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FUSE
Télescope spatial

Le télescope FUSE en cours de préparation.

Données générales

Organisation	NASA,APL,CNES (5%),ASC (5%)
Programme	Explorer - Midex
Domaine	Télescope ultraviolet
Statut	Mission achevée
Autres noms	Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer, Explorer 77
Lancement	24 juin 1999
Lanceur	Delta II 7320
Fin de mission	18 octobre 2007
Identifiant COSPAR	1999-035A
Site	[1]

Caractéristiques techniques

Masse au lancement	1 400 kg

Orbite

Orbite	Orbite basse
Altitude	746 à 760 km
Période de révolution	99,9 min
Inclinaison	25°

Télescope

Type	Miroir parabolique
Diamètre	~ 39 cm x 35 cm (x4)
Superficie	De 20 à 80 cm²
Focale	2,245 m
Champ	4" x 20" à 0,5"
Longueur d'onde	Ultraviolet lointain (90,5-119,5 nm)

Principaux instruments

FUVS	Spectrographe

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Letélescope spatial FUSE, acronyme enanglais deFar Ultraviolet Spectroscopic Explorer (Explorateur spectroscopique en ultraviolet lointain) est untélescope spatial de laNASA, développé et géré par l’université Johns Hopkins (Baltimore,Maryland,États-Unis) avec une petite participation de l’Agence spatiale canadienne et duCNES français. De 1999 à 2007, lespectrographe de FUSE a été utilisé pour produire desspectres électromagnétiques dans le domaine de l’ultraviolet lointain (de 90 à 120nanomètres). Ces mesures ont permis notamment d’évaluer le rapportdeutérium/hydrogène caractéristique importante dumodèle cosmologique, de mesurer les caractéristiques et la distribution des gaz chauds de laVoie lactée ainsi que de l'hydrogène moléculaire présent dans l'espace interstellaire. Lesatellite, lancé le24 juin 1999, s'est arrêté de fonctionner en 2007 à la suite de la défaillance de son système decontrôle d'attitude.

Lestransitions électroniques des atomes et molécules les plus abondants dans l'univers (hélium,hydrogène) se traduisent par l'émission dephotons dans la partie duspectre électromagnétique située dans l'ultraviolet. C'est dans cette partie du spectre que se trouvent notamment les transitions dudeutérium, de grande importance dans le domaine de lacosmologie, la majeure partie de celles de l'hydrogène moléculaire qui permettent de tracer les phases initiales de la formation desétoiles et desplanètes ainsi que les transitions de l'ionoxygène VI qui permettent de détecter les gaz chauds éjectés par les explosions desupernovae noyées dans lehalo galactique^[1].

Le rayonnement ultraviolet est filtré par l'atmosphère et ne peut donc être observé que par des instruments positionnés dans l'espace. Or les télescopes spatiaux qui existaient dans les années 1990, comme letélescope spatial Hubble, sont pratiquement insensibles aux longueurs d'onde inférieures à 1150 Å. De 1972 à 1982, le satelliteCopernicus a exploré avec des capacités limitées ce domaine spectral en fournissant des données essentielles sur le milieu interstellaire diffus. Par la suite, des observations limitées ont été effectuées avec des instruments embarqués sur les sondes spatialesVoyager ou dans le cadre de missions de lanavette spatiale américaine (instrumentsHUT,ORFEUS etIMAPS). Le télescope FUSE a été développé pour couvrir ce domaine peu étudié jusque-là avec une sensibilité 10 000 supérieure à celle de Copernicus^[1].

FUSE est rattaché auprogramme Origins de laNASA dont l'objectif est d'étudier les processus physiques associés à la naissance et à l'évolution desétoiles, desgalaxies et de l'univers. Les principaux objectifs assignés à FUSE sont^[2] :

• mesurer la quantité dedeutérium existant dans l'univers. Cetisotope de l'hélium est créé au moment de lanucléosynthèse primordiale au moment duBig Bang et est progressivement détruit par lesnucléosynthèses stellaires. La mesure de son abondance est une méthode permettant de tester lemodèle cosmologique.
• mesurer la transition de l'oxygène O VI dans laVoie lactée et son halo pour déterminer la distribution et les caractéristiques physiques des gaz chauds au sein de notre galaxie. L'objectif final est de mieux comprendre comment la matière et l'énergie sont transférées dans la galaxie.
• mesurer la distribution et les caractéristiques de l'hydrogène moléculaire présent dans l'espace interstellaire.

FUSE est 77^e mission duprogramme Explorer, qui regroupe les missions spatiales scientifiques à cout modéré de l'agence spatialeaméricaine, laNASA. Au sein de ce programme il s'agit d'une mission de la classeMedium-class Explorers (MIDEX) dont le cout ne doit pas dépasser théoriquement 180 M$. La NASA a confié le développement du satellite au laboratoireAPL de l'Université Johns Hopkins situé àBaltimore. Celui-ci gère également lecentre de contrôle du satellite. L'université de Berkeley réalise le système de détection et l'Université du Colorado lespectrographe. L'agence spatiale française, le CNES, fournit lesréseaux de diffraction duspectrographe tandis que l'Agence spatiale canadienne développe le senseur fin d'erreur du télescope. France et Canada reçoivent en échange 5 % du temps total d'observation (250 orbites d'observation au cours de la première année, sur un total de 850 pour trois ans pour la France^[3], le Canada ayant produit pour sa part, en décembre 2008, environ 17 % de toutes les publications scientifiques portant sur la mission^[4].). La station de réception au sol sera à Warren Moos dans l'ile dePorto Rico. Le cout final du projet est évalué à 250 millions de dollars américains.

FUSE comprend deux sous-ensembles : laplateforme qui regroupe les équipements permettant de faire fonctionner le satellite et lacharge utile qui doit remplir les objectifs assignés au satellite. FUSE a une masse totale de 1 360 kg dont 580 kg pour la plateforme et 780 kg pour la charge utile. Le satellite a la forme d'un parallélépipède de 1,2 m x 1,8 m x 5,5 m.

L'instrument de FUSE couvre l'ensemble du spectre de l'ultraviolet lointain de 905 à 1195 Å. Il comprend unsystème optique constitué de quatre miroirs paraboliques qui fait converger la lumière, unspectrographe utilisant unréseau de diffraction. Dans le domaine spectral de l'ultraviolet lointain, les systèmes optiques ne réfléchissent les photons très énergétiques que lorsque ceux-ci arrivent sous desincidences rasantes. FUSE utilise des miroirs recouverts de nouveaux revêtements de surface qui améliorent laréflectivité des miroirs utilisés pour faire converger les photons ultraviolets. Quatre miroirs paraboliques primaires sont utilisés pour obtenir une surface collectrice suffisamment importante (de20 à 80 cm² en fonction de lalongueur d'onde). Deux sont recouverts d'un revêtement decarbure de silicium qui permet une réflectivité de 32 % sur pratiquement l'ensemble du spectre observé tandis que les deux autres reçoivent un revêtement combinantaluminium etfluorure de lithium avec une réflectivité doublée mais limitée aux longueurs d'onde supérieures à 1030 Å. La longueur focale est de 2,245 m.

Lesphotons réfléchis par les miroirs primaires passent ensuite par une des quatre fentes d'entrée disponibles :

• 1,25 × 20 " (seconde d'arc) permettant unerésolution maximale même lorsque l'image du télescope est de mauvaise qualité, avec une transmission de 65% (HIRS) ;
• 4" × 20" avec surface effective maximale et une transmission de 95 % (MDRS);
• 30" × 30" pour l'étude des objets étendus à plus faible résolution (LWRS) ;
• 0,5" pour les objets extrêmement brillants, avec une transmission de 10 % (PINH)

Le faisceau lumineux traverse ensuite quatre réseaux de diffraction (autant que de miroirs primaires) qui transforment la lumière incidente en unspectre électromagnétique avec unerésolution spectrale proche de 30 000. Lesréseaux de diffraction sont montés sur uncercle de Rowland de 1 652 mm de diamètre et sont tracés parholographie sur dessubstrats sphériques pour corriger les aberrations du spectrographe. Les réseaux de diffraction reçoivent des revêtements similaires à ceux des miroirs primaires. La lumière issue des quatre canaux arrive sur deux détecteurs. La lumière qui ne passe par les fentes est exploitée par des senseurs fins FES (Fine Error Sensor) ayant un champ optique de 20' × 20' capables de détecter des étoiles demagnitude apparente égale à 16 et qui sont chargés du pointage fin du télescope avec une précision de 0,5seconde d'arc.

Le satellite est placé en orbite, le24 juin 1999, par une fuséeDelta II 7320 lancée depuisCape Canaveral. La durée de la mission fixée initialement à 3 ans est prolongée. Endécembre 2004, un problème touchant le système decontrôle d'orientation (panne de la troisièmeroue de réaction) interrompt les opérations, qui reprennent courant2005 mais le satellite subit une série de nouvelles pannes. En mai 2007, la dernière roue de réaction cesse de fonctionner et après l'échec des tentatives de réparation, le satellite est mis hors service le18 octobre 2007. Il devrait effectuer sarentrée atmosphérique vers 2037^[5].

Parmi les résultats obtenus par FUSE au bout de 6 années d'observation en 2006 :

• mesure de la quantité dedeutérium présente en différents endroits de laVoie lactée ce qui a permis de mettre au point une théorie concernant l’hétérogénéité observée (la quantité observée va de 5 et 23 parts par million) qui contredisait les hypothèses dumodèle cosmologique^[6]
• première observation d'azote moléculaire dans l'espace interstellaire^[7]
• observation de millions decomètes en cours d'évaporation dans le disque stellaire de l'étoileBeta Pictoris avec une surabondance decarbone^[8].
• mesure de la quantité d'hydrogène moléculaire présente dans l'atmosphère deMars ainsi que les ratios des combinaisons molécules associées (hydrogène,eau lourde,Deutérure d'hydrogène,vapeur d'eau) permettent d'émettre l'hypothèse qu'un océan profond a pu exister sur la planète il y a 3,5 milliards d'années (cette hypothèse n'a pas été corroborée par les observations de Mars réalisées ultérieurement par d'autres instruments)^[8].

• (en) Brian Harvey,Discovering the cosmos with small spacecraft : the American Explorer program, Cham/Chichester, Springer Praxis,2018(ISBN 978-3-319-68138-2)
  Histoire duprogramme Explorer.

• Copernicus Télescope ultraviolet prédécesseur de FUSE

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