Mars Express

Mars Express, dont le départ est prévu pour juin 2003, sera la première mission martienne jamais lancée par l'Europe. Cet orbiteur, doté d'une charge scientifique conséquente, s'attaquera à plusieurs questions essentielles concernant Mars et cartographiera la surface, le sous-sol, l'atmosphère et l'ionosphère de cette planète depuis une orbite basse. Mars Express larguera également un atterrisseur financé en grande partie par la Grande Bretagne, Beagle 2, qui conduira depuis la surface martienne des expérimentations géologiques et exobiologiques. Une fois sa mission terminée, Mars Express pourrait servir de relais de transmission pour les futurs atterrisseurs qui rejoindront Mars de 2003 à 2007.

Les objectifs

Les instruments scientifiques qui équipent Mars Express ont été fournis par de nombreux instituts de recherche européens. Sur les 7 instruments principaux, 5 avaient été initialement développés pour la mission Mars 96, et trouvent ici une chance de repartir vers Mars sous une version améliorée. On ne s'étonnera donc pas que les objectifs de Mars Express soient calqués en partie sur ceux de Mars 96. La sonde devra en particulier :

  • étudier la topographie, la morphologie et la géologie de la surface martienne à haute résolution (2 à 10 mètres/pixel).
  • dresser une carte minéralogique globale et à haute résolution (100 mètres/pixel) de la surface.
  • étudier le sous-sol martien à l'échelle du kilomètre, pour y déceler en particulier des poches d'eau ou de glace.
  • déterminer la composition de l'atmosphère, étudier sa circulation et son interaction avec la surface, le vent solaire et le milieu interplanétaire.

La sonde

La plate-forme de la sonde Mars Express (que l'on appelle aussi bus) possède grossièrement la forme d'un rectangle de 1,5 mètres de longueur pour 1,8 mètres de largeur et 1,4 mètres de hauteur. L'atterrisseur Beagle 2 est fixé à l'extérieur, sur l'un des côtés. La sonde est stabilisée sur trois axes. La charge scientifique (c'est à dire les instruments d'observation) pèse 113 kg, auxquels viennent s'ajouter les 60 kg de l'atterrisseur Beagle 2. Au lancement, Mars Express pèsera 1108 kg, les ergols représentant à eux seuls 428 kg. Si vous n'êtes pas familier avec l'architecture d'une sonde spatiale, je vous propose d'acquérir quelques notions essentielles qui pourraient grandement faciliter la lecture des paragraphes suivants.

Propulsion

Le moteur principal de la sonde, capable de délivrer une poussée de 400 Newtons, est riveté sous la plate-forme. Il est alimenté par deux réservoirs d'ergols de 267 litres chacun, la pressurisation étant assurée par de l'hélium, lui-même contenu dans un réservoir de 35 litres. Le rôle principal du moteur est de permettre l'insertion en orbite de Mars Express.

Les manœuvres de correction de trajectoire seront assurées tout au long de la phase de croisière par une série de 8 petites fusées d'appoints délivrant chacune une poussée de 10 newtons, fixées à chaque angle de la plate-forme. Ces moteurs de manœuvre consomment les mêmes ergols que le moteur principal et ont été initialement développés pour la mission Cluster de l'ESA. Détail intéressant, ils peuvent remplacer le moteur principal en cas de défaillance de ce dernier, même s'ils ne possèdent pas la puissance nécessaire pour atteindre l'orbite initialement prévue.

Alimentation énergétique

Mars Express va tirer son énergie de deux panneaux solaires (représentant une surface totale de 11,42 m2) fixés de part et d'autre de la plate-forme. Un mécanisme, développé pour la mission Rosetta, permet de modifier leur inclinaison pour assurer à la sonde un ensoleillement optimal. Les panneaux sont capables de délivrer une puissance électrique de 650 Watts lorsque Mars est à l'aphélie, soit une quantité d'énergie suffisante pour subvenir aux besoins énergétiques de la sonde (500 Watts en moyenne).

Trois batteries (rechargées grâce aux panneaux solaires) prendront le relais lorsque Mars Express se retrouvera plongée dans l'obscurité. Au cours de sa mission, l'orbiteur devrait connaître 1400 éclipses d'une durée maximale de 90 minutes. Celles-ci auront lieu chaque fois que la planète Mars se placera entre le soleil et la sonde.

Communications

Mars Express est équipée d'une antenne parabolique à grand gain de 1,6 mètres de diamètre pour recevoir et émettre des signaux radio. Une antenne faible gain omnidirectionnelle de 40 centimètres de longueur pourra également servir aux communications avec la Terre. Les données seront transmises au débit de 230 kbps. La liaison vers la Terre (liaison descendante) s'appuiera sur la bande X (7,1 GHz), alors que les émissions en provenance de notre planète (liaison montante) utiliseront la bande S (2,1 GHz).

La sonde sera contrôlée depuis le centre de contrôle des opérations de l'ESA à Darmstadt (l'ESOC, European Space Operations Control). A proximité de la Terre, les communications auront lieu via l'antenne omnidirectionnelle à faible gain. Quand le fossé entre la Terre et Mars se creusera, l'antenne grand gain sera mise à contribution. A ce moment là, seules les antennes terrestres les plus puissantes pourront assurer les communications avec la sonde. Si les immenses paraboles du réseau d'écoute de la NASA (Deep Space Network) seront parfois sollicitées, l'ESA compte surtout sur la station de poursuite de New Norcia (35 mètres) pour établir des contacts avec la sonde. Le volume des données scientifiques transmises quotidiennement depuis Mars a été estimé entre 1 et 6 Gbits.

Mars Express dispose enfin d'un dispositif radio (MAREES) pour capter les émissions UHF des atterrisseurs évoluant à la surface de Mars. Ce système sera en premier lieu utilisé pour relayer les communications avec l'atterrisseur Beagle 2.

Contrôle d'attitude

Une orientation précise de la sonde est fondamentale pour la réussite de la mission. Ainsi, pour transmettre ses données vers la Terre, l'antenne grand gain devra être pointée vers notre planète avec une précision de 0,15°. Pour connaître et contrôler en permanence son orientation (le terme "attitude" est généralement utilisé), Mars Express pourra s'appuyer sur trois systèmes :

  • deux caméras stellaires (des petits télescopes montés de part et d'autre de la plate-forme) qui permettront à la sonde d'identifier dans le ciel des groupements d'étoiles et de calculer ainsi sa position dans le ciel.
  • deux capteurs solaires (développés initialement pour la mission Rosetta) qui joueront le même rôle que les caméras stellaires en permettant à la sonde de naviguer au soleil.
  • deux plate-formes de navigation inertielle (une plate-forme principale et une autre de secours) équipées chacune de trois gyroscopes lasers (un pour chaque axe de rotation) et de trois accéléromètres. L'ensemble offrira un cadre de référence pour mesurer la rotation de la sonde sur elle-même. Les gyroscopes sont dérivés de ceux développés pour la mission Rosetta.

Pour modifier son orientation, en plus des 8 petits moteurs de contrôle d'attitude que nous avons déjà mentionné, Mars Express possède quatre roues à réaction montées sur la partie inférieure du bus. En modifiant la vitesse de ces roues, la sonde peut changer son attitude. Ce système sera en particulier utilisé lorsque la sonde évoluera autour de Mars, pour s'assurer que les instruments scientifiques ou l'antenne sont bien pointés dans la bonne direction (respectivement vers la surface de Mars ou vers la Terre).

Régulation thermique

Dans l'espace, les parties de la sonde exposées au soleil vont chauffer très rapidement (+150°C), alors que les parties plongées dans l'ombre seront soumises à des températures très basses (-100°C). Or les délicats composants électroniques ou les instruments ne peuvent pas s'accommoder de contrastes thermiques aussi importants. L'intérieur de la sonde est donc maintenu à une température relativement clémente de 10 à 20° C grâce à différentes techniques : couches d'isolants thermiques, éléments chauffants, etc. Cependant, les détecteurs infrarouges de deux instruments (PFS et Omega) devront être maintenus à -180°C, et la caméra haute résolution devra elle aussi être refroidie. Dans ce cas, le refroidissement est assuré par des radiateurs qui évacuent la chaleur dans le vide spatial (un milieu très froid à -270°C).

Le lanceur

Mars Express sera lancée par une fusée Soyouz/Fregat (fournie par la société Starsem). La fusée Soyouz, basée sur le lanceur soviétique R7, est d'une fiabilité extraordinaire. Le premier vol a eu lieu en 1963 et depuis, ce lanceur a volé plus de 1500 fois. Son taux de succès avoisine les 98 %.

La fusée Soyouz comprend normalement trois étages (qui fonctionnent tous en consommant un mélange oxygène/kérosène), mais dans le cas de Mars Express, un quatrième étage sera ajouté : l'étage Fregat. Ce nouvel étage est capable d'allumer et d'éteindre son moteur un grand nombre de fois. Pour Mars Express, deux allumages seront nécessaires. Le moteur de Fregat brûle un mélange UDMH / hydrazine tetroxide.

La mission

Lancement

Mars Express a décollé du cosmodrome de Baïkonour au Kazakhstan en temps et en heure, le 2 juin 2003 à 19:45 CET. L'arrivée sur Mars est prévue pour le 26 décembre 2003, soit six mois seulement après le lancement.

L'année 2003 est une année particulièrement propice pour l'envoi des sondes martiennes. En août 2003, nous serons effectivement en période d'opposition et Mars passera à moins de 56 millions de kilomètres de la Terre, une situation qui ne se répète que tous les 17 ans environ. Cette grande proximité explique le temps de voyage extrêmement court de Mars Express.

Juste après le lancement, la sonde sera d'abord placée sur une orbite circulaire de parking à 200 km d'altitude. Quelques heures plus tard, le moteur de l'étage Fregat sera mis à feu une seconde fois de façon à injecter la sonde sur une trajectoire martienne. Pour éviter que le moteur Fregat ne suive Mars Express et termine sa course en se crashant à la surface de la planète rouge, un léger décalage sera introduit dans la trajectoire de la sonde. Pour corriger cette erreur volontaire et remettre Mars Express sur ses rails, une manœuvre de correction de trajectoire aura lieu un peu plus tard.

Après l'abandon de l'étage Fregat, devenu inutile, Mars Express s'empressera de déterminer son orientation grâce à ses capteurs solaires. Les panneaux solaires, qui étaient repliés contre la plateforme de la sonde au moment du lancement, se déploieront sous la surveillance d'une petite caméra. Mars Express enverra alors des données de télémétrie au sol pour informer les ingénieurs de l'état de ses systèmes.

Phase de croisière

Une fois l'étape cruciale du lancement terminée, les navigateurs devront déterminer avec une grande précision la trajectoire suivie par la sonde. Pour cela, les stations au sol de New Norcia (Australie) et de Kourou (Guyane française) émettront des signaux radio et noteront le temps mis par le signal pour atteindre la sonde et revenir sur Terre. Deux jours après, une fois les calculs effectués, Mars Express recevra l'ordre d'exécuter sa première manœuvre de correction de trajectoire, en allumant pendant quelques minutes ses petits moteurs d'appoints. Les instruments scientifiques subiront simultanément de nombreuses vérifications avant d'être désactivés pour le long voyage vers la planète rouge. Une seconde manœuvre de correction de trajectoire aura lieu à mi-parcours.

Largage de Beagle 2

Un mois avant l'arrivée sur la planète rouge, les choses sérieuses commenceront avec les opérations devant conduire au largage de l'atterrisseur Beagle 2. Les moteurs d'appoints seront mis à feu pour placer Mars Express sur une trajectoire de collision avec Mars, qui permettra à Beagle 2 de se diriger vers son site d'atterrissage (l'atterrisseur ne possède effectivement pas de système de propulsion propre). La séparation aura lieu au dernier moment (soit cinq jours avant l'insertion en orbite de Mars Express), histoire d'obtenir le maximum de précision dans le "lancé". Le largage de Beagle 2 sera suivi grâce à une petite caméra de surveillance (VMC, Video Monitoring Camera), qui, espérons le, retransmettra ce moment historique en direct.

Immédiatement après l'éjection de l'atterrisseur britannique, Mars Express allumera pour la première fois son moteur principal pour modifier sa trajectoire et éviter une collision fatale avec Mars (qui sinon serait inévitable, étant donné que Mars Express s'est volontairement placée sur une trajectoire de collision pour permettre à son atterrisseur de rejoindre la surface de Mars). La nouvelle trajectoire autorisera la capture de l'orbiteur par le champ gravitationnel martien.

Insertion en orbite martienne

Mars Express va débouler dans la banlieue martienne à une vitesse très élevée. Si rien n'est fait, la sonde survolera la planète rouge sans se placer en orbite, et continuera sur une orbite héliocentrique. Pour s'insérer en orbite, le moteur principal sera mis à feu pendant 37 minutes, de manière à ralentir suffisamment la sonde. Lorsque la vitesse de l'orbiteur sera inférieure à la vitesse de libération de la planète (5,2 km/s, vitesse permettant à une sonde d'échapper à l'attraction martienne), celui-ci sera automatiquement happé par le champ de gravité martien, et se retrouvera en orbite.

L'orbite de Mars Express

Après l'insertion, Mars Express suivra une orbite elliptique grossière qui ne correspondra pas à celle désirée par les scientifiques : l'inclinaison (25°) sera incorrecte, et l'apoapse sera de surcroît trop éloigné de la planète Mars (188 000 km environ).

Quatre manœuvres propulsives, qui mettront le moteur principal à contribution, seront alors effectuées pour modifier l'inclinaison et diminuer l'altitude de l'apoapse. Pour réaliser ces corrections, le moteur devra être allumé à des endroits très précis de l'orbite : à l'apoapse pour l'inclinaison (qui devra atteindre la valeur de 86°, l'orbite étant pratiquement polaire), et au périapse pour la hauteur de l'apoapse.

Pour des questions de coût, Mars Express n'embarque malheureusement pas la quantité de carburant qui lui aurait permis de rejoindre l'orbite optimale pour la cartographie de Mars, c'est à dire une orbite circulaire. Contrairement aux dernières sondes de la NASA (Mars Global Surveyor, Mars Odyssey), Mars Express n'utilisera pas non plus l'aérofreinage pour modifier ses paramètres orbitaux. Cette technique, qui consiste à utiliser les hautes couches de l'atmosphère martienne pour freiner la sonde et modifier pas à pas les paramètres orbitaux, permet de réaliser des économies substantielles de carburant.

L'aérofreinage ayant été jugée trop risquée (pour l'instant, seule la NASA en a l'expérience) et trop coûteuse en temps, Mars Express devra se contenter d'une orbite elliptique moins favorable aux observations que les orbites circulaires traditionnellement suivies. Rappelons que l'aérofreinage de Mars Global Surveyor avait duré plus d'un an, la NASA ayant alors essuyé les plâtres (l'expérience acquise avait cependant permis à l'agence spatiale américaine de réaliser un sans faute avec Mars Odyssey, qui n'a mis que trois mois pour rejoindre son orbite de cartographie).

En ce qui concerne les paramètres orbitaux de l'orbite finale de cartographie de Mars Express, l'apoapse (le point le plus éloigné de la surface de Mars) sera dans un premier temps fixé à 11 560 km d'altitude, et le périapse (le point le plus proche de la surface de Mars) à 259 km. Sur cette orbite, la sonde mettra 7,5 heures pour boucler une révolution autour de Mars. Après 440 jours, l'orbite sera sensiblement modifiée : le périapse sera rehaussé (298 km), tandis que l'apoapse sera diminué (10 107 km). La période de révolution ne sera alors plus que de 6,7 heures.

Ces deux orbites offriront à la fois des périodes de jour pour certains instruments optiques (comme la caméra stéréoscopique haute résolution) et des périodes d'obscurité pour les observations radars. A chaque nouvelle orbite, pendant environ une demi-heure, Mars Express évoluera à moins de 1000 km de la surface martienne, situation idéale pour les opérations de cartographie. Contrairement à ce que l'on pourrait penser, les portions de l'orbite plus éloignées de la surface continueront à être mises à profit pour les observations scientifiques. La forme elliptique de l'orbite permettra effectivement d'observer la planète Mars depuis une large gamme de distance, et d'obtenir ainsi des images à différentes résolutions. La combinaison d'images ainsi collectées devrait nous donner une vision globale de la planète, impossible à obtenir avec un orbiteur évoluant toujours à la même altitude sur une orbite circulaire.

Comme nous l'avons signalé plus haut, une orbite elliptique ne présente cependant pas que des avantages. Ce type d'orbite est même déconseillé dans le cas d'une mission de cartographie, car il est particulièrement ardu de comparer des clichés pris à des distances différentes. L'orbite elliptique de Mars Express est en fait un compromis entre les objectifs scientifiques à remplir et les contraintes techniques (volume du carburant embarqué, aérofreinage écarté).

A chaque fois que Mars Express passera au plus proche de la surface de Mars (périapse), elle tournera sur elle-même pour pointer ses instruments vers la surface. Etant donné que l'antenne ne sera pas à ce moment là dirigée vers la Terre, les données ne pourront pas être transmises immédiatement après la collecte. Pendant la période d'observation scientifique, qui dure environ une heure et demi à chaque orbite, aucun contact n'est donc possible avec la sonde. Les données seront alors stockées sur des enregistreurs de bord d'une capacité de 12 gigabits, en vue d'une retransmission ultérieure. Grâce à son antenne UHF (MAREES), Mars Express pourra également recevoir les données en provenance de Beagle 2 à chaque fois qu'elle survolera le site d'Isidis Planitia.

La phase de retransmission commence au moment ou Mars Express s'éloigne sensiblement de la planète. L'orbiteur modifie alors son orientation pour pointer son antenne grand gain vers la Terre et établir une communication avec les stations au sol. Chaque session de communication durera en moyenne 6 heures.

Mars Express devait se placer en orbite martienne en même temps que la sonde japonaise Nozomi, avant de travailler de concert avec cette dernière (l'orbite équatoriale de Nozomi étant complémentaire de celle de Mars Express). La petite sonde japonaise aurait dû initialement arriver sur Mars en octobre 1999, mais un incident touchant son système de propulsion a compromis dès le début sa mission. Placée sur une nouvelle trajectoire, Nozomi était désormais contrainte de tourner quatre années supplémentaires au sein du système solaire avant d'espérer pouvoir atteindre la planète rouge. Malheureusement, au mois d'avril 2002, la sonde essuya une tempête solaire qui désactiva son système de télécommunication et court-circuita le système de distribution d'énergie. Si les communications purent être rétablies par la suite, le système d'alimentation électrique ne réagit à aucune des tentatives de remise en marche des ingénieurs japonais. Le 14 décembre 2003, Nozomi dépassa Mars à une altitude de 894 kilomètres, et allât se perdre dans l'espace interplanétaire. La collaboration prévue dans le cadre d'une mission "tandem" entre l'agence spatiale européenne et l'agence spatiale japonaise n'aura donc pas lieu.

La mission de Mars Express doit normalement s'étendre sur une année martienne, soit deux années terrestres. Durant cette période, le point de l'orbite le plus rapproché de la surface martienne sera régulièrement décalé pour permettre une couverture totale de la planète rouge, le tout sous des angles différents. Mars Express est cependant conçue pour continuer à fonctionner pendant aux moins deux années terrestres supplémentaires après sa mission principale. Elle pourra ainsi épauler les futures missions martiennes en jouant le rôle de relais de transmission radio. Notons que Mars Express devait à l'origine supporter l'expérience NEIGE de la mission NetLander et aider à la localisation en orbite des containers de la mission de retour d'échantillons. Le programme international d'exploration de Mars ayant été chamboulé, ces deux objectifs ne sont malheureusement plus d'actualité.

Mars Express, mission essentielle de l'ESA

Mars Express ne représente pas seulement la première mission martienne de l'agence spatiale européenne, mais elle constitue aussi un précurseur, un pilote pour des missions futures. L'ESA va en effet appliquer et tester avec Mars Express de nouvelles méthodes de travail, qui pourront ensuite être étendues aux prochaines missions de l'agence spatiale. Les concepts mis en oeuvre ne sont pas sans rappeler les fameux better, faster, cheaper appliqués avec plus ou moins de bonheur par la NASA. Une politique qui a connu son heure de gloire après l'incroyable réussite de la mission Pathfinder, mais qui est ensuite devenue un vif sujet de controverse suite aux pertes catastrophiques des sondes Mars Climate Orbiter et Mars Polar Lander.

Le coût total de la mission (développement, lancement, opérations) ne dépasse pas les 300 millions d'euros, soit la moitié du coût des missions précédentes. Pour réaliser des économies, l'ESA s'est appuyée sur plusieurs techniques.

La première concerne la réutilisation de matériels existants. Comme nous l'avons vu dans la description de la sonde, de nombreux systèmes mis en oeuvre pour Mars Express ont été développés pour la mission Rosetta (dont l'objectif est d'effectuer un rendez-vous avec une comète).

Avec Rosetta, Mars Express partage l'ordinateur de bord, les transpondeurs (émetteur et récepteur en bande S et X), l'antenne faible gain, les gyroscopes lasers et les accéléromètres des centrales de navigation inertielle, l'articulation des panneaux solaires, l'unité de contrôle des panneaux solaires (gestion de la puissance maximale générée), le système de distribution de l'énergie électrique et enfin les interfaces entre l'ordinateur de bord et les différents systèmes (instruments, capteurs du système de contrôle d'attitude). Les composants n'ayant aucun point commun avec Rosetta ne représentent pas plus de 20 % de l'ensemble : on y trouve les panneaux solaires, la plate-forme, l'interface avec l'étage Fregat et quelques systèmes électroniques de bord (stockage des données, logiciels). D'autres éléments utilisés pour Mars Express, comme les réservoirs, les moteurs d'appoint ou encore le moteur principal ont également été développés pour d'autres missions de l'ESA. Les panneaux solaires proviennent des satellites du réseau Globalstar.

Pour Mars Express, L'ESA a également appliqué de nouvelles méthodes de management. Les différentes phases du calendrier (depuis la conception jusqu'au lancement) ont été sensiblement raccourcies. La phase de conception et de développement a duré ainsi moins de quatre années, contre plus de six pour les missions précédentes.

Enfin, l'ESA a également su réduire les coûts liés au lancement, grâce en particulier au choix du lanceur, le couple Soyouz/Fregat offrant un excellent rapport qualité/prix. Si l'étage Fregat est un élément relativement nouveau, le lanceur lui-même possède une fiabilité exceptionnelle. Notons que si l'étage Fregat n'avait pas passé avec succès les tests de qualification, Mars Express aurait pu prendre place à bord d'un lanceur américain Delta II.

Les instruments scientifiques

La charge utile embarquée sur Mars Express comporte 9 instruments : trois instruments dédiés à l'observation de la surface (le radar MARSIS, la caméra HRSC et le spectro-imageur OMEGA), trois instruments pour l'étude de l'atmosphère (les deux spectromètres PFS et SPICAM ainsi que l'analyseur de plasma ASPERA-3), auxquels s'ajoutent les dispositifs radio permettant de communiquer avec la Terre ou les atterrisseurs en surface (et qui sont également mis à contribution pour l'expérience radio MaRS), ainsi que l'atterrisseur britannique Beagle 2. Le dernier composant de la charge utile est une petite caméra que l'agence spatiale européenne impose désormais sur toutes ses missions. Cette caméra noir et blanc de surveillance doit permettre de contrôler le bon déploiement des panneaux solaires, ainsi que les conditions de largage de Beagle 2.

MARSIS (Subsurface Sounding Radar/Altimeter, Italie/Etats-Unis) :

MARSIS est un radar altimétrique multifréquence de subsurface à synthèse d'ouverture qui comprend une antenne principale couplée à une antenne secondaire chargée d'isoler la réflexion du sous-sol. Le terme barbare de synthèse d'ouverture fait simplement référence à des techniques de traitements mathématiques qui permettent de créer une antenne virtuelle de taille plus importante que l'antenne réelle du radar. Le radar, y compris l'antenne, pèse environ 12 kg.

MARSIS fonctionne de manière optimale en pleine nuit, à une altitude inférieure à 800 km (ces conditions se produisent pendant environ 30 minutes au cours de chaque orbite). La nuit, l'ionosphère martienne est effectivement beaucoup moins active qu'en journée. En plein jour, le soleil ionise effectivement les composés de la haute atmosphère, en provoquant la formation d'un plasma (une soupe d'ions et d'électrons). Or les plasmas sont des milieux qui réfléchissent très bien certaines ondes radio. En journée, l'ionosphère réfléchirait les pulses émises par le radar de Mars Express, les empêchant ainsi d'atteindre la surface. Notons que cette réflexion parasite permet néanmoins aux scientifiques d'étudier l'ionosphère, ce qui constitue d'ailleurs l'un des objectifs secondaires de MARSIS, comme nous le ferons plus loin.

Une fois déployé après la mise en orbite, l'antenne de 40 mètres d'envergure de MARSIS va émettre un signal radio dans deux fréquences différentes (1,3 et 5,5 MHz), ce qui va lui permettre de percer la croûte martienne sur 2 à 3 kilomètres, avec la possibilité de descendre à 5 kilomètres si les conditions s'avèrent favorables.

Par rapport à MARSIS, un radar fonctionnant dans des fréquences plus grandes offrirait une résolution bien meilleure. Cependant, ce type de radar (comme SHARAD) pourrait seulement sonder la surface martienne sur une profondeur de quelques dizaines à quelques centaines de mètres. Si ce type d'instrument permettrait de s'affranchir de la couche sableuse et poussiéreuse qui recouvre tel un manteau la totalité de la surface martienne, il ne serait d'aucune utilité pour étudier les profondeurs de la croûte martienne.

L'objectif principal de MARSIS est d'étudier la distribution de l'eau et de la glace dans la partie supérieure de la croûte martienne. En analysant les réflexions d'ondes radio sur plusieurs kilomètres de profondeur, il révélera la structure du sous-sol et sera capable de distinguer des sols secs, humides ou gelés. Notons ici que le radar n'est pas capable de détecter directement de l'eau ou de la glace. Il met simplement en évidence les discontinuités du sous-sol. Pour bien comprendre ce point, admettons que le sous-sol martien soit constitué de trois couches : une couche sèche, une couche riche en glace et enfin une couche riche en eau. De part leur nature, ces couches possèderont des propriétés physiques (en particulier électriques) différentes et ne se comporteront pas de la même manière vis à vis des ondes radio. Lorsque cette surface hypothétique sera sondée au radar, nous ne verrons que les transitions entre les différentes couches du sous-sol (dans notre exemple, deux discontinuités), et pas la nature des couches elles-mêmes. Aux scientifiques ensuite d'interpréter les résultats et de définir la nature des matériaux situés de part et d'autre de chaque discontinuité. Notons que le délai dans l'arrivée des différents échos radars permettra de mesurer la profondeur des différentes discontinuités. Grâce à MARSIS, nous saurons donc non seulement si le sous-sol de Mars renferme des poches de glace ou d'eau, mais aussi à quelles profondeurs elles se situent. L'instrument permettra également de mesurer l'épaisseur des dépôts de sable dans les secteurs dunaires, ou de distinguer différentes coulées de lave au niveau des régions volcaniques.

La détection de réservoirs d'eau et de glace aura des retombées particulièrement importantes dans des domaines tels que l'hydrologie, la géologie, la climatologie sans oublier l'exobiologie. Même si la sonde Mars Odyssey a d'ores et déjà détecté de grandes quantités de glace dans le premier mètre de la surface martienne, seul MARSIS permettra de valider les principales hypothèses ayant trait à la problématique de l'eau sur Mars.

Trois objectifs secondaires ont également été assignés au radar de Mars Express. Celui-ci sera effectivement utilisé comme altimètre pour générer une carte topographique avec une résolution supérieure à 10 km. Il permettra également d'étudier les propriétés de la surface martienne, comme la rugosité ou le coefficient de réflexion de Fresnel. Il fournira enfin des renseignements sur la densité électronique de l'ionosphère. Comme nous l'avons vu, cette couche de l'atmosphère riche en ions peut jouer un rôle important dans la propagation des signaux radio de basse fréquence.

HRSC (High Resolution Stereo Colour Imager, Allemagne) :

La caméra stéréoscopique haute résolution HRSC va fournir une couverture couleur, en 3 D, à haute résolution et avec des angles de prises de vues multiples (sans déplacement de la sonde) de la planète Mars. Elle retournera des images d'une qualité sans précédent de la surface, de l'atmosphère et des deux satellites martiens. Les objectifs de cette caméra sont :

  • la caractérisation de la structure et de la morphologie de la surface martienne à haute (10 mètres/pixel) et très haute (2 mètres/pixel) résolution spatiale.
  • la caractérisation de la topographique de la surface martienne à haute résolution (spatiale et verticale).
  • l'étude de l'évolution géologique de la surface martienne et la détermination stratigraphique des principaux événements géologiques.
  • le classement des différents types de terrains grâce au système d'imagerie couleur à haute résolution spatiale.
  • l'affinage des données géodésiques martiennes.
  • l'acquisition des données sur la structure de la croûte martienne et l'élasticité de la lithosphère.
  • l'étude de l'évolution du volcanisme martien et de son influence sur l'environnement martien.
  • l'étude de l'histoire climatique de Mars et en particulier du rôle joué par l'eau.
  • l'analyse des interactions surface-atmosphère et des processus éoliens.
  • l'analyse des phénomènes atmosphériques (tourbillons de sable, nuages, aérosols).
  • la caractérisation des sites d'atterrissage (anciens ou nouveaux), et le support éventuel des expériences des atterrisseurs et des activités liées à l'exobiologie.

La caméra HRSC s'articule autour de dix canaux, qui possèdent chacun leur propre capteur CCD. Sur ces canaux, 4 enregistreront une image dans différentes longueurs d'ondes. La même région de la surface martienne sera également observée par 5 autres canaux possédant chacun un angle de prise de vue différent, ce qui permettra ultérieurement de produire des vues en 3D. Grâce à ces images, les scientifiques pourront étudier les reliefs de la planète Mars avec une résolution verticale similaire à la résolution spatiale de l'instrument. Ces vues ne seront cependant pas aussi précises que les mesures effectuées par l'altimètre laser MOLA de la sonde Mars Global Surveyor. Le dernier canal qui équipe la caméra n'est autre que le canal à super haute résolution (2 mètres/pixel).

L'instrument ne possédait pas à l'origine de canal à super haute résolution, ce dernier n'ayant été rajouté par l'ESA qu'après la perte de la sonde américaine Mars Climate Orbiter en 1999. Grâce à cette amélioration de dernière minute, la caméra HRSC pourra transmettre des vues de la surface martienne montrant des détails sans précédents, et les images seront presque aussi précises que celles renvoyées par la caméra MOC de la sonde Mars Global Surveyor. Autre avantage par rapport à la caméra de Mars Global Surveyor, lors des prises de vue le champ de vision du canal à super haute résolution apparaîtra sur les images à moyenne résolution. Ce cadre de référence permettra de localiser instantanément la région qui a été photographiée, et évitera ainsi de fastidieux travaux de corrélation.

Pendant la durée nominale de la mission (une année martienne, soit deux années terrestres), la caméra couvrira 1 % de la surface de Mars à haute résolution, 50 % à une résolution de 12 à 15 mètres/pixel et 70 % à une résolution inférieure à 30 mètres/pixel. Les images obtenues permettront de faire le lien entre les clichés à très haute résolution des missions américaines (Mars Global Surveyor, 1,5 mètres/pixel) et les clichés basse résolution des missions Viking. Mars Express va donc participer à la reconnaissance optique complète à haute résolution de la planète rouge, qui est pour l'instant le domaine de chasse gardé de la NASA. La caméra HRSC est une amélioration d'un modèle de vol de la caméra HRSC embarquée par la sonde Mars 96.

OMEGA (Infrared mapping spectrometer, France) :

L'instrument OMEGA (Observatoire Martien pour l'étude de l'Eau, des Glaces et de l'Activité) est un spectromètre fonctionnant dans le visible et le proche infrarouge qui combine astucieusement spectrométrie et imagerie pour déterminer la composition minéralogique de la surface et la composition moléculaire de l'atmosphère martienne. Pour cela, il analyse le spectre de la lumière solaire réfléchie par la surface et diffusée ensuite par l'atmosphère. L'émission thermique de la surface est étudiée de la même manière.

OMEGA a été mis au point par l'Institut d'Astrophysique Spatiale d'Orsay, sous la direction de J.P. Bibring. Il faisait initialement partie de la mission Mars 96. D'un poids de 29 kg, OMEGA possède deux canaux, l'un fonctionnant dans le domaine du visible (de 500 nm à 1 µm), l'autre dans le domaine de l'infrarouge (1 µm à 5,2 µm). Pour chaque pixel des capteurs CCD, l'instrument est capable d'enregistrer un spectre complet dans le visible et l'infrarouge.

OMEGA va permettre de répondre à des questions majeures comme la structure interne de Mars, son évolution géologique et chimique, l'activité passée de la planète, les variations qui affectent sa surface, ou encore les mécanismes impliqués dans les cycles de l'eau et du CO2. Il va grandement contribuer à la compréhension de l'évolution de Mars à différentes échelles, depuis des temps géologiques jusqu'aux variations saisonnières. OMEGA va cartographier la totalité de la surface martienne à une résolution moyenne de 1 à 4 km/pixel, pour une altitude de prise de vues variant de 1000 à 4000 km. Il pourra également observer de manière plus précise des parcelles de terrains préalablement sélectionnées (et qui représenteront quelques % de la surface martienne) à une résolution de 100 mètres par pixel, lors de survol à 300 km d'altitude. A cette résolution, il sera possible de :

  • caractériser la composition minéralogique de la surface martienne et faire la différence entre des silicates, des minéraux hydratés, des oxydes, des carbonates, des dépôts organiques et de la glace. Ces informations seront très importantes pour la sélection de sites d'atterrissage à forte potentialité en vue de la recherche d'une éventuelle vie martienne.
  • étudier la distribution spatiale et temporelle du CO, du CO2 et de la vapeur d'eau atmosphérique.
  • étudier la distribution spatiale et temporelle des aérosols et de la poussière dans l'atmosphère martienne.
  • observer les processus du transport de la poussière.

SPICAM UV (UV Atmospheric Spectrometer, France) :

L'atmosphère de Mars contient, comme celle de la Terre, de l'ozone et de la vapeur d'eau. La concentration d'ozone est cependant beaucoup plus faible que sur Terre, et les rayons solaires UV frappent durement la surface martienne. L'ozone de l'atmosphère martienne constitue néanmoins une forte source d'oxydation au niveau du sol, qui pourraient détruire d'éventuelles molécules organiques (si elles existent, ces dernières seraient également annihilées par les radicaux OH produits par les réactions chimiques entre l'ozone et l'eau. Sur Terre, ces radicaux constituent les détergents naturels de l'atmosphère). Le spectromètre SPICAM, qui fonctionne dans le domaine de l'ultraviolet (118 à 320 nm), est essentiellement un détecteur d'ozone.

Sur Mars, la plus forte bande d'absorption de l'ozone se situe aux alentours de 250 nm, et cette bande apparaît clairement dans le spectre de la lumière solaire réfléchie par le sol. C'est d'ailleurs en suivant cette méthode que la sonde Mariner 9 a détecté pour la première fois de l'ozone dans l'atmosphère martienne. Le SPICAM va permettre de mesurer de manière quantitative l'ozone et les agents oxydants de l'atmosphère martienne, ainsi que les radiations UV qui atteignent la surface de la planète rouge. Ces données permettront d'étudier les réactions d'oxydations auxquelles est soumise la surface martienne, et part la même de préciser l'environnement dans lequel la vie a pu se développer sur Mars. Rappelons que pour de nombreux exobiologistes, les résultats déconcertants des expérimentations biologiques embarquées sur les atterrisseurs Viking seraient à mettre sur le compte de l'extrême oxydation du sol martien.

SPICAM devra également dresser le profil vertical (c'est à dire les variations en fonction de l'altitude) de l'ozone et du CO2 lors des occultations stellaires. Une occultation stellaire se produit lorsqu'une étoile (qui peut éventuellement être notre soleil) passe derrière le disque martien. Au cours de cet événement, la lumière de l'étoile traverse pendant un temps très court l'atmosphère martienne, avant de disparaître définitivement aux yeux de l'observateur. L'absorption progressive par l'atmosphère de la lumière de l'étoile dans plusieurs zones du spectre lumineux permettra de recueillir des informations sur les aérosols, les nuages, l'ozone ou encore le CO2. Etant donné que l'atmosphère martienne est principalement constituée de dioxyde de carbone, l'étude de la distribution de ce gaz permettra de connaître les variations de densité et de température de l'atmosphère selon l'altitude. Ces informations se révèlent essentielles pour les sondes qui tirent profit de l'atmosphère martienne pour modifier leur orbite (aérofreinage) ou s'insérer en orbite martienne (aérocapture).

Enfin, l'observation spectroscopique de la haute atmosphère dans le domaine ultraviolet nous donnera des informations sur l'ionosphère au travers des émissions de certains composés ionisés comme le CO+ et le CO2+. Ces molécules, qui sous l'effet du rayonnement solaire ont perdu des électrons, émettent naturellement des rayons ultraviolets très énergétiques dans des longueurs d'onde caractéristiques (entre 200 et 290 nm). Ces émissions renseignent les scientifiques sur la structure de l'ionosphère. L'interaction directe avec le vent solaire et les phénomènes d'échappement de l'atmosphère, cruciaux pour une compréhension à long terme de l'évolution de l'atmosphère martienne, seront aussi abordés.

SPICAM fonctionnera dans trois modes différents, adaptés aux mesures que nous venons de décrire : le mode "nadir", ou l'instrument sera directement pointé vers la surface de Mars (mesure de l'ozone), le mode "occultation" ou l'instrument pointera une étoile en train de disparaître derrière le disque martien (réalisation des profils), et le mode "limbe", durant lequel l'instrument étudiera la faible émission ultraviolette de la haute atmosphère en scannant les bords du disque martien.

SPICAM faisait initialement partie de la mission Mars 96. Similaire au spectromètre embarqué sur la sonde Rosetta de l'ESA, il a été mis au point par le Service d'aéronomie du CNRS de Verrières-le-Buisson, sous la direction de J.L. Bertaux.

Suite à la perte de la sonde Mars Climate Orbiter, un canal infrarouge (travaillant entre 1 µm et 1,7 µm) été ajouté à l'instrument SPICAM, pour lui permettre d'étudier avec encore plus de précision l'atmosphère martienne et de récupérer quelques-unes des données que la sonde américaine aurait du nous transmettre, si elle avait réussi sa manœuvre d'insertion orbitale le 23 septembre 1999. Ce canal fonctionnera uniquement en mode "nadir", et permettra de mesurer la quantité de vapeur d'eau, qui absorbe aux alentours de 1,38 µm.

PFS (Atmospheric Fourier Spectrometer, Italie) :

L'atmosphère martienne est principalement composée de dioxyde de carbone et d'azote, mais d'autres gaz sont aussi présents en plus petites quantités, comme la vapeur d'eau ou l'ozone, dont nous avons parlé précédemment. L'objectif principal du PFS est d'étudier la distribution globale de la vapeur d'eau et des autres constituants mineurs de l'atmosphère martienne avec une précision bien supérieure à celle des missions précédentes. Ces molécules seront identifiées par leur absorption dans certaines régions du spectre de la lumière solaire, ou par la chaleur qu'elles émettent naturellement lorsqu'elles sont excitées.

Le PFS est un spectromètre infrarouge optimisé pour l'étude de l'atmosphère. Son domaine s'étend de 1,2 µm à 5 µm pour le proche infrarouge et de 5 µm à 45 µm dans l'infrarouge lointain. Le PFS est similaire au canal infrarouge qui équipe l'instrument OMEGA, la principale différence portant sur l'intervalle des longueurs d'onde scannées, intervalle bien plus important pour le PFS. La résolution spectrale est de 2 cm-1. Quant à la résolution spatiale, elle est de 10 km/pixel pour le proche infrarouge, et de 20 km/pixel pour l'infrarouge lointain (le tout pour une altitude de 300 km). Comme certains instruments décrits précédemment, le PFS faisait initialement partie de la mission Mars 96. Ses objectifs principaux sont :

  • l'étude à long terme de la température dans les basses couches de l'atmosphère (de la surface jusqu'à 40 à 60 km d'altitude).
  • la mesure des variations des constituants mineurs de l'atmosphère martienne (CO, vapeur d'eau, mais aussi formaldéhyde et méthane). Les scientifiques s'attendent entre autre à détecter du formaldéhyde au niveau des pôles. Cette molécule trouverait dans cette région des conditions particulièrement propices à sa synthèse : glace de dioxyde de carbone (à la surface de laquelle auraient lieu les réactions), vapeur d'eau en quantité appréciable et particules énergétiques provenant du vent solaire. Quant au méthane, il pourrait indiquer l'existence d'organismes vivants, et il représente à ce titre une cible majeure pour Beagle 2.
  • la redéfinition du rapport deutérium/hydrogène.
  • l'étude des propriétés optiques des aérosols (poussière, nuage de glace), et en particulier la taille, la distribution et la composition chimique des particules.
  • l'étude du bilan radiatif de l'atmosphère et l'influence des aérosols.
  • l'étude de la circulation atmosphérique globale.
  • l'exploration de la surface martienne (température, inertie thermique d'après les variations thermiques journalières, composition minéralogique, nature et changement de composition des condensats, dispersion au niveau du sol, détermination des altitudes par mesure de la pression atmosphérique, échanges surface/atmosphère).

ASPERA-3 (Energetic Neutral Atoms Analyser, Suède) :

Mars est soumise, comme les autres planètes, à un flux de plasma qui émane du soleil, le vent solaire. Un plasma est un milieu bien particulier, constitué d'un mélange d'ions (noyaux atomiques chargés positivement) et d'électrons. L'objectif principal d'ASPERA-3 est d'étudier l'interaction de l'atmosphère martienne avec le vent solaire, ce dernier pouvant être responsable de la fuite dans l'espace de bons nombres de composés (comme la molécule d'eau). Le vent solaire est normalement stoppé par le champ magnétique global qui entoure une planète, mais si ce dernier vient à disparaître, la planète n'a plus aucun moyen d'empêcher le vent solaire d'interagir avec son atmosphère, et de provoquer l'échappement de celle-ci dans l'espace.

ASPERA va utiliser une technique connue sous le nom d'ENA (imagerie d'atomes neutres) pour visualiser les concentrations de gaz neutres et ionisés autour de la planète Mars. En observant les fuites de gaz atmosphériques provoquées par le vent solaire, cet instrument devrait permettre d'estimer la quantité d'atmosphère que Mars a perdu dans l'espace depuis sa formation. Les objectifs et les capacités d'ASPERA-3 en font un instrument unique, dont les résultats sont attendus avec impatience par la communauté scientifique. ASPERA-3 comporte quatre senseurs dont deux (l’analyseur ionique IMA et le spectromètre à électrons ELS) sont fournis dans le cadre des « missions d’opportunité » du programme Discovery de la NASA.

Les différents senseurs qui composent l'instrument sont complémentaires les uns des autres. Le détecteur de particules neutres (NPD) va fournir des informations sur les atomes ayant interagit avec le vent solaire (en particulier l'hydrogène et l'oxygène, dans une gamme d'énergie de 0,1 à 10 keV), mais il sera incapable de déterminer avec précision l'endroit d'où ils proviennent. Ce sera le travail de l'imageur de particules neutres (NPI), qui peut localiser les régions ou le vent solaire interagi avec l'atmosphère, sans pouvoir identifier les atomes impactés.

De son côté, l'analyseur ionique IMA va mesurer le flux et la masse des ions provenant de n'importe quelle direction de l'espace. Le vent solaire qui frappe Mars est principalement constitué de protons, c'est à dire d'atomes d'hydrogène ionisés. De son côté, la haute atmosphère martienne contient majoritairement des atomes d'oxygène, qui sont beaucoup plus lourds que les atomes d'hydrogène (n'allez cependant pas croire que l'atmosphère martienne est riche en oxygène et serait respirable : si à 100 km d'altitude les atomes d'oxygène sont bien représentés, ce n'est absolument pas le cas pour la basse atmosphère. De plus, la haute atmosphère est un milieu incroyablement ténu, déjà très proche du vide). Ainsi, en pesant simplement les ions, l'instrument IMA pourra déterminer leur provenance, solaire ou martienne.

Enfin, comme son nom l'indique, le spectromètre à électrons ELS va étudier le flux d'électrons dans un domaine d'énergie de 1 à 20 000 eV. Les électrons, qui sont éjectés lorsqu'un atome est ionisé par le vent solaire, conservent des informations importantes sur l'atome auxquels ils appartenaient. leur étude permettra donc de savoir quels sont les atomes que le vent solaire ionise préférentiellement.

Point intéressant, l'équipe responsable d'ASPERA possède également un instrument (Ion Mass Imager) sur la sonde Nozomi, ce qui va lui permettre de réaliser d'intéressantes mesures couplées. L'instrument ASPERA faisait initialement partie de la mission Mars 96.

MaRS (Mars Radio Science Experiment, Allemagne) :

Cette expérimentation radio a pour objectif de sonder l'atmosphère martienne lors des passages de la sonde derrière Mars. Avant de disparaître derrière le globe planétaire, le faisceau radio de l'émetteur de Mars Express traversera brièvement la fine couche d'atmosphère martienne, et subira alors des modifications porteuses d'information. Cette technique, connue sous le nom d'occultation, a été mise en oeuvre dès 1965 avec la sonde Mariner 4. A la différence de cette dernière, Mars Express va cependant utiliser non pas une, mais deux fréquences radio différentes (bande S et X). La bande X servira à dresser les profils verticaux de température et de pression (depuis le sol jusqu'à 50 km) avec une résolution verticale de 100 mètres. Les ondes radio appartenant à la bande S étant sensibles au plasma (mélange d'ions et d'électrons), la technique d'occultation permettra également d'étudier la densité électronique de l'ionosphère (de 90 à 300 km d'altitude), avec une résolution de 100 électrons/cm3.

Grâce à l'analyse des changements de fréquence des signaux radios (décalage doppler), la vitesse de la sonde par rapport à la station de réception au sol peut également être mesurée avec une précision incroyable. Or la vitesse de la sonde est subtilement modifiée par le champ de gravité martien. Lorsque la sonde survole une région présentant un excèdent de masse (par exemple le dôme de Tharsis et ses immenses volcans), la sonde est très légèrement attiré vers la surface, et sa vitesse varie. Inversement, lorsque la sonde passe à l'aplomb d'une région affichant un déficit de Mars, la sonde a tendance à s'écarter de façon infime de la planète (ce phénomène est expliqué plus en détails ici).

L'étude des infimes variations de vitesse de la sonde sur son orbite, déduites de l'analyse des signaux radios, permet donc de cartographier le champ de gravité de Mars, et d'identifier les régions présentant des anomalies (c'est à dire des régions ou le champ de gravité ne peut pas être déduit de la topographie, comme dans le cas d'une augmentation de la gravité au-dessus d'une région sans reliefs). Couplées avec une carte topographique détaillée (comme celle qui sera établie par la caméra stéréo HRSC), ces informations permettront de sonder la structure interne de la planète rouge et de réaliser une carte en 3D de la croûte, voire de la lithosphère.

L'expérience radio doit également permettre d'étudier les propriétés diélectriques du sol et son pouvoir dispersant. Pour cela, Mars Express pointera son antenne grand gain vers la surface de Mars et émettra des pulses d'ondes radio (bande X). Une fois réfléchies par la surface martienne, ces ondes seront captées par les stations d'écoute terrestres, ce qui permettra de définir la rugosité de la surface, et de la comparer aux données recueillies par d'autres instruments. Enfin, des expériences d'astrophysique seront aussi au programme, comme l'étude de la couronne solaire dans le domaine radio pendant la conjonction de 2004.

Pour en savoir plus :

Go ! Chroniques martiennes : De l'eau au pôle sud : réflexion sur le premier résultat de Mars Express.
Go ! Chroniques martiennes : Mars Express, satellite martien de l'Europe.
Go ! L'atterrisseur britannique Beagle 2.
Go ! L'orbiteur japonais Nozomi.
Go ! L'eau et la glace sur Mars
Go ! Liste de liens concernant la mission Mars Express (page de bibliographie).

Le lanceur Soyouz (ou plutot Molnya !)

La sonde Mars Express sera lancée à bord d'une fusée Soyouz/Fregat à quatre étages. Le premier étage est constitué par les accélérateurs latéraux en faisceaux. Le corps central forme le deuxième étage, lui-même surmonté d'un troisième étage. L'étage supérieur Fregat de mise à poste se trouve à l'intérieur de la coiffe. Le lanceur Soyouz possède une fiabilité exceptionnelle et un excellent rapport qualité/prix, ce qui permet à l'Agence Spatiale Européenne de réaliser une belle économie sur les coûts du lancement, qui sont traditionnellement élevés (Crédit photo : droits réservés).

Lancement de Mars Express

Décollage de nuit pour la sonde Mars Express, qui s'est envolée en direction de la planète rouge le 2 juin 2003 à 19:45 heure française (Crédit photo : droits réservés).

L'etage supérieur Fregat

L'étage supérieur du lanceur Soyouz (le quatrième) est un nouvel étage baptisé Fregat. Son moteur est capable de s'allumer et de s'éteindre un grand nombre de fois. L'injection de Mars Express vers la planète rouge nécessitera seulement deux allumages. Sur ce dessin d'artiste, on distingue l'étage Fregat (avec ses quatre réservoirs sphériques et la tuyère de son moteur en bas), la sonde Mars Express (notez les panneaux solaires bleus repliés et l'antenne grand gain estampillée ESA), et enfin le petit atterrisseur britannique de 60 kg Beagle 2 (30 kg une fois au sol), fixé au sommet de l'orbiteur (Crédit photo : droits réservés).

Insertion orbitale

Dans la nuit du réveillon de Noël 2003, Mars Express a mis à feu son moteur principal pour une durée de 37 minutes. Au terme de cette manoeuvre propulsive, qui l’a amené à survoler la surface martienne à une altitude de 414 km, la sonde s’est retrouvée sur une orbite équatoriale très elliptique (400 kilomètres sur 188 000 kilomètres) autour de la planète rouge (Crédit photo : ESA/MediaLab).

L'orbiteur Mars Express

Le 16 novembre 1996, Mars 96 décolle du cosmodrome de Baïkonour. Cette sonde, joyau de l'exploration spatiale martienne, possédait un équipement scientifique sans égal. Son échec au lancement a été une véritable tragédie pour la communauté scientifique (certains chercheurs avaient passé plus de 10 années de leur vie à préparer cette mission). Pour tenter de limiter ce gâchis sans nom et de récupérer une partie du travail qui avait été consacré à la charge utile de Mars 96, l'Agence Spatiale Européenne (ESA) décide de mettre sur pied la mission Mars Express. La sonde sera conçue et réalisée par Matra Marconi Space, qui a passé contrat avec l'ESA. Le coût de la mission avoisine les 300 millions d'euros (Crédit photo : ESA/MediaLab).

Mars Express

L'orbiteur va emporter avec lui certains des instruments de la sonde Mars 96, dont une caméra et une série de spectromètres. Mars Express va observer la surface martienne (photographies à très haute résolution, composition minéralogique) et l'atmosphère martienne (composition, interaction avec le vent solaire) pendant deux années terrestres. La sonde doit également délivrer un petit atterrisseur britannique, Beagle 2, qui réalisera des expériences de géochimie et d'exobiologie (Crédit photo : ESA/MediaLab).

Représentation du sous-sol martien

L'un des principaux objectifs de Mars Express sera de détecter la présence d'eau ou de glace dans le sous-sol martien, grâce à un radar. Si Mars a possédé dans sa jeunesse de vastes quantités d'eau, celle-ci n'existe plus aujourd'hui qu'à l'état de traces en surface ou dans l'atmosphère. On pense que la majeure partie de l'eau est stockée dans le sous-sol, d'abord sous forme de glace, puis, à plus grande profondeur, sous forme d'eau liquide (Crédit photo : ESA/MediaLab).

Le radar de Mars Express

Mars Express sera la première sonde capable de détecter de l'eau ou de la glace dans le sous-sol martien. Le spectromètre GRS embarqué sur Mars Odyssey en est également capable, mais il ne peut pénétrer la surface martienne que sur 1 mètre environ. Grâce à une antenne de 40 mètres émettant des ondes de basse fréquence, MARSIS pourra sonder le sous-sol jusqu'à une profondeur de 5 kilomètres. L'analyse des échos renvoyés par les différentes couches de terrain nous permettra alors de dresser une carte de la structure et de la composition des premiers kilomètres de la croûte martienne (Crédit photo : ESA/MediaLab).

Image radar du Nil obtenue par SIR- C/X-SAR (Spaceborne Imaging Radar C/X-Band Synthetic Aperture Radar)

L'image radar ci-dessous, obtenue par l'instrument SIR-C embarqué sur la navette spatiale Endeavour en avril 1994, donne une petite idée des potentialités du radar de Mars Express. Le cliché supérieur, obtenu dans l'infrarouge par la navette spatiale Columbia en novembre 1995, montre le lit du Nil qui méandre sur les étendues désertiques du Sahara au Soudan. L'image inférieure, prise cette fois-ci dans le domaine radar, permet d'apercevoir l'ancien lit d'une rivière (flèche noire) enfouie sous des tonnes de sable, et totalement invisible de la surface. En étant capable de sonder la croûte martienne sur plusieurs kilomètres de profondeur, le radar de Mars Express mettra peut-être lui aussi à jour d'anciennes rivières martiennes aujourd'hui enterrées sous d'épaisses couches de sédiments (Crédit photo : NASA/JPL).

Le radar MARSIS déployé

Avec un retard de plus d'un an, la sonde Mars Express a déployé son radar le 17 juin 2005. En étudiant numériquement le déploiement du radar Marsis grâce à un logiciel développé pour le radar Sharad de la sonde Mars Reconnaissance Orbiter, les ingénieurs ont découvert que cette opération pouvait échouer de manière dramatique, et mettre la sonde en péril. L'antenne pouvait effectivement se comporter comme un fouet et frapper, au cours d'oscillations intempestives, le corps de l'orbiteur. Le matériel qui constitue l'antenne est certes léger, mais le risque que le choc modifie l'attitude de Mars Express (c'est à dire l'orientation de la sonde dans l'espace), ou pire endommage sa structure n'était pas nul. Le déploiement, découpé en plusieurs étapes, a officiellement commencé le 4 mai 2005, avec la mise en place du premier mât de 20 mètres de longueur, appartenant au dipôle. 3 jours après, les ingénieurs découvrirent que l'un des 13 segments du mat, le n°10, ne s'était pas verrouillé correctement. L'incident fut résolu en exposant le mât récalcitrant aux rayons du soleil : sous la chaleur solaire, la partie froide du mat s'est dilatée, ce qui a permis au segment non verrouillé de se mettre correctement en place. Le déploiement de l'antenne de Marsis, légèrement retardé par l'incident, repris ensuite le 14 juin 2005, avec la mise en place du deuxième mât. Le troisième mât de 7 mètres de longueur, utilisé pour soustraire des signaux radios les effets des irrégularités de la surface, a été déployé le 17 juin 2005, et les mesures ont finalement pu débuter le 4 juillet 2005 (Crédit photo : ESA).

Modèle numérique de terrain de Kasei Vallis

Ce modèle numérique de terrain (MNT) de Kasei Vallis, l'une des plus belles vallées de débâcle de la planète Mars, donne une idée des images qui seront réalisées par la caméra HRSC de Mars Express (Crédit photo : DLR).

ASPERA

Les informations fournies par l'instrument ASPERA-3 permettront de répondre à une question fondamentale : dans quelle mesure le vent solaire et les champs électromagnétiques affectent l'atmosphère martienne ? Cette question est directement liée au problème de l'eau sur Mars. Si, contrairement à ce que l'on pense, l'eau martienne n'est pas stockée dans le sous-sol, il faudra comprendre les mécanismes à l'origine de sa disparition, c'est à dire son échappement dans l'espace (Crédit photo : ESA).

L'orbite de Mars Express

Jugée trop longue et trop dangereuse, Mars Express n'utilisera pas la technique de l'aérofreinage, pourtant employée avec un certain succès par la sonde américaine Mars Global Surveyor. Ne disposant pas du carburant nécessaire pour atteindre une orbite circulaire, Mars Express évoluera donc sur une orbite elliptique. Lorsque la sonde se trouvera dans le segment orbital le plus rapproché de la planète (à gauche), elle effectuera des observations scientifiques. Sans possibilité de contact avec la Terre, les données ne pourront pas être transmises en temps réel et seront stockées dans des enregistreurs de bord. Elles seront émises ultérieurement vers la Terre grâce à une antenne grand gain, lorsque la sonde s'éloignera de Mars (à droite) (Crédit photo : ESA).

Station d'ecoute de l'ESA a Norcia

Jusqu'à présent, l'Agence Spatiale Européenne (ESA) utilisait les antennes américaines du Deep Space Network (DSN) pour maintenir le contact avec ses sondes. Mais le nombre de vaisseaux interplanétaires en activité est en augmentation croissante et il devient de plus en plus difficile d'obtenir du temps d'écoute auprès du DSN (qui est réservé en priorité, on s'en doute, aux sondes de la NASA). C'est pourquoi l'ESA a construit une nouvelle station d'écoute, dotée d'une antenne de 35 mètres, en Australie, près de la ville de New Norcia (à 140 km au nord de Perth, qui accueille déjà une antenne de l'ESA). Outre l'Australie, l'Agence Spatiale Européenne possède des antennes en Europe, en Guyane française et au Kenya, mais ces stations ne sont pas d'une puissance suffisante pour communiquer avec des sondes interplanétaires. L'ESA a cependant passé un accord avec la NASA pour pouvoir utiliser le DSN comme moyen de secours pendant les phases critiques de la mission de Mars Express (Crédit photo : ESA).

La sonde Mars Express vue par la caméra MOC de Mars Global Surveyor

Au premier abord, cette image ne semble pas spectaculaire, et pourtant elle l'est bel et bien ! La petite ligne blanche visible ci-dessus n'est autre que la sonde Mars Express, photographiée en orbite par la caméra MOC de la sonde américaine Mars Global Surveyor, le 20 avril 2005. Il s'agit de la première image d'un orbiteur martien jamais prise par un autre satellite en orbite autour de la planète rouge ! L'image a été réalisée en additionnant deux prises de vue effectuées alors que la distance entre les deux orbiteurs était de 250 kilomètres et 370 kilomètres. Si l'on ne distingue aucun détail précis du corps de la sonde, son aspect allongé, du aux panneaux solaires, est bien visible (Crédit photo : NASA/JPL/MSSS).

La caméra technique VMC, dédiée au suivi du largage de l'atterrisseur Beagle 2, sert désormais de webcam spatiale, et permet de capturer de superbes vues du globe martien depuis l'orbite (Crédit photo : ESA).

 

Labrot © 1997-2017. Dernière mise à jour : 5 octobre 2014. Des commentaires, corrections ou remarques ? N'hésitez pas, écrivez moi!

précédent

suivant

index