Nancy-Grace-Roman (télescope spatial)

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

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

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

La conception initiale de WFIRST, dite IDRM car décrite dans le rapport (Interim Design Reference Mission Report) de 2011, repose sur une optique dotée d'un miroir primaire de 1,1 à 1,5 mètre de diamètre. Mais en juin 2012 l'agence américaine National Reconnaissance Office (NRO) cède à la NASA, sans contrepartie financière, deux télescopes optiques d'une valeur unitaire de 250 millions US$. Ceux-ci ont été fabriqués par la société ITT/Exelis pour le projet de satellite de reconnaissance FIA-Optical arrêté en cours de développement. L'optique du satellite FIA-Optical, qui comprend un miroir primaire de 2,4 mètres de diamètre, est conçue pour fournir des images couvrant de grandes surfaces dans le but de compléter les images beaucoup plus détaillées produites par la famille de satellites de reconnaissance de la NRO KH-11 Kennen et Crystal qui sont en opération depuis 1976. Ce miroir de 2,4 mètres a une taille identique à celui du télescope Hubble, qui avait été également fourni par une source militaire. La cession ne porte que sur le miroir primaire de l'optique du futur observatoire spatial : l'instrumentation scientifique, le reste de l'optique (miroir secondaire) ainsi que le bus (module de service) restent à concevoir et fabriquer par la NASA.

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

Ajout du coronographe

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

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

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

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

Développement (2018-2026)

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

WFIRST devient Nancy Grace Roman telescope (2020)

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

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

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

Détermination de la nature de l'énergie sombre

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

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

Recensement et étude des exoplanètes

Courant 2026 un peu plus de 6000 exoplanètes ont déjà été découvertes. Mais du fait de la faible taille/masse des planètes, les instruments utilisés jusque là n'ont permis de découvrir que des corps célestes aux caractéristiques éloignées (très grande taille, proximité de leur étoile) de ceux de notre système solaire. Le télescope Roman, grâce à la qualité de son optique et de ses instruments, devrait permettre la découverte d'un très grand nombre d'exoplanètes et en particulier de corps aux caractéristiques proches de celles de la Terre très recherchés par la communauté scientifique. L'observatoire spatial doit utiliser deux méthodes de détection : la méthode du transit souvent mise en œuvre jusque là et l'utilisation du phénomène de lentille gravitationnelle faible. La combinaison des ces deux méthodes devait fournir un recensement plus représentatif de la population des exoplanètes dans notre galaxie. Par ailleurs il est prévu que le coronographe très performant embarqué permette d'obtenir des images directes de certaines exoplanètes.

Cartographie des sources infrarouge situées dans la Voie lactée

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

Observation des sources lumineuses de faible intensité

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

Caractéristiques générales

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

Plateforme (bus)

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

Optique

L'optique de Roman est de type anastigmatique à trois miroirs. Un télescope anastigmatique comprend trois miroirs courbes, permettant de minimiser les trois principales aberrations optiques – l'aberration sphérique, la coma et l'astigmatisme. Cette conception est principalement utilisée pour obtenir de larges champs de vue une des caractéristiques principales de Roman. Le télescope utilise un miroir primaire de 2,36 m de diamètre dont la fabrication s'est achevée en 2014. Le miroir a été recouvert d'une mince couche d'argent de 400 nanomètres d'épaisseur (soit 200 fois moins que le diamètre d'un cheveu humain). Ce matériau a été choisi car il réfléchit bien la lumière émise dans le proche infrarouge. Pour obtenir l'image la plus nette possible, le miroir primaire est poli avec une extrême précision : les irrégularités ont une hauteur inférieure à 1,2 nanomètre. De taille similaire à celui de Hubble le miroir primaire ne pèse qu'un cinquième de son poids car la technologie a fortement progressé dans ce domaine. La sensibilité et la résolution spatiale sont similaires à celles de Hubble mais le champ de vue est 100 fois plus étendu. Le champ de vue effectif est de 0,281 deg² (avec la lacune centrale 0,32 deg²). La longueur focale de l'ensemble de l'optique est de 7,9. Le rayonnement observé comprend la lumière visible et le proche infrarouge (0,45 à 2,3 micromètres). Un mécanisme permet de modifier la position du miroir secondaire avec six degrés de liberté pour ajuster son alignement en orbite et effectuer la mise au point fine^,,.

Le rayonnement lumineux réfléchi par le miroir secondaire est divisé en deux sous-ensembles envoyés vers d'une part un imageur/spectroscope à grand champ WFI (Wide Field Instrument) et d'autre par un coronographe CGI (Coronagraph Instrument). Les deux instruments peuvent donc fonctionner simultanément.

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

Spectroscope imageur WFI

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

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

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

Coronographe CGI

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

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

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

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

Comparaison des performances de Roman avec celles des télescopes Hubble et James Webb

Bien que la taille du miroir primaire soit identique à celle du télescope Hubble, les progrès dans le domaine de la technologie des détecteurs depuis la conception de ce dernier (décennie 1980) permettent à ce dernier d'observer une portion du ciel près de 200 fois plus importante (0,281 deg² contre 0,002 deg²) avec une résolution spatiale équivalente. De plus sa vitesse de pointage est beaucoup plus rapide. Avec ces deux caractéristiques combinées, Roman effectue des relevés astronomiques mille fois plus vite que Hubble. En 1 mois il peut observer ce qui mettrait un siècle pour Hubble. Cette rapidité permet à l'observatoire de visiter à fréquence rapprochée (tous les un ou deux mois) une même portion du ciel facilitant la détection des changements intervenus (supernovae, transit de planète, , etc.) ainsi que d'affiner la modélisation de l'énergie sombre.

Le télescope James Webb de son côté, qui est opérationnel depuis 2021, dispose d'une résolution spatiale meilleure que Roman (0,063 secondes d'arc contre 0,11) sur une partie du spectre électromagnétique observé grâce à la surface de son miroir sept fois plus grand. Cette caractéristique lui permet d'observer la faible lumière émise par des objets lointains. Par ailleurs sa capacité dans l'infrarouge moyen lui permet également d'étudier des objets caractérisés par un décalage vers le rouge important. Par contre son champ de vue est environ 100 fois plus réduit (0,0032 deg² contre 0,281 deg²). Les deux instruments se complètent : Roman peut réaliser des observations fréquentes de vastes portions du ciel et lorsque quelque chose d'intéressant est détecté Webb peut être utilisé pour obtenir plus de détails.

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

Caractéristique	Roman	Hubble	JWST	Euclid	Xuntian,,
Agence spatiale	NASA			ESA	CNSA
Date lancement	2026	1990	2021	2023	2027
Principaux objectifs scientifiques	énergie sombre, exoplanètes, cartographie sources infrarouge de la Voie lactée	Mesure de l'âge et de la vitesse d'expansion de l'Univers, composition de celui-ci, cycle de vie des étoiles	Formation des premières étoiles et des galaxies, formation et évolution des cortèges planétaires et composition de l'atmosphère des exoplanètes.	énergie sombre, formation des structures cosmiques	Cosmologie, énergie sombre, Développement des galaxies
Longueurs d'onde	Visible (0,48 – 0,9 µm) Proche infrarouge (0,9 – 2,3 µm)	Ultraviolet (0,2 - 0,4 µm) Visible (0,4 – 0,9 µm) Proche infrarouge (0,9 – 1,7 µm)	Visible (0,6 – 0,9 µm) Proche infrarouge (0,9 – 3 µm) Infrarouge moyen /long (3 – 28 µm)	Visible (0,55 – 0,9 µm) Proche infrarouge (0,9 - 2 µm)	Ultraviolet (0,255 - 0,4 µm) Visible (0,4 – 0,9 µm) Proche infrarouge (0,9 – 1,7 µm)
Type télescope	Anastigmatique à trois miroirs	Ritchey-Chrétien	Anastigmatique à trois miroirs	Korsch	Korsch Hors axe
Ouverture	2,36 m	2,4 m	6,5 m	1,2 m	2 m
Longueur focale	7,9 m	57,6 m	131,4 m	25,4 m	28 m
Champ de vue	0,281 deg²	0,002 deg²	0,0032 deg²	0,57 deg²	1,1 deg²
Résolution spatiale	0,11 seconde d'arc	0,04 à 0,13 seconde d'arc	0,063 seconde d'arc	0,1 seconde d'arc	0,15 seconde d'arc
Résolution spectrale	450 - 850	1 550–24 000 (ultraviolet)	150-2 700	380	200
Instruments	Imageur, Spectrographe / Coronographe	Imageur, spectrographe	Imageur, spectrographe dont multi-objets, coronographe	Imageur, spectrographe	Imageur, spectrographe
Détecteurs	288 mégapixels (instrument WFI)	8 mégapixels (WFC3)	16 mégapixels (NIRCam)	576 mégapixels (VIS) 64 mégapixels (NISP)
Masse	10,5 t	11 t	6,2 t	2 t	15,5 t
Orbite	Point de Lagrange L2	Orbite terrestre basse	Point de Lagrange L2		Orbite terrestre basse
Maintenance	Oui	Oui	Non	Non	Oui
Coût approximatif phase opérationnelle comprise jusqu'à la date indiquée	~4 milliards d’euros (2031)	~10 milliards d’euros (2025)	~10 milliards d’euros (2026)	~1,5 milliards d’euros (2029)

Lancement et transit jusqu'au point de Lagrange L2

Roman est placé en orbite le 30 août 2026 à 11h26 (UTC) par le lanceur spatial lourd Falcon Heavy décollant depuis le pas de tir LC 39 du centre spatial Kennedy en Floride. Les deux propulseurs d'appoint de la fusée reviennent se poser en Floride et pourront être réutilisés tandis que le premier étage central, qui ne peut être récupéré du fait de la masse à placer en orbite, s'abîme en mer. Environ une demi-heure après le lancement, le deuxième étage de la fusée est rallumé pour injecter le télescope spatial sur une trajectoire à destination du point de Lagrange L₂ situé à 1,5 million de km de la Terre (environ 5 fois la distance Terre-Lune). Les quatre panneaux solaires jusque là repliés sur le corps de l'observatoire sont déployés. Le 31 aout les moteurs-fusées du télescope spatial sont mis à feu durant trois minutes pour réaliser la première des deux corrections de trajectoire prévues durant le transit. Peu après l'antenne parabolique est déployée. Le premier septembre trois entretoises sont déployées grâce à des ressorts entrainant la mise en place du pare-soleil (dans le prolongement des panneaux solaires) qui faisait office jusque là d'obturateur de l'optique. Il s'agit là de la dernière opération mettant en jeu des mécanismes. Moins de deux heures plus tard le processus d'activation du coronographe est lancé. La première opération est une décontamination : il s'agit de faire en sorte que la poussière et les molécules issues du dégazage des matériaux constitutifs de la surface des structures ne viennent pas se déposer sur les optiques. Lorsque celle-ci est achevée, 12 jours après le lancement (t+12), l'instrument WFI est à son tour activé puis est progressivement amené à sa température de fonctionnement jusqu'à t+26. Les deux instruments réalisent alors des opérations d'alignement optique et d'étalonnage. Arrivé à sa destination (environ 30 jours après le lancement) le télescope spatial commence à circuler sur orbite de quasi halo de 188 400 × 807 000 km autour du point de Lagrange L₂ du système Terre-Soleil^,.

Déroulement des opérations scientifiques

La mission scientifique commence environ 100 jours après le lancement. Il est prévu que les premières images prises par le télescope soient diffusées fin 2026/début 2027. La mission primaire a une durée de 5 ans toutefois le télescope emporte des consommables (ergols) garantissant son fonctionnement durant 10 ans. Les différents équipements du télescope spatial sont conçus de manière à permettre sa maintenance par une mission spatiale robotique en cours de vie^,.

Avantages et inconvénients du point de Lagrange L2

Le télescope spatial Roman circule autour du point de Lagrange L2 comme plusieurs autres télescopes spatiaux lancés précédemment (JWST, Euclid, Gaia). Sur cette orbite le télescope reste en permanence sur la ligne joignant le Soleil à la Terre à une distance moyenne de 1,5 million de kilomètres de cette dernière. Cela permet de maintenir de manière continue sans manœuvre la face recouverte de panneaux solaires vers le Soleil tandis que face opposée comporte l'antenne parabolique qui peut être en permanence pointée vers la Terre. Le télescope bénéficie par ailleurs d'un environnement thermique stable du fait de son éloignement de notre planète.Le point de Lagrange L2 présente deux inconvénients par rapport à l'orbite terrestre basse sur laquelle circule le télescope Hubble : l'éloignement de la Terre nécessite un émetteur radio plus puissant et une antenne de plus grande taille et pour les mêmes raisons toute mission de maintenance en orbite est à la fois plus complexe et plus couteuse.

Contraintes

Pour tout à la fois protéger l'optique du rayonnement solaire, maintenir sa température en dessous de la valeur nécessaire pour l'observation du rayonnement infrarouge et permettre aux panneaux solaires de fournir une énergie suffisante, le télescope est pointé en permanence dans une direction faisant un angle compris entre 54° et 126° par rapport à la direction du Soleil (0°) et le mouvement de roulis de Roman est limité à plus ou moins 15° (cf Schéma 9). L'orientation du télescope dans la troisième dimension est complètement libre. La région du ciel non observable du fait de la présence de la Terre et de Lune est négligeable. Compte tenu de toutes ces contraintes, les microlentilles gravitationnelles situées dans le bulbe de la Voie lactée peuvent être observées durant deux périodes de 72 jours chaque année (découle de la rotation du télescope autour du Soleil qui suit l'orbite de la Terre autour de cet astre). Les supernovæ sont observées dans une zone de ±20˚ entourant les pôles de l'écliptique.

Pour passer d'une région observée à une autre, l'orientation du télescope doit être modifiée. La vitesse avec laquelle le pointage du télescope peut être modifié est plafonnée par le couple fourni par les roues de réaction (1,566 Nm) et le moment d'inertie du télescope (40 000 kg.m²). La plupart des changements de pointage sont inférieurs à 1 degré. Lorsque la modification est supérieure à 1 degré, la vitesse de rotation peut être limitée à une valeur inférieure à la capacité des roues de réaction pour éviter des phénomènes de résonance dans la structure ou dans le contenu des réservoirs d'ergols. A titre d'exemples un changement de 0,4 degrés prend 39,3 secondes. Cette durée passe à 77,8 secondes pour une modification du pointage de 2 degrés et à 646 secondes pour une modification de 30 degrés.

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

Quatre types de relevé astronomique sont effectués :

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

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

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

Notes

Références

Bibliographie

Spécifications (2015)

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

Caractéristiques techniques du télescope spatial

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

Autres documents

• (en) Office of Inspector General, Audit of the Nancy Grace Roman Space Telescope Project, NASA, 2008, 27 p. (lire en ligne [PDF]) — Audit du projet de 2024 par l'inspection de la NASA.
• (en) Rachel Akeson, Lee Armus, Etienne Bachelet et Vaness Bailey, The Wide Field Infrared Survey Telescope: 100 Hubbles for the 2020s, 14 février 2019 (DOI 10.48550/arXiv.1902.05569, lire en ligne).
• (en) NASA, Nancy Grace Roman Space Telescope - Press Kit, NASA, août 2026, 20 p. (lire en ligne [PDF]) — Dossier de presse de la NASA publié pour le lancement de la mission.
• (en) Priyamvada Natarajan, « NASA’s Roman telescope holds promise far beyond mapping the invisible Universe », Nature, vol. 657, n^o 8131,‎ 2 septembre 2026, p. 321 (DOI 10.1038/d41586-026-02764-2 ).

Articles connexes

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

Liens externes

• (en) « Site officiel de la mission Roman », NASA science (consulté le 8 septembre 2026)
• (en) « Liste des sites, pages techniques et articles portant sur la mission », sur site officiel de la NASA, NASA science (consulté le 8 septembre 2026)
• (en) « Blog de la phase opérationnelle de la mission », sur site officiel de Roman de la NASA, NASA science (consulté le 8 septembre 2026)
• (en) « Site du télescope Roman géré par le STScI à destination des utilisateurs », Space Telescope Science Institute (consulté le 8 septembre 2026)
• (en) « Site du télescope Roman géré par l'IPAC (traitement des données, gestion des appels à propositions) », Caltech/IPAC (consulté le 8 septembre 2026)
• (en) « Page du JPL consacrée au coronographe », Jet Propulsion Laboratory (consulté le 8 septembre 2026)
• « Le télescope spatial Nancy Grace Roman : la France, au cœur d’une révolution astrophysique », sur CNRS, 31 août 2026 (consulté le 11 septembre 2026)