Martian Moons Exploration

Lunes de Mars : Phobos et Déimos

Parmi les très nombreux satellites naturels du système solaire, seuls trois d'entre eux orbitent autour de planètes telluriques : la Lune et les satellites de la planète Mars Phobos et Déimos^[1]. Ces deux derniers sont des corps célestes de forme irrégulière et de petite taille : le diamètre moyen de Phobos est de 22 kilomètres tandis que celui de Déimos est de 11 kilomètres. Alors que Déimos orbite autour de Mars à une distance de son centre de 23 550 km (période orbitale de 30 heures), Phobos rase la surface de Mars (distance de 9 378 kilomètres soit 6 000 km de la surface ou 1/58^e de la distance Terre-Lune)) ce qui impose une vitesse orbitale très élevée pour le maintien en orbite (période orbitale de 7 h 39). Elle devrait d'ailleurs s'écraser à la surface de la planète dans une centaine de millions d'années. Les deux lunes sont fortement influencées par les forces de marée exercées par Mars : elles présentent toujours la même hémisphère tournée vers Mars (rotation synchrone) et elles sont déformées par celles-ci. Leur densité est faible. La présence de vides représentant 25 à 35 % du volume ont permis de déduire qu'elles sont constituées d'un amoncellement de blocs. La surface de Phobos est fortement cratérisée et est dominée par le cratère Stickney de 9 kilomètres de large. Deux autres cratères font 5 kilomètres de large. Des stries parallèles rayonnant depuis Strickney, longues de 15 kilomètres et profondes de 5 à 10 mètres, sont peut-être les conséquences de l'impact ayant créé Stickney. D'autre part des sillons rectilignes larges de 500 mètres sont peut-être le résultat des forces de marée ou d'impacts secondaires. Déimos pour sa part comporte plusieurs petits cratères partiellement comblés (les plus importants sont Voltaire et Swift) mais sa surface est nettement plus lisse que celle de Phobos. Les forces de marée et les grands impacts ont moins marqué son évolution^[2].

L'exploration de notre Lune par des engins spatiaux (programme Apollo, Lunokhod, etc.) et l'analyse des échantillons de son sol ramenés sur Terre ont permis d'obtenir un grand nombre d'informations et de fixer des contraintes sur le processus de formation et l'évolution de ce satellite mais également de la Terre. Il est probable qu'une étude détaillée de Phobos et de Déimos, qui reste à réaliser en 2025, fournisse des informations tout aussi importante pour notre compréhension du système martien^[1].

Origine non élucidée

L'origine des deux petits satellites de la planète Mars — Phobos et Déimos — reste à déterminer. Deux théories, basées sur des indices qui se contredisent, s'affrontent^[3],[4] :

• Selon la première de ces théories les deux satellites sont des astéroïdes qui ont été capturés par la gravité martienne au début de l'histoire du système solaire. Le spectre électromagnétique de la surface des satellites (reflétant la composition de celle-ci), proche de celui des astéroïdes de type C et D, ainsi que l'albédo très faible de ces deux corps vont dans le sens de cette hypothèse. Deux sous-scénarios sont envisagés : ces petits corps sont originaires du système solaire interne et sont à ce titre pauvre en volatiles (carbone, hydrogène) ou ils proviennent du système externe auquel cas ils sont riches en volatiles ;
• Selon l'autre théorie ces satellites se sont formés sur place soit en même temps que la planète Mars soit à partir des débris créés par l'impact d'un corps de grande taille sur la surface de la planète. La très faible inclinaison et excentricité des orbites des deux satellites appuient cette interprétation.

Les réponses aux questions soulevées par les scénarios de formation des satellites de Mars peuvent permettre d'améliorer notre compréhension du mode de distribution et de transport des matériaux aux limites extérieures du système solaire interne ainsi que de la formation des planètes^[3] :

• si les satellites sont des astéroïdes capturés, comment les matériaux formant Mars ont été transportés au début de l'histoire du système solaire ?
• si les satellites se sont formés sur place, quelle est la nature de l'impact géant et quelle influence a eu cet impact sur les débuts de l'évolution de Mars ?
• est-ce que Déimos a les mêmes origines que Phobos ?

État des lieux de l'exploration spatiale des lunes de Mars

L'étude des satellites de Mars par des missions spatiales s'est limité jusque là dans la majorité des cas à des survols par des engins se plaçant en orbite autour de Mars et dont l'objectif principal était l'étude de cette planète. Les premières images détaillées de Phobos et Déimos ont été réalisées par les sondes spatiales Viking. Celles-ci ont révélé la forme irrégulière de ces petits satellites et leur albédo aussi faible que celui des astéroïdes. Ces observations sont à l'origine de la théorie selon laquelle les satellites de Mars seraient des corps capturés par Mars^[1].

Néanmoins MMX n'est pas la première mission à tenter d'effectuer une étude détaillée des lunes martiennes à distance et in situ et de ramener un échantillon de celles-ci sur Terre. Deux missions soviético-russes ont par le passé tenté de remplir ces objectifs mais se sont toutes deux soldées par un échec partiel ou total :

• Les deux sondes spatiales du programme Phobos lancées en 1988 comprenaient chacune un orbiteur, un atterrisseur et un petit astromobile. Les deux derniers devaient se poser à la surface de Phobos pour réaliser une étude in situ de la géologie de Phobos. Les deux sondes spatiales seront victimes d'anomalies fatales avant d'avant pu remplir les objectifs principaux de leur mission : Phobos 1 durant son transit entre la Terre et Mars, Phobos 2 durant la phase d'atterrissage à la surface de la lune^[5].
• La sonde spatiale Phobos-Grunt lancée en 2011 devait ramener un échantillon du sol de Phobos sur Terre après une phase d'étude poussée de cette lune. Phobos-Grunt est victime d'une défaillance avant même d'avoir entamé son transit vers Mars^[6].

Le programme spatial japonais d'exploration du système solaire

Au cours des décennies 2000 et 2010 l'agence spatiale japonaise (la JAXA) a acquis une solide expérience dans l'étude des petits corps célestes avec les missions Hayabusa (2003-2010) et Hayabusa 2 (2014-2020) qui ont toutes deux ramené des échantillons du sol d'astéroïdes. Les deux missions ont fourni des informations importantes sur le processus de formation de cette catégorie d'objets célestes et le rôle qu'elles ont pu jouer vis à vis de la Terre en tant que source en eau et matériaux organiques. La mission MMX s'inscrit dans la continuité de ces missions^[1].

En tant qu'orbiteur martien, la mission MMX doit contribuer à accroître l'expérience acquise par l'agence spatiale japonaise dans l'exploration des grands corps célestes avec les missions Kaguya (orbiteur lunaire lancé en 2007), Akatsuki (orbiteur vénusien lancé en 2010). La seule mission japonaise à destination de Mars, Nozomi lancée en 1998, a été victime d'une défaillance avant même d'atteindre la planète^[1].

Objectifs scientifiques

La mission MMX doit étudier à la fois les lunes de Mars et la planète Mars elle-même^[3]. La mission doit ramener sur Terre un échantillon représentant au minimum 10 grammes (plus de 1 000 grains) du sol de Phobos prélevé à une profondeur de 10 cm sous la surface. L'objectif est d'en collecter au moins 100 grammes^[10].

Les deux objectifs scientifiques de la mission MMX sont^[11] :

• Déterminer l'origine des lunes de Mars et en déduire les contraintes sur le processus la formation des planètes et le transport des matériaux entre le système solaire interne et externe. Cet objectif se décline de la manière suivante :
  • Déterminer si Phobos est un astéroïde capturé ou s'il résulte de l'impact d'un corps de grande taille à la surface de Mars. Pour ce faire déterminer la composition spectroscopique et la distribution des matériaux dont est composé Phobos avec une résolution spatiale permettant une évaluation scientifique des zones où ont été prélevés les échantillons de sol et des structures géologiques. Par ailleurs identifier les principaux composants présents dans les échantillons de sol ramenés sur Terre dans la mesure où les matériaux indigènes de Phobos conservent des enregistrements de sa formation et contraignent fortement leurs origines (via les ratio isotopiques, etc.). Déterminer la vitesse d'échappement et la distribution de masse lié à la glace d'eau de Phobos, identifier la présence ou l'absence de contrastes de densité à la surface de la lune pour déterminer de manière indépendant l'origine de Phobos.
  • Si Phobos résulte de la capture d'un astéroïde déterminer la composition et le processus de migration des matériaux primitifs vers la région des planètes terrestres et fixer des contraintes aux conditions initiales de l'évolution de la surface de Mars. Pour ce faire fixer des contraintes portant sur le processus de formation des matériaux primitifs au voisinage de la ligne des glaces.
  • Si Phobos résulte de l'impact d'un corps de grande taille à la surface de Mars déterminer les caractéristiques de l'impact et le processus de formation de la lune et évaluer son influence sur les processus initiaux d'évolution de Mars. Pour ce faire identifier les composants issus de la surface de Mars et ceux en provenance de l'impacteur, déterminer leurs caractéristiques, estimer l'ampleur et la date de l'impact et déterminer les contraintes portant sur les processus de migration planétaire, de transport du matériel de formation planétaire dans la région des planètes terrestres.
  • Préciser les contraintes concernant l'origine de Deimos. Pour ce faire déterminer la distribution des matériaux composant la surface de Deimos via une analyse spectroscopique avec une résolution spatiale suffisante pour déterminer les structures géologiques et effectuer des comparaisons avec Phobos.
• Déterminer à partir des éléments fournis par les lunes de Mars les mécanismes de transition du système martien et accroitre nos connaissances sur l'histoire de l'évolution de Mars. Cet objectif se décline de la manière suivante :
  • Obtenir une description basique des processus élémentaires de l'évolution des lunes (fréquence des impacts, degré d'altération) dans l'environnement du système martien. Pour ce faire, la mission doit permettre d'identifier les processus d'altération et d'évolution de la couche de régolithe en surface pour permettre une comparaison avec ceux des astéroïdes.
  • Effectuer de nouvelles découvertes et établir de nouvelles contraintes concernant les changements de la surface de Mars. A cet effet rechercher parmi les échantillons de sol de Phobos qui seront ramenés sut Terre des matériaux qui auraient été éjectés de la surface de Mars après la formation de Phobos et les utiliser pour établir des contraintes sur la composition chimique de la couche superficielle de Mars et son évolution (dans la mesure où des échantillons permettent de retracer celle-ci). Etablir également des limites au volume de l'atmosphère de Mars qui s'est échappé durant l'histoire de Mars à partir des ratios des isotopes dans l'atmosphère actuelle.
  • Déterminer les contraintes portant sur les mécanismes de circulation du matériel de l'atmosphère de Mars ayant un impact sur les changements du climat de Mars. Ces contraintes portent sur les processus assurant le transport de la poussière et de l'eau dans l'atmosphère de Mars et les échanges entre la surface et l'atmosphère et sont déterminées par des observations des variations temporelles des tempêtes de poussière et de la distribution globale de la vapeur d'eau et des nuages.

Objectifs techniques

La mission a également des objectifs techniques^[12] :

• Mise au point des techniques permettant le trajet retour depuis Mars.
• Mise au point de techniques avancées de prélèvement d'échantillons de sol de corps célestes.
• Mise au point de techniques de télécommunications optimales reposant sur une nouvelle station terrienne.

Caractéristiques générales

MMX est une sonde spatiale de 4 200 kg, dont 1 750 kg pour le module de propulsion et 1 100 kg dans le module de retour. il est haut de 4,5 mètres avec un diamètre de 2,1 mètres. Lorsque ses panneaux solaires sont déployés, son envergure atteint 14 mètres. La sonde spatiale est stabilisée sur trois axes. L'énergie est fournie par des panneaux solaires déployés dans l'espace qui fournissent 900 watts au niveau de l'orbite martienne. Le système de communications avec la Terre fonctionne en bande X (23 kilobits/seconde) et en bande Ka (128 kilobits/seconde) lorsque la distance entre la sonde spatiale et la Terre est supérieure à 2,7 unités astronomiques^[22]. Pour les communications, MMX dispose d'une antenne grand gain fixe, d'une antenne moyen gain et d'antennes faible gain. La propulsion principale et le contrôle d'attitude sont assurés par des moteurs-fusées à ergols liquides^[23].

Instrumentation scientifique

La charge utile comprend les instruments scientifiques suivants^{[3],[24],[25]} :

Astromobile IDEFIX

La sonde spatiale emporte un petit astromobile (rover) appelé IDEFIX et développé conjointement par le CNES et le DLR^[36]. Impliqué depuis 2016 dans la fourniture d'un rover d'exploration à MMX, le CNES a été rejoint en 2018 par le DLR^{[37],[38],[39]}. Les deux agences ont préalablement collaboré, dans le projet MASCOT pour la mission japonaise Hayabusa 2. Contrairement à MASCOT, dont la durée de vie était limitée à 17 heures par le recours à des batteries, le rover de MMX est équipé de panneaux solaires qui lui assurent une durée de vie nominale de 100 jours à la surface de Phobos^[38]. Le petit rover dispose de quatre roues^[40], en raison de la faible gravité de Phobos et contrairement aux rovers habituels martiens qui en comptent six. L'agence spatiale allemande est chargée de la structure externe du rover et des composants assurant sa mobilité. L'agence spatiale française développe l'ordinateur de bord, la chaîne d'alimentation électrique (panneaux solaires, unité de distribution, batteries), l'architecture mécanique et thermique, le logiciel de vol, le lien radio-fréquence entre le rover et la sonde MMX, la centrale inertielle, la régulation thermique et l'analyse de mission. L'astromobile embarque quatre instruments^[38] :

• Une paire de caméras produisant des images stéréo pour la navigation. Cet équipement est fourni par le laboratoire LAM de Marseille. Sa masse est de 350 grammes.
• un spectromètre Raman RAX (Raman spectrometer for MMX). Cet instrument est fourni par l'Agence spatiale allemande (Berlin) en collaboration avec INTA (Madrid), UVa (Valladolid) et l'Université de Tokyo. La messe de l'instrument est de 3,51 kilogrammes^[41].
• deux caméras observant les interactions entre les roues et le régolithe. Cet équipement est fourni par l'institut ISAE-SUPAERO de Toulouse. Sa masse est de 350 grammes.
• un radiomètre infrarouge miniRAD fourni par l'agence spatiale allemande. Sa masse est de 340 grammes.

Système de prélèvement

Les lunes Phobos et Deimos ont une taille beaucoup plus importante que les astéroïdes visités par les missions Hayabusa et Hayabusa 2. La gravité est de 0,005 7 m/s² (1 700 fois moins que sur Terre). La technique de prélèvement d'échantillon est donc différente de celle mise en œuvre par les sondes spatiales Hayabusa. Alors que ces dernières effectuent la collecte du sol après un contact très bref avec la surface de l'astéroïde, MMX se posera longuement à la surface de la lune martienne pour prélever l'échantillon du sol. Son séjour sur le sol sera néanmoins limité à trois heures. Si nécessaire, deux atterrissages seront effectués pour garantir le succès du prélèvement de sol^[10].

La sonde spatiale dispose de deux systèmes de prélèvement^[25] :

• C-SMP (Corer Sampler ) est constitué d'un bras mobile conçu pour enfoncer un tube cylindrique dans la surface à une profondeur allant jusqu'à 2 centimètres. Le tube contenant l'échantillon de sol est ensuite stocké dans la capsule qui doit revenir sur Terre.
• P-SMP (Pneumatic Sampler) envoie un jet de gaz stocké sous pression pour soulever des matériaux de la surface. Ceux-ci sont recueillis dans la fraction de seconde suivante dans un petit container. Cet instrument est fournie par la société américaine Honeybee Robotics.

Démonstrateurs technologiques

MMX emporte également deux instruments dans le but de valider le fonctionnement de nouvelles technologies qui seront déployées dans de futures missions^[25] :

• IREM (Interplanetary Radiation Environment Monitor) mesure le niveau de radiation de l'environnement martien ainsi que le spectre énergétique des protons à haute énergie générés par des événements tels que les tempêtes solaires. La mesure du rayonnement de fond au niveau de Mars est importante pour la survie des astronautes embarqués dans les futures missions martiennes et pour déterminer des méthodes permettant d'estimer les doses reçues.
• Les deux caméras SHV (Super Hi-Vision) développées en collaboration avec NHK seront utilisées pour obtenir des images de Mars et de ses lunes avec une résolution spatiale de 4 et 8 mégaoctets.

Lancement et transit jusqu'à Mars (2026-2027)

Le lancement de la sonde spatiale MMX par le lanceur japonais H3 est programmé pour octobre 2026^[42]. Durant son transit jusqu'à Mars la sonde spatiale ajuste à trois reprises sa trajectoire avant de s'insérer en 2027 en orbite autour de Mars. MMX doit rester trois ans dans le système martien de 2027 à 2030. La phase scientifique comprend cinq phases. Durant la plus grande partie de son séjour, la sonde spatiale reste sur une orbite quasi stationnaire (c'est-à-dire presque au-dessus de l'équateur du corps céleste) au-dessus de la surface de Phobos pour effectuer ses observations scientifiques et sélectionner les sites sur lesquels prélever les échantillons^[43].

Phase 1 : Observations préliminaires

Durant la première phase de sa mission, le fonctionnement de ses instruments et de ses équipements sont vérifiés et des observations préliminaires sont menées^[43],[23].

Phase 2 : cartographie minéralogique et géologique de Phobos

Durant la deuxième phase MMX se positionne successivement à différentes altitudes au-dessus de Phobos : l'orbite QSO-H se situe à une altitude comprise entre 100 et 200 kilomètres, QSO-M entre 50 et 90 kilomètres, QSO-L entre 20 et 50 kilomètres. Ces différentes orbites permettent à la sonde spatiale de réaliser une cartographie minéralogique (en particulier des minéraux hydratés) et une étude géologique complète de Phobos. Des mesures sont effectuées pour déterminer la structure interne, en particulier la présence de glaces^[43],[23].

Phase 3 : prélèvements d'échantillons de sol et étude in situ de Phobos

Durant la troisième phase, MMX effectue les prélèvements à la surface de Phobos. Au début de cette phase ou en fin de phase 2 (ce n'était pas encore décidé en 2022), la sonde spatiale commence par larguer le petit astromobile IDEFIX depuis une altitude inférieure à 100 mètres (sans doute environ 40 mètres). Celui-ci atterrit avec une vitesse de 1 m/s à la surface de Phobos pour y mener une campagne d'observation scientifique d'environ 100 jours terrestres sur un terrain qui n'a pas été perturbé par le souffle des moteurs-fusées de la sonde spatiale. Durant la phase 3, la sonde MMX se pose brièvement (durant deux à trois heures) sur deux sites pour effectuer des études in situ et prélever des échantillons du sol^{[43],[44],[23]}.

Phase 4 : observation de Mars et de Phobos

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Phase 5 : étude de Deimos

Avant de repartir vers la Terre, la sonde spatiale réalise durant quatre mois une étude du deuxième satellite de Mars, Deimos (cinquième phase). Les observations de Déimos sont faites à ce stade car celles-ci nécessitent de s'éloigner de Mars (Déimos circule sur une orbite plus éloignée) ce qui crée une synergie (consommation d'ergols) avec la manoeuvre suivante de départ vers la Terre. Pour limiter la consommation d'ergols, les données ne sont pas collectées en se maintenant en orbite autour de la lune mais en effectuant plusieurs survols. Le survol se fera au début à une distance de 1 000 km mais sera progressivement abaissée jusqu'à 100 km. A cette dernière distance l'instrument OROCHI pourra imager l'ensemble de la surface mais le champ de vue de MIRS et TENGOO ne couvrira qu'une partie de celle-ci. La collecte des données par les instruments TENGOO, OROCHI et MIRS est contrainte par la vitesse de survol, relativement élevée (0,4 à 0,85 km/s selon l'orbite autour de Mars qui sera retenue) et les limites des zones observables (=éclairées)^[43],[23].

Retour sur Terre

À l'issue de cette phase scientifique, la sonde spatiale quittera l'orbite martienne en 2030. A l'arrivée à proximité de la Terre en 2031, la capsule est larguée et effectue une rentrée atmosphérique. Il est prévu qu'elle atterrisse dans une région désertique située en Australie^[43],[23].