POLAC : Paris Observatory Lunar Analysis Center

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1 POLAC : Paris Observatory Lunar Analysis Center
Lunar Laser Ranging Service d’observation S01 : Métrologie de l’Espace et du Temps POLAC : Paris Observatory Lunar Analysis Center Centre d’Analyse de l’ILRS, International Laser Ranging Service ► COLLECTE, CONTRÔLE ET ARCHIVAGE DES OBSERVATIONS ► MAINTENANCE ET DÉVELOPPEMENT DU LOGICIEL CAROLL ► DIFFUSION DES OBSERVATIONS ET DES RÉSULTATS D'ANALYSE ► PRÉDICTION ET VALIDATION DES OBSERVATIONS ► PARTICIPATION AUX GROUPES DE TRAVAIL DE L’ILRS

2 En intégrant le SYRTE je compte m’impliquer pleinement dans une tâche de service essentielle pour ce laboratoire: la télémétrie Laser-Lune qui est référencée dans la catégorie SO1 du CNAP : Métrologie de l’Espace et du Temps. POLAC veut dire "Paris Observatory Lunar Analysis Center" (POLAC) et c'est l'un des quatre centres d’analyse Laser-Lune de l’ILRS « International Laser Ranging Service »  avec ceux du JPL, de l’Université du Texas et de Hanovre. On dispose aujourd’hui d'environ observations Laser-Lune effectuées depuis Actuellement, elles sont fournies par 4 stations LLR opérationnelles; en particulier celle de l’Observatoire de la Côte d’Azur (OCA) près de Grasse avec qui POLAC a des liens privilégiés. Ces observations doivent être collectées auprès de toutes les sources disponibles (archives, bases de données, sites-web des stations LLR, envois directs par mail). Elles sont ensuite enregistrées dans un même format et validées par comparaison au calcul. Puis elles sont archivées; en particulier sous la forme de VO tables (VO = Virtual Observatory »). POLAC calcule les résidus « Observation – Calcul » en utilisant la solution lunaire développée au SYRTE (solutions semi-analytiques ELP) ainsi que les intégrations numériques de l’IMCCE (INPOP) et du JPL (DE421). Pour cette tâche on utilise le logiciel CAROLL (Calcul et Analyse des Résidus des Observations Laser-lune). Ma mission sera de continuer la maintenance et le développement de ce logiciel et, à terme, de concevoir une nouvelle génération de modules de calcul dans CAROLL pour y intégrer les résultats de mes travaux de recherche sur la dynamique du système Terre-Lune.

3 Je m’impliquerai également dans la gestion du site web de POLAC pour la diffusion des données et des résultats des analyses LLR. Plus particulièrement, je maintiendrai le service « Prédiction et Validation » dont le but est de venir en aide aux stations qui veulent devenir opérationnelles en Lunar Laser Ranging dans l’avenir. Le service "Prédiction" consiste à calculer les paramètres de pointage du laser pour une station donnée en fonction de la cible et de la période d'observation choisies par l'utilisateur. Le service "Validation" consiste à comparer les points normaux LLR produits par une station aux résultats calculés par les modèles utilisés par POLAC. J’espère que ce travail contribuera à l’augmentation du nombre de stations LLR comme la station Wettzell en Allemagne ou encore de Shanghaï et pourquoi pas dans l’hémisphère sud (Australie, Afrique du Sud). Je maintiendrai les liens étroits qui existent déjà entre POLAC et l'équipe de télémétrie Laser de l'OCA qui a une longue expérience en Laser Lune et en Laser Satellite. J'entretiendrai également les collaborations déjà existantes avec les autres services de l’IERS installés au SYRTE : le centre des Paramètres de la Rotation de la Terre et celui des Systèmes de Références Célestes, International. Et aussi avec l’équipe des relativistes « Théorie et Métrologie » du SYRTE. A l’Observatoire de Paris, collaboration aussi avec l'équipe ASD (Astronomie et Systèmes Dynamiques) de l'IMCCE (Institut de Mécanique Céleste et de Calcul des Ephémérides) qui développe les intégrations numériques INPOP (Intégration Numérique Planétaire de l’Observatoire de Paris). Dans le cadre de l'ILRS, je participerai aux workshops réunissant les 4 centres d'analyse LLR: IFE à Hanovre - JPL à Pasadena - McDonald à l’université du Texas à Austin – et POLAC à Paris, et tous les observateurs LLR (OCA, Apache Point Observatory, McDonald, Matera, Wettzell, etc.) qui définissent les missions internationales du LLR et les rapports entre LLR et SLR dans les domaines de la géodésie, de la géophysique et des systèmes de références terrestres.

4 ON PEUT S’ARRÊTER ICI POUR LA PRESENTATION DES TÂCHES DE SERVICE SUR LE LASER-LUNE
ON PEUT AUSSI FAIRE UNE BREVE DESCRIPTION DU LASER-LUNE AVEC LES DIAPOS SUIVANTES SI ON DECIDE DE S’ARRÊTER ICI, IL FAUT QUAND MÊME BIEN CONNAÎTRE LES COMMENTAIRES SUIVANTS

5 Mesure du temps de lumière Station-Réflecteur Aller-Retour
B G T O T : Terre L : Lune O : Station terrestre R : Réflecteur lunaire G : Barycentre Terre-Lune B : Barycentre du système solaire 1 nanoseconde sur le temps de lumière AR est équivalent à 15 cm sur la distance Station-Réflecteur

6 QUELQUES MOTS SUR LE LUNAR LASER RANGING
Le principe du Lunar Laser Ranging est simple : il faut mesurer le temps de lumière entre une station terrestre qui émet un rayon laser et un panneau de réflecteurs sur le sol lunaire (en vert sur l’écran). Le temps Aller et Retour est environ de 2.5 secondes. Dans la pratique c’est plus compliqué : on estime qu’il faut émettre 1020 photons (dix puissance 20) pour récupérer quelques dizaines de photons en écho. Une observation LLR ou « point normal LLR » c’est la synthèse des échos obtenus lors d’une session de tir qui dure quelques minutes. Elle est constituée essentiellement par la date du tir donnée en Temps Universel Coordonné (UTC) et un temps de lumière mesuré par une horloge atomique en dixièmes de picoseconde. Elle contient en plus quelques informations sur les conditions météorologiques (température, pression, humidité) et les caractéristiques des observations (fréquence du rayon laser, incertitude estimée, nombre d’échos par point normal, signal sur bruit,…). Le calcul de ce temps de lumière utilisent de nombreux modèles, en particulier ceux qui permettent de déterminer les mouvements de révolution et de rotation de la Terre et de Lune ainsi que les positions géocentriques des stations et sélénocentriqes des réflecteurs (en rouge sur le shéma). La précision des observations est de l’ordre de quelques dizaines de picosecondes (10 puissance -12 seconde, 10-12) ce qui correspond au centimètre sur la distance Station-Réflecteur. On espère descendre bientôt au millimètre. La précision des calculs est actuellement de l’ordre de quelques centimètres.

7 STATIONS TERRESTRES LLR
Station opérationnelle actuellement Station pouvant être opérationnelle Station arrêtée Wettzell Apache Point Grasse Koganei Matera McDonald Shanghai Haleakala Matjiesfontein Canberra

8 Voici l’implantation des stations LLR dans le monde.
La station McDonald au Texas, qui a été la première à obtenir des échos en 1969 avec le premier réflecteur lunaire installé par la mission Apollo 11 et qui continue aujourd’hui encore à observer. La station MEO de l’Observatoire de la Côte d’Azur, installée sur le plateau de Calern, qui observe depuis plus de 30 ans. Ces observations représentent plus de 50% du total des observations LLR dans le monde. La station Haleakala à Hawaï, qui a effectué des tirs Laser-Lune entre 1984 et 1990. La station du Apache Point au Nouveau-Mexique qui a commencé ses tirs en 2006 et qui fournit des observations Laser-Lune de très grande qualité. La station de Matera en Italie qui commence à effectuer des observations régulières. Et toutes les autres qui ne sont pas encore opérationnelles mais qui pourront le devenir comme Wettzell en Allemagne ou Shanghaï en Chine.

9 OBSERVATIONS LASER LUNE

10 L’histogramme montre la répartition et le nombre d’observations disponibles durant les 25 dernières années. En orange, Haleakala arrêtée en 1990 En vert, McDonald au Texas En bleu, l’OCA (station MEO sur le plateau de Calern près de Grasse) En rouge, Apache Point Observatory

11 RETRO-REFLECTEURS LLR
Lunokhod 2 Janv 1973 Lunokhod 1 Nov 1970 Apollo 15 Août 1971 Apollo 11 Juil 1969 Apollo 14 Fév 1971

12 Il y a en tout 5 panneaux de rétro-réflecteurs (coins de cube) déposés sur la Lune entre 1969 et 1973 3 par des missions américains Apollo 11, 14 et 15 et 2 par des missions russes Luna 17 (Lunokhod 1) et Luna 21 (Lunokhod 2) avec des réflecteurs français. C’est le réflecteur Apollo 15 qui est le plus souvent observé, avec plus de 60% du total. C’est le grand panneau et le plus central sur le disque lunaire. Les réflecteurs ne sont observés que lorsqu’ils sont dans l’ombre. Ce qui explique que les observations sont concentrées autour des périodes de quartiers de Lune. Pendant la Pleine Lune, il y a trop de lumière (sauf en cas d’éclipse de Lune). Pendant la Nouvelle Lune, elle est invisible (trop proche du Soleil).

13 OBSERVATIONS LASER LUNE

14 Les différences entre les temps de lumières mesurés et ceux calculés peuvent s’exprimer en différences sur la distance entre la station et le réflecteur. La précision de ces différences est passée de quelques décimètres il y a 40 ans à quelques centimètres aujourd’hui comme on le voit sur ce graphe. En vert, McDonald En rose, Haleakala En bleu, l’OCA (Grasse) En rouge, Apache Point Observatory L’amélioration des équipements et des modèles permettent d’espérer de pouvoir attendre bientôt une précision de l’ordre du millimètre sur la distance Station-Réflecteur.

15 DISTANCE TERRE – LUNE (solution ELP96)

16 Pour atteindre cette précision voici par exemple l’ordre de grandeur des différentes contributions qui interviennent sur le calcul de la distance Terre-Lune dans la solution ELP96 construite par Michelle et Jean Chapront. L’unité est en centimètre. L’échelle est logarithmique. L’Ecliptic Plane Motion sont les perturbations planétaires indirectes

17 Effets à prendre en compte pour la réductions des observations
Modifications du trajet de l'impulsion laser : Effets dus à la courbure relativiste des rayons lumineux ≈ mm Effets dus à l'atmosphère ≈ mm Différences d'horloge : Effets dus aux différences entre les échelles de temps. ≈ mm Modifications des coordonnées de la station : Effets Relativistes [KGRS (TCG) -> BRS (TDB)] ≈ mm Effets dus aux marées terrestres ≈ mm Effets dus aux charges de pression atmosphèrique ≈ mm Effets dus aux charges océaniques ≈ mm Modifications liées aux résultats SLR : Variations saisonnières des coordonnées de la station ≈ mm Mouvement du géocentre ≈ mm

18 Voici également l’ordre de grandeur des différents effets non Newtoniens qui interviennent dans la réduction des observations. L’unité est en millimètre. Ce sont des valeurs moyennes