Télescope Roman : un champ 200 fois plus large que la caméra infrarouge d’Hubble

Le télescope spatial Nancy Grace Roman a quitté la Floride le 30 août 2026 à 7 h 26, heure de l’Est, sur une Falcon Heavy de SpaceX. À bord, un miroir primaire de 2,4 mètres, qui ne promet pas des images plus fines que celles d’Hubble, et derrière lui une caméra infrarouge qui enregistre 0,281 degré carré de ciel à chaque pose, soit environ 200 fois le champ de la caméra WFC3-IR d’Hubble selon la fiche technique publiée par le Goddard Space Flight Center. Le gain n’est donc pas la finesse : c’est la surface. Et cette surface conditionne deux mesures que l’astronomie ne sait pas obtenir autrement, l’effet de l’énergie noire sur la géométrie de l’Univers et le recensement de planètes par microlentille gravitationnelle.

Un observatoire qui saisit 0,281 degré carré de ciel à chaque pose

Le décollage a eu lieu le 30 août 2026 à 7 h 26, heure de l’Est des États-Unis, depuis le complexe de lancement 39A du Kennedy Space Center, en Floride. En heure de Paris, cela donne 13 h 26 le même jour : l’heure d’été de la côte est américaine est à UTC−4, celle de la France à UTC+2, et cette conversion est une simple arithmétique, pas une information publiée par l’agence. Le blog de mission de la NASA a suivi le vol : la séparation de l’observatoire d’avec l’étage supérieur est intervenue le jour même.

Ce qui décidera de la mission n’est pourtant pas le lanceur. C’est ce qu’il a emporté. L’instrument principal de Roman s’appelle le Wide Field Instrument : une caméra infrarouge d’environ 300 mégapixels, formée de dix-huit détecteurs Teledyne H4RG-10 de 4 096 × 4 096 pixels chacun. La NASA compare la taille d’un détecteur à celle d’un cracker salé. Mis bout à bout dans le plan focal, ces dix-huit pavés couvrent un rectangle de ciel de 0,8 degré sur 0,4 degré, soit 0,281 degré carré une fois retranchés les interstices entre détecteurs.

Ce chiffre est la clé de tout le reste. Il ne dit rien de la qualité des images, il dit combien de ciel entre dans une seule pose. Un télescope qui voit fin mais étroit doit multiplier les pointages pour couvrir une région ; un télescope qui voit large la boucle en une fraction du temps. Roman appartient à la seconde famille, et il y appartient par construction : le miroir de 2,4 mètres lui donne la finesse et la lumière, le plan focal lui donne l’étendue. Ce sont deux organes différents, et le progrès porte sur le second.

Un miroir de 2,4 mètres, un plan focal d’une autre échelle

Le miroir primaire de Roman mesure 2,4 mètres, avec un diamètre effectif de 2,36 mètres une fois pris en compte le diaphragme d’ouverture. La fiche technique du Wide Field Instrument publiée par le Goddard précise ce que cette optique donne en pratique : une résolution spatiale comparable à celle de la caméra WFC3-IR d’Hubble, pour une sensibilité supérieure. Le mot important est « comparable ». Roman n’est pas un Hubble plus puissant ; c’est une optique de finesse équivalente placée derrière un plan focal bien plus vaste.

L’origine de cette optique tient d’ailleurs à une circonstance particulière. Selon SpaceNews, les deux miroirs de 2,4 mètres du programme proviennent du don de télescopes à demi construits par une agence gouvernementale américaine, rattachée ensuite au National Reconnaissance Office et à son programme annulé Future Imagery Architecture. Aucun document du NRO n’étaye ce point ici : il est rapporté par cette couverture indépendante, et il se lit comme tel.

Le plan focal, lui, s’échantillonne à 0,11 seconde d’arc par pixel. Ce pas fixe la finesse exploitable des images : deux détails séparés par moins que cela ne se distinguent pas sur le capteur, quelle que soit la qualité de l’optique. Combiné au champ, il rend le nombre de 300 mégapixels beaucoup moins mystérieux. Un degré carré vaut environ 12,96 millions de secondes d’arc carrées ; 0,281 degré carré en vaut donc près de 3,64 millions ; divisé par la surface d’un pixel, 0,11 × 0,11 seconde d’arc carrée, le compte tombe autour de 300 millions. Le nombre de pixels n’est pas une performance en soi. C’est le produit d’une surface de ciel par une finesse d’échantillonnage.

La sensibilité spectrale complète le portrait : de 0,48 à 2,3 micromètres, avec huit filtres imageurs — F062, F087, F106, F129, F158, F184, F213, plus le filtre large F146 qui couvre 0,93 à 2,00 micromètres d’un coup. Sur le rapport de champ, deux formulations circulent chez l’émetteur lui-même, et elles ne se contredisent pas. La fiche technique du Wide Field Instrument donne un facteur d’environ 200 par rapport à la caméra WFC3-IR d’Hubble ; la page grand public de la mission retient un plancher, « au moins 100 fois » le champ d’Hubble, tous instruments confondus. La première est le rapport précis à une caméra nommée, la seconde une borne basse volontairement prudente.

Pourquoi la vitesse d’arpentage prime sur la finesse d’image

Un chiffre de champ ne parle pas tant qu’on ne le convertit pas en pointages. Le relevé le plus vaste du programme, le High-Latitude Wide-Area Survey, doit couvrir plus de 5 000 degrés carrés, dont 2 400 au niveau « Medium » et 2 700 au niveau « Wide », auxquels s’ajoute un niveau « Deep ». Divisez cette surface par les 0,281 degré carré d’une pose : il faut de l’ordre de 18 000 champs distincts pour la balayer une seule fois. Ce quotient est une reconstruction à partir de deux chiffres publiés, pas un nombre annoncé par la NASA, et c’est un plancher : chaque champ est repris dans plusieurs des huit filtres, et le total réel de pointages se compte donc en dizaines de milliers.

C’est à cette aune que les dix-sept mois d’observation alloués à ce relevé deviennent lisibles. Avec un plan focal deux cents fois plus petit, la même surface demanderait des millions de pointages, et le relevé ne se ferait pas — pas plus lentement, pas du tout. Le grand champ n’est pas un confort. C’est ce qui rend le programme réalisable dans la durée d’une mission.

Reste un second chiffre, souvent posé à côté du premier : la NASA annonce que Roman arpentera le ciel mille fois plus vite qu’Hubble. Les deux facteurs ne mesurent pas la même chose et ne sont pas deux estimations d’une même quantité. Le rapport de 200 porte sur la surface de ciel enregistrée par pose. La vitesse d’arpentage, elle, combine trois termes : cette surface, la sensibilité de l’instrument — supérieure à celle de WFC3-IR selon le Goddard, ce qui raccourcit le temps de pose nécessaire pour atteindre une profondeur donnée — et l’efficacité d’observation, c’est-à-dire la part du temps réellement passée à collecter des photons plutôt qu’à se déplacer et à se stabiliser. Multiplier de la surface par du temps de pose et par de la disponibilité donne un facteur plus grand que la surface seule.

Le mot « arpentage » n’est pas décoratif. Il borne strictement ce que le facteur mille qualifie : la cadence de couverture du ciel. Ni la finesse des images, ni la profondeur atteinte sur un objet unique ne sont concernées par ce chiffre.

L’énergie noire se mesure sur des populations de galaxies

Le programme d’observation de Roman est structuré en relevés communautaires dont la NASA publie la définition. Trois d’entre eux forment l’ossature scientifique : le High-Latitude Wide-Area Survey, le High-Latitude Time-Domain Survey et le Galactic Bulge Time-Domain Survey. Les deux premiers portent la cosmologie, le troisième les planètes.

Le relevé grand champ attaque l’énergie noire par quatre sondes indépendantes : le lentillage gravitationnel faible, le regroupement des galaxies, les oscillations acoustiques de baryons et les distorsions dans l’espace des redshifts. Le relevé temporel à haute latitude galactique, doté d’environ six mois d’observation, ajoute une cinquième voie, les supernovas de type Ia. Employer plusieurs sondes n’est pas une redondance : chacune a ses biais propres, et la cohérence entre elles est ce qui rend un résultat cosmologique défendable.

Le lentillage faible mérite qu’on s’y arrête, parce qu’il explique à lui seul l’architecture de l’instrument. La masse déforme la trajectoire de la lumière qui la frôle. Une galaxie lointaine vue à travers la distribution de matière qui la sépare de nous apparaît donc légèrement déformée, un peu étirée dans une direction. « Légèrement » est ici un euphémisme opérationnel : la déformation est très inférieure à la dispersion naturelle des formes de galaxies, qui sont elliptiques pour toutes sortes de raisons sans rapport avec la gravitation. Sur une galaxie isolée, le signal est indétectable — pas faible, indétectable.

Il n’apparaît qu’en moyenne. En mesurant la forme d’un très grand nombre de galaxies voisines sur le ciel, les orientations aléatoires se compensent et la déformation commune, elle, ne se compense pas. Ce qui reste est la carte de la matière interposée, et l’évolution de cette carte au fil du temps cosmique renseigne sur le rythme auquel les structures se sont assemblées — donc sur ce que l’on range sous le nom d’énergie noire. Aucune finesse d’image ne remplace le nombre. C’est la statistique qui porte le résultat, et le nombre de galaxies utilisables est proportionnel à la surface couverte. Voilà pourquoi une mission sur l’énergie noire est d’abord une mission à grand champ : les 5 000 degrés carrés et les dix-sept mois ne sont pas des paramètres de confort, ce sont la condition de la mesure.

Microlentille : des planètes trahies par un alignement passager

Le troisième relevé communautaire vise le bulbe galactique et dispose d’environ quinze mois d’observation. Sa méthode principale est la microlentille gravitationnelle, et elle ne ressemble à aucune des techniques que le grand public associe aux exoplanètes.

Le principe reprend la déformation gravitationnelle de la lumière, mais à l’échelle stellaire. Quand une étoile proche passe presque exactement devant une étoile bien plus lointaine, sa masse focalise la lumière de l’étoile d’arrière-plan : celle-ci paraît s’éclaircir progressivement, puis revient à son éclat normal quand l’alignement se défait. Si l’étoile proche possède une planète, la masse supplémentaire ajoute au passage une bosse brève dans cette courbe de lumière. C’est cette bosse que l’on cherche. La planète n’est ni vue, ni détectée par son effet sur son étoile : elle est trahie par la façon dont elle courbe la lumière d’un astre situé derrière elle et sans rapport avec elle.

Trois propriétés de ce phénomène commandent toute la stratégie d’observation. L’alignement est rare, à l’échelle d’une étoile donnée. Il ne se répète pas : une fois l’alignement passé, la configuration ne reviendra pas. Et il dure peu. Une observation de microlentille ne se programme donc pas comme le suivi d’une planète connue ; elle se surprend, en surveillant sans interruption des champs contenant un très grand nombre d’étoiles, jusqu’à ce que le hasard fournisse assez d’alignements. Le bulbe galactique est la région la plus peuplée du ciel accessible. Le choix de la cible et celui de la durée découlent l’un de l’autre.

Cette contrainte a sa contrepartie : la microlentille voit là où les autres méthodes sont aveugles. Un transit exige que l’orbite soit alignée avec la ligne de visée et se répète d’autant plus rarement que la planète est éloignée de son étoile ; les vitesses radiales perdent en signal quand la planète s’éloigne. La microlentille, elle, dépend de la géométrie de l’alignement et non de la période orbitale, ce qui la rend sensible aux planètes en orbite large — précisément le domaine mal couvert par les recensements existants. Le relevé du bulbe complète d’ailleurs la microlentille par la détection de transits et par l’astérosismologie, l’étude des oscillations d’une étoile qui renseigne sur sa masse.

La NASA publie les rendements qu’elle attend de ce relevé, et ce sont des attentes de programme, formulées avant la première observation : plus d’un millier de planètes en orbite large situées dans la zone habitable de leur étoile, plus de 100 000 planètes détectées en transit, et des masses astérosismiques pour plus de 10 000 étoiles évoluées. Ces nombres décrivent un dimensionnement, pas un résultat. Ils ne seront des découvertes qu’après observation, réduction des données et publication.

L’infrarouge proche, condition d’accès au ciel lointain et au bulbe galactique

Le domaine spectral de Roman, 0,48 à 2,3 micromètres, n’est pas un raffinement d’instrument. C’est ce qui rend les deux programmes possibles, et pour deux raisons physiquement distinctes.

La première tient à l’expansion de l’Univers. Plus une galaxie est lointaine, plus la lumière qu’elle a émise arrive étirée vers les grandes longueurs d’onde. Une raie émise dans le visible par une galaxie très éloignée est reçue dans l’infrarouge : elle sort du domaine où travaillent les caméras optiques. Observer loin, c’est observer rouge — la profondeur d’un relevé cosmologique se paie en longueur d’onde, pas seulement en temps de pose.

La seconde tient à la poussière. En direction du bulbe galactique, la ligne de visée traverse le disque de la Voie lactée sur des milliers d’années-lumière, et les grains de poussière qui s’y trouvent absorbent et diffusent la lumière d’autant plus efficacement qu’elle est bleue. Dans le visible, le bulbe est largement masqué. Dans le proche infrarouge, l’extinction retombe assez pour que les étoiles denses du bulbe redeviennent mesurables une par une — condition sans laquelle une campagne de microlentille n’aurait pas de cible.

Les huit filtres imageurs découpent ce domaine en tranches, du F062 au F213, avec le filtre large F146 qui couvre 0,93 à 2,00 micromètres en une seule bande. Cette bande large sert la photométrie rapide de champs très peuplés ; les bandes étroites servent la couleur, donc l’estimation de distance des galaxies. Le Goddard mentionne par ailleurs, aux côtés des trois relevés communautaires principaux, un Galactic Plane Survey consacré au plan galactique — un quatrième programme, listé dans la description technique de l’observatoire.

1,4 téraoctet par jour : la mission se joue aussi au sol

La NASA annonce que Roman renverra 1,4 téraoctet de données par jour, et présente ce débit comme le plus élevé d’une mission d’astrophysique de l’agence à ce jour. Un chiffre de débit paraît anecdotique. Il ne l’est pas : il dit où se fera la découverte.

Un tel flux ne se regarde pas image par image. Il s’archive, il se réduit selon des chaînes de traitement automatiques, il se calibre, et c’est dans le catalogue produit à la sortie que les mesures s’effectuent — formes de galaxies pour le lentillage, courbes de lumière pour la microlentille, magnitudes pour les supernovas. Le télescope acquiert ; le logiciel mesure. Le segment sol, ses capacités de réception, de stockage et de calcul, est dimensionné par ce débit au même titre que l’observatoire lui-même. Une mission de ce type se conçoit autant comme une infrastructure de données que comme un instrument optique, ce qui la rapproche d’autres programmes spatiaux dimensionnés par leur cadence de production, à l’image du satellite météorologique MTG-I2 et de sa cadence d’image.

Cette séparation entre acquisition et mesure explique un décalage qui pourrait sinon surprendre. La NASA anticipe la publication des premières images de Roman au début de 2027 — une anticipation d’agence, pas un engagement daté. Ces images arriveront bien avant les résultats scientifiques, et il n’y a là aucune contradiction. Une image de validation demande un instrument en froid, pointé et étalonné grossièrement. Un résultat sur l’énergie noire demande un relevé terminé, homogène d’un bout à l’autre du ciel observé, avec des erreurs systématiques contrôlées au niveau du pour-cent. Les premières images ne sont pas un résultat : elles sont la preuve que l’instrument fonctionne.

Le coronographe, un instrument de démonstration tourné vers les missions suivantes

Roman embarque un second instrument, le Coronagraph Instrument. Un coronographe occulte la lumière d’une source centrale pour rendre visible ce qui l’entoure — la technique doit son nom à l’observation de la couronne solaire, qui pose exactement le même problème d’un objet faible noyé dans un éclat voisin, y compris quand on tente de la filmer depuis un avion pendant une éclipse. Autour d’une étoile, l’exercice est plus difficile de plusieurs ordres de grandeur, parce que le contraste entre l’étoile et sa planète est bien plus fort et la séparation angulaire bien plus faible.

La NASA classe cet instrument comme une démonstration technologique. Le vocabulaire est précis et il engage : l’objectif n’est pas de produire un catalogue scientifique, mais d’établir en vol qu’une chaîne optique de ce type atteint le contraste visé. Les cibles annoncées sont des planètes de type Jupiter, c’est-à-dire des géantes gazeuses — les objets les plus favorables, parce que les plus grands et les plus lumineux.

L’agence rattache explicitement cette démonstration à la suite : le concept Habitable Worlds Observatory, une mission ultérieure qui pourrait employer la même technique pour imager des planètes de type terrestre. Roman ne fera donc pas cette image-là. Il sert à vérifier que la méthode tient en conditions réelles, ce qui est la condition nécessaire pour que la mission suivante soit conçue sur des bases mesurées plutôt que sur des extrapolations de laboratoire. Confondre les deux étapes conduirait à attendre de Roman une photographie d’exo-Terre qu’il n’a jamais eu vocation à produire.

À 1,5 million de kilomètres, une stabilité thermique achetée au prix de l’éloignement

L’observatoire se dirige vers une orbite de halo autour du point de Lagrange L2 du système Soleil-Terre, à environ 1,5 million de kilomètres de la Terre. La NASA arrondit cette distance à « environ un million de miles » dans son communiqué de lancement, là où la conversion exacte donne 0,93 million de miles. Le trajet dure environ trois mois : le communiqué parle de trois mois jusqu’à l’orbite finale, la couverture de SpaceNews d’une centaine de jours jusqu’à L2, un écart qui tient aux bornes retenues plus qu’à une divergence de fond.

L2 n’est pas choisi pour l’éloignement en soi. Vu depuis ce point, le Soleil, la Terre et la Lune restent groupés dans la même région du ciel. Une seule protection, orientée d’un seul côté, suffit donc à masquer les trois sources de chaleur et de lumière parasite à la fois, et l’instrument peut se refroidir de l’autre côté sans jamais voir sa configuration thermique changer. Ce que L2 achète, c’est une température stable sur des mois. En orbite basse, l’observatoire traverserait l’ombre de la Terre à chaque révolution, avec un cycle de chauffage et de refroidissement toutes les quelques dizaines de minutes. Pour une photométrie infrarouge qui doit rester homogène d’un bout à l’autre d’un relevé de plusieurs milliers de degrés carrés, cette respiration thermique serait une source d’erreur systématique difficile à corriger. Cet environnement reste par ailleurs celui de l’espace profond, avec les contraintes de rayonnement que les missions habitées prennent au sérieux, jusqu’aux protections anti-radiations testées pour Artemis.

La mise en service ne commence pas à l’arrivée : elle court pendant le trajet. Le communiqué de lancement de la NASA décrit un voyage de trois mois vers l’orbite finale et une période de mise en service de trois mois, avec l’activation du Wide Field Instrument quelques semaines après le décollage, puis une série d’étalonnages et de tests des instruments sur le reste de cette période. C’est cette phase, et non le tir, qui décidera de la tenue du programme. Un décollage nominal et une séparation réussie démontrent le lanceur ; ils ne démontrent ni la mise en froid des détecteurs, ni la qualité photométrique du plan focal, ni la stabilité de pointage. Cette dernière est spécifiée à 8 millisecondes d’arc de gigue et de dérive — soit environ un quatorzième d’un pixel de 0,11 seconde d’arc, ce qui donne la mesure de l’exigence. Un télescope qui bouge pendant la pose étale les images d’étoiles, et une forme de galaxie mal mesurée est un signal de lentillage faussé. La mission primaire est fixée à cinq ans, avec un objectif affiché de dix.

Prochaine échéance : une mise en service de trois mois, puis les premières images début 2027

Le calendrier des prochains mois s’ordonne simplement. Trois mois de trajet vers L2, pendant lesquels court la mise en service — le Wide Field Instrument s’active quelques semaines après le décollage, puis les instruments sont étalonnés et testés jusqu’au terme de cette période de trois mois —, avant le démarrage des relevés. Les durées publiées par la NASA pour ces relevés — dix-sept mois pour le grand champ à haute latitude, six mois pour le relevé temporel à haute latitude, quinze mois pour celui du bulbe galactique — sont des allocations de temps d’observation, pas un agenda. Elles ne s’additionnent pas en une frise et ne permettent de déduire aucune date de résultat : la NASA indique que ces observations se répartissent sur les cinq ans de la mission primaire, avec au moins la moitié du niveau « Deep » réalisée tôt et l’essentiel du niveau « Wide » tard dans la mission. Ce qui est daté, c’est l’anticipation de l’agence sur les premières images, attendues au début de 2027.

Le coût, lui, est documenté par SpaceNews à 4,3 milliards de dollars, construction, lancement et cinq années d’exploitation comprises. Ce chiffre n’a de sens qu’adossé à un référentiel, et la même couverture en fournit la trajectoire : une estimation initiale de 1,6 milliard en 2010, quand le programme s’appelait encore WFIRST ; un plafond de 3,2 milliards jugé irréaliste ; un engagement rebaselisé à 3,9 milliards en 2020, opérations incluses ; puis environ 400 millions de surcoût attribués à la pandémie. L’administrateur de la NASA, Jared Isaacman, a déclaré le jour du tir : « Livré en avance sur le calendrier et dans le budget, cette mission reflète plus d’une décennie d’engagement des équipes de la NASA et de nos partenaires industriels. » Le « dans le budget » se rapporte à l’engagement de 2020, pas à l’estimation de 2010. Savoir à quel référentiel un tel énoncé renvoie est ce qui sépare une information d’un grand nombre.

Reste ce que l’observatoire ne fera pas, et qui borne l’attente. Il ne produira pas d’images plus fines que celles d’Hubble. Il ne photographiera pas de planète semblable à la Terre. Il ne livrera pas de mesure d’énergie noire dans la foulée de ses premières images. Ce qu’il apporte est d’une autre nature : un volume de ciel enregistré à une cadence que les télescopes à petit champ ne peuvent pas atteindre, dans un domaine spectral où les galaxies lointaines et les étoiles du bulbe restent visibles. Le prochain jalon vérifiable est la mise en service, et c’est le blog de mission de la NASA qui en publiera l’état.

FAQ — le télescope spatial Nancy Grace Roman

Roman remplace-t-il Hubble ou le télescope James Webb ?

Non, et il ne les concurrence pas sur leur terrain. Selon la fiche technique du Goddard Space Flight Center, la résolution spatiale de Roman est comparable à celle de la caméra WFC3-IR d’Hubble, avec une sensibilité supérieure : le gain porte sur le champ, environ 200 fois plus large, pas sur la finesse. Roman est conçu pour couvrir vite de grandes surfaces de ciel. Un télescope à petit champ reste l’outil adapté pour observer longuement un objet unique.

Pourquoi un grand champ plutôt qu’une meilleure résolution pour mesurer l’énergie noire ?

Parce que la mesure est statistique. Le lentillage gravitationnel faible déforme la forme apparente de chaque galaxie de façon très inférieure à la dispersion naturelle des formes : sur une galaxie isolée, le signal est indétectable. Il n’apparaît qu’en moyennant les formes d’un très grand nombre de galaxies sur de vastes surfaces, car les orientations aléatoires se compensent alors que la déformation commune ne se compense pas. Le nombre de galaxies utilisables croît avec la surface couverte. Le grand champ est donc la condition de la mesure, pas un confort d’observation.

Qu’est-ce que la microlentille gravitationnelle ?

C’est un éclaircissement passager causé par un alignement. Quand une étoile proche passe presque exactement devant une étoile bien plus lointaine, sa masse focalise la lumière de l’astre d’arrière-plan, qui paraît s’éclaircir puis revenir à son éclat normal. Si l’étoile proche possède une planète, celle-ci ajoute une bosse brève dans la courbe de lumière. L’alignement est rare, ne se répète pas et dure peu : la seule stratégie possible consiste à surveiller en continu des champs très peuplés, d’où le choix du bulbe galactique et les quinze mois d’observation que la NASA lui alloue. Cette méthode est sensible aux planètes en orbite large, là où les transits et les vitesses radiales détectent mal.

Quand les premières images de Roman sont-elles attendues ?

La NASA anticipe leur publication au début de 2027. Il s’agit d’une anticipation d’agence et non d’un engagement daté. L’observatoire rejoint son orbite finale après environ trois mois de trajet, et sa mise en service court pendant ce transit : selon le communiqué de lancement de la NASA, le Wide Field Instrument s’active quelques semaines après le décollage, puis les instruments sont étalonnés et testés jusqu’au terme de cette période de trois mois. Les résultats scientifiques viendront plus tard : ils supposent des relevés terminés et étalonnés, ce que les allocations de dix-sept, six et quinze mois d’observation donnent à comprendre.

Où se trouve le télescope, et pourquoi si loin de la Terre ?

Roman rejoint une orbite de halo autour du point de Lagrange L2 du système Soleil-Terre, à environ 1,5 million de kilomètres. Depuis ce point, le Soleil, la Terre et la Lune restent groupés dans la même région du ciel : une protection orientée d’un seul côté masque les trois à la fois, et l’instrument se refroidit de l’autre côté dans un environnement thermique stable. En orbite basse, il traverserait l’ombre de la Terre à chaque révolution, avec un cycle thermique toutes les quelques dizaines de minutes — incompatible avec une photométrie infrarouge homogène sur des mois de relevé.

Combien coûte la mission, et par rapport à quel budget ?

SpaceNews chiffre le coût total à 4,3 milliards de dollars, construction, lancement et cinq années d’exploitation comprises. La même couverture documente la trajectoire du programme : 1,6 milliard estimé en 2010 sous le nom WFIRST, un plafond de 3,2 milliards jugé irréaliste, un engagement rebaselisé à 3,9 milliards en 2020 opérations incluses, et environ 400 millions de surcoût attribués à la pandémie. Quand l’administrateur de la NASA déclare la mission livrée dans le budget, c’est à l’engagement de 2020 que la phrase se rapporte.

Roman fait-il double emploi avec Euclid ?

Les deux missions se recoupent en méthode et se complètent en profondeur. Euclid, lancé par l’ESA le 1ᵉʳ juillet 2023, opère lui aussi depuis L2, avec un miroir de 1,2 mètre et une mission nominale de six ans, et vise plus d’un tiers du ciel en optique et en proche infrarouge. Roman dispose d’un miroir de 2,4 mètres et d’une couverture spectrale portée jusqu’à 2,3 micromètres, sur une surface plus restreinte — plus de 5 000 degrés carrés pour son relevé grand champ. Un relevé large et un relevé profond ne répondent pas aux mêmes biais : leur comparaison fait partie de la valeur scientifique de l’ensemble.