Spitzer (télescope spatial)

Spitzer ou SIRTF (Space Infrared Telescope Facility) est un télescope spatial infrarouge développé par la NASA et nommé en l'honneur de l'astrophysicien américain Lyman Spitzer. Il est le dernier des quatre « Grands Observatoires » aux caractéristiques complémentaires réalisés par la NASA pour répondre aux grandes interrogations scientifiques de la fin du xx^e siècle dans le domaine de l'astrophysique. Son rôle est principalement d'observer les origines de l'Univers, la formation et l'évolution des galaxies primitives, la genèse des étoiles et des planètes et l'évolution de la composition chimique de l'Univers, qui sont tous des phénomènes principalement visibles dans l'infrarouge.

Spitzer
Télescope spatial

Vue d'artiste du télescope spatial Spitzer.

Données générales

Organisation	JPL (NASA)
Constructeur	Lockheed Martin Space, Ball Aerospace
Programme	Grands Observatoires
Domaine	Astronomie infrarouge
Statut	Mission achevée
Autres noms	Space Infrared Telescope Facility (SIRTF)
Lancement	25 août 2003
Lanceur	Delta II 7920H
Fin de mission	30 janvier 2020 (fin du mode froid : mai 2009)
Nommé d'après	Lyman Spitzer
Identifiant COSPAR	2003-038A
Site	spitzer.caltech.edu

Caractéristiques techniques

Masse au lancement	950 kg
Dimensions	∅ 2,1 m. x 4,45 m.
Contrôle d'attitude	Stabilisé sur 3 axes
Source d'énergie	Panneaux solaires
Puissance électrique	500 Watts (au lancement)

Orbite

Orbite	Héliocentrique
Altitude	~1 Unité Astronomique
Période de révolution	372 jours

Télescope

Type	Ritchey-Chrétien
Diamètre	85 cm
Superficie	2,3 m²
Focale	10,2 m
Champ	32 minutes d'arc
Longueur d'onde	Infrarouge : 3,6 à 160 micromètres

Principaux instruments

IRAC	Caméra
IRS	Spectrographe
MIPS	Photomètre imageur

Ce projet de télescope infrarouge est lancé en 1984 par la NASA. Au cours de son développement, la taille de Spitzer est fortement revue à la baisse (masse abaissée de 5,7 tonnes à moins d'une tonne) pour faire face à des réductions budgétaires qui touchent l'agence spatiale. Ses capacités sont néanmoins nettement supérieures à ses prédécesseurs, IRAS (1983) et ISO (1995), grâce à plusieurs innovations techniques et aux progrès réalisés entre-temps dans le domaine des détecteurs infrarouges. Sa partie optique est constituée par un télescope de 85 cm de diamètre. Le rayonnement infrarouge collecté est analysé par trois instruments qui sont refroidis comme le télescope par de l'hélium liquide : un photomètre imageur en proche et moyen infrarouge (3 à 8 micromètres), un spectroscope (5 à 40 micromètres) et un spectrophotomètre pour l'infrarouge lointain (50 à 160 micromètres).

Lancé le 25 août 2003 et placé sur une orbite héliocentrique, le télescope fonctionne à pleine capacité jusqu'en mai 2009. À compter de cette date, ayant épuisé son hélium liquide qui le refroidissait, il continue à faire fonctionner une partie de son instrumentation en mode « chaud ». Le télescope est finalement mis à la retraite le 30 janvier 2020. Le projet a coûté 1,36 milliard de dollars depuis le début de sa conception jusqu'à la fin des opérations.

Contexte

Spitzer est, d'un point de vue chronologique, le troisième grand télescope spatial infrarouge : il est précédé par IRAS, développé par l'agence spatiale américaine, la NASA, en collaboration avec les Pays-Bas et le Royaume-Uni et lancé en 1983, ainsi que par ISO, conçu par l'Agence spatiale européenne et lancé en 1995.

Astronomie infrarouge : une science récente

Tous les objets dans l'Univers produisent en continu des émissions dans l'ensemble du spectre électromagnétique (lumière visible, infrarouge, ultraviolet, ondes radio, rayons gamma et rayons X), qui fournissent des informations sur leur structure et les processus qui les affectent. Une grande partie de ces émissions, notamment les émissions infrarouges, ne peut être observée que de l'espace car elles ne parviennent pas jusqu'au sol de la Terre, étant interceptées par l'atmosphère terrestre. Le rayonnement infrarouge est particulièrement intéressant car il est émis par tout objet dont la température est supérieure à 0 kelvins (−273,15 °C). Cette caractéristique permet aux télescopes infrarouge d'observer des phénomènes invisibles dans d'autres longueurs d'onde.

L'astronomie infrarouge ne prend son essor qu'après la Seconde Guerre mondiale grâce à la mise au point de détecteurs capables de réagir au bombardement par des photons infrarouges. Ces capteurs sont à base de sulfure de plomb(II) puis de germanium. Pour que le bruit thermique ambiant ne fausse pas les mesures, ces détecteurs sont maintenus à des températures très basses. Dans ce but ils sont placés dans un cryostat, une bouteille isotherme maintenue à une température cryogénique par de l'azote liquide (−196 °C) ou de l'hélium liquide (−269 °C).

Une grande partie du spectre infrarouge en provenance du ciel est bloqué par l'atmosphère terrestre. Aussi les télescopes observant dans l'infrarouge et basés sur Terre sont limités dans leurs observations même lorsqu'ils sont construits à haute altitude. Pour contourner ce filtre ils peuvent être embarqués sur des ballons stratosphériques ou des fusées-sondes mais le temps d'observation est limité. Pour réaliser des observations prolongées, la seule solution est d'utiliser un télescope placé dans l'espace.

IRAS premier télescope spatial infrarouge (1983)

Le premier télescope spatial infrarouge, baptisé IRAS, est développé conjointement par l'agence spatiale américaine, la NASA, l'Agence spatiale des Pays-Bas et le SERC (Royaume-Uni). Ce télescope de 57 centimètres d'ouverture refroidi par de l'hélium liquide est placé en 1983 sur une orbite polaire à une altitude de 900 km et fonctionne durant 10 mois jusqu'à l'épuisement de son liquide cryogénique. Il réalise une cartographie de 96% du ciel infrarouge dans les longueurs d'onde 12.25.60 et 100 micromètres qui permet d'identifier plusieurs centaines de milliers d'objets dont la moitié étaient jusque là inconnus. Au cours des deux décennies suivantes, des milliers d'articles scientifiques utilisant les données d'IRAS sont publiés posant le socle de tous les programmes d'observation infrarouge ultérieurs. Parmi les découvertes majeures réalisées par IRAS figurent les disques de poussière en orbite autour d'étoiles (identifiés par la suite comme des systèmes planétaires en formation) et la présence de nuages infrarouge (du à la poussière) dans la Voie Lactée. IRAS découvre une nouvelle classe de galaxie, les galaxies à sursauts de formation d'étoiles, caractérisées par leur luminosité élevée dans l'infrarouge due principalement à un taux de formation élevé d'étoiles jeunes et massives.

Télescope infrarouge européen ISO

En 1983 l'Agence spatiale européenne, qui a rencontré plusieurs déconvenues dans ses collaborations avec la NASA, décide de lancer de manière indépendante le développement du successeur d'IRAS. Celui-ci est baptisé Infrared Space Observatory (ISO) et sera placé en orbite fin 1995. Doté d'une optique de 60 centimètres d'ouverture il emporte quatre instruments observant dans les longueurs d'onde comprises entre 2,5 et 240 microns. Parmi les principales réalisations d'ISO figurent la découverte la présence de quantité abondante dans toute notre galaxie, l'identification de nouvelles molécules dans l'espace interstellaire ainsi que la confirmation et une investigation plus poussée des disques protoplanétaires.

Historique du projet

Lancement de l'appel à propositions (1984)

Scénario du télescope opéré depuis la soute cargo de la navette spatiale.

La direction scientifique de la NASA, qui souhaite capitaliser sur les résultats spectaculaires obtenus par IRAS et ne pas se laisser distancer par l'Europe, lance également de son côté en 1984 un appel à propositions pour développer le successeur d'IRAS. La recherche militaire américaine permettait désormais de produire des détecteurs infrarouge multi-pixels, bien supérieurs à ce que pouvait réaliser la technologie européenne, ouvrant des perspectives révolutionnaires pour l'astronomie infrarouge.

Mais à cette époque la direction de la NASA est persuadée que la Navette spatiale américaine, dont le premier vol a eu lieu en 1981, est un bon support pour faire de la science. L'agence spatiale doit par ailleurs remplir le manifeste de lancements de la navette pour amortir son coût et justifier son développement. Dès 1969 la NASA avait élaboré un projet de télescope spatial infrarouge doté d'une optique de 1 mètre de diamètre et installé dans la soute de la navette pour des missions dans l'espace qui devait durer jusqu'à 30 jours). Le coût de ce télescope avait été évalué à l'époque à 120 millions de dollars américains. Ce projet avait reçu en 1979 l'appui de l'Académie nationale des sciences des États-Unis.

Aussi l'appel à propositions lancé en 1984 pour le développement d'un télescope spatial infrarouge spécifie que celui-ci sera installé dans la soute de la navette spatiale et utilisé depuis celle-ci durant un séjour dans l'espace d'une quinzaine de jours (cette durée est imposée par les capacités de la navette). A la fin de la mission il sera ramené au sol pour une nouvelle mission nécessitant de refaire le plein d'hélium liquide utilisé pour refroidir les détecteurs infrarouge. Le projet est baptisé pour cette raison Shuttle Infrared Test Facility (« Installation d'essai infrarouge de la navette ») abrégé en SIRTF. Ce scénario reposait sur deux hypothèses erronées : d'une part que la navette spatiale était capable d'effectuer des vols fréquents d'un coût peu élevé et d'autre part qu'il était nécessaire de faire le plein d'hélium à fréquence rapprochée. Cette dernière hypothèse venait pourtant d'être démentie par le succès d'IRAS qui avait fonctionné de manière autonome durant dix mois. Cette solution n'était de toute façon pas viable compte tenu du nuage de particules qui entourait en permanence la navette spatiale qui aurait dégradé les performances du télescope spatial. Prenant acte de la durée de fonctionnement d'IRAS l'appel à propositions est toutefois modifié dans un deuxième temps en donnant le choix aux proposants entre des missions de 15 jours depuis la soute de la navette et des missions d'une durée d'un an durant lesquelles le télescope serait largué dans l'espace et à l'issue desquelles le satellite serait capturé par la navette spatiale puis ramené au sol pour le préparer pour une nouveau séjour dans l'espace (scénario dit du free flyer).

Sélection de l'équipe scientifique (1984)

Les participants de la première réunion du groupe de travail scientifique (SWG) chargé de définir les objectifs et les caractéristiques du télescope (septembre 1984). Première rangée de gauche à droite : Giovanni Fazio, George Rieke, Nancy Boggess, Jim Houck, Frank Low et Terry Herter ; deuxième rangée : George Newton, Dan Gezari, Ned Wright, Mike Jura, Mike Werner et Fred Witteborn.

En mai 1984 une équipe projet réunie par le centre de recherche Ames de la NASA basé en Californie répond à l'appel à propositions avec un scénario de free flyer (cf Tableau 2). Malgré les réticences de la direction de la NASA qui souhaite un usage intensif de la navette spatiale, cette solution est finalement retenue. Pour prendre acte de cette nouvelle architecture l'acronyme SIRTF est conservé mais il signifie désormais Space Infrared Telescope Facility (Installation de télescope spatial infrarouge). Un groupe de travail, le Science Working Group (SWG), constitué par une équipe de scientifiques présidée par Mike Werner, est chargé de définir les objectifs scientifiques et les spécifications des instruments. Werner est un pionnier de l'astronomie infrarouge qui, tout en faisant partie du centre de recherche Ames, a eu par le passé une longue carrière dans les universités américaines les plus prestigieuses. Ce parcours professionnel lui confère la légitimité exigée par son nouveau poste. Nancy Boggess (adjointe de Nancy Grace Roman), en charge du programme d'astronomie infrarouge au sein de la direction de la NASA, est la représentante de celle-ci. La plupart des membres du SWG vont constituer le noyau de l'équipe projet jusqu'au lancement du télescope en 2003. C'est la cas de Werner mais également de Giovanni Fazio (instrument IRAC), Jim Houck (instrument IRS), George Rieke (instrument MIPS), Bob Gehrz et Frank Low.

L'abandon du scénario reposant sur le fonctionnement du télescope depuis la soute de la navette spatiale est conforté par les déboires rencontrés par le petit télescope infrarouge IRT (InfraRed Telescope). Celui-ci, mis en œuvre depuis la soute de la navette spatiale en juillet 1985 (mission STS-51-F), doit faire face à d'importants problèmes de contamination par les émissions infrarouge produites par ce véhicule.

À la recherche d'un budget

Les priorités dans le domaine de l'astronomie sont définies aux États-Unis tous les dix ans par un rapport rédigé sous les auspices de l'Académie des sciences. Le rapport de 1982 donne la priorité au projet d'observatoire spatial des rayons X AXAF (renommé par la suite Chandra) et SIRTF bien que cité ne fait pas partie des priorités mises en avant. Jusqu'à récemment, du fait de la compétition avec l’Union soviétique nourrie par la guerre froide, la NASA avait pu lancé plusieurs projets innovants sans avoir à réaliser des arbitrages budgétaires. Mais au milieu de la décennie 1980 cette époque est révolue. Les sommes allouées à la NASA stagnent alors que les projets à financer se multiplient. Par ailleurs le budget consacré au développement du télescope spatial Hubble s'envole allant jusqu'à représenter le tiers des sommes allouées à l'astronomie spatiale. SIRTF et AXAF et retrouvent en concurrence pour décrocher un budget de développement. Le responsable du programme d'astronomie de NASA, Charlie Pellerin, décide de défendre le développement en parallèle des deux télescopes. Il fait réaliser une brochure illustrée et volontairement accessible à destination des décideurs (parlementaires, OMB) qui doit démontrer le caractère complémentaire des quatre grandes missions d'astronomie en portefeuille (Hubble, CGRO, SIRTF et AXAF). Ces télescopes sont à cette occasion baptisés « Grands Observatoires ». Mais cette démarche marketing échoue et Pellerin doit accepter que seul le projet AXAF, le plus avancé, soit financé.

Le lanceur Titan remplace la navette spatiale (1988)

Un remorqueur spatial OMV hissant un satellite (structure cylindrique à droite) sur son orbite opérationnelle. Les deux engins spatiaux ont été placés sur une orbite plus basse par la navette spatiale américaine (en arrière-plan).

La navette spatiale américaine ne dispose pas de suffisamment d'ergols pour atteindre l'orbite qui permettait à SIRTF d'échapper au moins en partie aux émissions infrarouge en provenance de la Terre. La NASA avait imaginé un scénario à la « Flash Gordon » pour gérer cette contrainte. La navette devait transporter dans sa soute un remorqueur spatial, l'OMV, qui une fois assemblé avec SIRTF était chargé de le hisser à une altitude de 900 km (depuis 250 km). Pour prolonger la vie du télescope une fois que celui-ci avait épuisé son liquide cryogénique, la navette devait être lancée avec un stock d'hélium liquide et un OMV. Ce dernier était utilisé pour ramener SIRTF dans la soute de la navette où les astronautes en combinaison devaient refaire le plein d'hélium (une manoeuvre déjà particulièrement délicate sur Terre). Puis l'OMV devait replacer le télescope sur son orbite. Ce scénario complexe et couteux comportait de nombreux risques. Jusqu'en 1987 le projet SIRTF reste au point mort.

En 1988, la navette spatiale qui était clouée au sol depuis la catastrophe de Challenger reprend du service tandis que la NASA renoue avec une croissance budgétaire. De nombreux projets, qui étaient restés bloqués, sont approuvés. Dans ce contexte plus favorable, l'équipe projet décide de proposer une nouveau scénario reposant sur le lancement de SIRTF par une fusée Titan IV (la fusée américaine la plus puissante à l'époque) qui permettrait de placer le télescope à une altitude de 100 000 kilomètres bien plus propice pour les observations dans l'infrarouge. Ce nouveau scénario (cf Tableau 2) reçoit l'approbation de la direction scientifique de la NASA mais ne parvient pas à obtenir le soutien du Congrès américain. Le projet est désormais vu plus comme un obstacle par des projets concurrents et son soutien se limite désormais aux sept membres du groupe de travail SWG.

Rapport Bahcall (1989-1991)

Historique du projet (Tableau 1)

Date	Événement	Scénario
1971	Premières études	Télescope installé dans la soute de la navette spatiale américaine
Mai 1983	Lancement par la NASA d'un appel à propositions
Juin 1984	Sélection de l'équipe scientifique	Télescope autonome en orbite polaire
Avril 1987	Abandon du recours à la navette spatiale	Lancement par une fusée Titan IV
1990	Caractéristiques figées	Masse 5,7 tonnes ; coût > 2 milliards US$
1991	Rapport Bahcall : Spitzer projet de télescope prioritaire
Mars 1991	Annulation de Spitzer
Mai 1992	Réactivation du projet	Lancement par une fusée Atlas
Septembre 1993	Cout doit être inférieur à 500 millions US$	Scénario télescope chaud ; Masse 2,5 tonnes ; coût ~1 milliard US$
Avril 1994	Transfert de l'instrument IRAC vers mission japonaise
Juin 1995	Abandon du transfert d'IRAC	Lancement par une fusée Delta II ; Masse 750 kg ; coût 450 millions US$
Mars 1996	Déblocage des premiers fonds pour la construction
Aout 2003	Lancement de Spitzer
Mai 2009	Fin de la mission froide après épuisement de l'hélium
Janvier 2020	Fin des observations

Le futur rapport décennal de l'Académie des sciences qui devait être publié au début de la décennie 1990 renouvelle l'espoir que le SIRTF soit désigné comme un projet prioritaire. La préparation de ce rapport est confiée en mai 1989 à un comité dirigé par John Bahcall qui doit évaluer les enjeux scientifiques et identifier les projets astronomiques prioritaires. Le rapport publié par le comité pronostique que la décennie 1990 sera celle de l'infrarouge. Il donne la priorité pour le développement de ce domaine astronomique au télescope spatial spatial SIRTF mieux à même d'obtenir d'obtenir des résultats scientifiques spectaculaires que le projet de télescope terrestre Gemini de 8 mètres de diamètre ou celui de télescope aéroporté SOFIA.

Transfert du projet au Jet Propulsion Laboratory (1989)

Avant même que le rapport Bahcall soit publié, la direction de la NASA décide de prendre en compte ses conclusions potentielles. L'agence spatiale, qui avait des doutes sur la capacité du centre de recherche Ames de la NASA à mener à bien un projet de ce type (en particulier le suivi des sous-traitants), décide d'étudier le transfert de la responsabilité du projet vers un autre de ses établissements. A la suite d'une évaluation des capacités de trois centres (Ce sont outre Ames le centre de vol spatial Goddard et le Jet Propulsion Laboratory (JPL), ce dernier est retenu. Le transfert du projet a relativement peu d'incidence pour deux raisons : le faible avancement du projet (toujours en phase A) et une connaissance du projet détenue principalement par les membres du groupe de travail SWG constitué principalement de chercheurs ayant leur poste en université et donc non touchés par ce transfert.

Annulation de SIRTF (1991)

A la suite du transfert du projet le JPL prépare le passage à la phase B (conception détaillée) en particulier la rédaction de l'appel à propositions auprès des industriels. Mais fin 1990, une évaluation des programmes de la NASA effectuée par un comité à la demande du vice-président des États-Unis Dan Quayle conclut que l'agence spatiale a lancé trop de projets compte tenu de ses capacités budgétaires et en ressources humaines. Le Congrès américain demande que la phase B du projet SIRTF soit différée. Dans le but de lever cet obstacle l'équipe projet charge début 1991 Marcia Rieke (astronome accomplie et épouse du responsable de l'instrument MIPS) d'effectuer du lobbying auprès du Congrès. Mais ce dernier vient juste de décider l'annulation du projet. Néanmoins le projet survit grâce au budget au développement des détecteurs infrarouge (la principale nouveauté technique de Spitzer) et à des fonds affectés directement par le JPL. Mais, en l'absence de projet officiel, les membres du projet employés de la NASA et ayant une qualification recherchée sont réaffectés à d'autres missions.

Nouvelle politique : Faster, Better, Cheaper (1992)

Le National Space Council, créé en 1989 par le président des États-Unis George H. W. Bush, a notamment pour objectif de réorganiser une NASA jugée peu efficace. S'inspirant du programme militaire de la guerre des étoiles, le Conseil promeut une nouvelle manière de gérer les projets dont les objectifs sont résumés par le slogan « Faster, Better, Cheaper » (en français : « Plus vite, mieux, moins cher »). Pour y parvenir les grands projets sont bannis (pour couvrir le besoin, leurs objectifs doivent être distribués entre des projets plus petits) tandis que les procédures et la documentation sont allégés permettant des prises de décision plus rapides. Le risque d'échec de la mission corrélé à cette démarche est accepté. Pour appliquer cette nouvelle politique l’exécutif américain nomme en avril 1992 à la tête de la NASA Dan Goldin. Celui-ci décide d'appliquer ce nouveau paradigme avec rigueur y compris pour les missions scientifiques (il déclare ainsi que Cassini, en cours de développement, sera la dernière mission de sa taille). SIRTF, dont le coût dans sa dernière configuration (lanceur Titan) atteint 2 milliards US$, est directement impacté par les nouvelles consignes. Le responsable des programmes scientifiques au siège demande à l'équipe projet s'il n'est pas possible de scinder SIRTF en deux missions ayant un coût unitaire de 100 millions US$....

Révision à la baisse des spécifications (1993-1995)

En cours de conception la taille de SIRTF/Spitzer a dû être fortement réduite pour faire face à des contraintes budgétaires mais le télescope est resté un engin performant (Schéma 1).

En application de la nouvelle politique du « Faster, Better, Cheaper » la direction de la NASA demande en 1993 à l'équipe projet de diviser par 2,5 le coût de SIRTF et impose l'utilisation d'un lanceur Atlas, au coût (80 millions US$) six fois inférieur à celui de la Titan IV envisagée jusque là. Le recours à cette fusée nettement moins puissante implique une forte réduction de la masse du télescope spatial. Il n'était pas question de revoir à la baisse la taille du télescope, qui ne faisait que 85 cm d'ouverture, sous peine de renoncer aux objectifs scientifiques. Sur le plan scientifique, la cure d’amaigrissement se traduit par l'abandon du spectrographe dédié à l'infrarouge lointain et au photomètre permettant d'observer les ondes les plus longues. Mais c'est c'est un ingénieur qui va trouver la solution permettant d'obtenir le gain de poids le plus important. Johnny Kwok, un ingénieur du JPL, propose de placer le télescope spatial sur une orbite héliocentrique et non terrestre avec une trajectoire propulsée optimisée permettant de réduire la masse d'ergols utilisée par la fusée (et donc augmenter la masse de la charge utile que celle-ci peut emporter) mais surtout de réduire la masse d'hélium nécessaire du fait de son orbite éloignée de la source d'échauffement que constitue la Terre. Dans cette nouvelle configuration(cf Tableau 2) la masse du télescope spatial n'est plus que de 2 640 kg (contre 5 500 kg dans sa configuration précédente) tandis que la quantité d'hélium passe de 2 000 à 900 litres.

Cette nouvelle architecture est présentée à plusieurs membres du Congrès qui l'accueillent favorablement au point que l'équipe projet se met à espérer le vote d'un premier financement dans le budget 1994. Mais le programme spatial américain essuie quelques mois plus tard une série d'échecs (Perte le même jour de la sonde spatiale martienne Mars Observer et d'un satellite météorologique, explosion au lancement d'une fusée Titan IV). Selon un sondage effectué peu après, 40% de la population est favorable à une réduction des sommes allouées à la NASA. De toute façon le gouvernement s'est fixé comme objectif de réduire le déficit du pays et le programme scientifique de la NASA fait partie des lignes budgétaires qui en font les frais. Début septembre on annonce à l'équipe projet que le télescope SIRTF ne fait pas partie des projets financés en 1994.

L'équipe projet reçoit de nouvelles instructions de la direction de la NASA. Pour être accepté le coût du télescope spatial doit désormais être inférieur à 500 millions dollars, une contrainte qui semble impossible à respecter après les efforts déjà entrepris au début de l'année pour passer sous la barre des 1 milliard US$. Pour tenter néanmoins d'y parvenir l'équipe projet se réunit le week-end des 6 et 7 novembre dans un motel de Denver. Après une journée infructueuse où chaque équipe instrumentale défend son point de vue, Frank Low imagine au cours de la nuit suivante une architecture qui va permettre de réduire considérablement la masse du télescope spatial : au lieu de placer la partie optique du télescope dans le cryostat, il propose de la placer à l'extérieur de celui-ci (scénario du télescope chaud cf Schéma 1) et de la refroidir naturellement dans l'espace grâce à son positionnement loin de la Terre. Pour atteindre sa température de fonctionnement il sera alors juste nécessaire de consommer très peu d'hélium et le volume/masse du cryostat sera fortement réduit car il ne contiendra plus que la partie des instruments nécessitant d'être maintenu à température cryogénique. Pour identifier les réductions portant sur l'instrumentation, l'équipe projet remet à plat les objectifs scientifiques prioritaires et en déduit les capacités minimales des instruments. Dans le cadre de ce processus pratiquement toutes les parties mobiles des instruments sont supprimées, tous les instruments seront conçus sans possibilité d'ajuster leur fonctionnement en orbite et un seul instrument donné peut fonctionner à un instant donné. Dans cette nouvelle configuration la quantité d'hélium transporté passe de 900 à 250 litres et la masse du télescope spatial passe de 2 640 à 750 kg (cf Tableau 2.

Malgré ces réductions de capacité drastique, l'équipe projet table sur l'amélioration considérable des détecteurs employés dans l'infrarouge pour effectuer des percées scientifiques décisives à l'aide du télescope. En effet, dans les années 1980, le département de la Défense américain a investi des centaines de millions de dollars dans le développement de détecteurs infrarouges. Les avancées technologiques qui en résultent se sont progressivement diffusées vers les applications civiles, permettant la mise au point pour l'astronomie infrarouge de détecteurs beaucoup plus sensibles : alors que les détecteurs du satellite IRAS ne comportent que 62 pixels ceux de la caméra IRAC de Spitzer en comportent 65 000.

La nouvelle architecture n'était qu'une réflexion sur le papier et il fallait s'assurer que les ingénieurs puissent la concrétiser tout en respectant la contrainte de coût. Une pré-étude est réalisée rapidement par les industriels dont les conclusions sont communiquées en décembre. De leur côté les résultats scientifiques attendus avec cette nouvelle configuration sont exposés le 17 février 1994 devant un comité de l'Académie des sciences en espérant que la diminution des capacités du télescope ne remette pas en question la priorité accordée au projet par le rapport Bahcall. Les caractéristiques du projet de télescope aéroporté infrarouge SOFIA, qui comme SIRTF est à la recherche d'un budget et est à ce titre un concurrent, sont présentées durant la même séance. Au grand soulagement de l'équipe projet, le comité de l'Académie des sciences renouvelle la priorité accordée à SIRTF (celui-ci bénéficie de la plus haute priorité tandis que le développement de SOFIA est qualifié de priorité élevée.).

Peu après cette réunion, la direction de la NASA décide que le télescope spatial sera lancé par une fusée Delta II. Ce lanceur spatial, beaucoup moins coûteux mais surtout moins puissant que l'Atlas, impose une nouvelle cure d'amaigrissement. Pour répondre à cette contrainte une équipe d'ingénieurs du JPL met au point une nouvelle architecture. Celle-ci est toutefois basée sur des hypothèses de masse des différents composants sans doute peu fiables car les bouleversement imposés à l'architecture du télescope ne permettent pas de disposer de spécifications détaillées. Pour alléger la contrainte de masse, la direction de la NASA décide de proposer le transfert d'un des trois instruments vers un télescope infrarouge japonais en cours de développement. Celui-ci doit être lancé par une fusée M-V aux capacités limitées qui ne peut atteindre qu'une orbite terrestre très basse. Pour compenser cet environnement défavorable, les japonais prévoient d'utiliser un cryoréfrigérateur et de restreindre la région du ciel observable à un instant donné. Après des échanges qui s'échelonnent sur plusieurs mois, la NASA décide le transfert de l'instrument IRAC vers la mission japonaise. Pour protéger les intérêts de la NASA dans cette collaboration internationale, le développement d'IRAC est confié au centre de vol spatial Goddard. Finalement fin juin 1995 la participation à la mission japonaise est abandonnée et IRAC est réintégré dans SIRTF. Heureusement une nouvelle version de la fusée Delta II, plus puissante, vient à la même époque alléger la contrainte de masse. La seule conséquence de ces péripéties est que le développement d'IRAC reste confié au centre de vol spatial Goddard.

Évolution des caractéristiques de SIRTF/Spitzer (Tableau 2)

Période	1972-1984	1984–1988	1988–1992	1992–1994	1994–1996	1997
Orbite¹	300 km	900 km	70 000 km	héliocentrique
Lanceur	Navette spatiale américaine		Titan IV	Atlas II-AS	Delta II-7920	Delta II-7920H
Masse	4500 kg	5560 kg	5500 kg	2460 kg	750 kg	865 kg
Durée de vie	30 jours par vol²	2 ans par vol³	5 ans	3 ans	2,5 ans	5 ans
Diamètre télescope	100 cm	95 cm		85 cm
Hélium	350 litres	6600 litres	4000 litres	920 litres	250 litres
Bande spectrale	2–2000 micromètres (μm)	1,8-700 μm		2,5-200 μm	3,6–160 μm
Détecteurs (pixels)		~10 000	~50 000	~140 000	~350 000
Coût⁴			2 milliards US$	860 millions US$	< 500 millions US$	450 millions US$
¹ Par défaut altitude en orbite terrestre basse ; ² La navette spatiale ramène le télescope au sol à la fin de sa mission ; ³ Le télescope bénéficie d'une maintenance en orbite via la navette spatiale tous les deux ans ; ⁴Hors coût de lancement et des opérations en vol.

Développement (1996-2003)

Spitzer quelques mois avant son lancement dans une salle blanche du Centre spatial Kennedy en Floride. C'est un instrument de taille modeste comparé aux autres grands observatoires de la NASA.

Dans sa nouvelle configuration le cout de développement du télescope a été abaissé à 400 millions US$ auxquels s'ajoute un coup opérationnel de 300 millions US$. SIRTF/Spitzer reçoit finalement l'appui du Congrès qui alloue 10 millions US$ dans le budget 1996 de la NASA pour lancer la phase B. L'administrateur de la NASA Goldin, qui avait imposé les années précédentes une réduction drastique des coûts avec sa politique du Faster, Better, Cheaper, propose d'utiliser un lanceur plus puissant pour faire passer la durée de la mission primaire de 2,5 à 5 ans (et éventuellement à 7 ans) quitte à dépasser l'enveloppe budgétaire prévue. L'équipe projet, désarçonnée et rendue paranoïaque par les péripéties antérieures, répond qu'elle tentera d'atteindre cet objectif en optimisant la conception du télescope spatial. La phase B ne va durer que deux ans (la phase A avait duré 11 ans !) car la faisabilité de l'architecture avait déjà été bien établie par les études précédentes et que l'équipe SIRTF travaillait à la mise au point des détecteurs infrarouge, la partie la plus critique du télescope, depuis deux décennies.

Début de la construction du télescope

En septembre 1997 une revue de projet valide la phase B et lance la phase C avec laquelle débute la construction du télescope. Conformément aux nouvelles règles instituées par la politique du « Faster, Better, Cheaper » visant à réduire les coûts et contrairement aux pratiques usuelles pour des projets de ce type, les industriels qui ont été consultés dans la phase B sont sélectionnés sans mise en concurrence préalable. Lockheed Martin a la responsabilité globale du développement du satellite et des tests. Ball Aerospace développe l'ensemble cryogénique comprenant le cryostat et la partie optique. Les trois instruments embarqués sont réalisés respectivement par le centre de vol spatial Goddard de la NASA (instrument IRAC), l'université Cornell à Ithaca (État de New York), l'instrument IRS et l'université de l'Arizona (instrument MIPS). Les opérations du télescope sont pilotées par le Spitzer Science Center implanté sur le campus du California Institute of Technology à Pasadena (Californie).

Le planning de construction est tendu car la date de lancement a été fixée à 2001 dans le but de garantir que des observations simultanées en visible/infrarouge/gamma/X puissent être réalisées avec les quatre Grands Observatoires. En effet ceux-ci ont une durée de vie limitée et ont déjà été lancés (Hubble en 1990, CGRO en 1991) où sont sur le point de l'être (Chandra 1999). Mais, comme dans tout projet innovant, le développement va connaitre des moments difficiles qui ne permettront pas de tenir l'échéance.

Problème de cryostat

Fin 2020, les exemplaires de vol des instruments ont tous été livrés à Ball Aerospace qui les a placé dans le cryostat du télescope rempli d'hélium pour réaliser des tests de performance en conditions de température réelles. A ce stade le cryostat est potentiellement une bombe car l'hélium gazeux s'en échappe en permanence (il est dans une pièce forcément plus chaude) et tend à solidifier la vapeur d'eau contenu dans l'air ce qui peut créer un bouchon de glace obstruant les tuyaux d'évacuation. C'est ce qui se produit fin décembre. L'évacuation est partiellement obstruée. Alors que des réunions sont organisées avec des représentants de Ball et de la NASA pour trouver un moyen de venir à bout du bouchon, la température et donc la pression augmentent dans le cryostat sans que cela soit remarqué car les capteurs censés mesurés la pression fournissent des mesures ambiguës en raison de la présence du bouchon. La pression a peut-être atteint des valeurs qui ont fragilisé la structure du cryostat. Les responsables des instruments écartent la solution consistant à démonter le cryostat car ils craignent que le retour à température ambiante de ceux-ci ne les détériorent. Bell propose alors de radiographier le cryostat pour identifier les dégâts structurels et, malgré une opposition initiale des instrumentistes, c'est ce qui est fait. Les radiographies ne laissent apparaitre aucune déformation structurelle et bien qu'elles n'aient pas permis de tout vérifier, les responsables du projet décident de prendre le risque d'arrêter là les investigations.

Délaminage du filtre du spectrographe IRS

Un autre incident portant cette fois sur les instruments vient perturber le projet. Au cours des tests l'équipe en charge du spectrographe IRS constate indirectement (le cryostat est scellé) qu'un des filtres est partiellement délaminé. Le risque sous-jacent est que celui-ci finisse par se briser du fait des vibrations subies lors de la mise en orbite du télescope et que les fragments se répandent dans l'instrument et faussent les résultats. Pour vérifier l'étendue des dégâts, l'équipe projet envisage de démonter le cryostat pour évaluer les dégâts et éventuellement changer le filtre mais cette solution (qui avait été retenue lors d'un incident similaire durant la construction d'IRAS) aurait contraint de repousser le lancement de 6 à 9 mois. Après des tests de vibration qui ne génèrent aucune aggravation de la situation, l'ouverture du cryostat est finalement écartée contre l'avis du responsable de l'instrument Jim Houck. Heureusement aucune détérioration supplémentaire du filtre ne sera constaté durant la mission.

Tentative de simulation du comportement thermique du télescope (2021)

Le choix d'une télescope « chaud » était une nouveauté qui reposait sur une modélisation des échanges thermiques dans l'espace qu'il était particulièrement difficile et coûteux de reproduire au sol. Contre l'avis de certains membres de l'équipe projet, les ingénieurs, en application du principe « test as you fly, fly as you test » (Testez comme vous volez, volez comme vous testez), décident de réaliser en 2021 une simulation de ce processus en plaçant le télescope dans une chambre à vide du constructeur Bell baptisée Brutus. Différents dispositifs reposant principalement sur l'utilisation d'énormes quantités de liquide cryogénique sont installés pour reproduire le comportement thermique du vide spatial. Une premier test échoue complètement car l'enceinte de la chambre à vide ne parvient pas à émuler le processus d'évacuation dans le vide de la chaleur émise par le télescope. Un deuxième test réalisé après avoir renforcé les dispositifs de refroidissement ne parvient à abaisser la température du télescope qu'à 15 voire 20 kelvin au lieu des 6 kelvin prévus. Après une analyse complexe les ingénieurs de Bell concluent qu'une « fuite » thermique évaluée à 19 milliWatts pourrait expliquer cette différence de température. Pour tenter de déterminer l'origine du problème six physiciens de classe mondiale spécialistes des basses températures sont invités à donner leur avis sur les modalités du test et les données produites par celle-ci. Ceux-ci ne parviennent pas à se mettre d'accord sur les conclusions à en tirer. Les ingénieurs de Bell, qui, à l'aide des données produites par ce test, ont pu malgré tout vérifier les hypothèses d'échange thermique au niveau des composants, estiment par reconstruction que le télescope dispose d'une quantité d'hélium suffisante pour fonctionner durant les cinq années prévues. De leur côté les ingénieurs du JPL déterminent que, si la « fuite thermique » de 19 milliwatts s'avère réelle, l'hélium permettra de fonctionner durant deux années et demi, durée suffisante pour remplir les objectifs scientifiques. L'épuisement des ingénieurs de Bell et la tenue du planning mettent un point d'arrêt à la simulation. Le télescope est transféré en février 2002 à l'établissement de Sunnyvale de Lookheed pour être assemblé avec le module de service et les panneaux solaires en vue des tests d'intégration.

Mise au point laborieuse du logiciel embarqué

La revue de projet effectué à la fin de la phase B avait constaté que le développement du logiciel embarqué était en retard sur la planning. Bien que basé sur des programmes mis au point pour des missions précédentes, celui-ci avait du être fortement adapté pour prendre en compte les fonctionnalités nouvelles de SIRTF/Spitzer : modalités de gestion des instruments différentes, nécessité d'un pointage très précis et surtout fonctionnement autonome du télescope notamment lorsque celui-ci est en mode survie. Ces modifications avaient été largement sous-évaluées par Lockheed-Martin à qui le développement du logiciel avait été confié en 1996. D'autre part cette société avait absorbé l'année précédente Martin-Marietta et le logiciel était développé par deux établissements, Sunnyvale d'une part et Denver (ancien établissement de Martin-Marietta) d'autre part, aux cultures organisationnelles complètement différentes. A ces deux problèmes s'ajoute à l'époque une pénurie sur le marché du travail d'informaticiens. Celle-ci avait obligé Loockheed à recruter en masse des programmeurs ne disposant pas d'expérience dans la programmation de gestion en temps réel. Ces problèmes seront finalement réglés mais au prix d'un énorme surcoût (le budget consacré au logiciel passe de 15 à 70 millions US$) qui consommera la moitié de la réserve constituée pour faire face aux aléas du développement. La NASA dut repousser à 2003 le lancement prévu en 2001. Ce délai accroit le coût de développement du télescope qui passe de 515 à 708 millions US$ (auxquels il faut ajouter 68 millions US$ pour le lancement). Ce report est néanmoins mis à profit pour finaliser les développements du logiciel (il était prévu que certains programmes soient mis à jour en orbite) et des tests complémentaires qui contribuent à améliorer la fiabilité du télescope spatial.

Objectifs scientifiques

Lorsque l'équipe scientifique est contrainte en 1994 de revoir à la baisse les caractéristiques de Spitzer pour prendre en compte les contraintes budgétaires, elle choisit d'identifier quatre objectifs scientifiques qui lui semblent les plus importants pour en dériver les capacités des instruments. Le premier de ces objectifs est le recensement de la population des étoiles brunes et les superplanètes (dix fois la taille Jupiter) pour vérifier si leur présence (non perceptible par les télescopes observant dans le visible) pouvait expliquer le phénomène baptisé matière noire. Le deuxième objectif porte sur l'étude des disques de débris autour de systèmes planétaires en cours de formation. Le troisième objectif porte sur les caractéristiques des galaxies actives en particulier l'identification de la source de l'énergie qu'elles émettent. Enfin le dernier objectif porte sur l'étude des objets célestes les plus anciens (visibles dans l'infrarouge du fait du décalage vers le rouge) pour comprendre comment l'évolution de l'univers a pu aboutir aux différents formes de galaxies visibles. Des objectifs plus détaillés sont fournis par le site internet dédié au télescope spatial :

• la naissance des étoiles avant que celles-ci ne soient suffisamment massives pour que la fusion thermonucléaire s'amorce. La lumière infrarouge émise durant cette première phase parvient jusqu'aux observatoires spatiaux malgré l'épais voile de poussière présent ;
• la mort des étoiles productrice de matière sous forme de poussière qui sert de matériau de base pour la formation de nouvelles étoiles. L'observation dans l'infrarouge des étoiles en fin de vie fournit des informations essentielles sur la composition de cette poussière. Ces informations doivent permettre aux astronomes de reconstituer l'origine de la poussière au tout début de l'Univers ;
• le processus de formation des planètes. Spitzer n'est pas capable d'observer les exoplanètes, mais il peut observer le disque protoplanétaire constitué par des nuages de poussière. En mesurant la température du disque le télescope permet de connaître la structure et l'âge du disque et de déterminer si des planètes sont en cours de formation ou déjà formées ;
• Spitzer est le premier télescope qui parvient à observer directement la lumière émise par une exoplanète. Le télescope peut déterminer la température, les vents et la composition de planètes lointaines lorsque celles-ci répondent à certaines caractéristiques (taille, éloignement).
• les naines brunes, qui constituent la majorité des étoiles peuplant l'Univers, ne sont pas suffisamment massives pour amorcer la fusion thermonucléaire. Ces étoiles ne produisent pas de lumière visible mais émettent dans l'infrarouge. Une partie de la matière noire, que les astronomes cherchent à identifier, peut être constituée de naines brunes. La sensibilité des instruments de Spitzer permet d'en effectuer le recensement dans le voisinage du Système solaire et de les étudier ;
• les caractéristiques des trois sources de rayonnement à l'oeuvre dans les galaxies : les étoiles, le milieu interstellaire et la poussière interstellaire. Spitzer peut ainsi identifier les galaxies qui produisent à un rythme rapide de nouvelles étoiles (les pouponnières d'étoiles) et identifier l'origine de cette genèse. L'observation de notre propre galaxie, la Voie lactée, permet de localiser les régions dans lesquelles se forment encore des étoiles. Enfin, Spitzer doit permettre de mieux comprendre les galaxies lumineuses en infrarouge dont la caractéristique est d'émettre plus de 90 % de leur lumière dans l'infrarouge ;
• les gigantesques nuages moléculaires situés dans l'espace interstellaire. Ils sont constitués principalement d'hydrogène et constituent le réservoir de matière première à partir duquel les étoiles se forment. L'étude de la densité et de la température de ces nuages par Spitzer fournit des informations importantes sur les conditions physiques et la composition chimique qui permet de produire les protoétoiles ;
• les trous noirs supermassifs dont un ou plusieurs représentants sont présents au centre de la plupart des galaxies. Spitzer est particulièrement bien équipé pour observer ces objets lorsqu'ils sont actifs (en train d'absorber de la matière). Ces trous noirs sont observés par Spitzer grâce au rayonnement infrarouge émis par la matière lorsqu'elle est attirée par ceux-ci ;
• la lumière des galaxies les plus anciennes apparues il y a 13 milliards d'années soit de près d'un milliard d'années après le Big Bang est visible depuis la Terre dans le domaine de l'infrarouge du fait du phénomène du décalage vers le rouge. Spitzer permet d'étudier ces galaxies et ainsi de déterminer comment et quand ces premiers objets de l'Univers se sont formés. Le télescope permet également d'étudier le fond diffus cosmologique infrarouge qui résulte des émissions de galaxies et d'étoiles trop peu visibles pour pouvoir être distinguées ;

Architecture de la mission

Orbite

La Terre réfléchit une partie de la chaleur émise par le Soleil. Un télescope observant le rayonnement infrarouge doit maintenir ses instruments à une température proche de zéro absolu. Pour cette raison il doit se tenir écarté autant que possible de cette source de chaleur afin notamment de ne pas consommer trop rapidement l'hélium utilisé pour maintenir ses instruments à la température exigée. L'orbite terrestre basse, adoptée par le premier télescope spatial infrarouge IRAS, qui aurait été moins couteuse pour la Spitzer au budget contraint, ne permettait pas de remplir les objectifs de la mission. L'orbite terrestre haute elliptique, mise en œuvre par le télescope ISO (dans l'ordre chronologique deuxième télescope infrarouge spatial) est également exclu pour répondre aux besoins. Il restait trois solutions permettaient de bénéficier de conditions thermiques bénignes : une orbite terrestre haute circulaire, une orbite autour du point de Lagrange L₂ et une orbite héliocentrique quasi identique à celle de la Terre tout en maintenant l'engin spatial durant sa mission à une distance suffisamment faible pour permettre un débit élevé lors des transferts de données vers la Terre. L'orbite terrestre haute circulaire est celle qui exigeait le lanceur le plus puissant (=22 km²/s²). L'orbite autour du point de Lagrange L₂ était au contraire atteignable avec le lanceur le moins puissant (=-0,6 km²/s²) mais cette orbite instable nécessitant des corrections orbitales périodiques. Cette solution est rejetée car pour limiter sa masse et sa complexité (et donc in fine son coût) le système de propulsion de Spitzer n'est pas conçu pour effectuer des corrections d'orbite. La solution retenue est donc de placer le télescope spatial sur une orbite héliocentrique avec une vitesse de libération très réduite (=0,4 km²/s²) choisie pour que à l'issue de la mission primaire de 5 ans, le télescope spatial soit encore à une distance de la Terre relativement réduite. Le télescope spatial parcourt son orbite autour du Soleil en 372 jours s'éloignant d'environ 0,1 Unité Astronomique chaque année. Spitzer est la première mission spatiale à avoir utilisé cette orbite. Celle-ci a été par la suite retenue pour le télescope spatial Kepler et le futur interféromètre LISA.

Grâce à son 'éloignement de la Terre, Spitzer dispose d'un champ d'observation beaucoup plus étendu : 30 % du ciel est observable à n'importe quel moment tandis que le reste du ciel peut être vu deux fois par an durant des périodes consécutives d'environ 40 jours.

Télescope « chaud »

La partie optique (miroirs primaire et secondaire,...) des télescopes spatiaux infrarouge ayant précédé Spitzer - ISO et IRAS - était placé dans le cryostat refroidi par l'hélium liquide et lancé à température cryogénique avec deux conséquences importantes pour la masse et le volume de l'ensemble : le cryostat était de très grande taille et une grande quantité d'hélium était consommée pour maintenir la température de l'optique entre le lancement et l'arrivée du télescope sur son orbite opérationnelle bénéficiant d'un environnement thermique froid. Pour tenir les contraintes de cout, l'équipe projet de Spitzer fait le choix audacieux de placer le télescope à l'extérieur du cryostat et donc de le lancer à température ambiante en partant de l'hypothèse que, une fois dans l'espace loin de la Terre, sa température chuterait de manière passive à 34 kelvins. Ce scénario a permis de diviser par deux la masse du télescope spatial (cf Schéma 1 et Tableau 2).

Système de régulation thermique sophistiqué

Le système de régulation thermique joue un rôle crucial dans le fonctionnement du télescope spatial Spitzer. L'ensemble constitué par la partie optique du télescope et les instruments (hors électronique) doit être maintenu à une température comprise, selon les opérations, entre 5 et 15 kelvin. La chaleur est produite par le rayonnement solaire, qui frappe les panneaux solaires (à droite sur les Schéma 2 et Schéma 5), par l'électronique du module de service (en bas des mêmes schéma) et par le fonctionnement des instruments . La partie de la charge utile de Spitzer qui doit être maintenue à des températures très basses est baptisée CTA (Cryogenic Telescope Assembly). Le CTA comprend quatre sous-ensembles : l'ensemble optique, le compartiment contenant les instruments scientifiques (hors électronique), le cryostat et l'enveloppe externe chargée d'isoler cet ensemble sur le plan thermique. Le système de régulation thermique passif, qui repose sur des isolants, joue le rôle principal dans l'obtention des températures cryogéniques comme on peut le constater sur le Schéma 2 montrant les échanges thermiques. Le système de régulation thermique actif utilise de l'hélium liquide. Ce dernier, du fait de la densité très proche entre sa forme liquide et sa forme gazeuse (la chaleur latente générée par le passage à l'état gazeux est faible), passe à l'état gazeux en abaissant de manière importante la température des surfaces qui sont à son contact. De manière paradoxale, le réchauffement de l'hélium, qui accélère le volume d'hélium gazéifié, déclenche donc une baisse de température. Une résistance chauffante placée dans le réservoir d'hélium est activée lorsque il est nécessaire d'obtenir les températures les plus basses (observation des longueurs d'onde les plus longues avec l'instrument MIPS).

• Isolation thermique
• 
  Modélisation des échanges thermiques entre les différents sous-ensembles du télescope lorsque la température des instruments est abaissée à 5,5 kelvin. La transmission de la chaleur se fait par conduction et par rayonnement et son évacuation principalement par rayonnement dans le vide. Très peu de chaleur parvient jusqu'aux instruments et au télescope. Aussi la quantité d'hélium liquide consommée pour compenser l'élévation de la température générée par la chaleur en provenance de l'extérieur et des instruments est très réduite (Schéma 3).
• 
  Le cryostat de Spitzer en cours de test surmonté par une pièce simulant la masse de l'optique du télescope. L'intérieur qui est sous vide comprend le compartiment MIC contenant les instruments (hors électronique) et le réservoir d'hélium. Le rayonnement lumineux pénètre dans le cryostat par une ouverture située au centre du sommet du cryostat fermée par un obturateur jusqu'à ce que le télescope soit dans l'espace.

La chaleur se diffuse vers le télescope et ses instruments par rayonnement et par conduction via les entretoises qui solidarisent les différents composants. Le satellite est orienté de manière à ce que le Soleil ne frappe jamais le CTA. Trois « lignes de défense » bloquent les transferts thermiques entre l'extérieur et le coeur froid du télescope. Deux boucliers thermiques, situés d'une part entre le CTA et le module de service et d'autre part entre le CTA et les panneaux solaires, interceptent et évacuent dans le vide par rayonnement la majeure partie de la chaleur produite. La deuxième ligne de défense est constituée par l'enveloppe externe du CTA, réalisée en nid d'abeilles d'aluminium. Celle-ci est peinte en noir sur la face opposée à celle du Soleil pour évacuer le maximum de chaleur vers l'espace. Elle est brillante sur l'autre face pour réfléchir le rayonnement du Soleil. La troisième ligne de défense est constituée par le cryostat qui forme une enceinte hermétique au sol dans laquelle le vide est fait et qui contient les instruments (hors électronique) et le réservoir d'hélium liquide. Le CTA est attaché au module de service par des entretoises conçues pour limiter les transferts thermiques.

Instruments

Les instruments du télescope ont été les principales victimes de la réduction drastique de la taille de Spitzer intervenue au cours de sa conception. Alors que individuellement leur taille initiale était proche de celle d'un placard, le volume des instruments emportés par le télescope est plus proche de celui d'un carton à chapeau. Au cours de la phase de développement de nombreuses fonctionnalités ont été abandonnées telles que les mécanismes permettant d'utiliser plusieurs filtres ainsi que des pans entiers d'instrumentation tels que la spectrographe fonctionnant dans l'infrarouge lointain ou le photomètre capable d'observer les ondes submillimétriques (au-dela de 160 micromètres). Les trois instruments qui ont survécu à cette cure d'amaigrissement ont été simplifiés avec des capacités étroitement liées aux quatre objectifs scientifiques figés en 1994 :

• IRAC réalise des images uniquement dans les quatre bandes de fréquence (3,6, 4,5, 5,8 et 8 micromètres) optimales pour les observation des galaxies lointaines (décalage vers le rouge compris entre 1 et 5). Le pic d'émission des étoiles brunes se trouve également dans cette plage de fréquences. Pour réduire la taille de l'instrument, l'obtention des images dans une fréquence donnée n'est pas obtenue via une roue à filtres mobile mais par la démultiplication des détecteurs.
• MIPS n'observe que trois longueurs d'ondes (24, 70 et 160 micromètres) avec une petite capacité de spectrométrie entre 50 et 100 micromètres. Ces bandes spectrales sont choisies pour l'observation des propriétés des galaxies lointaines dans le cadre de relevés de l'espace profond et l'étude des disques de débris entourant les étoiles.
• Le spectrographe IRS est composé de quatre mini-instruments effectuant l'analyse spectrale dans les longueurs d'ondes 5,2-14 µm, 10-19,5 µm, 14-40 µm et 19-37 µm avec une résolution spectrale basse entre 5 et 38 µm et élevée entre 10 et 37 µm. Ces caractéristiques ont été choisies pour permettre la détermination de la composition des disques de débris et une mesure plus précise du décalage vers le rouge des galaxies lorsque celui-ci ne peut être mesuré par les observatoires terrestres. IRS est également utilisé pour identifier des lignes d'émission d'atomes ou de molécules simples caractéristiques des noyaux de galaxies actives ou des pouponnières d'étoiles situées dans notre galaxie ou dans d'autres galaxies particulièrement lumineuses. L'architecture d'IRS reflète particulièrement bien la simplification imposée au cours du développement de Spitzer. Habituellement un spectographe utilise des éléments d'optique mobile pour permettre à ce type d'instrument de couvrir toute la plage de fréquence. L'utilisation de quatre mini-instruments distincts mais identiques dans leur fonctionnement a permis de supprimer toute pièce mobile sans véritable surcout.

Malgré la disparition de certaines fonctionnalités importantes des instruments, ceux-ci disposent de capacités nettement supérieures à leurs prédécesseurs grâce à l'utilisation de détecteurs infrarouge beaucoup plus performants : le détecteur de la caméra IRAC dispose ainsi de 65 000 pixels contre 62 pixels sur son équivalent utilisé par la mission IRAS.

Déroulement de la mission

Lancement nocturne le 25 août 2003 de Spitzer par une fusée Delta II décollant de la base de la base de Cape Canaveral en Floride.

Le télescope Spitzer est placé en orbite fin aout 2003 et commence à recueillir des données scientifiques trois mois plus tard. Durant une première phase (mission froide) qui s'étend jusqu'en mai 2009, l'ensemble de l'instrumentation fonctionne grâce à l'hélium liquide qui permet de la maintenir à la température souhaitée. En mai 2009 l'hélium s'est entièrement évaporé et un seul instrument est en mesure de fonctionner sur une plage de longueurs d'onde restreinte (3,6 et 4,5 microns). C'est la mission chaude à laquelle la NASA met fin en janvier 2020.

Lancement et vérification du fonctionnement en orbite (aout-décembre 2003)

Début mars 2003, à la suite de l'achèvement des tests d'intégration, le télescope spatial est transféré par la route de l'établissement de Lookheed de Sunnyvale en Californie à la base de Cape Canaveral en Floride d'où le lancement doit s'effectuer. Celui-ci est alors prévu en avril 2003. Mais la direction de la NASA, qui subit les critiques de l'opinion publique à la suite de la perte de la navette Columbia intervenue le 1er février, décide de repousser le lancement pour s'assurer que des craquelures détectées dans les tuyères de deux des propulseurs d'appoint du lanceur Delta II ne sont pas susceptibles de faire échouer la mise en orbite. Le lancement des sondes spatiales martiennes MER bénéficiant d'une priorité supérieure repousse de nouveau le tir à fin aout.

Le télescope spatial SIRTF est lancé dans l'espace le 25 août 2003 par une fusée Delta II 7920H décollant de la base de lancement de Cape Canaveral en Floride. Le lancement comprend deux phases. La fusée place d'abord le télescope spatial sur une orbite terrestre basse (orbite de parking). Lors du largage de la coiffe, qui intervient 4 minutes après que la fusée ait quitté le sol, les évents permettant à l'hélium vaporisé de s'échapper sont ouverts. Puis le deuxième étage est rallumé 40 minutes après le décollage et fonctionne durant 5 minutes pour permettre à SIRTF d'atteindre le vitesse de libération. Les paramètres de la nouvelle orbite sont très proches de ceux projetés (=0,393 km²/s² au lieu de 0,4 visé). Quatre jours après le lancement l'opercule, qui ferme la partie supérieur du télescope et protège l'optique de la poussière, est éjecté dans une direction et avec une vitesse (0,98 m/s) qui ont été calculés de manière à ce que le risque de collision avec le télescope dans le futur soit minimisé. Le lendemain l'obturateur d'ouverture du cryostat est à son tour ouvert permettant au rayonnement lumineux de parvenir jusqu'aux instruments. Au cours des premiers jours la température de la partie optique baisse progressivement de manière passive puis atteint la température de fonctionnement de 5,6 kelvin (température plancher) grâce à l'action de l'hélium liquide. Au cours des trois mois suivant le décollage, les différents systèmes du télescope sont vérifiés puis les instruments sont préparés pour la phase opérationnelle. Le télescope entame alors la phase cryogénique de sa mission (mission froide).

SIRTF est renommé en décembre Spitzer en l'honneur du scientifique américain, Lyman Spitzer, astrophysicien américain qui a joué un rôle moteur dans les premiers projets de télescope spatial.

Mission froide (décembre 2003 - juin 2009)

Les premières données collectées par le télescope, destinées à démontrer les capacités du nouveau télescope, sont dévoilées le 18 décembre 2003. Il s'agit d'images d'une pouponnière d'étoiles au sein d'une nébuleuse, de la galaxie Messier 81, d'un disque de débris d'un système planétaire en formation et des matériaux organiques d'une étoile lointaine. Une des observations les plus remarquables est effectuée en 2005 lorsque le télescope parvient à réaliser les premières images d'exoplanètes, les Jupiter chauds HD 209458 b et TrES-1b. En septembre 2006, le télescope participe à un relevé du ciel de la ceinture de Gould située à environ 3 000 années-lumière du Soleil. Le stock d'hélium doit permettre de refroidir les instruments durant 2,5 ans, mais finalement celui-ci ne s'épuise que le 15 mai 2009, soit 5,5 ans après le lancement.

Durant cette phase de la mission une campagne d'observation dure typiquement une semaine au cours de laquelle le télescope exécute de manière autonome les différentes activités pré-programmées qui ont été transmises préalablement par le centre de contrôle de mission : observations scientifiques, étalonnages et opérations de maintenance comme la désaturation des roues de réaction. La semaine est découpée en 12 à 14 périodes de 12 à 24 heures entre lesquelles est insérée une session de transmission des données d'une durée de 30 à 60 minutes. Durant ces sessions l'antenne principale, qui est fixe, est orientée vers la Terre en faisant pivoter le télescope ce qui interrompt les observations scientifiques. Les données sont envoyées vers la station terrienne du Deep Space Network qui est visible par le télescope (Canberra, Madrid ou Goldstone). En mode de fonctionnement dégradé Spitzer peut rester sans contact avec la Terre durant une semaine. Pendant une campagne d'observation, la température du télescope et des instruments varie entre 6 et 12 kelvin en fonction de l'activité des instruments (celle-ci génère de la chaleur) et de la quantité d'hélium qui est vaporisée (celle-ci génère du froid). Les observations avec MIPS dans la plus grande longueur d'ondes (160 micromètres) nécessitent une température de 6 kelvin. Pour faire descendre la température à cette valeur, une résistance chauffante située dans le réservoir d'hélium accélère la vitesse d'évaporation.

Le pointage du télescope est encadré par deux contraintes : son axe ne doit pas se rapprocher de plus de 82,5° de celui du Soleil (au-delà le panneau solaire/pare-soleil ne peut plus empêcher son échauffement et il doit rester inférieur à 120° pour que les cellules solaires puissent produire suffisamment d'énergie. Sur son orbite, Spitzer s'écarte progressivement de la Terre (il tourne plus vite autour du Soleil du fait d'un périgée un peu plus faible que celui de la Terre) au rythme d'un dixième d'unité astronomique par an. Cet éloignement progressif entraîne une diminution progressive du débit dans les échanges avec la Terre.

Mission chaude (juillet 2009 - janvier 2020)

Évolution de la position relative de Spitzer par rapport à la Terre et au Soleil entre son lancement et la fin de sa mission : A Trajectoire durant la mission primaire - B Mission froide - C Mission chaude - 1 15 mai 2009 : position de Spitzer à l'épuisement de l'hélium - 2 20 janvier 2020 : position de Spitzer à la fin de la mission - 3 Cercle de 1 Unité Astronomique autour du Soleil - S Soleil - T Terre (Schéma 4).

Le télescope spatial entame une nouvelle mission après l'épuisement de son hélium en juillet 2009 lorsque la température des instruments qui avait été jusque là maintenue entre 6 et 12 kelvin, remonte pour se stabiliser à 28 kelvins. Les instruments MIPS et IRS, du fait d'une température incompatible avec les longueurs d'ondes observées, sont désormais hors service mais les caméras infrarouge IRAC continuent de fonctionner de manière optimale dans les deux longueurs d'onde les plus courte (3,6 et 4,5 micromètres). Durant cette nouvelle phase de sa mission, le télescope cartographie les sources infrarouges de larges portions du ciel, observe les comètes et astéroïdes de notre système solaire, observe des exoplanètes et réalise des observations des galaxies les plus lointaines de notre univers. La nature des observations entraine une réduction du volume de données qui permet d'espacer les sessions de télécommunications dont le fréquence est désormais comprise entre 24 et 72 heures.

En 2014, un arrêt de la mission est envisagé pour des raisons budgétaires mais l'équipe projet parvient à abaisser le coût annuel des opérations de 17 millions US$ à 11 millions US$. En 2016, à la suite d'une évaluation du ratio coût/résultats de six missions spatiales d'astrophysique, la NASA décide de prolonger une fois de plus Spitzer qui a été bien classée jusqu'au lancement du prochain télescope spatial infrarouge JWST prévu en 2018. Lorsque le lancement de ce dernier est repoussé à 2021, l'agence spatiale, après avoir tenté de trouver des sources de financement extérieures, décide de mettre fin à la mission en janvier 2020.

Fin de mission

Spitzer a été placé au lancement sur une orbite héliocentrique proche de celle de la Terre et à environ 0,2 Unités Astronomiques (U.A.) derrière celle-ci. Du fait d'une distance au Soleil légèrement supérieure à celle de la notre planète au périgée de son orbite (celle-ci a une période de 373,1 jours et une excentricité de 0,0113) le télescope s'est éloigné de 0,1 U.A. par an de cette dernière cf Schéma 4. En 2020, le télescope se situe à 1,77 U.A. de la Terre (260 millions de kilomètres de la Terre, soit plus de 700 fois la distance Terre-Lune). Alors qu'en début de mission le débit des liaisons atteignait 2,2 mégabits par seconde, en 2020, il avait chuté à 550 mégabits/seconde. Par ailleurs du fait de la position relative du télescope par rapport à la Terre, l'orientation de ses panneaux solaires durant les séances de télécommunications est de plus en plus défavorable sollicitant les batteries tandis que le module de service se voit en partie exposé au rayonnement solaire ce qui n'était pas prévu.

Après 15 ans d'opérations, la NASA décide de mettre fin à la mission le 30 janvier 2020. Des commandes sont envoyées par le centre de contrôle pour que Spitzer se place en mode survie avec ses panneaux solaires maintenus pointés vers le Soleil. Le télescope spatial va continuer de s'éloigner progressivement de la Terre avant de s'en rapprocher de nouveau et passer à proximité de celle-ci (8 fois la distance Terre-Lune) en 2053. Le signal radio sera tellement faible à ce moment-là qu'il faudra un équipement spécialement conçu pour le capter. Le coût de la mission en incluant le lancement, la conduite des opérations et l'analyse des données est évalué à 1,19 milliard US$ sur la durée de la mission primaire et à 1,36 milliard US$ en incluant les opérations jusqu'à la mise hors service en 2020.

Bilan

Spitzer en fournissant des données durant 15 ans a largement dépassé la durée minimale de 2,5 ans prévue à l'origine. Le télescope s'est révélé particulièrement robuste et fiable avec en moyenne un incident par an et quatre jours d'interruption des observations découlant de ces anomalies de fonctionnement.

Le choix de l'orbite et d'un télescope chaud au lancement, une isolation thermique ainsi qu'un système de dissipation de chaleur par rayonnement particulièrement efficaces ont permis au télescope de fonctionner en mode froid durant 2 030 jours en emportant seulement 49 kg d'hélium liquide. L'hélium liquide s'est évaporé en moyenne au rythme de 0,24 milligramme par jour pour dissiper 5,1 milliwatts de chaleur produite par les instruments et l'usage de la résistance chauffante activée pour diminuer la température lors des observations de MIPS en ondes longues. Par comparaison le télescope infrarouge IRAS qui emportait 73 kg d'hélium mais circulait sur une orbite terrestre basse a fonctionné durant dix mois avant d'épuiser son liquide cryogénique.

L'orbite choisie ne permettait pas de bénéficier de la protection de la magnétosphère terrestre contre le rayonnement cosmique. Des mesures précises de l'impact de ces derniers sur les détecteurs d'IRAC (256 x 256 pixels soit 65 536 pixels) ont démontré qu'en moyenne 5 pixels étaient touchés chaque seconde. La fluctuation peu élevée du nombre d'impacts au fil du cycle solaire a démontré que les rayons cosmiques étaient d'origine principalement galactiques.

A la fin de la mission en 2020, il restait 40 % du gaz froid utilisé pour désaturer les roues de réaction (avec en moyenne une opération de désaturation tous les deux jours). Malgré un centre de poussée de la pression de radiation décalé par rapport au centre de masse du télescope et le déplacement de ce dernier au fur et à mesure de l'évaporation de l'hélium (de 5 centimètres) ainsi que l'absence de prise en compte de l'impact des régions du ciel observées dans la planification des observations, la quantité de gaz emportée n'a pas constitué un facteur limitant la durée de vie du télescope.

Caractéristiques techniques

Spitzer est le plus petit des Grands Observatoires de la NASA : il mesure un tiers de la longueur du télescope spatial Hubble pour un onzième de sa masse. C'est un engin de forme cylindrique de 4,45 mètres de long pour 2,1 mètres de diamètre. Sa masse est de 950 kg. Cela comprend les 15,6 kg d'azote utilisés pour la désaturation des roues de réaction et les 360 litres d'hélium (50,4 kg) qui doivent maintenir la température des instruments et le télescope à une température suffisamment basse pour permettre leur fonctionnement. Le télescope spatial est composé de trois sous-ensembles :

• Le CTA (Cryogenic Telescope Assembly) est une enveloppe cylindrique dans laquelle se trouve la partie optique du télescope ainsi que le cryostat contenant les instruments scientifiques et le réservoir d'hélium liquide ;
• le module de service, situé à l'extrémité inférieure du télescope, qui abrite principalement l'électronique des instruments scientifiques, le système de télécommunications, les propulseurs à gaz froid, le système de contrôle d'attitude et les ordinateurs chargés de faire fonctionner le tout ;
• les panneaux solaires fixes qui occupent tout un côté du télescope spatial et qui produisent l'énergie électrique tout en jouant le rôle de pare-soleil.

Schéma de Spitzer et vue en coupe

Diagramme du télescope spatial (Schéma 5) :A Partie optique : 1 - miroir secondaire ; 2 - enveloppe externe (CTA) ; 3 - miroir primaire ; 11 opercule du télescope ; B Cryostat : 4 - compartiment des instruments (MIC) ; 10 - réservoir d'hélium ; C Module de service : 5 - bouclier thermique module de service ; 6 - viseurs d'étoiles ; 7 - batteries ; 8 - antenne parabolique grand gain fixe ; 9 - réservoir d'azote ; 12 - entretoises ; 13 - centrale à inertie ; D Panneaux solaires : 14 - bouclier thermique panneaux solaires.

Module de service

Le module de service.

Le module de service est une structure à huit côtés réalisée en composite carbone et en aluminium en nid d'abeilles.

Panneaux solaires

L'énergie est fournie par de panneaux solaires fixes qui produisent 500 watts en début de mission stockés dans des batteries ayant une capacité de 16 ampères-heures. La consommation électrique maximale est de 375 Watts.

Contrôle d'attitude

L'engin spatial est stabilisé sur 3 axes avec une précision de pointage de 0,5 seconde d'arc et une stabilité de 0,03 seconde d'arc pour une exposition d'une durée de 600 secondes. L'orientation et la vitesse de rotation du télescope sont déterminées à l'aide de gyroscopes et d'un viseur d'étoiles. Le champ de vue de ce dernier contient généralement environ 40 étoiles de magnitude 9 ou supérieure qu'il compare à un catalogue interne de 87 000 étoiles pour déterminer l'orientation absolue. Le pointage du télescope est effectué en utilisant quatre roues de réaction positionnées en forme de pyramide pour assurer une redondance. Sous leur action, le télescope met 8 minutes pour pivoter de 90 degrés. Le télescope est soumis à trois couples de force qui doivent être compensés : la pression de radiation, le vent solaire et la poussée produite par l'expulsion de l'hélium gazeux. L'impact des deux premiers couples est limité grâce à l'alignement du centre de leur poussée avec le centre de masse du télescope tandis que l'évacuation des gaz s'effectuent par deux sorties positionnées de manière à limiter le couple généré. Les roues de réaction sont désaturées en utilisant tous les deux jours la poussée produite par deux groupes de six propulseurs à gaz froid utilisant de l'azote (ne générant pas de particules). Il n'est pas prévu de corriger l'orbite au cours de la mission.

Système de de gestion des commandes et des données

Le système de gestion des commandes et des données est responsable de la réception des commandes envoyées par les contrôleurs au sol, de leur stockage et de leur exécution, de la surveillance du fonctionnement de l'engin spatial, de la collecte des données scientifiques, de leur traitement et de leur transmission ainsi que de la gestion du mode survie. Il est constitué de 13 cartes électroniques pilotées par deux microprocesseurs RAD6000 (cadencés à 20 MHz et disposant de 128 mégaoctets de mémoire vive) tournant sous le système d'exploitation VxWorks. Le logiel, écrit en langage C, comprend 125 000 lignes de code.

Télécommunications

Les échanges entre le satellite et la Terre ne se font pas en continu car l'antenne parabolique grand gain de 1,35 m. de diamètre utilisée pour les communications est fixe et n'est pas pointée vers la Terre lorsque le télescope fonctionne. Une fois toutes les 12 à 24 heures, l'orientation du télescope est modifiée pour permettre le pointage de l'antenne vers la Terre et les données sont transférées avec un débit moyen de 85 kilooctets par seconde. Le débit maximum est de 2,2 mégaoctets/seconde durant la mission froide lorsqu'une antenne de 70 mètres de diamètre est utilisée. Si, pour une raison ou une autre, une session de communications ne peut être réalisée, le télescope dispose d'une mémoire de masse d'une capacité de huit gigabits pour éviter de perdre les données enregistrées (48 heures de données peuvent être stockées). Spitzer dispose par ailleurs de deux antennes à faible gain (40 octets par seconde) qui sont utilisées pour transmettre les télémesures (surveillance du fonctionnement du télescope) et lorsque le télescope est en mode survie. Fixées sur le module de service, elles couvrent chacune 180 degrés et sont orientées perpendiculairement aux panneaux solaires.

Charge utile

La partie optique avec le miroir primaire surmonté par des baffles et des entretoises à l'extrémité desquelles est fixé le miroir secondaire.

La charge utile de Spitzer est constituée par le télescope (la partie optique), le cryostat contenant le compartiment MIP (Multiple Instrument Chamber) contenant les instruments scientifiques hors électronique et le réservoir d'hélium permettant de maintenir la température nécessaire au fonctionnement du télescope et enfin l'essentiel de l'électronique des instruments logée dans le module de service pour limiter l'échauffement des détecteurs. L'ensemble formé par le cryostat et le télescope sont encapsulés dans une coque, l'OS (Outer Shell) fermée à son extrémité supérieure par un opercule qui est largué dans l'espace pour permettre les observations. La face de l'OS située du côté des panneaux solaires agit comme un réflecteur rejetant tous les photons incidents tandis que sa face opposée (jamais éclairée), qui est peinte en noir, fait office de Radiateur (échangeur de chaleur) et dissipe la chaleur par rayonnement.

Optique

L'optique de Spitzer est un télescope de type Ritchey-Chrétien avec un miroir primaire de 85 centimètres de diamètre. Le miroir secondaire de 12 cm de diamètre est fixé à l'extrémité d'une tourelle qui solidarise les deux miroirs. Un mécanisme permet d'ajuster la distance entre le miroir primaire et le miroir secondaire une fois le télescope en orbite. Pour la longueur d'ondes de 6,5 micromètres le diamètre du champ de vue de l'optique est de 30 minutes d'arc et l'erreur de front d'onde (résolution spatiale) est de 0,646 micromètres (λ/14). La longueur focale est de 10,2 mètres (ratio de f/12). Toutes les parties du télescope, sauf les supports qui sont en titane, sont réalisées en béryllium. Ce métal présente l'avantage d'être léger, solide, peu sensible aux changements thermiques et de se refroidir 20 fois plus vite que le verre. La masse totale du télescope est de 55 kg pour une hauteur de 90 cm. La longueur focale est de 10,2 mètres.

• Partie optique du télescope
• 
  Le rayonnement lumineux qui parvient dans le plan focal du télescope (représenté par le cercle noir de 32 minutes d'arc de diamètre) est découpé en petits sous-ensembles (rectangles colorés) qui sont transmis vers les différents instruments (Schéma 6).
• 
  Diagramme de la partie optique du télescope : 1 Embase du télescope - 2 Miroir primaire - 3 Miroir secondaire - 4 Baffle du miroir secondaire - 5 Entretoises soutenant le miroir secondaire - 6 Baffle du miroir primaire. (Schéma 7).

Instruments scientifiques

Le rayonnement infrarouge collecté par le télescope peut être analysé par trois instruments (IRAC, IRS et MIPS) mais contrairement au télescope spatial Hubble, un seul instrument peut fonctionner à un instant donné. Ceux-ci sont placés dans un compartiment en aluminium de 84 cm de diamètre et 20 cm de haut qui reçoit par un orifice situé au milieu de sa partie supérieure le rayonnement infrarouge collecté par le télescope. Le compartiment est placé directement au-dessus du cryostat rempli d'hélium liquide qui maintient ainsi les instruments à une température proche de 0 kelvin. L'électronique des instruments, source de chaleur, est placée dans le module de service.

• Compartiment des instruments (MIC)
• 
  Les instruments scientifiques sont placés dans un compartiment cryogénique en aluminium (le MIC) situés sous le télescope et au-dessus du réservoir d'hélium. Les instruments sont distribués à la périphérie et capturent le rayonnement infrarouge grâce à des miroirs situés au centre du compartiment (Schéma 8).
• 
  Les trois instruments intégrés dans le compartiment cryogénique MIC.

Caméra IRAC

Réponse (ratio électron généré par photon) des quatre filtres de la caméra IRAC en fonction de la longueur d'ondes. (Schéma 9).

IRAC (Infrared Array Camera) est une caméra permettant d'observer l'infrarouge proche et moyen. Elle génère simultanément quatre images de l'espace de 5,2 x 5,2 minutes d'arc dans les longueurs d'ondes 3,6 µm, 4,5 µm, 5,8 µm et 8 µm. Deux régions de l'espace adjacentes séparées de 1,52 minutes d'arc sont observées chacune dans deux longueurs d'ondes : la première dans les longueurs d'ondes 3,6 et 5,8 micromètres (µm), la seconde dans les longueurs d'ondes 4,5 et 8 µm. Un séparateur de faisceau dichroïque permet d'alimenter deux détecteurs simultanément. Les quatre détecteurs sont constitués de matrices de 256 × 256 pixels avec une taille du pixel de 1,2 x 1,2 seconde d'arc qui conditionne la résolution spatiale des images. Les détecteurs utilisés pour les longueurs d'onde courtes (3,6 et 5,5 µm) sont réalisés en antimoniure d'indium tandis que ceux destinés aux longueurs d'onde longues (5,8 et 8 µm) sont en silicium dopés à l'arsenic. La seule partie mobile de l'instrument est l'obturateur qui devait permettre de mesurer le courant de fuite des détecteurs mais qui jamais été utilisé durant la mission. IRAC est le seul instrument capable de fonctionner au moins partiellement après l'épuisement de l'hélium utilisé pour refroidir les instruments : la température est alors devenue trop élevée pour les détecteurs 5,8 et 8 µm, mais les deux autres détecteurs restent opérationnels.

La sensibilité de l'instrument se compare favorablement avec celle des instruments similaires montés sur les plus grands télescopes terrestres. Les images prises dans la longueur d'ondes 3,6 µm permettent l'observation d'objets d'une magnitude apparente de 19 après une durée d'exposition de 1 heure. La partie cryogénique de l'instrument a une masse de 11,1 kg, mesure 28 centimètres dans sa plus grande largeur et est est haute de 15 centimètres et consomme 3 milliWatts. L'électronique, située dans la baie numéro 5 du module de service et dont les dimensions sont de 46x38x23 centimètres, a une masse de 24,5 kg et consomme 56 Watts. IRAC a été développé par le Centre de vol spatial Goddard sous la responsabilité scientifique de Giovanni G. Fazio du Smithsonian Astrophysical Observatory.

• Caméra IRAC
• 
  Diagramme montrant les principaux composants de la partie cryogénique de l'instrument  : 1 Miroirs de prélèvement - 2 Obturateur cryogénique - 3 Lentilles- 4 Séparateur de faisceau dichroïque - 5 Filtres- 6a Détecteurs Si:As - 6b Détecteurs In:Sb - 7 Projecteur de faisceau collimaté (Schéma 10).
• 
  Photo de la partie cryogénique de l'instrument après son assemblage : 1 Miroir de prélèvement - 2 Plaque d'alignement du MIC - 3 Obturateur - 4 Projecteur de faisceau collimaté pour l'étalonnage - 5 Compartiment de l'optique - 6 Plan focal 1- 7 Plan focal 3.

Spectrographe IRS

Le spectographe IRS.

IRS (Infrared Spectrograph) est un spectrographe produisant des spectres du rayonnement dont la longueur d'ondes est comprise entre 5 et 38 µm. Il est constitué de quatre sous-ensembles fonctionnant en parallèle. Ceux-ci produisent 1) un spectre à haute résolution (~600) entre 10 et 19,5 µm, 2) un spectre à faible résolution (~64 à 128) entre 5,3 et 14 µm, 3) un spectre à faible résolution entre 14 et 40 µm et 4) un spectre à haute résolution entre 19 et 37 µm. Chaque sous-ensemble comporte un détecteur comprenant 128 x 128 pixels. Les deux détecteurs utilisés pour les ondes les plus courtes sont réalisés en silicium dopés à l'arsenic (Si:As) tandis que ceux utilisés pour les ondes longues sont en silicium dopés à l'antimoine (Si:Sb). Par ailleurs IRS comprend deux imageurs utilisés pour assurer de manière autonome la localisation et le pointage de l'instrument vers la qui doit être analysée par les spectromètres. Ils fournissant des images d'une portion de ciel de 1 x 1,2 minutes d'arc avec une résolution spatiale de 1,8 seconde d'arc par pixel. Une de ces caméras produit ses images dans la bande spectrale 13,5-18 µm et l'autre dans la bande spectrale 18,5-26 µm. IRS ne comporte aucune partie mobile. Le responsable scientifique de l'instrument est James R. Houck de l'Université Cornell.

• Spectographe IRS
• 
  Diagramme de l'instrument IRS : 1 Longueurs d'ondes courtes & Résolution spectrale élevée - 2 Platine - 3 Longueurs d'ondes courtes & Résolution spectrale basse - 4 Cold interface Board - 5 Longueurs d'ondes longues & Résolution spectrale basse.- 6 Module du plan focal Si:Xx - 7 Longueurs d'ondes longues & Résolution spectrale basse (Schéma 11).
• 
  Un des quatre détecteurs de IRS.

Caméra MIPS

La caméra MIPS avant son intégration dans le MIC.

MIPS (Multiband Imaging Photometer for Spitzer) est comme IRAC, une caméra imageur mais spécialisée dans l'infrarouge lointain (24 µm, 70 µm et 160 µm) et avec une capacité à faire de la spectrométrie simple. Le détecteur 24 µm comporte 128 × 128 pixels et est réalisé en silicium dopé à l'arsenic. Le détecteur de 70 µm est réalisé avec deux barrettes en germanium dopé avec du gallium de 16 pixels aboutées pour former une matrice 32 × 32. Le détecteur 160 µm comprend deux rangées de 20 pixels réalisés avec les mêmes matériaux. Ces caractéristiques sont nettement supérieures à celles des capteurs du télescope infrarouge européen ISO : PHOT C-100 (l'équivalent de 70 µm) qui n'a que 3 × 3 pixels et C-200 qui n'a que 2 × 2 pixels. Le champ observé est de 5 × 5 minutes d'arc pour la longueur d'onde 24 micromètres mais chute à 0,5 × 6 minutes d'arc à 1 600 µm. Le détecteur à 70 µm permet de produire un spectre simple entre 50 et 100 µm. L'instrument ne comporte qu'une seule partie mobile : il s'agit d'un miroir rotatif permettant de cartographier des portions du ciel plus importantes. Les détecteurs de MIPS sont refroidis à 1,7 K. Le responsable scientifique de l'instrument est George H. Rieke de l'Université de l'Arizona.

• Instrument MIPS
• 
  Miroir de balayage de MIPS.
• 
  Un des détecteurs de MIPS

Synthèse des caractéristiques des instruments (Tableau 3)

Instrument	Longueur d'ondes Micromètres (µm)	Type détecteur	Résolution spectrale	Champ de vue minute (') ou seconde d'arc (")	Taille du pixel	Sensibilité Jansky (Jy)	Commentaire
Caméra IRAC	3,6 µm	InSb	4,7	5,21' x 5,21'	1,2"	1,6 à 2,3 μJy
	4,5 µm	InSb	4,4	5,18' x 5,18'	1,2"	3,1 à 3,2 μJy
	5,8 µm	Si:As	4	5,21' x 5,21'	1,2"	20,8 μJy
	8 µm	Si:As	2,8	5,21' x 5,21'	1,2"	26,9 μJy
Spectrographe IRS	5,2-14,7 µm	Si:As	64-128	3,7" x 57"	1,8"	250 μJy
	9,9-19,5 µm	Si:As	~600	4,7" x 11,3"	2,3"	1,6 à 2,3 μJy
	14,3-35,1 µm	Si:As	~64-128	10,6" x 168"	5,1"	1,6 à 2,3 μJy
	18,9-37 µm	Si:As	~600	11,1" x 22,3"	4,5"	1,6 à 2,3 μJy
	13,5-18,5 µm 18,5-26 µm	Si:As	3	54" x 80"	1,8"	116 μJy 80 μJy	Imageurs pour le pointage
Caméra MIPS	24 µm	Ge:Ga	5	5,4' x 5,4'	2,55"	110 μJy
	70 µm	Ge:Ga	4	2,7' x 1,4' 5,2' x 2,6'	5,2" 9,98"	14,4 μJy 7,2 μJy7
	55-95 µm	Ge:Ga	15-25	0,32' x 3,8'	10,1"	57 à 307 μJy
	160 µm	Ge:Ga	5	0,53' x 5,33'	16 x 18"	29 μJy

Contrôle de la mission et traitement des données

Le centre de contrôle de mission, qui pilote les opérations, est géré par le Jet Propulsion Laboratory (Pasadena, Californie) en s'appuyant pour les communications avec Spitzer sur le réseau d'antennes de la NASA (le Deep Space Network). Le Spitzer Science Center (SSC), division du Infrared Processing and Analysis Center (IPAC) géré par le California Institute of Technology, traite les données recueillie par le télescope, les archive et les met à disposition quelques heures après qu'elles étaient été collectées. Ce centre est également chargé d'évaluer et de sélectionner les propositions d'observation soumises par les chercheurs. Enfin il intervient en tant que support scientifique lorsque Spitzer rencontre des problèmes de fonctionnement.

Attribution du temps d'observation

Répartition du temps d'observation par programme. La partie réservée aux participants du projet représente 25% du temps d'observation durant la phase froide et se distribue entre le temps alloué aux équipes ayant développé les instruments et les membres du groupe de travail (en bleu) et et celui (en vert) laissé à la discrétion du directeur du projet (Schéma 12).

Durant la phase froide 25% du temps d'observation est réservé aux équipes scientifiques ayant participé au développement de l'observatoire (voir ci dessous). Le temps restant était alloué chaque année, via un processus de sélection, aux projets proposés par la communauté scientifique internationale. Les propositions, réparties dans six thèmes scientifiques, sont évaluées par autant de comités formés de spécialistes du domaine. Il y a eu en tout 14 cycles de sélection dont cinq pendant la période froide et neuf durant la période chaude avec un nombre de projets retenus à chaque cycle passant en moyenne d'environ 300 à 60. Le temps d'observation consacré à la collecte de données scientifiques, a été au total de 36 534 heures durant la phase froide de la mission et de 81 188 heures durant la phase chaude. Il a été réparti entre plusieurs catégories de projet :

• Guaranteed Time (GTO) : un temps d'observation de 5% est alloué d'une part à chacune des trois équipes ayant développé les instruments (composée chacune de deux à trois douzaines de scientifiques) et d'autre part collectivement aux autres membres du Groupe de travail scientifique Spitzer (une dizaine de personnes). Cette allocation courrait initialement sur 2,5 ans mais elle a été prolongée sur toute la phase froide de la mission pour les équipes instrumentales.
• Director’s Discretionary Time (DDT) : le directeur du centre scientifique Spitzer (SSC) dispose de 5% du temps d'observation qu'il alloue à des projets qui doivent être exécutés en urgence sans attendre la planification du prochain cycle d'observations.
• Programme Legacy Science (nouveauté introduite par l'observatoire Spitzer) : le temps d'observation est alloué à des programmes traitant de questions scientifiques critiques nécessitant des données de qualité et des durées d'observation importantes. Lors de la sélection du premier cycle en 2000, six projets totalisant 3 160 heures d'observation ont été retenus. Durant la phase froide de la mission 32 projets ont totalisé 8 691 heures d'observation. Durant la phase chaude, ce type de projet a été repris par les programmes Exploration Science et Frontier Legacy.
• Projets General Observer (GO) : l'ensemble des heures qui n'ont pas été allouées aux autres programmes rentrent dans cette catégorie. Les projets concernés portent sur un grand nombre de domaines et peuvent être exécutés conjointement avec d'autres observatoires de la NASA. Durant la phase froide ils ont représenté la fraction la plus importante du temps d'observation : les projets de 747 scientifiques de 38 pays différents ont été sélectionnés au cours des 5,7 années. Durant la phase chaude les projets de 335 scientifiques de 22 pays ont été sélectionnés.
• Programmes Exploration Science : cette catégorie créée pour la phase chaude (à partir du (cycle 6) est dédiée aux projets nécessitant plus de 500 heures de temps d'observation. 42 projets totalisant 38 412 heures d'observation ont été réalisés dans le cadre de ce programme.
• Programmes Frontier Legacy : cette catégorie est créée à partir du (cycle 13 pour des projets traitant de sujets scientifiques importants ne rentrant pas dans les objectifs initiaux de l'observatoire et nécessitant encore plus d'heures que les projets de la catégorie précédente. Trois projets ont été réalisés totalisant 8545 heures d'observation (5286 heures pour le projet le plus important).
• Programmes Snapshot : cette catégorie a été créée pour répondre aux contraintes créées d'une part par la distance croissante de la Terre (chute du débit des télécommunications) et d'autre part par la multiplication des observations dédiées aux exoplanètes. Les projets rentrant dans cette catégorie devaient être faciles à reprogrammer, générer un faible volume de données et accepter que seul un sous-ensemble des observations puissent être exécutées.

Résultats

Publications

Fin 2020, 9 304 articles scientifiques exploitant des données produites par Spitzer ont été publiés dans des revues à comité de lecture. Ces articles ont été au total cités 475 142 fois.

Découvertes et observations

La nébuleuse Trifide vue en infrarouge en combinant les longueurs d'onde de 3,6, 8 et 24 micromètres.

Le télescope Spitzer a permis d'observer pour la première fois de nombreux phénomènes :

Système solaire

• Découverte en février 2009 du plus grand des anneaux de Saturne : l'anneau de Phœbé est à la fois très éloigné de la planète géante (circonférence interne située à 6 millions de kilomètres) et très large (20 fois le diamètre de Saturne). Très peu dense il est de ce fait peu visible. Sa présence explique sans doute l'aspect particulier du satellite de Saturne Japet dont une face est noire et l'autre très blanche, les poussières de l'anneau percutant la surface de Japet.
• Spitzer fait partie (avec Hubble et Chandra) des télescopes utilisés pour déterminer les éléments chimiques et les composants plus complexes présents dans les débris soulevés par l'impact volontaire de la sonde spatiale Deep Impact sur la surface de la comète Tempel 1. L'objectif de cette collision était de pouvoir analyser à distance les constituants de la comète considérés comme proches de la composition de la nébuleuse à partir de laquelle le système solaire s'est formé. Parmi les éléments découverts figurent des composant attendus comme des silicates et des grains de sable mais également des composants beaucoup plus surprenants comme de l'argile et des carbonates. Des éléments jamais observés jusque là dans des comètes ont été également identifiés comme des hydrocarbures aromatiques et des composants du fer. Les données recueillies permettent d'affiner la modélisation du processus de formation des planètes.

Formation des planètes

• le processus de formation des planètes : la dissolution du disque de poussière et de gaz et sa concentration aboutissant à la formation des planètes. Les observations effectuées autour d'étoiles similaires au Soleil dans différentes phases donnent à penser que le disque de poussière et de gaz dont sont issues les planètes terrestres disparaît en quelques millions d'années et que donc le processus de formation est très rapide ;

Étoiles et nébuleuses

• Rho Oph est une des pouponnières d'étoiles les plus proches de notre système solaire. Des images réalisées à l'aide de la caméra de Spitzer ont permis d'identifier au sein du nuage de poussière plus de 300 jeunes étoiles (age moyen 300 000 ans) à un stade très précoce de leur formation. Grâce à leur très bonne résolution spatiale ces images contribuent à mieux comprendre le processus de formation d'une étoile et de son système planétaire.
• Spitzer peut étudier les naines brunes qui sont des étoiles avortées (la fusion thermonucléaire ne s'est pas amorcée) du fait de leur petite taille (moins de 0,08 fois la taille du Soleil) mais qui émettent dans l'infrarouge. D'après ces observations, les naines brunes comme les étoiles présentent des disques de poussière et de gaz qui peuvent donc donner naissance à des planètes ;

Voie Lactée

• Les images prises par Spitzer au début de sa mission ont identifié une concentration d'environ 30 millions d'étoiles, généralement âgées, situées au centre de notre galaxie. Elles ont permis de confirmer ce qui n'était juste là qu'une hypothèse à savoir que celle-ci était une galaxie spirale barrée c'est à dire que ses bras spiraux n’émergaient pas du centre de la galaxie mais d’une bande d’étoiles traversant celui-ci. Ce bras est long de 27 000 années-lumières (7 000 années-lumières de plus que prévu) et fait un angle de 45 degrés par rapport au plan galactique
• En 2014, la NASA publie une carte de notre galaxie réalisée à partir de 2 millions d'images prises par Spitzer principalement dans le cadre du programme d'observation Galactic Legacy Mid-Plane Survey Extraordinaire (GLIMPSE) et ayant nécessité 4 142 heures d'observation. L'observation dans l'infrarouge permet notamment de distinguer les étoiles situées derrière les nuages de poussière particulièrement denses au coeur de la Voie lactée. En utilisant cette carte les astronomes ont pu affiner les contours de la galaxie ainsi que les caractéristiques de la barre centrale qui s'est avérée légèrement plus grande que prévu et identifier des étoiles peu lumineuses situées dans les régions périphériques. Cette carte a également mis en évidence la présence de bulles dépourvues d'étoiles un peu partout au sein de notre galaxie constituées de cavités creusées par le vent stellaire et le rayonnement d'étoiles massives

Galaxies

• Spitzer effectue ses observations dans une une gamme d'ondes très large qui lui permet de détecter des phénomènes très différents au sein des galaxies allant de l'atmosphère des étoiles jusqu'aux nuages interstellaires froids. Cette capacité jointe avec un champ optique de 5 × 5 minutes d'arcs permet de réaliser des images frappantes des galaxies voisines comme M81 ;
• Spitzer observe les galaxies infrarouges, siège de formation très intense d'étoiles (« galaxies à sursauts de formations d'étoiles ») et mis en évidence les processus particuliers associés ;
• Spitzer a observé pour la première fois des molécules fullerènes de type graphène à l'état solide dans les Nuages de Magellan (ces molécules avaient déjà été observées dans des météorites).

Univers

La sensibilité de Spitzer lui a permis de détecter des galaxies particulièrement lointaines avec un décalage vers le rouge de 6 donc apparues un peu moins d'un milliard d'années après le Big Bang. En 2011, le télescope spatial contribue avec d'autres observatoires à caractériser l'amas de galaxies en cours de formation COSMOS-AzTEC3 situé à 12,6 milliards de notre galaxie. Il s'agit de l'amas de galaxies le plus lointain jamais observé jusque là. Spitzer a été utilisé pour estimer sa masse (400 millions de Soleil) et a permis de déterminer qu'il existait en son centre une galaxie massive caractérisée par un taux de formation d'étoiles particulièrement élevé

La galaxie d'Andromède (M31) photographiée par MIPS en 24 micromètres le 25 août 2004.

Exoplanètes

Bien que l'observation des exoplanètes n'ait pas fait partie des objectifs initiaux de la mission Spitzer, le télescope spatial a effectué des découvertes importantes dans ce domaine grâce à sa capacité d'observation dans l'infrarouge et la précision de son système de pointage.

• le télescope spatial peut capter pour la première fois la lumière émise par une exoplanète chaude et ainsi analyser les variations de températures à sa surface ;
• En mai 2009, Spitzer fournit la première carte météorologique d'une exoplanète en mettant en évidence des variations de température à la surface de la planète géante gazeuse HD 189733 b. Les observations mettent également en évidence la présence de vents violents parcourant l'atmosphère.
• Spitzer découvre cinq des sept planètes rocheuses gravitant autour de l'étoile TRAPPIST-1 dans le cadre d'une campagne d'observation de 500 heures. Les caractéristiques de Spitzer étaient idéales pour observer cette étoile beaucoup plus froide que notre Soleil et déterminer la taille et la masse des planètes.
• En 2010, Spitzer parvient à détecter une exoplanète située à 13 372 années-lumière, beaucoup plus éloignée que toutes celles découvertes jusque-là. La détection est effectuée en utilisant la technique de la microlentille gravitationnelle avec l'assistance d'un télescope terrestre.
• Cette technique est de nouveau mise en œuvre avec l'aide d'astronomes sud-coréens pour détecter une planète de la taille de la Terre tournant autour d'une étoile naine située à 12,7 années-lumière de la Terre.
• En combinant des données de Spitzer et du télescope spatial Kepler, une première cartographie des nuages d'une exoplanète géante de la taille de Jupiter a pu être établie. Spitzer a permis de déterminer que la température de Kepler-7 b variait de 1 100 à 1 300 kelvin et d'en déduire que l'hémisphère ouest était en permanence nuageuse tandis que l'hémisphère est présentait une atmosphère dégagée.
• Une observation d'une durée de 8 heures de la planète 55 Cancri e a permis de déterminer que cette planète de type superterre (deux fois plus grande que la Terre) connait des températures particulièrement élevées. Cette planète, qui subit un verrouillage gravitationnel (la même face est toujours tournée vers l'étoile), a une température de surface de 2 400 °C côté jour et de 1 120 °C côté nuit. Cela suggère que sa surface est recouverte de lave.
• En 2007, Spitzer capture suffisamment de lumière d'une exoplanète pour identifier la présence de certaines molécules dans son atmosphère. En utilisant la technique de l'éclipse secondaire, le spectrographe du télescope spatial établit que les deux planètes géantes HD 209458 b et HD 189733 b étaient à la fois plus sèches et plus nuageuses que prédit. Contrairement à ce qui était prévu, aucune trace d'eau n'a été trouvée dans leur atmosphère. L'atmosphère de HD 209458 b contient de petits grains de sable (des silicates) dont la présence dans une planète de ce type constitue une nouveauté.
• Spitzer a permis de confirmer et de préciser les découvertes d'exoplanètes effectuées par d'autres instruments, notamment Kepler. Une campagne d'observation de dix Jupiter chauds réalisée en 2015 avec le télescope spatial Hubble a permis d'expliquer l'absence apparente d'eau dans l'atmosphère de ces planètes. L'eau était en réalité masquée par des nuages et des brouillards.
• Spitzer a utilisé ses capacités infrarouges pour observer la poussière provenant de restes d'astéroïdes gravitant autour de six naines blanches. Les données collectées indiquent que cette poussière contient de l'olivine, un matériau abondant sur notre Terre. Ceci suggère que les constituants de notre Terre et des autres planètes rocheuses du système solaire sont communs dans l'univers et que donc les planètes rocheuses abondent également.
• Spitzer observe entre août 2012 et janvier 2013 une brusque augmentation de la quantité de poussière présente autour de l'étoile NGC 2547-ID8. Il s'agissait sans doute du résultat d'une collision entre deux grands astéroïdes qui donne un aperçu du processus violent à l'origine de la formation des planètes rocheuses comme la Terre.

• Images prises par les instruments de Spitzer
• 
  La Nébuleuse Hélix. Bleu : infrarouge entre 3,6 et 4,5 micromètres ; vert : entre 5,8 et 8 micromètres ; rouge : 24 micromètres.
• 
  Dans le sens des aiguilles en partant d'en haut à gauche : vue en infrarouge de M81 ; objet Herbig-Haro HH contenant une protoétoile ; plusieurs protoétoiles mis en évidence dans le globule obscur IC 1396 ; la Comète Schwassmann-Wachmann 1.
• 
  Spitzer permet de découvrir l'anneau de poussière extérieur qui entoure Saturne.

Postérité et successeurs

Le miroir primaire du JWST, qui poursuit depuis 2021 une partie des observations de Spitzer, a une surface cinquante fois supérieure (Schéma 13).

Les données produites par Spitzer sont utilisées lors de la conception des missions Euclid (2023-) de l'Agence spatiale européenne et Nancy-Grace-Roman (2026-) de la NASA qui toutes deux réalisent des cartes à grande échelle du ciel dans l'infrarouge court (jusqu'à ~2 micromètres). Plusieurs télescopes infrarouge succèdent à Spitzer. L'Agence spatiale européenne lance en 2009 le télescope infrarouge Herschel. Doté d'un miroir de 3,5 mètres il effectue jusqu'en 2013 (date de l'épuisement du liquide cryogénique) ses observations entre 55 et 300 micromètres. Le télescope spatial James Webb, lancé en 2021, est à la NASA le véritable successeur de Spitzer. Il couvre une plage de fréquences plus réduite (0,6 à 28 micromètres contre 3 à 160 micromètres) mais son miroir primaire cinquante fois plus grand lui permet de produire des images de meilleure résolution spatiale et d'observer des objets beaucoup plus éloignés. C'est le premier télescope capable d'observer l'infrarouge moyen sans être tributaire d'un liquide cryogénique. Pour les échéances plus lointaines l'agence spatiale américaine a sélectionné en 2026 le télescope PRIMA qui observera dans l'infrarouge moyen et lointain (entre 24 et 261 micromètres) à l'aide d'une optique de 1,8 mètre de diamètre.

Comparaison des caractéristiques des principaux télescopes spatiaux observant dans l'infrarouge moyen et lointain (Tableau 4)

Caractéristique	Spitzer	JWST	Herschel	PRIMA
Agence spatiale	NASA		ESA	NASA
Début et fin de mission	2003-2020	2021-	2009-2013	2033-
Bande spectrale infrarouge	3,6 – 160 µm	0,9 – 28 µm	55 - 300 µm	24 – 261 µm
Type télescope	Ritchey-Chrétien	Anastigmatique à trois miroirs	Cassegrain	Korsch
Ouverture	0,85 m	6,5 m	3,5 m	1,8 m
Longueur focale	10,2 m	131,4 m	27 m
Champ de vue	0,007 deg²	0,0032 deg²	0,0017 deg² (PACS)	0,62 deg²
Résolution spatiale	1,6 à 40 secondes d'arc	0,063 seconde d'arc	5 secondes d'arc (PACS)
Résolution spectrale	64 à 600 (IRS)	150-2 700	1000 à 4000 (PACS)	85 à 4400 (FIRESS)
Instruments	Imageur, spectrographe	Imageur, spectrographe dont multi-objets, coronographe	Imageur, spectrographe	Imageur (stand, hyperspectral, polarimètre), spectrographe
Détecteurs	256 × 256 pixels (IRAC)	16 mégapixels (NIRCam)	32 × 64 pixels (PACS)
Masse	0,95 t	6,2 t	3,4 t	~3 t
Orbite	Orbite héliocentrique	Point de Lagrange L2
Maintenance	Non	Non	Non	?
Coût approximatif phase opérationnelle comprise jusqu'à la date indiquée	1,36 milliards US$²	10 milliards € (2026)	1,1 milliards €²	1,2 milliards US$¹
¹Hors cout de lancement ; ²Jusqu'à la fin de la mission.

Notes et références

Voir aussi

Bibliographie

 : document utilisé comme source pour la rédaction de cet article.

Dossier de presse de la NASA

• (en) NASA, « Space Infrared Telescope Facility Launch : Press Kit » [PDF], sur jpl.nasa.gov, août 2003, p. 35. 

Description de la mission

• (en) R. D. Gehrz, T. L. Roellig, M. W. Werner, G. G. Fazio, J. R. Houck, F. J. Low, G. H. Rieke, B. T. Soifer, D. A. Levine et E. A. Romana, « The NASA Spitzer Space Telescope », Review of Scientific Instruments, vol. 78,‎ janvier 2007, p. 011302-1 à 38 (DOI 10.1063/1.2431313, lire en ligne). 
• (en) M. W. Werner, T. L. Roellig, F. J. Low, G. H. Rieke, M. Rieke, W. F. Hoffmann, E. Young, J. R. Houck, B. Brandl, G. G. Fazio et al., « The Spitzer space telescope mission », The Astrophysical Journal Supplement Series, vol. 154,‎ septembre 2004, p. 1-9 (lire en ligne)
• (en) M. W. Werner, « The Spitzer space telescope », Optical Engineering, vol. 51,‎ janvier 2012, p. 1-8 (lire en ligne). .
• (en) JPL NASA, Space Infrared Telescope Facility : Science Requirements Document, 3 février 1997, 68 p. (lire en ligne [PDF]). 
  Expression des besoins scientifiques qui a été utilisée pour définir les capacités des instruments.

Description technique détaillée

• (en) JPL NASA, Spitzer Space Telescope Handbook v 2.1, 8 janvier 2021, 82 p. (lire en ligne [PDF]). 
  Manuel à destination des utilisateurs du télescope.
• (en) G. G. Fazio et al., « The infrared array camera (IRAC) for the Spitzer space telescope », The Astrophysical Journal Supplement Series, vol. 154,‎ septembre 2004, p. 10-17 (lire en ligne [PDF]). 
  Caractéristiques techniques et scientifiques de l'instrument IRAC.
• (en) J. R. Houck et al., « The infrared spectrograph (IRS) on the Spitzer space telescope », The Astrophysical Journal Supplement Series, vol. 154,‎ septembre 2004, p. 18-24 (lire en ligne [PDF]). 
  Caractéristiques techniques et scientifiques de l'instrument IRS.
• (en) G. H. Rieke et al., « The multiband imaging photometer for Spitzer », The Astrophysical Journal Supplement Series, vol. 154,‎ septembre 2004, p. 25-29 (lire en ligne [PDF]). 
  Caractéristiques techniques et scientifiques de l'instrument MIPS.
• (en) Jhonny H. Kwok, Mark D. Garcia, Eugene Bonfiglio et Stacia M. Long, « Spitzer Space Telescope Mission Design », X,‎ 2004, p. 1-10 (DOI 10.1117/12.551598, lire en ligne). 
  Conception de l'orbite et autres choix d'architecture.
• (en) Michael W. Werner, Patrick J. Lowrance, Tom Roellig, Varoujan Gorjian, Joseph Hunt, Charles M. Bradford et Jessica Krick, « On-Orbit Performance of the Spitzer Space Telescope: Science Meets Engineering », Journal of Astronomical Telescopes, Instruments, and Systems, vol. 8, n^o 1,‎ janvier 2022, p. 014002-1 à 27 (lire en ligne). 
  Analyse des performances du fonctionnement du télescope en orbite.

Histoire du programme Spitzer

• (en) George H. Rieke, The Last of the Great Observatories: Spitzer and the Era of Faster, Better, Cheaper at NASA, University of Arizona Press, 2021, 234 p. (ISBN 9780816547104). 
  Histoire du projet Spitzer de la conception à son lancement par le responsable d'un des instruments.
• (en) Renee M. Rottner, Making the invisible visible - A History of the Spitzer Infrared Telescope Facility (1971–2003), NASA, coll. « Monographs in aerospace history; #47 », 2017, 212 p. (ISBN 9781626830363, lire en ligne [PDF]). 
  Monographie de la NASA sur l'histoire du projet Spitzer.
• (en) Elena Scire, Luisa Rebull et Seppo Laine, « Spitzer Publication Statistics », Publications of the Astronomical Society of the Pacific, vol. 134,‎ 2022, p. 1-99 (DOI 10.1088/1538-3873/ac4959, lire en ligne). 
  Analyse des publications scientifiques utilisant les données produites par Spitzer (jusqu'à 2020).

Articles connexes

• Astronomie infrarouge.
• IRAS télescope infrarouge lancé par la NASA en 1983.
• ISO télescope infrarouge lancé par l'Agence spatiale européenne en 1995.
• Programme des Grands observatoires dont fait partie Spitzer.
• JWST (2021), successeur de Spitzer
• Herschel (2009), successeur de Spitzer

Liens externes

• (en) Site officiel
• Ressources relatives à l'astronomie :
  • Centre des planètes mineures
  • National Space Science Data Center
  • Satellite Catalog Number
• Notices dans des dictionnaires ou encyclopédies généralistes :

  • Britannica
  • Gran Enciclopèdia Catalana
  • Nationalencyklopedin
• Notices d'autorité :

  • VIAF
  • IdRef
  • LCCN
• (en) « Site officiel », Jet Propulsion Laboratory (consulté le 19 octobre 2027)
• (en) « Spitzer Documentation & Tools », sur Infrared Science Archive, IPAC/NASA/JPL (consulté le 19 octobre 2027)
• (en) « Spitzer Space Telescope Archive », sur Infrared Science Archive, IAC/NASA/JPL (consulté le 19 octobre 2027)