BepiColombo, les instruments et les aspects techniques d’une mission hors du commun


Le groupe de BepiColombo pendant son encapsulation sous la coiffe d’Ariane 5. Crédit : ESA

La mission BepiColombo est formée principalement par deux orbiteurs : le MPO européen et le MMO japonais. Leurs objectifs sont différents mais ils partagent un but commun : celui de nous apprendre à mieux connaître la planète la plus proche du Soleil, Mercure. Cette mission a donc des objectifs sur des thèmes très divers :

-Formation et évolution de la planète: Déterminer comment s’est formée Mercure pour ultimement en apprendre plus sur les origines du système solaire ; déterminer comment Mercure a évolué depuis sa formation et améliorer notre connaissance sur l’évolution d’une planète proche de son étoile

-Structure du noyau et composition de la planète: En apprendre plus sur la structure interne de Mercure et notamment sur la proportion du noyau solide et celle du noyau liquide, en ayant préalablement vérifié la présence de ce dernier ; déterminer la composition chimique de Mercure qui semble être composée de fer de par sa densité et son champ magnétique mais n’en présente aucune trace lors d’analyses spectroscopiques

-Géologie de la surface et histoire des cratères: Déterminer si la planète est géologiquement active comme la Terre ou inactive comme Mars et le cas échéant si elle l’a été par le passé ; cartographier et dénombrer tous les cratères de Mercure

-Orbite: Utiliser la proximité du Soleil pour tester la théorie de la Relativité Générale d’Einstein, elle qui avait expliqué l’avance du périhélie de Mercure

-Magnétosphère: Déterminer comment est généré le champ magnétique de Mercure ainsi que la structure de celui-ci ; étudier les interactions entre le vent solaire et les différentes couches du champ magnétique mercurien afin de savoir si les phénomènes observables sur Terre se répètent là-bas (aurores polaires, ceintures de Van Allen, tempêtes de la magnétosphère, etc)

-Atmosphère: Etudier la structure, la formation et l’évolution de l’atmosphère de Mercure, très fine et très peu dense (composée uniquement d’une exosphère)

-Eau et glace: Déterminer si la glace à la surface de Mercure n’est composée que d’eau pure ou si elle est mélangée à d’autres matériaux ; mesurer l’éventuelle présence de molécules d’eau dans l’atmosphère mercurienne

-Environnement cosmique: Etudier in situ les poussières cosmiques laissées par les comètes dans l’espace interplanétaire et ainsi aider à mieux comprendre des processus se déroulant à proximité du Soleil comme les ondes de choc solaires, indétectables depuis la Terre

Equipement scientifique

Afin de réaliser tous ces objectifs divers, BepiColombo emporte un total de seize instruments scientifiques : onze sur le MPO et cinq sur le MMO. Ces instruments viennent de différents endroits d’Europe mais aussi du Japon pour quatre des cinq instruments à bord du MMO. Ces instruments, les voici :

-BELA: Pour BepiColombo Laser Altimeter, BELA est un altimètre laser. Il mesure avec une grande précision l’altitude d’un certain point sur la surface de Mercure afin de réaliser une carte topographique de la surface. BELA utilise un laser infrarouge d’une longueur d’onde de 1064nm et envoie des impulsions toutes les 0,1 secondes. 5 millisecondes après chaque émission, le rayon est reçu à nouveau par l’instrument grâce à un télescope de type Cassegrain (deux miroirs dont un percé en son centre et dont les axes optiques coïncident afin d’obtenir une image non pivotée) de 20cm de diamètre et d’ouverture f/5. Par rapport à la trace au sol de l’orbiteur, le faisceau laser est émis tous les 250m en latitude et chaque nouvelle orbite cause un décalage de 6km à l’équateur. Cet instrument a été fourni par l’Université de Berne en Suisse et l’Institut pour la recherche planétaire de la DLR, l’agence spatiale allemande, et est installé sur le MPO. Il pèse 12kg et consomme 36W d’électricité.

Instrument BELA. Crédit : ESA

-MPO-MAG: Le MPO-MAG fait partie de la suite de magnétomètre MERMAG (Mercury Magnetometer) dont fait également parti MMO-MGF à bord du MMO. MPO-MAG est situé au bout d’un mât sur le MPO. Cet instrument est constitué de deux magnétomètres positionnés à des distances différentes de la sonde afin de pouvoir mesurer le bruit parasite généré par les courants électriques et les aimants à bord de l’orbiteur. Ces deux magnétomètres ont une fréquence d’échantillonnage de 128Hz qui peut être réduite à 0,5Hz sur commande. Ils peuvent mesurer un champ magnétique sur une plage variable de ± 2000nT (nanoTeslas, l’unité représentant la densité de flux magnétique) avec une résolution de 2pT. Cet instrument a été développé par l’Université technique de Brunswick en Allemagne.

Instrument MPO-MAG. Crédit : ESA

-ISA: Cet instrument nommé ISA pour Italian Spring Accelerometer est un accéléromètre 3-axes qui a pour but de mesurer les forces appliquées sur la sonde par le rayonnement solaire dans le visible et par le rayonnement infrarouge émis par Mercure. Combiné aux différents appareils de détermination de l’orientation du MPO, cet accéléromètre joue un rôle très important dans le bon fonctionnement de l’instrument MORE. ISA a une résolution de 10nm/s², pèse 5,8kg et consomme entre 7,4 et 12,1W d’électricité. Il a été fourni par l’Institut d’astrophysique et de planétologie spatiale de Rome (IAPS).

Instrument ISA. Crédit : ESA

-MORE: Mercury Orbiter Radio-science Experiment est une expérience de radio-science emportée pour mesurer la gravité de Mercure et en déduire la taille et l’état physique du noyau de la planète. Grâce à ces informations, les scientifiques du monde entier pourront bénéficier d’un modèle de Mercure très fidèle et ainsi procéder à des études sur la théorie de la gravité avec une précision encore jamais vue. MORE permettra aussi de mesurer la précision du système de détermination de la position du MPO. En effet MORE va utiliser les données d’autres instruments comme ISA, BELA et SIMBIO-SYS afin de connaître avec la plus grande certitude et la plus fine résolution sa position et son orientation. Afin de réaliser tous ces objectifs, MORE va capter le signal émis depuis la Terre grâce à une antenne en bande Ka. En mesurant le temps qu’a mis le signal pour arriver, il est possible de calculer la distance séparant la sonde du segment sol sur Terre avec une précision de 15cm et une vitesse relative avec une résolution de 1,5µm/s pour un temps d’intégration de 1000s. Cet instrument a été développé par l’Université de Rome « La Sapienza ».

-MERTIS : Le spectromètre imageur infrarouge MERTIS (Mercury Radiometer and Thermal Infrared Spectrometer) va fournir des données sur la composition géologique de la surface de Mercure. Pour ce faire, il utilise un spectromètre et un radiomètre. Le premier va permettre d’obtenir les différentes longueurs d’onde émises par le rayonnement thermique de la planète sur une plage de longueur d’onde de 7 à 14µm. Le radiomètre va, quant à lui, fournir des mesures sur l’intensité du flux de rayonnement électromagnétique, soit la puissance de rayonnement reçu par un angle solide. Ce second instrument peut mesurer les longueurs d’onde sur une plage de 7 à 40µm. Les deux capteurs formant MERTIS ont chacun une résolution spectrale de 9nm et un champ de vision de 4°. Ils se basent sur la technologie des micro-bolomètres afin de faire leurs mesures : la lumière incidente vient chauffer une plaque métallique qui est relié à un puits thermique pour la refroidir et en mesurant la modification de température de la plaque, on peut calculer la puissance du rayon incident et ensuite remonter jusqu’à sa longueur d’onde. MERTIS établira une carte minéralogique de 5 à 10% de la surface mercurienne avec une précision spatiale de 500m. Il pèse 3,3kg, consomme 8 à 13W et a été fourni par l’Université de Münster et la DLR. MERTIS est situé sur l’orbiteur MPO.

Instrument MERTIS. Crédit : ESA

-SERENA : SERENA, pour Search for Exospheric Refilling and Emitted Natural Abundances, est un instrument composé de quatre détecteurs de particules neutres et ionisées. Les données recueillies permettront d’en apprendre plus sur les interactions magnétosphère/exosphère/surface et vent solaire/espace interplanétaire. Le premier des quatre détecteurs est ELENA (Emitted Low-Energy Neutral Atoms) qui va mesurer la présence de particules neutres. Il a un champ de vision de 4,5° par 76°, une résolution angulaire de 4,5° par 4,5° et peut détecter des particules ayant une énergie de 20 à 5000eV. Le deuxième détecteur est STROFIO (Start from a Rotating Field mass spectrometer). C’est un spectromètre de masse qui va déterminer la composition des gaz présents dans l’exosphère de Mercure. Il analyse les particules neutres ayant une énergie inférieure à 1eV et il a un champ de vision de 20° dans le sens de déplacement de l’orbiteur. Le détecteur suivant est MIPA (Miniature Ion Precipitation Analyser) qui va étudier les ions dont l’énergie est comprise entre 15 et 15 000eV et qui sont précipités vers la surface de la planète. Enfin, le dernier détecteur de SERENA est PICAM (Planetary Ion Camera). Il s’agit d’un autre spectromètre de masse qui va analyser les ions d’une énergie de 1 à 3000eV qui sont projetés de la surface mercurienne jusqu’à son exosphère. SERENA a été développé l’IAPS de Rome et est placé sur le MPO.

Instrument SERENA avec STROFIO en haut à gauche, MIPA en haut à droite, ELENA en bas à gauche et PICAM en bas à droite. Crédit : ESA

-SIMBIO-SYS: Le spectromètre imageur SIMBIO-SYS (Spectrometer and Imagers for MPO BepiColombo Integrated Observatory System) fournit des données sur l’activité géologique, le volcanisme, la tectonique et l’âge de la surface de Mercure. L’instrument développé par l’Observatoire astronomique de Padoue en Italie est en fait composé de trois imageurs : STC, HRIC et VIHI. STC (Stereo Channel) est une caméra disposant de deux capteurs afin de fournir des images 3D de la surface. Sa résolution spatiale est de 50m par pixel et son champ de vue est de 4°. Les images sont prises dans quatre bandes de longueurs d’onde pour avoir une image panchromatique : 550, (650), 700 et 880nm. STC permettra de dresser la topographie de la surface mercurienne. HRIC (High spatial Resolution Imaging Channel) est une caméra à haute résolution spatiale afin d’obtenir des images très précises de cibles présélectionnées. Son champ de vision est de seulement 1,47° mais sa résolution spatiale atteinte 5m par pixel. Ses images sont prises dans les mêmes bandes de longueur d’onde que STC et il a été annoncé qu’à l’issue de la mission BepiColombo, plus de 10% de la surface de Mercure aura été imagée par HRIC. Le dernier imageur de SIMBIO-SYS est le spectromètre VIHI (Visible Infrared Hyperspectral Imaging Channel). Celui-ci travaille dans le spectre visible et le proche infrarouge (longueurs d’onde de 400 à 2000nm) et a une résolution spatiale de 100m tandis que sa résolution spectrale est de 6,25nm. VIHI fournira ainsi une carte minéralogique de Mercure avec une résolution minimale de 400m. Les trois instruments de SIMBIO-SYS sont placés à bord du MPO.

Instrument SIMBIO-SYS. Crédit : ESA

-PHEBUS : PHEBUS (Probing of Hermean Exosphere By Ultraviolet Spectroscopy) est un spectroscope ultraviolet qui va étudier le rayonnement émis par l’exosphère en observant directement au-dessus de l’horizon de Mercure. Ce spectroscope contient une partie optique composée de deux ensembles de réseau de diffraction et de deux capteurs pour couvrir une grande plage de la lumière ultraviolette. Le rayonnement incident à observer est réfléchi sur un déflecteur qui peut pivoter à 360° afin de modifier le pointage de l’instrument et donc de changer le lieu et l’altitude d’observation. Le premier spectroscope permet d’observer des longueurs d’onde sur une plage de 55 à 155nm et le second sur une plage de 145 à 315nm ainsi que les longueurs d’onde 404 et 422nm. Leur résolution spectrale est de 1nm et les mesures fournies permettront de mieux comprendre les interactions entre la surface, l’exosphère et la magnétosphère. Cet instrument situé à bord du MPO a été fourni par le Laboratoire atmosphères, milieux, observations spatiales (LATMOS) français et l’Institut de recherche spatiale de l’Académie des Sciences de Russie (IKI RAN).

Instrument PHEBUS. Crédit : ESA

-MIXS: Le spectromètre ultraviolet MIXS (Mercuring Imaging X-ray Spectrometer) va exploiter le phénomène de fluorescence des rayons X pour déterminer la composition chimique de la surface de Mercure. Ce phénomène peut s’expliquer de la manière suivante : Lorsque des rayons X du rayonnement solaire atteignent la surface de la planète, certains électrons des couches électroniques K et L vont s’exciter. En se désexcitant, ils vont émettre un photon ultraviolet caractéristique de l’élément chimique hôte de l’électron. Ainsi MIXS, avec ses deux capteurs MIXS-T, haute résolution mais champ de vision réduit à 1°, et MIXS-C, champ de vision de 10° mais résolution plus faible, va capter les photons émis par fluorescence sur une plage énergétique de 0,5 à 7,5keV soit des longueurs d’onde de 248nm à 16,5nm. Grâce à ces données, MIXS pourra ensuite déterminer l’abondance de différents atomes légers dans les roches comme le magnésium, l’aluminium, le fer, le titane et le silicium. La précision de cet appareil est de 5 à 50% suivant l’abondance des éléments. Cet instrument est fourni par l’Université de Leicester au Royaume-Uni et est placé sur le MPO.

Instrument MIXS. Crédit : ESA

-SIXS : SIXS (Solar Intensity X-ray and particles Spectrometer) est un instrument constitué de deux capteurs qui vont mesurer in situ le spectre du rayonnement X sur une plage énergétique comprise entre 1 et 20keV mais aussi les protons sur une plage de 0,33 à 30MeV et les électrons compris entre 50 et 3000keV. Cet instrument peut mesurer jusqu’à 20 000 particules et photons par seconde grâce à son large champ de vision de 180°. L’objectif de SIXS est de mesurer le flux du rayonnement issu du Soleil mais aussi celui réfléchi par Mercure. SIXS a été développé par l’Université de Helsinki en Finlande. Cet instrument permettra également de calibrer MIXS et les noms MIXS et SIXS ne sont pas que des acronymes mais signifient également « pourquoi ? » et « voilà pourquoi ! » en finnois.

Instrument SIXS. Crédit : ESA

-MGNS : Le spectromètre à neutrons et à rayons gamma MGNS (Mercury Gamma-ray and Neutron Spectrometer) doit permettre, dans un premier temps, de préciser et vérifier la composition chimique de toute la surface de Mercure avec une précision de 0 à 30% et une résolution spatiale de 400km. Un second objectif de MGNS est de fournir la distribution des éléments volatils qui se seraient déposés dans les cratères des pôles, toujours à l’ombre. Ainsi, le spectromètre fournira une carte de la densité spatiale de ces dépôts avec une précision de 0,1g/cm² et une résolution spatiale de 400km. Il confirmera ou infirmera également la présence de glace d’eau aux pôles. Afin de réaliser ces mesures, MGNS se base sur l’interaction entre les atomes des couches superficielles du sol (jusqu’à 2m de profondeur) avec les neutrons des rayons cosmiques. Excités, les atomes vont ensuite émettre des rayons gamma caractéristiques de l’atome en question. De plus, MGNS pourra détecter des traces de potassium, de thorium et d’uranium qui produisent des rayons gamma naturellement. Cet instrument est composé de cinq détecteurs : MGRS (Mercury Gamma-Ray Spectrometer) un spectromètre à rayons gamma qui utilise un scintillateur au bromure de lanthane (LaBr3) pour produire de la lumière plus facilement exploitable à partir des rayons gamma ionisants, et MNS (Mercury Neutron Spectrometer) constitué de quatre détecteurs de neutrons utilisant des compteurs proportionnels à gaz à l’Helium-3 et qui peuvent mesurer très précisément une faible quantité de rayonnement ionisant en mesurant un courant électrique généré par ce rayonnement dans une chambre remplie d’Helium-3 grâce à l’ionisation de cet élément chimique. Cet instrument a été fourni par l’IKI RAN de Moscou et placé à bord du MPO. Il pèse 5,5kg et consomme 6,5W d’électricité.

Instrument MGNS. Crédit : ESA

-MMO-MGF: Cet instrument MMO-MGF (MMO Magnetometer Fluxgate) comprend deux magnétomètres triaxiaux : MGF-O (outboard) situé au bout d’un mât de 4,4m nommé MAST-MGF et MGF-I (inboard) situé à 1,6m du bout de ce même mat. Ainsi, comme pour MPO-MAG, les deux magnétomètres permettront d’isoler le bruit parasite des systèmes de la sonde. Ces deux magnétomètres pourront mesurer un flux magnétique sur une plage dynamique de ± 2000nT avec une résolution de 3,8pT et une fréquence d’échantillonnage de 128Hz. Cet instrument complète le magnétomètre emporté à bord du MPO : MPO-MAG. MMO-MGF a été fourni par l’Institut de recherche spatiale de Graz en Autriche.

Instrument MGF-O de l’expérience MMO-MGF. Crédit : ESA

-MPPE : MPPE (Mercury Plasma and Particle Experiment) est un détecteur de plasma, de particules à haute énergie et d’atomes énergétiques neutres. Il permettra d’étudier les interactions entre le vent solaire et la magnétosphère de Mercure. Pour ce faire, MPPE est composé de sept détecteurs : Les MEA 1 et 2 (Mercury Electron Analyzers) montés à 90° l’un de l’autre et qui étudient les électrons tout comme HEP-electron (High Energy Particle instrument for electron). Les détecteurs MIA (Mercury Ion Analyzer), MSA (Mercury mass Spectrum Analyzer) et HEP-ion (High Energy Particle instrument for ion) sont chargés d’étudier les ions. Enfin le capteur ENA (Energetic Neutrals Analyzer) détecte et mesure les particules énergétiques neutres produites lors de la fusion entre des ions et des électrons. L’instrument MPPE a été fourni par l’ISAS situé à Kanagawa au Japon et est maintenant à bord du MMO.

Plage de mesure de MPPE et comparaison avec les instruments des sondes Mariner 10 et MESSENGER. Crédit : ESA

-MDM : Le MDM (Mercury Dust Monitor) est un détecteur de poussières qui va quantifier et étudier ces dernières pour obtenir des informations sur les caractéristiques de celles-ci au niveau de l’orbite de Mercure. Grâce à quatre détecteurs, MDM va mesurer l’énergie d’impact, une direction approximative et la densité de présence de ces poussières dans l’espace interplanétaire. Chacun de ces détecteurs est un capteur piézoélectrique en céramique PZT (Titano-Zirconate de Plomb) de 40mm par 40mm. Lorsque qu’une certaine pression est appliquée sur ces capteurs (ici, lorsqu’une poussière les percute) la céramique produit une légère tension entre ces deux faces, qui dépend de la pression appliquée. La sensibilité de ces capteurs est de 1pg.km/s (cela signifie que pour être détectée, la poussière doit avoir une quantité de mouvement p=mv supérieure à 1pg.km/s). MDM peut quasiment étudier un hémisphère entier et il est estimé que 100 à 200 impacts par an (terrestre) seront enregistrés. Cet instrument placé sur le MMO a été fourni par l’Université de technologie de Chiba au Japo. Au total, cet instrument pèse 601g et consomme 3W maximum.

Agencement des plaques piézoélectriques du MDM. Crédit : ESA

-MSASI : MSASI (Mercury Sodium Atmospheric Spectral Imager) est un spectromètre qui doit mesurer très spécifiquement la raie D2 du spectre d’émission du sodium (589nm ± 0,028) à la surface de Mercure. En effet cette raie présente une distribution anormale et encore inexpliquée. Afin de réaliser ses mesures, MSASI dispose d’un interféromètre de type Fabry-Perot fourni par l’université de Tokyo au Japon et d’un miroir rotatif pour couvrir toute la surface de la planète. Cet appareil a une résolution spectrale de 0,009nm et une résolution spatiale de 3 à 30km. Il pèse 3,48kg et consomme 15,2W d’électricité.

Types de mesures qu’effectuera MSASI. Crédit : ESA

-PWI : L’instrument PWI (Plasma Wave Invesitgation) est constitué de deux types de détecteurs de champ électrique (MEFISTO et WPT) et de deux détecteurs de champ magnétique (LF-SC et DB-SC) qui vont mesurer la forme des ondes et la fréquence du champ électrique jusqu’à 10MHz et du champ magnétique de 0,1Hz à 640kHz. Les appareils MEFISTO (Mercury Electric Field In Situ Tool) et WPT (Wire Probe antenna) sont deux antennes de 32m déployées de part et d’autre de l’orbiteur MMO (16m d’un côté et 16m de l’autre) et à un angle de 90° l’une de l’autre. Les capteurs LF-SC (Low-Frequency Search Coils) et DB-SC (Dual-Band Search Coils) sont placés au bout du mât de 4,4m, MAST-SC, placé à l’opposé du MAST-MGF où se trouve les magnétomètres MMO-MGF. Cet instrument a été développé et fourni par l’Université de Tōhoku au Japon.

Caractéristiques techniques de BepiColombo

BepiColombo est composé de quatre parties bien distinctes : deux sondes, un étage de transfert et une jupe protectrice.

MPO

La première des sondes et la plus grosse et chargée est le MPO pour Mercury Planetary Orbiter. Cette sonde a été développée par l’ESA et sera placée sur une orbite polaire elliptique autour de Mercure. Son apoapside sera à 1500km et son périapside à 480km ce qui lui permet d’effectuer une révolution en 2 heures et 21 minutes. La masse de cet orbiteur est de 1230kg dont 669kg d’ergols liquides et 85kg de charge utile. Cette charge utile est représentée par les onze expériences portées par le MPO : BELA, MPO-MAG, ISA, MORE, MERTIS, SERENA, SIMBIO-SYS, PHEBUS, MIXS, SIXS et MGNS. Tous ces instruments produiront un volume de données de 1550 gigabits par an. La sonde mesure 2,4m de large, 2,2m de profondeur et 1,7m de hauteur. Il possède un panneau solaire de 7,5m de long composé de trois panneaux. Celui-ci a une surface totale de 8m² et produit une puissance moyenne de 1800W. Afin de limiter la température de ce panneau à 215°C, il a été recouvert de réflecteurs solaires optiques mais également orienté d’une manière à ne jamais être face aux rayons solaires.

Répartition des instruments scientifiques à bord du MPO. Crédit : ESA

Le MPO possède un système de contrôle d’attitude formé par quatre roues de réaction et deux ensembles redondants de quatre moteurs-fusées d’une poussée de 10N. Afin de déterminer l’orientation de l’orbiteur, ce dernier est équipé de trois viseurs d’étoiles, de deux senseurs solaires (similaire aux viseurs à étoile mais qui utilisent le soleil pour se repérer) et deux centrales à inertie équipées chacune de quatre accéléromètres et quatre gyroscopes. Les corrections de trajectoire sont réalisés par deux ensembles redondants de quatre moteurs-fusées d’une poussée unitaire de 22N. Tous les propulseurs du MPO utilisent un mélange d’hydrazine et MON-3 (mélange de 97% de peroxyde d’azote et de 3% de monoxyde d’azote).

Photo de certains des moteurs de contrôle d’attitude du MPO. Crédit : ESA

La télécommunication avec le MPO est assurée par une antenne grand gain orientable en bande X et Ka de 1m de diamètre. Cette antenne est déployée peu de temps après le décollage afin d’assurer une communication la plus puissante possible. L’orbiteur possède cependant également une antenne moyen gain orientable et deux antennes faible gain fixes.

Antenne haut gain du MPO déployée peut après le lancement. Crédit : ESA

La sonde MPO sera soumise à un régime thermique particulièrement intense. En effet, à 0,3UA du Soleil, le rayonnement échauffe les surfaces de l’orbiteur à plus de 400°C à cause d’un flux thermique 10 fois plus important qu’en orbite terrestre. A cela, vient s’ajouter le rayonnement infrarouge de Mercure, 20 fois plus important que ce peut ressentir un satellite en orbite basse terrestre. Pour faire face à ce problème le corps du MPO est recouvert de trois couches d’isolant thermique. La couche extérieure, fabriquée par Airbus, est une superposition de près 50 fines feuilles de céramique et d’aluminium ce qui rend le matériau résistant sans dégradation à des températures jusqu’à 450°C. La couche intermédiaire est moins résistante avec une tenue jusqu’à 250°C. Enfin, la couche interne est une couche de protection thermique standard. Les trois couches de protection sont espacées de 2cm chacune afin d’amortir le choc d’éventuelles micrométéorites.

Coutures finales de l’isolation thermique multi-couches du MPO. Crédit : ESA

Cependant afin de dissiper les 300W de chaleur entrante et les 1200W générés par l’électronique, une face du MPO a été transformée en radiateur. Un réseau de 97 tubes sert de transport à la chaleur pour ensuite être évacuée par le radiateur fabriqué en titane recouvert d’argent. Cette face ne voit jamais le Soleil mais peut être attaqué par le rayonnement infrarouge de Mercure. Les lamelles sont donc disposées d’une telle sorte que le rayonnement émis par la planète soit réfléchi afin de ne pas chauffer la sonde.

Photo du radiateur thermique du MPO. Crédit : ESA

MMO

Le petit orbiteur MMO (Mercury Magnetospheric Orbiter), renommé Mio ce qui signifie « voie d’eau navigable » en japonais et représente ici le chemin parcouru par le projet, a été développé par la JAXA, l’agence spatiale japonaise, afin d’étudier la magnétosphère mercurienne. Pour ce faire, le MMO dispose de cinq instruments scientifiques qui comptent pour 40kg de la masse de la sonde : MMO-MGF, MPPE, MDM, MSASI et PWI. Ils produiront un total de 100 gigabits de données par an. Cet orbiteur sera placé sur une orbite polaire très elliptique avec un apoapside à 11640km et un périapside à 590km. Ainsi le MMO réalisera une orbite en 9 heures et 17 minutes. Il a la forme d’un prisme octogonal de 0,9m de hauteur et 1,8m de diamètre. Il pèse au total 275kg et ne possède que de peu de gaz froid pour contrôler son attitude. Ainsi, il sera mis en rotation à 15 tours par minute suivant un axe parallèle à l’axe de rotation de Mercure. Ceci permet que les deux extrémités du prisme ne soient jamais exposées au Soleil.

Répartition des instruments scientifiques à bord du MMO. Crédit : ESA

Les données du MMO sont transmises par une antenne grand gain situé sur la face du dessus. Cette antenne parabolique de 80cm de diamètre transmet les données en bande X avec un débit de 16 kilobits par seconde, soit environ 350 mégabits par séance de 6h par jour. La sonde dispose d’une mémoire interne de 2Go (soit 16 gigabits) pour stocker les télémesures et les données scientifiques entre deux sessions radio. Le MMO possède également une plus petite antenne à moyen gain, fixe. La partie supérieure des parois de l’octogone formant la sonde est recouverte de panneaux solaires et de miroirs afin de limiter la chaleur comme pour le MPO. Ceux-ci produisent 350W de puissance électrique afin d’alimenter tous les systèmes internes dont les 53W des instruments scientifiques.

Intégration entre les orbiteurs MPO et MMO. Crédit : ESA

MOSIF

Pendant toute la durée du voyage jusqu’à Mercure, l’orbiteur MMO est protégé dans une jupe pare-soleil qui sert également d’interface entre la sonde japonaise et la sonde européenne : le MOSIF, Magnetospheric Orbiter Sunshield and Interface Structure. Cette jupe mesure 3m de diamètre et 1,8m de haut. Elle pèse 145kg dont 20kg pour le système d’éjection et de mise en rotation du MMO. Sa protection thermique est extrêmement similaire à celle du MPO.

Photo de la jupe de protection solaire MOSIF. Crédit : ESA

MTM

Afin de transporter les deux sondes vers Mercure, BepiColombo utilise un étage de transfert : le MTM pour Mercury Transfer Module. Ce dernier pèse 2645kg dont 587kg de xénon (environ 10% de la production mondiale annuelle) et 157kg d’ergols chimiques. Il mesure 3,7m de large, 3,5m de profondeur et 2,3m de haut ce qui en fait la pièce la plus volumineuse de la mission. En plus de son volume très important viennent s’ajouter deux énormes panneaux solaires de 14m de longueur chacun. Ils peuvent ainsi produire une puissance d’environ 13kW d’électricité. Toute cette puissance ne sert quasiment qu’à une chose : le propulsion électrique MEPS.

Photo d’un deux panneaux solaires du MTM déployé en orbite. Crédit : ESA

 

Le système MEPS (MTM Electric Propulsion System) est constitué de quatre moteurs ioniques à grille. La manière dont fonctionnent ces moteurs est assez simple : Du xénon est injecté dans la chambre du moteur où il est ionisé avant que les noyaux des atomes ne soient accélérés par de grand électroaimant. Ce système est extrêmement pratique de par son efficacité encore inégalée : L’impulsion spécifique (qui mesure l’efficacité d’un moteur) des moteurs du MEPS est comprise entre 3958 et 4285 secondes contre seulement 453 secondes pour le moteur cryotechnique RS-25, le moteur à ergols liquides le plus efficace actuellement. Cependant ces moteurs ne produisent une poussée unitaire que de 145mN (contre 2279kN pour le RS-25). En faisant varier la puissance électrique, on peut moduler la poussée : Ainsi une puissance de 2,5kW fournira 75mN de poussée et 4,6kW fourniront 145mN.

Grâce aux 587kg de xénon qu’emporte le MTM, ce dernier aura un delta-V de 5 400m/s. Chacun de ces quatre moteurs peut être orienté précisément afin d’orienter BepiColombo comme souhaité. Dans le mode d’utilisation normale du MTM, seuls deux des quatre moteurs ioniques ne sont utilisés en même temps. Pendant toute la mission, le MEPS doit fonctionner pendant 880 jours répartis sur plus de 25 phases propulsives dont la plus longue dure 167 jours. 30 jours avant chaque survol planétaire, le MEPS est désactivé afin de ne pas perturber l’assistance gravitationnelle. Les quatre moteurs de ce système sont fournis par QinetiQ, le constructeur anglais qui avait notamment déjà fourni ceux du satellite européen GOCE.

Un des panneaux solaires du MTM déployés au sol pour des tests. Remarquez que malgré un objectif fish-eye, il rentre difficilement dans l’image. Crédit : ESA

Les panneaux solaires du MTM peuvent être pointés directement vers le Soleil lorsque la distance les séparant est inférieure à 0,62UA. En deçà, l’énergie du rayonnement solaire devient trop importante et les panneaux solaires atteignent des températures les dégradant. Pour pallier à ce problème, ils sont inclinés progressivement afin de limiter la surface en contact direct avec le rayonnement. Cependant, pour conserver une puissance nécessaire au bon fonctionnement du MEPS, ces panneaux ont dû être agrandis, d’où leur surface de 45m².

Pour en apprendre plus sur la chronologie de la mission que ce soit sur son développement ou sur son déroulement, vous n’avez qu’à aller lire ce second article sur l’histoire passée et future de BepiColombo.

Si vous voulez voir plein de magnifiques images de la mission, que ce soit du décollage, de sa fabrication ou même plus tard, celles prises prise par les sondes, allez voir la galerie de l’ESA.

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Passionné d’ingénierie et d’aérospatiale.
Rédacteur actu spatiale officiel de KSC.