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12 octobre 2017 4 12 /10 /octobre /2017 18:00

 

Satellite - Pleiades - Pleiades - Guitare - Argentine - Quiz - Pedro Martin Ureta - Earth observation - Pampa - Cordoba - Graciela Yrairoz

Le quiz du mois de septembre : la guitare géante vu par le satellite Pléiades en 2016.
Copyright CNES - Distribution Airbus DS

 

C’est Marie-Pierre qui a trouvé la bonne réponse en premier. Bravo !

Fanny, Cycy et, après la publication de l’indice, ont également identifié l’image du quiz du mois de septembre.

Nous sommes en Argentine, au cœur de la pampa (la « plaine »), un paysage composé de prairies, savanes et brousses, presque dépourvu d’arbres, une zone de près de 750000 km2 couvrant les provinces argentines de Buenos Aires, La Pampa, Santa Fe, Córdoba, l'Uruguay et le Rio Grande do Sul au Brésil.

Très précisément, la guitare est située au sud de la province de Córdoba, à environ 270 km au sud de la capitale régionale Córdoba, la deuxième ville du pays après Buenos-Aires. Rio Cuarto est à environ 90 km au nord-nord-ouest et Laboulaye à 63 km au sud-est. C’est une région agricole très fertile qui produit par exemple presque la totalité des cacahuètes récoltées en Argentine, le premier exportateur mondial. La région produit également du soja et du maïs.

Sur Google Earth ou Google maps, vous trouverez cette alignement d’arbres qui reproduit fidèlement la forme d’une guitare à 33,87° de latitude sud et 63,99° de longitude ouest. C’est vraiment la limite avec trois autres provinces : la région de Pampa, celle de San-Luis et celle de Buenos Aires.

Cet aménagement surprenant mesure plus d’un kilomètre longueur et est constitué de presque 7000 arbres, surtout des cyprès et des eucalyptus. C’est un des exemples les plus spectaculaires de land-art, la technique consistant à composer des formes dans un environnement naturel.


 

Satellite - Pleiades - Pleiades - Guitare - Argentine - Quiz - Pedro Martin Ureta - Earth observation - Pampa - Cordoba - Graciela Yrairoz

Un extrait en haute résolution de l’image Pléiades du ranch en forme de guitare.
Copyright CNES - Distribution Airbus DS

 

Hommage visible depuis le ciel

Pedro Martin Ureta a aménagé son ranch ainsi pour rendre hommage à son épouse Graciela Yrairoz. Elle était passionnée de guitare et ce sont le relief et les formes géométriques vues d’avion qui lui ont donné l’idée de faire quelque chose de très spectaculaire…

Elle est décédée en 1977 à l’âge de 25 ans d’une rupture d’anévrisme. Pour lui rendre hommage, son époux a décidé de transformer son rêve en réalité…

 

Histoire d'amour

Quelques années après sa disparition, Pedro Martin Ureta et ses enfants se sont finalement lancés dans le projet titanesque de réaménagement de la ferme familiale. Les proportions sont respectées et le choix des essences permet de jouer également sur les couleurs. J’ignore quel modèle l’a inspiré mais ce n’est pas une Gibson SG.

 

Le son et la lumière : Angus Young et Thomas Young

Cette image étonnante d’un instrument de musique donne invite à se poser quelques questions sur le son et à la lumière. Quelles sont les similitudes et les différences entre ces deux phénomènes physiques ?

Vous trouverez beaucoup de sites pédagogiques abordant ces questions. Je m’inspire ici d’un texte de Bernard Valeur et Alexandre Garcia qui m’a paru très clair. Je l’ai trouvé sur le site de l’ESPCI (Ecole Supérieure de Physique et de Chimie Industrielle) et je vous recommande sa lecture. Il y en a d’autres que je liste à la fin de cet article.

 

Des ondes, des vibrations ?

Dès l’antiquité, on comprend la nature vibratoire du son. Mais il faut attendre la fin du 17ème siècle et Huygens pour qu’une l’hypothèse similaire soit proposée pour la lumière. Elle n’est pas admise facilement… C’est seulement au 19ème siècle que Thomas Young, Augustin Fresnel et James Clerk Maxwell démontrent le caractère ondulatoire de la lumière.

A l’époque, on a du mal à admettre qu’une onde puisse se propager dans le vide… Pour retomber en terrain connu, on admet l’existence de l’éther, un milieu porteur invisible.

C’est Albert Einstein qui montrera que la lumière, un sous-ensemble des ondes électromagnétiques, se propage dans le vide.

 

Dans l’espace, personne ne vous entend crier…

Bizarrement, dans le premier volet de la saga Alien, le monstre auquel est confrontée Sigourney Weaver reste longtemps invisible mais il fait du bruit. Le sous-titre de l’affiche du film réalisé par Ridley Scott est plus conforme aux lois de la physique. Dommage pour les fans des effets sonores dans Star Wars…

Finalement, c’est là que réside la différence principale entre les ondes acoustiques et les ondes lumineuses : les ondes acoustiques sont des vibrations mécaniques qui nécessitent un support pour se propager. Les ondes lumineuses et plus généralement les ondes électromagnétiques (rayons X, ondes radio, rayons Gamma, etc.) se propagent dans le vide.

 

Eclair et tonnerre : combien de secondes ?

Une autre différence majeure est la vitesse de propagation : le son se propage dans l’air à environ 340 mètres par seconde dans les conditions normales.  

Vous vous souvenez des westerns où les indiens collent leur oreilles sur le rail de chemin de fer ? La vitesse du son varie beaucoup selon le milieu et sa température, par exemple 1480 m/s dans l’eau, 5300 m/s dans le verre et jusqu’à 5900 m/s dans l’acier. Cela explique aussi quelques curiosités de fonctionnement des sonars et de la propagation des ondes acoustiques sous la mer, avec la fameuse thermocline utilisée par le commandant d’octobre rouge pour échapper à ses chasseurs : la propagation d’une onde acoustique dépend de la compressibilité (c'est-à-dire l’aptitude à reprendre la forme originale après déformation) et la masse volumique du milieu, caractéristiques qui varient elles-mêmes avec la température et la pression.

 

A la vitesse de l’éclair

Dans l’air et dans le vide, la lumière va presque un million de fois plus vite que le son.

Il n’est donc pas étonnant de voir un éclair parfois plusieurs secondes avant d’entendre le bruit du tonnerre.

La vitesse de propagation de la lumière dans le vide est de 299 792 458 m/s. C’est une constante physique notée c (pour célérité). Cela fait à peu près un milliard de kilomètres par heure (on ne va pas chipoter pour 80 millions de km/h !)

Si vous voulez vous souvenir de la valeur exacte, retenez la phrase « La constante lumineuse restera désormais là, dans votre cervelle... » (vous avez trouvé le truc ?)

 

Voir loin, c’est du passé…

La lumière met ainsi environ 8 minutes pour parcourir le trajet soleil-terre : cela nous laissera quelques minutes de répit le jour où le soleil s’éteindra…

La vitesse de la lumière varie aussi avec le milieu : 225000 km/s dans l’eau, 195000 km/s dans le verre.

 

Si vous devez ne retenir qu’une formule…

Elle est unique et pourtant c’est une formule Lambda… Très simple : une multiplication ou une division selon qu’on parle de fréquence ou de période.

 

Lumière et son - Acoustique - AC-DC - AC/DC - Angus Young - Brian Johnson - Hard rock- Let there be rock, sound - Stade de France - Lambda = cT - Lambda = c/f

Lambda = c.T = c/f : la relation simple entre longueur d’onde et fréquence ou période d’une onde.
Image de fond : AC-DC en concert au stade de France en juin 2010. Crédit image : Gédéon

 

La période, notée T et mesurée en secondes, est l’intervalle de temps séparant deux états vibratoires identiques et successifs d’un point du milieu dans lequel l’onde se propage.

La fréquence, mesurée en Hertz (ou s-1) est le nombre de périodes par unité de temps (f=1/T).

La longueur d’onde, mesure en mètres) est la distance parcourue par l’onde pendant une période.

Cette équation apparemment simple a beaucoup d’applications, par exemple quand on s’intéresse aux interférences, qu’il s’agisse d’interférométrie radar, de haut-parleurs directionnels, d’antennes linéaires de sonars ou de réseaux en astrométrie…

 

Let there be light, sound…

Cette formule met également en évidence une autre différence entre les sons audibles et la lumière visibles : les ordres de grandeurs des longueurs d’onde et des fréquences. Angus Young et ses camarades, malgré leur grand âge, continuent à produire les deux de manière abondante…

Dans l’air, les longueurs d’ondes des sons audibles (sauf pour le malheureux Brian Johnson) varient entre 1,7 cm (pour les fréquences les plus élevées) à 17 m (pour les plus basses). Accessoirement, si vous aimez les « bons gros sons », achetez-vous de vraies enceintes : pour cuisiner de bonnes basses, il faut une grosse marmite… Cela explique aussi pourquoi les systèmes « home cinema » ne sont équipés que d’un caisson de basses : ces hauts parleurs sont peu directionnels et l’effet stéréo est faible. C'est un peu pareil pour les miroirs des télescopes des satellites à haute résolution.

Les longueurs d’onde de la lumière visible (celle que l’œil humain peut voir) varient approximativement entre 0,4 et 0,7 µm. En dessous, c’est le domaine de l’ultraviolet, des rayons X et des rayons Gamma. Au-dessus, c’est l’infrarouge puis les micro-ondes (quelques cm de longueur d’onde pour les fréquences utilisées sur les satellites radar et les ondes radio (hertziennes).

 

Des extrêmes qui se rejoignent ?

A l’extérieur du spectre visible et audible, on peut retrouver des longueurs d’onde proches : certains ultrasons ont des longueurs d’onde similaires à la lumière visible ou infrarouge mais il s’agit de phénomènes vibratoires totalement différents (pensez à leur vitesse ou au milieu de propagation).

Dans un prochain article, je reviendrai sur les gammes de fréquences et de longueurs d’onde et la terminologie employée en observation de la Terre et en télédétection. C’est une autre histoire…

 

Bruit blanc, lumière blanche : un large spectre

En dépit des différences entre le son et la lumière, il est frappant de constater que de nombreux phénomènes physiques mettent en évidence les caractéristiques communes des phénomènes ondulatoires (la réflexion, la réfraction, la diffraction et les interférences) et les applications pratiques (sonar ou lidar, échographie, mesures par effets Doppler, taille des miroirs de télescopes et des membranes de haut-parleurs, etc.).

 

En savoir plus :

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12 août 2014 2 12 /08 /août /2014 23:44

ATV-5 - Fly under - ISS L’ATV-5 George Lemaître photographié le 8 août 2014 depuis la Station Spatiale Internationale
pendant les manœuvres dites « fly-under », à une altitude légèrement inférieure (7 km)
à celle de l’ISS. Crédit image : ESA

 

En plein dans le mille…

Le 12 août, malgré le pic d’étoiles filantes des Perséides, ce n’étaient pas seulement les météores qui intéressaient les passionnés d’espace.

Mardi 12 août 2014 : c’était le jour J pour le cinquième et dernier ATV (Automatic Transfer Vehicle) de l’ESA, baptisé George Lemaître : à 13h30 UTC, exactement à l’heure prévue, l’ATV-5 s’est parfaitement amarré à la station spatiale internationale (ISS).

Le bon déroulement des opérations peut donner une impression de « routine » ou de simplicité apparente (on dirait que rien ne bouge…)

Détrompez-vous : ce rendez-vous, l’amarrage, ou « docking », est une des étapes les plus critiques de la mission de l’ATV, avec, par exemple, près de 150 de personnes sur le pont dans la salle de contrôle de l’ATV (ATV-CC), installée au CNES à Toulouse.

 

ATV-5 - Lemaître - Docking - Rendez-vous ISS - AmarrageUne image du centre de contrôle ATV-CC au CNES Toulouse prise quelques minutes avant l’amarrage
réussi l’ATV George Lemaître. L’ISS n’est plus qu’à 11 mètres. Rien ne semble bouger, à 28000 km/h…
Crédit image : Gédéon

 

A 410 km au-dessus de nos têtes, de très belles photographies ont également été prises par l’équipage de l’ISS. Voici un exemple de photographie que l’Astronaute Reid Wiseman a posté le 12 août sur son compte twitter (#astro_reid).

 

Rendez-vous ATV-5 - Docking - Reid Wiseman -12-08-2014

George Lemaître au rendez-vous avec l’ISS.

Photographie prise le 12 août 2014 par l’astronaute Reid Wiseman.

 

Une photo très spectaculaire de l’amarrage de l’ATV-3 prise par l’astronaute américain Don Pettit en mars 2012 avait déjà servi pour un quiz du blog Un autre regard sur la Terre.

 

Rencontre du cinquième type pour Zvezda : un rendez-vous avec George, ça se prépare...

Pour permettre cette nouvelle réussite, plusieurs autres « étapes » ont été nécessaires depuis le lancement de l’ATV-5 Georges par une fusée Ariane en juillet 2014 pour préparer ce docking automatique à l’ISS. L’objectif : amener progressivement le cargo européen sur la même orbite que celle de la station spatiale internationale.

Par rapport à la mise à poste « classique » d’un satellite, en orbite basse ou en orbite géostationnaire, la difficulté des manœuvres de rendez-vous de l’ATV vient du fait que la destination visée est elle-même un vaisseau spatial qui se déplace à environ 28000 km/h sur sa propre orbite. On parle ainsi de manœuvre de « phasage ». Le fait que ce vaisseau spatial soit habité a amené à définir une procédure très particulière, destinée à assurer à tout moment la sécurité de l’équipage de l’ISS. Je vous renvoie à un article sur l’ATV-2 pour des explications plus détaillées sur cette procédure. Si nécessaire, l’ATV peut se mettre sur une des quatre orbites de « parking » à 1000 ou 2000 km devant ou derrière l’ISS. En cas de problème amenant l’équipage de l’ISS à interrompre la phase ultime du rendez-vous, l’ATV se place sur une orbite d’attente avant une nouvelle tentative de docking effectuée deux jours plus tard.

 

Changement d’altitude, changement de vitesse pour l’ATV

Pour la mission VA-216, la fusée Ariane 5 ES a mis l’ATV George Lemaître sur une orbite à une altitude de 270 km et une inclinaison de 51°, avec une très bonne précision par rapport au cahier des charges.

51°, c’est l’inclinaison de l’orbite de la station spatiale internationale, mesurée par rapport au plan de l’équateur. Un autre article sur l’ISS explique comme la diplomatie a influencé ce choix étonnant.

Par contre, l’altitude à laquelle Ariane 5 a injecté l’ATV-5 en orbite, à 270 km, est inférieure à celle de l’ISS, à une altitude d’environ 410 km, au moment du rendez-vous du 12 août. Après les vérifications de bon fonctionnement de l’ATV-5, toute une série de manœuvres de changement d’orbite de l’ATV ont été effectuées.

 

ATV - ATV-5 - Fly-under sequence - George Lemaître - ATV-CC - Centre de contrôle - CNES - ESASéquence de manœuvres pour le rendez-vous et pour la phase « fly under » de
l’ATV-5 George Lemaître. Crédit image : ESA

 

Pour cette dernière mission, il y avait une nouveauté : dans la nuit de vendredi à samedi, une manœuvre de « fly-under », c’est-à-dire un passage sous la station spatiale, destiné à tester de nouveau capteurs. C’est l’expérience LIRIS (Laser InfraRed Imaging Sensor) avec 3 caméras qu’on voit très bien à l’avant de l’ATV-5 et qui n’existaient pas sur les versions précédentes. L’ATV ne disposant pas d’une capacité de transmission suffisante, les images sont enregistrées à bord : il faudra attendre le retour d’un Soyouz pour les voir…

 

ATV-5---Cameras-LIRIS---ESA-Logo---George-LemaitreA gauche, les trois optiques des caméras de l’expérience LIRIS bien visibles à l’avant de l’ATV-5
George Lemaître près du logo ESA. A droite, à titre de comparaison, une photographie de l’ATV-4
juste avant le docking. Crédit image : ESA

 

Le b.a.-ba des manœuvres orbitales

Ce dernier rendez-vous d’un ATV est donc l’occasion de parler un peu des manœuvres orbitales de manière générale.

Une planète, un satellite ou une sonde spatiale en orbite n’est soumis qu’à la force gravitationnelle de l’objet, étoile ou planète, autour duquel il tourne. Aucun système de propulsion n’est nécessaire pour assurer ce mouvement : c’est tout simplement une chute libre, avec une vitesse initiale qui détermine la trajectoire.

Néanmoins, pendant la phase de mise en orbite, au cours des opérations normales ou en fin de vie, il est souvent nécessaire d’effectuer des changements d’orbite ou de compenser les différentes perturbations qui peuvent affecter l’orbite nominale. Par exemple, l’ISS ne peut rester longtemps sur son orbite à 400 km à cause du frottement atmosphérique résiduel. C’est d’ailleurs une des fonctions de l’ATV de procéder à des opérations de « reboost » pour remonter son altitude. Le premier reboost effectué par George Lemaître est prévu fin août.

Qu’il s’agisse de satellite d’observation de la terre héliosynchrone, de mise à poste d’un satellite de télécommunication sur l’orbite géostationnaire, de manœuvres des sondes Rosetta ou Gaia, ou enfin de désorbitation ou de transfert sur une orbite « cimetière », les manœuvres orbitales et les changements d’orbite sont au cœur des opérations spatiales et reposent sur quelques principes simples. Là aussi, le diable est dans les détails.

Je vais essayer de présenter quelques bases. Le défi : ni formule, ni équation… Ou alors une toute petite pour conclure!

 

De Kepler à Tsiolkovski : changer la vitesse pour changer d’orbite

Delta V… C’est certainement une des expressions les plus utilisées par les spécialistes de mécanique spatiale, « flight dynamics » en anglais. Cela résume bien le mécanisme de base des manœuvres orbitales : changer la vitesse d’un vaisseau spatial pour changer son orbite.

Pourquoi ? Un petit rappel des lois de Kepler ne fera pas de mal.

 

Les lois de Kepler, ça ne peut que plaire...

Johannes Kepler, c’est le nom de baptême du deuxième cargo automatique ATV lancé en 2011. C’est surtout un grand savant qui a formalisé le mouvement des planètes autour du soleil. Les lois qu’il a formulées ont une portée très générale : elles s’appliquent au mouvement de tout objet subissant l’attraction gravitationnelle d’un autre corps. Je les présente ici dans le cas de satellites en orbite autour de la Terre.

Il y a trois lois de Kepler :

  • Première loi : les satellites parcourent des trajectoires elliptiques dont la Terre occupe un des foyers. Pour la plupart des satellites, on choisit des orbites quasiment circulaires mais ce n’est pas systématique.
  • Deuxième loi (loi des aires) : la vitesse d’un satellite devient donc plus grande lorsque le satellite se rapproche de la Terre. Elle est maximale au périgée et minimale à l’apogée. Les aires balayées pendant une période donnée par le segment reliant le satellite à la Terre sont constantes. Cette propriété est utilisée par certains satellites de télécommunications ou de surveillance (alerte) sur des orbites très elliptiques pour rester longtemps au-dessus d’une même région du globe.
  • Troisième loi (loi des périodes) : elle indique la relation entre la période de révolution et le demi-grand axe de l’ellipse parcourue par le satellite. Le carré de la période T est proportionnel au cube du demi-grand axe.

C’est donc en appliquant des variations de vitesse en certains points particuliers de l’orbite que sont modifiées les caractéristiques de l’orbite au cours des principales manœuvres spatiales.

 

Accélérer pour ralentir

Par exemple : augmenter la vitesse à l’apogée d’une orbite elliptique va… augmenter l’altitude du périgée et contribuer à circulariser l’orbite. C’est par exemple ce qui est fait pour mettre un satellite géostationnaire sur son orbite définitive après le lancement : Ariane 5 l’injecte sur une orbite très elliptique (dite GTO pour orbite de transfert géostationnaire). Plusieurs impulsions du moteur d’apogée du satellite vont progressivement circulariser l’orbite.

J’ai déjà évoqué dans d’autres articles les manœuvres de transfert de Hohman qui permettent de passer d’une orbite circulaire à une autre orbite circulaire, avec deux impulsions successives.

 

Delta V - manoeuvres orbitales - apogée - périgée - JP Penot - CNESOrbites circulaires et orbites elliptiques. Illustration des manœuvres orbitales
créée par Jean-Pierre Penot et Bernard Nicolas pour le CNES.

 

Les changements d’altitude de l’ATV sont réalisés avec des variantes de ses manœuvres élémentaires. Les pages du site Internet de l’ESA ou le blog de l’ATV vous donneront tous les détails sur la série de manœuvres effectuées par George Lemaître depuis son lancement.

En voici quelques exemples extraits du blog ATV de l’ESA (date et heure, nom de la manœuvre, variation de vitesse recherchée, durée) :

  • Lundi 11/08/2014 20:34 UTC, TB-3, 2,87 m/s
  • Lundi 11/08/2014 19:44 UTC, TB-2, 8.48 m/s
  • Lundi 11/08/2014 18:56 UTC, TB-1, 3.70 m/s
  • Dimanche 10/08/2014 04:50 UTC, TA-3 1, 3.78 m/s (durée 177 s)
  • Dimanche 10/08/2014 04:05 UTC, TA-2, 5.197 m/s (durée 99 s)
  • Dimanche 10/08/2014 03:19 UTC, TA-1, 3.3 m/s (durée 62 s)
  • Vendredi 08/08/2014 14:58 UTC, 2.54 m/s
  • Vendredi 08/08/2014 14:16 UTC, 2.63 m/s
  • Jeudi 07/08/2014 14:40 UTC, TV3-2
  • Jeudi 07/08/2014 14:17 UTC, TV3-1
  • Jeudi 07/08/2014, TV2-2, 6.69 m/s
  • Jeudi 07/08/2014, TV2-1, 6.7 m/s
  • Mardi 05/08/2014 15:20, 2ème jeu de manœuvre Mid-course burns, 1.44 m/s (186 s)
  • Mardi 05/08/2014 12:35, 2ème jeu de manœuvre Mid-course burns, 1.44 m/s (187 s)
  • Samedi 02/08/2014 12:20, 1er jeu de manœuvre 1.75 m/s (33 s)
  • Samedi 02/08/2014 11:42, 1er jeu de manœuvre Mid-course burns, 1.77 m/s (34 s)

 

Comment sont réalisés ces changements de vitesse ?

Ici, Isaac Newton prend la suite de Kepler avec sa seconde loi et le principe fondamental de la dynamique : changer la vitesse, c’est accélérer ou freiner. Cela veut dire appliquer une force à un objet. C’est vrai pour un changement de la valeur de la vitesse (+11 m/s par exemple) ou un changement de la direction (une inclinaison de +5° par exemple).

Sachez que les changements d’inclinaison du plan orbital sont des manœuvres très coûteuses en carburant : même si la valeur absolue de la vitesse ne change pas, le delta V lié au changement d’orientation du vecteur-vitesse devient vite élevé.

Sur un satellite, le moyen d’appliquer une force c’est d’abord le système de propulsion et les moteurs fusées du satellite pour le contrôle d’orbite ou le contrôle d’attitude.

Pour information, l’ATV est équipé de 32 moteurs fusées ! 4 moteurs principaux (poussée de 490 N) et 28 moteurs (poussée de 220 N) de contrôle d’attitude.

Les valeurs delta V sont utilisées pour calculer la quantité de propergol qui est nécessaire pour accomplir une manœuvre orbitale ou un changement de trajectoire. Cette quantité qui va évidemment avoir un impact sur la masse initiale totale du satellite ou de la fusée à lancer et dépend de l’efficacité du système de propulsion et notamment du propergol utilisé.

 

Le logarithme népérien pour attendre…

Comme promis, voici la seule formule de cet article. Elle est connue sous le nom d’équation de Tsiolkovski et donne la relation entre la variation de vitesse en valeur absolue et la différence de masse du vaisseau spatiale entre le début et la fin de la propulsion :

 

Delta V - Equation Tsiolkovski - Impulsion spécifiqueDeux expressions de Delta V (changement de valeur ou d'orientation de la vitesse) et
Deux écritures de l’équation de Tsiokovski qui donne la masse de propergol nécessaire pour
atteindre un delta V donnée pour un vaisseau spatial d’une masse donnée.
Et un mystère pour la rentrée des classes : comment les craies tiennent-elles sur le tableau ?
Crédit image : Planète Sciences Midi-Pyrénées

 

Être très impulsif : une bonne qualité…pour un moteur de fusée 

Dans la formule de droite, on voit apparaître une caractéristique importante de l’efficacité d’un système de propulsion : l’impulsion spécifique, notée souvent Isp et exprimée en secondes.

Une efficacité exprimée en secondes ? Bizarre…

En fait, cela paraît plus logique si on considère que c’est la durée pendant laquelle un kilogramme de propergol produit une poussée capable de soulever sa propre masse sur Terre au niveau du sol (d’où le paramètre g0 = 9,81 m/s2 dans la formule du Delta V).

De manière équivalente, l'impulsion spécifique peut être aussi représentée par le quotient de la poussée d'un moteur à réaction par le « débit-poids » (débit massique multiplié par l’accélération de la pesanteur) du propergol consommé.

L’aspirine vous tente ?

 

Pour être pragmatique...

Plus l’impulsion spécifique est grande, plus le système de propulsion est efficace (selon le critère de la consommation d’ergols utilisés pour atteindre un delta V donné).

Par contre, impulsion spécifique élevée ne veut pas forcément dire poussée élevée…

Voici quelques exemples :

  • Les moteurs à poudre des fusées expérimentales lancées par les clubs de Planète Sciences pendant le C’Space fournissent des Isp de l’ordre de 200 à 240 secondes.
  • Les EAP, les boosters à poudre d’Ariane 5 ont une impulsion spécifique de 275 secondes.
  • Le couple N2O4 (peroxyde d’azote) et UDMH (diméthylhydrazine dissymétrique) atteint 305 secondes.
  • Le mélange LOX – kérosène est un peu meilleur avec 320 secondes
  • Le mélange hydrogène liquide – oxygène liquide (LH2 – LOX) utilisé sur Ariane 5 a une Isp de 435 secondes.
  • La propulsion électrique, qu’on voit se développer actuellement comme solution possible pour les moteurs d’apogée des satellites de télécommunication (EOR pour Electric Orbit Raising) atteint des impulsions spécifiques très élevées (1500 à 2000 secondes). Par contre, les poussées obtenues à ce jour restent très faibles comparées à la propulsion chimique : la phase de mise à poste peut prendre plusieurs mois…
  • Dans le cas de l’ATV, les quatre moteurs principaux ont une impulsion spécifique nominale de 310 secondes. Les 28 propulseurs de contrôle d’attitude ont une Isp de 285 secondes.

Les nouveautés au CNES pour le suivi de l’amarrage (docking) de l’ATV-5 en direct :

Pour la première fois, le CNES proposait de suivre l’amarrage du vaisseau cargo ATV-5en diffusion multi-caméras en HD. Le player Youtube, avec 5 choix, accessible ici, donne accès à l'émission réalisée en direct et en français depuis le centre de contrôle de l’ATV à Toulouse (ATV-CC).


 

 

En savoir plus :

 

 

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Publié par Gédéon - dans Au-nom-de-la-loi
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7 septembre 2012 5 07 /09 /septembre /2012 06:43

C’est la rentrée scolaire. Je souhaite à tous les enseignants et leurs élèves une bonne année scolaire, en espérant que les articles du blog Un autre regard sur la Terre soit parfois une source d’inspiration pour le travail en classe.

La rentrée, c’est également l’occasion de prendre de bonnes résolutions. Par exemple, amorcer une nouvelle rubrique « au nom de la loi » dans laquelle j’aborderai régulièrement quelques lois physiques ou notions théoriques qui s’appliquent aux satellites et aux fusées en général et à l’observation de la Terre en particulier.

Pour rester fidèle à l’esprit de ce blog, pas ou peu de formules et de chiffres mais des illustrations, des images, des analogies et des textes destinés à « faire sentir » les phénomènes ou les principes physiques. Et également, quelques mots sur les scientifiques qui ont donné leur nom aux formules ou aux lois qui seront décortiquées. Un beau défi à relever ?

 

M51 - resolution - diffraction - HerschelLa galaxie M51 observée dans l’infrarouge par différents télescopes spatiaux.

Illustration fournie par Vincent Minier (CEA)

 

Résolution, pouvoir séparateur et pas d’échantillonnage

On va commencer avec quelques articles sur la notion de « résolution ». En pratique, le terme résolution est source d’erreurs. La résolution augmente ? Cela veut dire qu’on passe de 1 mètre à 10 mètres par exemple ? Donc on voit moins de détails. Ou est-ce le contraire ?

En observation de la terre, les spécialistes préfèrent donc parler de « pas d’échantillonnage au sol » (« Ground Sampling Distance » ou GSD en anglais), la distance entre deux pixels de l’image, ou plus exactement la distance au sol entre le centre de deux pixels de l’image. C’est un bon indicateur dans la mesure où les satellites d’observation de la Terre, en orbite basse, sont à des altitudes voisines de 800 kilomètres (un peu moins pour les satellites à très hautes résolution).

 

Vous avez une seconde ?

Par contre, si vous prenez le même instrument conçu pour voler en orbite basse et que vous l’installez sur un satellite géostationnaire, à 35800 kilomètres d’altitude, vous ne pourrez distinguer que des détails environ 45 fois plus grossiers. En contrepartie, vous couvrirez un champ plus large, si on parle de la largeur de terrain couverte par l'instrument, exprimée en mètres ou en kilomètres : le secteur angulaire observé restera le même.

Pour cette raison, en astronomie, les scientifiques parlent plutôt de résolution angulaire : depuis la Terre (par exemple au Chili avec le VLT, le très grand télescope européen) ou depuis l’espace (avec Hubble ou Herschel), ils observent des étoiles situées à des distances très variables. Pour eux, la notion importante, c’est sous quel angle minimal on peut distinguer deux étoiles très proches.

 

Le Messier est de retour : des jumelles au télescope

A titre d’exemple, à l’occasion d’une rencontre pendant le Toulouse Space Show en juin 2012, Vincent Minier, du CEA (Service d’astrophysique du Centre d’études de Saclay), m’a aimablement passé cette illustration qui montre les progrès effectués par les télescopes spatiaux IRAS, ISO, Spitzer et Herschel, observant les étoiles et les galaxies dans l’infrarouge entre 1983 et 2009. Impressionnant ! C’est la galaxie M51, ou NGC NGC 5194 et NGA 5195 pour les intimes. Eh oui : c’est une galaxie double, la première a été découverte par Charles Messier en 1773 et c’est Pierre Méchain qui a vu sa jumelle (NGC 5195) en 1781. Elles sont à une distance de 31 millions d'années-lumière de la Terre et le diamètre est d’approximativement 100 000 années-lumière. Du point de vue angulaire, c’est 9 minutes d’arc sur 7 minutes d’arc. Cela donne une impression de tourbillon ? Pas étonnant quand on mesure les distances en années et les angles en minutes…

 

Au point de Lagrange, un miroir de derrière les fagots

La principale différence entre les performances de ces trois télescopes spatiaux. D’abord, comme l’indique la figure, c’est le diamètre du miroir principal du télescope. Ce n’est pas le seul paramètre mais il est très important.

Pour fixer les idées, voici une photographie du miroir de Herschel qui a permis d’obtenir les images les plus fines dans l’infrarouge lointain (longueur d’onde de 70µm à 160 µm). C’est à ma connaissance le plus gros miroir jamais mis en orbite : il mesure 3,5 mètres de diamètres. Réalisé par Astrium entièrement en carbure de silicium SiC, il est présenté ici au moment des essais réalisés à l’Agence Spatiale Européenne.

  Astrium---Miroir-herschel---SiC.jpgLe miroir du télescope Herschel. Un travail à grande échelle… Crédit image : Astrium

 

Miroir, mon beau miroir, qui est la plus belle ?

Cela nous permet d’aborder notre première formule de cette nouvelle série d’articles : le critère de Rayleigh. Du nom de Lord Rayleigh (1842-1919), alias John William Strutt, physicien anglais célèbre pour ses travaux en acoustique et qui a reçu le prix Nobel de physique en 1904 pour sa contribution à la découverte de l’Argon.

Il dit en gros que le pouvoir séparateur d’un instrument optique augmente avec la taille de sa pupille d’entrée (le diamètre D du miroir du télescope ou celui de la lentille frontale de l’objectif) et diminue avec la longueur d’onde ()

Exprimé en valeur angulaire (), cela s’écrit :


= 1,22 / D


D’où cela vient-il ? Du phénomène de diffraction, commun à tous les types d’ondes (on peut faire des expériences très instructives en jetant des cailloux dans l’eau…)

En passant à travers un système optique, une source lumineuse unique se comporte comme une multitude de sources secondaires qui interfèrent entre elles.

A cause de ce phénomène de diffraction, l’image d’un objet ponctuel lumineux n’est pas un point lumineux mais une tache, en fait une tache claire entourée de cercles concentriques claires et foncées (la tâche centre est appelée tâche d’Airy). Lord Rayleigh a proposé de dire : « On peut distinguer deux points si la distance qui les sépare est supérieure au rayon de leurs taches de diffraction dans l’image. »

La diffraction augmente avec la petitesse des ouvertures (relativement à la longueur d’onde du signal).

Donc pour pouvoir voir des détails fins, il faut un miroir de grande taille, d’autant plus grande qu’on observe des lumières dans des longueurs d’onde élevées. Cela explique en partie pourquoi il est plus compliqué de faire des images détaillées dans l’infrarouge (au dessus de 1 µm de longueur d’onde) que dans le spectre visible (autour de 0,5 µm). En clair, le diamètre du miroir doit être doublé.

Pour un satellite d’observation de la Terre à une altitude h (par rapport au centre de la Terre), on obtient facilement la dimension des tailles les plus fins discernables sur l’image :

 

Résolution = 1,22 h / D

 

Voila par exemple, une vue d’artiste du satellite américain Worldview-2, un des satellites commerciaux qui proposent des images optiques à très haute résolution, avec 46 cm de pas d’échantillonnage au sol. C’est cohérent avec la formule de Rayleigh avec un miroir primaire de 1,1 mètres de diamètre pour un satellite en orbite à 770 km d’altitude et travaillant dans le spectre visible (longueur d’onde moyenne de 0,55 µm)

 

Satellite - Worldview 2Vue d’artiste du satellite WorldView-2 et exemple d’image. Crédit image : Digital Globe

 

Alors qu’on va bientôt fêter le premier anniversaire du satellite Pléiades en orbite (ici une galerie d’images) et à quelques jours du lancement du satellite Spot 6, le petit dernier de la famille Spot, je vous laisse vérifier ce qu’on obtient avec des miroirs de diamètre respectivement de 650 mm et de 200 mm pour deux satellites en orbite à la même altitude : 694 kilomètres.

 

Astrium---Satellite-Spot-6.jpg

Vue d’artiste de Spot 6, le petit dernier, le plus agile, dans la famille Spot. Spot 6 sera lancé
dimanche 9 septembre par une fusée PSLV depuis le site de Satish Dhavan sur l'île de Sriharikota en Inde. Une résolution bien meilleure que Spot 5 en conservant un champ de 60 kilomètres.
Crédit image : Astrium

 

Je reviendrai plus en détail sur le critère de Rayleigh et ses conséquences dans un prochain article. Je cherche encore le bon angle d’approche pour une explication claire de la courbe en sin(x)/x et du coefficient 1,22 qui apparaît dans les formules précédentes. La question qui vous brûlait les lèvres et que vous hésitiez à poser…

 

Nikon ou Nyquist, Canon ou Shannon : des conseils pour vous aider à choisir votre appareil photo numérique

Le diamètre du miroir du télescope n’est pas le seul facteur déterminant la performance : comme pour un appareil photo numérique, la qualité de l’objectif est essentielle mais il faut également prendre en compte le capteur et la qualité de son électronique, en particulièrement pour les faibles lumières.

Inutile d’avoir un appareil reflex avec 36 millions de pixels si vous avez un objectif bas de gamme. De même, si vous avez cet appareil avec un super téléobjectif, pour en profitez pleinement, oublier la photographie à main levée. Il vous faut un trépied de course, parfaitement stable.

C’est la même chose avec un satellite d’observation de la Terre : la qualité image dépend du diamètre du miroir (le critère de Rayleigh) mais aussi des aberrations optiques et de la qualité du polissage, des performances du capteur image, de la stabilité de la ligne de visée et des micro-vibrations (ici c’est la performance de la plate-forme du satellite qui importe), le codage des images (8 bits, 10 bits, 12 bits), des traitements d’image effectuées à bord ou au sol…

 

Une analogie pour le numérique

Cela nous amène à évoquer deux nouvelles notions complémentaires et très importantes pour les concepteurs de charges utiles de satellite d’observation :

  • La fonction de transfert de modulation : la capacité à bien restituer les zones avec de forts contrastes, celles avec une succession rapide de parties claires et de parties foncées. Petit challenge pour mon article à venir : trouver un exemple d’image en damier avec des carrés de plus en plus serrés. Vous comprenez mieux pourquoi les experts en qualité image aiment bien regarder les passages cloutés ou les places recouvertes de pavés ?
  • Le rapport signal sur bruit : la capacité d’un capteur à restituer fidèlement les zones uniformes (et par conséquent à détecter de faible variations de luminance de la scène observée). C’est en général dans les zones sombres que ce défaut est le plus visible : le noir n’est pas uniformément noir.

 

Un complément pour bien comprendre ce que recouvrent le critère de Rayleigh et la fonction de transfert de modulation : le terme « fonction de transfert » signifie qu’on caractérise la performance d’une chaîne d’acquisition d’image de bout en bout, en étudiant ce qui se passe entre l’entrée et la sortie, au niveau global ou étape par étape. Le critère de Rayleigh ne concerne qu'un aspect du système d'acquisition d'images : le diamètre de l'optique et son influence sur le pouvoir de résolution.

 

Satellite---Qualite-image---FTM-et-rapport-signal-sur-brui.jpg

Fonction de transfert de modulation et rapport signal sur bruit. Illlustration : Gédéon.
Pour l'image du satellite Spot, crédit image : CNES

 

Pour essayer d’appréhender ces notions liées à l’échantillonnage d’un signal, il faudra certainement faire une analogie avec le son numérique, les baladeurs MP3 et les CD audio, par exemple le souffle qu’on entend quand la musique s’arrête. Ou, pour les mélomanes tatillons, la subtile différence de dynamique entre l’introduction du légendaire Hell’s Bells d’AC-DC au format wav et au format mp3.

 

Que la force soit avec toi

A ce stade, si vous êtes tentés par l’aspirine, attention à respecter la dose maximale…

J’ai commencé à présenter aujourd’hui un des principes physiques qui déterminent les performances des satellites d’observation. J’espère qu’on aura également l’occasion d’aborder dans cette série « au nom de loi » d’autres équations qui concernent le vol des fusées (la loi de Newton ou la conservation de la quantité de mouvement) ou les orbites des satellites (les lois de Kepler).

J’en reste là pour aujourd’hui. Pour des formules plus complexes, concernant les satellites ou les fusées, faites-moi confiance… Le logarithme népérien pour attendre !

Bonne rentrée dans une bonne atmosphère.

 

En savoir plus :

 

Suggestions d’utilisations pédagogiques en classes :

  • Des expériences sur la propagation des ondes à la surface de l’eau pour mettre en évidence le phénomène de diffraction.

 

 

 

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Publié par Gédéon - dans Au-nom-de-la-loi
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