Mariner 10

La sonde emporte 7 instruments scientifiques[3] :

• Un radiomètre infrarouge à deux canaux (Two-Channel Infrared Radiometer) utilisé pour mesurer les températures à la surface de Mercure et de la couverture nuageuse de Vénus. L'instrument est une version modifiée d'un radiomètre embarqué sur les missions Mariner 6, Mariner 7 et Mariner 9 de 1969 et 1971. Le radiomètre à infrarouge utilise deux canaux, 22–39 micromètres (80-500 K) et 10–17 micromètres (200-650 K), pour observer l'émission thermique de Vénus et de Mercure dans deux bandes spectrales. Les émissions thermiques infrarouges de la surface du Mercure entre le crépuscule et l'aube (heure locale) et les écarts par rapport au comportement thermique moyen de la surface sont mesurés. Des mesures sont également effectuées sur les températures de brillance de la couverture nuageuse et des phénomènes d'assombrissement des limbes. Les données de l'instrument sont utilisées pour tenter de corréler les variations de température inhabituelles avec des photographies ainsi que les mesures effectuées par d'autres instruments dans le but d'identifier les montagnes, les vallées, les volcans et les matériaux de surface inhabituels.
• Un détecteur de vent solaire (Scanning Electrostatic Analyzer and Electron Spectrometer) est utilisé pour mesurer la vitesse et la distribution du vent solaire au voisinage de Mercure et dans la zone du Système solaire située en deçà de l'orbite de Vénus. Cette expérience sur le vent solaire vise à : (1°) déterminer le mode d'interaction entre la planète Mercure et le vent solaire ; (2°) faire une étude approfondie du vent solaire avec Mercure ; (3°) vérifier et étendre les observations antérieures de l'interaction du vent solaire avec Vénus ; (4°) clarifier le rôle des électrons dans les interactions ; et, (5°) étudier le vent solaire entre 0,4 et 1,0 UA. L'instrumentation de l'expérience comprend deux analyseurs électrostatiques orientés vers le Soleil (SESA - Sunward-facing Electrostatic Spectrometer Analyzer) et un spectromètre électronique orienté vers l'arrière (BESA - Backward-facing Electron Spectrometer Analyzer). Ces trois détecteurs sont montés sur la plate-forme de balayage qui peut être balayée à 1°/seconde pour un arc de 120° centré sur une direction du plan écliptique situé à 6° à l’est de la ligne Mariner 10-Soleil. Les deux SESA ne parviennent pas à envoyer les données vers la Terre. Ils doivent mesurer des cations de 0,08 à 8 keV et des électrons de 4 à 400 eV. Le BESA a un champ de vision en éventail de ± 3,5 x ± 13,5°. L'angle le plus large est normal vers, et symétrique, l'arc de balayage. Un spectre d'électrons obtenu toutes les 6 secondes et comprenant des mesures de flux dans quinze canaux d'énergie (largeur de canal delta-E / E = 6,6%) à l'intérieur de la plage d'énergie de 13,4 à 690 eV. Comme le flux du vent solaire au-delà d’une sonde spatiale introduit une distorsion angulaire de la distribution des électrons par rapport à ce qui est observé dans le cadre du vent solaire, il est possible, en tenant compte de cette distorsion et des caractéristiques de la sonde spatiale, de déduire les paramètres du vent solaire tels que la vitesse des ions, la température des électrons et leur densité. La fiabilité de ces paramètres dépend nécessairement de la validité du modèle de sonde spatiale utilisé dans l'analyse et affecté par les changements dans le temps du vent solaire ambiant.
• Un magnétomètre tri-axial à fluxgate (Triaxial Fluxgate Magnetometer), cette expérience consiste en deux magnétomètres tri-axiaux à grille de flux montés sur une perche commune, à 2,3 m et à 5,8 m de la sonde spatiale, et conçus pour mesurer le champ magnétique au voisinage de la planète Mercure et de planète Vénus et dans le milieu interplanétaire. Les données des deux magnétomètres sont analysées simultanément pour séparer les champs ambiants du champ de la sonde spatiale. Chaque capteur a deux plages de fonctionnement de ± 16 nT et ± 128 nT, avec des précisions de numérisation de 0,03 nT et 0,26 nT, respectivement. La capacité de décalage étend la plage de fonctionnement à ± 3188 nT. Au cours de la phase primaire de la mission (du 3 novembre 1973 au 29 mars 1974) et lors des deuxième et troisième survols de Mercure, 25 vecteurs par seconde sont échantillonnés par le magnétomètre primaire et transmis à la Terre. À d'autres moments, un mode de débit de données plus faible est utilisé, au cours duquel cinq vecteurs par seconde sont transmis. L'expérience fonctionne normalement pendant toute la durée de vie de Mariner 10.
• Expérience de particules énergétiques (Energetic Particles Experiment), cette expérience est conçue pour mesurer les électrons, les protons et les particules alpha dans le milieu interplanétaire et autour de Vénus et de Mercure. L'instrumentation comprend un télescope principal et un télescope à basse énergie. Le télescope principal est composé de six capteurs (cinq détecteurs au silicium et un scintillateur à l'iodure de césium (CsI) entourés d’un scintillateur en plastique anti-coïncidence. Une analyse de la hauteur de l'impulsion est effectuée toutes les 0,33 seconde et les comptes accumulés dans chaque mode coïncidence/anti-coïncidence sont mesurés toutes les 0,6 seconde. Les particules s'arrêtant dans le premier capteur sont des protons et des particules alpha entre 0,62 à 10,3 MeV/nucléon et des électrons à environ 170 keV. Le demi-angle d'ouverture pour ce mode est de 47° et les facteurs géométriques sont de 14 cm² pour les électrons et de 7,4 cm² pour les protons et les particules alpha. Le demi-angle d'ouverture du télescope est réduit à 32° pour les comptes en coïncidence dans les premier et troisième capteurs. Le télescope à basse énergie, un détecteur à deux éléments (plus anti-coïncidence) avec un demi-angle d'ouverture de 38° et un facteur géométrique de 0,49 cm², est conçu pour mesurer les protons de 0,53 à 1,9 MeV et de 1,9 à 8,9 MeV.
• Le spectromètre ultraviolet lointain (EUS - Extreme Ultraviolet Spectrometer) est composé de deux instruments : un spectromètre d'occultation fixé sur la structure de la sonde spatiale et un spectromètre à incandescence monté sur la plate-forme de balayage. Lorsque le Soleil est obscurci par le limbe de la planète, le spectromètre d'occultation mesure les propriétés de l'atmosphère. Il fonctionne en incidence rasante. Les flux sont mesurés à 47, 74, 81 et 89 nm à l'aide de multiplicateurs d'électrons. Les trous d'épingle définissent le champ de vision de l'instrument qui est 0,15° de largeur totale à mi-hauteur (FWHM - Full Width at Half Maximum). Des bandes spectrales à 75 nm sont également mesurées. Le spectromètre permet de mesurer le rayonnement à partir de Vénus et de Mercure dans la gamme spectrale de 20,0 à 170,0 nm. Avec une résolution spectrale de 2,0 nm, l'instrument mesure le rayonnement aux longueurs d'onde suivantes : 30,4, 43,0, 58,4, 74,0, 86,9, 104,8, 121,6, 130,4, 148,0 et 165,7 nm. De plus, afin de contrôler le flux ultraviolet extrême vers le spectromètre, deux canaux d'ordre zéro sont embarqués. Le champ de vision de l'instrument est de 0,13 x 3,6°. Les données incluent également le milieu interplanétaire.
• Deux caméras de télévision (Television Photography), les objectifs de cette expérience sont de photographier la haute atmosphère pour Vénus et la surface de la planète Mercure. Pour la planète Vénus, les objectifs spécifiques sont d'étudier les propriétés des nuages en ultraviolet et d'obtenir une imagerie à haute résolution de la couverture nuageuse. Pour la planète Mercure, les objectifs spécifiques sont de cartographier les principaux sites physiographiques, de déterminer l'orientation de l’axe de rotation, d'établir un système de coordonnées cartographiques et de rechercher des satellites à Mercure. L'équipement consiste en deux télescopes de type Cassegrain de 15 cm de diamètre avec huit filtres, chacun relié à une caméra Vidicon GEC de 2,54 cm (distance focale de 150 cm et champ de vision de 0,5°) pour la photographie à angle étroit. Un système optique auxiliaire monté sur chaque caméra offre une photographie grand angle (distance focale de 62 mm, champ de vision de 11 x 14°). La durée d'exposition varie de 3 millisecondes à 12 secondes et chaque caméra prend une photo toutes les 42 secondes. L'image télévisée consiste en 700 lignes de balayage avec 832 éléments d'image par ligne, qui sont codés numériquement en mots de huit bits pour la transmission. Il y a huit positions de filtre : (1) image grand angle ; (2) filtre bleu ; (3) polarisation ultraviolette ; (4) ultraviolet élevée ; (5) clair ; (6) ultraviolet ; (7) lentille de défocalisation (pour l'étalonnage) ; et (8) jaune. Environ 7 000 photographies sont obtenues de Vénus et Mercure, avec une résolution maximale de 100 m pour Mercure.
• Expérience sur la mécanique céleste et la radio science (Celestial Mechanics and Radio Science Experiment), utilisation du système de télécommunications pour mesurer la masse et le champ gravitationnel des planètes. Cette expérience utilise la bande X (8 400 MHz) et la bande S (2 113 MHz), des systèmes de radiocommunication embarqués à des fins scientifiques. Deux approches principales sont utilisées, l'une utilisant les informations de suivi, l'autre tirant parti des variations de trajectoire radio associées à une occultation des signaux Terre-Mariner 10. Les informations de suivi sont analysées afin de déterminer les caractéristiques de masse et gravitationnelles (y compris les estimations de la composition interne et de la densité) de Vénus et de Mercure. À partir des caractéristiques anormales observées dans les signaux des bandes X et S lors du passage de Mariner 10 dans les atmosphères planétaires juste avant et après l’occultation, des profils de température et de pression sont calculés. Ces profils sont utiles pour ajuster les modèles de composition atmosphérique. La coupure du signal fournit des informations utiles pour la détermination du rayon planétaire.

Mise en évidence des ondes de pression en demi-lune dans la haute atmosphère vénusienne.

La sonde spatiale Mariner 10 survole la planète Vénus le 5 février 1974, au point le plus rapproché de 5 768 km à 17 h 1 TU et envoie les premières images en gros plan de Vénus et des observations en infra-rouge et en ultra-violet[4]. La première image montre le terminateur jour-nuit de la planète comme une mince ligne brillante. Mariner 10 renvoie 4 165 photos de Vénus et collecte des données scientifiques importantes au cours de sa rencontre sur la circulation de la haute atmosphère, en trois ou quatre couches de brume nuageuse, brassées par des vents voisins de 350 mk/h le long de l'équateur.

C'est également la première fois qu'une sonde utilise l'assistance gravitationnelle d'une planète pour l'aider à en atteindre une autre. Durant son transit entre les planètes, la sonde étudie le milieu interplanétaire en prenant des mesures sur le vent solaire et les champs magnétiques. Puis, la sonde spatiale se dirige vers la planète Mercure. En route vers Mercure, une anomalie du système de contrôle d'attitude se produit pour la deuxième fois, en utilisant de l'hydrazine. Depuis lors, de nouvelles procédures sont utilisées pour orienter le véhicule spatial, notamment l'utilisation du vent solaire par pression sur les panneaux solaires.

Grâce à l'assistance gravitationnelle de Vénus, Mariner 10 se dirige maintenant vers la planète la plus inférieure, Mercure, qui est atteinte après une nouvelle correction de trajectoire par allumage du moteur pendant 51 secondes le 16 mars 1974. Mariner 10 approche Mercure, les photos prises à partir du 23 mars 1974 commencent à montrer une surface très lunaire avec des cratères, des crêtes et un terrain chaotique. Les magnétomètres de Mariner 10 révèlent un champ magnétique faible. Les lectures du radiomètre indiquent des températures nocturnes de −183 °C et maximales de 187 °C le jour.

La rencontre la plus rapprochée a lieu le 29 mars 1974 à 20 h 47 TU, à une distance de 703 km qui permet de découvrir que Mercure possède un champ magnétique, alors que les scientifiques pensaient qu'il n'en existait pas, et qu'elle comporte une atmosphère très ténue (exosphère). Les premières photographies détaillées de la surface qui sont prises dévoilent une surface couverte de cratères de toutes dimensions (jusqu'à 120 km de diamètre), avec parfois des bords très érodés, à l'apparence très proche de celle de la Lune[5]. La faible densité de la croûte est également remarquée. Les 2 300 photographies en moyenne résolution (3-20 km/pixel) et en haute résolution (moins de 1 km/pixel) sont prises lors de ce premier passage. L'expérience d'occultation radio lors du passage de Mariner 10 derrière la face cachée de la planète indique un manque d'atmosphère ou d'ionosphère.

La détection par le spectromètre ultraviolet de Mariner 10 d'un point se déplaçant à environ 25 000 km de la planéte est interprétée par l'Observatoire de Kitt Peak comme la présence d'un petit satellite de Mercure. L'observatoire reconnait le lendemain s'être trompé, après avoir identifié le point lumineux comme étant l'étoile 31 Crateris, la perception d'un déplacement venant en réalité du mouvement de Mariner 10[6].

Un court-circuit ayant fait monter la température de la sonde de 21°c à 42° C, la période d'observation doit être interrompue le 2 avril, alors qu'elle devait durer neuf jours de plus[7].

Abandonnant Mercure, Mariner 10 fait une boucle autour du Soleil et regagne sa cible, aidée par les corrections de trajectoire effectuées les 9 mai, 10 mai et 2 juillet 1974.

Le deuxième survol, le 21 septembre 1974 à 21 h 59 TU est effectué à une distance plus éloignée à 48 069 km d'altitude, ajoutant des images de la région du pôle sud. Ce survol permet de cartographier environ 45 % de la surface de la planète. Seules 750 nouvelles photos de la planète sont prises, à cause d'un problème technique avec l'enregistreur embarqué. Malheureusement, l'hémisphère illuminé est presque identique à celui du premier survol, ainsi une grande partie de la planète est restée sans image.

La sonde utilise la pression solaire sur les panneaux solaires et une antenne à gain élevé pour le contrôle d'attitude. Mariner 10 s'éloigne une nouvelle fois de Mercure avant une dernière et troisième rencontre avec Mercure, rendue possible par trois corrections de trajectoire le 30 octobre 1974, le 13 février 1975 et 7 mars 1975, la dernière pour éviter tout impact avec la planète.

Le dernier survol, le 16 mars 1975 à 22 h 39 TU à 327 km d'altitude, est le plus proche de la planète Mercure. En raison de la défaillance d'un magnétophone et des restrictions du taux de réception des données, seul le quart central de chacune des 300 images haute résolution est reçu au cours de cette rencontre. Ce survol a pour objectif d'étudier de manière détaillée le champ magnétique de Mercure. Les scientifiques découvrent qu'il ne s'agit pas d'une conséquence du vent solaire, mais qu'il est généré par la planète elle-même. L'origine de ce champ reste, à l'issue de cette mission, une question majeure qui doit être tranchée par de futures missions spatiales vers la planète Mercure. Ce dernier survol permet la prise de 450 photos.

Les essais d'ingénierie se poursuivent jusqu'au 24 mars 1975, date à laquelle l'approvisionnement en hydrazine pour le contrôle d'attitude est épuisé. Le dernier contact avec Mariner 10 a lieu le 24 mars 1975 à 12 h 21 TU. Au total, Mariner 10 prend plus de 2 700 photographies au cours de ses trois survols, couvrant près de la moitié de la surface de la planète. Certaines des images montrent des détails d'une précision de 100 mètres. Le bassin Caloris, cratère caractérisé par un ensemble d'anneaux concentriques et de crêtes et d'environ 2 500 kilomètres de diamètre, est peut-être l'élément de surface le plus impressionnant. Cette mission est la dernière visite à Mercure d'une sonde spatiale pendant plus de 30 ans, jusqu'à la visite de Messenger (sonde spatiale) en 2011. Les scientifiques décident alors de clore la mission. Seule 45 % de la surface de Mercure est cartographiée, car à chacun des trois survols, Mercure présente la même face au Soleil.

• (en) James A. Dunne et Eric Burgess, The Voyage of Mariner 10 : Mission to Venus and Mercury (NASA SP-424), NASA - JPL, 1978 (lire en ligne)
  Monographie de la NASA sur la mission.
• (en) Paolo Ulivi et David M Harland, Robotic Exploration of the Solar System Part 1 The Golden Age 1957-1982, Chichester, Springer Praxis, 2007, 534 p. (ISBN 978-0-387-49326-8)

• Messenger, première sonde de la NASA à explorer la planète Mercure depuis Mariner 10.
• Assistance gravitationnelle
• Programme Mariner
• Mercure (planète)

• Mariner 10 Encounters
• NASA-JPL Guide to Mariner 10