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D'après les balises suggérées, il doit s'agir du bon forum :
J'ai trouvé que pour chaque bande de Landsat 8, plus de 7000 détecteurs sont sur le réseau. Est-ce que quelqu'un connaît la taille de chacun des capteurs ?
La réponse peut être déduite de la page principale de landsat 8, où vous trouverez l'image suivante des matrices de détecteurs QWIP, et QWIP est l'abréviation de Photodétecteur infrarouge à puits quantique, j'ai ajouté une flèche grise pointant vers l'un des 3 tableaux.
Je ne peux pas vous donner les dimensions exactes en mm, mais il ressort clairement des éléments de la puce SMD (SMD = appareil monté en surface) - l'un d'eux que j'ai mis en évidence avec une ellipse grise, que chaque capteur est probablement de la taille d'une pièce de monnaie, sinon plus petit. Ou en chiffres : je devine une longueur de côté $1.5pm1 { m cm}$ semble raisonnable, cela dépend un peu si le capteur a la même taille que le carré argenté ou s'il y a une bordure autour.
Les références
Sciences Landsat
L'Operational Land Imager (OLI), construit par Ball Aerospace & Technologies Corporation, mesure dans les parties visible, proche infrarouge et infrarouge à ondes courtes du spectre. Ses images ont des résolutions spatiales panchromatiques de 15 mètres (49 pieds) et multispectrales de 30 mètres le long d'une bande de 185 km (115 miles) de large, couvrant de vastes zones du paysage terrestre tout en offrant une résolution suffisante pour distinguer des caractéristiques comme les centres urbains, fermes, forêts et autres utilisations des terres. La Terre entière sera visible une fois tous les 16 jours en raison de l'orbite quasi polaire de Landsat 8.
La conception d'OLI est une avancée dans la technologie des capteurs Landsat et utilise une approche démontrée par le capteur Advanced Land Imager embarqué sur le satellite expérimental EO-1 de la NASA. Les instruments des anciens satellites Landsat utilisaient des miroirs de balayage pour balayer les champs de vision des instruments sur toute la largeur de la fauchée de surface et transmettre la lumière à quelques détecteurs. L'OLI utilise à la place de longs réseaux de détecteurs, avec plus de 7 000 détecteurs par bande spectrale, alignés sur son plan focal pour voir à travers la fauchée. Cette conception de type « balai-poussoir » permet d'obtenir un instrument plus sensible fournissant des informations améliorées sur la surface du sol avec moins de pièces mobiles. Avec un rapport signal/bruit amélioré par rapport aux instruments Landsat antérieurs, OLI est plus fiable et offre des performances améliorées.
1. Introduction
Vapeur d'eau atmosphérique (wv) est un paramètre clé du cycle hydrologique mondial et fait partie des études sur le changement climatique mondial, les échanges d'énergie entre la surface des terres et l'atmosphère et la gestion des bassins versants [Mieruch et al., 2008 ]. Les techniques de radiosonde sont considérées comme la méthode de surveillance la plus précise wv car ils peuvent obtenir une humidité détaillée à différents niveaux de pression. Cependant, cette technique étant coûteuse, elle n'est utilisée que sur des sites météorologiques ou à des fins de validation d'autres produits connexes. Par conséquent, il ne peut pas être utilisé à grande échelle et il est incapable de refléter la répartition régionale des wv [Li et al., 2003 , 2013a ]. Au contraire, la télédétection est la seule méthode pour récupérer wv à l'échelle mondiale et régionale. Selon les rapports actuels, les méthodes d'estimation wv des données de télédétection peuvent être regroupées en quatre catégories : proche infrarouge [Albert et al., 2005 Barducci et al., 2004 Gao et Kaufman, 2003 ], micro-ondes [Miao et al., 2001 Padmanabhan et al., 2009 ], infrarouge thermique [Kleespies et McMillin, 1990 Li et al., 2003 Schroedter-Homscheidt et al., 2008 Sobrino et al., 1994 , 1999 ], et hyperspectral [Barducci et al., 2004 ] méthodes. Et certaines méthodes peuvent obtenir la verticale wv profils dans l'atmosphère [Susskind et al., 2003 Wang et al., 2012 Wu et al., 2013 ].
Parmi ces méthodes, la méthode du proche infrarouge, qui estime wv en utilisant le rapport de réflectance du wv bande d'absorption (0,94 µm) et une bande voisine dans une fenêtre atmosphérique (par exemple, 0,86 µm, 1,05 µm ou 1,24 µm), est le plus largement utilisé dans les capteurs avec une bande d'absorption d'eau, comme 0,94 µm pour MODIS (Moderate Resolution Imaging Spectroradiomètre) [Gao et Kaufman, 2003 Sobrino et al., 2003 ] et 0,90 µm pour le spectromètre imageur à moyenne résolution [Fischer et al., 2010 ]. La méthode proche infrarouge obtient toujours une précision élevée wv, mais il ne peut pas être utilisé pour les capteurs sans wv bandes d'absorption. Pour les données infrarouges thermiques, la méthode de la fenêtre divisée est largement utilisée pour récupérer wv en utilisant le rapport de différence de température de brillance des bandes de fenêtre divisée (11 µm et 12 µm), en supposant que l'atmosphère dans les bandes de fenêtre divisée est spatialement invariante. Plusieurs études ont validé cette méthode, et les résultats ont indiqué que cette méthode peut obtenir des wv [Li et al., 2003 Sobrino et al., 1999 ]. Sur la base de ces études, cet article utilise la méthode de la fenêtre divisée pour récupérer wv à partir des données infrarouges thermiques Landsat 8.
Landsat 8, avant le lancement connu sous le nom de Landsat Data Continuity Mission, a été lancé le 11 février 2013. La charge utile du satellite se compose de deux instruments push-broom : l'Operational Land Imager (OLI visible/proche infrarouge et infrarouge à ondes courtes) et le Thermal InfraRed Capteur (TIRS). Ces deux instruments assurent une couverture mondiale tous les 16 jours avec un champ de vision (FOV) d'environ 15° à une résolution spatiale de 30 m (OLI) et 100 m (TIRS). Contrairement aux précédents satellites Landsat (5 et 7) qui n'ont qu'une seule bande infrarouge thermique, l'instrument TIRS dispose d'une nouvelle technologie, les photodétecteurs infrarouges à puits quantiques, qui utilise les lois de la mécanique quantique pour mesurer le rayonnement thermique de la Terre dans deux bandes thermiques ( CH10 : 10,6–11,19 µm et CH11 : 11,5–12,51 µm) [Fers et al., 2012 Roy et al., 2014 ]. En utilisant les deux bandes thermiques, l'algorithme de fenêtre divisée peut récupérer la température globale de la surface terrestre (LST) à partir des données TIRS [Du et al., 2015 Jiménez-Muñoz et al., 2014 Rozenstein et al., 2014 ]. Dans ces algorithmes, wv est nécessaire pour calculer la transmittance atmosphérique ou déterminer les coefficients de l'algorithme pour améliorer la précision de la récupération LST. Cependant, ces études n'ont pas proposé de moyen efficace d'estimer wv en conséquence, ils sont limités sur le plan opérationnel. L'objectif de cette étude est donc d'estimer wv à partir des données TIRS en utilisant une méthode nouvellement développée. L'article est organisé comme suit : la section 2 présente le principe de la wv méthode de récupération la section 3 présente la cohérence du modèle de plusieurs paramètres clés la section 4 se concentre sur l'application de la nouvelle méthode à deux emplacements avec des atmosphères sèches et humides, respectivement, et présente la validation à l'aide des données AERONET (Aerosol Robotic Network) et des produits MODIS de vapeur d'eau sur 42 sites au sol. Enfin, l'étude est discutée et conclue dans la section 5.
Contenu
Avec le retrait de Landsat 5 au début de 2013, Landsat 7 étant le seul satellite du programme Landsat en orbite, Landsat 8 assure l'acquisition continue et la disponibilité des données Landsat en utilisant une charge utile à deux capteurs, l'Operational Land Imager (OLI) et le Thermal InfraRed Capteur (TIRS). Respectivement, ces deux instruments collectent des données d'images pour neuf bandes d'ondes courtes et deux bandes thermiques d'ondes longues. Le satellite a été développé avec une durée de vie nominale de 5 ans, mais a été lancé avec suffisamment de carburant à bord pour assurer plus de dix ans d'exploitation.
Landsat 8 se compose de trois missions clés et objectifs scientifiques :
- Collectez et archivez des données d'images multispectrales à moyenne résolution (résolution spatiale de 30 mètres) offrant une couverture saisonnière des masses continentales mondiales pendant une période d'au moins 5 ans.
- Veiller à ce que les données Landsat 8 soient suffisamment cohérentes avec les données des missions Landsat précédentes en termes de géométrie d'acquisition, d'étalonnage, de caractéristiques de couverture, de caractéristiques spectrales, de qualité du produit de sortie et de disponibilité des données pour permettre des études sur l'évolution de la couverture et de l'utilisation des terres au fil du temps.
- Distribuez les produits de données Landsat 8 au grand public sur une base non discriminatoire et sans frais pour l'utilisateur. [7]
Fournissant des images à résolution modérée, de 15 mètres à 100 mètres, de la surface terrestre et des régions polaires, Landsat 8 fonctionne dans les spectres visible, proche infrarouge, infrarouge à ondes courtes et infrarouge thermique. Landsat 8 capture plus de 700 scènes par jour, une augmentation par rapport aux 250 scènes par jour sur Landsat 7. Les capteurs OLI et TIRS verront des performances radiométriques signal sur bruit (SNR) améliorées, permettant une quantification 12 bits des données permettant plus de bits pour une meilleure caractérisation de l'occupation du sol.
Paramètres prévus pour les produits standards Landsat 8: [8]
- Type de produit : Niveau 1T (terrain corrigé)
- Format de sortie : GeoTIFF
- Taille des pixels : 15 mètres/30 mètres/100 mètres (panchromatique/multispectral/thermique)
- Projection cartographique : UTM (Polar Stereographic for Antarctica)
- Référence : WGS 84
- Orientation : Nord vers le haut (carte)
- Rééchantillonnage : convolution cubique
- Précision:
- OLI : erreur circulaire de 12 mètres, confiance de 90 %
- TIRS : erreur circulaire de 41 mètres, confiance de 90 %
Vaisseau spatial Modifier
Le vaisseau spatial Landsat 8 a été construit par Orbital Sciences Corporation, sous contrat avec la NASA, et utilise le bus satellite standard LEOStar-3 d'Orbital. Orbital était responsable de la conception et de la fabrication du bus du vaisseau spatial Landsat 8, de l'intégration des instruments de charge utile fournis par le client et des tests complets de l'observatoire, y compris environnementaux et EMI/EMC. [9] Le vaisseau spatial fournit l'alimentation, le contrôle d'orbite et d'attitude, les communications et le stockage de données pour OLI et TIRS.
Tous les composants, à l'exception du module de propulsion, sont montés à l'extérieur de la structure primaire. Un seul panneau solaire déployable génère de l'énergie pour les composants de l'engin spatial et charge les 125 ampères-heure nickel-hydrogène (Ni-H2) la batterie. Un enregistreur de données à semi-conducteurs de 3,14 térabits assure le stockage des données à bord de l'engin spatial et une antenne en bande X transmet les données OLI et TIRS en temps réel ou lues à partir de l'enregistreur de données. L'OLI et le TIRS sont montés sur un banc optique à l'extrémité avant du vaisseau spatial. [dix]
Capteurs Modifier
Imageur terrestre opérationnel Modifier
L'Operational Land Imager (OLI) de Landsat 8 améliore les anciens capteurs Landsat et a été construit, sous contrat avec la NASA, par Ball Aerospace & Technologies. OLI utilise une approche technologique démontrée par le capteur Advanced Land Imager embarqué sur le satellite expérimental Earth Observing-1 (EO-1) de la NASA. L'instrument OLI utilise un capteur à balai à la place des capteurs à balai qui étaient utilisés sur les satellites Landsat antérieurs. Le capteur à balai aligne les réseaux de détecteurs d'imagerie le long du plan focal de Landsat 8, ce qui lui permet de voir sur toute la bande, sur un champ de vision croisé de 185 km (115 mi), par opposition à un balayage à travers le champ de vision. Avec plus de 7 000 détecteurs par bande spectrale, la conception du balai-poussoir se traduit par une sensibilité accrue, moins de pièces mobiles et des informations améliorées sur la surface terrestre.
OLI collecte des données dans neuf bandes spectrales. Sept des neuf bandes sont compatibles avec les capteurs Thematic Mapper (TM) et Enhanced Thematic Mapper Plus (ETM+) trouvés sur les satellites Landsat antérieurs, assurant la compatibilité avec les données historiques de Landsat, tout en améliorant les capacités de mesure. Deux nouvelles bandes spectrales, une bande côtière/aérosol bleu foncé et une bande cirrus infrarouge à ondes courtes, seront collectées, permettant aux scientifiques de mesurer la qualité de l'eau et d'améliorer la détection des nuages hauts et minces.
Bandes spectrales OLI [11]
Bande spectrale Longueur d'onde Résolution Irradiance solaire Bande 1 - Côtier / Aérosol 0,433 – 0,453 µm 30 mètres 2031 W/(m 2 m) Bande 2 - Bleu 0,450 – 0,515 µm 30 mètres 1925 W/(m 2 m) Bande 3 - Vert 0,525 – 0,600 µm 30 mètres 1826 W/(m 2 m) Bande 4 - Rouge 0,630 – 0,680 µm 30 mètres 1574 W/(m 2 m) Bande 5 - Proche infrarouge 0,845 – 0,885 µm 30 mètres 955 W/(m 2 m) Bande 6 - Infrarouge à courte longueur d'onde 1.560 - 1.660 m 30 mètres 242 W/(m 2 m) Bande 7 - Infrarouge à courte longueur d'onde 2.100 - 2.300 m 30 mètres 82,5 W/(m 2 m) Bande 8 - Panchromatique 0,500 – 0,680 µm 15 mètres 1739 W/(m 2 m) Bande 9 - Cirrus 1.360 - 1.390 m 30 mètres 361 W/(m 2 m) Capteur infrarouge thermique Modifier
Le capteur infrarouge thermique (TIRS), construit par le Goddard Space Flight Center de la NASA, effectue l'imagerie thermique et prend en charge les applications émergentes telles que les mesures du taux d'évapotranspiration pour la gestion de l'eau. Le plan focal TIRS utilise des réseaux de photodétecteurs infrarouges à puits quantiques à l'arséniure de gallium (GaAs) (appelés QWIP) pour détecter le rayonnement infrarouge – une première pour le programme Landsat. Les données TIRS seront enregistrées dans les données OLI pour créer des produits de données Landsat 8 12 bits à correction radiométrique, géométrique et terrain. [8] Comme OLI, TIRS utilise une conception de capteur à balai avec une largeur de bande de 185 km. Les données pour deux bandes infrarouges à grande longueur d'onde seront collectées avec TIRS. Cela assure la continuité des données avec la bande infrarouge thermique unique de Landsat 7 et en ajoute une seconde.
TIRS étant un ajout tardif au satellite Landsat 8, l'exigence de durée de vie de conception a été assouplie afin d'accélérer le développement du capteur. En tant que tel, le TIRS n'a qu'une durée de vie nominale de trois ans.
Bandes spectrales TIRS [11]
Bande spectrale Longueur d'onde Résolution Bande 10 - Longue longueur d'onde infrarouge 10.30 – 11.30 m 100 mètres Bande 11 - Longue longueur d'onde infrarouge 11,50 – 12,50 m 100 mètres Système au sol Modifier
Le système au sol Landsat 8 remplit deux fonctions principales : le commandement et le contrôle du satellite et la gestion des données de mission envoyées depuis le satellite. Le commandement et le contrôle des satellites sont assurés par le Mission Operations Center du Goddard Space Flight Center (NASA). Les commandes sont envoyées du Centre des opérations de la mission au satellite via un élément de réseau au sol (GNE). Les données de mission du satellite sont transférées vers des stations de réception à Sioux Falls, dans le Dakota du Sud, à Gilmore Creek, en Arkansas et à Svalbard, en Norvège. De là, les données sont envoyées via le GNE au Centre USGS pour l'observation et la science des ressources terrestres (EROS) à Sioux Falls, où elles sont ingérées dans le système de traitement et d'archivage des données. [12]
Les plans originaux de Landsat 8 demandaient à la NASA d'acheter des données répondant aux spécifications de Landsat 8 à partir d'un système satellitaire détenu et exploité commercialement. Cependant, après une évaluation des propositions reçues de l'industrie, la NASA a annulé la demande de propositions en septembre 2003. En août 2004, un mémorandum du Bureau de la politique scientifique et technologique de la Maison Blanche (OSTP) a demandé aux agences fédérales de placer des capteurs de type Landsat sur la plate-forme NPOESS (National Polar-orbiting Operational Environmental Satellite System). Suite à une évaluation de la complexité technique de cette tâche, la stratégie a été ajustée et le 23 décembre 2005, l'OSTP a publié un mémorandum enjoignant à la NASA de mettre en œuvre le Landsat 8 sous la forme d'un engin spatial en vol libre emportant un instrument appelé l'Operational Imageur terrestre (OLI). En décembre 2009, il a été décidé d'ajouter un capteur infrarouge thermique (TIRS) à la charge utile de la mission. [8]
Lancer Modifier
Le satellite a été lancé à bord d'un lanceur Atlas 401 avec un carénage de charge utile étendu. [13] Le lancement a eu lieu à 18:02:00 UTC le 11 février 2013, depuis le Vandenberg Space Launch Complex 3 (SLC-3E) à la base aérienne de Vandenberg. [14] Soixante-dix-huit minutes et trente secondes plus tard, le vaisseau spatial s'est séparé de l'étage supérieur de l'Atlas V, complétant avec succès le lancement. [15]
Les premières images du vaisseau spatial ont été recueillies le 18 mars 2013. [16] Landsat 8 rejoint Landsat 7 en orbite, offrant une couverture accrue de la surface de la Terre.
Problèmes en orbite avec TIRS Modifier
Le 19 décembre 2014, les contrôleurs au sol ont détecté des niveaux de courant anormaux associés à l'électronique de l'encodeur Scene Select Mirror (SSM). L'électronique du SSM a été éteinte avec l'instrument pointé sur le nadir et les données TIRS ont été acquises mais non traitées. Le 3 mars 2015, les opérateurs ont basculé le TIRS de l'électronique côté A vers l'électronique côté B pour traiter le problème de l'électronique du codeur côté A. Le TIRS a repris ses opérations normales le 4 mars 2015, et la collecte des données nominales d'étalonnage du corps noir et de l'espace lointain a repris le 7 mars 2015. [17] Le 3 novembre 2015, la capacité du TIRS à mesurer avec précision l'emplacement du Scene Select Mirror (SSM) a été compromis et l'encodeur a été mis hors tension. [18] En avril 2016, un algorithme a été développé pour compenser l'encodeur éteint et le rapport de données a repris. [19] En plus de ces problèmes, TIRS a été lancé avec une anomalie de lumière parasite qui augmente la température signalée jusqu'à 4 Kelvin dans la bande 10 et jusqu'à 8 K dans la bande 11. Finalement, il a été déterminé que l'anomalie était causée par -des réflexions de champ rebondissant sur une bague de retenue en alliage métallique montée juste au-dessus de la troisième lentille du télescope réfractif TIRS à quatre lentilles et sur le plan focal TIRS. [20] En janvier 2017, un algorithme a été développé pour estimer la quantité de lumière parasite et la soustraire des données, réduisant l'erreur à environ 1 K.
La science!
Système conjoint de satellites polaires-2 (JPSS-2) : L'objectif de cette mission est d'améliorer la précision, le coût et l'opportunité des avertissements publics liés au climat et à la météo, NASA dit sur son site. Comme son nom l'indique, il s'agira d'une mission en orbite polaire réalisée entre plusieurs agences (dans ce cas, la NASA et la National Oceanic and Atmospheric Administration (NOAA)). Les missions polaires ont l'avantage de compléter la surveillance mondiale à partir d'un point de vue qui leur permet de voir toute la Terre en dessous d'elles pendant que notre planète tourne. Le site Web de la NASA note la mission sera lancé en mars 2022. La mission comprendra l'instrument Ozone Mapping and Profiler Suite-Limb (OMPS-L) soutenu par la NASA pour examiner la couche d'ozone et fournir des prévisions d'indice ultraviolet.
Essai en vol en orbite terrestre basse d'un décélérateur gonflable (LOFTID) : La NASA prévoit de faire voler un bouclier thermique (appelé aéroshell transversal) haut dans l'atmosphère pour voir comment il se comporte lors de la rentrée, l'agence a dit. La NASA essaie de planifier la manière dont elle livrerait des équipements lourds (tels que des astronautes, des sondes et des expériences scientifiques) aux planètes dotées d'une atmosphère. Une application probable serait un atterrissage sur Mars au milieu des années 30, conformément aux objectifs de la NASA pour l'exploration humaine. LOFTID fera un tour avec le site JPSS, donc les deux missions seront lancées en même temps (ce lancement est actuellement prévu pour mars 2022).
Satellites environnementaux opérationnels géostationnaires-T (GOES-T) : Il fait partie d'un ensemble de satellites météorologiques qui fonctionnent en orbite géosynchrone, ce qui signifie qu'ils orbitent autour du plan équatorial de la Terre en même temps que la planète tourne. Cela permet au satellite de surveiller en continu la même région de la Terre à une altitude d'environ 22 300 miles (36 000 km). La NOAA et la NASA mettent à niveau leurs satellites météorologiques actuels en orbite géosynchrone pour obtenir des images avancées de l'environnement terrestre, des océans, de la météo et de la foudre, ainsi que pour examiner la météo spatiale générée par le soleil.Cette mission était initialement prévue pour 2020, mais elle a été reportée à décembre 2021 après qu'un problème de système de refroidissement ait dû être résolu. Ce problème est apparu sur un autre satellite de la série appelé GOES-17, NOAA a déclaré sur son site Web.
JUpiter ICy Moons Explorer (JUICE) : La NASA est contribution à trois instruments de la mission JUICE, qui est une mission de l'Agence spatiale européenne (ESA) conçue pour étudier trois lunes glacées de Jupiter : Ganymède, Callisto et Europe. Chacune de ces lunes est considérée comme potentiellement habitable, donc JUICE recueillera des informations sur les océans, les surfaces et les intérieurs des lunes. Le lancement de JUICE est prévu pour juin 2022 et, après plusieurs survols planétaires, la mission arrivera au système de Jupiter en 2029. Le vaisseau spatial devrait entrer sur l'orbite de Ganymède pour faire des observations en 2032, L'ESA a déclaré sur son site Internet.
Test de redirection double astéroïde (DART) : DART vise à tester des technologies de défense planétaire contre des astéroïdes qui pourraient être sur une trajectoire de collision avec la Terre, La NASA a déclaré sur son site Web. La mission projettera un impacteur sur la lune de l'astéroïde géocroiseur 65803 Didymos, pour voir si DART peut changer son orbite. La lune, qui mesure environ 525 pieds (160 mètres) de diamètre, est similaire à d'autres astéroïdes géocroiseurs qui menacent potentiellement la Terre, a déclaré la NASA. Une mission de l'ESA appelée Hera, conçue pour examiner de près les effets d'un impact potentiel, est également en développement. Notez que le lancement de DART est prévu en juillet 2021 (qui correspond à l'exercice 2021), selon le participant à la mission Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory.
Psyché: Psyche s'envolera vers un astéroïde métallique, également appelé Psyche, pour en savoir plus sur son noyau de nickel-fer. Les informations qui en découleront permettront de comprendre comment les planètes se sont développées dans notre jeune système solaire. Les scientifiques visent à utiliser les données de cette mission pour mieux comprendre également le noyau de la Terre, car le centre de notre planète est inaccessible avec les instruments actuels. La date de lancement de Psyche est fixée à 2022 (ce qui pourrait signifier l'exercice 2022 ou 2023), et il arrivera à destination en 2026 pour une mission de 21 mois examinant l'astéroïde de près, selon la Nasa. Psyche portera le package Deep Space Optical Communications (DSOC) pour tester le concept d'utilisation de photons (particules de lumière visible) pour envoyer plus de données dans une période donnée, NASA ajouté sur un site Web séparé.
Lucie : Lucy est une autre mission qui examinera les astéroïdes pour en savoir plus sur le système solaire primitif. Il observera sept astéroïdes troyens à proximité de Jupiter. On pense que ces chevaux de Troie font partie des premiers matériaux qui ont formé les planètes extérieures, selon la Nasa. La mission pourrait également faire la lumière sur la façon dont la vie et les matières organiques sont apparues sur Terre. La mission devrait être lancée en octobre 2021 et fonctionner pendant 12 ans alors qu'elle visite les différents mondes.
Radar à ouverture synthétique NASA-ISRO (NISAR) : La NASA et l'Organisation indienne de recherche spatiale (ISRO) ont planifié conjointement une mission qui examinera en détail l'environnement de la Terre. Le satellite de cette mission a prévu un large éventail d'observations axées sur les changements environnementaux, qui pourraient inclure des catastrophes naturelles telles que des tsunamis, des perturbations des écosystèmes et des effondrements de calotte glaciaire, selon Laboratoire de propulsion à réaction de la NASA (JPL). L'objectif global de cette mission est de mieux comprendre la croûte terrestre, le climat et les processus pour aider à la gestion des catastrophes. La mission devrait être lancée en 2022, indique le site Web du JPL, ce qui pourrait signifier l'exercice 2022 ou 2023.
Sentinelle-6a : Sentinel-6 est une mission de l'ESA impliquant deux satellites (Sentinel-6a et -6b) qui seront lancés à quelques années d'intervalle. Chaque satellite aura à bord un altimètre radar pour examiner la topographie des océans et la montée de la mer, selon l'ESA. Comprendre l'élévation du niveau de la mer aide les chercheurs à mieux comprendre et prévoir le changement climatique, et les observations de la mission sur les océans de la Terre aideront les missions océanographiques en général. La NASA fournira un radiomètre et le Jet Propulsion Laboratory de la NASA fournira un récepteur GPS à la mission, a déclaré l'ESA sur une page de description de l'instrument. Le lancement devrait avoir lieu bien avant l'exercice 2022, mais 6a devrait être lancé en novembre 2020, États de l'ESA, suivi de 6b en 2025.
Topographie des eaux de surface et des océans (SWOT) : Il s'agira d'une mission conjointe développée par la NASA et l'agence spatiale française (CNES), et inclura la participation d'autres agences spatiales internationales. Cette mission procédera pour la première fois à une étude mondiale des eaux de surface sur Terre, ainsi qu'à l'examen de la topographie de l'océan et de l'évolution des masses d'eau, selon la Nasa. Ces observations aideront les scientifiques à élaborer des modèles de changement climatique. Cette mission devrait être lancée en septembre 2021, selon la NASA, juste avant le début de l'année fiscale 2022.
Satellite 9 : Cette mission poursuivra une longue série de satellites entre la NASA et le US Geological Survey qui observent les changements sur Terre. Cette série satellite se concentrera sur les ressources terrestres et examinera comment ces ressources affectent des éléments tels que la santé humaine, la fonction des écosystèmes et la gestion des ressources, NASA dit sur son site. Landsat 9 est censé rejoindre Landsat 8, un satellite d'une durée de vie de cinq ans lancé en 2013 (et toujours opérationnel) et remplacer Landsat 7, lancé en 1999. Alors que la mission est répertoriée sous 2022 sur la carte de la NASA, elle devrait voler en mars 2021 (qui tomberait au cours de l'exercice 2021). Le site Web de la NASA indique que la mission ira "dès que possible" pour réduire un manque de données dans les observations si Landsat 7 échoue.
Observatoire spectroscopique térahertz galactique/extragalactique ULDB (GUSTO) : Ce télescope ballon à haute altitude examinera le matériau entre les étoiles, également connu sous le nom de milieu interstellaire, La NASA a dit. L'objectif de cette mission est de mieux comprendre le comportement du gaz interstellaire dans l'espace, car le gaz joue un rôle crucial dans la formation ou la dissolution des nuages stellaires. La mission vise également à mieux étudier comment le gaz circule autour du centre de notre galaxie. La date de lancement est prévue pour décembre 2021, la NASA dit sur un site Web séparé.
Mission d'imagerie et de spectroscopie aux rayons X (XRISM) : Cette mission est dirigée par la NASA et l'Agence japonaise d'exploration aérospatiale (JAXA). Son objectif est d'examiner des objets émettant des rayons X dans l'espace en utilisant la spectroscopie, ou une forme d'observation qui analyse les objets par leur lumière émise ou réfléchie. La NASA apportera le détecteur de spectromètre à rayons X mous Resolve, plusieurs sous-systèmes Resolve, un ensemble miroir à rayons X et un imageur à rayons X mous, La NASA a déclaré. La mission devrait être lancée début 2022, La NASA a déclaré sur un autre site Web.
Euclide: Euclid est une mission dirigée par l'ESA qui vise à en savoir plus sur la nature de la matière noire et de l'énergie noire, qui constituent ensemble la majeure partie de l'énergie et de la masse connues dans l'univers. La mission examinera les formes des galaxies et des amas de galaxies pour mieux comprendre comment l'énergie noire et la matière noire ont formé et façonné de grandes structures cosmiques sur des milliards d'années, L'ESA a dit. Les contributions de la NASA à cette mission comprennent des détecteurs infrarouges pour un instrument ainsi que des analyses scientifiques et de données, La NASA a déclaré sur son site Web. Diverses pages Web de l'ESA indiquent qu'Euclide sera lancé en 2022, spécifiant parfois davantage "mi-2022".
Imaging X-ray Polarimetry Explorer (IXPE) : Cette mission dirigée par la NASA examinera comment les rayons X sont produits dans des objets tels que les étoiles à neutrons (noyaux d'étoiles superdenses laissés après les explosions de supernova), les nébuleuses (nuages de gaz) et diverses tailles de trous noirs, selon l'agence. La mission est censée être lancée en avril 2021, La NASA a dit, ce qui est bien avant l'exercice 2022.
Correction: Une version précédente de cette histoire indiquait que Landsat 9 remplacerait Landsat 8. Le satellite d'observation de la Terre rejoindra en fait Landsat 8 en orbite et est conçu pour remplacer l'ancien Landsat 7.
Quelle est la taille du détecteur du réseau de détecteurs du LANDSAT 8 ? - Astronomie
Modélisation atmosphérique auto-régressive (ARAM)
ARAM est un progiciel basé sur Python qui simule les émissions atmosphériques turbulentes à l'aide d'un cadre de processus gaussien auto-régressif, pour des applications en astronomie d'observation. Ci-dessous : une distribution de vapeur d'eau turbulente se déplace dans le champ de vision de l'observateur.
Contexte et méthodologie
La modélisation atmosphérique est une étape importante à la fois dans la conception des expériences et dans l'analyse des données ultérieures pour les télescopes cosmologiques au sol observant le fond diffus cosmologique (CMB). La prochaine génération d'expériences CMB au sol sera marquée par une augmentation considérable de l'acquisition de données, certains télescopes comprenant des centaines de milliers de bolomètres supraconducteurs sensibles à la polarisation échantillonnant le ciel. Cela nécessite de nouvelles méthodes pour modéliser et simuler efficacement les émissions atmosphériques à de petites résolutions angulaires, avec des algorithmes capables de suivre le volume élevé des télescopes modernes.
ARAM simule des couches d'émission atmosphérique turbulente selon un modèle statistique dérivé d'observations de l'atmosphère dans le désert d'Atacama, du télescope de cosmologie d'Atacama (ACT) et de l'Atacama B-Mode Search (ABS). Il utilise un algorithme de processus gaussien auto-régressif de précision éparse qui permet à la fois une simulation rapide de l'atmosphère à haute résolution, ainsi que la possibilité de simuler des périodes arbitrairement longues d'évolution atmosphérique.
Un aperçu complet de la méthode et des produits utilisés est présenté ici.
Pour installer ARAM avec PyPi, exécutez
L'outil principal du module ARAM est l'objet modèle. Le modèle par défaut peut être facilement initialisé comme
Différents modèles peuvent être initialisés en configurant différents aspects du modèle.
Le réseau définit l'ensemble des détecteurs qui observent le ciel, ainsi que les propriétés de leur optique et de leur bruit. Le tableau est spécifié comme un dictionnaire
Cela fournit un réseau à diffraction limitée avec des paramètres similaires à ceux du télescope de cosmologie d'Atacama. Alternativement, le tableau peut être configuré manuellement en fournissant un tableau de valeurs pour chaque paramètre. Dans ce cas, les trois premiers paramètres sont remplacés par
L'observation définit le pointage ordonné par temps d'échantillonnage
Cela définit une observation de 10 minutes à 20 Hz, balayant sur 30 degrés à une élévation de 45 degrés. Le balayage est centré plein nord et balaye à 1,5 degré par seconde.
Le site détermine les positions des sources célestes pendant que la terre tourne sous le télescope. Pour les télescopes pris en charge, le site détermine également la génération météorologique qui entraîne les fluctuations atmosphériques.
La longitude, la latitude et l'altitude peuvent également être saisies manuellement.
Passer ces dictionnaires en arguments produit un modèle personnalisé
Les données peuvent ensuite être simulées à partir du modèle en exécutant
Cela produit un dictionnaire appelé "data" qui est indexé par les clés "atmosphere", "cmb" et "noise". Dans chaque entrée se trouve un tableau où la première dimension correspond à l'indice du détecteur et la seconde dimension à l'indice de l'échantillon temporel.
La régression de processus gaussien a une complexité cubique, qui évolue mal (en particulier lorsqu'elle est codée en Python). La simulation de larges bandes d'atmosphère à des résolutions élevées peut être extrêmement lente, alors ne devenez pas fou avec les paramètres d'entrée.
Ce package produit également de grandes matrices : 1000 détecteurs échantillonnant à 50 Hz pendant une heure, c'est bien plus d'un gigaoctet de données.
Ci-dessous : un réseau théorique de 30 000 détecteurs (chacun avec une résolution de 2 minutes d'arc) observe une carte simulée du fond diffus cosmologique à travers 16 couches simulées d'émission atmosphérique, à une élévation de 45 degrés et utilisant un balayage à élévation constante de 2 degrés d'azimut par seconde.
Haute résolution spatiale et spectrale
Une plus grande discrimination d'une « ligne scientifique » peut être améliorée en réduisant la bande passante du filtre associé à la bande d'intérêt. Dans les applications MSI, cette amélioration de la résolution spectrale se fait au prix d'une résolution spatiale réduite car cela réduit efficacement le rapport signal/bruit (moins de lumière totale) et la taille d'ouverture (pixels disponibles) pour une bande. En revanche, si un filtre panchromatique (PAN) à large bande couvrant tout le spectre visible est utilisé, l'augmentation de la lumière totale au niveau de ces pixels améliore la résolution spatiale. Pour Landsat 8, la bande PAN a une résolution spatiale deux fois supérieure (15 m contre 30 m) par rapport aux autres bandes optiques (voir Tableau 2). En combinant le PAN avec des bandes sélectives en longueur d'onde, grâce à l'« affinage du panoramique », un réseau peut être utilisé à la fois pour cartographier avec précision l'origine d'un signal spécifique et ce que le signal représente.
Quelle est la taille du détecteur du réseau de détecteurs du LANDSAT 8 ? - Astronomie
290 K. Dans des études précédentes, l'équipe de soutien à l'étalonnage et à la caractérisation MODIS (MCST) de la NASA/GSFC utilise des observations récurrentes du Dôme C, Antarctique par Terra et Aqua MODIS au cours de la durée de vie de la mission pour suivre la stabilité et la cohérence de l'étalonnage. Les mesures de température près de la surface à partir d'une station météorologique automatique (AWS) fournissent une référence proxy utile pour suivre la stabilité et déterminer le biais relatif entre les deux instruments MODIS. Dans cette étude, la même approche est appliquée aux TEB VIIRS et les résultats sont comparés à ceux des TEB MODIS appariés. Les résultats de cette étude fournissent une évaluation quantitative de la performance des TEB VIIRS au cours des trois premières années de la mission.
500 g), un imageur spectral accordable par interféromètre de Fabry-Pérot piézoélectrique (PFPI) fonctionnant dans le visible et le proche infrarouge (430 – 800 nm). La résolution spectrale sur toute la gamme de longueurs d'onde sera meilleure que 10 nm @ FWHM. VISION a un champ de vision total de 2,5° x 2,5° et il fournit des images spectrales maximales de 2048 x 2048 pixels. La taille de l'image du soleil est d'environ 0,5°, c'est-à-dire
500 pixels. Pour permettre une acquisition rapide d'images de données spectrales, VISION peut être utilisé avec des tailles d'images programmables. VTT a déjà développé un imageur spectral AaSI basé sur un filtre accordable PFPI pour le CubeSat finlandais Aalto-1. En VISION, les exigences de résolution spectrale et de stabilité sont plus strictes qu'en AaSI. Par conséquent, l'optimisation de la boucle de contrôle de l'écart PFPI pour la plage de température de fonctionnement et les conditions de vide doit être améliorée. La conception optique, mécanique et électrique de VISION est décrite.
heure locale 1h30) dans l'hémisphère sud. Les données de rayonnement DNB sont traitées pour identifier les régions d'aurore lors de chaque passage orbital. L'évolution des aurores est caractérisée par des séries chronologiques de la frontière polaire et équatoriale de l'aurore, de la surface, de la luminance maximale et de l'émission lumineuse totale de l'aurore en observation DNB. Ces paramètres caractéristiques sont corrélés aux paramètres du vent solaire et de l'indice géomagnétique. On constate que l'évolution de la luminance totale intégrée à la zone de la région aurorale sur l'hémisphère sud est bien corrélée avec l'indice géomagnétique du sol AE avec un coefficient de corrélation = 0,71. Les observations DNB des aurores aident à comprendre les relations entre la variation du vent solaire, les activités aurorales et les réponses géomagnétiques.
Quelle est la taille du détecteur du réseau de détecteurs du LANDSAT 8 ? - Astronomie
Néanmoins, la question de savoir si l'Univers actuel est ouvert, fermé ou plat fait toujours l'objet d'un débat, malgré le soutien de plus en plus fort en faveur d'un Univers plat. Le facteur clé est la densité de masse de l'Univers. Si cette quantité est inférieure à une valeur précise, alors les forces gravitationnelles seront insuffisantes pour arrêter définitivement l'expansion qui finirait par entraîner la fermeture de toute la matière dans l'espace dans le cas ouvert, l'expansion est pour toujours (apparemment) le seul et unique Univers. À l'heure actuelle, les inventaires de masse au sein de l'Univers sont bien inférieurs à la quantité réellement identifiée quant à leur nature nécessaire pour maintenir un Univers fermé, mais avec des observations et des expérimentations supplémentaires, l'écart se réduit. Si l'interprétation des données WMAP est essentiellement "sur la cible", alors la condition que la masse totale de l'Univers soit proche de la masse critique permet une estimation assez précise de la masse qui doit être trouvée et prise en compte.
On pense que la majeure partie de la masse manquante (et des particules d'énergie qui ont une masse) existe sous la forme Sombre (non lumineux, c'est-à-dire ne dégageant pas de rayonnement électromagnétique [détectable]) Matière de types encore incertains et/ou sous forme de neutrinos, et reste donc à l'heure actuelle "invisible" pour les détecteurs des astronomes. La théorie soutient actuellement que la plupart des types de matière noire proposés n'interagissent pas avec la matière baryonique (ordinaire), bien que certaines matières noires puissent être baryoniques. La matière noire est actuellement difficile à détecter et donc sa quantité est difficile à quantifier. L'énergie noire, un sujet étroitement lié, est mentionné brièvement dans cette sous-section mais sera examiné en détail à la page suivante. Qu'il suffise pour l'instant de dire que le rôle principal de l'énergie noire semble être qu'elle a une propriété de contrecarrer l'effet de la gravité en ralentissant ou en décélérant l'expansion de l'Univers. L'énergie noire produit ainsi une force d'accélération qui est la meilleure explication actuelle de l'observation récente que l'Univers est maintenant en expansion ou en accélération (et semble avoir repris une expansion nette au cours des derniers milliards d'années).
Une partie de la matière noire semble s'associer aux galaxies. La théorie dit que la matière noire joue un rôle clé dans le développement et la stabilité galactiques. Les galaxies elles-mêmes contiennent une masse insuffisante pour fournir la force gravitationnelle nécessaire pour les maintenir ensemble. Puisqu'ils sont intacts, il est logique de supposer l'existence de la matière noire qui fournit les forces gravitationnelles qui les maintiennent. Une simulation informatique publiée à la fin de 2003 indique la majeure partie de la matière noire se produit dans de grands « touffes » répartis dans tout l'espace intergalactique voir plus loin la discussion ci-dessous. Les trous noirs peuvent servir de collecteurs ou de mainteneurs de cette matière noire.
Une estimation récente indique clairement que la matière noire et l'énergie noire constituent ensemble
95% de la masse de l'Univers (rappelez-vous l'équivalence masse-énergie d'Einstein), avec des variétés de matière normale ou baryonique représentant le reste sont donc inférieures à 5%. Cela signifie que la majeure partie de la matière dans l'Univers est actuellement invisible à la détection depuis la Terre (les milliards de galaxies lumineuses, chacune avec des milliards d'étoiles ne représentent donc qu'une infime fraction de la masse totale de l'Univers).
Cette quantité énorme de matière noire est postulée par des inférences tirées des effets observés. Des preuves indirectes proviennent du comportement des galaxies et des amas galactiques qui semblent avoir besoin de cette surabondance de masse pour expliquer leurs stabilités et leurs mouvements. Par exemple, les vitesses des étoiles dans les bras spiraux galactiques externes sont bien supérieures à celles prédites par la loi de force newtonienne 1/r2, ce qui implique un excès de masse externe. Ainsi, une gaine de matière noire/énergie invisible agit pour empêcher les galaxies de se séparer en maintenant les étoiles extérieures en mouvement rapide dans une liaison gravitationnelle.
Une autre preuve vient de l'effet de lentille gravitationnelle (voir le texte et les illustrations dans la page Préface de cette section) - beaucoup plus de masse qu'observable est nécessaire pour expliquer le degré de courbure de l'espace tel que prédit par la Relativité Générale. Ceci est révélé par une plus grande courbure de la lumière provenant de sources lumineuses plus éloignées (affichant donc des déplacements plus importants que prévu) que ce qui serait causé uniquement par la masse de l'amas galactique spécifique dont l'influence gravitationnelle est testée. Un autre signe de concentrations de masse cachée concerne le mouvement directionnel des galaxies suffisamment proches pour observer et mesurer ce mouvement. Près de chez nous, notre Groupe Local (y compris la Voie Lactée) de galaxies se déplace dans l'espace en direction de la Constellation du Centaure à des vitesses plus élevées que prévu, sous l'influence d'une concentration de masse invisible surnommée "Le Grand Attracteur". , la Voie Lactée se déplace à environ 2,1 millions de km/h vers la région autour de la Constellation du Lion). De plus, d'énormes masses de gaz incandescent dont les molécules se déplacent rapidement et indiquent donc que des températures très élevées ont été détectées étant très chaudes, elles devraient s'envoler mais restent clairement ensemble, indiquant l'action attractive de grandes quantités de masse invisible.
Il existe des preuves que les étoiles plus anciennes et plus primitives (qui ont une pénurie d'éléments plus lourds qui ont été produits dans les étoiles et dispersés par les explosions de supernova) contiennent autour d'elles des concentrations plus élevées de matière noire. Mais, une grande partie (la plupart ?) de la masse manquante peut être liée à des trous noirs. Des milliards existent probablement dans tout l'Univers, et beaucoup, sinon la plupart, des galaxies ont des trous noirs dans leur noyau central. Un trou noir avec une masse immense a été vérifié au centre de la Voie lactée, autour duquel les étoiles intérieures tournent autour du trou à des vitesses allant jusqu'à 3 millions de km/h alors qu'elles spiralent vers l'intérieur pour finalement être aspirées (par comparaison, le Soleil orbite autour du centre galactique à
790 000 km/h et la Terre autour du Soleil à
La composition de Dark Matter est encore spéculative. Les candidats sont montrés dans ces diagrammes, modifiés par rapport à celui qui apparaît dans la page traitant de la nature de l'univers sombre trouvée sur le site d'astronomie de l'Université de l'Oregon que nous avons référencé plusieurs fois dans cette section :
Une partie de la matière noire baryonique se produit dans ce qu'on appelle les MACHO (pour MAssivement Ccompact Halo Objets), constitués de baryons (protons, neutrons) et d'autres matières (probablement une fraction des neutrinos pénétrant l'espace) dans les halos sombres non rayonnants connus maintenant pour se répartir autour des galaxies et dans l'espace intergalactique (voir ci-dessous). Dans les halos, ils constituent la majeure partie de la matière noire chaude (HDM) qui se déplace le plus rapidement. Les MACHO contiennent suffisamment de masse supplémentaire pour fournir l'impulsion gravitationnelle qui maintient les galaxies ensemble (le mouvement dans le disque spiral entraînerait autrement la séparation d'une galaxie). Les galaxies naines et les restes d'étoiles Wwhite et Black Dwarf - trop petits pour être détectés facilement dans un espace plus éloigné - peuvent également abonder dans ce matériau. Les trous noirs, les étoiles à neutrons et les nains, indétectables par des moyens visuels mais identifiés par leurs effets gravitationnels sur les étoiles visibles proches, apportent également des contributions majeures. En fait, le même matériau (encore non détecté) que celui qui se trouve dans MACHO peut également constituer des trous noirs de la taille d'une planète, dont le nombre dans l'Univers peut être énorme, ce qui n'est pas encore vérifiable si un B.H. est "seul", c'est-à-dire qu'il n'a pas d'étoile(s) compagne(s) lui alimentant en matière qui devient excitée et lumineuse.
Un type MACHO est le neutrino dont l'existence est maintenant prouvée. Autrefois considérée comme sans masse, une masse de neutrinos minuscule mais réelle n'a été vérifiée que récemment - une détermination qui pourrait expliquer une grande partie (la plupart ?) de la masse "manquante" de l'Univers. Les neutrinos (électriquement neutres) se trouvent non seulement dans les halos, mais semblent envahir "l'espace vide" de l'Univers. Une annonce en juin 1998 par une équipe de recherche nippo-américaine pourrait changer radicalement le rôle des neutrinos dans le bilan massique. À l'aide d'un détecteur profondément enfoui et d'une vaste gamme de détecteurs, ils ont pu capturer des signaux lumineux déclenchés par des neutrinos qui révèlent que ces particules extrêmement petites ont une durée infinitésimale. Masse, environ un dix millionième de celui de l'électron. Mais, en raison de la population extrêmement importante de neutrinos dans tout l'Univers (comme le rayonnement de fond cosmique, ils sont aussi un résidu du Big Bang, étant particulièrement produits en abondance pendant les premières minutes lorsque les protons étaient fusionnés dans les noyaux de deutérium et d'hélium libérant de l'énergie sous forme de neutrinos), la masse cumulée de ces particules peut apporter une contribution importante à l'inventaire de la masse manquante. Mais d'autres MACHO théoriques qui restent à découvrir (soit à partir d'expériences futures sur des accélérateurs de particules, soit à partir de détecteurs spatiaux plus sensibles encore à construire) constitueront probablement l'essentiel de la population MACHO.
Concernant les neutrinos en tant que composant de la matière noire, il y avait encore récemment une incertitude considérable quant à savoir si les neutrinos (il en existe plusieurs variétés) avaient une masse. Ils interagissent rarement avec la matière et sont donc très difficiles à détecter. À cet instant, des milliards de neutrinos traversent votre corps, et peut-être qu'un ou deux au plus rencontreront un atome. Des expériences dans plusieurs pays tentent d'en savoir plus sur le neutrino insaisissable. Vous trouverez ci-dessous un exemple de configuration de détection expérimentale. Plusieurs milliers de pieds sous la surface, dans une grande alcôve d'une mine de nickel près de Sudbury, en Ontario (la roche sus-jacente fait écran à la plupart des autres particules de haute énergie qui pourraient produire de faux signaux), se trouve une sphère de 12 mètres de diamètre contenant de l'eau lourde (du deutérium au lieu de Hydrogène). Autour de lui se trouvent une multitude de détecteurs d'événements. Quelques événements ont été constatés, mais le nombre de neutrinos solaires semble inférieur à ce que la théorie avait prédit.
Si les neutrinos se voient finalement attribuer une masse spécifique (mais minuscule), ils doivent être un composant majeur de la matière noire. Le rapport estimé des neutrinos de la matière noire aux neutrinos de la matière ordinaire est de 100 000 000 pour 1.
Une fraction importante (peut-être la majeure partie) de la matière manquante semble cependant se produire dans la matière noire froide (CDM), probablement sous la forme de WIMPs lents (Wrapidement jeinteragir Massidu Particles) - matière/énergie insaisissable qui n'interagit pas avec les forces électromagnétiques (EM) ou nucléaires fortes. Il s'agit de particules lourdes non baryoniques (50 à 100 fois la masse d'un proton) de nature encore inconnue. Ils peuvent également inclure deux particules spécifiques qui ont été postulées mais pas encore trouvées expérimentalement : le neutralinos et le axion - les deux devraient exister selon la théorie de la SuperSymétrie. Plusieurs accélérateurs à haute énergie sont soit maintenant opérationnels, soit en cours de construction (le meilleur et le plus grand est le Large Hadron Collider [LHC] du CERN en Suisse) pour trouver des preuves directes de l'existence de WIMPs ou d'une forme similaire de matière.
Des rapports récents de plusieurs équipes d'enquêteurs affirment qu'une grande partie de la matière noire est due aux gaz très chauds qui sont censés imprégner l'espace intergalactique qui semble "vide" par rapport aux galaxies et aux amas nébulaires de gaz visibles. Un indice de la présence de ces gaz (non détectés dans le visible et les longueurs d'onde plus longues) a été trouvé dans les données du spectre UV, mais le signal était faible. Cependant, lorsque les données de Chandra pour le rayonnement X ont été collectées dans les régions intergalactiques, des indications étaient pour des gaz très chauds en concentrations significatives dans ce que l'on appelle le vide. Une estimation des densités de gaz a été obtenue en calculant l'affaiblissement de certaines longueurs d'onde lorsque le rayonnement d'une région riche en gaz traverse une masse nébulaire. Ceci est représenté schématiquement :
Les quantités relatives de matière noire et d'énergie noire ont été calculées sur la base des données recueillies au cours des dernières années. Ceci est commodément affiché dans ce diagramme circulaire, réalisé au milieu des années 1990, qui inclut toutes les entités physiques :
Dans ce diagramme, la "Matière" ordinaire (détectable), principalement dans les galaxies étoilées, ne représente que 0,5%. Le rayonnement photonique se déplaçant dans l'Univers n'y contribue que pour 0,005%. Les MACHOS forment la Matière Ordinaire (y compris non lumineuse) (4%) et les WIMPS forment la Matière Noire Exotique (25%). La majeure partie des ingrédients de l'Univers est ce qu'on appelle "l'Énergie Noire", et représente
70% des conjectures totales estimées de masse/énergie quant à sa nature sont décrites à la page suivante dans les paragraphes qui traitent de l'énergie répulsive qui pourrait se rapporter à la constante cosmologique d'Einstein.
Les données WMAP ont permis d'affiner davantage les pourcentages de matière noire et d'énergie noire. Ce diagramme montre un changement vers une quantité d'énergie noire de 3 % plus importante avec une diminution de 2 % de la matière noire :
En février 2003, F. Nicastro et ses associés du Center for Astrophysics du Smithsonian Astronomical Observatory de Harvard ont rapporté un calcul plus précis des nombres de la matière ordinaire. Sur les 4% qui composent le montant total, environ 0,4% est lumineux (dans le domaine visible) comme les étoiles qui composent les galaxies. Le reste se compose de H, He et d'autres Baryons qui occupent à la fois des halos galactiques et au-delà dans l'espace intergalactique. Ceux-ci existent dans un "brouillard" à haute température (105 à 107 degrés Kelvin) qu'ils ont détecté en utilisant à la fois les données FUSE (Far Ultraviolet Spectrometer Explorer) et Chandra (rayons X). Ce brouillard est laissé par le processus de formation galactique et sert à fournir la masse supplémentaire nécessaire pour lier gravitationnellement les groupes galactiques (ils ont étudié le groupe local autour de la Voie lactée) en amas.
Les rôles de la matière noire et de l'énergie noire dans l'univers observé sont toujours en cours d'élaboration. Les deux, ou peut-être la matière noire en particulier, semblent être nécessaires pour garder les galaxies intactes et les empêcher de s'effondrer les unes dans les autres. Il semble que les forces gravitationnelles de la matière à l'intérieur d'une galaxie soient insuffisantes pour les empêcher de s'envoler et de se dissiper dans l'espace intergalactique. La matière noire devrait fournir la masse nécessaire pour fournir la stabilité gravitationnelle qui maintient l'intégrité des galaxies une fois formées. En fait, plusieurs modèles de son existence et de sa nature considèrent la majeure partie de la matière noire pour occuper de grands halos invisibles entourant les galaxies, servant de "colle" gravitationnelle majeure qui les maintient ensemble. Et, comme nous le verrons à la page suivante, L'énergie noire, telle que déduite par les théoriciens, est une force positive qui est responsable de l'expansion croissante de l'Univers (ainsi, elle contrecarre la gravité)
Une explication imaginative de la raison pour laquelle la matière noire (en termes de masse) a jusqu'à présent échappé aux scientifiques pour prouver son existence et sa nature a été proposée par le Dr Jonathan Feng et son groupe à l'Université de Californie-Irvine. Ils postulent cette matière comme étant des particules cachées qui résident dans une dimension supplémentaire au-delà des trois dimensions spatiales que nous percevons. Ceci est plausible si l'espace multidimensionnel décrit au bas de la page 20-1 est une réalité. Ce modèle peut être prouvé par ce moyen : les particules de masse extra-dimensionnelles auraient tendance à s'accumuler autour des corps qui ont de fortes tractions gravitationnelles. Sous cette influence, les particules auraient tendance à se heurter plus souvent, produisant des neutrinos d'une énergie particulièrement élevée. Des expériences pour tester cette hypothèse ont été proposées.
Un test pour l'existence de la matière noire (et probablement aussi de l'énergie noire) est celui de (Einstein) lentille gravitationnelle effet (flexion de la lumière lorsqu'elle passe par une galaxie massive). Si seule la matière lumineuse dans la galaxie, complétée par la masse supposée dans les trous noirs contenus, est opérationnelle, la quantité de déviation devrait être inférieure à celle observée. En fait, cette déviation est plus importante que ce cas plus simple, et a donc été attribuée à au moins MACHOS et/ou une certaine quantité de WIMPS qui sont mis en place dans et autour de la galaxie. En utilisant des techniques de lentilles gravitationnelles, la taille de la distribution de matière noire concentrée autour des galaxies a été estimée dans un arrangement à peu près sphérique (le « halo ») jusqu'à environ 5 fois le rayon de chaque galaxie examinée jusqu'à présent.
La lentille gravitationnelle a été utilisée pour créer cette image d'un groupe de galaxies, dans laquelle le halo rosâtre autour de chacune est l'estimation de la taille et de la position de la matière noire qui les maintient intactes :
La preuve incontestable que la matière noire et l'énergie noire existent réellement, et les informations sur leur nature se classent parmi les premières priorités que les astronomes et les cosmologistes ont l'intention de traiter au cours de la première décennie du 21e siècle. Un certain nombre d'approches en plus des lentilles gravitationnelles ont été proposées. L'une consiste à comparer la taille d'une galaxie vue en lumière visible à la taille de sa matière chaude associée (le « brouillard ») qui émet un fort rayonnement X. Regardez cette paire d'images d'une galaxie dans l'amas galactique de la Vierge :
Un autre exemple souvent cité de l'enveloppe des rayons X est le groupe de galaxies NGC 2300, composé d'un certain nombre de galaxies individuelles comme on le voit dans la lumière visible qui n'apparaissent pas en tant qu'individus lorsque le rayonnement X (mesuré par ROSAT) est attribué couleurs pour indiquer son étendue.
Comment ces images aux rayons X indiquent-elles la présence (l'existence) de la matière noire ? L'argument est que les galaxies se seraient déjà séparées mais sont maintenues ensemble par la masse associée à la matière noire qui les entoure. Consultez la page de l'Université de l'Oregon citée ci-dessus pour des illustrations qui définissent ce processus.
Une variante de l'argument de la taille consiste à étudier les formes des galaxies qui ont des caractéristiques explicables par la présence de matière noire. MGC 720, à quelque 80 millions d'années-lumière, montre des différences entre les images visibles et les rayons X qui peuvent être postulées comme imposées par la matière noire dans le halo entourant la galaxie. Comme on le voit ci-dessous, la galaxie a une forme elliptique aplatie lorsqu'elle est vue en lumière visible, mais comme illustré par le télescope à rayons X Chandra, le noyau apparaît rond et la matière excitée environnante est distribuée de manière sphérique. Un modèle calculé pour cette différence fonctionne bien lorsqu'une concentration de matière noire est introduite. Il existe une hypothèse selon laquelle les galaxies attireront de plus grandes quantités de matière noire qui les entourent que celles que l'on trouverait dans l'espace intergalactique.
En juin 2003, un autre rapport sur l'action de Dark Matter a donné une forte indication de la quantité de masse impliquée. Ci-dessous, une vue de Chandra de l'amas de galaxies Abell 2029, situé à environ 1 milliard d'années-lumière de la Terre. Cette image aux rayons X montre une masse rayonnante centrale (une supergalaxie elliptique résultant de la fusion de plusieurs galaxies) et un énorme nuage de gaz chaud incandescent qui est interprété comme étant sous le contrôle direct de cette matière noire, qui est estimée à un cent mille milliards de fois la masse du Soleil.
En juillet 2003, une autre image a été publiée qui peut en fait montrer la matière noire sous la forme d'une faible lueur (rendue arbitrairement par une teinte bleue) pénétrant un amas de galaxies :
Pour obtenir cette image, le HST a été entraîné pour un total de 120 heures de temps de collecte de lumière sur l'amas CL0024 qui se trouve actuellement à quelque 4,5 milliards d'années-lumière. Répandu à travers le groupe galactique est la lueur uniforme qui en elle-même n'a pas été identifiée quant à la nature. Mais sa distribution est tout à fait comme prévu pour la matière noire basée sur la théorie. Si cette lueur est vraiment une propriété de la matière noire, alors elle produit une certaine luminosité, c'est-à-dire qu'elle émet un rayonnement EM qui est normalement si faible qu'il n'est pas détecté dans des expositions plus courtes d'observations de longueur d'onde visible des télescopes spatiaux et terrestres.
Une autre image similaire de deux amas de galaxies dans HH47 (dans la constellation Vega) a été publiée en décembre 2005 par un groupe de Johns Hopkins. Ces astronomes ont utilisé un inventaire d'étoiles qui courbent la lumière pour déterminer qu'il doit y avoir un excédent de matière noire (indiqué en violet) qui est nécessaire pour permettre et maintenir le regroupement impliqué. Leur interprétation de cette question est qu'elle se trouve dans l'état "étrange" dans lequel les particules individuelles ne se heurtent pas lorsqu'elles entourent les galaxies. L'implication est que la matière noire elle-même a une distribution inégale dans l'Univers, tendant à être plus dense autour des galaxies et des groupes de galaxies. Voici une image déterminante publiée dans leur rapport :
Une autre preuve de la présence et du rôle de la matière noire est associée à NGC1404, l'amas de galaxies Formax, illustré ci-dessous. L'image aux rayons X de Chandra montre des gaz galactiques en bleu, chauffés jusqu'à 10 millions de degrés Celsius. Les nuages de gaz se déplacent à grande vitesse vers un centre (invisible). La présomption d'une grande masse invisible de matière noire autour de l'amas donne la meilleure explication (théoriquement) du comportement de ce qui a été détecté. Cet amas peut se situer à l'intersection de deux filaments de matière noire étirée que la spéculation est en ligne avec les idées d'un réseau de filaments dans l'univers primitif décrit à la page 20-2.
Récemment, des études sur la matière noire dans l'ultraviolet suggèrent que l'un de ses constituants semble être de l'hydrogène ionisé qui ne produit pas de signal détectable à partir des myriades de nuages d'hydrogène maintenant connus pour peupler les halos galactiques et l'espace intergalactique. Mais, les processus chimiques dans ces nuages produisent de l'oxygène ionisé, non combiné avec l'hydrogène ionisé invisible, qui peut être détecté. Cette forme d'oxygène est répandue dans une grande partie de l'espace au-delà des galaxies et, avec l'hydrogène ionisé, peut représenter une fraction importante de la matière noire.
Une autre approche potentielle pour étudier la matière noire, y compris une tentative de prouver son existence comme banale dans l'Univers (plutôt qu'une simple existence éphémère lors d'expériences de collisionneur sur Terre), est maintenant en cours avec l'installation d'un télescope de 2,8 mètres, appelé le pôle Sud. Télescope, situé à proximité de ce point dans l'hémisphère sud. Il sera capable de mesurer de petits changements dans les conditions (principalement les températures) autour des amas de galaxies. Ces changements vérifieraient les variations attendues causées par la matière noire/l'énergie comme prédites par les modèles en cours de développement.
À partir de la discussion ci-dessus, on pourrait se demander « Où est la majeure partie de la matière noire ? » Puisqu'il n'a pas encore été trouvé directement, la réponse réside peut-être dans ces possibilités : 1) dans les trous noirs 2) dans les galaxies non lumineuses (la preuve d'une « galaxie noire » a récemment été rapportée) 3) présentes mais « invisibles » à l'intérieur galaxies 4) dans des "halos" à peu près sphériques autour de chaque galaxie 5) dispersés dans tout l'espace intergalactique.
Une alternative intéressante à la matière noire en tant que force stabilisatrice est celle d'un concept appelé MOND, pour Modified Newtonian Dynamics. Ceci est passé en revue par son auteur, le Dr Mordecai Milgrom de l'Institut Weizmann en Israël, dans son article "Does Dark Matter Really Exist?" dans le numéro d'août 2002 de Scientific American ou le numéro d'octobre 2003 de Discover Magazine. Cochez cette case pour vous familiariser avec ses éléments essentiels. Ses idées sont dérivées d'observations selon lesquelles des vaisseaux spatiaux tels que Pioneer 10, maintenant à 9 milliards de kilomètres de la Terre, ralentissent (on s'attendrait à une augmentation des vitesses à mesure que la gravité du Soleil s'affaiblit avec la distance).Cela semblerait impliquer que la gravité solaire augmente en fait à mesure que la distance s'allonge.
En un mot, Milgrom postule une constante d'accélération, appelée a0, qui détermine le comportement gravitationnel de la matière. Les valeurs d'accélération supérieures à a0 sont cohérentes avec la deuxième loi newtonienne dans laquelle F (force) = m (masse) fois une (accélération telle que nous observons expérimentalement pour les processus gravitationnels ou pour les accélérations imposées [par exemple, un lancement de fusée]). (Rappelez-vous dans la préface que la deuxième loi de Newton fonctionne bien sur Terre et dans le système solaire mais n'est pas précise lorsque des échelles galactiques sont impliquées.) Mais dans sa proposition, des valeurs inférieures à a0 modifient le comportement des galaxies, y compris les vitesses auxquelles elles tournent. , d'une manière qui évite la nécessité de la contribution de la matière noire à la gravité galactique. En utilisant cette approche non newtonienne, l'analyse mathématique de Milgrom de la dynamique des galaxies basée sur les valeurs de une's qui sont inférieurs à a0 reproduit la plupart des effets observés dans les modèles orbitaux et les taux de mouvement des étoiles dans les galaxies. Il a provisoirement déterminé que a0 diminue la proportionnalité newtonienne d'un 10 milliardième de mètre par seconde par seconde. Ceci, plutôt que la matière noire, fait que les étoiles d'une galaxie se déplacent plus rapidement que prévu. Le modèle de Milgrom, d'abord ignoré par la plupart des cosmologistes, attire maintenant une sérieuse attention.
Un excellent article clairement écrit de Martin Rees et Priyamvada Nataranjan, intitulé Un guide de terrain sur l'univers invisible apparaît dans le numéro de décembre 2003 de Discover Magazine
Comme cette page a été ajoutée par intermittence avec de nouvelles informations, nous devons clore notre discussion sur la matière noire avec deux autres idées. On prétend simplement que "une partie" de la matière noire est de la matière ordinaire située au-delà des limites de l'univers observé. Cette matière a alors sa propre influence gravitationnelle sur cet Univers comme si elle se trouvait réellement dans la partie observée. Intéressant mais pas facilement testable.
La deuxième idée nouvelle concerne les concepts de champs et de particules de Higgs (bosons de Higgs) évoqués principalement dans la note de bas de page 4 à la page 20-1. S'appuyant sur les interrelations entre les particules telles que traitées par le modèle SuperSymmetry et les champs de Higgs, la théorie affirme qu'il peut exister quelque chose appelé le LSP (pour le plus léger superpartenaire). Le LSP est le produit final de désintégration d'une série de superpartenaires (ceux qui peuvent être postulés comme complémentaires aux particules ordinaires du modèle standard) créés dans les premiers stades de l'Univers. Le LSP contient une masse induite par le Higgs. S'ils sont réels, les LSP peuvent représenter une grande partie de la matière noire.
En août 2006, une réclamation a été faite selon laquelle des preuves directes de l'action de Dark Matter avaient été trouvées. Des astronomes de l'Université de l'Arizona et d'ailleurs, examinant l'amas de galaxies Bullet à l'aide de Chandra et d'autres télescopes, ont pu déterminer la masse à l'intérieur de l'amas. Ils ont observé deux types de matériaux intergalactiques de nature gazeuse/particulaire qui s'étaient séparés au sein de l'amas. Ainsi:
Leur interprétation supposait qu'au sein de l'amas, une galaxie plus petite avait traversé une galaxie plus grande (les étoiles sont normalement si éloignées les unes des autres que peu de collisions se sont produites). La plus grande galaxie aurait dû retirer la matière de la plus petite, entraînant une certaine ségrégation. La majeure partie de cette matière devrait résider dans le gaz interstellaire qui fournit la majeure partie des forces gravitationnelles au sein de l'amas. Mais ils soutiennent que ce degré de gravité serait insuffisamment fort pour garder les galaxies intactes pendant le processus. Ils ont émis l'hypothèse que la matière noire était nécessaire pour préserver les gaz séparés. Si effectivement la matière noire était présente dans la quantité qu'ils ont calculée, alors elle plierait la lumière des étoiles dans une mesure spécifique de la manière qui a permis à Einstein de prouver la relativité. Cela a été observé à peu près à ce niveau. L'argument a ensuite conclu que la matière noire plutôt que le gaz était le facteur qui a conduit à cet ensemble d'observations. Bien que la proposition soit alléchante, comme d'habitude, d'autres astronomes ont formulé des objections et des explications alternatives. Une telle alternative considère que la gravité varie en force sur les distances cosmiques.
Un exemple encore meilleur d'imagerie directe de la matière noire est cette vue de deux galaxies en collision (identité officielle : MAGSJ0025). Le bleu dénote la matière noire, comme imagé par HST le rouge est une image aux rayons X Chandra des gaz :
L'importance du concept de matière noire est qu'il semble fournir juste assez de matière totale pour fournir la gravité qui maintient l'Univers ensemble. Ceux qui favorisent "l'hypothèse de la boucle d'or" pour la formation de l'Univers - ni trop chaud, ni trop froid, juste ce qu'il faut" - soutiennent que trop de matière (et/ou trop peu de vitesse d'expansion) aurait conduit à une attraction gravitationnelle suffisamment forte pour contrecarrer l'expansion de l'Univers, le faisant s'effondrer sur lui-même trop peu de matière (trop de vitesse) aurait empêché la matière de s'organiser en étoiles et en galaxies. De tels résultats auraient été un Univers qui a existé mais n'a jamais atteint les bonnes conditions pour l'apparition des êtres biologiques et finalement des humains (et peut-être de l'intelligence ailleurs page suivante).
La matière noire semble également essentielle à la formation des étoiles et des galaxies. Il n'y a pas suffisamment de matière ordinaire pour organiser et maintenir les galaxies. Des poches de matière noire - dont la distribution semble être liée aux ondulations ou aux inhomogénéités trouvées par COBE et WMAP - étaient nécessaires pour aider à rassembler des caillots de matière pour former des galaxies. Les galaxies d'aujourd'hui semblent liées par des densités plus élevées de matière noire qui comprend le halo autour des types spirale et elliptique. Cette matière influence également les vitesses de rotation au sein d'une galaxie spirale, de sorte que ses parties externes se déplacent à peu près aux mêmes vitesses que les parties internes.
Une étude minutieuse menée par un groupe international d'astronomes (NASA, ESA, CalTech) a produit la première représentation en 3D de la matière noire dans une région sélectionnée de l'Univers. En utilisant les données du télescope spatial Hubble, ils ont détecté cette matière indirectement, par son effet sur la lumière passante. Cela donne des informations sur les concentrations de matière noire à différentes distances de la Terre, en utilisant l'approche standard de la bougie pour déterminer à quelle distance se trouve chaque amas de matière noire. De cette façon, ils pourraient arriver à la façon dont la matière était distribuée à différents moments de l'histoire de l'Univers. Ces deux schémas montrent des aspects de leur étude :
Passons maintenant à l'énergie noire en soi, qui comprend la majeure partie des entités physiques qui composent l'Univers.
Le satellite Landsat-7 fait partie du programme ESE (Earth Science Enterprise) de la NASA, une coentreprise de la NASA et de l'USGS (United States Geological Survey). L'objectif global de la mission est d'étendre et d'améliorer l'enregistrement à long terme des images multispectrales à moyenne résolution des surfaces continentales de la Terre fournies par les anciens satellites Landsat. 1)
Suite à la perte de Landsat-6 lors du lancement en 1993, Landsat-7 a été placé sur une voie rapide pour le lancement en 1998, mais a finalement été lancé le 15 avril 1999 (un retard d'un an a résulté du remplacement de certains composants électroniques défectueux à l'intérieur du capteur ETM+).
Le S/C et la charge utile ont été développés sous la responsabilité de la gestion/des achats de la NASA/GSFC (Scientifique du projet Landsat : D. Williams). Le satellite LS-7 a été construit par LMMS (Lockheed Martin Missiles and Space) dans les installations de Valley Forge, en Pennsylvanie. Le S/C comprend le bus Landsat-6, un enregistreur embarqué dans une mémoire à semi-conducteurs (capacité de 378 Gbits pour capturer des données au-delà de la portée des stations de réception au sol, des taux d'enregistrement de 150 Mbit/s, une lecture à 300 Mbit/s) et un instrument d'observation unique : ETM+. 2) 3)
Le vaisseau spatial Landsat-7 est de conception très similaire au satellite Landsat-6. Il dispose d'une stabilisation sur trois axes avec une capacité de pointage de 180 arcsec (3&sigma) et une connaissance de pointage de 45 arcsec (1&sigma). Le contrôle d'attitude est fourni avec quatre roues de réaction et deux barres de torsion, l'attitude est détectée avec un capteur de terre statique, 2 magnétomètres et des gyroscopes. Le contrôle de l'orbite et le déchargement de l'impulsion de secours sont assurés par un système de purge d'hydrazine monergol avec un seul réservoir contenant 122 kg d'hydrazine.
Figure 1 : Illustration de la sonde Landsat-7 (crédit image : NASA)
Masse S/C = 2200 kg, dimensions : 4,3 m de longueur et 2,8 m de diamètre, puissance = 1550 W [environ 1000 W en moyenne, fournis par un panneau solaire à cellules de silicium (4 panneaux chacun de 1,88 mx 2,26 m) et deux batteries nickel-hydrogène d'une capacité de 50 Ahr chacune]. Durée de vie de conception S/C = 7 ans.
Figure 2 : Photo du vaisseau spatial Landsat-7 pendant les activités de pré-lancement (crédit image : NASA)
Le processeur embarqué exécute des fonctions exécutées de manière autonome pour les communications à large bande, la gestion de l'alimentation électrique et le contrôle des satellites. Ceux-ci incluent le contrôle d'attitude, la gestion de la redondance, la direction de l'antenne, la gestion de la batterie, la maintenance du pointage du panneau solaire, la maintenance du profil thermique et l'exécution des commandes stockées.
Communications RF : Toutes les communications de données sont conformes au CCSDS. Un SSR (Solid State Recorder) embarqué est utilisé pour capturer les données à large bande de l'ETM+ (capacité de stockage de 378 Gbit, soit l'équivalent d'environ 100 scènes ou 42 minutes de données d'instrument).
&bull S-band (2 antennes omnidirectionnelles), 5 W, pour les données TT&C avec des débits de données de télémétrie en temps réel de 1,2 kbit/s et 4,8 kbit/s, et 256 kbit/s de données de lecture, 2 kbit/s de données de commande. Fréquences en bande S de 2106,4 MHz (liaison montante) et de 2287,5 MHz (liaison descendante). L'antenne zénith est utilisée pour les communications TDRS (Tracking Data and Relay Satellite) l'antenne nadir est utilisée pour les communications Landsat Ground Network (LGN). Chaque antenne offre une couverture essentiellement hémisphérique.
&bull X-band (3 antennes orientables), 3,5 W chaque antenne transmet des données sur deux canaux, chaque canal transportant 75 Mbit/s (total de 150 Mbit/s par antenne) jusqu'à trois liaisons distinctes sont prises en charge. Fréquences de la bande X : 8082,5 MHz, 8212,5 MHz, 8342,5 MHz. La largeur du faisceau de liaison descendante de chaque antenne est de 1,2º.
Des sites au sol existent à Sioux Falls, Dakota du Sud (Landsat Ground Station, ou LGS), Poker Flat, Alaska (Alaska Ground Station, ou AGS), Wallops Virginia (WPS) et Svalbard, Norvège (SGS). Tous les sites au sol sont équipés d'antennes de 11 mètres. AGS, SGS et LGS sont capables de recevoir simultanément des données en bande S (TT&C) à un débit descendant de 4 kbit/s et en bande X (charge utile).
Figure 3 : Vue d'artiste du satellite Landsat-7 (crédit image : NASA, USGS)
Lancer: Un lancement de Landsat-7 a eu lieu sur un véhicule Delta 2 de VAFB, en Californie, le 15 avril 1999.
Orbite: Orbite polaire héliosynchrone (orbite AM), altitude = 705 km, inclinaison = 98,2º, période = 99 minutes, couverture répétée = 16 jours, le temps nominal de traversée de l'équateur descendant est de 10h00 à 10h15.
La piste au sol est référencée au WRS (Worldwide Reference System) avec une précision de répétition de ±5 km. Le WRS indexe les orbites (chemins) et les centres de scène (lignes) dans un système de grille global (jour et nuit) comprenant 233 chemins sur 248 lignes. 4)Depuis le début de 2001, Landsat-7 vole dans ce qu'on appelle &ldquomorning constellation,&rdquo également appelé train du matin avec EO-1 (à quelques minutes d'intervalle), SAC-C et Terra. L'objectif est de comparer les images coïncidentes des instruments ETM+ et ALI. Les images &ldquopaired scene&rdquo sont utilisées pour évaluer les performances de l'ALI. En fait, les satellites EO-1 et SAC-C ont rejoint la constellation le 21 novembre 2000. L'objectif global est d'obtenir des effets synergiques pour l'interprétation et l'analyse des données.
Figure 4 : Configuration originale de la constellation du matin (crédit image : NASA)
Complément capteur : (ETM+)
ETM+ (Enhanced Thematic Mapper Plus) :
ETM+ a été construit par Raytheon SBRS (Santa Barbara Remote Sensing), Goleta, CA. ETM+ est un radiomètre à balayage 8 bandes composé de :
&bull Un miroir primaire qui balaye d'un côté à l'autre (traversée) pour produire des balayages d'image avant et arrière, et
&bull Un correcteur de ligne de balayage (SLC) ensemble de miroirs qui balaye d'avant en arrière pour compenser le mouvement vers l'avant de l'engin spatial pendant le temps d'intégration. Le mouvement de ces miroirs s'écarte d'un profil de ligne idéal, introduisant des distorsions géométriques longitudinales et transversales qui nécessitent une compensation.
Les principales différences fonctionnelles entre l'ETM et l'ancienne série TM sont l'ajout d'une bande panchromatique de résolution de 15 m et de deux plages &ldquogain&rdquo 8 bits. L'ETM+ ajoute une bande thermique de résolution 60 m, remplaçant la bande 120 m sur ETM/TM (bande n°6). Durée de vie nominale = 7 ans. 5)
Figure 5 : Schéma fonctionnel ETM+ (crédit image : SBRS)
Figure 6 : Schéma du sous-système optique ETM+ (crédit image : NASA)
L'assemblage de miroir de balayage (SMA) fournit le mouvement de balayage transversal pour développer la fauchée de scène de 185 km de long. Le SMA se compose d'un miroir plat soutenu par des pivots flexibles de chaque côté (qui ont des compensateurs pour égaliser le couple de réaction du pivot), un coupleur, un moniteur d'angle de balayage (SAM), 2 pare-chocs à ressort à lames et une électronique de miroir de balayage (SME). Le SMA bidirectionnel balaie la ligne de visée du détecteur dans les directions ouest-est et est-ouest dans le sens transversal, tandis que la trajectoire orbitale du vaisseau spatial fournit le mouvement nord-sud.
Le scanner ETM+ contient 2 plans focaux qui collectent, filtrent et détectent le rayonnement de la scène dans une fauchée de 185 km de large. Le plan focal principal se compose de filtres optiques, de détecteurs et de préamplificateurs pour 5 des 8 bandes spectrales ETM+ (bandes 1-4, 8). Le deuxième plan focal est le plan focal froid qui comprend les filtres optiques, les détecteurs infrarouges et les étages d'entrée pour les bandes spectrales ETM+ 5, 6 et 7. La température du plan focal froid est maintenue à 91 K à l'aide d'un refroidisseur radiatif. Les réseaux de lignes de détection (16 pour les bandes VNIR, 32 pour le PAN et 8 détecteurs pour le TIR) du scanner à balai sont orientés dans la direction le long de la piste. Cette disposition offre une couverture parallèle de 480 m le long de la piste en un seul balayage (sens transversal). La large couverture longitudinale permet un temps d'intégration suffisant pour toutes les cellules dans chaque balayage.
SNR (à la luminance minimale du signal)
Tableau 1 : Spécifications de la bande passante Landsat-7 ETM+
L'ETM+ comprend également un certain nombre d'améliorations radiométriques pour atteindre une incertitude radiométrique absolue de <5% (bandes 1-4). Deux nouveaux dispositifs d'étalonnage ont été ajoutés : FAC (Full Aperture Calibrator) et PAC (Partial Aperture Calibrator). ETM+ utilise trois systèmes d'étalonnage embarqués indépendants (plus l'étalonnage en amont), ce qui représente une avancée significative dans la précision absolue de l'étalonnage radiométrique. 6) 7)
&bull Un diffuseur solaire à pleine ouverture (FASC) sur la surface intérieure de la porte d'ouverture qui illumine les plans focaux avec de l'énergie solaire réfléchie de manière diffuse lorsqu'il est commandé en position
&bull Un réflecteur solaire à ouverture partielle (PASC) qui illumine les plans focaux avec une énergie solaire atténuée, une fois par orbite
&bull Calibrateur interne (IC). Lampes d'étalonnage qui projettent l'énergie étalonnée sur les plans focaux via l'obturateur d'étalonnage principal, une fois par balayage, pendant le retournement du miroir de balayage.
Dès le lancement du système LS-7, une plus grande attention a été accordée à la caractérisation et à l'étalonnage à long terme des données que pour les missions LS précédentes. En particulier, un IAS (Image Assessment System) a été intégré au système de traitement au sol. L'objectif de l'IAS est de caractériser et d'étalonner les données de l'instrument sur la durée de vie de la mission. 8) 9) 10) 11) 12)
Figure 7 : Illustration en coupe de l'instrument ETM+ (crédit image : SBRS)
Cross-track bidirectionnel, fréquence de balayage = 7 Hz
142,9 ms, (fréquence de balayage de 6,99 Hz)
185 km (15º FOV à partir d'une orbite de 705 km)
Diamètre d'ouverture 40,6 cm, configuration Ritchey-Chretien avec miroir primaire et secondaire et miroir à chicanes matériau : verre ULE (Ultra Low Expansion)
Ensemble scanner : 1,5 m x 0,7 m x 2,5 m
Module électronique auxiliaire : 0,4 m x 0,7 m x 0,9 mEnsemble scanner : 298 kg, AEM = 103 kg, faisceau de câbles = 20 kg
Conversion A/N 9 bits, transmission 8 bits/pixel (2 états de gain)
150 Mbit/s (2 x 75) par chacune des trois antennes directionnelles en bande X, format CCSDS
Tableau 2 : Quelques paramètres de l'instrument ETM+
Un étalonnage croisé a été effectué entre les paires d'images ETM+ et ALI [(Advanced Land Imager) sur la mission EO-1 (Earth Observing-1)] en utilisant deux approches. Une approche était basée sur des statistiques d'images de grandes zones communes entre les paires d'images. L'autre approche était basée sur un étalonnage indirect qui compare la radiance mesurée obtenue du capteur à la radiance prédite au niveau du capteur en utilisant les mesures de surface propagées au capteur via un code de transfert radiatif. 13) 14) 15)
Figure 8 : Projection du détecteur au plan focal principal (crédit image : NASA)
Bandes spectrales (toutes les bandes en µm)
1) 0.5 - 0.6
2) 0.6 - 0.7
3) 0.7 - 0.8
4) 0.8 - 1.11) 0,45 - 0,52 VNIR
2) 0,52 - 0,60 VNIR
3) 0,63 - 0,69 VNIR
4) 0,76 - 0,90 VNIR
5) 1,55 - 1,75 SWIR
7) 2,08 - 2,35 SWIR
6) 10,4 - 12,5 TIRP) 0,52 - 0,90 VNIR
1) 0,45 - 0,52 VNIR
2) 0,52 - 0,60 VNIR
3) 0,63 - 0,69 VNIR
4) 0,76 - 0,90 VNIR
5) 1,55 - 1,75 SWIR
7) 2,08 - 2,35 SWIR
6) 10,4 - 12,5 TIRP) 0,52 - 0,90 VNIR
1) 0,45 - 0,52 VNIR
2) 0,53 - 0,61 VNIR
3) 0,63 - 0,69 VNIR
4) 0,78 - 0,90 VNIR
5) 1,55 - 1,75 SWIR
7) 2,09 - 2,35 SWIR
6) 10,4 - 12,5 TIRPAN de 15 m
30 m VNIR/SWIR
60 m TIRPrécision géodésique sans contrôle au sol
Scanner de 318 kg, plus
103 kg AEM, plus
Faisceau de câbles de 20 kgTableau 3 : Aperçu des paramètres des instruments d'imagerie de la série Landsat
Evénements opérationnels et état du capteur ETM+ :
le SLC (Scan Line Corrector) sur l'instrument ETM+ a échoué le 31 mai 2003. La fonction SLC est de compenser le mouvement vers l'avant du satellite pendant l'acquisition des données. En conséquence de cette anomalie de fonctionnement, les balayages d'images individuelles se chevauchent et laissent également de grands espaces physiques près du bord de chaque image. Seules les parties de l'image proches du centre sont laissées complètement libres et valides. Dans l'ensemble, environ 30 % de l'image totale est manquante dans chaque image descendante.
Les contrôleurs des engins spatiaux ont immédiatement suspendu les opérations normales du LS-7 et limité les activités à l'entretien ménager des engins spatiaux et aux opérations liées à l'enquête sur les anomalies et à l'effort de récupération. Cependant, les efforts ultérieurs pour récupérer le SLC n'ont pas abouti et le problème semble être permanent. Sans SLC opérationnel, la ligne de visée ETM+ trace maintenant un motif en zigzag le long de la trajectoire au sol du satellite (Figure 10). Les écarts de couverture qui en résultent vont de zéro au centre du scan à 14 pixels aux bords extrêmes du scan.
Depuis le 16 septembre 2003, le LS-7 a repris sa programmation normale de plan d'acquisition à long terme (LTAP) d'environ 250 scènes par jour, et toutes les données seront désormais acquises en mode SLC-off. ETM + est toujours capable d'acquérir des données d'image utiles avec le SLC éteint, en particulier dans la partie centrale d'une scène donnée.
En oct.2003, l'équipe Landsat USGS/NASA essaie de développer des moyens de compenser le dysfonctionnement du SLC, avec des méthodes de traitement d'images et des stratégies d'acquisition pour exploiter la capacité d'observation restante du système LS-7. L'équipe affine les techniques de comblement des lacunes qui fusionnent les données de plusieurs acquisitions. Ils développent également des modifications au schéma d'acquisition LS-7 pour acquérir deux scènes claires ou plus aussi près que possible dans le temps afin de faciliter ce processus de comblement des lacunes. Ces images fusionnées résolvent potentiellement la plupart, sinon la totalité, des problèmes de données manquantes.
Figure 9 : Correction de ligne de balayage ETM+ (crédit image : NASA)
Figure 10 : Couverture de numérisation ETM+ avec et sans le correcteur de ligne de numérisation en fonctionnement (crédit d'image : USGS)
L'USGS a relancé la collecte de routine des données ETM+ avec le SLC désactivé le 14 juillet 2003 et a commencé à distribuer ces données fin octobre 2003. Initialement, l'USGS proposait des produits de données avec une interpolation maximale fixe de deux pixels dans leurs produits de données entièrement traités. À partir de la mi-fév. 2004, le montant maximum d'interpolation est devenu sélectionnable par l'utilisateur. À partir de mai 2004, l'USGS a commencé à fournir le premier d'une série de produits de données pour aider à rendre les données SLC-off plus utilisables. 16) 17) 18)
Figure 11 : Impact de l'anomalie ETM+ SLC (crédit image : USDA FAS Agricultural Applications Seminar 2006) 19)
Figure 12 : Image Landsat-7 du delta de la Léna dans le nord de la Russie observée le 7 juillet 2000 (crédit image : USGS)
Légende de la figure 12 : La rivière Lena, longue de 4 400 km, est l'une des plus grandes rivières du monde. La réserve du delta de la Lena est la zone de nature sauvage protégée la plus étendue de Russie. C'est un important refuge et lieu de reproduction pour de nombreuses espèces de la faune sibérienne. 20)
&bull Janvier 2014 : Landsat-7 poursuit sa mission scientifique et, sur la base des estimations de carburant, continuera de le faire au moins jusqu'à la mi-2016. Landsat-7, bien que ses images soient légèrement dégradées en raison de la défaillance du correcteur de ligne de balayage, continue de fournir une couverture mondiale et un cycle de 8 répétitions pour la mission Landsat lorsqu'il est combiné avec Landsat-8. 21)
&bull La sonde LS-7 est opérationnelle en 2013 avec les dégradations connues de l'instrument ETM+, collectant des données globales. 22)
- Lancée le 15 avril 1999 avec une durée de vie nominale de 5 ans, la mission Landsat-7 vient de commencer sa 14e année en orbite.
- De solides acquisitions mondiales se poursuivent, collectant près de 400 scènes par jour.
- La fin de vie des combustibles est 2017.
- A terminé avec succès le sous-vol avec LDCM, en collectant toutes les images que LDCM a collectées pendant une période de trois jours.
Figure 13 : Ces images montrent une partie du Grand Lac Salé, dans l'Utah, vue par les satellites LS-7 (à gauche) et LS-8 (LDCM) (à droite), les deux images ont été acquises le 29 mars 2013 (crédit d'image : USGS, Réf 22)
Légende de la figure 13 : Les 29-30 mars 2013, le LDCM était en position sous le satellite Landsat 7. Cela a permis de collecter des données presque coïncidentes à partir des deux satellites. Les images ci-dessous montrent une partie du Grand Lac Salé dans l'Utah et la région de Dolan Springs, en Arizona, cette dernière étant utilisée dans les activités d'étalonnage Landsat. 23)
Figure 14 : Image du glacier Kangerdlugssuaq, Groenland observé par Landsat-7 le 19 septembre 2012 (crédit image : USGS, ESA) 24)
Légende de la figure 14 : Cette image, publiée le 21 décembre 2012, montre le plus grand glacier de sortie de la côte est du Groenland, déversant de la glace dans les océans environnants. Sur cette image, on peut voir des centaines d'icebergs tacher l'eau. Une étude récente basée sur des observations satellitaires a révélé qu'au cours des 20 dernières années, la fonte des glaces au Groenland et en Antarctique a contribué d'environ 11 mm à l'élévation mondiale du niveau de la mer. Cette image montre clairement le front de vêlage du glacier, où la glace se détache. Au fil des ans, les images satellites ont montré que ce front s'est retiré et indique que le glacier diminue avec le temps.
&bull Le 23 juillet 2012, le programme Landsat a célébré son 40 e anniversaire, représentant le plus long record mondial continu d'observations de la Terre depuis l'espace. Au cours de quatre décennies, les satellites Landsat ont effectué des mesures spécialisées des continents terrestres et des régions côtières environnantes, permettant aux gens d'étudier de nombreux aspects de notre planète et d'évaluer les changements dynamiques causés à la fois par les processus naturels et les pratiques humaines. Le long enregistrement des informations spectrales Landsat est une archive historique inégalée en termes de qualité, de détail, de couverture et de longueur. 25)
Les archives USGS riches en données construites à partir des satellites Landsat depuis 1972, avec plus de trois millions d'images, représentent la surface de la Terre sur une période de 40 ans, une histoire de notre monde physique sans précédent dans l'histoire de la science.
&bull La sonde LS-7 est opérationnelle en 2012 avec les dégradations connues de l'instrument ETM+. 26)
Figure 15 : Trois images Landsat de la mer Morte (Israël) sur une période de 4 décennies (Crédit image : NASA/GSFC) 27)
Légende de la figure 15 : Les 3 images Landsat ont été capturées par les satellites Landsat-1, -4 et -7. Visible est la péninsule de Lisan (en bas au centre) qui forme un pont terrestre à travers la mer Morte. Les eaux profondes sont bleu foncé, tandis que le bleu pâle montre les étangs salés et les eaux peu profondes au sud. Les régions rose pâle et couleur sable sont des terres désertiques. La végétation plus dense apparaît rouge vif. - L'expansion des projets d'évaporation massive de sel sur la mer Morte est clairement visible dans cette série temporelle d'images prises par les satellites Landsat exploités par la NASA et l'USGS (U.S. Geological Survey). L'USGS conserve une archive de 40 ans d'images Landsat qui sont des données librement disponibles sur Internet.
&bull La sonde LS-7 est opérationnelle en 2011 (11 ans d'exploitation en orbite). 28)
&taureau LS-7 est opérationnel en 2010 fournissant des données d'images, cependant avec les dégradations connues de l'instrument ETM+. Le carburant consommable, nécessaire à la stabilisation de l'orbite et de l'angle du satellite, s'épuisera en 2012. 29) 30) 31)
Figure 16 : Aperçu des défaillances/récupérations des composants du LS-7 au cours de sa durée de vie jusqu'en janvier 2010 (crédit image : USGS, Réf. 30)
&bull L'instrument Landsat 7 ETM+ fonctionne actuellement en mode SAM (Scan Angle Monitor) pour contrôler le mouvement du miroir de balayage pendant l'imagerie. Au fil du temps, l'usure de l'ensemble miroir de balayage fera perdre à l'instrument la capacité de synchroniser l'obturateur d'étalonnage avec le miroir de balayage. - Les projections actuelles montrent que cela se produit entre mars 2007 et janvier 2008. En conséquence, des modifications des opérations et du logiciel sont nécessaires pour basculer l'instrument vers un mode alternatif, connu sous le nom de & ldquobumper mode. & rdquo Le Landsat-5 Thematic Mapper a subi un changement similaire en 2002. 32)
&bull En préparation de cet événement, les 3 et 19 mars 2006, l'équipe des opérations aériennes de Landsat-7 a testé avec succès le fonctionnement en mode bumper sur plusieurs sites d'étalonnage géométrique. L'analyse des données préliminaires montre que le mouvement d'une des antennes impacte l'acquisition d'images, mais cette erreur peut être corrigée par le système de traitement au sol. Des recherches approfondies supplémentaires sont en cours, mais ce test réussi du mode pare-chocs est un indicateur positif de la poursuite de la mission Landsat-7.
&bull Le vaisseau spatial Landsat-7 et sa charge utile ont atteint la fin de leur durée de vie de cinq ans le 15 avril 2004.
Statut des gyroscopes du vaisseau spatial LS-7 :
Le projet LS-7 a mis hors tension l'un de ses gyroscopes le 5 mai 2004, en raison d'indications d'un comportement anormal. Le vaisseau spatial dispose de trois gyroscopes à deux degrés de liberté et en a besoin de deux à tout moment pour maintenir le contrôle d'attitude. Une évaluation des risques a signalé une probabilité de 40 pour cent d'une autre défaillance du gyroscope en juillet 2005. Une équipe a été constituée pour modifier le logiciel à bord du vaisseau spatial pour qu'il fonctionne dans ce que l'on appelle le mode Virtual Gyro (V-Gyro). Dans ce mode, si un autre gyroscope tombe en panne, le système de contrôle d'attitude utilisera le gyroscope restant, ainsi que l'instrumentation de bord existante et la nouvelle logique de contrôle, pour maintenir le contrôle d'attitude.
Depuis le 1er février 2006, l'équipe Landsat-7 a développé et téléchargé un logiciel de vol qui peut agir comme un gyroscope & rdquovirtual & rdquo -- prêt à être utilisé si un autre gyroscope tombe en panne. La capacité améliorée a été conçue, développée, testée et mise en œuvre sans interférence avec les opérations Landsat-7 en cours.
Segment sol LS-7 et politique de traitement des données :
Les données Landsat-7 sont reçues et distribuées à la communauté des utilisateurs par l'USGS (capturant et traitant 250 scènes Landsat par jour et fournissant au moins 100 scènes aux utilisateurs chaque jour). La NASA/GSFC a effectué des opérations de mission en orbite jusqu'au 1er octobre. , 2000, après que la responsabilité des opérations de vol et de la gestion du LS-7 a été transférée à l'USGS/EDC (opérations de vol, maintenance et gestion de toutes les données au sol, réception, traitement, archivage, génération de produits et distribution). La philosophie de fonctionnement a changé et les données ETM+ couvrant les surfaces continentales mondiales sont archivées aux États-Unis. L'archive ETM+ est continuellement mise à jour au fur et à mesure que les données deviennent disponibles. Cette politique de données diffère du passé (Landsat-4 et -5), où les données n'étaient acquises auprès du S/C que sur la base des demandes des clients. La nouvelle politique d'archivage augmentera considérablement la quantité de données disponibles pour la communauté des utilisateurs. 33) 34) 35)
La conception du système au sol Landsat-7 comprend un système d'évaluation d'images (IAS) pour fournir aux utilisateurs les informations auxiliaires nécessaires pour générer des images numériques ETM+ utiles, calibrées radiométriquement et géométriquement corrigées. Un autre aspect de la nouvelle politique de traitement des données est que les données ETM+ seront distribuées à partir des archives sous une forme essentiellement brute. Les utilisateurs sont responsables de la tâche de prétraitement de leurs images (c'est-à-dire des corrections radiométriques et géométriques). Le prix des images Landsat-7 est nettement inférieur à celui des produits commerciaux Landsat-4 et -5.
&taureau En avril 2008, l'USGS a annoncé l'ouverture des archives Landsat-7 offrant un accès gratuit à l'ensemble de la communauté des utilisateurs. Les images précédemment acquises de Landsat 1 à Landsat 5 sont également désormais disponibles en téléchargement gratuit en utilisant le même format de traitement standard. Le calendrier de diffusion est présenté dans le tableau 4. 36)
Début janvier 2009, plus de 225 000 scènes avaient été téléchargées depuis le 1er octobre 2008. Les images Landsat 7 ETM+ SLC-off et Landsat 5 TM récemment acquises avec moins de 40 % de couverture nuageuse sont automatiquement traitées et mises à disposition pour téléchargement immédiat. Les images avec une couverture nuageuse supérieure à 40 % peuvent être traitées sur demande. Une fois les scènes demandées traitées, une notification par e-mail est envoyée au client avec les instructions de téléchargement. Ces scènes deviendront alors accessibles à tous les utilisateurs. 37)