CHRONOLOGIE
SPACE SHUTTLE

Avec le lancement du plus gros satellite astronomique au monde, la NASA offre aux astronomes du monde entier un nouveau regard de l’univers. Installé sur une orbite circulaire à 610 km de la terre, il opérera durant 15 ans.

L’idée d’un télescope en orbite n’est pas nouvelle. La NASA est la première à en mettre sur orbite dans les années 1960 avec OSO en mars 1962. D’une masse de 200 kg, il est équipé de nombreux instruments d’observation du soleil dont un télescope X, un spectromètre, un détecteur gamma et un coronographe. 8 satellite OSO seront lancé jusqu’en 1975.
Aux OSO, s’ajoutent les OAO, a vocation plus largement astronomique. Equipés de télescope de 81 cm de diamètre, les OAO sont à l’origine de nombreuses découvertes astronomique des années 1960. Quatre exemplaires sont lancés dont deux avec succès.

En 1970, les Américains avaient prévu de construire un LST Large Space Telescope avec 3 m d’ouverture. Mais c’est un Space Telescope de 2,4 m que le congrès autorisera en 1977, après une très longue procédures. Comme tous les grands chantier du début des années 1980, la NASA demande à l’Europe spatiale toute naissante de participer au programme. L’ESA fabriquera les panneaux solaire renouvelable et l’un des instrument optique la caméra FOC Faint Objet Camera. British Aerospace avec Dornier, Contraves, Electronik Centralen et Telefunken System Tecknic (ex AEG) fournissent le générateur équipé de 48760 cellules solaire au silicium délivrant une puissance de 5 kW. Le ST proprement dit est réalisé sous la responsabilité du centre Marshall de Huntsville par Lockheed assisté par Perkin-Elmer pour l’optique. 4000 ingénieurs et techniciens participent au programme. Le coût estimé est alors de 600 millions $.

Le miroir principal en cours de polissage et les panneaux solaire

D’une masse de 11 000 kg, le ST mesure hors tout plus de 13 m pour un diamètre de 4,3 (imposé par la largueur de la soute du Shuttle). Le télescope de type Richey-Crétien, le miroir primaire placé au fond du tube reçoit les rayons lumineux extérieur, les focalise sur un miroir secondaire convexe (30 cm et 12 kg) placé à l’avant qui les renvoie à l’arrière à travers un petit trou percé dans le miroir principal. La partie « télescope » est appelée « Optical Telescope Assembly OTA. Elle comprend le miroir, le tube et le système de pointage. Avec ces 5 m, le télescope a une distance focale équivalente de 58 m avec une ouverture à f 24. Le miroir de 830 kg est la partie la plus imposante et la plus fragile. Le disque de verre nécessaire à sa fabrication a été livré en décembre 1978 à Perkin-Elmer pour être taillé puis poncé pendant près de 2 années. La précision est telle que la surface n’accepte des défauts que du dix millième de millimètre (0,000 01 mm) !

En juin 1981, le miroir a été enfermé dans une chambre à vide et sa surface recouverte d’une « fine «  couche de revêtement (70 millionième de millimètre). L’opération contrôlée par 9 ordinateurs n’a duré que 4 minutes. Une couche protectrice transparente de fluorure de magnésium a été rajouté pour protéger la surface. Au dire de Perkin-Elmer, la surface de ce miroir est parfaite. Si on agrandissait sa surface à l’échelle des USA, la plus petite bosse ne dépasserait pas quelques centimètres ! 

Au début des années 1980, le programme prend du retard. Une mauvaise gestion et des problème techniques font exploser les coûts. Son lancement initialement prévu en juin 1983 est repoussé à 1984, puis 1985. Les principale difficulté viennent de la fabrication et le polissage du miroir primaire et des caméras de pointage mal calibrées. De son coté, l’ESA connaît elle aussi quelques petits problèmes avec la caméra objet faibles « FOC » et ses capteurs CCD.

La partie logeant les instrument, appelée SI Scientific Instrument est disposée à l’arrière du télescope au niveau du plan focal. 5 instruments sont ici rassemblé dans une structure modulaire dont l’accès est facilité par de grandes portes. On y trouve deux caméras, deux spectrographes et un photomètre.

La caméra FOC est réalisé par l’ESA. Elle pourra distinguer des objets distants de 0,1 secondes d’arc. La caméra grand champs WFPC équipée de 640 000 détecteurs CCD pourra photographier une grande partie du ciel sur 90° ou réaliser des gros plan sur une zone particulière. Le HRS est un spectrographe qui permettra d’observer des astres mille fois plus faibles qu’avec le satellite IUE dans l’UV. Le second spectrographe FOS pourra analyser la composition d’objets faibles comme les comètes et les galaxies lointaines. Le dernier instrument, mais aussi le plus simple, le HSP est un photomètre ultra rapide.

La stabilisation du télescope est assurée aux 7/1000 de seconde d’arc pendant près de 30 minutes continues grâce à des senseurs ultra précis. Elle permet l’étude d’objets célestes 100 fois moins lumineux et 7 fois plus éloignés que ceux observés sur terre. En dehors de l’atmosphère, à l’abri des turbulences de l’air la résolution est de 10 fois celle du télescope au sol. Le ST doit permettre de multiplier le volume observable de l’univers par 1000, observant des objets de magnitude 29.

Tout l’équipement chargé du contrôle du télescope, l’alimentation électrique, les batteries, le système de pointage et de stabilisation par gyroscopes, les ordinateurs, les enregistreurs de bord, le système de contrôle thermique, les communications avec le sol sont rassemblé dans le SMM Support System Module.

Au sol, deux centres de contrôle ont été choisie pour traiter les données reçues du ST, l’un en Europe, avec le centre de l’ESO à Garching, en Allemagne et l’autre aux USA sur le campus de l’université John Hopkins, à Baltimore. 

Huble dans la soute de Discovery