Mariner 2

Le diagramme des sondes Mariner 1 et Mariner 2.

La sonde est constituée d'une plate-forme hexagonale en aluminium et magnésium de 104 cm de diamètre par 36 cm de hauteur, sur laquelle sont fixés les panneaux solaires, l'antenne et un mât d'instruments. Les faces du châssis hexagonal sont des compartiments abritant les équipements électroniques[1].

Le système d'alimentation de Mariner 1 est constitué des deux ailes de plus de 10 000 cellules photovoltaïques, l'une de 183 cm sur 76 cm et l'autre de 152 cm sur 76 cm (avec une extension en dacron de 31 cm (une voile solaire) servant à équilibrer la pression de rayonnement sur les panneaux solaires), qui alimentent la sonde spatiale directement ou rechargée avec un accumulateur argent-zinc à cellules d'argent de 1 000 watts-heure, qui doit être utilisée avant le déploiement des panneaux solaires, lorsque les panneaux ne sont pas éclairés par le Soleil et que la charge demandée est lourde (commandes pyrotechniques))[3]. Un dispositif de commutation de puissance et de régulateur de surpression contrôle le flux de puissance. Les panneaux solaires lui confèrent une envergure totale de 5,05 mètres.

Les précédentes sondes spatiales américaines naviguaient en attitude libre (telles celles du programme Vanguard pour des missions à courte distance) ou stabilisées par rotation (Pioneer 4). Certains besoins essentiels de la mission, tels que la communication directionnelle (économie de puissance et donc de panneaux solaires), la correction de trajectoire et la nature des observations scientifiques, imposent de doter la sonde d'un contrôle d'attitude stable[4].

Ce contrôle d'attitude est réalisé par dix jets d'azote froid[5]. Il est asservi en tangage et lacet par un pointeur solaire maintenant la sonde face au Soleil. Un pointeur vers la Terre monté sur l'antenne parabolique ajuste le roulis.

L'autre innovation astronautique majeure est la capacité de manœuvres de correction de trajectoire. Afin d'ajuster la distance et la date du survol de la planète Vénus (la sonde doit alors être visible depuis la station de communications de Goldstone, en Californie), un moteur permet de corriger à mi-parcours l'imprécision de l'injection. Monté dans l'axe de roulis sur la face opposée au mât, ce propulseur à monergol d'hydrazine anhydre de 225 N de poussée et de 232 secondes d'impulsion spécifique a une capacité de correction de 61 m/s. Le fonctionnement étant commandé par des valves pyrotechniques, la sonde ne peut effectuer qu'une seule manœuvre au cours de la mission.

Les systèmes de communication sont composés de trois sortes d'antennes. Une antenne omnidirectionnelle montée au sommet du mât sert dans les phases où la sonde n'est pas correctement orientée (lancement et manœuvre). Une antenne parabolique de 1,20 m montée sur un bras articulé à la base de l'hexagone assure une meilleure qualité des communications à grande distance quand la Terre est correctement alignée. L'articulation est incrémentée périodiquement ou par télécommande. Les communications sont transmises à 33¹⁄₃ bit/s (après le lancement) ou 8¹⁄₃ bit/s (à partir du deuxième jour de mission). Une petite antenne sur chaque face d'un des panneaux solaires sert à la réception de télécommandes à 1 bit/s. La sonde ne disposant pas d'enregistreur, elle doit commuter continuellement entre la télémétrie et les données scientifiques, sauf pendant le survol de Vénus où les communications sont entièrement dévolues aux observations scientifiques.

La température est maîtrisée par des isolations thermiques, par l'émissivité des diverses surfaces et, sur une des faces du châssis, régulée par une persienne mobile commandée par un bilame[6].

La sonde est stérilisée afin de limiter le risque de contamination en cas de collision avec l'objectif. Cette précaution n'est pas jugée importante pour une mission vers la planète Vénus, mais elle doit devenir indispensable pour les missions vers la planète Mars ultérieures. La stérilisation est opérée dans la seule optique de développer cette technique encore neuve[7].

La sonde spatiale Mariner 2 est équipé d'une instrumentation identique à celui de son prédécesseur la sonde spatiale Mariner 1. La masse initialement allouée aux instruments est de 18 kg. Elle est finalement de 22,4 kg sur un total de 203,6 kg. La sonde doit opérer dans une température croissante et d'ampleur alors mal connue. Les instruments doivent donc être robustes mais aussi pouvoir se « réétalonner » périodiquement selon leur sensibilité à la température[7]. Les deux radiomètres ne sont utilisés qu'au voisinage de la planète Vénus, les autres servent pendant toute la mission.

La liste suivante des instruments est donnée dans l'ordre de priorité des objectifs scientifiques[5]. La sonde spatiale a huit instruments :

Le radiomètre micro-onde (Microwave Radiometer) est un instrument monté sur la base hexagonale de la sonde, et permet d’obtenir des données sur le rayonnement de la planète Vénus. L'étalonnage de l'instrument s'effectue automatiquement pendant le vol. La différence d'intensité du signal entre l'espace et Vénus donne l'amplitude réelle du rayonnement de la planète. Ce détecteur est constitué d'une antenne parabolique striée de 50,8 cm de diamètre. Les stries évitent qu'elle ne focalise accidentellement le rayonnement visible ou infrarouge du Soleil sur son foyer, leur taille permet néanmoins la focalisation des micro-ondes. Au foyer, un diplexeur envoie le signal dans deux guides d'ondes menant vers deux chaînes de mesure dans les bandes 19 et 13,5 mm[8]. La bande de 19 mm est capable de pénétrer en profondeur dans l'atmosphère et presque d'atteindre la surface de Vénus. La bande de 13,5 mm est une des raies d'absorption de la vapeur d'eau, dont on peut ainsi détecter la présence. Dans la version Mariner A, cet instrument doit fonctionner sur 4 canaux[9] et observer les radiations à 8 et 4 mm pour discriminer l'influence de la vapeur d'eau dans le spectre observé[10].

Les deux cornets sont fixés sur le bord de l'antenne et pointant à 60° de son axe le plus sensible, les deux cornets collectent le rayonnement de l'espace, fournissant ainsi une référence pour chaque bande observée. En intégrant alternativement l'observation et la référence, les détecteurs peuvent mesurer la température du point visé par l'antenne sans incidence de la température des organes de l'instrument (radiomètre de Dicke). Tous les 4 jours[9], un tube à décharge injecte dans les détecteurs un bruit calibré permettant l'étalonnage du radiomètre. L'instrument est monté sur un pivot motorisé lui permettant une oscillation de ± 60° à deux vitesses. La rotation et sa vitesse étant commandées directement par le signal reçu, l'instrument doit pouvoir trouver rapidement la position de la planète Vénus et ne pas balayer l'espace autour. Les mesures sont effectuées durant la période de 30 minutes autour du point le plus proche de Vénus.

Lors de la rencontre avec Vénus, l'antenne motorisée effectue des balayages verticaux de 120° d'arc à 0,1 °/s. Le balayage latéral est dû à la trajectoire de la sonde. À cause de vibrations excessives au lancement qui détériorent la protection thermique de l'instrument[10], ce dispositif de balayage ne fonctionne pas correctement et le survol ne fournit que 20% des mesures espérées[11].

Un schéma de principe du radiomètre infrarouge.

Le radiomètre infrarouge (Infrared Radiometer) est un instrument est conçu avec la collaboration de Carl Sagan[11], il est monté sur la platine oscillante du radiomètre micro-onde et observe dans la même direction que l'axe de la parabole. Il comporte deux lentilles : une pointant dans la direction d'observation et une pointant sur le vide spatial, servant de référence. L'alternance mesure/référence est réalisée par un disque interrupteur en rotation.

Le signal passe par un diviseur de faisceau dichroïque, chaque faisceau passe par un filtre dichroïque avant d'être capté par un bolomètre. Ces deux capteurs permettent de mesurer le signal dans les bandes 8-9 µm et 10-10,8 µm. La première est insensible à l'absorption par le dioxyde de carbone tandis que l'autre subit une absorption maximale. Cette double mesure permet de détecter d'éventuelles trouées dans la couverture nuageuse de Vénus.

L'étalonnage se fait lorsque la platine oscillante est dans une des positions extrêmes : la lentille d'observation vise le vide spatial tandis que la lentille de référence vise une plaque fixée aux structures de la sonde spatiale et dont la température est connue.

Le magnétomètre à fluxgate à trois axes (Three-axis Fluxgate Magnetometer) est un instrument composé de trois magnétomètres à entrefer orientés suivant trois axes orthogonaux. En plus du champ magnétique ambiant, il mesure aussi celui de la sonde. Pour cette raison, il est situé au sommet du mât afin de n'être que peu perturbé par le fonctionnement du véhicule. La rotation de la sonde au début de la mission permet de calibrer efficacement 2 des 3 axes. L'instrument est commuté automatiquement sur deux échelles de sensibilité (0,7 et 4 γ).

Divers problèmes de sensibilité et de perturbation, notamment dus à la panne des panneaux solaires[12], affectent la précision des mesures durant le survol mais sont compris et compensés pendant le survol de Vénus.

Une coupe de la chambre d'ionisation.

Ce jeu d'instruments complémentaires permet d'observer le rayonnement cosmique, les éruptions solaires et l'éventuelle ceinture de radiations de la planète Vénus lors de son survol.

Le premier détecteur est une chambre d'ionisation de type Neher, elle est constituée d'une sphère métallique contenant un gaz et d'une électrode collectrice. Les particules suffisamment énergétiques pour traverser la paroi métallique ionisent le gaz interne, les ions sont attirés par le collecteur qui annule leur charge. Au bout d'une certaine quantité de décharge, une impulsion recharge le collecteur et est envoyée à la télémétrie.

Les autres détecteurs sont trois compteurs Geiger à blindages différents : deux compteurs standards blindés en acier et béryllium, un compteur plus sensible et unidirectionnel, le modèle Anton 213 fourni par l'université de l'Iowa et qui a déjà servi pour l'étude de la ceinture de Van Allen[8]. Ces trois blindages filtrent différemment les particules (protons et électrons) et permet d'estimer la distribution de leurs énergies[9].

Un analyseur de vent solaire.

Cet instrument détectant les ions positifs portés par le vent solaire permet d'en mesurer le flux et le spectre entre 240 et 8 400 eV[13].

Les sondes Ranger 1 et 2 ont déjà emporté chacune 6 de ces instruments (pour observer le vent solaire dans les 6 directions spatiales). L'expérience montre que le plasma se propage radialement depuis le Soleil. Cette conclusion permet de n'embarquer qu'un seul instrument à bord des sondes Mariner dont la charge utile vient d'être sévèrement révisée à la baisse.

Le principe de fonctionnement du détecteur de poussières cosmiques.

L'instrument se situe dans un des compartiments du châssis et une partie en dépasse pour viser le Soleil[1]. Il est constitué essentiellement de deux plaques en arc de cercle concentriques de 120° formant un canal qui ouvre d'un côté vers la direction observée, soit le Soleil, et qui mène vers un collecteur de Faraday. Quand une tension est appliquée entre les plaques, seules les particules d'une certaine plage d'énergie et d'un certain angle d'incidence parviennent au collecteur par déflexion électrostatique.

Ainsi, en appliquant une tension variable entre les plaques, on observe le spectre du flux de particules. Ce spectre est découpé en 10 canaux parcourus en 3,7 minutes.

L'instrument consiste en une plaque de résonance montée dans le sens de la trajectoire de la sonde, sur laquelle un microphone mesure les impulsions acoustiques causées par les collisions de poussières.

Les délais de conception ne permettent pas d'en développer un nouveau, spécifique à cette mission interplanétaire. C'est donc en grande partie la conception du détecteur des sondes Ranger (missions en espace cislunaire) qui est utilisée. Les performances du détecteur se détériorent avant le survol, probablement à cause d'une surchauffe de l'instrument.

Expérience de mécanique céleste (Celestial Mechanics Experiment), les données de suivi du Deep Space Network (DSN) de la sonde Mariner 2 sont utilisées pour obtenir de meilleures mesures des masses de Vénus et de la Lune, l'unité astronomique, ainsi que des éphémérides améliorées de la Terre et de Vénus. L'expérience utilise l'équipement récepteur et émetteur embarqué conjointement avec l'équipement du DSN pour obtenir des mesures Doppler. Les données sont obtenues à intervalles de 12 heures du 5 septembre au 14 décembre 1962, à intervalles de 1 heure jusqu'au 16 décembre 1962, puis à nouveau à intervalles de 12 heures jusqu'au 4 janvier 1963.

Le magnétomètre montre la présence d'un champ magnétique solaire et indique son intensité et sa structure spiralée. Cette structure a été prédite par Eugene Parker d'après l'interaction du champ magnétique solaire et du flux radial des particules chargées[18].

Le détecteur de plasma fournit 40 000 spectres avec lesquels on peut calculer la vitesse du plasma, et sa température moyenne de 1,5 × 10⁵ K. Les variations de température ne peuvent pas être corrélées avec des phénomènes observables sur la surface du Soleil.

La proportion protons/particules α contenues dans le vent solaire est également mesurée, on note qu'elle ne varie pas avec les fluctuations de sa température. Cette observation permet d'attribuer les variations de température à l'interaction du vent solaire avec le champ magnétique fluctuant et non à un phénomène de relaxation de température par collision entre les particules. Cette conclusion conforte le modèle de Parker de convection supersonique avec une température coronale de 1 à 2 millions de °C[18] - [9]. Il est également démontré que dans le milieu interplanétaire, le vent solaire souffle en continu.

Le rayonnement cosmique est déjà observé avant Mariner 2 par des détecteurs embarqués sur ballon-sonde, ou indirectement par le détecteur de neutrons de Deep River. Les mesures faites par Mariner 2, comparées à celles obtenues sur Terre révèlent l'atténuation de la densité du rayonnement d'origine galactique vers le cœur du Système solaire. On met aussi en évidence l'existence de particules piégées dans le champ magnétique solaire.

La sonde rencontre plusieurs perturbations de l'activité solaire[13], dont une éruption solaire de classe B le 23 octobre 1962. Ces phénomènes sont également observés sur Terre sous forme d'orages magnétiques avec un retard dû à la différence de proximité du Soleil. La corrélation entre les ondes de choc du vent solaire et l'activité magnétosphérique terrestre devint alors une certitude (on s'en doutait déjà vu la périodicité de 27 jours de ces variations, correspondant à une rotation solaire).

Un des objectifs de ces expériences est d'évaluer les effets de l'environnement spatial sur les astronautes. La sonde reçoit durant sa mission une irradiation de 3 röntgens[14], ce qui aurait été supportable pour une mission habitée. Cependant, la mission se déroule pendant une période de moindre activité solaire.

Le détecteur de poussières cosmiques ne mesure que 2 impacts significatifs durant le survol, indiquant ainsi une densité 10 000 fois inférieure à celle du voisinage de la Terre.

La température de Vénus est à l'époque sujette à controverses tant le manque de précision des observations terrestres en ondes radio et infrarouge permette des interprétations contradictoires[19]. Les partisans d'une planète Vénus froide invoquent entre autres la présence d'une ionosphère électroniquement très dense, dont le rayonnement donne l'illusion d'une température planétaire élevée. Cette théorie doit être étayée par l'observation d'un éclaircissement centre-bord[14].

Les balayages radiométriques effectués par la sonde Mariner 2.

L'observation radiométrique de Vénus constitue logiquement l'objectif primaire de la mission[5]. Malgré le dysfonctionnement du système de balayage, trois passes sont obtenues et par chance sur la face cachée, le terminateur et la face éclairée. Ils montrent un indiscutable[10] assombrissement centre-bord et mettent fin aux conjectures en attribuant formellement l'intense émission centimétrique de la planète aux 700 K régnant à sa surface, tandis que le sommet de l'épaisse couche nuageuse est à 250 K[20]. On découvre également que l'atmosphère ne contient que de très faibles traces d'eau (moins de 1/1000^e de la Terre), ne présente vraisemblablement aucune trouée et on observe un point froid correspondant sûrement à une montagne sous-jacente[8].

La sonde ne détecte sur sa trajectoire, ni champ magnétique mesurable, ni particules piégées, ni déflexion du plasma solaire. Compte tenu de la distance du survol, il en est déduit que le moment magnétique de la planète Vénus est au plus égal à 1/10^e de celui de la Terre[12].

L'absence de détection de poussière laisse supposer que leur concentration est plus de 5 000 fois inférieure à celle à proximité de la Terre. Cette proportion conforte la théorie qui attribue l'origine des poussières proches essentiellement aux impacts d'objets hypervéloces sur la Lune[9].

Grâce à une horloge atomique installée à Goldstone, la vitesse de la sonde peut être suivie par effet Doppler aller-retour avec une précision de 0,5 cm/s. L'interprétation des variations fines de cette vitesse permet d'améliorer la précision avec laquelle on connaissait alors certaines caractéristiques du Système solaire.

La masse de Vénus est connue à 0,5 % près grâce à des décennies d'observation de son influence sur les autres corps célestes. La déviation de la sonde permet d'abaisser cette incertitude à 0,005 %[8].

En mesurant la part d'effet Doppler due à la rotation de la Terre, la position de la station de Goldstone, alors connue à 90 mètres près, peut être établie avec une nouvelle précision de 18 mètres[8]

Le même raisonnement appliqué à la rotation du centre de la Terre autour du barycentre Terre-Lune permet également d'améliorer la connaissance de la masse de la Lune.

De même, l'unité astronomique est améliorée. La mission contribue à expliquer la différence de 80 000 km entre l'unité astronomique calculée par observation optique et celle par observation radar[8].

• (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)
• (en) « Mariner-Venus 1962 Final Project Report » [PDF], Jet Propulsion Laboratory, 1965 (consulté le 16 septembre 2009)
• (en) Franklin O'Donnell, The Venus mission, California Institute of Technology, 2012 (lire en ligne) — Histoire du développement de la deuxième mission interplanétaire, Mariner 2 (la première étant Pioneer 5).

• Résumé de la mission Mariner 2 sur le site Solar System Exploration de la NASA
• Vidéo du décollage
• Réplique de la sonde au National Air and Space Museum