Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) est une mission spatiale américaine de laNASA en orbite autour deMars. Lasonde spatiale MRO a été lancée le par une fuséeAtlas V-401 depuis labase de lancement de Cap Canaveral et s'est insérée en orbite martienne le. La sonde a modifié son orbite durant les cinq mois suivants en utilisant la technique de l'aérofreinage pour parvenir à se placer sur une orbite basse circulaire.
L'objectif principal de la missionMRO est de cartographier la surface de Mars. L'orbiteur de grande taille (plus de 2 tonnes avec lesergols) dispose pour remplir cet objectif du télescope HiRISE permettant d'obtenir des images avec unerésolution de 20 à 30 cm. Cet instrument est complété par unspectromètre et unradiomètre fonctionnant en lumière visible etinfrarouge ainsi que par unradar qui permettent de déterminer lacomposition minéralogique du sol, sa géologie ainsi que de rechercher l'eau piégée sous forme de glace. Enfin,MRO est équipé d'un système de télécommunications qui doit lui permettre de transférer des volumes de données très importants vers la Terre et de jouer le rôle de relais pour les données collectées par lesatterrisseurs etrovers posés à la surface de Mars tels queMars Science Laboratory.
En arrivant en orbite autour de Mars,MRO prend la suite deMars Global Surveyor et devient le quatrièmesatellite artificiel opérationnel en orbite autour de la planète rouge avec la sonde européenneMars Express, et les deux sondes de la NASA2001 Mars Odyssey etMars Global Surveyor. Les instruments deMRO ont permis notamment de cartographier de manière extrêmement détaillée des régions particulièrement intéressantes en identiant les minéraux (argiles, sulfates) résultant de la présence d'eau, d'estimer le volume de la calotte polaire de Mars, de détecter de la glace dans des cratères situés à une latitude relativement basse, de découvrir de nombreux phénomènes se déroulant à la surface et d'identifier les zones explorées par les astromobiles de la NASA. La mission initiale, qui s'achevait en, a été prolongée à plusieurs reprises et devrait rester opérationnelle jusqu'au milieu de la décennie.
En recherchant les raisons de l'échec de la sonde spatialeMars Polar Lander (MPL) perdue durant la phase d'atterrissage sur le sol martien, les responsables de laNASA constatent qu'ils ne disposent pas de moyens leur garantissant que le site d'atterrissage ne présente aucun risque. Les meilleures images fournies par les sondes spatiales en orbite autour de Mars (Mars Global Surveyor et2001 Mars Odyssey) ont une résolution spatiale de deux mètres. Ce niveau de détail ne permet pas d'identifier des rochers d'un mètre susceptibles de faire basculer un engin spatial au moment de son atterrissage. Ne pouvant se reposer entièrement sur les photos prises parMars Global Surveyor, les concepteurs de la mission MPL se sont ainsi appuyés sur des statistiques de distribution des rochers pour sélectionner le site d'atterrissage. Bien qu'un accident de ce type ait été écarté pour expliquer l'échec deMars Polar Lander, la NASA décide de développer unorbiteur martien capable de fournir des images permettant d'éliminer ce risque pour les prochaines missions envoyées sur le sol de Mars. Une résolution de 30 centimètres est retenue pour la caméra embarquée par le futur orbiteur martien qui est baptiséMars Reconnaissance Orbiter (MRO). Les scientifiques responsables des instruments embarqués à bord deMars Climate Orbiter, également perdu en, obtiennent queMRO emporte une copie du principal instrument (rebaptiséMars Climate Sounder ou MCS) pour étudier l'atmosphère et le climat de la planète. La décision de développerMars Reconnaissance Orbiter est prise au début de l'année quelques mois après le démarrage du projet derovers martiensMars Exploration Rover (MER) mais, alors que les rovers doivent être lancés en, la date de lancement deMRO pour lafenêtre de lancement suivante est fixée en[1].
préparer les futures missions d'exploration avec équipage[6].
Les objectifs scientifiques suivants sont assignés à la missionMRO[7] :
caractériser le climat actuel de Mars et les mécanismes physiques à l'origine des changements climatiques saisonniers et interannuels ;
déterminer la nature des terrains présentant une stratification complexes et identifier les formations de surface résultant de l'action de l'eau ;
rechercher les sites présentant des signes d'une activité liée à la circulation de l'eau en surface ou à l'hydrothermalisme ;
identifier et caractériser les sites ayant le plus fort potentiel pour des missions impliquant des atterrisseurs ou des rovers ainsi que des missions de retour d'échantillons martiens.
Par ailleurs, la sonde spatiale joue un rôle très important pour les missions à la surface de Mars assurant le relais entre les engins posés sur le sol de Mars et la Terre.
Comparaison des caractéristiques deMRO avec les orbiteurs martiens qui l'ont précédé. De gauche à droite ci-dessus profil deMRO,MGS et2001 Mars Odyssey.
La structure de la sonde spatiale est réalisée enmatériau composite contenant du graphite renforcé de matière plastique, complété par des panneaux en nid d'abeille d'aluminium. Le réservoir en titane contenant le carburant utilisé par la sonde est la pièce la plus importante deMRO et assure la rigidité de l'ensemble. La sonde spatiale est conçue pour résister à une accélération maximale de 5g durant le lancement[10]. La masse totale est inférieure à 2 180 kilogrammes, dont 1 149 kilogrammes d'ergols. À l'origine, l'orbiteur pesait 2 180 kilogrammes, mais les ingénieurs ont réussi à réduire le poids de la sonde de 51 kg. Cet allègement de la structure a permis de rajouter un supplément d'hydrazine, afin d'étendre la durée de vie de la sonde jusqu'en. Lacharge utile a une masse de 139 kg.
L'énergie électrique de la sondeMars Reconnaissance Orbiter est fournie par deuxpanneaux solaires, longs de 5,35 mètres pour une largeur de 2,53 mètres et montés de chaque côté du corps de la sonde. Chaque panneau solaire a une superficie d'environ 9,5 mètres carrés et comporte 3 744 cellules solaires, constituées de trois couches cristallines qui permettent de convertir plus efficacement l'énergie solaire en électricité. Dans le cas deMRO, ces cellules sont capables de convertir plus de 26 % de l'énergie solaire incidente, et peuvent délivrer un maximum de 2 000 watts sous 32 V en orbite martienne. Chaque panneau peut pivoter de façon indépendante autour de deux axes (rotation du haut vers le bas, ou de gauche à droite), et peut ainsi recevoir le rayonnement solaire sous un angle optimal[11].
Mars Reconnaissance Orbiter utilise deuxbatteries rechargeables aunickel métal hydrure. Les batteries sont utilisées comme source d'énergie lorsque les panneaux solaires ne font pas face au Soleil (comme durant le lancement, l'insertion orbitale ou le freinage atmosphérique), ou lors des passages dans l'ombre de Mars. Chaque batterie possède une capacité de stockage d'énergie de 50 Ah, mais la sonde n'ayant pas besoin de toute cette énergie, la batterie ne sera probablement utilisée qu'à environ 40 % de sa capacité, au début de la mission. Cette capacité diminue avec leur usure et celle des panneaux solaires. Lorsque la tension restante tombera sous 20 V, l'ordinateur de bord cessera de fonctionner[11].
L'ordinateur principal deMars Reconnaissance Orbiter est unmicroprocesseur 32 bitsRAD750, comprenant 10,4 millions detransistors, et dont l'horloge interne est cadencée à 133 MHz. Ce processeur est une version duPowerPC750, également appeléG3, qui a étédurcie pour résister auxrayons cosmiques. Le processeur est installé sur unecarte mère développée spécifiquement. Le processeur RAD750 est le successeur duRAD6000. Ce processeur est beaucoup moins puissant que ceux qui équipent les micro-ordinateurs contemporains mais il est particulièrement fiable dans l'espace, pouvant même fonctionner lors destempêtes solaires[12].
Les données scientifiques sont stockées dans unemémoire flash de 160 gigabits (20 gigaoctets), constituée d'environ 700 puces de mémoire, chaquepuce ayant une capacité de 256 Mbits. Cette capacité de stockage n'est pas très importante, si l'on considère que le volume de données acquis pèsera lourd. En effet, une seule image de la caméraHiRISE pourra occuper jusqu'à 28 Gigabits de données[12].
Le système d'exploitation du vaisseau,VxWorks, dispose de nombreuses fonctions permettant d'effectuer le suivi et la gestion de l'engin. De nombreux protocoles inclus dans VxWorks lui permettent de diagnostiquer précisément d'éventuelles erreurs[12].
Les systèmes de navigation et les capteurs fourniront des données aux ingénieurs (position du vaisseau, cap et altitude)[13] :
seizecapteurs solaires (dont huit de secours) sont placés tout autour du vaisseau, pour déterminer l'orientation de celui-ci par rapport au Soleil ;
deuxviseurs d'étoiles sont utilisés pour fournir un pointage de précision à l'orbiteur, afin de déterminer son orientation. Ces « chercheurs d'étoiles » sont de simples caméras numériques utilisées pour reconnaître la position d'étoiles cataloguées de manière autonome ;
deuxcentrales inertielles sont aussi présentes à bord (dont une de secours). Elles fourniront des données lors des mouvements du vaisseau. Chaque centrale à inertie est constituée de troisaccéléromètres et de troisgyroscopes de typegyrolaser.
Quatreroues de réactions sont utilisées pour maintenir l'orientation de MRO y compris lors des pris de vue à très haute résolution qui nécessitent une grande stabilité du pointage. La quatrième roue de réaction est disponible pou remplacer n'importe laquelle des trois autres en cas de défaillance éventuelle. Chaque roue de réaction pèse 10 kg et peut tourner jusqu'à6 000tours par minute[13].
L'antenne grand gain est montée sur le corps de la sonde spatiale. Les opérateurs donnent l'échelle de cette antenne d'une taille exceptionnelle.
Le sous-système chargé des télécommunications utilise une grande antenne pour transmettre ses données à la fréquence couramment utilisée pour les sondes interplanétaires (soit labande X, à la fréquence de 8 GHz).MRO innove en utilisant de manière expérimentale labande Ka, à 32 GHz, afin de transmettre des données à haut débit. La vitesse de transmission des données peut atteindre 6 Mbit/s. Ce taux de transfert de données est dix fois plus élevé que pour les précédents orbiteurs martiens. Deuxamplificateurs seront utilisées pour la fréquence radio en bande-X (puissance émise de 100 watts, le second amplificateur étant un appareil de secours). Un amplificateur en bande Ka consomme 35 watts. Au total, la sonde achemine deuxtranspondeurs[14].
Deux antennes plus petites, à faible gain, sont aussi intégrées à la sonde, pour les communications à bas débit (elles seront utilisées en cas de situations critiques, lors du lancement ou de l'insertion en orbite martienne). Ces antennes n'ont pas besoin d'être pointées vers la Terre, elles peuvent transmettre et émettre dans n'importe quelle direction[14].
six moteurs de poussée intermédiaire (22 newtons) sont utilisés pour les manœuvres de correction de trajectoire au cours du transit entre la Terre et Mars, mais également pour ajuster l'altitude durant l'aérofreinage lorsqueMRO plongera dans l'atmosphère martienne ;
huit petits moteurs de 0,9 newton de poussée sont utilisés pour contrôler l'orientation de la sonde, et assistent dans cette fonction lesroues de réaction. Ils servent également à désaturer ces dernières. Ils sont également utilisés pour contrôler le roulis, lorsque les autres moteurs sont utilisés pour modifier la trajectoire.
Le maintien de la température des différents composants de MRO dans la plage de températures adéquates est réalisée à l'aide de différents équipements. L'ensemble de l'engin spatial est recouvert d'uneisolation multicouche constituée de multiples couches enmylar ou des matériaux similaires. Ce revêtement constitue une protection contre les dégâts que pourraient provoquer l'impact de micrométéorites. Des résistances chauffantes sont fixés sur certains équipements et sont automatiquement mises en marche lorsque la température est trop basse. La consommation cumulée de toutes ces résistances est de 300 Watts. Des radiateurs fixés sur des faces non éclairées par le Soleil permettent d'évacuer la chaleur excédentaire produite par les équipements électroniques[16].
HiRISE (High Resolution Imaging Science Experiment) est une caméra à très haute résolution fonctionnant en lumière visible qui doit être utilisée notamment pour identifier les différentes structures géologiques de la surface de Mars : canyons, cratères, strates
CTX (Context Camera) est une caméra fournissant des images de vastes régions qui fournissent le contexte des images à haute résolution de HiRISE et CRISM.
MARCI (Mars Color Imager) est une caméra destinée à suivre les phénomènes météorologiques : nuages, tempêtes de poussière
CRISM (Compact Reconnaissance Imaging Spectrometer for Mars) est un spectromètre fonctionnant en lumière visible et proche infrarouge qui permet d'identifier les minéraux présents à la surface de Mars en particulier ceux formés en présence d'eau liquide.
MCS (Mars Climate Sounder) est un radiomètre qui fournit les variations du profil vertical de l'atmosphère en mesurant la température, la quantité de poussière et les concentrations de vapeur d'eau.
La caméraMARCI (acronyme deMars Color Imager) fournit des images dans 5 bandes de couleurs visibles, et dans deux bandesultraviolettes. MARCI est utilisée pour réaliser une carte globale de Mars afin de caractériser les variations journalières, saisonnières et annuelles du climat martien. MARCI permet de produire des bulletins météo journaliers[20].
Lespectromètre imageur CRISM (acronyme deCompact Reconnaissance Imaging Spectrometers for Mars) observe dans l'infrarouge et lalumière visible. Il opère dans des longueurs d'onde comprises entre 362 et 3 920 nm (images visibles et en proche infrarouge), mesurant leur spectre grâce à 544 canaux de 6,55 nm de largeur chacun. Il remplit trois objectifs : produire une cartes détaillée de laminéralogie couvrant l'ensemble de la surface martienne en utilisant un sous-ensemble de canaux, cartographier avec une résolution spatiale et spectrale plus importante des régions clés de Mars et mesure les variations spatiales et saisonnières de l'atmosphère. L'instrument a une masse de 32,92 kilogrammes et consomme 47 Watts. Le diamètre de l'optique est de 100 millimètres, le champ de vue est de 2,06° et la longueur focale est de 441 millimètres. La fauchée est 11,1 kilomètres à une altitude de 300 kilomètres. L'optique peut être pointée de +/- 60 degrés dans le sens de déplacement de l'engin spatial. CRISM fonctionne selon trois modes[21],[22],[23],[24] :
en maintenant son optique pointée vers le nadir de l'engin spatial, l'instrument recueille des images dans un sous-ensemble des 544 longueurs d'onde avec une résolution spatiale comprise entre 100 et 200 mètres par pixel : 200 mètres pour 55 canaux en mode MSP (Multispectral Survey), 200 mètres pour 154 canaux en mode HSP (Hyperspectral Survey) et 100 mètres en mode MWS (Multispectral Window). C'est le mode utilisé pour la cartographie complète de la planète et identifier les sites présentant un intérêt particulier.
Pour effectuer des cartographies à haute résolution plusieurs images de la même zone sont prises permettant d'atteindre larésolution spatiale maximale. Pour y parvenir 11 images hyperspectrales du même site sont prises dans chacune des 544 bandes spectrales en faisant pivoter de ±70° la tête optique. La septième photo est prise au moment où le site site se situe au nadir de l'engin spatial. Quatre types de produits peuvent être générés. Les images de type FRT (Full Resolution Targeted observation) ont une résolution spatiale de 18 mètres. Les images de type HRS (Half Resolution Short) et HRL ( Half Resolution Long) ont une résolution spatiale de 36 mètres, le mode HRL se distinguant par la production d'images deux fois plus longues. Enfin dans le mode ATO ( Along-Track Oversampled) l'image produite est plus étroite mais la résolution spatiale atteint 3 mètres.
Enfin un troisième mode est utilisé pour l'analyse de l'atmosphère.
Les variations du champ gravitationnel martien peuvent engendrer des variations de vitesse pour la sondeMRO. La vélocité de la sonde sera mesurée en utilisant ledécalage Doppler de l'orbiteur, dont le signal est renvoyé vers la Terre[30].
Desaccéléromètres très sensibles sont intégrés à l'orbiteur. Ils permettent de déterminer par déduction la densité atmosphérique. On ne sait pas encore si cette expérience se déroulera uniquement durant la phase de freinage atmosphérique (lorsqueMRO est située à une altitude plus basse, dans des zones plus denses de l'atmosphère), ou durant toute la mission[31].
Electra est un émetteur radioUHF à haute fréquence conçu pour communiquer avec les engins spatiaux fixes ou mobiles situés à la surface de Mars, tels que l'astromobileCuriosity, l'atterrisseurInSight, etc. Grâce à Electra, l'arrivée et la localisation de sondes sur Mars sont plus précises[32].
La caméra de navigation optique prendra des clichés des lunes de Mars,Phobos etDéimos avec les étoiles en arrière-plan, afin de déterminer l'orbite deMRO avec plus de précision. Cette expérience n'est pas indispensable au bon fonctionnement de la mission, elle a été incluse pour que les ingénieurs puissent tester de nouvelles techniques de repérage dans l'espace. Les insertions en orbite et les atterrissages des sondes peuvent être plus précis[33].
Le système de télécommunications standard pour les échanges de données entre les sondes spatiales et la Terre repose sur l'utilisation de labande X.MRO est la première mission spatiale à transmettre ses données de manière opérationnelle en utilisant labande Ka. Celle-ci permet de transmettre des données avec un débit nettement supérieur[34].
MRO conduit sa mission scientifique durant une première période de deux années, après s'être placée sur une orbite circulaire grâce à la technique de l'aérofreinage mise au point par la NASA. Il s'agit de ralentir progressivement le vaisseau en abaissant l'orbite du vaisseau à son apogée de manière que celui-ci traverse la haute atmosphère de Mars. La trainée générée est utilisée pour abaisser progressivement l'orbite jusqu'à ce que l'orbite visée soit atteinte. La mission scientifique proprement dite n'a commencé que lorsque tous les tests techniques ont été effectués (en). Après ses deux années de mission, la sonde a continué ses observations scientifiques, tout en jouant le rôle de relais de communication pour les engins spatiaux posés à la surface de Mars. Courant 2023 MRO est toujours opérationnel.
Lancement et transit vers Mars (août 2005 à mars 2006)
Lancement de la sonde, le, par une fuséeAtlas V (401) dotée d'un étageCentaur-5-SEC.Vue d'artiste : la séquence de freinage atmosphérique de la sondeMRO.
Le lancement deMRO, initialement prévu le, est repoussé deux jours de suite d'abord à cause d'un problème de gyroscope sur la fuséeAtlas V puis du fait d'une anomalie de logiciel. La sonde est finalement lancée avec succès, le vendredi depuis labase de lancement de Cape Canaveral par une fuséeAtlas V, équipée de l'étage supérieurCentaur.MRO a navigué dans l'espace durant sept mois avant d'atteindre Mars[35].
Quatre corrections de trajectoire sont programmées durant le transit entre la Terre et Mars pour permettre à la sonde spatiale d'atteindre sa destination. La sonde spatiale effectue une première correction le 27 aout avec unchangement de vitesse effectif de 7,8 m/s. Après avoir utilisé ses petits propulseurs durant 30 secondes pour plaquer les ergols au fond des réservoirs, les propulseurs principaux sont mis à feu durant 15 secondes. Cette manoeuvre a deux objectifs. D'une part elle permet de placer la sonde spatiale sur la trajectoire vers Mars (le lanceur place volontairement la sonde spatiale sur une trajectoire légèrement erronée pour que celle-ci ne s'écrase pas sur Mars s'il s'avère que l'engin spatial ne fonctionne pas correctement). D'autre part elle permet de vérifier le fonctionnement de la propulsion[36].
Le fonctionnement des caméras de MRO est vérifié le 8 septembre avec des prises de vue de la Lune, distante de 10 millions de kilomètres, ainsi que des étoiles[37]. Le 10 mars 2006, alors qu'il se trouve à 40 millions de kilomètres de Mars, la sonde spatiale effectue une deuxième correction de trajectoire en faisant fonctionner durant 20 secondes ses 6 propulseurs secondaires[38].
L'insertion orbitale autour de Mars a lieu le. La sonde survole l'hémisphère sud de la planète, à une altitude comprise entre 370 et 400 kilomètres (190 miles). Les six moteurs principaux de la sonde fonctionnent durant 27 minutes, afin de réduire la vitesse de la sonde de2 900m/s (6 500 miles par heure) à1 900m/s (4 250 miles par heure). Cette insertion orbitale plaçe la sonde sur uneorbite polaire très elliptique. Lepériapse, c’est-à-dire le point où la sonde se rapproche le plus de la surface, est de 300 kilomètres (180 miles). L'apoapse, le point le plus distant de la surface, est de 45 000 kilomètres (28 000 miles). Une orbite est bouclée en 35 heures[39].
Pour parvenir à abaisser son orbite sans utiliser d'ergols, MRO utilise après son insertion en orbite l'aérofreinage : durant 6 mois il va effectuer 550 plongées dans l'atmosphère plus dense de Mars au niveau de son périgée. La force de trainée va réduire sa vitesse et donc abaisser son orbite. Pour cette manoeuvre, la sonde spatiale adopte une configuration qui accroit au maximum la surface faisant face à la direction d'avancement. Ce mode de freinage permet de réduire de près de 50 % la quantité d'ergols emportée au lancement. Le freinage atmosphérique se déroule en trois étapes[40] :
MRO abaisse progressivement son périapse en utilisant ses moteurs. L'altitude idéale du freinage atmosphérique fut déterminée le moment venu, elle dépendait de la finesse de l'atmosphère (rappelons que la pression atmosphérique varie selon les saisons sur Mars). Cette première étape fut réalisée en cinq orbites, soit une semaine terrestre ;
MRO reste ensuite à une altitude suffisamment basse pour utiliser le freinage atmosphérique durant cinq mois et demi, soit moins de 500 orbites. Les ingénieurs de la NASA utilisèrent les moteurs de la sonde pour effectuer des corrections occasionnelles du périapse, afin que la sonde ne se désintègre pas dans l'atmosphère ténue. Grâce à ce freinage, l'apoapse devrait être réduite à 450 kilomètres (280 miles) ;
pour terminer la séquence de freinage atmosphérique, la sondeMRO utilise ses propulseurs pour que son périgée soit situé hors de l'atmosphère martienne. Cette opération est réalisée le 11 septembre 2006[41].
Après cette phase de freinage, les ingénieurs effectuent des ajustements supplémentaires de l'orbite, durant une ou deux semaines, grâce aux moteurs. Ces corrections s'effectuent avant uneconjonction solaire qui a eu lieu entre le et le. En effet, à cette période, Mars est passée derrière le Soleil pour les observateurs terrestres. Après cette phase de freinage atmosphérique, les opérations scientifiques ont commencé. L'orbite de travail oscille entre 255 kilomètres (au-dessus du pôle Sud) et 320 kilomètres (au-dessus du pôle Nord de Mars)[42].
Les opérations scientifiques se déroulent durant une période nominale de deux ans. Après cela, la mission étendue a débuté. La sondeMars Reconnaissance Orbiter a collecté des données pour préparer les missions suivantes de la NASA notamment l'atterrisseurPhoenix, lancé en 2007 et le rover deMars Science Laboratory, lancé en 2011. Les caméras deMRO ont permis de choisir les sites d'atterrissage les plus propices pour ces robots, en permettant de trouver le meilleur compromis entre risques et résultats scientifiques. Les capacités particulièrement importantes de la sondeMRO en tant que relais de transmissions des données entre Mars et la Terre jouent un rôle essentiel pour les missions présentes au sol.MRO a également pu fournir des données importantes durant les phases d'atterrissage des rovers MER et MSL.
Le, la caméra HiRISE parvient à photographier la sonde spatialePhoenix alors qu'elle descend accrochée sous son parachute vers le site d'atterrissage situé dans la région deVastitas Borealis[43].
La NASA a besoin de disposer durant la décennie 2020 de plusieurs orbiteurs martiens, pour pouvoir relayer les données collectées par ses rovers qui travaillent à la surface (Mars 2020,Curiosity...). Or les engins disponibles, notamment MRO, sont vieillissants. L'agence spatiale américaine a décidé, au début de l'année 2018 de prendre des mesures pour prolonger au maximum la vie de MRO, notamment pour garantir la retransmission des données deMars 2020. Lecontrôle d'attitude de MRO repose en mode de fonctionnement normal sur unecentrale à inertie, dont elle emporte deux exemplaires. Le premier exemplaire, arrivé en fin de vie après 58 000 heures d'utilisation, a été remplacé il y a plusieurs années par l'unité de secours, qui compte début 2018 52 000 heures d'utilisation. Pour préserver cette dernière, arrivée presque au bout de son potentiel théorique et qui reste indispensable pour les corrections orbitales, lemode survie ou des manœuvres exceptionnelles liées par exemple à l'arrivée d'un nouvel engin spatial, la NASA a décidé d'utiliser en fonctionnement normal leviseur d'étoiles à la place de la centrale à inertie. Cet équipement utilise une caméra pour identifier les étoiles dans son champ de vue et déterminer l'orientation de l'engin spatial.
Les deux batteries constituent un autre élément critique de MRO, également menacées de panne. Celles-ci sont sollicitées à chaque fois que la planète Mars s'interpose entre le Soleil et MRO, soit environ40 minutes durant chaque orbite de deux heures. Pour prolonger leur durée de vie, il a été décidé d'augmenter leur charge, de mettre en marche les résistances chauffantes — chargées de maintenir la température de l'engin spatial dans des plages correctes lorsqu'il passe dans l'ombre de Mars — avant cette phase, pour réduire l'utilisation de la batterie durant l'éclipse et enfin de modifier l'orbite de MRO pour réduire la durée du passage sur le côté nuit de la planète. Ce changement de l'orbite, consistant à reculer l'heure de passage au-dessus de l'équateur, a un impact sur les observations : réduction de la durée des périodes de l'année où les pôles peuvent être observés, réalisation et interprétation plus difficile des observations d'un même site pour détecter les changements[48].
Le 3 avril 2023, l'instrument CRISM, qui fonctionnait depuis 2017 en mode dégradé à la suite de l'arrêt successif des troiscryoréfrigérateurs, est mis hors service. Cet instrument avait joué un rôle crucial dans les résultats de la mission en détectant et cartographiant les argiles et les sulfates présents à la surface de la planète révélateur d'un climat passé beaucoup plus clément[49].
La caméra à haute résolution HiRISE a produit depuis le début de la mission (situation à 2022) plus de 70 000 images, de 1 000 mégapixels chacune, avec unerésolution spatiale descendant jusqu'à 25–35 centimètres parpixel. Compte tenu de cette résolution particulièrement élevée, les zones photographiées ne couvrent que 2 à 3 % de la surface de Mars. Le choix des régions imagées résultent d'une sélection murement réfléchie : zones explorées ou susceptibles d'être explorées par lesastromobiles martiens, régions présentant un intérêt scientifique important. Les résultats scientifiques obtenus grâce à HiRISE peuvent être évalués par le nombre d'articles scientifiques ayant fait l'objet d'une revue par des pairs exploitant les fournies par HiRISE : plus de 1 500 articles étaient recensés en 2022[a],[50].
Les résultats suivants figurent parmi les plus importants[50].
Avant la missionMRO, les seuls processus à la surface de Mars recensés de manière documentée étaient lestempêtes de poussière à grande échelle et la fonte/reconstitution saisonnière descalottes polaires. Les images prises par HiRISE ont permis d'identifier plusieurs phénomènes dynamiques répartis sur toutes les latitudes et ayant lieu à toutes les saisons. Parmi les processus qui ont pu être photographiés par HiRISE figurent la formation de cratères d'impact, le transport de la poussière et du sable par le vent, différents types deglissement de terrain, des changements affectant les glaces polaires et d'autres effets touchant les dépôts saisonniers dedioxyde de carbone. De manière non prévue, les changements de la surface de Mars induits par ces processus se sont révélés particulièrement importants. Ils démontrent que le climat actuel est capable de remodeler la surface de la planète.
Les relevés spectroscopiques effectués depuis l'orbite ainsi que les investigations menées par les astromobiles à la surface de Mars ont profondément modifié notre compréhension de la composition de la surface et de l'histoire de Mars. Mars comporte une croute basaltique recouvertes de matériaux anciens portant la trace minéralogique d'interactions avec l'eau à l'état liquide. Les données de HiRISE ont joué un rôle essentiel dans l'interprétation géographique et stratigraphique des données minéralogiques qui ont elles-mêmes permis l'identification des formations géologiques associées notamment aux anciennes vallées fluviales (confirmées par les investigations menées in situ par les astromobiles).
Durant les décennies précédentes, plusieurs événements photographiés ont été interprétés à tort comme étant le résultat du surgissement d'eau liquide à la surface de Mars. Ces événements sont beaucoup mieux expliqués par des processus secs. Toutefois des observations ont permis d'identifier des événements géologiquement récents (Amazonien) impliquant la présence de l'eau liquide qui ont été par ailleurs confirmés par l'observation de cratères modifiés par des cours d'eau à l'origine de deltas et des cônes alluviaux. Les images prises par HiRISE des cratères d'impact récents et d'escarpements mettant à découvert la glace souterraine ont permis d'identifier la limite supérieure des couches de glace d'eau enfouies sous la surface et fourni des informations sur sa structure verticale.
Le processus de condensation et de sublimation de la glace de dioxyde de carbone présente au niveau des calottes polaires est à l'origine de différentes formations qui s'étendent pôles aux latitudes moyennes. HiRISE, en prenant à plusieurs reprises des photos de ces formations, a permis de détecter les changements les affectant. Ainsi à chaque printemps des avalanches de blocs de glace dégringolent de la calotte polaire nord. Les images d'HiRISE ont permis par ailleurs de cartographier la stratigraphie des calottes polaires permettant d'identifier l'évolution historique de celles-ci y compris les phases durant lesquelles elles avaient complètement disparu. Les images des cratères polaires ont permis de mesurer le rythme contemporain d'accumulation de la glace.
De nombreuses formations géologiques ont été photographiées par HiRISE dont les cratères d'impact, les formations volcaniques et tectoniques, les canaux, les pics centraux des cratères et les tubes lavaires, le volcanisme sédimentaire, les digues et fractures cimentées par l'eau, les reliefs glaciaires et périglaciaires, les monticules fracturés, les glissements de terrain, les terrains polygonaux, les canaux inversés, les couches de substrat rocheux et de dépôts sédimentaires...
Les objectifs fixés à l'instrument CRISM ont été définis à partir des résultats fournis par les prédécesseurs : lespectromètre visible/infrarouge OMEGA de la missionMars Express (Lancée en 2003), les données fournies par les astromobilesMER (2003) et le spectromètre infrarouge thermique THEMIS de l'orbiteurMars Odyssey (2004). Les résultats devaient répondre à trois questions[51] :
Ou et quand Mars a-t-elle connu des environnements continuellement humides ?
Quelle est la composition de la croute de Mars ?
Quelles sont les caractéristiques du climat actuel de Mars ?
Détermination des périodes d'humidité et des sites ayant été humides
Le spectromètre OMEGA deMars Express et les astromobilesMER ont démontré la présence deminéraux formés en milieu aqueux. OMEGA a mis en évidence deux types de dépôts aqueux. Le premier contenant des sulfates comme dugypse et de lakiesérite a été identifié dans des strates datant de l'Hespérien (entre 3 et3,7 milliards d'années). Le deuxième contenant différents types dephyllosilicates remonte auNoachien (il y a plus de3,7 milliards d'années). Ces découvertes suggèrent une première période riche en eau durant laquelle les phyllosilicates suivie d'une période plus séche durant laquelle l'environnement était plus salin et plus acide[52].
CRISM a découvert dans de nombreuses régions éparpillées à la surface de Mars des terrains formés de strates d'argile riches enaluminium recouvrant des argiles riches enfer et enmagnésium. Ces strates argileuses recouvrent la région deMawrth Vallis sur des centaines de milliers de km². Ce type de terrain existe également dans lebassin Isidis, dans les plaines du Noachien entourantValles Marineris et dans les plaines du Noachien deplateau de Tharsis. La distribution de ces argiles stratifiés suggèrent un processus global. La formation des strates d'argiles de la fin du Noachien a eu lieu à la même époque que la formation des vallées sous l'action de l'eau. La composition de ces strates est similaire a celle résultant d'unprocessus de formation du sol avec une couche supérieure altérée et lessivée de son fer et de son magnésium solubles laissant un résidu insoluble riche en aluminium et une couche inférieure ayant conservée son fer et son magnésium. Certains chercheurs ont suggéré que ce sol stratifié était effectivement le résultat d'un processus de formation de sol et résultait notamment de précipitations[52].
La recherche de dépôts formés par des sources chaudes était une des priorités de CRISM car ce type de terrain indique la présence d'une activité géothermique et la présence d'eau, deux des besoins fondamentaux pour l'apparition de la vie. Les dépôts desilice constituent sur Terre une des indications de la présence de sources d'eau chaude. L'astromobile martienSpirit a découvert un tel dépôt sur le site "Home Plate" qui est considéré comme ayant été formé par une source d'eau chaude. CRISM a découvert de nombreux dépôts riches en silice dans de nombreux emplacements. Certains sont situés près des pics centraux des cratères d'impact qui ont été le siège d'un échauffement au moment de l'impact de la météorite. Du silice a été identifié sur les flancs du volcan situé dans la caldéra du volcan-bouclier de Syrtis Major. Dans les parties occidentales de Valles Marineris, près de la partie centrale de la province volcanique de Tharsis, des dépôts de sulfate et d'argile suggèrent la présence de sources chaudes[52].
Une des hypothèses concernant l'histoire primitive de Mars est que l'atmosphère était à l'époque épaisse et constituée principalement de dioxyde de carbone. Celle-ci aurait réchauffé la surface de Mars pareffet de serre permettant à l'eau de couler sous forme liquide en grande quantité à la surface de la planète. Le volume de dioxyde de carbone piégé dans les calottes polaires est trop peu important pour représenter cette ancienne atmosphère. Si cette atmosphère épaisse a existé elle a été soit éjectée dans l'espace par levent solaire ou les impacts des météorites soit elle a été piégée dans la croute de Mars sous forme decarbonate. Depuis deux décennies, les scientifiques ont tenté de détecter en vain le carbonate dans le sol martien. Un des objectifs de CRISM était d'identifier des gisements de carbonate. L'instrument a pu effectivement détecté des roches carbonates mais la faible épaisseur des strates exclut l'hypothèse selon laquelle l'atmosphère ancienne a été piégée dans la croute. Il est probable que si cette atmosphère épaisse a existé elle a été éjectée dans l'espace[52].
Les instruments des missions qui ont précédé MRO ont permis d'identifier plusieurs zones à la surface de la planète, dontValles Marineris etTerra Arabia, recouvertes de couches sédimentaires horizontales. CRISM, qui dispose d'une résolution spatiale supérieure, était chargé d'identifier de nouveaux dépôts de roches sédimentaires, y compris enfouies sous les roches volcaniques. Il en a découvert des zones très étendues et composées de types de roche beaucoup plus diverses que ce qui était envisagé. Par exemple, les zones de roches riches en sulfates qui avaient été explorées par l'astromobileOpportunity dans l'ouest d'Arabia s'étendent en fait sur plusieurs centaines de kilomètres dans la partie est d'Ariabia. Les vestiges de roches riches en argile autour deMawrth Vallis couvrent près d'un million de kilomètres carrés. De manière plus surprenante, des formations de roches sédimentaires sont présentes autour deValles Marineris, sont épaisses de plusieurs dizaines de mètres et comportent des couches d'opales, et sont parcourus par des lits de cours d'eau asséchés. Néanmoins, les images de roches exposées sur un kilomètre de profondeur ou plus montrent peu de couches sédimentaires enfouies sous des laves volcaniques. Apparemment, la plupart des roches sédimentaires préservées sont proches de la surface[53].
La circulation d'eau chaude dans la croute de Mars, un processus baptiséactivité hydrothermale, pourrait avoir des implications concernant l'évolution thermique et l'habitabilité passée de la planète. CRISM, qui bénéficie d'une résolution spatiale fortement accrue par rapport aux instruments qui l'ont précédé, a découvert des formations rocheuses démontrant la présence d'une activité hydrothermale dans de nombreuses régions de Mars. Des minéraux comme laprehnite qui ne se forme qu'à des températures et des pressions élevées ont été découverts en particulier près du bassin d'impact d'Argyre. De laserpentine, qui se forme par altération de l'olivine par de l'eau chaude, a été découverte à de nombreux endroits. La serpentine est particulièrement importante car elle se forme en produisant de l'hydrogène qui constituer une source d'énergie pour des microbes primitifs[53].
Parmi les questions soulevées par Mars figure l'évolution dans le temps de la composition des roches volcaniques de Mars. Les données recueillies avant la mission MRO ont permis de montrer que les roches basaltiques contiennent une quantité de calcium décroissante avec le temps, que les roches les plus anciennes contiennent une quantité plus importante d'olivine et que les roches ignées qui sont riches enquartz etfeldspath sont rares. CRISM présente l'avantage, par rapport aux instruments mis en œuvre précédemment, de disposer d'une résolution spatiale élevée. Cette capacité a été utilisée pour étudier les roches volcaniques les plus anciennes qui sont exposées à l'air libre au niveau du pic central de certains cratères d'impact. Contrairement à la plupart des matériaux volcaniques proches de la surface, certains pics centraux présentent des strates adjacentes de composition très différentes entre les roches ignées. Certaines sont constituées d'olivine pur et d'autres de purpyroxène. Ces compositions très contrastées pourraient s'expliquer par le mode de formation des cristaux en profondeur au sein d'énormes masses de magma[53].
Du fait de la faible densité de l'atmosphère de Mars, la météorologie martienne n'est pas déterminée par le réchauffement des gaz qu'elle contient mais par la quantité d'aérosols (poussière, particules de glace) en suspension. Selon les observations effectuées notamment par les instruments des orbiteurs Viking on estimait que les aérosols interceptaient au minimum 25 à 30 % du rayonnement solaire ce qui contribuait à rechauffer l'atmosphère en proportion. Les mesures effectuées par CRISM ont démontré que la poussière présente dans l'atmosphère était plus brillante que prévu (donc plus réfléchissante) et qu'elle absorbait 25 % de rayonnement lumineux en moins que ce qui était prévu[54].
Des taches et des trainées blanches et noires apparaissent dans certaines zones de la calotte polaire sud durant le printemps lorsque le dioxyde de carbone se sublime. L'instrument CRISM a permis de comprendre, grâce à sa capacité à distinguer même de petites taches de glace d'eau et de dioxyde de carbone, le processus à l'origine de ce phénomène. Dans les régions concernées, la glace de dioxyde de carbone forme des plaques peu épaisses et translucides à travers lequel le sol sombre est visible. En journée, sous l'action du Soleil, le dioxyde de carbone se sublime emportant avec lui des particules du sol sous-jacent. Ces jeysers créent en retombant des flèches claires (dioxyde de carbone) et sombres (particules du sol) qui prennent leur source au niveau du point d'émergence du jet de glace[54].
Leradar Sharad a permis d'effectuer des sondages de la structure interne de Mars jusqu'à trois kilomètres de profondeur sur plus de 55 % de la surface de Mars (situation fin 2022) avec une couverture quasi complète des régions polaires ainsi que de nombreuses régions situées aux latitudes moyennes. Les données recueillies ont permis de mieux comprendre les structures souterraines et les propréités des calottes glaciaires ainsi que des dépôts sédimentaires et d'origine volcanique. Ces données ont également abouti à de nouvelles découvertes concernant les structures plus profondes et le comportement de l'ionosphère[55].
Les calottes polaires se sont révélées être des structures riches et particulièrement complexes comportant plusieurs douzaines de strates s'étendant jusqu'à 3 kilomètres de profondeur. Les données recueillissent fournissent des informations sur l'histoire du climat de la planète de la fin périodeamazonienne. L'analyse par Sharad de cônes de débris en forme de lobe et d'autres structures à l'apparence glaciaire situés aux latitudes moyennes confirment qu'il s'agit de glaciers (glace d'eau) recouverts de débris. D'autres terrains situés aux latitudes moyenne s'avèrent contenir également de la glace d'eau à des concentrations plus faibles. SHARAD a été également utilisé pour déterminer la structure interne et les propriétés des coulées de lave, des dépôts de cendre et des terrains sédimentaires. Les signaux de l'instrument sont déformés par leur passage dans l'ionosphère martienne, ce qui donne des informations sur l'évolution spatiale et temporelle des concentrations d'électrons elles-mêmes liées au champ magnétique rémanent de la planète[55].
Traces d'écoulements observées par l'instrumentHiRISE.
Traces linéaires sur la pente martienne.
Traînées noires
Traînées noires photographiées le par l'instrumentHiRISE deMRO dans la région d'Acheron Fossae.
Lorsqu'elles prennent naissance sur la crête desdunes martiennes, les traînées noires donnent l'illusion, à faible résolution, de rangées d'arbres éparses au milieu de buissons. Photo prise au nord d'Utopia Planitia, en lisière de la calotte polaire boréale.
Cratère à piédestal présentant des traînées sombres au sud-ouest d'Amazonis Planitia.
Cratère d'impact de 30 mètres de diamètre récent (moins de trois ans) photographié en par la caméraHiRISE.
Avalanche déclenchée par le dégel dans la calotte polaire et photographiée en. Le nuage de débris fait environ 200 mètres de long et la falaise a une hauteur de 700 mètres et pente d'environ 60°. Sa partie supérieure est couverte de dioxyde de carbone gelé.
↑Les données de HiRISE ne jouent toutefois pas toujours un rôle central dans ces articles mais c'est en partie compensé par le fait que des articles utilisant les produits de HiRISE ont échappé à ce recensement
La première date est celle du lancement du lancement (du premier lancement s'il y a plusieurs exemplaires). Lorsqu'elle existe la deuxième date indique la date de lancement du dernier exemplaire. Si d'autres exemplaires doivent lancés la deuxième date est remplacée par un -. Pour les engins spatiaux autres que les lanceurs les dates de fin de mission ne sont jamais fournies.
