En 2017, le satellite militaire russe Loutch-Olympe K, qualifié de « satellite butineur » en raison de sa capacité à s'approcher volontairement d'autres engins en orbite pour en observer ou intercepter les signaux, manœuvre à proximité immédiate du satellite de télécommunications militaires franco-italien Athena-Fidus. L'objectif était, selon toute vraisemblance, l'écoute de communications par nature sensibles. En France, l'épisode suscite une réaction officielle de la ministre des Armées, Florence Parly, qui dénonce ces manœuvres. Depuis, ce type d'incident est devenu plus fréquent et illustre la militarisation croissante de l'espace : les satellites ne sont plus seulement des outils scientifiques ou commerciaux, mais aussi des cibles potentielles, voire des instruments d'espionnage. Dans ce contexte, il ne s'agit pas uniquement d'éviter les collisions accidentelles avec d'autres satellites ou des débris, mais aussi de détecter et d'analyser des approches intentionnelles. La capacité à identifier et à caractériser finement les satellites devient ainsi un enjeu stratégique majeur.

La première étape consiste à déterminer l'orbite des satellites, soumise à des contraintes physiques strictes. En dessous d'environ 400 km d'altitude, les frottements avec les hautes couches de l'atmosphère conduisent, en quelques mois, à leur désorbitation et leur rentrée. À l'inverse, au-delà de 36 000 km, les distances deviennent telles que les coûts de mise en orbite explosent, pour un intérêt opérationnel limité. Tous les satellites se répartissent donc entre ces deux bornes, selon trois grandes familles d'orbites.

Les orbites basses - entre 400 et 1 000 à 2 000 km d'altitude environ - accueillent notamment les satellites d'imagerie terrestre, y compris pour des raisons qui n'ont rien à voir avec le coût : d'une part, plus on est près de la Terre, meilleure est la résolution des observations ; d'autre part, certaines orbites basses autorisent l'observation quotidienne d'une même région à la même heure, permettant de comparer l'évolution d'un jour à l'autre sans être trompé par l'allongement des ombres. Les orbites dites moyennes - entre 2 000 et 36 000 km d'altitude - trouvent différentes applications. Elles hébergent notamment les constellations de guidage et de navigation. Les satellites de la constellation GPS, par exemple, évoluent à environ 20 000 km d'altitude. Enfin, à près de 36 000 km de hauteur, se trouve l'orbite géostationnaire. Un satellite placé à cette altitude tourne autour du centre de la Terre si lentement qu'il en fait le tour en 24 heures, ce qui correspond précisément à la durée d'une révolution de notre planète sur elle-même. Pour un observateur au sol, il semble alors immobile, comme suspendu au-dessus d'un même point. Cette caractéristique en fait un emplacement privilégié, et donc très utilisé, pour les télécommunications - c'est là, par exemple, que l'on trouve le satellite Athena-Fidus. L'orbite géostationnaire concentre de fait des infrastructures critiques, qu'elles soient civiles ou militaires. Sa surveillance constitue ainsi un enjeu majeur. Deux familles de solutions sont envisageables : l'observation de l'espace et celle du sol.

Dans l'espace, observer à partir d'une orbite basse n'apporte guère d'avantage : la distance à l'orbite géostationnaire est presque équivalente à celle depuis le sol, tandis que le coût et la complexité d'un observatoire spatial sont bien supérieurs. Se placer à proximité de l'orbite géostationnaire permet d'être plus près de la cible, mais pose d'autres difficultés. Le lancement en orbite géostationnaire reste très coûteux, et surtout l'orbite à surveiller est immense, avec un périmètre de plus de 250 000 km. Des solutions existent, comme multiplier les satellites d'observation ou effectuer des manœuvres d'approche d'une cible à l'autre, mais elles augmentent fortement les coûts et la consommation de carburant, et réduisent la durée de vie des instruments. Autant de limites qui rendent ces options peu attractives.

LES LIMITES DU RECOURS À L'INTERFÉROMÉTRIE

L'observation directe à partir du sol se heurte, elle aussi, à de fortes limites, mais d'une autre nature. Elle nécessite notamment la construction de télescopes gigantesques. Or, même le télescope astronomique géant européen (ELT), appelé à devenir "le plus grand œil du monde tourné vers le ciel" lors de son entrée en service prévue en 2027, n'y suffirait pas. Malgré un miroir primaire de 39 mètres de diamètre, cet instrument en cours de construction dans le désert d'Atacama (Chili) n'offrirait, dans le visible, qu'une résolution de l'ordre du mètre pour des satellites géostationnaires - et il n'a d'ailleurs pas été conçu pour ce type d'observations.

Depuis plus de trente ans, d'autres équipes tentent de contourner ces limites en recourant à l'interférométrie. Cette technique consiste à prélever un même faisceau lumineux en différents points de sa propagation, à faire parcourir à ses composantes des chemins distincts, puis à les recombiner afin d'analyser les figures d'interférence, qui renseignent sur la structure de l'objet observé. Parmi les résultats les plus marquants figure une étude publiée en 2015 (1) par une équipe de la marine américaine : à l'aide du Navy Precision Optical Interferometer, installé en Arizona (États-Unis) et doté d'une base interférométrique d'environ 9 mètres, les chercheurs sont parvenus à observer le satellite géostationnaire DirecTV-7S, de quelques dizaines de mètres, avec une précision dans les détails d'environ 4 mètres (résolution de 0,02 seconde d'arc). Malgré cette démonstration, l'interférométrie peine encore à s'imposer : les résolutions atteignables restent limitées, les dispositifs optiques complexes et les coûts très élevés.

DÉTERMINER LA SILHOUETTE D'UN SATELLITE ET DONC SA FORME

Alors, quelle solution ? La France, pionnière en matière de surveillance de l'espace avec des systèmes comme Graves (*), explore différentes approches. Au sein de l'Onéra (Office national d'études et de recherches aérospatiales), notre équipe travaille par exemple sur une méthode originale appelée l'imagerie d'ombre, proposée en 2005 par Richard Burns et ses collègues de Boeing et du laboratoire de recherche de l'armée de l'Air américaine (2). Comme son nom l'indique, cette technique consiste à exploiter non pas la lumière réfléchie par le satellite, mais l'ombre qu'il projette sur le sol en passant devant une étoile très brillante. En effet, une photographie de l'ombre d'un objet permet de déterminer sa silhouette et donc sa forme, autant d'informations précieuses sur la fonction du satellite ou son état de fonctionnement. Ce principe d'occultation stellaire est d'ailleurs utilisé avec succès en astronomie depuis plusieurs décennies pour étudier les astéroïdes et les lunes planétaires (3).

Comment cette méthode fonctionne-t-elle précisément ? Vu du sol, un satellite géostationnaire paraît presque immobile (c'est le principe des orbites géostationnaires), tandis que les étoiles semblent défiler de l'est vers l'ouest sous l'effet de la rotation terrestre. Lorsqu'une étoile très brillante passe momentanément dans l'alignement du satellite et d'un observateur au sol, le satellite projette une ombre fugace sur la surface terrestre. Afin d'enregistrer cette ombre, il suffit de disposer au sol une série de détecteurs de lumière - en pratique des compteurs de photons placés au foyer de petits télescopes. Comme il ne s'agit pas de former une image mais seulement de mesurer des variations d'intensité lumineuse, la qualité optique de ces instruments peut rester modeste, sans nuire à l'efficacité de la méthode. Une cinquantaine de détecteurs, espacés d'environ un mètre et alignés selon un axe nord-sud, sont par exemple suffisants. Pointés avec précision vers l'étoile choisie, ils enregistrent successivement l'atténuation de sa lumière lorsque l'ombre du satellite balaie le sol, fournissant ainsi une information directe sur la silhouette de l'objet en orbite.

Si le principe est simple, la réalisation pratique d'un tel système ne va pas de soi. D'abord, le passage de l'ombre est extrêmement rapide : étant donné la vitesse de rotation de la Terre sur elle-même, l'ombre défile sur le sol à environ 3 km/s (la valeur exacte dépend de l'écart de longitude entre le satellite et l'observateur, ainsi que de la latitude de l'observateur). Il faut donc des compteurs de photons extrêmement réactifs et sensibles pour pouvoir enregistrer correctement le passage de l'ombre.

ALIGNER L'OBSERVATEUR, L'ÉTOILE ET LE TÉLESCOPE

La méthode repose ensuite sur l'alignement de trois points : l'observateur, l'étoile et le télescope. Pour planifier les observations d'une occultation stellaire par le satellite d'intérêt, il faut donc être capable de prévoir plusieurs heures à l'avance où se placer. Or, la précision qu'on peut espérer des éphémérides accessibles publiquement est au mieux de l'ordre de la centaine de mètres, ce qui est loin d'être suffisant. L'amélioration du positionnement du récepteur constitue ainsi l'un des axes centraux de nos travaux. Elle a notamment motivé une thèse soutenue en 2024, dont l'objectif était de mettre au point une méthode innovante afin d'accroître la précision et la sensibilité de la détection des satellites et de la mesure de leur position (4). Une seconde thèse, toujours en cours, a récemment permis d'atteindre des incertitudes sur la trajectoire des satellites de quelques mètres seulement (5). Dans les deux cas, ces résultats ont été obtenus à l'aide du télescope Ciclope de l'Onéra, installé sur la base aérienne 701 à Salon-de-Provence (Bouches-du-Rhône).

UN TRAVAIL DE RECONSTRUCTION PERMETTANT D'OBTENIR LA SILHOUETTE

Par ailleurs, comme souvent en astronomie, l'atmosphère terrestre constitue une source de difficultés, car elle dévie les rayons lumineux en provenance de l'espace (phénomène de réfraction, que l'on observe aussi avec l'eau - ce qui fait, par exemple, qu'un bâton dont une partie est immergée dans un aquarium semble brisé). En pratique, les étoiles n'apparaissent donc pas exactement à leur position réelle, et il en va de même pour les satellites. Nous avons en outre montré que cet effet est chromatique : le décalage apparent dépend de la longueur d'onde observée. C'est pourquoi l'utilisation de filtres est indispensable. En observant sur une bande spectrale trop large, les contributions des différentes longueurs d'onde ne se superposent pas parfaitement, ce qui revient à additionner des images légèrement décalées. Entre 450 et 850 nanomètres de longueur d'onde (la plage de la lumière visible), cet étalement spectral correspondrait ainsi à un flou d'environ 10 centimètres, comme nous l'avons calculé en 2022 (6).

Enfin, l'ombre ne suffit pas pour remonter à la silhouette du satellite. En effet, les échelles de distance sont telles que la lumière ne peut pas être efficacement modélisée comme un simple ensemble de rayons lumineux obéissant aux lois de l'optique géométrique : elle se comporte comme une onde soumise à des effets de diffraction. L'obtention de la silhouette du satellite nécessite donc un travail de reconstruction ; celui-ci a impliqué, entre autres, la conception d'un algorithme dit d'inversion. Validé sur des simulations réalistes, celui-ci montre que des résolutions submétriques sont atteignables. Ce travail a également été éprouvé expérimentalement en laboratoire, à l'aide d'un dispositif conçu pour reproduire la situation réelle à l'échelle d'un banc d'optique d'un mètre. Celui-ci associait une source lumineuse couplée à une fibre optique, jouant le rôle de l'étoile, une plaque de silice sur laquelle était gravée la silhouette d'un "satellite" servant d'objet occultant, et un capteur d'images CMOS dont chaque pixel - ou groupe de pixels - représentait un télescope "puits de photons". Ces expériences ont permis de valider l'algorithme sur des données réelles et de démontrer la robustesse de la méthode. Ce travail a fait l'objet de la thèse d'Hanae Labriji (7).

Malgré ces difficultés - et parfois même grâce à elles -, l'imagerie d'ombre présente plusieurs atouts. Le premier est qu'elle se prête naturellement à l'observation de satellites très discrets, par exemple peints en noir et conçus pour réfléchir le moins de lumière possible, là où les méthodes d'imagerie classiques atteignent leurs limites.

Un second avantage tient à la turbulence atmosphérique, l'ennemie bien connue des astronomes. En imagerie conventionnelle, les mouvements incessants de l'air déforment les images du cosmos produites par les grands télescopes, un effet généralement imperceptible à l'œil nu, sauf dans certaines situations - par exemple au-dessus d'une route goudronnée chauffée par le soleil - où l'on voit les images onduler à l'arrière-plan. Cette même turbulence est responsable de la scintillation apparente des étoiles, et impose aujourd'hui l'usage de systèmes d'optique adaptative coûteux et complexes sur les grands télescopes au sol. Dans le cas de l'imagerie d'ombre, en revanche, la turbulence n'est pas un facteur limitant. L'ombre passe rapidement sur le sol et chaque télescope effectue de fait une moyenne du signal, ce qui réduit fortement l'impact des perturbations atmosphériques.

UN MÊME ÉVÉNEMENT ENREGISTRÉ À PLUSIEURS LONGUEURS D'ONDE

La dispersion chromatique due à la diffraction offre un dernier avantage. En effet, les différentes longueurs d'onde ne suivent pas exactement le même trajet, ce qui permet d'exploiter cet effet en réalisant des observations de spectro-imagerie : un même événement est enregistré simultanément à plusieurs longueurs d'onde. Cette information supplémentaire enrichit les données disponibles et améliore sensiblement la qualité de la reconstruction.

L'imagerie d'ombre s'impose ainsi comme une approche prometteuse pour la caractérisation à une résolution fine - de l'ordre de 30 centimètres - des satellites en orbite géostationnaire. Elle illustre surtout la fécondité de méthodes hybrides, à la croisée de l'optique, de l'astronomie, de l'astronautique et du traitement du signal. En transformant des contraintes physiques - distance, turbulence, diffraction - en leviers d'observation, cette technique esquisse une nouvelle manière de surveiller l'espace lointain à partir du sol, et pose une question plus large : jusqu'où pourra-t-on repousser les limites de l'observation sans quitter la Terre ?

Crédit : Anton Petrus / Getty Images.