Nancy-Grace-Roman (télescope spatial)

Le télescope spatial Nancy-Grace-Roman (NGRST pour l'anglais Nancy Grace Roman Space Telescope ; aussi abrégé en Roman Space Telescope, Roman, ou RST), anciennement Wide Field Infrared Survey Telescope (WFIRST), est un observatoire infrarouge développé par l'agence spatiale américaine, la NASA. Ce télescope spatial, qui constitue pour la NASA un instrument d'astrophysique majeur de la classe du JWST et de Hubble, est lancé le 30 août 2026. Il doit poursuivre les investigations menées jusque-là par ses prédécesseurs sur l'énergie sombre, les exoplanètes et plus généralement l'astrophysique.

Nancy-Grace-Roman
Télescope spatial

Vue d'artiste du télescope Roman (2020).

Données générales

Organisation	Goddard (NASA)
Constructeur	Ball Aerospace, Harris
Programme	ExEP
Domaine	énergie sombre, exoplanètes
Statut	En transit vers sa destination
Autres noms	WFIRST
Lancement	30 août 2026
Lanceur	Falcon Heavy
Durée	5 ans (mission primaire)
Identifiant COSPAR	2026-199A
Site

Caractéristiques techniques

Masse au lancement	9 174 kg
Dimensions	12,4 m. (longueur) x 4,4 m.
Ergols	Hydrazine
Masse ergols	1 116 kg
Contrôle d'attitude	Stabilisé 3 axes
Source d'énergie	Panneaux solaires
Puissance électrique	4 500 watts

Orbite

Orbite	Orbite de quasi halo
Périapside	188 400 km
Apoapside	807 000 km
Localisation	Point de Lagrange L2 du système Terre-Soleil
Période de révolution	6 mois

Télescope

Type	Système anastigmatique à trois miroirs
Diamètre	2,36 m
Focale	8,90 m
Longueur d'onde	Visible et proche infrarouge (0,48–2,3 micromètres)

Principaux instruments

WFI	Spectroscope imageur
CGI	Coronographe

Le télescope spatial est préparé dans une salle blanche du centre spatial Kennedy en vue de son lancement (juin 2026).

Le développement de Roman par la NASA a pour origine le rapport décennal de 2010 du Conseil national de la recherche des États-Unis qui donne, pour l'astrophysique spatiale, la plus haute priorité à l'étude de l'énergie sombre. Cette forme d'énergie, dont l'existence a été découverte de manière indirecte en 1998, est une composante majeure de l'Univers mais sa nature relève de spéculations. Roman a également pour objectif d'effectuer un recensement statistique (masse et distance de leur étoile) des exoplanètes situées dans le bulbe galactique par l'observation des microlentilles gravitationnelles et d'identifier et de caractériser celles situées à proximité du système solaire à l'aide d'un coronographe. Le troisième objectif est de cartographier et caractériser les sources infrarouge de la Voie lactée.

Le télescope spatial Roman a une masse de 9,2 tonnes et est long de 12,4 mètres. Il dispose d'un miroir primaire de 2,4 mètres cédé par la NRO et est équipé de deux instruments : un imageur/spectrographe et un coronographe. Les observations sont effectuées en lumière visible et dans le proche infrarouge (0,48 à 2 micromètres). Pour remplir ses objectifs Roman dispose d'une focale courte avec un champ de vue étendu et un détecteur de 288 mégapixels. Ses instruments lui permettent de produire des images de la qualité du télescope Hubble en couvrant environ 100 fois plus de surface (0,281 degré carré). Le coronographe expérimental combine plusieurs techniques lui permettant de masquer une étoile 100 millions de fois plus brillante que les planètes qui gravitent autour d'elle.

Roman, dont le coût est estimé à 4,3 milliards de dollars américains, est entré dans une phase de développement actif en février 2016. Il est placé en orbite autour du point de Lagrange L₂ du système Terre-Soleil à 1,2 million de kilomètres de la Terre. Sa mission primaire a une durée de 5 ans mais il emporte des consommables (ergols) garantissant son fonctionnement durant 10 ans.

Le télescope porte le nom de l'astrophysicienne américaine Nancy Grace Roman (1925-2018) qui a développé les premiers observatoires spatiaux de la NASA (Orbiting Solar Observatory) et a joué un rôle moteur dans le lancement du projet du télescope spatial Hubble.

Contexte

Roman résulte de la convergence de plusieurs projets d'observatoires spatiaux ayant pour objectif l'étude de l'énergie sombre (également appelée énergie noire), la détection des exoplanètes par l'observation des microlentilles gravitationnelles et la cartographie du ciel dans l'infrarouge. En 2000, le projet de télescope spatial GEST (Galactic Exoplanet Survey Telescope), dont l'objectif est à la fois l'exploitation des microlentilles gravitationnelles et l'étude de l'énergie sombre est proposé à la NASA mais n'est pas retenu. Ce projet est modifié au cours de la décennie suivante et devient MPF (Microlensing Planet Finder) qui est proposé au moment de l'élaboration du rapport décennal 2010 fixant les priorités dans le domaine de l'astronomie et de l'astrophysique pour la décennie suivante.

Peu après avoir découvert en 1998 l'énergie sombre Saul Perlmutter (Prix Nobel de physique en 2011 pour cette réalisation), propose avec Michael Levi le développement de l'observatoire spatial SNAP (Supernova Acceleration Probe). L'étude de ce projet est réalisée au sein du Département de l'Énergie. Sa fusion avec une étude similaire menée au sein de la NASA débouche sur le projet JDEM (Joint Dark Energy Mission) dirigé par Neil Gehrels du centre de vol spatial Goddard. La découverte de l'énergie sombre entraîne également de multiples propositions d'observatoires spatiaux au sein des centres de recherche américains : ADEPT (Advanced Dark Energy Physics Telescope) est proposé par une équipe de l'université Johns-Hopkins. Des chercheurs du National Optical Astronomy Observatory proposent Destiny (Dark Energy Space Telescope). JEDI (Joint Efficient Dark Energy Investigation) est proposé par un chercheur de l'université de l'Oklahoma. La NASA et l'Agence spatiale européenne (ESA) envisagent brièvement de fusionner leurs projets JDEM et Euclid (pour l'ESA) au sein de IDECS (International Dark Energy Cosmology Surveyor). Cette fusion n'aboutit pas, mais les deux agences décident de coopérer à leurs projets respectifs. La cartographie du ciel dans l'infrarouge, le troisième objectif de Roman, est l'objet du projet NIRSS (Near Infrared Sky Surveyor), proposé par Daniel Stern du Jet Propulsion Laboratory.

Historique du projet Roman

Il s'écoule 16 ans entre les premières études et le lancement du télescope Roman. Le projet Roman de la NASA est élaboré en réponse à la priorité donnée en 2010 par la communauté scientifique à l'étude de l'énigmatique énergie sombre. Il repose initialement sur un miroir de 1 à 1,5 mètres. Mais la NRO cède gracieusement en 2012 à l'agence spatiale deux miroirs de 2,4 mètres qui devaient être utilisés par des satellites de reconnaissance optique qui n'ont finalement pas été construits. Le changement de taille du miroir ainsi que ses capacités moindres dans l'infrarouge, imposent une révision en profondeur des spécifications de l'observatoire spatial. La phase de développement du projet débute officiellement en 2016. Le projet entre rapidement dans une phase de turbulence principalement due au doublement du budget alloué qui atteint plus de 4 milliards US$ malgré les coupes opérées dans les capacités du coronographe, un des deux instruments de l'observatoire. La présidence des États-Unis tente sans succès d'annuler le projet dans ses propositions budgétaires de 2019 et de 2020. Au cours des années suivantes, le projet se poursuit sans événement significatif. Renommé en 2020 en l'honneur de l'astrophysicienne américaine Nancy Grace Roman, la phase de réalisation et de test s'achève début 2026.

WFIRST : un projet identifié comme prioritaire par la communauté scientifique (2010)

Les priorités dans le domaine de l'astronomie et de l'astrophysique sont définies tous les dix ans dans un rapport publié par le Conseil national de la recherche des États-Unis et rédigé par la communauté scientifique. Le rapport publié en 2010 et baptisé New Worlds, New Horizons (« Nouveaux mondes, nouveaux horizons »), fixe les priorités pour la décennie 2015-2025. Il recommande la fusion des objectifs des projets NIRSS, MPF et JDEM dans un seul projet qui est baptisé WFIRST (Wide Field Infrared Survey Telescope) c'est-à-dire télescope d'étude infrarouge grand champ) auquel est donnée la priorité la plus élevée. WFIRST doit étudier la nature de l'énergie sombre en utilisant trois techniques en parallèle : la mesure des oscillations acoustiques baryoniques, la mesure des distances des supernova et l'étude des lentilles gravitationnelles faibles. L'objectif est de déterminer l'impact de l'énergie sombre sur l'évolution de l'Univers. Un autre objectif de WFIRST est l'étude des exoplanètes dans le bulbe central de notre galaxie à travers l'observation des lentilles gravitationnelles. Pour y parvenir le télescope envisagé disposera d'un miroir primaire de 1,5 mètre de diamètre avec un champ de vue étendu. Il peut observer le proche infrarouge et a une capacité de spectroscopie avec une résolution spectrale basse. Le cout du projet est évalué à 1,6 milliard US$ et le lancement est prévu pour 2020. Une phase d'étude menée par six personnes débute au sein de la NASA. Le projet fait partie du programme Exoplanet Exploration (ExEP) qui comprend également le télescope spatial Kepler et l'interféromètre LBTI du télescope terrestre Large Binocular Telescope.

Cession à la NASA de l'optique des satellites de reconnaissance de la NRO (2012)

La conception initiale de WFIRST repose sur une optique dotée d'un miroir primaire de 1,1 à 1,5 mètre de diamètre. Mais en juin 2012 l'agence américaine National Reconnaissance Office (NRO) cède à la NASA, sans contrepartie financière, deux télescopes optiques d'une valeur unitaire de 250 millions US$. Ceux-ci ont été fabriqués par la société ITT/Exelis pour le projet de satellite de reconnaissance FIA-Optical arrêté en cours de développement. L'optique du satellite FIA-Optical, qui comprend un miroir primaire de 2,4 mètres de diamètre, est conçue pour fournir des images couvrant de grandes surfaces dans le but de compléter les images beaucoup plus détaillées produites par la famille de satellites de reconnaissance de la NRO KH-11 Kennen et Crystal qui sont en opération depuis 1976. Ce miroir de 2,4 mètres a une taille identique à celui du télescope Hubble, qui avait été également fourni par une source militaire. La cession ne porte que sur le miroir primaire de l'optique du futur observatoire spatial : l'instrumentation scientifique, le reste de l'optique (miroir secondaire) ainsi que le bus (module de service) restent à concevoir et fabriquer par la NASA.

Refonte du projet autour de l'optique cédée par la NRO (2013-2015)

Comparaison de la version d'origine (IDRM) et de la version AFTA

Caractéristique	IDRM	AFTA
Optique	Miroir ∅ 1,3 m hors axe	Miroir ∅ 2,4 m dans l'axe
Instruments	Imageur WFI avec prisme 2 spectrographes	WFI avec grisme Spectrographe à champ intégral Coronographe
Spectre observé	0,6-2,0 micromètres
Champ de vue	0,291 degré²	0,281 degré²
Résolution spatiale	0,18 seconde d'arc	0,11 seconde d'arc
Pixels image	120 millions	300 millions
Orbite	Point de Lagrange L2	Orbite géostationnaire

Ajout du coronographe

Le champ de vue de Roman (chaque rectangle correspond à l'image capturée par un des 18 détecteurs de l'instrument WFI) comparé à celui de Hubble et JWST figurés par les petits carrés situés sous la photo du ciel.

La NASA décide d'adapter son projet WFIRST, qui est rebaptisé temporairement WFIRST-AFTA (Astrophysics Focused Telescope Assets), afin d'utiliser un des deux ensembles optiques (la deuxième optique faute de moyens financiers ne sera pas utilisée par l'agence spatiale). Cette nouvelle configuration doit théoriquement permettre de réduire le coût évalué à ce moment à 1,7 milliard $ tout en améliorant les performances de télescope spatial. Une étude détaillée de l'architecture incorporant ce nouvel élément publiée en mai 2013 confirme l'intérêt de ces modifications et l'agence spatiale américaine décide l'adoption de l'optique cédée par la NRO. Toutefois l'utilisation du nouveau miroir augmente en fait considérablement le coût du projet. Par ailleurs l'optique cédée n'est pas optimisée pour l'observation dans l'infrarouge alors que ce rayonnement est essentiel pour l'étude des galaxies lointaines et donc de l'énergie sombre. Le télescope spatial ne devait disposer que d'une caméra équipée pour la spectroscopie. Pour compenser la réduction des performances dans l'infrarouge, la NASA décide d'ajouter un coronographe qui doit permettre d'étudier les exoplanètes.

Changement d'orbite

Initialement le télescope spatial est conçu pour être placé sur une orbite géosynchrone avec une inclinaison orbitale de 28,5°. Par rapport à une orbite autour du point de Lagrange L₂, l'orbite géosynchrone présente plusieurs avantages. Le principal porte sur le volume de données transféré, un facteur très important pour WFIRST : sur une orbite géosynchrone, le télescope spatial survole toujours la même région de la Terre ce qui permet de transférer de manière continue des données. Autour du point de Lagrange L₂, le transfert doit être effectué lors de vacations limitant le volume et imposant l'emport d'une mémoire de masse de très grande capacité. Le principal avantage de l'orbite autour du point de Lagrange L₂, est la suppression des contraintes d'observation liées à la proximité de la Terre et de la Lune. L'étude de 2015 n'avance aucune préconisation mais, par la suite, l'orbite géosynchrone est abandonnée.

Planification

La NASA poursuit en 2014 la phase d'étude. Elle dispose, dans le budget proposé pour 2015, de fonds nécessaires pour poursuivre la conception du coronographe et des détecteurs des instruments mais qui ne lui permettent toutefois pas de lancer la construction du télescope spatial. Compte tenu de la durée de la phase de conception et de fabrication la mise en orbite du télescope n'est pas prévue avant le milieu de la décennie 2020 (évaluation 2014). Le projet entre officiellement dans une phase de développement le 18 février 2016.

Comparaison des caractéristiques des principaux télescopes spatiaux fonctionnant en lumière visible/infrarouge

Caractéristique	Roman	Hubble	JWST	Euclid	Xuntian
Agence spatiale	NASA			ESA	CNSA
Date lancement	2026	1990	2021	2023	2027
Principaux objectifs scientifiques	énergie sombre, exoplanètes, cartographie sources infrarouge de la Voie lactée	Mesure de l'âge et de la vitesse d'expansion de l'Univers, composition de celui-ci, cycle de vie des étoiles	Formation des premières étoiles et des galaxies, formation et évolution des cortèges planétaires et composition de l'atmosphère des exoplanètes.	énergie sombre, formation des structures cosmiques	Cosmologie, énergie sombre, Développement des galaxies
Longueurs d'onde	Visible (0,48 – 0,9 µm) Proche infrarouge (0,9 – 2,3 µm)	Ultraviolet (0,2 - 0,4 µm) Visible (0,4 – 0,9 µm) Proche infrarouge (0,9 – 1,7 µm)	Visible (0,6 – 0,9 µm) Proche infrarouge (0,9 – 3 µm) Infrarouge moyen /long (3 – 28 µm)	Visible (0,55 – 0,9 µm) Proche infrarouge (0,9 - 2 µm)	Ultraviolet (0,255 - 0,4 µm) Visible (0,4 – 0,9 µm) Proche infrarouge (0,9 – 1,7 µm)
Type télescope	Anastigmatique à trois miroirs	Ritchey-Chrétien	Anastigmatique à trois miroirs	Korsch	Korsch Hors axe
Ouverture	2,36 m	2,4 m	6,5 m	1,2 m	2 m
Longueur focale	7,9 m	57,6 m	131,4 m	25,4 m	28 m
Champ de vue	0,281 deg²	0,002 deg²	0,04 x 0,08 deg²	0,57 deg²	1,1 deg²
Résolution spatiale	0,11 seconde d'arc	0,04 à 0,13 seconde d'arc	0,1 seconde d'arc	0,1 seconde d'arc	0,15 seconde d'arc
Résolution spectrale	450 - 850	1 550–24 000 (ultraviolet)	150-2 700	380	200
Instruments	Imageur, Spectrographe / Coronographe	Imageur, spectrographe	Imageur, spectrographe dont multi-objets, coronographe	Imageur, spectrographe	Imageur, spectrographe
Détecteurs	18 x 4 096 × 4 096 pixels (WFI)	1 024 × 1 024 pixels (WFC3)	8 x 2 024 × 2 024 pixels (NIC)	36 x 4 096 × 4 096 pixels (VIS) 16 x 2 024 × 2 024 pixels (NISP)
Masse	10,5 t	11 t	6,2 t	2 t	15,5 t
Orbite	Point de Lagrange L2	Orbite terrestre basse	Point de Lagrange L2		Orbite terrestre basse
Maintenance	Oui	Oui	Non	Non	Oui
Coût approximatif phase opérationnelle comprise jusqu'à la date indiquée	~4 milliards € (2031)	~10 milliards € (2025)	~10 milliards € (2026)	~1,5 milliards € (2029)

Dépassements budgétaires et tentatives d'annulation du projet (2017-2020)

Le développement du coronographe, qui du fait de ses innovations nécessite une phase de mise au point complexe, les adaptations nécessaires de l'optique et certaines options retenues par l'équipe de la NASA au fil de l'étude - télescope conçu pour une maintenance en cours de vie, possibilité d'associer un coronographe externe (starshade), choix hybride (interne/externe) des fournisseurs, sélection de deux centres pour le traitement des données, etc. - entrainent un dérapage du budget et du planning. Selon un rapport d'évaluation externe d'octobre 2017 qui pointent les dérives du projet, le coût de celui-ci atteint désormais 3,9 milliards US$ soit près du double de l'enveloppe de 1,6 milliard US$ définie en 2010. Par ailleurs ce coût n'inclut pas la provision pour risque de 300 millions US$ qui est systématiquement incluse dans un projet de cette envergurer. Toutefois ce surcoût est attribué à hauteur de 1,1 milliard US$ à des causes "normales" (dont 0,7 milliard US$ pour l'inflation, 0,3 milliard US$ pour l'adaptation du projet au miroir de 2,4 m et 0,1 milliard US$). Les responsables de la NASA décident de plusieurs mesures pour réduire à la fois les coûts et les risques. La mesure la plus importante consiste à faire du coronographe un simple démonstrateur technologique, le CDTI (Coronograph Technology Demonstration Instrument). Un plafond de 3,2 milliards US$ est fixé au coût global du projet. Compte tenu des décisions prises, les responsables de la NASA décident en avril 2018 que le projet peut entrer en phase B (Conception préliminaire).

Un deuxième événement vient menacer le projet Roman. L'observatoire spatial infrarouge James-Webb subit un dérapage budgétaire qui réduit les ressources financières de la division astrophysique de la NASA. Pour trouver les sommes manquantes une première tentative d'annulation du télescope Roman a lieu lors de la préparation du budget 2019 de l'agence spatiale par la présidence Obama (voté en mars 2018) et elle est réitérée lors de la définition du budget 2020 par la présidence Trump (voté en mars 2019). Les deux propositions d'annulation suscitent une réaction vigoureuse de la communauté scientifique qui rappelle que le projet a été défini comme une priorité pour la décennie à venir. Dans les deux cas le Congrès américain vote les fonds permettant la poursuite du projet. En mai 2025, alors que les développements sont pratiquement achevés, une dernière tentative d'annulation du projet par la présidence Trump est repoussée par le Congrès.

Développement (2018-2026)

Durant la phase de développement qui débute en 2018 le projet est géré par le Centre de vol spatial Goddard, établissement de la NASA chargé traditionnellement des missions d'astrophysique de la NASA. Il est assisté par le Jet Propulsion Laboratory en charge de la gestion du coronographe. En janvier 2018 un contrat de 23 millions US$ est passé par la NASA avec la société Teledyne pour la fourniture de 72 détecteurs infrarouge qui analyseront la lumière collectée par l'instrument WFI. La NASA confie en mai 2018 à la société Ball Aerospace (devenu filiale de BAE Systems en 2023) le développement, les tests et le support opérationnel de la partie opto-mécanique de l'instrument principal WFI pour un montant de 113,2 millions US$. La France contribue à la mission via le laboratoire d’astrophysique de Marseille qui fournit six des petits miroirs utilisés par le coronographe. Début 2019, le projet dispose d'une marge de neuf mois par rapport à son objectif de lancement de 2025. Le 30 novembre 2018, la NASA confie à la société Harris (établissement de Rochester dans l'état de New York) la fourniture de l'optique (OTA) du télescope spatial pour un montant de 195,9 millions US$. Le 28 août 2019, le projet passe avec succès l'étape de la revue préliminaire de conception malgré les deux tentatives d'annulation de la présidence. Le confinement associé à l'épidémie de COVID-19 touche de plein fouet le cout et le planning du projet. Son cout total passe de 3,9 à 4,3 milliards US$. Le lancement est prévu pour septembre 2026. En juillet 2022 la NASA choisit le lanceur Falcon Heavy de la société SpaceX pour le lancement du télescope spatial. Le montant du contrat est de 255 millions US$. A la veille du lancement le coût total du projet en incluant cinq années d'opération dans l'espace s'établit à 4,5 milliards US$ soit trois fois l'estimation initiale du projet WFIRST. Cette somme se ventile de la manière suivante : 3,2 milliards pour le développement, 255 millions US$ pour le lancemenet et 1 milliard US$ pour la gestion de la phase opérationnelle.

WFIRST devient Nancy Grace Roman telescope (2020)

Le télescope spatial prend en 2020 le nom de l'astrophysicienne américaine Nancy Grace Roman (1925-2018). Roman est la première femme à avoir mené un programme scientifique majeur au sein de l'agence spatiale américaine. Responsable du développement des premiers télescopes spatiaux de la NASA (projets OSO et OAO) elle a également joué un rôle moteur dans le lancement du projet du télescope spatial Hubble en mobilisant la communauté des astronomes.

Un risque majeur : la saturation du réseau de communications (2024)

Le fonctionnement du télescope Roman nécessite que les réseaux de stations terriennes soient en mesure de recevoir un volume de données sans précédent. Il est prévu que le télescope transmette chaque jour 1 375 gigaoctets de données soit 20 fois plus que le James Webb (50 Go) et 80 fois plus que Hubble (17 Go). Pour parvenir à collecter ces données il est prévu des sessions de télécommunications s'appuyant sur quatre réseaux d'antennes : les réseaux de la NASA Deep Space Network (6 heures par jour) et Near Space Network (7 heures/jour), le réseau de l'Agence spatiale européenne ESTRACK (4 heures/jour) et la station terrienne Usuda de l'agence spatiale japonaise (4 heures par jour). Mais aucun de ces réseaux, dans sa configuration prévue pour la date de lancement de Roman en 2024, ne dispose des capacités nécessaires, c'est pourquoi des travaux d'amélioration sont nécessaires. Le rapport du projet par le service d'audit interne de la NASA publié en juillet 2024 met en avant que les retards pris sur leur réalisation ou même leur programmation constituent désormais le principal obstacle à la réalisation des objectifs de la mission.

Objectifs scientifiques

Contrairement aux deux autres grands télescopes spatiaux opérationnels de la NASA, Hubble et James Webb, le télescope Roman n'est pas un observatoire généraliste c'est à dire qu'il n'a pas la capacité d'étudier des objets célestes très différents. Il est conçu pour balayer de grandes régions du ciel dans le but d'étudier la matière noire et l'énergie sombre, de découvrir jusqu'à 100 000 exoplanètes en utilisant les méthodes du transit et de la lentille gravitationnelle faible et d'observer environ 200 millions d'étoiles sources de lumière infrarouge situées dans la Voie lactée.

Détermination de la nature de l'énergie sombre

L'Univers est en expansion et, du fait des forces de gravitation, le taux de cette expansion devrait décroître, mais ce n'est pas ce qui est constaté. Ce phénomène, découvert au début des années 1990, a été baptisé « énergie sombre » (ou «énergie noire »). L'énergie sombre représente les trois quarts de la masse/énergie de l'Univers. Au lancement du projet en 2014, comme en 2026, sa nature reste une des principales énigmes dans le domaine de la cosmologie. L'objectif principal de Roman est de tenter de répondre aux principales interrogations soulevées par l'énergie sombre : est ce que celle-ci varie dans le temps ? Est ce qu'elle nécessite une modification de la théorie de la relativité générale d'Einstein ou s'agit-il effectivement d'un nouveau type d'énergie ? Pour y répondre le télescope spatial va utiliser trois techniques afin de déterminer le taux d'expansion de l'Univers à travers les âges et la vitesse d'accroissement des grandes structures (galaxies, groupes de galaxies). Ces méthodes sont :

• la spectrométrie d'une très grande quantité de galaxies situées aux latitudes célestes hautes. Celle-ci est utilisée pour déterminer l'évolution temporelle de la distribution des galaxies ce qui permet d'en déduire l'évolution de l'énergie sombre avec le temps. Ce recensement doit permettre de mesurer la croissance des grandes structures de l'Univers et ainsi tester la théorie de la relativité générale d'Einstein ;
• la mesure des distances des supernovae de type Ia qui servent de chandelles standard pour la détermination des distances absolues. Des portions de ciel seront surveillées pour découvrir de nouvelles supernovæ de ce type et mesurer les courbes de lumière et les spectres fournissant ainsi à la fois leur distance et leur décalage vers le rouge. Ces données en retour permettent de mesurer l'évolution dans le temps de l'énergie sombre et de recouper les résultats fournis par la méthode précédente ;
• la détermination des formes et des distances d'un très grand nombre de galaxies et groupes de galaxies. La déformation de l'image des galaxies les plus lointaines permet de détecter les concentrations de masse situées entre l'instrument et les galaxies photographiées. En retour celles-ci permettent de déterminer la distribution dans les trois dimensions des masses de l'Univers. Ces données doivent permettre de mesurer l'évolution de la matière sombre dans le temps et fournir une mesure indépendante de la croissance des grandes structures de l'Univers.

Recensement et étude des exoplanètes

Schéma 1 : Principe de détection d'une planète par la méthode de la microlentille gravitationnelle : lorsqu'une planète et son étoile passent en avant-plan d'une source lumineuse (étoile, ou autre objet céleste), la magnitude apparente de cette dernière est amplifiée. L'amplification comporte deux pics correspondant respectivement au passage de l'étoile et de la planète en avant-plan. La distance entre la planète et son étoile est déterminée par le temps écoulé entre les deux pics tandis que la hauteur du pic lumineux de la planète par rapport à celui de l'étoile fournit le rapport de masse entre les deux corps célestes.

Deux méthodes différentes sont utilisées pour détecter et caractériser les exoplanètes situées dans le voisinage du système solaire.

Roman doit effectuer un recensement des exoplanètes situées dans le bulbe galactique en exploitant le phénomène de lentille gravitationnelle faible. Celle-ci repose sur le fait que la lumière d'une étoile est magnifiée lorsqu'une étoile plus proche de l'observateur (= télescope) passe devant elle du fait de la courbure du rayonnement émis sous l'effet de la gravité (cf. schéma 1). Si cette dernière étoile comporte un cortège de planètes, le passage de chacune d'entre elles devant l'étoile en arrière-plan entraîne également une amplification proportionnelle à sa masse. Cette technique permet de mesurer la masse et la distance à leur étoile de planètes de petite masse (à partir d'un dixième de la taille de la Terre) à condition qu'elles se situent à plus de 0,5 unité astronomique de leur étoile. Le programme d'observation prévoit la surveillance de sept régions du bulbe galactique (sept fois le champ de vue du télescope soit environ 2 deg²). Des prises de vue seront effectuées sur plusieurs saisons à chaque fois durant 72 jours consécutifs avec une fréquence de 15 minutes. Cette dernière est choisie parce qu'elle permet de détecter avec la méthode des micro-lentilles une planète de la taille de Mars. Chaque région sera ainsi photographiée 2 800 fois par mois. Selon les modèles utilisés pour prédire le nombre de planètes, ce programme devrait permettre de découvrir chaque mois en moyenne 100 planètes tournant autour de leur étoile et 16 planètes vagabondes expulsées de leur système d'origine. Le ratio entre nombre de planètes vagabondes et celui des planètes en orbite autour de leur étoile pourrait avoir un impact important sur la modélisation de la formation des exoplanètes. Les observations effectuées devraient également permettre de détecter 70 000 planètes par la méthode des transits et 1 200 planètes par le biais d'éclipses secondaires.

• Nombre de planètes détectables par les instruments de Roman
• 
  Schéma 2 : Planètes détectables à l'aide de la méthode de la micro-lentille gravitationnelle en fonction de leur distance moyenne à l'étoile parent (1 unité astronomique = distance Terre-Soleil) et de leur masse (en multiple de la Terre). Le domaine observable par Roman (en bleu) complète celui observable par Kepler (en rouge). Le nombre et la distribution des planètes observables figurant dans le schéma ont été déterminés via les observations de Kepler et les résultats d'une modélisation.
• 
  Schéma 3 : Planètes détectables par le coronographe de Roman dans un rayon de 30 parsecs. En abscisse la distance apparente entre la planète et son étoile en seconde d'arc, en ordonnée le rapport de luminosité entre la planète et son étoile. Les planètes représentées sur le schéma (taille, rapport de luminosité//étoile, distance//étoile) sont le résultat d'une simulation réalisée dans une sphère de 30 parsecs autour du système solaire. Les traits continus en haut à droite délimitent les planètes observables compte tenu des performances pour lesquelles le coronographe a été validé, les pointillés délimitent les planètes détectables si le coronographe atteint les performances espérées.

Le coronographe de Roman doit permettre d'obtenir une image directe et un spectre électromagnétique des planètes gravitant autour d'étoiles proches de notre système solaire. Le coronographe masque la majorité de la lumière émise par l'étoile autour de laquelle gravite la planète et permet ainsi de visualiser cette dernière sous réserve que le rapport de luminosité entre les deux corps célestes (étoile et planète) n'excède pas un certain seuil et que la distance apparente entre la planète et son étoile soit suffisamment importante. À titre de référence, à une distance de 30 parsecs (98 années-lumière), la Terre se situe à 0,1 seconde d'arc du Soleil et a un rapport de luminosité de 10⁻¹⁰ avec celui-ci. La performance des coronographes terrestres actuels est comprise entre 10⁷ et 10⁸. Les missions flagship (à coût élevé) étudiées envisagent une performance de 10¹⁰. CGI est un démonstrateur technologie visant à atteindre des valeurs comprises entre 10⁸ et 10⁹ soit 20 à 100 fois plus importantes que les coronographes existants tout en pouvant collecter des longueurs d'onde plus courtes. Les performances prévues (qui sont meilleures que celles pour lesquelles l'instrument a été testé), sont de 10⁹ avec une distance entre la planète et son étoile de 0,15 seconde d'arc. Ces performances seraient atteintes avec des étoiles brillantes (magnitude apparente = 5). Pour les étoiles moins brillantes, les performances attendues sont plus incertaines. Le coronographe doit être testé durant trois mois au cours des 18 premiers mois de la mission. Si les résultats sont satisfaisants des observations scientifiques pourront être conduites par la suite avec cet instrument.

Cartographie des sources infrarouge situées dans la Voie lactée

Roman doit permettre d'effectuer une étude systématique et détaillée (images et spectre électromagnétique) des sources d'infrarouge situées dans la Voie lactée ainsi que des objets célestes présents au tout début de l'univers. Cet objectif doit être rempli en exploitant les observations effectuées pour remplir les deux premiers objectifs complétés par des programmes d'étude consacrés à ce sujet.

Observation des sources lumineuses de faible intensité

L'observation de sources lumineuses de faible intensité (notamment l'espace profond) impose des prises de vue avec de très longues poses qui nécessitent de monopoliser l'utilisation d'un télescope sur de longues périodes. Les performances de Roman sont bien meilleures que Hubble qui s'est pourtant illustré avec les meilleurs résultats produits dans ce domaine. La durée des campagnes d'observation menées par Hubble, comme COSMOS (2007), CANDELS-Wide (2011), 3-D HST (2016), FIGS (2017) et PHAT (2012), auraient été divisées par un facteur compris entre 125 et 1 475 si elles avaient été réalisées avec Roman en donnant les mêmes objectifs de sensibilité. Les campagnes d'observation de Roman devraient donc fournir 100 à 1 000 fois plus d'informations que celles de Hubble.

Schéma 4 : Composants du télescope spatial Roman : A Vue explosée de la charge utile - 1 Optique - 2 Caméra grand champ (WFI) - 3 Coronographe (CGI) - 4 Structure supportant la charge utile (IC) - B Vue explosée de la plateforme - 5 Panneaux de l'avionique - 6 Module de télécommunications - 7 Module de propulsion - C Charge utile assemblée - D Plateforme assemblée - E Composants externes - 8 Opercule du télescope - 9 Panneaux solaires/paresoleil - 10 Coque externe - F Bus et plateforme assemblées - G Télescope complet avec ses panneaux solaires et son pare soleil déployé..

Objectifs techniques

Le coronographe Roman doit contribuer à mettre au point cinq nouvelles technologies qui seront déployées sur ce type d'instrument dans le cadre de futures missions : mesure ultra précise du front d'ondes, miroir déformable de grande taille (DMs), masque de coronographe à contraste élevé, détecteur de type EMCCD à très faible bruit et post traitement des données collectées.

Caractéristiques techniques

Plateforme bus) du télescope spatial.

Le télescope spatial complètement assemblé avec ses panneaux solaires déployés.

Caractéristiques générales

Les caractéristiques du projet ont fortement évolué au cours de la phase d'étude. Dans sa version finale Roman est un engin spatial de grande taille (longueur de 12,7 mètres en orbite avec le pare-soleil et la parabole déployés pour un diamètre de 4,4 mètres) et sa masse atteint 9 174 kilogrammes dont 1 116 kg d'hydrazine utilisée par sa propulsion (masse à vide de 8 085 kg) ce qui en fait un des trois plus grands télescopes spatiaux déployés dans l'espace avec Hubble et le JWST. Le télescope spatial comprend d'une part la plateforme (bus) qui rassemble les principaux équipements servant de support (télécommunications, propulsion, contrôle d'attitude, avionique, etc.) et d'autre part les instruments et l'optique. La complexité de cet engin spatial est reflété par le fait qu'il comporte 32 000 câbles et 900 connecteurs dont la masse totale atteint près de 500 kilogrammes.

Plateforme (bus)

La plateforme (bus) du télescope spatial a la forme d'un prisme hexagonal de 4 mètres de diamètre et de 2 mètres de haut avec une masse de 3,8 tonnes. L'énergie est fournie par six panneaux solaires (dimension unitaire 2 × 3 mètres) qui recouvrent la face du télescope exposée au Soleil. Les 3 902 cellules photovoltaïques produisent au total 4 500 watts. La propulsion est assurée par huit moteurs-fusées à ergols liquides de 22 newtons de poussée alimentés en hydrazine par simple détente. Roman emporte 1 116 kg d'ergols, utilisés pour la correction de la trajectoire de transit entre la Terre et sa destination, l'insertion puis le maintien sur l'orbite retenue et les modifications d'orientation (désaturation des roues de réaction). La quantité emportée doit permettre à l'observatoire spatial de fonctionner durant au moins 10 ans. Roman est stabilisé sur trois axes et utilise des roues de réaction pour contrôler son orientation. La précision de pointage atteint 3 secondes d'arc. Une des caractéristiques principales du télescope spatial est le volume de données généré par les observations : 11 térabits de données sont générés quotidiennement par les instruments. Celles-ci sont transmises vers les stations terrestres en bande Ka via une antenne parabolique grand gain orientable de 1,7 mètres de diamètre réalisée en fibre de carbone et pesant 10,9 kg. Celle-ci permet un débit de 290 mégabits par seconde. Le système de télécommunications repose sur deux tubes à ondes progressives fournis par la société française Thales Alenia. La plateforme dispose d'un système d'amarrage permettant à un engin spatial de s'accoupler pour procéder à des opérations de maintenance.

Optique

L'optique de Roman est de type anastigmatique à trois miroirs. Elle utilise un miroir primaire de 2,36 m de diamètre dont la fabrication s'est achevée en 2014. De taille similaire à celui de Hubble il ne pèse qu'un cinquième de son poids car la technologie a fortement progressé dans ce domaine. La sensibilité et la résolution spatiale sont similaires à celles de Hubble mais le champ de vue est 100 fois plus étendu. Le champ de vue effectif est de 0,281 deg² (avec la lacune centrale 0,32 deg²). La longueur focale de l'ensemble de l'optique est de 7,9. Le rayonnement observé comprend la lumière visible et le proche infrarouge (0,45 à 2,3 micromètres). Un mécanisme permet de modifier la position du miroir secondaire avec six degrés de liberté pour ajuster son alignement en orbite et effectuer la mise au point fine.

Le rayonnement lumineux collecté par le télescope est analysé par un imageur/spectroscope à grand champ WFI (Wide Field Instrument) et un coronographe CGI (Coronagraph Instrument).

• Optique
• 
  Le miroir primaire du télescope Roman.
• 
  Schéma 5 des principaux composants de l'optique et de l'instrument WFI.

Spectroscope imageur WFI

Schéma 6 : Schémas et photos de l'instrument WFI (a) Modèle numérique de WFI. (b) Vue éclatée des composants avec libellés : ACM (Alignment Compensation mechanism) mécanisme déplaçant le plan focal (FPA) pour optimiser la mise au point durant la phase de commissionnement. COBA (Cold Optical Baffle Assembly) qui protège le plan focal dy rayonnement parasite. EWA (Element Wheel Assembly) structure hébergeant les 8 filtres, les éléments du prisme du spectroscope ainsi que l'équipement permettant d'étalonner le plan focal. sRCS (simplified Relative Calibration Systems) équipement projetant une lumière uniforme selon deux modes vers le plan focal pour permettre son étalonnage. (c) Photo de l'instrument WFI complet recouvert de son revêtement isolant multicouches. (d) Photo de l'EWA avant qu'il soit assemblé. (e) Un unique filtre avant son installation sur la roue à filtres.

L'instrument WFI (Wide Field Instrument) est un spectrographe imageur qui comprend (Schéma 6) :

• une caméra grand angle qui couvre les longueurs d'onde comprises entre 0,5 et 2,3 micromètres (lumière visible et proche infrarouge). Le champ optique est de 0,281 deg² soit cent fois plus que la région de l'espace observée par l'instrument ACS du télescope Hubble et de l'instrument NIRCam du JWST et 200 fois plus que celui de l'instrument WFC3/IR de Hubble. L'image est fournie par 18 détecteurs SGA de 16 mégapixels réalisés en tellurure de mercure-cadmium par Teledyne qui sont sensibles aux longueurs d'ondes comprises entre 0,48 et 2,4 micromètres. Ils sont arrangés en trois lignes de six détecteurs fixés sur une structure mobile dont la position peut être modifiée avec six degrés de liberté. Chaque pixel représente 0,11 seconde d'arc soit une résolution spatiale environ deux fois meilleure que celle des détecteurs de même type utilisés par les autres grands télescopes spatiaux (IRCam, NIRSpec, NIRISS du JWST et WFC3/IR de Hubble). L'instrument permet d'observer des objets célestes ayant une magnitude apparente de 27,5 avec un temps de pose de 1 heure pour la longueur d'ondes de 1,5 micromètre. Avant de parvenir jusqu'aux détecteurs la lumière passe à travers un des éléments d'une roue à filtres comportant onze positions dont huit permettant de sélectionner une bande spectrale plus étroite (voir le tableau du paragraphe Programme d'observation) et deux utilisées pour disperser la lumière pour la spectroscopie. La onzième position est utilisée pour bloquer la lumière lors des opérations d'étalonnage.
• un spectroscope sans fente qui comprend deux canaux : le premier couvre les longueurs d'onde comprises entre 1 et 1,93 micromètre avec une résolution spectrale comprise entre 450 et 850, le second couvre les longueurs d'onde comprises entre 0,8 et 1,8 micromètre avec une résolution spectrale comprise entre 70 et 140. La lumière est dissociée par un prisme qui permet de faire de la spectroscopie multi-objets à basse résolution. L'instrument permet d'observer des objets célestes ayant une magnitude apparente comprise entre 21,3 et 23,4 avec un temps de pose de 1 heure pour la longueur d'ondes de 1,5 micromètre.

• Spectro imageur WFI
• 
  Les 18 détecteurs SGA de 16 mégapixels situés dans le plan focal de l'instrument WFI.
• 
  Plan focal de WFI.

Coronographe CGI

Schéma du coronographe.

Le coronographe CGI (Coronagraph Instrument) est le premier instrument de ce type utilisant des masques optimisés par l'utilisation de techniques numériques. La partie optique de l'instrument comprend un miroir orientable (FSM Fast Steering Mirror), un miroir plat (FCM Flat focusing Mirror) et deux miroirs déformables chacun par 48 x 48 actuateurs (DM1 et DM2 Deformable Mirror). L'instrument qui est développé sous la supervision du Jet Propulsion Laboratory, dispose de trois modes d'observation :

• réalisation d'une image avec une large bande passante (546-604 nm) avec un coronographe de Lyot hybride avec un angle de travail interne de 0,15 seconde d'arc (distance minimale à laquelle la planète doit se trouver de son étoile pour être observable par l'instrument). À titre de référence, vue d'une distance de 10 parsecs, soit environ 33 années-lumière, la Terre se trouve à environ 0,1 seconde d'arc du Soleil donc n'est pas visible par le coronographe ;
• réalisation de spectres avec une résolution spectrale de 50 à l'aide d'un coronographe à pupille en forme sur la bande de fréquences 675-785 nm ;
• réalisation d'image des disques de débris à l'aide d'un coronographe à pupille en forme sur la bande de fréquences 784-866 nm ;

Les détecteurs du coronographe sont conçus pour permettre l'utilisation d'un coronographe externe (starshade) comme celui qui serait employé par le futur télescope HabEx (projet en cours d'évaluation).

• Coronographe CGI
• 
  Filtres couleurs du coronographe.
• 
  Masque du coronographe.

Déroulement de la mission

Le lanceur Falcon Heavy sur le pas de tir LC 39 peu avant le lancement.

Roman est placé en orbite le 30 août 2026 par le lanceur spatial lourd Falcon Heavy décollant depuis le pas de tir LC 39 du centre spatial Kennedy en Floride. Les deux propulseurs d'appoint reviennent se poser en Floride et pourront être réutilisés tandis que le premier étage central, qui ne peut être récupéré du fait de la masse à placer en orbite, s'abime en mer. Durant les premiers jours de la mission, l'antenne parabolique est déployée et l'obturateur de l'optique est ouvert. Le télescope spatial qui a été placé sur une trajectoire à destination du point de Lagrange L₂ par le lanceur, effectue durant ce transit des corrections avec sa propulsion. Quelques semaines après le lancement le coronographe est activé. Arrivé à sa destination le télescope spatial commence à circuler sur orbite de quasi halo de 188 400 × 807 000 km autour du point de Lagrange L₂ du système Terre-Soleil. La mission scientifique commence par une phase de mise au point et d'étalonnage qui dure 60 jours. Il est prévu que les premières images prises par le télescope soient publiées fin 2026/début 2027. La mission primaire a une durée de 5 ans toutefois le télescope emporte des consommables (ergols) garantissant son fonctionnement durant 10 ans. Les différents équipements du télescope spatial sont conçus de manière à permettre sa maintenance par une mission spatiale robotique en cours de vie.

Programme d'observation

Schéma 7 : Régions du ciel observées par le télescope Roman et contraintes de pointage.

Contraintes

Pour tout à la fois protéger l'optique du rayonnement solaire, maintenir sa température en dessous de la valeur nécessaire pour l'observation du rayonnement infrarouge et permettre aux panneaux solaires de fournir une énergie suffisante, le télescope est pointé en permanence dans une direction faisant un angle compris entre 54° et 126° par rapport à la direction du Soleil (0°) et le mouvement de roulis de Roman est limité à plus ou moins 15° (cf Schéma 7). L'orientation du télescope dans la troisième dimension est complètement libre. La région du ciel non observable du fait de la présence de la Terre et de Lune est négligeable. Compte tenu de toutes ces contraintes, les microlentilles gravitationnelles situées dans le bulbe de la Voie lactée peuvent être observées durant deux périodes de 72 jours chaque année (découle de la rotation du télescope autour du Soleil qui suit l'orbite de la Terre autour de cet astre). Les supernovæ sont observées dans une zone de ±20˚ entourant les pôles de l'écliptique.

Les différents types de relevé effectués à l'aide du télescope

Quatre types de relevé astronomique sont effectués :

• Le relevé dans le domaine temporel aux hautes latitudes (HLTDS High-Latitude Time-Domain Survey) a pour objectif d'étudier la matière sombre en identifiant et en utilisant les supernovæ de type Ia pour reconstituer l'histoire de l'expansion de l'univers. Par ailleurs ces relevés permettront d'identifier et de caractériser un large éventail de sources astrophysiques dans le proche infrarouge variant dans le temps. Les deux régions situées autour des pôles de l'écliptique seront observées avec une périodicité d'environ cinq jours durant les deux premières années de la mission permettant la production d'environ 100 000 courbes de lumière d'événements transitoires.
• Le relevé de champs large aux hautes latitudes (HLWAS High-Latitude Wide-Area Survey) a pour objectif de déterminer la nature de l'énergie sombre et de la matière noire via des mesures de micro-lentilles gravitationnelles et des regroupements de galaxies. Ce relevé doit également permettre d'effectuer un grand nombre d'investigations astrophysiques. Il consistera en de multiples observations avec des profondeurs d'exposition variables et couvrira 12 % du ciel sur une période totale de 180 jours en prenant des images toutes les 30 heures dans le but de capturer des galaxies à toutes les distances et d'identifier des supernovæ. Ces observations seront effectuées dans la région des pôles de l'écliptique en particulier de l'écliptique nord relativement pauvre en étoiles.
• Le relevé dans le domaine temporel du bulbe galactique (GBTDS Galactic Bulge Time-Domain Survey) a pour objectif de déterminer la distribution et les propriétés des exoplanètes situées dans la partie centrale de la Voie lactée (le bulbe galactique) en utilisant la méthode de détection des micro-lentilles gravitationnelles pour identifier les planètes de petite taille et froide. 438 jours d'observation sont prévus initialement par sessions de 72 jours avec des prises d'image échelonnées toutes les 12 minutes. Environ 200 000 étoiles devraient être observées. Ce relevé sera utilisé pour réaliser une large variété d'investigations dans les domaines de la physique stellaire et galactique. Ce relevé doit permettre de détecter environ 100 000 exoplanètes en combinant les méthodes du transit et de la micro-lentille. Cette dernière devrait permettra en particulier de découvrir des planètes errantes (circulant dans l'espace après avoir échappé à leur étoile).
• Le relevé du plan galactique (GPS Galactic Plane Survey) consiste en l'observation d'une fraction significative des étoiles de la Voie lactée (environ 20 milliards de sources). Ce relevé doit combiner la réalisation d'images couvrant de vastes parties du ciel, des observations dans le domaine temporel et des mesures spectroscopiques dans le but d'étudier la population stellaire, la structure de la galaxie ainsi que les taux d'extinction stellaire élevés dans les régions situées dans le bulbe galactique comme dans le reste du disque.

Durant la mission primaire, environ 25 % du temps d'observation sera réservé à des propositions de scientifiques extérieurs au projet. Celles-ci seront sélectionnées par un comité scientifique. Au-delà de la mission primaire, l'ensemble du temps d'observation sera rendu disponible.

Le programme d'observation durant la mission primaire de 5 ans, au cours lequel environ 20 000 teraoctets de données seront collectés, est résumé dans le tableau suivant :

Programme d'observation durant la mission primaire.

	Microlentilles gravitationnelles	Imagerie	Spectrographie	Observation des supernovae
Bande spectrale	Z, W	Y, J, H, F184	1,35 - 1,95 µm (R = 461 λ)	Large : Y, J moyen : J, H profond : J, H
Portion du ciel observée (degré carré)	2,81 deg2	2 000 deg2	2 000 deg2	Large : 27,44 deg2 moyen : 8,96 deg2 profond : 5,04 deg2
Magnitude maximale observable	-	Y = 25,6 J = 26,7 H = 26,5 F184 = 25,8	0,5 × 10−16 erg s−1 cm2 à 1,65 μm	Large : Y = 27,1, J = 27,5 moyen : J = 27,6, H = 28,1 profond : J = 29,4, H = 29,4
Durée des observations	6 × 72 jours	1,3 an	0,6 an	0,5 an (avec un intervalle de 2 ans)
Fréquence de revisite	W : toutes les 15 minutes Z : toutes les 12 heures	-	-	tous les 5 jours

Segment terrestre

Les échanges entre le télescope et le sol sont pris en charge par trois stations terriennes réparties à la surface de notre globe de manière à ce qu'une liaison puisse être maintenue en continu. Ces stations sont White Sands de la NASA située au Nouveau-Mexique (États-Unis), la station New Norcia de l'Agence spatiale européenne en Australie et la station GREAT de l'Agence spatiale japonaise au Japon. Les données scientifiques recueillies (1,4 teraoctets par jour soit 1 400 gigaoctets) sont ensuite traitées et distribuées par deux centres rattachés à la NASA : le STScI, connu notamment parce qu'il traite et distribue les données du télescope Hubble, et l'IPAC qui est un centre spécialisé dans le traitement des données fournies par les télescopes fonctionnant dans l'infrarouge. Toutes les données, une fois traitées, seront rendues immédiatement public sans la traditionnelle période initiale de restriction limitant l'accès aux scientifiques ayant contribué à la mission. Pour permettre la consultation de l'énorme volume de données produites, celles-ci seront stockées sur une plateforme de cloud dédiée baptisée Roman Nexus.

Notes et références

Voir aussi

Bibliographie

Spécifications (2015)

• (en) Science Definition Team (SDT) and WFIRST Study Office, Wide-Field InfraRed Survey Telescope-Astrophysics Focused Telescope Assets WFIRST-AFTA2015 Report, 10 mars 2015, 319 p. (lire en ligne [PDF])

Caractéristiques techniques du télescope spatial

• (en) « Nancy Grace Roman Observatory Reference Information », sur Nancy Grace Roman Space Telescope(site officiel), Centre de vol spatial Goddard, 1^er mars 2021
• (en) « WFIRST Wide-Field Instrument Quick Reference », sur Site utilisateur géré par le STScI, Space Telescope Science Institute, 26 juin 2019
• (en) « Roman Coronagraph Instrument Reference Information », sur Nancy Grace Roman Space Telescope (site officiel), Centre de vol spatial Goddard, janvier 2023
• (en) « Wide-Field Instrument and Observatory Performance », sur Nancy Grace Roman Space Telescope(site officiel), Centre de vol spatial Goddard (consulté le 4 septembre 2024)

Autres documents

• (en) NASA, Nancy Grace Roman Space Telescope - Press Kit, NASA, août 2026, 20 p. (lire en ligne [PDF]) — Dossier de presse de la NASA publié pour le lancement de la mission.
• (en) Office of Inspector General, Audit of the Nancy Grace Roman Space Telescope Project, NASA, 2008, 27 p. (lire en ligne [PDF]) — Audit du projet de 2024 par l'inspection de la NASA.
• (en) Rachel Akeson, Lee Armus, Etienne Bachelet et Vaness Bailey, The Wide Field Infrared Survey Telescope: 100 Hubbles for the 2020s, 14 février 2019 (DOI 10.48550/arXiv.1902.05569, lire en ligne).

Articles connexes

• Énergie sombre (ou énergie noire)
• Euclid, homologue européen de WFIRST
• Lentille gravitationnelle
• Astronomie infrarouge
• Exoplanète
• James-Webb et Hubble, télescopes spatiaux de la NASA de la même classe
• Programme Exoplanet Exploration (ExEP), programme de la NASA incluant également le télescope spatial Kepler et des observatoires sur Terre

Liens externes

• « Télescope Nancy Grace Roman : l'invisible à portée de vues », La Science, CQFD, France Culture, 1^er septembre 2026.
• (en) Site du Jet Propulsion Laboratory consacré au coronographe.
• (en) Site du Jet Histoire du projet (présentation Powerpoint).
• (fr + en) « Launch of the Roman Space Telescope », sur Astronomy Picture of the Day, NASA, 31 août 2026 (consulté le 31 août 2026) (traduction/adaptation française).

Bases de données et dictionnaires

• (en) Site officiel
• Ressources relatives à l'astronomie :
  • National Space Science Data Center
  • Satellite Catalog Number