Mars Express

Mars Express
Mars Express (vue d'artiste)

Mars Express (vue d'artiste)

Général
Type de sonde Orbiteur
Date de début 2 juin 2003 17:45 UTC
Arrivée de Mars 25 décembre 2003
Orbite finale atteinte 30 décembre 2003
Masse au décollage 1120 kilogrammes
Masse de carburant 427 kilogrammes
Masse de la charge utile 116 kilogrammes
Masse de beagle 2 71 kilogrammes
Taille du bus de la sonde 1,5 m × 1,8 m × 1,4 m
Portée des cellules solaires 12 mètres
Piles trois batteries lithium-ion (total 67,5  Ah au début de la mission)
Taille des cellules solaires 11,42 m²
Fabricant Maître d'œuvre EADS Astrium et 25 sous-traitants de 15 pays
maquette
Lanceur /
numéro de vol 		Soyouz Fregat /
ST 11
durée de vie 6469 jours en orbite martienne
Stabilisation 3 axes
la communication
Antennes Antenne parabolique de 1,6 m de diamètre, antenne omnidirectionnelle et antenne UHF pour la communication avec Beagle 2
Canaliser Une bande S-
1 -bande X

Émetteur de puissance		 5 watts dans la bande S, 65 watts dans la bande X.
Sonde de débit - terre 10,7-230 ko / s
Débit de données terre - sonde 7.8-2000 bits/s
Stockage de données 1,5 Go de RAM
source de courant
Puissance électrique prévu 660 W sur Mars en raison d'erreurs de câblage seulement environ 460 W
Piles 3 batteries lithium-ion
Système de moteur
Moteur principal S 400 avec une poussée de 400 N
Propulseurs de contrôle 2x4 S 10 avec poussée 10 N
carburant MMH
Oxydant Tétroxyde d'azote
Orbites
Première orbite 250 - 150 000 km d'altitude avec une inclinaison équatoriale de 25 °
Orbite actuelle 258 - 11 560 km d'altitude avec 86,3 ° d'inclinaison équatoriale, temps orbital 6 h 43 min

Mars Express ( en abrégé MEX ) est un Mars - sonde de l' ESA . Il a été lancé en juin 2003 et a atteint la planète le 25 décembre 2003. La tâche principale de la mission était la cartographie complète de Mars, l'exploration de son atmosphère, de sa surface et de la matière jusqu'à deux mètres de profondeur. De plus, la sonde avait à son bord l' atterrisseur Beagle 2 . La mission principale de l' orbiteur a été conçue pour une année martienne (environ 23 mois terrestres) commençant en juin 2004. En attendant, il a déjà été prolongé à plusieurs reprises et devrait courir au moins jusqu'à fin 2022, avec une éventuelle prolongation jusqu'à fin 2025.

Historique des missions

Mars Express a été lancé le 2 juin 2003 avec une fusée russe Soyouz FG/Fregat depuis Baïkonour . La masse au lancement de la sonde était de 1223 kg.

L'atterrisseur Beagle 2 devait atterrir sur Mars le 25 décembre 2003 à la recherche de traces de vie organique. Aucun contact n'ayant pu être établi malgré des tentatives répétées, l'atterrisseur a été déclaré perdu le 11 février 2004. Après la recherche infructueuse du Beagle 2, les autres instruments à bord ont été progressivement activés.

Mars Express a atteint l'orbite prévue autour de Mars en janvier 2004. La sonde l'orbite sur une orbite elliptique proche du pôle ( inclinaison : 86°) à une distance minimale de près de 300 km et une distance maximale de 11 000 km.

Extension des antennes MARSIS

Le dernier épisode de l'activation de l'instrument à bord de Mars Express a été le déploiement de deux antennes MARSIS de 20 m et une de 7 m. Cet instrument a été conçu pour rechercher de l'eau liquide ou gelée jusqu'à quelques kilomètres sous la surface. Cependant, l'activation, qui était en fait prévue pour mars 2004, a été reportée à plusieurs reprises car ce n'est qu'après le démarrage de la sonde qu'il est devenu évident que l'extension des antennes aurait pu endommager d'autres instruments à bord et la sonde elle-même. MARSIS devrait donc être activé entre le 2 mai et le 12 mai 2005, les antennes devant être rallongées en trois phases afin de limiter d'éventuels dommages à la sonde. Après trois semaines supplémentaires de vérifications approfondies de la sonde et de ses instruments, le moment était venu pour MARSIS de commencer ses travaux scientifiques. La première antenne a été déployée le 4 mai, mais peu de temps après, on a découvert qu'un des segments de l'antenne n'était pas complètement engagé. Mais dès le 10 mai, les ingénieurs de l'ESA ont réussi à déplier complètement l'antenne en réchauffant le segment non verrouillé à la lumière du soleil. L'extension de la deuxième antenne de 20 m a été réalisée le 13 juin, avant que l'antenne repliée ne soit également réchauffée au soleil. Le 16 juin, le processus a été déclaré réussi. Le 17 juin, la troisième et dernière antenne de 7 m de long a été déployée. Cependant, cette dernière opération n'a pas été classée comme dangereuse. Après quelques tests supplémentaires, MARSIS a pu commencer ses travaux scientifiques le 4 juillet 2005.

Instruments scientifiques

MARSIS

Avec MARSIS ( Mars Advanced Radar for Subsurface and Ionospheric Sounding ), le sol martien doit être examiné jusqu'à une profondeur de cinq kilomètres pour l'eau et la glace, entre autres. La sonde Mars Odyssey de la NASA a effectué des mesures similaires en 2001 , bien que son spectromètre à neutrons n'ait pu balayer le sol qu'à quelques mètres de profondeur.

MARSIS fonctionne dans la gamme de fréquences de 1,3 à 5,5 MHz, peut pénétrer de 500 mètres à 5 kilomètres de profondeur dans la croûte martienne, a une résolution horizontale de 5 à 9 km dans la direction du vol et de 15 à 30 km dans la direction de vol ainsi qu'une résolution verticale de 70 mètres.

Ces résultats de recherche ont été complétés par le Shallow Radar ( SHARAD en abrégé ) embarqué à bord de Mars Reconnaissance Orbiter depuis fin 2006 . Les deux appareils fonctionnent dans des gammes de fréquences différentes et ont des profondeurs de pénétration différentes.

Cet instrument est supervisé par l' Istituto di Astrofisica e Planetologia Spaziali de Bologne , en Italie.

RHSC

Mars Express capture les montagnes de Thaumasie
Vallée d'Arès
Montagne centrale de Cratère Nicholson

La caméra stéréo haute résolution HRSC fournit des images d'une résolution allant jusqu'à 10 mètres, à partir desquelles une carte du monde en trois dimensions peut être créée. À cette fin, il dispose de neuf lignes CCD qui « regardent » à travers la même optique sous des angles différents. Le mouvement de la sonde sur la surface crée 9 images complètes qui montrent Mars sous différents angles. Le traitement informatique crée un modèle de surface tridimensionnel à partir de cela, et des filtres de couleur devant quatre lignes CCD permettent une représentation colorée.

En raison des limitations du débit et du volume de données , un seul des capteurs fonctionne généralement avec la résolution maximale, les autres génèrent des images avec une résolution deux, quatre ou huit fois pire. Parce que les filtres de couleur ont été choisis sur une base scientifique, il est difficile de les utiliser pour produire des vues "comment un astronaute verrait Mars". Le HRSC est actuellement la seule caméra d'une sonde martienne capable de prendre des images couleur 3D de la surface ; le HiRISE du Mars Reconnaissance Orbiter, par exemple, ne permet que des images 3D en noir et blanc.

De plus, le HRSC dispose d'une optique de type Maksutov appelée Super Resolution Channel (SRC) . Leur ouverture de 100 mm et leur focale de 1000 mm permettent une résolution théorique de près de 2 mètres. Cependant, le SRC ne donne pas des résultats satisfaisants car un profil de température se forme dans le tube. L'extrémité avant se refroidit, tandis que l'extrémité intérieure a une température légèrement plus élevée en raison de la chaleur du satellite. Cela crée des tensions dans l'optique, qui nuisent à la netteté de l'image. Des tentatives sont faites pour réduire cela en pointant l'appareil photo vers Mars avant de prendre la photo et en laissant le rayonnement réfléchi la réchauffer. Cependant, cela n'est possible que pendant une courte période, car pendant ce temps, les cellules solaires ne peuvent pas être alignées avec le soleil et l'alimentation doit donc être fournie par des batteries rechargeables.

L'appareil photo a été développé à l'Institut de recherche planétaire de Berlin du DLR sous la direction du professeur FU Gerhard Neukum et construit à Astrium à Friedrichshafen.

OMÉGA

L' Observatoire pour la Minéralogie, l'Eau, les Glaces et l'Activité permet de dresser une carte de la composition minérale de la surface martienne en mesurant la lumière infrarouge et visible réfléchie de la surface. Étant donné que la lumière réfléchie traverse également l'atmosphère de Mars, l'instrument peut déterminer en même temps la composition de l'atmosphère.

Cet instrument est pris en charge par l' Institut d'Astrophysique Spatiale d' Orsay , France.

PFS

Le spectromètre de Fourier planétaire ( PFS en abrégé ) détermine la composition et la structure de l'atmosphère en mesurant la lumière solaire absorbée par les molécules de gaz et l'émission infrarouge à des longueurs d'onde de 1,2 à 45 µm. Cela permet de créer des cartes globales du profil vertical de température et de compléter les données climatiques sur la vapeur d'eau et le monoxyde de carbone . De plus, l'instrument recherche en permanence des oligo-éléments tels que le méthane , le peroxyde d'hydrogène et le formaldéhyde .

L' Istituto Fisica Spazio Interplanetario de Rome est chargé de s'occuper du PFS.

SPICAM

La mesure de la composition atmosphérique est complétée par un spectromètre atmosphérique ultraviolet et infrarouge. Celui-ci mesure l'absorption de l' ozone à 0,25 µm dans l'ultraviolet et celle de la vapeur d'eau à 1,38 µm dans l'infrarouge du spectre .

L'expérience est sous la direction scientifique du LATMOS à Guyancourt , France.

Mars

La Mars Radio Science Experiment MaRS utilise les signaux radio avec lesquels les données sont transmises entre la sonde et les antennes sur Terre afin "d'examiner" l' ionosphère , l'atmosphère, la surface et même l'intérieur de Mars et de mesurer les changements minimes de la vitesse de l'enquête. De là, des conclusions peuvent être tirées sur la structure de l'ionosphère et de l'atmosphère ainsi que sur les fluctuations de densité à l'intérieur de Mars.

La rugosité des signaux radio est mesurée par le type de réflexion des signaux radio sur la surface de Mars .

L'instrument est scientifiquement supervisé par l'Institut rhénan de recherche environnementale de l' Université de Cologne .

ASPERA-3

La tâche principale d' ASPERA-3 est d'en apprendre davantage sur l' atmosphère martienne et son interaction avec le vent solaire et d'étudier les sources des ENA ( Energetic Neutral Atoms ) sur Mars. De plus, ASPERA-3 analyse et catégorise le plasma et les gaz neutres à proximité de Mars.

ASPERA-3 est soutenu par l'Institut suédois de recherche spatiale à Kiruna , en Suède.

MVC

La caméra de surveillance visuelle était à l'origine uniquement destinée à surveiller la séparation de l'unité d'atterrissage Beagle 2 de la sonde. À partir de 2007, il a été utilisé comme webcam Mars pour les relations publiques.

A partir de 2016, des travaux ont été menés pour transformer la simple caméra en un instrument de mesure scientifique professionnel. Leur grand angle de vue est utilisé pour des observations à grande échelle, par exemple des formations nuageuses ou des phénomènes de surface temporaires tels que la formation de givre et les calottes polaires.

Une équipe de l'Université du Pays Basque à Bilbao , en Espagne, est en charge de ce dispositif.

Savoir scientifique

Après l'arrivée sur Mars et la calibration des appareils, la caméra stéréo HRSC a commencé à cartographier la surface. Une zone plus grande que l'Amérique du Nord a déjà été enregistrée. La superficie totale de Mars correspond approximativement à la superficie totale de la terre.

L'appareil de mesure OMEGA ( Visible and Infrared Mineralogical Mapping Spectrometer ) a pu détecter de grandes quantités de glace d'eau sur les calottes polaires sud de Mars. La sonde américaine Mars Odyssey a fourni des données similaires de moindre qualité en 2001 , mais sa confirmation européenne apporte également la preuve de la fiabilité de la première mission de l'ESA sur Mars.

Fin mars 2004, l'ESA a annoncé que Mars Express avait trouvé des traces de méthane dans l'atmosphère martienne à l'aide de son spectromètre . Bien que l'occurrence soit très petite, la question se pose de savoir comment ce composé est entré dans l'air martien. Le méthane est produit à la fois dans les processus volcaniques et dans la décomposition des matières organiques. À cet égard, cette découverte pourrait également être une petite indication d'une vie possiblement existante ou existante sur Mars , ce qui est encore une spéculation à l'heure actuelle.

Fin novembre 2005, les données d'OMEGA ont fourni la preuve que de grandes quantités d'eau liquide existaient à la surface dans les premiers jours de Mars. Dans le même temps, MARSIS a fourni la preuve que de la glace d'eau peut être enfouie sous la surface d'un cratère martien. Une calotte glaciaire d'environ 1 km d'épaisseur a probablement été trouvée sous la surface près du pôle Nord.

En novembre 2008, la caméra stéréo haute résolution HRSC exploitée par le DLR a pris des photos dans la région des Eumenides Dorsum (en grec : le dos des furies ) à l'ouest de la région de Tharsis , montrant de nombreuses structures de yardang prononcées créées par l'érosion éolienne. . Ceux-ci fournissent des informations sur la dynamique du vent à la surface de Mars ; la densité de l'atmosphère martienne n'est que d'environ 0,75% de la densité de l' atmosphère terrestre au niveau de la mer. Des structures similaires ont déjà été prouvées à plusieurs reprises par Mars Express, par exemple dans la région d' Olympus Mons et, à côté des montagnes de la Table, à Aeolis Mensae .

Lorsque la comète C/2013 A1 (Siding Spring) a survolé Mars le 19 octobre 2014 à une distance inhabituellement courte de seulement environ 140 100 km, l'expérience MARSIS a détecté une augmentation significative de l' ionisation dans l' ionosphère quelques heures plus tard .

En juillet 2018, il a été annoncé que de l'eau liquide avait été trouvée sous la surface près du pôle Sud.

Voir également

liens web

Commons : Mars Express  - collection d'images, de vidéos et de fichiers audio

Preuve individuelle

  1. ↑ Les opérations impliquant confirmées pour des missions scientifiques . Communiqué de l'ESA du 13 octobre 2020.
  2. ↑ Communication de l'ESA du 5 août 2005
  3. ↑ Communication de l'ESA du 28 juillet 2005
  4. ↑ Communication de l'ESA du 30 novembre 2005
  5. ↑ Communication de l'ESA du 30 novembre 2005
  6. ↑ Les images HRSC montrent la force de l'érosion éolienne sur Mars. DLR, 28 novembre 2008, consulté le 15 avril 2013 .
  7. ↑ DLR : Yardangs et montagnes de la table à Aeolis Mensae (28 juin 2007)
  8. ↑ DA Gurnett, DD Morgan, AM Persoon, LJ Granroth, AJ Kopf, JJ Plaut, Vert JL: Une couche ionisés dans la haute atmosphère de Mars causée par les effets de la poussière de comète Revêtement de printemps. Dans : Lettres de recherche géophysique. Volume 42, n° 12, 2015, pp. 4745-4751 doi : 10.1002 / 2015GL063726 . ( PDF ; 2,60 Mo )
  9. ↑ B. Sánchez-Cano, M. Lester, O. Witasse, DD Morgan, H. Opgenoorth, DJ Andrews, P.-L. Blelly, SWH Cowley, AJ Kopf, F. Leblanc, JR Espley, A. Cardesín-Moinelo : Interaction ionosphérique de Mars avec la comète C / 2013 A1 Siding Spring's Coma à leur approche la plus proche vue par Mars Express. Dans: Journal of Geophysical Research: Space Physics. Volume 125, n° 1, 2019 doi : 10.1029 / 2019JA027344 .
  10. ↑ Mars Express détecte de l' eau liquide caché sous le pôle sud de la planète. Dans : Science & Exploration. Agence spatiale européenne, 25 juillet 2018, consulté le 9 juillet 2021 .