March Express

March Express Opis tego obrazu, również skomentowany poniżej Wizja artysty dotycząca sondy Mars Express. Ogólne dane
Organizacja ESA
Pole Badanie Marsa
Status Operacyjny
Uruchomić 2 czerwca 2003 o 17:45 UTC
Wyrzutnia Sojuz
Koniec misji 2022 (prognoza 2018)
Identyfikator COSPAR 2003-022A
Teren [1]
Charakterystyka techniczna
Msza przy starcie 1042  kg
Orbita
Orbita Orbita wyśrodkowana na Marsie z25 grudnia 2003
Perycentrum 298  km
Apoapsis 10,107  km
Kropka 6,7  godz
Nachylenie 86,3 °
Główne instrumenty
HRSC Kamera stereoskopowa o wysokiej rozdzielczości
OMEGA Spektrometr działający w zakresie widzialnym i bliskiej podczerwieni
MARSIS  (en) Radar
SPICAM Spektrometr działający w ultrafiolecie i podczerwieni
ASPERA Czujnik cząstek
PFS Spektrometr na podczerwień
Marsz Doświadczenie radioscience

Mars Express to statek kosmiczny z Europejskiej Agencji Kosmicznej (ESA) uruchomiła2 czerwca 2003zbadać planetę Mars . To pierwsza misja, której celem jest zbadanie innej planety w Układzie Słonecznym, zapoczątkowana przez Europejską Agencję. Jego misją jest zbieranie danych na temat powierzchni, atmosfery , jonosfery i podglebia planety. Sonda zawiera orbiter i małą lądownik , Beagle 2 odpowiedzialnego za lądowania na powierzchnię oraz wykrywanie śladów życia.

Mars Express został opracowany w stosunkowo krótkim czasie, częściowo wykorzystując architekturę sondy Rosetta, podczas gdy pięć z siedmiu instrumentów zostało opracowanych dla rosyjskiej sondy Mars 96 . Jest uruchamiany2 czerwca 2003przez rakietę Sojuz i jest umieszczany na orbicie wokół Marsa25 grudniatego samego roku. Wszystkie ślady Beagle 2 znikają wkrótce po oddzieleniu od głównej sondy.

Mars Express uzyskał liczne wyniki naukowe: określenie charakteru czap polarnych i oszacowanie objętości zmagazynowanej wody, skład atmosfery marsjańskiej i jej interakcji z wiatrem słonecznym, obserwacja sezonowego cyklu wodnego, trójwymiarowe mapowanie ukształtowanie terenu, wykrywanie uwodnionych minerałów świadczących o długotrwałej obecności wody na powierzchni oraz mapowanie danych regionów, wykrywanie obecności wody w stanie ciekłym pod pokrywą lodową bieguna południowego. Misja, która początkowo trwała 23 miesiące, była kilkakrotnie przedłużana. Pod koniec 2018 roku zapowiadane jest przedłużenie misji do 2022 roku.

Kontekst

Główne cechy Mars Express w porównaniu do Venus Express
March Express Venus Express
Msza przy starcie 1042  kg 1270  kg
Pusta masa 680  kg 730  kg
Koszt 280 milionów euro 220 milionów euro
Instrumenty naukowe 7 7
Masa instrumentów naukowych 116  kg 93  kg
Czas trwania głównej misji 689 j. 500 dni.
Objętość danych produktu 0,5-5 gigabajtów / dzień

Rosyjski marsjańska misja kosmiczna Mars 96 zostało przeprowadzone w 1996 roku z silnym udziałem Europejskiego zmaterializowane przez realizację pięciu instrumentów naukowych. Zniszczenie sondy kosmicznej po awarii jej wyrzutni protonowej to cios dla europejskich naukowców. Rosja w środku kryzysu finansowego nie ma środków na zbudowanie kopii Marsa96 i nie jest możliwe zabranie tak dużej liczby instrumentów na pokład rozwijających się misji amerykańskich. Pod koniec 1996 roku, francuska agencja kosmiczna , CNES , studiował realizację małej orbitera w oparciu o wykorzystanie jego Proteus platformy dla mini-satelity zdolnych pomieścić około 100  kg z ładunkiem , pięć eksperymentów naukowych (francuski spektrometru i zakrycie eksperyment, niemiecka kamera wysokiej rozdzielczości, włoski spektrometr Fouriera i szwedzki spektrometr jonów). Ta ochrzczona misja Marzec 2001to początkowo projekt francuskich i niemieckich agencji kosmicznych. Europejska Agencja Kosmiczna , pod wpływem realizacji misji eksploracji Układu Słonecznego przy niskim koszcie NASA ( programu Discovery ) decyduje się inspirować tworzenie misji „flexi” (elastyczne) tanie. Redukcja kosztów opiera się na uproszczonej strukturze zarządzania, wcześniejszym wyborze już istniejących instrumentów naukowych i delegowaniu na producentów większej odpowiedzialności.

Koszt misji „flexi” jest ograniczony do 175 mln euro, ale w przypadku misji na Marsie zostaje zmniejszony do 150 mln euro, ponieważ wszystkie instrumenty naukowe są już dostępne. Projekt o nazwie Mars Express to pierwsza misja kosmiczna Europejskiej Agencji Kosmicznej na Marsa. Mars Express musi przewozić pięć instrumentów Marsa 96, a także dwa małe lądowniki o wadze 150  kg . Jeden z nich zostaje ostatecznie porzucony na rzecz włosko-amerykańskiego radaru, który musi badać warstwy lodu zakopane w piwnicy. Na początku 1997 r. Rada naukowa agencji zatwierdziła rozwój misji. Pod koniec fazy badawczej projekt został potwierdzony przez tę radę naukową w listopadzie 1998 r. Pod warunkiem, że nie zostaną pozyskane niezbędne środki budżetowe ze szkodą dla innych misji będących w trakcie realizacji. Produkcja orbitera została powierzona przemysłowcowi Matra Marconi Space (która później przekształciła się w Astrium ) kosztem 60 milionów euro. WGrudzień 1997ESA ogłasza przetarg na projekt podwozia . Trzy projekty są proponowane odpowiednio przez Wielką Brytanię , Niemcy i Rosję, Francję i Finlandię ( NetLander ). Latem 1998 roku brytyjska propozycja została przyjęta: lądownik otrzymał nazwę Beagle 2 w hołdzie dla statku Karola Darwina . Projekt Mars Express zostaje ostatecznie zatwierdzony w dniu19 maja 1999 z zamiarem wystrzelenia w 2003 r. W tej chwili odpowiednie położenie Ziemi i Marsa umożliwia przeprowadzenie tranzytu w wyjątkowo korzystnych warunkach, które powtarzają się tylko co kilka tysięcy lat.

Misja Mars Express

Cele naukowe

Cele misji to:

Profil misji

Sonda została uruchomiona w 2003 roku, aby skorzystać ze szczególnie korzystnej konfiguracji, która powtarza się tylko co 15 do 17 lat i która pozwala sondzie dotrzeć do Marsa w ciągu 7 miesięcy zamiast zwykłych 9 do 12 miesięcy. Pięć dni przed manewrem w celu wejścia na orbitę wokół Marsa lądownik Beagle 2 zostaje zrzucony na trajektorię, która powinna pozwolić mu na ponowne wejście na planetę na poziomie atmosferycznym. Wkrótce potem sonda wykorzystuje swój silnik główny, aby po kilku manewrach wejść na eliptyczną orbitę biegunową (250 × 10 142  km ) o nachyleniu 86 ° 35 ', którą pokonuje w 6,75 godziny. Byłoby lepiej, gdyby orbita była kołowa do tworzenia map. W tym celu konieczne byłoby albo załadowanie znacznie większej ilości paliwa przy znacznym wzroście kosztów misji, albo uciekanie się do hamowania powietrznego, ale tylko NASA opanowała tę bardzo delikatną technikę wdrożoną przez Mars Global Surveyor i Mars Odyssey .

Nominalny czas trwania misji orbitera wynosił jeden rok marsjański lub 687 ziemskich dni, a zatem powinien zakończyć się w dniu 30 listopada 2005. Przedłużenie misji o jeden rok na Marsie do31 października 2007 jest planowany od samego początku, ponieważ nadmiar paliwa został zmyty.

Lądownik Beagle 2 ma wylądować na Isidis Planitia , basenie osadowym, w którym mogły zachować się ślady możliwego życia. Miejsce lądowania (11,6 ° N, 90,75 ° E) również zostało wybrane ze względu na to, że znajduje się na wysokości wystarczająco małej, aby ograniczyć grubość wymaganej izolacji termicznej, a tym samym jej masę, i wystarczająco w atmosferze wystarczająco gęstej, aby spadochrony mogły hamować. to skutecznie. Miejsce to nie jest zbyt kamieniste i ma kilka znaczących spadków, co ogranicza liczbę podskoków, które Beagle 2 będzie musiał przejść na swoich nadmuchiwanych poduszkach („poduszkach powietrznych”). Wszystko to zmniejsza ryzyko lądowania.

Charakterystyka techniczna sondy kosmicznej

Rozkład masy Mars Express według składników
Skrót Składnik Masa (kg)
Sucha masa 493
HRSC Kamera stereoskopowa 21.2
PFS Spektrometr na podczerwień 33.4
OMEGA Spectro-imager 28.8
MARSZ Radar 12
ASPERA Rzadki i zjonizowany analizator gazów ?
SPICAM Spektrometr ultrafioletowy i podczerwony 4.9
Masa instrumentów naukowych 113
Lander 60
Ergols 457
Masa całkowita 1120

Korpus sondy kosmicznej ma kształt równoległościanu o wymiarach 1,5  m × 1,8  m × 1,4  m , na którym wszczepione są różne urządzenia zewnętrzne. Na jednej z jego ścianek umieszczono antenę paraboliczną o dużym zysku, a na dwóch na dwóch panelach słonecznych . Konstrukcja wykonana z plastra miodu z aluminium . Jego masa startowa była 1,052  kg , w tym 427  kg z paliwem i 60  kg dla lądownika Beagle 2. Głównym wykonawcą Mars Express jest EADS Astrium , w Tuluzie . Wystrzelenie przeprowadziła rosyjsko-europejska firma Starsem , odpowiedzialna za marketing wyrzutni Sojuz .

Energia elektryczna

Energię elektryczną zapewniają dwa panele słoneczne, które pojawiają się wkrótce po wyrzuceniu owiewki wyrzutni Sojuz. Mają łączną powierzchnię 11,42  m 2 i zapewniają 650  watów, gdy Mars znajduje się najdalej od Słońca. Ta pojemność jest wystarczająca do zużycia oprzyrządowania naukowego i sprzętu odpowiedzialnego za utrzymanie sondy w stanie sprawności, która osiąga szczyt przy 500 watów podczas wymiany danych z Ziemią. Panele słoneczne są regulowane, aby ich powierzchnia była prostopadła do promieni słonecznych. Podczas podróży po swojej orbicie sonda przechodzi okresowo zaćmienia Słońca trwające 90 minut, podczas których przejmują ją trzy akumulatory litowo-jonowe o łącznej pojemności 67,5  Ah .

Napęd

Silnik rakietowy główny sonda Mars Express służy do umieszczenia sondy na jej orbicie Marsa. Zużywa paliwa ciekłe zawarte w dwóch zbiornikach 267  litrów. Mieszanina jest pod ciśnieniem przez 35-  litrowy zbiornik z helem pod ciśnieniem i zapewnia siłę ciągu 400  niutonów . Do korekcji trajektorii sonda ma 8 małych silników rakietowych zdolnych do wytworzenia ciągu 10 niutonów, które są przymocowane do czterech rogów platformy sondy. Używają tego samego paliwa, co główny silnik. Gdyby główny pędnik zawiódł, te małe pędniki mogłyby być również użyte do umieszczenia Mars Express na orbicie wokół Marsa, ale nadal nie pozwalałyby mu osiągnąć orbity roboczej. Rozwój tych silników pomocniczych prowadzony był w ramach misji Klastra .

Kontrola postawy

Mars Express to stabilizowany 3 osie . W celu komunikacji ze stacjami na Ziemi dokładność wskazywania musi wynosić 0,15 ° . Uzyskuje się to za pomocą kilku urządzeń:

Niewielkie poprawki orientacji są dokonywane za pomocą kół reakcyjnych  : urządzenia te służą do kontrolowania orientacji, gdy sonda uruchamia swoje silniki lub do utrzymywania anteny lub instrumentów naukowych skierowanych na cel na całej orbicie.

Telekomunikacja

Kiedy sonda kosmiczna Mars Express rozpoczyna swój tranzyt na Marsa, używa anteny o niskim wzmocnieniu o średnicy 40  cm , umieszczonej po jednej stronie platformy. Do wymiany danych z Ziemią sonda ma antenę paraboliczną o dużym wzmocnieniu o średnicy 1,6 metra. Kiedy krąży po swojej orbicie wokół Marsa, jego okres orbitalny wynosi 7,5 godziny. Sonda kosmiczna przez 6 godzin kieruje swoją antenę na Ziemię, co pozwala jej wysyłać i odbierać dane. Przez pozostałe półtorej godziny sonda kieruje swoją antenę w kierunku powierzchni Marsa, co umożliwia instrumentom naukowym zbieranie danych. W tej fazie może przekazywać dane z marsjańskiej gleby na Ziemię, które gromadzi za pomocą dwóch anten UHF. To urządzenie, zaprojektowane do zbierania danych naukowych z Beagle 2, było używane do komunikacji z łazikami MER z NASA . System telekomunikacyjny wykorzystuje pasmo X (7,1  GHz ) do wysyłania danych na Ziemię z szybkością do 230  kbit / s oraz pasmo S do odbierania instrukcji. Gdy dane nie mogą zostać natychmiast przesłane do stacji naziemnych, są tymczasowo przechowywane w pamięci o pojemności 12  gigabitów .

Kontrola termiczna

Większość elementów wewnętrznych Mars Express, muszą być przechowywane w temperaturze pomiędzy 10 i 20  ° C . Temperaturę tę uzyskuje się dzięki warstwom materiału izolacyjnego wykonanego ze stopu aluminium pokrytego cienką warstwą złota, które otaczają korpus sondy kosmicznej. Niektóre urządzenia, takie jak panele słoneczne i antena o dużym wzmocnieniu, nie mogą być ekranowane i są podgrzewane do temperatury 150  ° C , gdy jest wystawiona na działanie słońca i -100  ° C, gdy znajduje się w cieniu. W tych warunkach ważne jest, aby nie odkształcały się przy zmianie temperatury: w tym celu są wykonane z kompozytu węglowego. Instrumenty PFS i OMEGA powinny być przechowywane w temperaturze -180  ° C , a czujniki kamery również w ekstremalnie niskiej temperaturze. Sprzęt ten jest oddzielony od reszty sondy i do grzejników umieszczonych na powierzchni, które nie są narażone na działanie słońca, co pozwala ogrzać do ewakuacji w przestrzeń, której temperatura wynosi -270  ° C .

Instrumenty naukowe

Ładunek z orbiterze składa się z 7 przyrządów, o łącznej masie 116  kg  :

  1. ASPERA ( Analyzer of Space Plasmas & Energetic Atoms ) to instrument, który może analizować cząstki naładowane i obojętne wokół Marsa. Celem jest zrozumienie, w jaki sposób cząsteczki wiatru słonecznego oddziałują z atmosferą Marsa i za pomocą jakiego mechanizmu wiatr słoneczny wyrzuca cząstki z atmosfery do ośrodka międzygwiazdowego. Został opracowany przez Szwedzki Instytut Fizyki Kosmicznej w Kirunie , przy udziale Francji;
  2. HRSC ( High Resolution Stereo Camera ) to kamera wytwarzająca trójwymiarowe kolorowe obrazy o wysokiej rozdzielczości (od 10 metrów na piksel do 2 metrów na piksel). Jest produkowany przez Wolny Uniwersytet w Berlinie i DLR . HRSC mapuje powierzchnię Marsa. Dzięki stereografii kamera może również dostarczać dane topograficzne, a tym samym umożliwia produkcję cyfrowych modeli terenu (DEM) z większą precyzją niż Mola, amerykański wysokościomierz laserowy na pokładzie MGS  ;
  3. OMEGA ( Observatory Mineralogy, Water, Ice Cream and the activity ) to spektrometr pracujący w bliskiej podczerwieni i mikrofalach (zakres długości fal od 350  µm do 5,1  µm ). Studiował mineralogię składupowierzchni i rozkład pewnych związków w atmosferze. Został zaprojektowany przez Institute of Space Astrophysics of Orsay  ;
  4. PFS ( Planetary Fourier Spectrometer ) to spektrometr podczerwieni opracowany przez Instytut Fizyki Przestrzeni Międzyplanetarnej w Rzymie (Włochy), zoptymalizowany do badania różnych składników atmosfery Marsa, takich jak dwutlenek węgla (95  % ), woda, tlenek węgla , metan i formaldehyd  ;
  5. Mars ( marzec Radio Science ) jest instrumentem z Uniwersytetu w Kolonii z radioscience , za pomocą systemu radiowego do badania orbitera przez radiową przesłanianie jonosfery , atmosfera, powierzchni i piwnicy marca  ;
  6. MARSIS  (en) ( March Advanced Radar for Subsurface and Ionosphere Sounding ) to radar do wykrywania obecności wody w stanie ciekłym lub stałym na powierzchni Marsa na głębokości od 3 do 4  km . Prowadzi go Uniwersytet Rzymski „La Sapienza”  ;
  7. SPICAM ( spektroskopia w Badanie charakterystykę atmosferze Mars ) jest ultrafioletowe i spektrometr podczerwieni, pomiar poziomu ozonu i wody oparów do atmosfery. Został on zaprojektowany przez wydział aeronomia z CNRS w Verrières-le-Buisson we Francji.

Kontrola naziemna

Kontrolę misji zapewnia Europejskie Centrum Operacji Kosmicznych (ESOC). Pokój kontrolny, zwany „ pokojem kontrolnym misji planetarnych” , jest współdzielony z misjami Rosetta i Venus Express . Zespół kontrolny składa się z kierownika operacyjnego ( Spacecraft Operations Manager ), 8 inżynierów operacyjnych ( Spacecraft Operations Engineers ), 3 planistów ( Mission Planners ), analityka ( Spacecraft Analyst ) i 5 kontrolerów ( Spacecraft Controllers ); przeszkolona 4 lata przed startem, używa oprogramowania SCOS-2000 . Wspomaga to kilka innych zespołów, odpowiedzialnych m.in. za wsparcie IT czy obliczanie trajektorii.

Lądownik jest kontrolowany przez brytyjską agencję kosmiczną LOCC ( Lander Operations Control Center ) z Leicester .

Sonda mija część każdej orbity zwróconej w stronę Marsa i część zwróconą w stronę Ziemi, aby przesłać zebrane informacje z prędkością 230  kbit / s (od 0,5 do 5  GB dziennie), jak Venus Express . Po około 6 miesiącach dane naukowe są przesyłane do Europejskiego Centrum Astronomicznego (ESAC) i przechowywane w archiwum danych naukowych Mars Express . Anteny używane do komunikacji z sondą pochodzą z Nowej Norcia w Australii i Cebreros w Hiszpanii  ; oba mają wysokość trzydziestu pięciu metrów i zostały zaprojektowane tak, aby mogły komunikować się z najbardziej odległymi sondami.

Lądownik Beagle 2

Beagle 2 to bardzo mały lądownik (68,8  kg ), który może być wystrzelony przez wyrzutnię Sojuz z sondą Mars Express. Ma kształt spodka o średnicy 92,4  cm i wysokości 52,4  cm . Zawiera :

Ten ostatni ma średnicę 64  cm przy wysokości 23  cm i waży 33,2  kg . Zawiera ruchome ramię, na którym zamocowane są instrumenty: szlifierka, wiertło umożliwiające pobranie próbki gleby z odległości do 3 metrów od lądownika, parę kamer, mikroskop , spektrometr Mössbauera i spektrometr z x- promienie . Spektrometr masowy zainstalowany w kapsułce odpowiada za pomiar proporcji różnych izotopów z węgla w próbce gleby zmniejszonym przez ramię Analizy te powinny przyczynia się do określenia, czy próbka zawierała pozostałości organizmów żywych. Wreszcie, kilka czujników musi być w stanie mierzyć właściwości środowiska: temperaturę, ciśnienie, wiatr, pył, strumień ultrafioletu. Ładowność jest niezwykle zminiaturyzowana, ponieważ jej całkowita masa wynosi 11,4  kg .

Gdy kapsuła dotrze do marsjańskiej gleby, otwiera się jak ostryga i wypuszcza cztery panele słoneczne z arsenku galu, które dostarczają 87 watów, gdy Słońce jest najwyżej. Energia elektryczna jest przechowywana w akumulatorze litowo-jonowym . Antena zainstalowana w pokrywie kapsuły umożliwia komunikację z prędkością od 2 do 128 kbit na sekundę z Ziemią przez orbitę.

Chronologia

Wystrzelenie i tranzyt na Marsa (od czerwca do grudnia 2003)

Mars Express zostaje uruchomiony 2 czerwca 2003na 17  h  45 UTC przez wyrzutni Sojuza z 4 p  górnego stopnia Fregat z kosmodromu Cosmodrome w Kazachstanie . Sonda i górny stopień są najpierw umieszczane na oczekującej orbicie o długości 200  km, a następnie 1 godzinę 20 później następuje ponowne zapalenie się fazy Fregata i wstrzyknięcie sondy na orbitę transferową na Marsa. Mars Express rozpoczyna podróż na odległość 400 milionów km od Ziemi z prędkością 3  km / s, ale z prędkością 32,4  km / sw heliocentrycznym układzie odniesienia . Trajektorię sondy i jej prędkość ustala się następnie precyzyjnie, mierząc czas potrzebny do powrotu sygnałów wysyłanych przez kilka stacji naziemnych. Dwa dni po uruchomieniu4 czerwca, Małe silniki rakietowe Mars Express są używane przez kilka minut do udoskonalenia trajektorii. W pierwszym miesiącu tranzytu na Marsa sprawdzane jest działanie instrumentów naukowych, a następnie wyłączane. Podczas pozostałej części tranzytu na Marsa sonda kontynuuje swoją podróż, regularnie wysyłając dane umożliwiające kontroli naziemnej weryfikację jej działania. Kamera HSRC jest aktywowana dwukrotnie, aby wykonać zdjęcia Ziemi i Księżyca, a następnie Marsa, za każdym razem z odległości 5,5 miliona km. Drugi manewr naprawczy odbywa się we wrześniu. W listopadzie, na miesiąc przed spotkaniem z Marsem, sonda używa swoich małych silników rakietowych do zmiany trajektorii, tak aby pozbawiony napędu lądownik Beagle mógł dotrzeć do Marsa i wylądować w miejscu docelowym. Plik19 grudnia 2003na pięć dni przed spotkaniem z Marsem moduł Beagle 2 zostaje odłączony od sondy przez urządzenie pirotechniczne i odsuwa, popychany do tyłu przez mechanizm zawierający sprężynę, który obraca lądownik w celu ustabilizowania trajektorii.

Wprowadzenie na orbitę Marsa

Plik 20 grudniasonda dokonuje niewielkiej korekty kursu. Plik25 grudnia, napęd główny jest używany przez 37 minut i hamuje sondę z prędkością 1,3  km / s, aby wprowadzić ją na eliptyczną orbitę o wymiarach 250 × 150 000 km z nachyleniem 25 °. W kolejnych dniach na tej orbicie wprowadzane są niewielkie poprawki, a następnie30 grudniaważniejsza poprawka umieszcza sondę na orbicie roboczej: jest to orbita biegunowa o nachyleniu 86 °, perygeum 298  km i apogeum 10 107  km . Na wybranej orbicie sonda wykonuje przejście w pobliżu Marsa wzdłuż powierzchni z jednego bieguna na drugi, podczas którego operuje swoimi instrumentami naukowymi, a następnie oddala się od Marsa i po zwróceniu anteny w kierunku Ziemi przesyła zebrane dane. Pierwsza faza trwa od 0,5 do 1 godziny, natomiast okres komunikacji z Ziemią trwa od 6,5 do 7 godzin. Z każdym nowym przejściem sonda podąża za inną niewielką szerokością geograficzną: odległość między śladami naziemnymi podczas dwóch przejazdów jest nieco mniejsza niż szerokość omiatania kamery o wysokiej rozdzielczości.

Awaria Beagle 2

Ze względu na wagę lądownik Beagle 2 nie posiada sprzętu radiowego umożliwiającego przesyłanie danych o jego sytuacji po oddzieleniu się od orbitera. Pierwsza audycja radiowa musi być nadana po jej wylądowaniu na marsjańskiej ziemi, na której ma nastąpić25 grudniado 3  h  40 . Mars Odyssey, który musi przelecieć nad miejscem do 5  h  30, ma radiowy sprzęt odbiorczy umożliwiający odbieranie sygnału Beagle 2 Żaden sygnał nie zostanie przechwycony przez Mars Odyssey podczas przelotu lub później.

Pierwsze rezultaty

Plik 23 stycznia 2004sonda potwierdza istnienie wody w postaci lodu na biegunie południowym dzięki instrumentom „  Omega  ” i „  Spicam  ”.

Wdrożenie Marsisa (2005)

Podczas projektowania SHARAD , ulepszonej wersji radaru MARSIS , który będzie przenoszony na pokład Mars Reconnaissance Orbiter (MRO), symulacje komputerowe wykazały, że rozmieszczenie MARSIS może uszkodzić sondę przez zbyt szybkie rozmieszczenie. Dlatego zdecydowano się wKwiecień 2004odroczyć uruchomienie MARSIS. Po zbadaniu, rozmieszczenie 3 anten radarowych składających się na MARSIS nastąpiło ponad rok później17 czerwca 2005. Ale po niepowodzeniu wielu misji marsjańskich ( Mars 96 , Mars Climate Orbiter , Mars Polar Lander i Nozomi ), ESA nie chciała podejmować żadnego ryzyka z misją, która do tej pory była prawie bezbłędna. Radar został uruchomiony19 czerwcaa po okresie prób powinien rozpocząć swoje pierwsze prawdziwe naukowe obserwacje4 lipca.

Plik 13 września 2005powołano komisję śledczą, która ma rzucić światło na przyczynę nieprawidłowego działania spektrometru PFS na kilka miesięcy. Wibracje sondy spowodowane jej aktywnością zostały wysunięte w celu wyjaśnienia przyczyny usterki, bez możliwości precyzyjnego określenia jej pochodzenia.

Przegląd Phobos (2009)

Plik 3 marca 2010europejska sonda minęła 67  km od Fobosa . Celem tego przejścia na małej wysokości był precyzyjny pomiar bardzo słabego pola grawitacyjnego Phobosa.

Przedłużenie misji

Dwuletnia misja Mars Express , która odpowiada rokowi marsjańskiemu, była kilkakrotnie przedłużana ze względu na dobry stan satelity i jego instrumentów, a także jakość uzyskanych danych naukowych. Plik28 września 2005ESA ogłasza pierwsze przedłużenie o 687 dni. Ogłoszenie drugiego przedłużenia28 lutego 2007, co oznacza koniec misji do Maj 2009. Decyzja o nowym przedłużeniu zostanie podjęta zaLuty 2009 do końca tego samego roku, ale 2 października 2009Komitet Naukowy ESA przedłuża misję MARS EXPRESS do 31 grudnia 2012 potem w listopad 2012dwa nowe lata. Plik19 listopada 2014misja zostaje ponownie przedłużona o 5 innych misji naukowych trwających 2 lata do 31 grudnia 2016 r. Plik22 listopada 2016 rmisja zostaje ponownie przedłużona o 9 innych misji naukowych trwających 2 lata do 31 grudnia 2018 r. Pod koniec 2017 roku misja miała zakończyć się pod koniec 2020 roku. Pod koniec 2018 roku zapowiadane jest nowe przedłużenie misji do 2022 roku.

Wyniki naukowe

Pomimo niskiego kosztu misji, Mars Express przyniósł wiele istotnych naukowo wyników. Najbardziej dostępne są spektakularne trójwymiarowe zdjęcia kanionów, starożytnych dolin rzecznych, kraterów uderzeniowych i czap polarnych.

Odkrycie uwodnionych minerałów

OMEGA spektrometr jest pierwszym narzędziem wykryć obecność minerałów uwodnionych na powierzchni ziemi. Minerały te dowodzą, że woda nie tylko krążyła po powierzchni planety, jak już wiedzieliśmy na podstawie różnych wskaźników, takich jak obecność kanałów i delt, ale że była obecna przez okresy wystarczająco długie, aby umożliwić tworzenie się skał mineralnych. Przyrząd o rozdzielczości od 5 do 10  km wykrył w ciągu pierwszych 10 lat misji obecność rozległych obszarów oddzielonych od siebie, pokrytych dwoma rodzajami uwodnionych minerałów:

Najnowsze formacje geologiczne pochodzenia lodowcowego

Kamera HRSC zwróciła uwagę na niedawne formacje geologiczne pochodzenia lodowcowego, zlokalizowane na średnich szerokościach geograficznych iw regionach tropikalnych: te aluwialne stożki powstały w wyniku przepływu płynnych materiałów bogatych w lód.

Potwierdzenie obecności wody na południowej czapie polarnej

Pomiary wykonane przez statki kosmiczne do czasu przybycia Mars Express wykazały, że północna czapa polarna składała się głównie z lodu wodnego, podczas gdy południowa czapa polarna, chłodniejsza, składała się głównie z lodu dwutlenku węgla i prawdopodobnie lodu wodnego. Instrument OMEGA firmy Mars Express , mierząc udział światła słonecznego i ciepła odbitego przez czapkę, umożliwił oszacowanie, że składa się on w 85% z dwutlenku węgla i 15% z lodu wodnego. Strome boki czapki, które wyznaczają granicę z otaczającymi równinami, są wykonane z czystego lodu. OMEGA odkryła również, że warstwy powierzchniowe otaczających równin były mieszaniną lodu wodnego i gleby (wieczna zmarzlina). Może się zdarzyć, że w glebie Marsa zmagazynowana zostanie znacznie większa ilość wody niż oczekiwano. Przez sondy kosmicznej MARSIS radar pozwoliło ocenić grubość obu czap polarnych, które szacuje się na około 3,5  km .

Obserwacje wykonane w latach 2012–2015 przy użyciu pokładowego radaru MARSIS zostały poddane szczegółowej analizie. Wlipiec 2018Zespół naukowy Mars Express ogłasza na podstawie tych danych, że pod warstwą lodu Planum Australe odkryto jezioro z wodą w stanie ciekłym o średnicy około 20  km . Pomimo bardzo niskiej temperatury (-74 ° C) woda byłaby utrzymywana w stanie ciekłym dzięki nasyceniu solą. Jednak rozdzielczość przestrzenna radaru MARSIS (5 kilometrów) wydaje się niektórym naukowcom nieco ograniczona, aby pozwolić na całkowite twierdzenie co do obecności wody w stanie ciekłym.

Ostatnie epizody wulkaniczne

Wulkanizm odegrał ważną rolę w ewolucji powierzchni Marsa. Do niedawna uczeni szacowali, że aktywność wulkaniczna ustała od 500 do 600 milionów lat temu. Szczegółowe zdjęcia wykonane przez kamerę HRSC Mars Express pokazały, że niektóre z najbardziej masywnych wulkanów Marsa były nadal aktywne kilka milionów lat temu. Przedmiotowe wulkany to Olympus Mons, a także trzy gigantyczne wulkany położone w regionie Tharsis  : Arsia Mons , Pavonis Mons i Ascraeus Mons . Ich centralne kaldery pokazują, że ich powierzchnia została przekształcona w ciągu ostatnich 20 milionów lat. Niektóre strumienie lawy mogły zostać wyemitowane dwa miliony lat temu. Dane te sugerują, że aktywność wulkaniczna na małą skalę może nadal występować dzisiaj, na przykład systemy hydrotermalne powodujące podziemne zbiorniki ciepłej wody. Metoda zastosowana do określenia daty tej aktywności wulkanicznej polega na zliczeniu kraterów uderzeniowych widocznych na powierzchni; brak kraterów jest synonimem niedawno uformowanego terenu. Zdjęcia wykonane przez HRSC potwierdziły również, że wulkany w regionach Tharsis i Elysium były aktywne sporadycznie od miliardów lat, a aktywność na ich szczytach jest okresowa. Wulkan Tharsis Montes jest tym, który ma ostatnią aktywność i może ponownie stać się aktywny w najbliższej przyszłości. Rozprzestrzeniająca się aktywność wulkaniczna przez tak długi okres oznacza, że gorące punkty utrzymywały się przez szczególnie długi czas. Naukowcy nie znaleźli jeszcze wyjaśnienia tego zjawiska.

Ocena szybkości ucieczki z atmosfery marsjańskiej

Istnieje wiele wskazówek, które dowodzą, że Mars na początku swojego istnienia miał gęstą atmosferę, był cieplejszy i miał na swojej powierzchni duże ilości wody. Dzisiaj wody już nie ma, a atmosfera stała się niezwykle rozrzedzona. Zaproponowano kilka teorii wyjaśniających tę transformację. Wśród nich jest ucieczka atmosferyczna , proces, w którym wiatr słoneczny , jonizując górne warstwy atmosfery, odrywa obecne atomy, które są wyrzucane w przestrzeń. Instrument ASPERA-3 został specjalnie zaprojektowany do ilościowego określenia tego zjawiska. Okazało się, że proces ten był skuteczny w przypadku atomów wodoru i tlenu, które tworzą cząsteczki wody, ale nie był zbyt wydajny w przypadku dwutlenku węgla , głównego składnika marsjańskiej atmosfery. Dlatego też inne procesy musiały przyczynić się do przemiany marsjańskiej atmosfery.

Odkrycie zlokalizowanych polarnych świateł

Na Ziemi zjawisko polarnych zórz obserwuje się w rejonach biegunów, kiedy naładowane elektrycznie cząstki wiatru słonecznego kierowane przez linie ziemskiego pola magnetycznego zderzają się z cząsteczkami gazu z górnych warstw atmosfery. Planeta Mars nie ma globalnego pola magnetycznego. Jednak orbiter Mars Global Surveyor NASA odkrył szczątkowe pole magnetyczne w częściach skorupy planetarnej. Naukowcy podejrzewali, że to szczątkowe pole magnetyczne może być przyczyną zjawisk podobnych do ziemskich zorzy polarnej. Instrument SPICAM potwierdził tę hipotezę, wykrywając emisje światła po nocnej stronie Marsa. Wykryte zjawiska obejmowały obszar o średnicy około 30 km i rozpoczęły się na wysokości szacowanej na 150  km . Regiony, w których pojawiają się te zorze, dobrze odpowiadają strefom, w których utrzymuje się lokalne pole magnetyczne.

Nowa warstwa atmosferyczna w jonosferze

Eksperymenty z okultyzmem radiowym zostały przeprowadzone przez Mars Express (MaRS Experiment) w celu zbadania marsjańskiej atmosfery . Jak dotąd w jonosferze Marsa zidentyfikowano dwie warstwy . Dzięki temu eksperymentowi wykryto trzecią warstwę. Znajduje się między 65 a 110  km nad poziomem morza, podczas gdy pozostałe dwa znajdują się odpowiednio na wysokości 110 i 135  km nad poziomem morza. Ta nowa warstwa charakteryzuje się 10-krotnie mniejszą gęstością elektronów niż średnia gęstość marsjańskiej jonosfery. Nie jest ciągły, a jego lokalizacja zmienia się w zależności od pory dnia. Warstwa ta byłaby podobna do warstwy jonosfery Ziemi, zwanej warstwą meteorytu, powstałej w wyniku zniszczenia meteorytów wnikających do ziemskiej atmosfery. W wyniku tego procesu powstają atomy magnezu i żelaza , które oddziałują z promieniowaniem ultrafioletowym Słońca i jonosfery, tworząc specjalną warstwę atmosferyczną. Niska gęstość marsjańskiej atmosfery sprawia, że ​​proces niszczenia meteorytów jest mniej wydajny i jest przyczyną nieciągłości tej warstwy na Marsie.

Wykrywanie chmur dwutlenku węgla

Głównym składnikiem rzadkiej atmosfery Marsa jest dwutlenek węgla . Sezonowe wahania klimatu Marsa skutkują głównie cyklami parowania i przemiany tego gazu w lód. Wiedzieliśmy o istnieniu chmur lodu dwutlenku węgla, ale to Mars Express był w stanie dokonać pierwszych bezpośrednich obserwacji tych formacji chmur. Kilka instrumentów (OMEGA, SPICAM, HRSC i PFS) było w stanie zbadać różne aspekty tych chmur znajdujących się na dużych wysokościach w atmosferze Marsa, w szczególności nad równikiem. Pomiary te wykazały, że obecność chmur dwutlenku węgla zmieniała się z roku na rok. Mierząc cienie rzucane na ziemię, można było stwierdzić, że chmury te znajdowały się na średniej wysokości 80  km . SPICAM zaobserwował nawet warstwę tego typu chmur utworzoną ze szczególnie małych kryształów (o średnicy 100 nanometrów) na wysokości 100  km .

Mapowanie i badanie Fobosa

Mars Express wielokrotnie przelatywał nad marsjańskim księżycem Fobosem na krótkich dystansach . Te bliskie przejścia umożliwiły bardzo dokładne mapowanie marsjańskiego satelity. Najbliższe przejście zostało wykonane3 marca 2010kiedy sonda kosmiczna minęła 67  km od jej powierzchni, umożliwiając zmierzenie zmiany prędkości wywołanej jej grawitacją. Zmienność tę, chociaż ma bardzo małą wielkość (kilka milimetrów na sekundę), można obliczyć, mierząc zmianę fali nośnej jej sygnału radiowego. W ten sposób masę Fobosa można było oszacować z dokładnością 100 razy większą niż poprzednio. Wykonując obliczenia objętości księżyca ze szczegółowych zdjęć wykonanych przez Mars Express kamery , naukowcy byli w stanie wywnioskować, że gęstość Zdjęcia tylko 1,86  g / cm 3 . Ta szczególnie niska wartość wydaje się wskazywać, że Fobos to stos kamieni z pustymi przestrzeniami. Jeśli te skały są prymitywnymi chondrytami , puste przestrzenie powinny stanowić około 15% objętości. Gdyby Fobos składał się ze skał pochodzenia marsjańskiego, bardziej gęstych, odsetek pustek wzrósłby do 45%.

Najpopularniejsza teoria dotycząca pochodzenia księżyców Marsa głosi, że są to asteroidy przechwycone przez planetę Mars. Ale taki porowaty obiekt prawdopodobnie nie przetrwałby takiego procesu chwytania. Ponadto spektrometr PFS umożliwił wykrycie obecności minerałów typu krzemianów warstwowych na powierzchni Phobos, w szczególności w pobliżu Stickney , największego z kraterów uderzeniowych. Niska gęstość Fobosa i obecność na jego powierzchni minerałów utworzonych w obecności wody sugeruje, że Fobos jest w rzeczywistości wynikiem akrecji materiału skalnego wyrzuconego z powierzchni Marsa w wyniku gigantycznego uderzenia.

Wykrywanie metanu

W Marzec 2004The FPS spektrometr wykrywa obecność niewielkich ilości metanu w atmosferze. Obecność tego gazu , którego żywotność wynosi 440 lat, jeśli nie zostanie odnowiona, może mieć jedynie pochodzenie wulkaniczne lub bakteryjne . Jednak pozostaje pewna niepewność co do tego odkrycia, ponieważ bardzo mała ilość wykrytego metanu jest na granicy czułości instrumentu.

Uwagi

Bibliografia

  1. (w) Bernd Leitenberger, „  Venus Express - Die Raumsonde  ” (dostęp 19 listopada 2014 )
  2. Ulivi 2012 , s.  332
  3. Ulivi 2012 , s.  333
  4. „  Mars Express Science  ” , na http://smsc.cnes.fr , CNES (dostęp 26 stycznia 2011 )
  5. „  7 MIESIĘCY NA DOŁĄCZENIE DO MARS  ” , na http://smsc.cnes.fr , CNES (dostęp 25 stycznia 2011 )
  6. „  Mars Express  ” , pod adresem http://www.nirgal.net (dostęp 27 stycznia 2011 )
  7. (in) „  Mars Express Beagle 2 Lander  ” na http://sci.esa.int , ESA (dostęp 26 stycznia 2011 )
  8. (in) "  NASA NSSDC Catalog  " na http://nssdc.gsfc.nasa.gov , NASA (dostęp 26 stycznia 2011 )
  9. (in) „  Mars Express: Electric Power Engineering  ” , na http://sci.esa.int , ESA (dostęp: 25 stycznia 2011 )
  10. (en) "  Mars Express: Engineering Telecom  " , http://sci.esa.int , ESA (dostęp 25 stycznia 2011 )
  11. (w) „  Mars Express: Engineering Thermal Control  ” na http://sci.esa.int , ESA (dostęp 26 stycznia 2011 )
  12. (w) ESA Mars Express - Projekt instrumentu ASPERA-3: Analiza kosmicznych plazm i energetycznych atomów
  13. (in) ESA Mars Express - Konstrukcja instrumentu HRSC: Kamera stereo o wysokiej rozdzielczości
  14. (w) ESA Mars Express - Instrument Design Obserwatorium OMEGA dla mineralogii, wody, lodu i aktywności
  15. (en) ESA Mars Express - Instrument Design PFS: Planetary Fourier Spectrometer
  16. (w) ESA Mars Express - Instrument Design MaRS: March Radio Science
  17. (w) ESA Mars Express - Projekt instrumentu MARSIS: March Advanced Radar for Subsurface and Ionosphere Sounding
  18. (in) ESA Mars Express - Instrument Design SPICAM: Spectroscopy for Investigation of the Characteristics of the Atmosphere of Mars
  19. (w) „  Mars Express operations  ” na http://www.esa.int , ESA (dostęp 15 lipca 2010 )
  20. (w) „  Mars Express operations  ” na http://www.esa.int (dostęp: 7 maja 2010 )
  21. (in) „  Beagle 2 stats  ” na http://www.beagle2.com (dostęp 26 stycznia 2011 )
  22. (w) „  descent to the planet  ” na http://www.beagle2.com (dostęp 26 stycznia 2011 )
  23. (w) „  Science  ” na http://www.beagle2.com (dostęp 26 stycznia 2011 )
  24. (w) „  Technology: Power  ” na http://www.beagle2.com (dostęp 26 stycznia 2011 )
  25. (in) „  Technology: telecomms  ” na http://www.beagle2.com (dostęp 26 stycznia 2011 )
  26. (w) „  Mars Express: Cruise Phase  ” na http://sci.esa.int (dostęp 27 stycznia 2011 )
  27. (De) „  Mars Express: Die Mission  ” , na http://www.bernd-leitenberger.de (dostęp 27 stycznia 2011 )
  28. (w) „  Landing timeline  ” na http://www.beagle2.com (dostęp 27 stycznia 2011 )
  29. „  Martian Chronicles: The Fall of Beagle 2  ” na http://www.nirgal.net ,13 czerwca 2004(dostęp 27 stycznia 2011 )
  30. (w) Mars Express Mission Extended
  31. Rozszerzenie drugiej misji Mars Express
  32. (w) „  Przedłużenie życia zawodowego dla misji naukowej ESA  ” na temat misji naukowej ESA - Mars Express (dostęp: 20 listopada 2014 r. )
  33. (in) "  DWULETNI PRZEDŁUŻENIE POTWIERDZONE DLA MISJI ESA'S SCIENCE  " na misji naukowej ESA - Mars Express (dostęp 24 listopada 2016 r. )
  34. (w) "  ESA Science & Technology  " , w ESA (dostęp: 21 stycznia 2018 )
  35. https://sci.esa.int/web/director-desk/-/60943-extended-life-for-esas-science-missions
  36. (w) "  Najważniejsze informacje naukowe dotyczące Mars Express: # 1. Hydrated minerals - evidence of liquid water on Mars  ” , misja naukowa ESA - Mars Express (dostęp 19 listopada 2014 )
  37. (w) "  Najważniejsze informacje naukowe dotyczące Mars Express: # 3. Identification of the new glacial landforms  ” , misja naukowa ESA - Mars Express (dostęp 19 listopada 2014 r. )
  38. (w) "  Najważniejsze informacje naukowe dotyczące Mars Express: # 4. Sondowanie regionów polarnych  ” , misji naukowej ESA - Mars Express (dostęp 20 listopada 2014 r. )
  39. (w) R. Orosei , HE Lauro , E. Pettinelli , A. Cicchetti , Mr. Coradini , B. Cosciotti , F. Di Paolo E. Flamini , E. Mattei , Mr. Pajola F. Soldovieri, Mr. Cartacci , F. . Cassenti A. Frigeri S. Giuppi R. Martufi A. Masdea G. Mitri C. Nenna R. Noschese M. Restano R. Seu , „  radar dowody subglacial ciekłej wody marca  ” , American Association for the Advancement of Science (AAAS) ,25 lipca 2018 r, eaar7268 ( ISSN  0036-8075 , DOI  10.1126 / science.aar7268 ).
  40. „  Radar Mars Express wykryłby rozległe jezioro ciekłej wody pod powierzchnią Marsa  ” , na sciencesetavenir.fr ,25 lipca 2018 r(dostęp 25 lipca 2018 )
  41. (w) Emily Lakdawalla, „  Płynna woda na Marsie! Naprawdę w rzeczywistości tym razem (prawdopodobnie)  ” , The planetary Society,25 lipca 2018 r
  42. (w) "  Najważniejsze informacje naukowe dotyczące Mars Express: # 5. Recent and epizodic volcanism  ” , na misji naukowej ESA - Mars Express (dostęp 20 listopada 2014 )
  43. (w) "  Najważniejsze informacje naukowe dotyczące Mars Express: # 6. Oszacowanie obecnego tempa ucieczki atmosferycznej  ” (dostęp 20 listopada 2014 )
  44. (w) "  Najważniejsze informacje naukowe dotyczące Mars Express: # 7. Discovery of localized Auroras on Mars  ” (dostęp 21 listopada 2014 )
  45. (w) "  Najważniejsze informacje naukowe dotyczące Mars Express: # 8. Mars Express odkrywa nową warstwę w marsjańskiej jonosferze  ” (dostęp 21 listopada 2014 )
  46. (w) "  Najważniejsze informacje naukowe dotyczące Mars Express: # 9. Jednoznaczne wykrywanie chmur dwutlenku węgla  ” (dostęp: 20 listopada 2014 )
  47. (w) "  Najważniejsze informacje naukowe dotyczące Mars Express: # 10. Mapowanie i pomiary Phobos z niespotykaną dotąd szczegółowością  ” (dostęp: 20 listopada 2014 )
  48. (w) "  Najważniejsze informacje naukowe dotyczące Mars Express: # 2. Możliwość wykrycia metanu w atmosferze  ” (dostęp 20 listopada 2014 )

Załączniki

Bibliografia

Powiązane artykuły

Inne misje marsjańskie

Linki zewnętrzne