orbite circulaire 200 km (1 mois) | Orbite elliptique haute puis orbite circulaire 5 000 km (6 mois) Orbite circulaire 400 km (6 mois) |
La mission refondue, renomméeJUICE, fait partie des candidats à la mission large (L1) duprogrammeCosmic Vision, qui rassemble les missions scientifiques de l'Agence spatiale européenne. À l'issue d'un processus de présélection, trois projets restent en lice :NGO (anciennementLISA), un observatoire d'ondes gravitationnelles utilisant la technique de l'interférométrie,ATHENA (anciennementIXO) etXEUS, untélescope spatial àrayons X développé avec l'Agence d'exploration aérospatiale japonaise (JAXA) etJUICE. Le projetJUICE est déclaré vainqueur le. La mission aurait dû être lancée en par une fusée européenneAriane 5[16].
De son côté, laNASA se tourne vers une mission centrée sur la luneEurope, avec le programmeEuropa Clipper, qui, après avoir rencontré des problèmes de financement, obtient le soutien duCongrès américain. Elle lance en parallèle en la missionJuno qui doit étudier la structure interne de Jupiter, ainsi que sa magnétosphère. Cependant, l'étude des lunes galiléennes et celle du système jovien ne font pas partie de ses objectifs[1].
La liste des dix instruments emportés par JUICE est fixée en. Ceux-ci sont développés par des laboratoires de16 pays européens, ainsi que des établissements situés aux États-Unis et au Japon en utilisant les budgets des pays concernés. En novembre 2014 après vérification de la maturité des concepts mis en œuvre par les instruments, l'Agence spatiale européenne donne son feu vert pour la poursuite du développement[17]. L'agence sélectionne en l'établissement français d'Airbus comme industriel chef de file pour la réalisation de la sonde spatiale proprement dite[note 1]. Le contrat d'une valeur de350 millions euros couvre la conception, le développement, l'intégration, les tests et la phase de commissionnement en vol. L'assemblage de la sonde spatiale doit être réalisé en Allemagne dans l'établissement de Friedrichshafen d'Airbus[18]. Le lancement deJUICE par une fuséeAriane 5 ouAriane 64 est contractualisé en[19]. En les spécifications de la plateforme de JUICE proposées par le constructeur Airbus sont validées par l'Agence spatiale européenne, ce qui permet de lancer sa fabrication[20].
Les installations duCERN (instrument VESPER) sont utilisées pour tester tous les équipements sensibles qui seront soumis aux rayonnements ionisants caractérisant l'orbite jupitérienne. En la NASA, qui fournit l'instrument UVS et contribue aux instruments PEP et RIME (budget total114,4 millions US$), entame la phase de fabrication de ces équipements. Les tests effectués dans les locaux de l'établissement de Toulouse d'Airbus sur le modèle d'ingénierie de la sonde spatiale s'achèvent avec succès en décembre 2018. La construction du modèle de vol démarre après le feu vert reçu en à l'issue de revue des spécifications critiques (CDR). L'établissement de Madrid fabrique tout d'abord la structure deJUICE avec la participation deRUAG (Suisse). En, les derniers panneaux solaires sont livrés par la société Airborne à Airbus Pays-Bas qui est chargée de les assembler. Le système de propulsion, qui comprend principalement les deux réservoirs principaux d'ergols en titane, un moteur-fusée principal et20 petits propulseurs, est intégré àLampoldshausen (Allemagne) avec la structure fournie par l'établissement de Madrid. En, UVS (spectrographe ultraviolet) est le premier instrument livré pour intégration avec la sonde spatiale. L'assemblage final du modèle de vol débute en avril 2020 àFriedrichshafen (Allemagne) où l'engin spatial a été transporté par un convoi routier exceptionnel. Les différents instruments scientifiques, l'électronique, les ordinateurs de bord, les systèmes de communication et l'isolation thermique sont ajoutés. Après l'achèvement de l'assemblage, JUICE est transporté en dans les locaux de l'ESTEC pour entamer une phase de test dans la chambre à vide que possède cet établissement de l'Agence spatiale européenne. La sonde spatiale a été livrée en à Airbus Toulouse pour une dernière phase de tests avant son transport àKourou d'où elle sera lancée[18],[21].
La missionJUICE contribuera à répondre à trois questions importantes[22] : Comment l'environnement deJupiter a-t-il façonnéses lunes et quelles influence ont eu celles-ci sur la formation de Jupiter ? Quelles sont les caractéristiques d'uneplanète géante gazeuse typique et quel est son fonctionnement ? Lavie existe-t-elle ou a-t-elle existé dans lesystème jovien ?
L'objectif scientifique principal de la missionJUICE est de déterminer dans quelle mesure les lunes de Jupiter, en particulierGanymède, sont susceptibles d'accueillir la vie. Les objectifs détaillés sont les suivants[23],[22] :
Les objectifs scientifiques détaillés de la missionJUICE relatifs au système jovien sont les suivants :
Pour atteindre ces objectifs la sonde spatiale emporte10 instruments ou suites instrumentales. Lacharge utile représente une masse de 285 kg[24],[25].
Quatre instruments sont chargés de réaliser des images de Jupiter et ses lunes et de la composition de la surface et de l'atmosphère.
MAJIS (Moons and Jupiter Imaging Spectrometer) est unspectromètre imageur hyperspectral observant en lumière visible et infrarouge (0,5 à 5,55 micromètres). Larésolution spectrale est de 3,7 nanomètres entre 0,5 et2,35 micromètres et 6,6 nanomètres entre 2,25 et5,55 micromètres sur 1 280 bandes spectrales. Le champ de vue est de3,4 degrés et le détecteur comprend400 pixels perpendiculaires à la trajectoire (150 µrad/pixel). L'ouverture est de 75 mm et la longueur focale est de 240 mm. Larésolution spatiale est variable selon les survols de Ganymède, de Callisto et Europe et peut atteindre jusqu'à60 m/pixel lors des phases rapprochées et 125 kilomètres pour Jupiter. L'instrument est utilisé pour étudier les caractéristiques des nuages de la troposphère de Jupiter, ainsi que les éléments chimiques minoritaires dans son atmosphère. Il fournit les caractéristiques des glaces et minéraux présents à la surface des lunes. L'exosphère des lunes et les couches supérieures de l'atmosphère de Jupiter sont observées par occultation stellaire et du limbe[26],[27].
UVS (UV Imaging Spectrograph) est unspectrographe imageur à fenteultraviolet lointain et extrême (55-210 nanomètres) ayant unerésolution spectrale inférieure à0,6nanomètres. Il permet d'obtenir des images avec unerésolution spatiale de 0,5 km sur l'orbite basse de Ganymède et de 250 kilomètres lors des survols de Jupiter. L'instrument permet de collecter des données sur la composition et la dynamique des atmosphères ténues des lunes (exosphère), d'étudier lesaurores polaires de Jupiter, ainsi que la structure des couches supérieures de son atmosphère. L'instrument effectue des observations directes lorsque sa cible passe au nadir de la sonde spatiale ou en analysant l'occultation du Soleil ou d'une étoile par l'atmosphère étudiée. L'instrument dérive de UVS embarqué à bord de la missionJuno lancée vers Jupiter en 2011[28],[27].
Letélescope millimétrique SWI (Sub-millimetre Wave Instrument) est un instrument équipé d'un miroir primaire de 29 centimètres qui comprend des spectromètres/radiomètres fonctionnant dans deux canaux de 530 à 625 GHz et de 1 080 à 1 275 GHz. La résolution spectrale des spectromètres est comprise entre 106 et 107. Un mécanisme de balayage permet de pointer à ±72 degrés du point visé par la sonde dans la direction du déplacement durant les survols de Jupiter et perpendiculairement à cette direction durant les survols de Ganymède et de ±4,3 degrés dans la direction orthogonale[29].
L'instrument SWI étudie la composition et la dynamique de la stratosphère de Jupiter et son couplage avec les couches atmosphériques basse et haute (détermination de la température et des caractéristiques des vents stratosphériques). Il doit caractériser l'atmosphère ténue des lunes galiléennes (détermination des contraintes concernant l'abondance de l'eau, pour le rapport SO/SO2). L'instrument détermine les rapports isotopiques des principaux composants des atmosphères de Jupiter et de ses lunes (principalement H2O, CO, HCN, CS, NH3, SO, SO2). Il mesure les propriétés de la surface et des couches superficielles des satellites de Jupiter (présence de points chauds et de cryovolcanisme)[29].
| Longueur d'ondes (Largeur en nm) | Détection |
|---|---|
| 650 (500) | Image panchromatique |
| 450 (60) | Filtre bleu |
| 530 (60) | Filtre vert, sodium |
| 656 (60) | Filtre rouge, sodium |
| 750 (20) | Bande du méthane sur Jupiter géologie |
| 590 (10) | Sodium des exosphères des lunes |
| 889 (20) | Bande du méthane sur Jupiter |
| 940 (20) | Bande du méthane sur Jupiter Fe2+ sur les satellites |
| 727 (10) | Bande du méthane sur Jupiter |
| 410 (80) | Ultraviolet surface des lunes |
| 910 (80) | Fe2+, laves deIo |
| 1000 (150) | Fe2+, laves de Io |
| 656 (10) | ÉmissionHα desaurores et éclairs |
La caméra JANUS (Jovis, Amorum ac Natorum Undique Scrutator, littéralement « Chercheur complet sur Jupiter, ses amours et ses descendants ») prend des images à moyenne et haute résolutions spatiales enlumière visible et procheinfrarouge (350 – 1 050 nm). Sonchamp de vue est de1,72 × 1,29°, sonouverture est de 100 mm et salongueur focale est de 467 mm. Le détecteur est de typeCMOS et comprend 2 000 × 1 504 pixels (15 μrad/pixel). Larésolution spatiale atteint2,4 mètres lors des survols de Ganymède et 10 kilomètres lors des survols de Jupiter. Une roue à filtres comportant13 filtres permet de détecter certains éléments chimiques (tableau ci-contre). JANUS doit permettre de collecter les caractéristiques des trois lunes (Callisto, Europe et plus particulièrement Ganymède). La caméra permettra de produire des cartes en couleurs globales (à une échelle dépendant de la bande passante) et locales, ainsi que des cartes géologiques des satellites de Jupiter y compris Io et de certains satellites internes et externes de Jupiter[31],[27].
Trois instruments reconstituent la topographie de la surface, la structure du sous-sol et le champ de gravité :
L'altimètrelaser GALA (Ganymede Laser Altimeter) est unlidar bi-statique (1 064 nanomètres) qui contribue à reconstituer la topographie des lunes. Cet instrument de 15 kg, développé par des laboratoires allemand (laser) et japonais (récepteur), dérive de BELA, embarqué à bord de la sonde spatiale européenneBepiColombo (2018) et des altimètres des sondes spatiales japonaisesHayabusa (2009),Hayabusa 2 (2015) etKaguya (2007). Lors des survols de Ganymède il est utilisé pour déterminer la forme générale de la lune, sa topographie globale à différentes échelles (avec une résolution horizontale maximale d’un degré), la rugosité de sa surface, l'inclinaison du sol, sa rigidité (nombre de Love (en) h2) avec une précision de 1 % qui doit permettre de déterminer l'épaisseur de la couche de glace à la surface et l'épaisseur de l'océan souterrain avec une précision de10 kilomètres. Lors des survols d'Europe l'instrument doit permettre d'identifier des dépressions topographiques régionales, en particulier dans les terrains chaotiques et les zones qui peuvent contenir de l'eau liquide à faible profondeur. Durant les survols de Callisto l'instrument doit permettre de déterminer la forme globale de la lune, identifier les dépressions régionales en particulier les bassins en anneau et les grands cratères, obtenir des profils de différents types de terrains et fournir la corrélation entre la rugosité de la surface et la dégradation et l'érosion des cratères[32],[33],[27],.
Leradar RIME (Radar for Icy Moons Exploration) détermine la structure du sous-sol jusqu'à une profondeur de neuf kilomètres. Le radar émet des ondes radio en basse fréquence (9 MHz) qui sont réfléchies de manière différente par les couches du sous-sol ayant uneconstante diélectrique spécifique. L'analyse du signal radio retourné permet d'établir un profil vertical du sous-sol survolé. La résolution verticale est comprise entre 50 et 140 mètres. RIME doit en particulier collecter des données sur la glace de surface et les océans subglaciaires des lunes galiléennes. Pour Ganymède il contribue plus particulièrement à caractériser la couche de glace, à déterminer la formation des structures visibles en surface et à rechercher des indices d'activité présente ou passée. L'instrument dérive des instruments MARSIS de la sonde spatiale européenneMars Express et SHARAD embarqué à bord de l'orbiteur martien de la NASAMRO. RIME utilise uneantenne dipolaire de 16 mètres de long[34],[27].
3GM (Gravity & Geophysics of Jupiter and Galilean Moons) est une expérience de radio-science qui repose sur un répéteur en bande Ka et un oscillateur ultrastable. En mesurant avec précision le temps que met un signal radio enbande Ka et enbande X pour faire l'aller-retour entre la Terre et la sonde spatiale, l'instrument permet de mesurer la distance entre ces deux points avec une précision de20 centimètres et la vitesse relative avec une précision de 1 à3micromètres par seconde. Ces mesures en retour permettent de déterminer la force de gravité du corps céleste que survole la sonde spatiale ou la densité de l'atmosphère qui s'interpose entre celle-ci et la Terre. L'instrument est utilisé pour mesurer avec une grande précision le champ de gravité de Ganymède, pour déterminer de manière indirecte la taille des océans souterrains des lunes de Jupiter et pour déterminer la structure de l'atmosphère neutre et de l'ionosphère de Jupiter, ainsi que des atmosphères ténues des lunes[35],[27].
PRIDE (Planetary Radio Interferometer & Doppler Experiment) est une expérience d'interférométrie à très longue base reposant sur le système de communications de la sonde spatiale qui permet de mesurer avec une très grande précision la position de la sonde spatiale et sa vitesse. Desradiotélescopes du monde entier utilisent l'onde porteuse des émissions radio de la sonde spatiale pour mesurer la vitesse dans l'axe reliant l'observatoire et la sonde spatiale (via l'effet Doppler) et le déplacement latéral (confrontation des mesures des différents observatoires). Ces données permettent de déterminer directement la position de la sonde spatiale dans leRepère de référence céleste international. Elles contribuent à la mesure du champ gravitationnel des lunes et de Jupiter et améliorent la précision deséphémérides (objectif : amélioration d'un facteur 10 000 pour Ganymède) de ces corps célestes et plus particulièrement des lunes[36],[27].
Trois instruments mesurentin situ les différentes caractéristiques de l'environnement spatial de Jupiter et ses lunes galiléennes.
Lemagnétomètre J-MAG (Magnetometer for JUICE) comprend deux capteursfluxgate et un capteur scalaire fixés au bout d'une antenne de 5 mètres de long permettant de limiter les perturbations créées par le champ magnétique produit par la sonde spatiale[37],[27].
PEP (Particle Environment Package) est un instrument qui mesurein situ les particules et leplasma. Il comprend six types de capteurs répartis en quatre groupes qui permettent une couverture de tout le périmètre de la sonde spatiale. Ces capteurs caractérisent les ions et électrons du plasma, les atomes neutres dans une vaste gamme d'énergie avec une certaine résolution angulaire et spectrale. L'objectif de ces mesures est de comprendre les interactions entre le plasma et la magnétosphère et l'évolution des particules[38] Les capteurs sont[39],[27] :
L'instrument de mesure des ondes radio et plasma RPWI (Radio & Plasma Wave Investigation) réalise trois types d'observation : mesure électrique des ondes du plasma (LP-PWI), mesure des émissions radio (RWI) et mesure des champs magnétiques alternés (SCM). Il dispose de plusieurs antennes de 2 à 3 mètres de long[40],[27].
| Instrument | Responsable (s) scientifique(s) | Masse et Consommation | Description | Principaux objectifs | Performances | Laboratoires |
|---|---|---|---|---|---|---|
| JANUS |  Pasquale Palumboadj. :  Ralf Jaumann | Caméra en lumière visible | Géologie des lunes glacées, dynamique de l’atmosphère de Jupiter, activité de Io | Longueurs d'onde : 380-1 080 nm Résolution spatiale ≥7,5 m. | Université de Naples - Parthénope | |
| MAJIS | .svg) François Pouletadj. : Giuseppe Piccioni | Spectrographe imageur visible, proche infrarouge | Composition de la surface, chimie de l'atmosphère de Jupiter | Longueurs d'onde : 0,5-2,35 et 2,25-5,55 µm Résolution spatiale ≥75 m. | Institut d'Astrophysique spatiale | |
| UVS |  Randy Gladstone | Spectrographe imageur ultraviolet | Aurores,albedo des surfaces, atmosphère des lunes et de Jupiter | Longueurs d'onde : 55-210 nm Résolution angulaire 0,04-0,16° | SwRI | |
| SWI | Paul Hartogh | Spectrographe submillimétrique | Vents de Jupiter, température et composition des atmosphères des lunes | MPS | ||
| GALA | Auke Hussman | 15 kg ; 52 W | Altimètre laser | Forme et topographie des lunes | DLR | |
| RIME | Lorenzo Brizzone adj. : Jeff Plaute | Radar | Analyse du sous-sol des lunes | Longueur d'onde : 9 MHz Profondeur max : 9 km Résolution verticale : 50 m. | Université de Trente | |
| 3GM | Luciano Iess adj. : David J. Stevenson | Exploitation émissions radio | Mesure du champ gravitationnel, structure interne des lunes | Distance : 2 cm Vitesse : 2 µm/s. | Université La Sapienza | |
| JMAG | .svg) Michele Dougherty | Magnétomètres scalaire et fluxgate | Mesure du champ magnétique, détection de la présence de l’océan de Ganymède | Amplitude : ±8000 nT Résolution : 0,2 nT. | Imperial College | |
| RPWI |  Jan-Erik Wahlund | Sonde de Langmuir, magnétomètre et antenne dipole | Caractéristiques du plasma | Amplitude : ±8000 nT Résolution : 0,2 nT. | Institut suédois de physique spatiale | |
| PRIDE |  Leonid Gurvits | Interférométrie à très longue base et mesure Doppler | Éphémérides, champs gravitationnel de Jupiter et des lunes | JIVE (en) | ||
| PEP | Stas Barabash adj. :  Peter Würz | JDC : Mesure duplasma d'ions et d'électrons | • Énergie : 1 eV - 41 keV • Résolution énergétique : 12% • Résolution masse atomique 1/30 • Résolution spatiale 5,5 x 19,5° | Institut suédois de physique spatiale | ||
| JEI : Mesure du plasma d'ions et d'électrons | • Énergie : 1-50 keV • Résolution énergétique : 4,9% • Résolution spatiale : 20 x 10 ° | Institut Max Planck | ||||
| NIM : Spectromètre de masse à temps de vol | Mesure des ions et des gaz neutres | Université de Berne | ||||
| JENI : caméra atomes neutres et spectromètre imageur ions et électrons | Analyse des processus de la ceinture de radiation | APL | ||||
| JoEE : Spectromètre électrons à haute énergie | • Énergie : 25 keV - 1 MeV • Résolution énergétique : 20% • Résolution spatiale : 12x22 ° | APL | ||||
| JNA : Analyseur atomes neutres | Mesure des flux d'atomes neutres produits par la surface de Ganymède | • Énergie : 10 eV-3 keV • Résolution spatiale : 7° x 25° | Institut suédois de physique spatiale |
Sodern a mis au point deux caméras de navigation de haute performance pour laJUICE. Les NavCam auront pour rôle de fournir des données afin de connaître la position et la vitesse du véhicule spatial par rapport à la lune survolée. Elles permettront de contrôler la trajectoire et d’optimiser la consommation de carburant lors du grand tour de Jupiter. Elles auront également pour fonction d’améliorer la précision de pointage de l’engin spatial, qui pourra ainsi s’approcher jusqu’à 400 km des lunes. Les instruments ont été conçus pour l’environnement du système jovien, qui est le plus hostile du système solaire en matière de radiations. En complément, ces caméras fourniront des images résolues des lunes tout en accrochant les étoiles du fond de ciel. À cette fonctionnalité d’unviseur d'étoiles, Navcam ajoute donc la détection du limbe des lunes, qui constituentdes objets très brillants par une unique voie de détection[C'est-à-dire ?].
La conception de la sonde est dictée par les contraintes suivantes[41] :
La sonde spatiale est construite autour d'une structure cylindrique centrale de1,4 mètre de diamètre qui s'interface avec l'adaptateur dulanceur de1,666 mètre de diamètre via un cône de faible hauteur. Le cylindre central contient les deux principaux réservoirs d'ergols. Autour de ce cylindre s'articulent six cloisons structurelles et quatre parois externes légères[42].JUICE a une masse totale de 6 000 kg dont environ 3 300 kg decarburant qui doivent permettre de produire undelta-v d'environ2,7 km/s. La sonde spatiale emporte 285 kg d'instrumentation scientifique[43].
Le corps de la sonde spatiale a une forme parallélépipédique. L'axe du cylindre +Z/-Z est perpendiculaire à la surface des astres lors de leur survol. L'axe +X/-X est orienté vers le Soleil : l'antenne parabolique grand gain se situe sur la face -X qui fait face au Soleil (et à la Terre lorsque la sonde spatiale se trouve proche de Jupiter). L'axe des panneaux solaires coïncide avec l'axe +Y/-Y. Les capteurs des instruments qui sont pointés vers les astres pour leurs observations (caméra JANUS, spectromètres MAJIS, UVS, SWI et altimètre GALA) et qui doivent être co-alignés sont installés sur un banc optique fixé sur la face -Z au sommet du cylindre et à l'opposé de la face (+Z) où se situent la propulsion principale et l'adaptateur qui sert d'interface avec le lanceur. Sur la face -Z sont également installés les instruments ayant besoin d'un large champ de vue : certains capteurs de PEP (NIM, JEI, JNA, JENI) et l'antenne radar de RIME. Les capteurs de RPWI et du magnétomètre JMAG sont installés à l'extrémité de perches pour les éloigner des sources de perturbation produites par l'électronique de la sonde spatiale. Deux capteurs de PEP (JDC et JoEE) sont fixés sur la face au zénith (+Z)[44].
Pour affronter lechamp magnétique intense de Jupiter, les organes les plus sensibles de la sonde sont abrités dans deux caissons fixés de part et d'autre de l'axe +X/-X le long du cylindre central. Les parois de ces caissons sont constituées d'unblindage d'environ 10 mm d'aluminium qui représente une masse totale de 80 kg. La sonde doit recevoir une dose de radiations ionisantes derrière son bouclier de 850grays mais est conçue pour résister à 1 500 grays.
La propulsion principale, qui est chargée des principales manœuvres (insertion en orbite autour de Jupiter puis de Ganymède), est réalisée à l'aide d'unmoteur-fusée à ergols liquides d'unepoussée de425 newtons. Elle est assistée par deux groupes de quatre petits moteurs-fusées de20newtons qui sont utilisés pour le contrôle d'attitude et peuvent se substituer au moteur principal en cas de défaillance de celui-ci. Enfin, deux groupes de six petits moteurs-fusées de dix newtons sont utilisés pour désaturer lesroues de réaction. Tous les moteurs utilisent la même combinaison d'ergols hypergoliques (NTO/MMH) qui sont mis sous pression par de l'hélium avant injection dans la chambre de combustion. Les ergols NTO/MMH sont stockés dans deux réservoirs en titane d'une capacité de 3 650 kg[45],[46].
L'électricité est fournie par despanneaux solaires orientables de très grande taille (85 m2) pour compenser l'éloignement du Soleil qui fournissent850 watts au niveau de Jupiter[47].
La sonde eststabilisée sur 3 axes ; lorsqu'elle est en orbite autour de Ganymède, elle est mise en rotation autour d'un de ses axes pour stabiliser son orientation.
Le système de télécommunications fonctionne enbande X etKa ; il utilise une antenne fixe grandgain de 2,54 mètres de diamètre et une antenne à gain moyen orientable. Des antennes à faible gain sont utilisées lorsque la sonde spatiale se trouve enmode survie[15].
Lesystème de régulation thermique deJUICE doit lui permettre de maintenir une température compatible avec la plage de fonctionnement des équipements aussi bien près du Soleil au niveau de l'orbite de Vénus (flux solaire de 3 300 W/m2) qu'au niveau de Jupiter (flux solaire de 46 W/m2). Il doit rejeter ou, au contraire, produire de la chaleur en tenant compte à la fois de la phase de vol (éloignement du Soleil), de l'orientation de la sonde spatiale (face exposée à la chaleur), du type d'équipement (degré de tolérance aux variations thermiques, producteur ou non de chaleur) et de son utilisation (lorsqu'un instrument fonctionne, il génère de la chaleur, mais lorsqu'il est au repos il doit être éventuellement réchauffé). La sonde spatiale doit pouvoir faire face aux longues éclipses (jusqu'à4,8 heures) une fois en orbite autour de Jupiter. Les capteurs des instruments ont des contraintes de température très variables. Les composants électroniques des instruments et les équipements assurant le support (télécommunications, ordinateurs embarqués…) qui sont placés dans les deux caissons blindés doivent quant à eux être maintenus dans une plage de température comprise entre−20 °C et +50 °C. Différentes stratégies sont mises en œuvre pour satisfaire ces différentes contraintes thermiques. La face de la sonde spatiale généralement tournée vers le Soleil (-X) est protégée des flux solaires élevés par l'antenne parabolique grand gain. Des tissusisolants multicouches entourent la plupart des équipements exposés dans l'espace ainsi que le corps de la sonde spatiale. Des résistances chauffantes sont installées un peu partout pour remonter si nécessaire la température. Certains instruments sont reliés via un matériau conducteur thermique à des radiateurs individuels pour dissiper la chaleur de leur électronique ou au contraire à des doigts de refroidissement. Dans les deux caissons blindés unfluide caloporteur circule dans un réseau de tubulures pour évacuer la chaleur excédentaire vers unradiateur placé sur une face de la sonde spatiale non exposée au Soleil[48]
| Événement | Date | Orbite |
|---|---|---|
| Lancement depuisKourou | 14 avril 2023 | |
| Survol Terre-Lune | 19-20 août 2024 | |
| Survol Vénus | 31 août 2025 | |
| Survol Terre | 29 septembre 2026 | |
| Survol Terre | 18 janvier 2029 | |
| Insertion en orbite autour de Jupiter | juillet 2031 | |
| Réduction altitude orbite | Juillet 2031 - juin 2032 | |
| Survols d'Europe (2) | Juillet 2032 | |
| SurvolsCallisto | Août 2032 - août 2033 | |
| Transfert vers l'orbite deGanymède | Novembre 2033 - novembre 2034 | |
| Insertion en orbite autour deGanymède | Décembre 2034 | |
| Étude de Ganymède depuis l'orbite | Décembre 2034 - septembre 2035 | |
| Fin de mission | Septembre 2035 |
La mission deJUICE comprend deux phases principales : le transit entre la Terre et Jupiter d'une durée de7,6 années et la phase scientifique dans le système jovien. Les missions vers les planètes externes, lorsque, comme dans le cas deJUICE, elles comportent une insertion en orbite, imposent l'emport d'une grande quantité d'ergols. La trajectoire a été optimisée pour limiter leur masse de manière qu'elle soit compatible avec la capacité d'emport du lanceurAriane 5 utilisé pour lancer la sonde spatiale. La deuxième contrainte qui a contribué à définir la trajectoire est la nécessité de réduire l'exposition de la sonde spatiale aux rayonnements des ceintures de radiation de Jupiter[49].
JUICE est lancée par une fuséeAriane 5 ECA, la version la plus puissante de ce lanceur dont c'est l'avant dernier vol. Desfenêtres de lancement ont été identifiées en 2022, 2023, 2024 et 2025. La fenêtre de lancement qui s'ouvre en permet de limiter la durée de transit à7,8 années, alors que celle-ci est de neuf ans pour les fenêtres suivantes. Pour que la trajectoire prévue puisse être réalisée, la Terre et Jupiter doivent être alignés, ce qui ne se produit que rarement et brièvement. La première opportunité de lancement depuisKourou a lieu le à14 h 15 CEST et d'autres fenêtres sont ouvertes jusqu'à fin avril. Au-delà de cette date, le lancement devra être reporté en août[50],[51]. La première tentative de lancement le est reportée au jour suivant en raison d'un risque d'éclairs. La fusée est purgée de ses ergols cryogéniques, hydrogène et oxygène liquides, avant un nouveau départ de son compte à rebours[52],[53]. Le, la fusée décolle du complexe ELA-3 duCentre spatial guyanais à12 h 14 min 36 s UTC. La trajectoire du lanceur est conforme à ce qui est attendu. La sonde se sépare quelques minutes plus tard d'Ariane 5 avec succès[54].
En attente de l'acquisition du signal, leCentre européen des opérations spatiales (ESOC) établit finalement le contact avecJUICE à13 h 4 min UTC[pertinence contestée] par l'intermédiaire de lastation de suivi de New Norcia, et la sonde spatiale achève le déploiement de ses panneaux solaires à13 h 33 min UTC (une étape critique de cette phase de la mission d'autant que ces panneaux solaires ont une envergure totale de27 mètres)[55]. Les paramètres orbitaux visés sont optimaux, la précision sur ledemi-grand axe atteint 100 m, alors que la marge acceptable est de 825 km. En conséquence, la manœuvre de correction de trajectoire qui était prévue est annulée, ce qui permet d'économiser du carburant donc de prolonger la mission. Le déploiement des antennes de la sonde spatiale est effectué, toutefois la sonde spatiale ne parvient à déployer complètement l'antenne de16 mètres utilisée par le radar RIME que sur un tiers de sa longueur. Les équipes au sol émettent l'hypothèse qu'une petite goupille située près du système de déploiement est à l'origine de ce blocage et qu'il suffirait de déplacer celle-ci de quelques millimètres pour permettre d'achever le déploiement de l'antenne. Elles prévoient d'effectuer une manœuvre permettant de secouer la sonde spatiale, suivie par plusieurs rotations pour libérer l'antenne[50]. L'antenne RIME est enfin déployée le[56].
Le lanceurAriane 5 n'est pas assez puissant pour lancer la sonde spatialeJUICE à une vitesse lui permettant d'atteindre Jupiter en suivant une trajectoire directe. Il faudrait un lanceur trois à quatre fois plus puissant pour fournir une vitesse qui lui permette de sortir dupuits gravitationnel à une vitesse suffisante. Aussi, pour rejoindre le système jovien,JUICE utilise à quatre reprises l'assistance gravitationnelle des planètes intérieures, entre 2024 et 2029. Chacune de ces manœuvres permet d'accroitre sa vitesse. La première, qui enchaine un survol de laLune et un de laTerre (une première spatiale), a lieu les et. La planèteVénus fournit la deuxième assistance gravitationnelle le. Enfin, la Terre (sans la Lune) est survolée le puis le. La sonde spatiale doit passer au plus près du Soleil lors de son survol de Vénus, à une distance de0,64unité astronomique de l'astre. Le système de contrôle thermique de la sonde spatiale est dimensionné en prenant en compte cette phase[49],[50].
La mission scientifique démarre dès l'entrée dans lesystème jovien.JUICE arrive dans celui-ci avec une vitesse de l'ordre de5,7 km/s. Pour limiter la quantité d'ergols nécessaire à l'insertion en orbite autour de Jupiter, la sonde spatiale survole d'abordGanymède à une distance de400 kilomètres et utilise sonassistance gravitationnelle pour réduire sa vitesse de300 m/s. Sept heures trente minutes plus tard, la sonde spatiale utilise sa propulsion principale pour réduire sa vitesse de900 m/s supplémentaires, ce qui lui permet de s'insérer sur une orbite elliptique très haute d'une période de272 jours autour de Jupiter (). L'excentricité de l'orbite est réduite à57 jours après avoir bouclé un premier tour en utilisant de nouveau l'assistance gravitationnelle de Ganymède, puis à36 jours en utilisant la même manœuvre. Ces manœuvres permettent également de modifier le plan orbital de la sonde spatiale par rapport au plan équatorial de Jupiter. L'inclinaison de celui-ci passe d'une valeur comprise entre 3 et 5° à l'entrée dans le système jupitérien à 0°. Une quatrième assistance gravitationnelle de Ganymède est utilisée pour transférer la sonde spatiale sur une orbite qui doit lui permettre de survolerCallisto de manière que l'assistance gravitationnelle de cette dernière permette le survol d'Europe[57].
La sonde effectue les deux seuls survols d'Europe prévus au cours de la mission immédiatement après le premier survol de Callisto. Pour que le survol d'Europe se passe dans les meilleurs conditions d'éclairement, il est nécessaire que la vitesse résultant du survol de Callisto soit très proche de ce qui est planifié (précision de quelques mètres par seconde)[58].
La sonde spatiale utilise l'assistance gravitationnelle de Callisto, puis de Ganymède et de nouveau de Callisto pour réduire sa vitesse par rapport à Callisto de 5 à4 km/s. Les trois survols suivants de Callisto sont utilisés pour accroître l'inclinaison par rapport au plan équatorial de Jupiter jusqu'à une valeur d'environ 26°, ce qui permet d'étudier l'environnement de Jupiter et sa région polaire. Trois nouveaux survols de Callisto sont utilisés pour ramener le plan orbital deJUICE dans le plan équatorial de Jupiter, incliner son orbite autour de Jupiter, et effectuer une dizaine de survols de Callisto[59].
La vitesse relative à Ganymède deJUICE est d'environ3,8 km/s et la sonde spatiale ne dispose par de suffisamment d'ergols pour s'insérer dans ces conditions en orbite autour de Ganymède. La sonde spatiale doit d'abord réduire sa vitesse en utilisant successivement l'assistance gravitationnelle de Ganymède, puis de Callisto, et une nouvelle fois de Callisto. Sa vitesse relative a alors chuté à1,6 km/s. Une dernière assistance gravitationnelle de Callisto est utilisée pour ajuster l'angle du plan orbital autour de Ganymède avec la direction du Soleil. Ces manœuvres s'échelonnent sur une durée de11 mois et cette période est mise à profit pour étudier le plasma et la magnétosphère entre les lunes[60].
Enfin, la sonde se place sur différentesorbites polaires autour de Ganymède. Durant une première phase de30 jours, la sonde circule sur une orbite elliptique de 10 000 × 200 km, puis90 jours sur une orbite circulaire de 5 000 km. La sonde spatiale réduit ensuite son orbite à 10 000 × 200 km et étudie la lune depuis celle-ci durant une période de30 jours. Une nouvelle manœuvre la place sur une orbite circulaire de 500 km d'où elle étudie Ganymède durant102 jours. Enfin, la sonde spatiale se place sur une orbite circulaire de 200 km pour une durée de30 jours. La mission principale s'achève en[61],[62].
Il est prévu que 1,4gigabits de données soient transmises quotidiennement à lastation terrienne de Malargüe. Les données collectées durant l'ensemble de la mission primaire se répartissent de la manière suivante en volume : étude de Ganymède avant l'insertion deJUICE en orbite autour de la lune (6 %) et après son insertion en orbite (24 %), étude des zones actives de la lune Europe (10 %), étude de Callisto en tant que représentant des formes primitives du système jovien (14 %), caractéristiques de l'atmosphère de Jupiter (21 %), étude de la magnétosphère de Jupiter (21 %) et étude du système de satellites et des anneaux de Jupiter (4 %)[24].
Les données scientifiques collectées parJUICE sont collectées par desstations au sol réparties sur l'ensemble de la planète et transmises au centreESOC situé enAllemagne. Les données brutes sont étalonnées et converties dans un format utilisable par les équipes scientifiques attachées à chaque instrument. Elles sont mises au standard permettant leur stockage dans la base de données de l'Agence spatiale européenne gérée par l'établissementESAC situé enEspagne. Les données sont mises à disposition de l'ensemble de la communauté scientifique qui les utilise pour faire progresser la science planétaire et planifier de nouvelles missions[63].
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Instrumentation scientifique
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Genèse de la mission
Missions spatiales vers Jupiter | ||
|---|---|---|
| Orbiteurs |
|  |
| Sondes atmosphériques | Galileo (1989) | |
| Survols |
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| Projets |
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| Projets annulés | ||
| Voir aussi | ||
| Les dates indiquées sont celles de lancement. | ||
| Lanceurs | |||||||||||||
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| Programme spatial habité | |||||||||||||
| Satellites scientifiques |
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| Satellites d'application |
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| Principales participations |
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| À l'étude | |||||||||||||
| Projets abandonnés | |||||||||||||
| Établissements | |||||||||||||
| Programmes | |||||||||||||
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| Articles liés | |||||||||||||
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