1976 – Missions Viking Premières études in situ de la surface de Mars – Partie 2

Article rédigé par Yves Blin

Dans la partie 1, nous avons abordé notamment les principaux objectifs scientifiques du programme de sondes martiennes Viking. Nous nous proposons dans cette seconde partie de nous intéresser aux instruments scientifiques embarqués à bord des sondes Viking afin de remplir ces objectifs. Dans un second temps, nous résumerons le déroulement des missions Viking. Enfin, nous terminerons sur un bilan scientifique du programme Viking.

1 – L’instrumentation scientifique des sondes Viking

Douze expériences scientifiques ont été embarquées sur chacune des sondes Viking, trois à bord des modules orbitaux et les neuf autres sur les modules atterrisseurs.

1.1 – Les instruments des modules orbitaux

Les trois instruments scientifiques des modules orbitaux avaient vocation l’observation de la surface martienne et de son atmosphère. Aucun instrument dédié à l’étude de l’environnement spatial martien (environnement radiatif, champ magnétique, interaction avec le vent solaire) n’a été retenu dans le cadre du programme Viking.

a/ Le « Visual Imaging Subsystem » (VIS)

Le « Visual Imaging Subsystem » était constitué de deux ensembles opto-électroniques identiques. Ils étaient montés côte à côte sur la plateforme orientable du module orbital avec un léger décalage dans leur orientation. Ce décalage mécanique, couplé à l’activation décalée des obturateurs de prise de vue, permettait d’obtenir deux images adjacentes de la surface martienne (Cf. figure 1).

Chaque ensemble opto-électronique était constitué d’un télescope, au foyer duquel était placé une caméra vidicon, et d’un bloc électronique.

Détaillons le fonctionnement de cet ensemble (Cf. figure 2).

Le télescope catadioptrique de type Cassegrain, d’une focale de 475 mm, focalisait la scène à imager sur une plaque vidicon au Sélénium de 38 mm de côté. Un obturateur permettait de régler le temps d’exposition de la plaque vidicon entre 0,003 et 2,7 secondes. Entre le télescope et la plaque vidicon était aussi disposée une roue à filtres qui permettait  d’obtenir des images dans différentes bandes spectrales pour réaliser des images en couleur. Pendant son exposition à la lumière la plaque vidicon mémorisait, sous forme électrostatique, l’image. La charge électrostatique de chaque point de la plaque vidicon était proportionnelle à l’intensité lumineuse reçue pendant le temps d’exposition. L’obturateur fermé, la plaque vidicon était alors scannée grâce à un faisceau électronique pour obtenir la valeur de la charge électrostatique en chaque point de la plaque. Les résultats de cette lecture électronique étaient enregistrés en parallèle sur les sept pistes de l’enregistreur magnétique embarqué à bord du module orbital.

Les pistes de l’enregistreur étaient ensuite lues l’une après l’autre lors de la retransmission des données image vers la Terre. Après la réception des données mémorisées sur les sept pistes de l’enregistreur, l’image était alors reconstituée sur Terre sous la forme d’une matrice de pixels. Chaque image représentait 8,7 millions de bits. La résolution au sol maximale des images, collectées lors de leur passage au périastre de leur orbite martienne par les modules orbitaux des sondes Viking, était de 37,5 mètres.

b/ Le « Mars Atmospheric Water Detector » (MAWD)

Le système de cartographie de la concentration en vapeur d’eau de l’atmosphère martienne était lui aussi placé sur la plateforme orientable du module orbital des sondes Viking. Il était constitué d’un spectromètre infrarouge à grille (Cf. figure 3) qui mesurait l’atténuation de la lumière solaire reflétée par la surface martienne, dans les bandes infrarouges très étroites correspondantes aux bandes d’absorption de la vapeur d’eau. Le spectromètre fournissait ainsi une mesure directe de la quantité de vapeur d’eau contenue dans la colonne d’atmosphère traversée par les rayons solaires réfléchis par la surface martienne. Le choix des bandes de fréquence observées de déduire la pression atmosphérique moyenne de la zone de l’atmosphère martienne où se concentrait la vapeur d’eau et d’en déduire son altitude.

La sensibilité  du spectromètre permettait de mesurer des quantités d’eau correspondant à un micron de précipitation. La plage de mesure du spectromètre allait de 1 micron à 1 millimètre de précipitation. Le champ de vue du spectromètre représentait un rectangle de 3 km sur 20 km. Ce champ pouvait être orienté, grâce à un miroir auxiliaire placé à l’entrée de l’instrument, à droite et à gauche de la trace au sol de la trajectoire du module orbital afin d’augmenter le volume d’atmosphère observé.

c/ L’ « Infrared Thermal Mapper » (IRTM)

L’instrument IRTM, conçu pour obtenir des mesures de températures de la surface martienne, était un radiomètre multicanaux monté comme le VIS et le MAWD sur la plateforme orientable du module orbital.

L’IRTM (Cf. figure 4) comprenait quatre petits télescopes  équipés chacun de 7 détecteurs infrarouges. Sa sensibilité était de 1°C sur une plage de mesure de – 130°C à + 57°C. Sa résolution au sol était de 8 kilomètres.

Le choix  d’un nombre important de détecteurs infrarouges (28) avait pour objectif de collecter des données dans sept bandes infrarouges différentes. La combinaison de ces données permettait d’obtenir des indications sur la minéralogie de la surface martienne observée  mais aussi de la composition des nuages et de la présence de poussières dans l’atmosphère martienne.

1.2 – Les instruments scientifiques de la protection aérodynamique/bouclier thermique du module atterrisseur

La phase de rentrée dans l’atmosphère martienne des modules atterrisseurs Viking a été mise à profit pour effectuer des relevés scientifiques grâce à des équipements équipant la protection aérodynamique/bouclier thermique de ces modules.

Deux équipements avaient pour rôle l’étude de la haute atmosphère. Il s’agissait de l’Upper Atmosphere Mars Spectrometer (UAMS)  et du Retarding Potential Analyzer (RPA). Ils ont fonctionné depuis la séparation en orbite du module atterrisseur du module orbital jusqu’à une altitude de 100 km.

L’UAMS, mis en œuvre entre 300 km et 100 km d’altitude, collectait des échantillons de l’atmosphère qu’il ionisait grâce à un faisceau d’électrons. Les ions ainsi formés étaient séparés selon leur masse moléculaire grâce à l’application d’une combinaison de champs électriques et magnétiques afin de déterminer la composition de la haute atmosphère (monoxyde et dioxyde de carbone, azote, oxygène, argon…).

Le RPA, fonctionnant pour sa part dès la séparation du module atterrisseur du module orbital jusqu’à 100 km d’altitude, mesurait la concentration et la température des ions et électrons. Cet instrument avait un double objectif scientifique. Le premier était d’apprécier l’interaction du vent solaire avec la haute atmosphère martienne. Le second était d’évaluer, à plus basse altitude, les réactions photochimiques induites par le rayonnement solaire dans l’atmosphère.

Entre 100 km et 25 km d’altitude, qui correspond à la phase proprement de rentrée dans l’atmosphère des modules atterrisseurs, seules des mesures de densité était effectuées. Elles étaient obtenues indirectement par l’exploitation des données fournies par les accéléromètres du système de guidage et de contrôle  des modules atterrisseurs.

Dès que la protection aérodynamique du module atterrisseur était larguée à l’altitude de 25 km, deux nouveaux instruments ont été activés, le Recovery Temperature Instrument et le Stagnation Pressure Sensor Cell. Ils ont fourni des informations sur la température et la pression atmosphériques jusqu’à l’altitude de 6 km.

Enfin, entre 6 km (altitude ouverture du parachute) et 1,2 km (largage du parachute), les données accélérométriques du système de guidage et de contrôle permettaient d’évaluer la vitesse des vents.

1.3 – Les expériences scientifiques à la surface de Mars

a) Le système d’imagerie du module atterrisseur (Lander Imaging)

Le système d’imagerie était équipé de 2 caméras identiques disposées sur le plan supérieur du module atterrisseur. Elles étaient séparées d’une distance d’un mètre afin de permettre des prises de vues stéréoscopiques. Leurs positions étaient telles qu’elles avaient une vue sur la zone accessible au bras télescopique équipé du collecteur d’échantillons de sol martien.

Au-delà de la géologie et la topographie qui constituaient ses principaux objectifs, le système de prise de vue devait servir à la détection de changement de l’état de la surface de Mars sous l’action des vents et d’autres variations climatiques (dépôt de neige carbonique notamment). Il permettait aussi de mesurer la quantité d’aérosols en prenant des images l’horizon martien au lever et au coucher du soleil. Enfin, les caméras pouvaient aussi être utilisées comme des photomètres grâce à un système de diodes qui mesurait le flux lumineux dans 6 bandes spectrales différentes. Les courbes de réflectance obtenues à partir des données photométriques permettaient de donner des informations sur la nature des minéraux observés à la surface de Mars ainsi que leur niveau d’oxydation.

Attardons-nous quelques instants sur la technologie des caméras. Les caméras fonctionnaient comme un scanner. Les caméras étant montées verticalement, c’était un  miroir, situé à 1,3 mètre au-dessus du sol, qui oscillait verticalement afin de balayer une bande étroite de la zone à imager. Le miroir était ensuite légèrement décalé dans le plan horizontal avant de nouveau faire osciller verticalement le miroir permettant ainsi d’imager la bande contigüe à la bande précédemment imagée. Ce processus était répété jusqu’à ce que l’ensemble de la zone à imager soit couvert.

L’intensité de la lumière renvoyée par le miroir était mesurée au niveau du plan focal de la caméra par un système de 12 diodes :

• une pour l’image panchromatique ;
• une diode équipée d’un filtre bleu, une diode associée à une filtre rouge, une diode associée à un filtre vert. Ces trois diodes servaient à la génération des images couleurs ;
• trois diodes pour la génération d’images en proche infrarouge ;
• quatre diodes installées à des endroits particuliers du plan focal pour améliorer la focalisation des images à haute résolution ;
• la douzième et dernière diode, beaucoup moins sensible que les autres servait pour prendre des images du Soleil.

Les images couleur et de surveillance générale avaient une hauteur angulaire de 60°. Pour ce qui concerne les images à haute résolution, la hauteur était restreinte à 20°. Les images pouvaient être réalisées dans une zone verticale allant de  – 60° à  +40° par rapport à l’horizon. Les caméras pouvaient prendre des images sur 360° en horizontal pour réaliser des vues panoramiques du site d’atterrissage.

Chaque module atterrisseur pouvait réaliser, en moyenne, chaque jour :

• une image retransmise à bas débit directement vers la Terre ;
• deux images transmises en temps réel à la Terre via les modules orbitaux Viking en orbite autour de Mars ;
• trois images qui étaient enregistrées sur l’enregistreur du module atterrisseur pour une retransmission différée vers la Terre.

b) Les expériences biologiques

Trois expériences avaient pris place sur les modules atterrisseurs des sondes Viking pour chercher la présence d’organismes vivants sur Mars à travers la détection des produits générés par leur métabolisme.

Ces trois expériences, qui constituaient le « Viking Biology Instrument » (VBI), instrument intégré par la société américaine TRW dont la compacité était remarquable (28,75 x 33,00 x 26,34 cm soit 0,025 m³ pour une masse de 15 kg), étaient les suivantes :

• le « Pyrolitic Release » (PR)
• le « Labeled Release » (LR)
• le « Gaze Exchange » (GEX)

Les échantillons de sol martien, recueillis par le système de collecte d’échantillon, le « Surface Sampler Collector Head », sont placés sur une surface dédiée (Surface Distribution Assembly sur la figure 9) située sur la partie supérieure du VBI avant d’être distribués vers les trois expériences de l’instrument. Un système de résistances chauffantes et des systèmes de refroidissement thermoélectriques permettaient de maintenir les températures d’incubation entre 8° C et 17° C malgré des températures extérieures pouvant descendre jusqu’à -75° C ou des températures internes dans le module atterrisseur pouvant grimper jusqu’à + 35 °C.

b.1) L’expérience « Pyrolitic Release »

Cette expérience comprenait 3 cellules d’incubation utilisables chacune une seule fois.

Elle visait à mesurer l’absorption de dioxyde de carbone (CO₂) ou de monoxyde de carbone (CO) par voie chimique ou par photosynthèse.

Pour cela, l’expérience plaçait l’échantillon de sol martien dans une des cellules d’incubation avec de l’air provenant de l’atmosphère martienne auquel on rajoutait un mélange de monoxyde et dioxyde de carbone radioactifs. Les scientifiques pouvaient aussi rajouter de la vapeur d’eau.

La température d’incubation était maintenue pendant 5 jours avec l’échantillon éclairé en permanence par une lampe au xénon. Au bout de 5 jours, la cellule était chauffée à 120° C afin d’éliminer les gaz résiduels qui sont rejetés à l’extérieur.

La cellule contenant l’échantillon était ensuite déplacée vers la zone de l’expérience où s’effectuait la pyrolyse (chauffage à 625 °C). Après cela, la cellule était purgée avec de l’hélium gazeux. Les gaz purgés passaient dans l’ « Organic Vapor Trap » (OVT) qui piégeait les composés organiques mais pas le dioxyde de carbone, ni le monoxyde de carbone.

L’OVT était ensuite chauffé à une température de 700° C afin de libérer les matériaux piégés. Ces matériaux dégazés passaient alors devant un détecteur de radioactivité. La mesure d’un pic de radioactivité indiquait alors une échantillon biologique de l’échantillon martien.

b.2) L’expérience « Labeled Release »

Cette expérience visait, pour sa part, à détecter une activité métabolique d’un échantillon de sol martien humecté avec une solution aqueuse contenant des composés organiques simples radioactifs.

Le principe de mesure était le suivant. Après l’insertion dans la cellule de l’expérience de l’échantillon, une mesure initiale de radioactivité est effectuée. Ensuite, l’échantillon était mouillé avec la solution aqueuse de composés organiques radioactifs. L’échantillon restait ensuite 11 jours dans le noir.

Pendant ces 11 jours, les gaz contenus dans la cellule faisaient l’objet d’une mesure continue de leur radioactivité. La présence de gaz radioactifs était une indication de la présence d’une vie dans l’échantillon métabolisant les substances nutritives contenues dans la solution aqueuse.

b.3) L’expérience « Gas Exchange »

Cette expérience avait pour objectif la mesure de la production ou de l’augmentation de dioxyde de carbone (CO₂), d’azote, de méthane, d’hydrogène et d’oxygène pendant l’incubation d’un échantillon martien. Elle pouvait être conduite de deux phases :

• en présence de vapeur d’eau sans adjonction de substances nutritives ;
• en présence de vapeur et adjonction de substances nutritives.

L’expérience commençait par l’introduction de l’échantillon de sol martien dans la cellule de test. Une purge à l’hélium était ensuite effectuée afin d’éliminer toute trace de gaz provenant de l’atmosphère martienne. La purge réalisée, une mélange gazeux constitué d’hélium, de krypton et de CO₂ était injecté dans la cellule. Les préparatifs de la première phase de l’expérience se terminaient par l’adjonction de 0,5 cm³ d’eau afin d’obtenir une atmosphère humide.

La cellule restait dans ces conditions pendant sept jours. A l’issue de cette période, 2,5 cm³ de substances nutritives étaient déposés sur l’échantillon de sol martien. L’expérience durait cinq jours dans ces nouvelles conditions.

A intervalles réguliers (au début de l’expérience, un jour après, deux après, 4 jours, 8 jours et enfin 12 jours), un échantillon (10^-4 dm³) de gaz contenu dans la cellule était prélevé. Un jet d’hélium permettait de faire traverser l’échantillon de gaz prélevé un chromatographe hélicoïdal de 0, 7 mètre de longueur afin de déterminer sa composition chimique.

Au bout de douze jours, l’expérience pouvait être reconduite suivant le même protocole si l’expérience montrait une évolution significative de la composition du gaz au sein de la cellule de test.

Les chambres d’incubation des trois expériences disposaient d’un système de chauffage auxiliaire qui servait à chauffer les échantillons à 160°C. Ce système pouvait être activé pendant 3 heures dans le cas où une ou plusieurs des expérimentations donnait (ent) un signal biologique positif afin de stériliser les échantillons. On vérifiait ensuite qu’aucun signal positif n’était obtenu avec les échantillons stérilisés. Si c’était le cas, alors la détection d’une trace de vie pouvait      alors être confirmée.

c) L’instrument « Gas Chromatograph Mass Spectrometer » (GCMS)

L’instrument GCMS avait pour objectif la recherche et l’identification de composés chimiques organiques, ainsi qu’un certain nombre d’éléments non organiques, dans la couche superficielle de la surface martienne. Il devait, par ailleurs, permettre la détermination la composition de l’atmosphère martienne sur le site d’atterrissage et de surveiller son évolution au cours du temps.

Le choix de cet instrument s’était imposé car les mesures obtenues par la spectrométrie  de masse pouvaient être interprétées même en l’absence de spectre de référence. En particulier, il autorisait la détection de composés chimiques non attendus par les scientifiques.

Attardons-nous quelques instants sur le fonctionnement de cet instrument.

L’échantillon de sol martien était chauffé à 200°C afin de vaporiser ses éventuels composés organiques. Les matériaux vaporisés étaient ensuite extraits de la cellule de chauffage par un jet de dioxyde de carbone dont les atomes de carbone étaient de l’isotope 13.

Un jet d’hydrogène gazeux poussait ensuite le mélange dioxyde de carbone/ matériaux vaporisés dans un chromatographe à gaz. Ce chromatographe était un fin tube rempli de particules solides. Ces particules solides assuraient la séparation des différentes espèces chimiques grâce à une interaction plus ou moins marquée suivant la nature de l’élément chimique. L’interaction conduisait ainsi les éléments chimiques à traverser le chromatographe plus ou moins rapidement.

A la sortie du chromatographe, l’hydrogène était éliminé en traversant un séparateur au palladium. Les espèces chimiques restantes étaient ensuite analysées par un spectromètre à gaz qui était capable de fournir un spectre de masse complet pour des masses atomiques de 2 à 200. Un spectre de masse était collecté toutes les 10 secondes pendant les 84 minutes nécessaires pour que l’ensemble des composés chimiques traverse le chromatographe.

Cette première étape terminée, l’échantillon de sol martien encore présent dans la cellule de chauffage était porté à une température de 500°C afin de pyroliser les matériaux moins volatils contenus dans l’échantillon. La caractérisation des composés gazeux obtenus était effectuée en utilisant la même procédure mise en œuvre phase de l’expérience.

Les données du spectromètre de masse étaient enregistrées à bord du module atterrisseur avant d’être transmis à la Terre.

La réserve d’hydrogène du GCMS permettait d’effectuer l’analyse de trois échantillons de sol martien.

d) L’instrument « X-Ray Fluorescence Spectrometer » (XRFS)

L’expérience consistait à exposer des échantillons de sol martien aux rayonnements X émis par des sources radioisotopiques. Ces rayons X excitaient les atomes et molécules de l’échantillon afin que ces derniers émettent un rayonnement X de fluorescence. Chaque élément chimique émettant un rayonnement X de fluorescence qui lui était spécifique, l’analyse des rayonnements X émis par l’échantillon permettait d’identifier les espèces chimiques contenus dans le dit échantillon mais aussi leur abondance relative.

Le « X-Ray Fluorescence Spectrometer » (XRFS) permettait de détecter les éléments chimiques compris, dans la table périodique des éléments, entre le magnésium et l’uranium.

Intéressons-nous à la mise en œuvre de cet instrument. L’échantillon de sol martien, dont la taille ne pouvait excéder un diamètre de 1,3 cm, était déposé dans l’entonnoir de l’instrument par le bras collecteur du module atterrisseur. Cet entonnoir permettait d’acheminer par gravité l’échantillon jusqu’à la chambre d’analyse de l’instrument.

Le XRFS, d’une masse de 2 kg, comprenait, outre la chambre d’analyse, deux sources radioisotopiques, l’une en fer radioactif, l’autre en cadmium radioactif. Chaque source était flanquée de 2 détecteurs de comptage proportionnel. Ces détecteurs transmettaient une série d’impulsions électriques dont la tension était proportionnelle à l’énergie des photons X de fluorescence émis par les espèces chimiques contenues dans l’échantillon. Un circuit électronique divisait le signal de sortie des détecteurs en 128 niveaux d’énergie et comptait le nombre de détections pour chaque niveau. Ces données, représentatives de la signature spectrale de l’échantillon, étaient transmises à la Terre afin de les comparer avec une banque de signatures spectrales afin d’en déduire la composition chimique de l’échantillon de sol martien.

Pour finir cette présentation du XRFS, mentionnons la présence dans l’instrument de deux plaques de calibration qui étaient utilisées avant chaque examen d’un échantillon  pour vérifier le réglage de l’équipement.

e) La station météorologique

Cette station était déployée au bout d’un bras au-dessus de la surface supérieure du module atterrisseur. Elle était constituée d’un anémomètre à film chaud, d’un senseur de levée d’ambiguïté de la direction du vent, d’un capteur de température de l’air ambiant et enfin d’un capteur de pression atmosphérique.

L’anémomètre à film chaud comprenait deux aiguilles de verre recouvertes d’un film de platine qui était protégé par une couche d’oxyde d ‘aluminium. Le principe de fonctionnement de l’anémomètre était le suivant. Un courant électrique circulait dans le film de platine pour chauffer les aiguilles. Le vent martien refroidissait par convection les aiguilles. L’énergie électrique nécessaire pour maintenir la température constante au niveau des aiguilles permettait de calculer la vitesse du vent. Les aiguilles ne permettaient de mesurer que la composante du vent perpendiculaire à elles. En conséquence pour obtenir une mesure du vent total, les aiguilles étaient placées horizontalement à 90° l’une de l’autre. Une troisième aiguille, placée entre les deux aiguilles de mesure du vent, mesurait la température de l’air et permettait d’en déduire les pertes de chaleur par rayonnement des aiguilles dont la non prise en compte aurait conduit à un biais des mesures de vitesse de vent.

L’anémomètre à film donnant des mesures de vitesse identiques pour des vents de direction opposée, un équipement dénommé « Wind Ambiguity Sensor » (WAS) a été ajouté pour lever cette ambiguïté. Le WAS était constitué d’une âme chauffée électriquement entourée de 4 thermocouples disposés dans le plan horizontal tous les 90°. La chaleur extraite de l’âme par le vent interagissait avec les thermocouples placés dans le lit du vent par rapport à l’âme. En combinant les données de l’anémomètre à film chaud avec celles du WAS, un calculateur fournissait les mesures affinées sur la direction et la vitesse du vent.

La station météorologique était de plus dotée d’un capteur de température de l’air constitué par 3 thermocouples filaires montés parallèlement les uns aux autres et d’un capteur de pression atmosphérique.

f) Le séismomètre

L’instrument de séismologie, embarqué dans le module atterrisseur, mettait en œuvre 3 séismomètres assemblés selon les trois axes d’un repère cartésien afin de pouvoir mesurer les en 3 dimensions les mouvements du sol martien. Intégré dans un cube de 15 cm de côté et d’une masse de 2,3 kg, l’instrument fonctionnait selon deux modes. En l’absence de tremblement de « Mars », il effectuait des mesures moyennées sur 15 secondes des microséisme qui constituaient le bruit de fond sismique martien. Quand un tremblement de Mars était détecté, l’instrument passait dans un mode de mesures à haut débit.

g) La mesure des propriétés mécaniques du sol martien

Ces mesures ne nécessitaient pas d’équipement spécifique. Elles étaient dérivées des observations effectuées par le système d’imagerie du module atterrisseur comme par exemple la visualisation de l’impact au sol du capot de protection du bras collecteur d’échantillons éjecté après l’atterrissage du module atterrisseur, ou encore les prises de vue des semelles des pieds du module atterrisseur pour évaluer leur enfoncement dans le sol martien. De même quand le collecteur d’échantillons était utilisé, l’intensité des courants actionnant les moteurs du bras était mesurée pour évaluer le couple nécessaire pour extraire un échantillon et en déduire la dureté du sol. L’observation de la profondeur des tranchées creusées par le bras collecteur d’échantillons ou des tas des matériaux recueillis en excès par ce même bras concourraient aussi à affiner la connaissance des propriétés mécaniques du sol martien.

h) Les propriétés magnétiques du sol martien

L’objectif de cette expérience était de détecter la présence de particules magnétiques dans le sol martien et de les caractériser (type de matériaux, abondance, …). Pour cela deux paires de deux aimants au samarium-cobalt avaient été placées sur la face arrière (Cf. figure 15) de la tête du collecteur d’échantillon.

Une troisième paire d’aimants avait été installée sur la mire de calibration du système d’imagerie du module atterrisseur pour piéger les particules magnétiques contenues dans la poussière soulevée par le vent martien.

2) Le déroulement des missions Viking

Les premiers éléments des sondes Viking sont livrés à Cap Canaveral en Janvier 1975 en vue de leur assemblage et les tests de vérification de bon fonctionnement avant la phase proprement dite de préparation au lancement (chargement en ergols, stérilisation et mise sous coiffe).

Le lancement de la première sonde Viking, Viking A, était prévu le 11 août 1975. Pendant les tests des boosters à poudre de la fusée Titan IIIE/Centaur, une valve commandant l’orientation de la tuyère d’un des boosters s’avère défectueuse. La décision a été alors prise de reporter au 14 août le lancement afin de permettre le changement de la valve incriminée. Cependant le 13 août, pendant les opérations de contrôle de la sonde, les ingénieurs de la NASA ont eu la désagréable surprise de trouver la sonde fonctionnait sur son énergie bord et surtout que les batteries de l’orbiter étaient déchargées. Il était hors de question de lancer la sonde dans cet état. Il fut alors décidé de déposer la sonde Viking A du lanceur et de la remplacer par la sonde Viking B. c’est donc Viking B qui la première s’envola vers la planète Mars le 20 août 1975 et pris le nom de Viking 1. Viking 1 exécuta le 27 août 1975 une manœuvre de 4,684 m/s pour affiner sa trajectoire en vue d’atteindre le point visé à proximité de Mars pour l’insertion de la sonde autour de la planète rouge.

La sonde Viking A a été pour sa part lancée le 9 septembre 1975 et devint ainsi la sonde Viking 2. Elle effectua comme sa sonde jumelle une manœuvre le 19 septembre pour affiner sa trajectoire vers Mars.

Le 19 juin 1976, la sonde Viking 1 a allumé pendant 38 minutes le moteur de son module orbital afin de s’insérer en orbite autour de Mars. Cette manœuvre consomma 1063 kg d’ergols. Le 21 juin, quand elle atteint le premier périastre de son orbite autour de Mars, Viking 1 mit à feu une nouvelle fois le moteur de son module orbital, pendant 132 secondes, pour se placer sur une orbite 1500 km x 32800 km dont la période est synchrone avec la rotation de la planète rouge (24 h 39 mn). Le 22 juin, les caméras du module orbital de Viking 1 prennent une photographie du site d’atterrissage prévu. Si sur les images de Mariner 9 le site semblait propice à une tentative d’atterrissage, l’image Viking 1 de bien meilleure qualité monte un site constellé de cratères. Les images réalisées le jour suivant ne firent que confirmer l’inadéquation du site. Le 27 juin, la NASA décidait de changer de site d’atterrissage et surtout de décaler la tentative d’atterrissage au-delà de la date du 4 juillet 1976 initialement prévue. C’est seulement le 12 juillet qu’a été validé le nouveau site d’atterrissage. Le 16 juillet, la sonde Viking 1 effectua une manœuvre pour ajuster son orbite en vue de son atterrissage. Finalement le 20 juillet 1976, le module atterrisseur de la sonde Viking 1 atterrit en douceur dans la région martienne de Chryse Planitia à 28 km du point cible par 22,48° N et 47,84° W. Les deux premières images sont transmises directement à la Terre car le module orbital n’était pas en visibilité et ne pouvait donc pas assurer le relais de ces images.

Le 7 août 1976, c’est au tour de Viking 2 de se placer en orbite autour de Mars grâce au fonctionnement pendant 40 minutes du moteur de son module orbital. Le module atterrisseur de la sonde Viking réédita l’exploit de Viking 1 en se posant en douceur dans la région d’Utopia Planitia le 3 septembre 1976 par 47,97°N et 225,71° W soit quasiment à l’opposé de Viking 1. Ceci était volontaire car cela permettait à la NASA de n’avoir en visibilité à un instant donné qu’un seul module atterrisseur à la fois.

Le 16 novembre 1976, la NASA annonçait que les engins Viking (les deux modules orbitaux et les deux modules atterrisseurs) avaient atteint les objectifs scientifiques principaux de leur mission.

Le module orbital de Viking 2 fut le premier à finir sa mission le 25 juillet 1978 à cause des fuites d’azote de son système de contrôle d’attitude. Le module atterrisseur de Viking 2 a été pour sa part arrêté, le 12 avril 1980. Le contact avec le module orbital de Viking 1 a été perdu le 6 août de la même après la panne de son système de contrôle d’attitude. Le dernier contact avec le module atterrisseur de Viking 1 intervient le 19 novembre 1982. La NASA annonça la fin officielle des missions Viking le 21 mai 1983.

Le module atterrisseur de Viking 1 porte aujourd’hui le nom de Mutch Memorial Station en hommage de Thomas A. Mutch qui fut le chef de l’équipe image des modules atterrisseurs et qui décéda en 1980 pendant un trek dans l’Himalaya. Le module atterrisseur de Viking 2 a été pour sa part baptisé Soffren Memorial Station en honneur de Gerald A. SOFFREN, le scientifique en chef des missions Viking.

3) Un bilan scientifique des missions Viking

A l’exception des instruments de séismologie, l’ensemble des autres instruments scientifiques des deux sondes Viking ont retourné plus de données que prévu. Les séismomètres du module atterrisseur de Viking 1 ne fonctionnèrent jamais et les séismomètres de Viking 2 ne détectèrent qu’un seul événement susceptible d’être un tremblement de la planète Mars. Par contre ils fournirent des informations sur le vent soufflant sur le site d’Utopia Planitia. Ils permirent de constater le très faible niveau d’activité sismique de Mars.

Les trois expériences biologiques embarquées sur les deux modules atterrisseurs ont découvert une activité chimique inattendue et énigmatique du sol martien. Aucune des données fournies n’a permis de mettre en évidence , de manière certaine, la présence de microorganismes vivants dans le sol martien sur les sites d’atterrissage.

Pour les biologistes de la mission Viking, la combinaison de l’action des rayons ultraviolets solaires atteignant la surface de Mars, de l’extrême sécheresse et de la nature oxydante du sol interdit la formation et le développement de la vie. Seule reste la question de l’éventuel développement de la vie sur Mars dans un lointain passé.

Les stations météorologiques embarquées sur les modules atterrisseurs ont permis de mieux connaître l’atmosphère martienne. Ainsi au niveau des températures, Viking 1 a mesuré des températures allant de -14° C à – 77°C. Sur le site de Viking 2, l’amplitude des températures était encore plus importante puisque des températures positives (+4°C) ont été mesurées avec les températures les plus basses atteignaient -120°C. Au niveau de la pression atmosphérique, Viking 1 mesura des pressions s’étalant 6,8 à 9 millibars et pour Viking 2 les pressions oscillaient entre 7,3 et 10,8 millibars. La vitesse maximale des vents martien mesurée par les sondes Viking  fut de 120 km/h tandis que la vitesse moyenne était très largement plus basse.

Les modules atterrisseurs ont réalisé un peu de 4500 images à la surface de Mars et les modules orbitaux ont littéralement mitraillé la planète rouge et ses deux satellites naturels Phobos et Deimos avec pas moins de 52663 images prises pendant l’ensemble de la mission. Ainsi les modules orbitaux ont permis de photographier 97 % de la surface de Mars à une résolution de 30 mètres.

Les modules orbitaux ont aussi permis de découvrir que la calotte au pôle Nord de la planète rouge était faite de glace d’eau et non de glace de dioxyde de carbone comme cela était généralement admis avant les missions Viking.

Parmi les autres découvertes scientifiques significatives des missions Viking, notons :

• la surface martienne est constituée d’une argile riche en fer qui contient une substance hautement oxydante qui dégage de l’oxygène quand elle est en contact avec de l’eau ;
• l’azote, qui n’avais jamais été détectée avant les missions Viking, est un composant majeur de l’atmosphère martienne. La concentration élevée en isotopes lourds d’azote et d’argon indique une densité atmosphérique plus élevée dans le passé.
• La densité des satellites naturels de Mars, Phobos et Deimos, est de l’ordre de 2 g/cm³. Ceci conduit les scientifiques à considérer ces deux satellites comme des astéroïdes capturés par la planète rouge.

Les résultats de Viking ont donc dépassé toutes les attentes des scientifiques mais il faut être sincère ils ont beaucoup déçu le grand public qui attendait de ces sondes la preuve de l’existence d’une vie sur Mars. Finalement le projet Viking qui fut une immense réussite a été hélas à l’origine d’une mise entre parenthèse de l’exploration de Mars pendant vingt ans du côté des américains.

Cet article est paru la première fois dans la revue Espace & Temps N°18 en septembre 2016 à l’occasion du 40^ème anniversaire de l’atterrissage sur la surface de Mars des sondes Viking