La persévérance, une qualité essentielle dans l'exploration de Mars

Une approche plus scientifique de la question de la vie sur Mars pose la question de ce qu'on nomme l'« habitabilité » de cette planète, c'est-à-dire la capacité de son environnement de surface à permettre à des êtres vivants de se développer et reproduire. Pour cela il faut trois choses essentielles : les éléments constituant la majorité des molécules des êtres vivants (C, H, O, N, P , S, surtout), une source d'énergie (le Soleil fait l'affaire, mais certains composés et réactions chimiques aussi, qui permettent la vie sans lumière) et, surtout, de l'eau liquide, le solvant dans lequel se fait toute la chimie du vivant. Pour plus de précisions sur la question de l'habitabilité, voir par exemple Où le système solaire serait-il habitable ? (2018) et Les conditions de la vie, une particularité de la Terre dans le système solaire ? (2010). Les éléments C, H, O, N, P , S étant très abondants dans l'Univers, on s'attend à les trouver sur toutes les planètes. Au moins une source d'énergie, le Soleil est accessible à la surface de Mars. L'eau liquide est donc à priori le facteur limitant. Pour trouver de la vie sur Mars, il faut donc commencer par y trouver de l'eau liquide. Et ce n'est pas une mince affaire. Pour un aperçu historique de la recherche de l'eau sur Mars, on pourra se reporter à A-t-on vraiment découvert de l'eau liquide sur Mars ? Décryptage.

Les premières sondes spatiales ayant atteint Mars n'ont fait que la survoler, prenant quelques clichés au passage. Il s'agissait de Mariner 4, 6 et 7, en 1964 et 1969 qui renvoyèrent quelques dizaines de clichés montrant une surface très “lunaire”, criblée de cratères. Sans une trace d'eau, Mars semblait alors peu intéressante, loin des images romantiques des Martiens popularisées par la science-fiction.

On persévéra pourtant : en 1971 la mission Mariner 9 réussit à se mettre en orbite autour de Mars et put en photographier toute la surface avec une résolution kilométrique. On découvrit alors une surface peuplée d'immenses volcans, de gigantesques fossés tectoniques, de champs de dunes, d'une calotte polaire boréale de glace d'eau et de poussière et, surtout, de traces d'écoulements liquides ayant sculpté les reliefs sous forme de coulées de débâcles glaciaires et de réseaux de rivières épars (Figure 4). Toutes ces morphologies, souvent partiellement effacées, étaient manifestement la trace de processus anciens… car, avec une pression atmosphérique dérisoire (l'équivalent de celle dans la haute stratosphère terrestre, à 35 km d'altitude !) et des températures glaciales, il n'est pas possible à l'eau liquide de rester stable actuellement à la surface de Mars. Les missions Viking, arrivées en orbite en 1976, confirmèrent et affinèrent ces résultats. Elles permirent aussi de poser deux atterrisseurs équipés d'instruments capables d'analyser le sol et de détecter d'éventuelles formes de vie. Ce fut une déception : aucune trace de matière organique et, pire, une composition chimique de surface très défavorable, très oxydante, et sans aucune trace d'altération chimique sous l'effet de l'eau. Mars ne serait-elle qu'une planète hyperaride et “morte”, et les traces d'écoulements juste le résultat d'épisodes quasi-anecdotiques dans l'histoire de la planète ?

Source - © 2007 HRSC : ESA / DLR / FU Berlin (G. Neukum) / Google Earth

Figure 4. Capture Google Earth “Mars” d’un réseau hydrographique fossile en amont de Naktong Vallis

L'image couvre environ 150 km de gauche à droite.

Dans les années 1980 et 90 les échecs purs et simples furent nombreux, mais on persévéra toujours : deux missions soviétiques furent perdues, respectivement entre la Terre et Mars pour Phobos 1 et seulement 3 mois après son arrivée pour Phobos 2 ; la mission russo-européenne Mars 96 s'abima dans le Pacifique après son décollage ; et les missions américaines Mars Observer, Mars Polar Lander et Mars Climate Orbiter, entre 1992 et 2000, furent également perdues à cause de problèmes techniques.

On persévéra cependant encore, à la recherche de plus d'indices d'eau liquide : entre 1997 et 2005 trois missions américaines et une européenne furent envoyées vers l'orbite martienne : Mars Global Surveyor, Mars Odyssey, Mars Express et Mars Reconnaissance Orbiter (ces trois dernières fonctionnant toujours !). Elles permirent de cartographier la morphologie de la surface de Mars jusqu'à l'échelle métrique, la topographie, la minéralogie et les glaces, en surface et même en profondeur, par radar. En 1997, Mars Pathfinder posa le premier rover martien, alors un démonstrateur technologique de 10 kg, qui ouvrit la voie aux deux premiers “vrais” rovers géologues sur Mars – Spirit et Opportunity – de presque 200 kg, posés en 2004, explorèrent deux sites martiens pendant 6 et 14 ans, parcourant 8 et 45 km de distance ! Et en 2008 la mission Phoenix posa un atterrisseur près du cercle polaire Nord de Mars.

Ces missions “modernes”, accompagnées de travaux de laboratoire et de modélisation numérique sur Terre, permirent des progrès continus sur la compréhension du climat martien actuel et passé, et de l'évolution géologique de la planète. La morphologie de plus en plus détaillée révéla toujours plus de traces d'écoulements d'eau liquide, de transport et dépôt de sédiments par cette eau, notamment sous forme de deltas se jetant dans des lacs, et une activité glaciaire importante, issue de la migration des calottes polaires de Mars vers les plus basses latitudes dans un passé relativement récent, un peu comme les ères glaciaires connues par la Terre lors du dernier million d'années. Phoenix démontra même la présence de glace d'eau à quelques centimètres de profondeur dans le sous-sol des régions polaires.

Depuis l'orbite martienne, une des découvertes les plus importantes fut initiée par un instrument français, l'Observatoire pour la Minéralogie, l'Eau, les Glaces et l'Activité (OMEGA), sur la mission européenne Mars Express : celle de formations géologiques anciennes contenant des minéraux d'altération aqueuse, c'est-à-dire formés en présence d'une grande quantité d'eau, et pendant des durées géologiquement significatives : les argiles. Accompagnant parfois certaines argiles, mais en quantités bien moindres, des carbonates ont également été détectés. Dans d'autres terrains, plus récents, on détecta des sulfates de fer, magnésium ou calcium.

Bien plus que la trace d'écoulements, ces minéraux d'altération aqueuse, et surtout les argiles, sont la preuve que de l'eau liquide a été stable à la surface de Mars pendant un temps long, peut-être de l'ordre de millions d'années, peut-être des centaines de millions !

À la surface de Mars, la persévérance “paya” enfin avec les deux rovers géologues Spirit et Opportunity. Ce dernier a été envoyé dans l'un des rares endroits de Mars où les instruments déployés jusqu'alors en orbite avaient pu déceler un indice d'altération aqueuse avec la détection d'hématite, un oxyde de fer, qui, sur Terre, se forme en abondance, par exemple, dans les sols tropicaux lessivés par l'eau. Une fois au sol, les mesures d'Opportunity ont mis en évidence des couches sédimentaires, probablement déposées sous forme de dunes et indurées par des inondations périodiques dans un environnement lagunaire. Ces terrains étaient effectivement riches en hématite, mais aussi en jarosite, un sulfate de fer ne pouvant se former que par altération par l'eau, mais en conditions acides (pH 4 et inférieur). Des années plus tard, après avoir franchi la distance d'un marathon, Opportunity finit par observer des roches plus anciennes, sous-jacentes à celles qu'il avait explorées jusque là, contenant selon toute vraisemblance des argiles. Opportunity ne put le confirmer avec certitude, ses instruments n'y étant pas adaptés ou depuis longtemps hors d'usage. Spirit, envoyé vers le centre d'un large cratère qu'on espérait rempli de sédiments lacustres n'a trouvé que des coulées de lave les ayant probablement recouverts, mais a pu mettre en évidence d'autres sulfates de fer acides, de la silice hydratée, et même des carbonates (de fer et magnésium), traduisant là aussi une altération due à l'eau, mais probablement d'origine hydrothermale magmatique, en périphérie de systèmes volcaniques réchauffant et faisant circuler l'eau de surface ou phréatique.

Avec Curiosity, enfin, on tenta une deuxième fois, et cette fois avec succès, d'accéder à des sédiments lacustres déposés au fond d'un grand cratère, avec des instruments conçus pour identifier les minéraux d'altération et la matière organique. On ne rappellera ici que quelques résultats marquants, parmi d'autres. Curiosity observa des conglomérats, des grès et des pélites (roches à grains très fins) caractéristiques de dépôts fluviaux, lacustres et éoliens, indiquant la présence d'eau liquide. On détecta des argiles dans les dépôts sédimentaires, par ailleurs recoupés de veines de sulfates ayant cristallisé suite à la circulation d'eau en profondeur, dans des conditions non plus acides, mais neutres ! Curiosity détecta du méthane dans l'atmosphère de Mars, en quantité variable selon la saison ; or le méthane est naturellement instable sur Mars et cela implique donc un processus actif de production qui peut être géologique, chimique… ou biologique, et reste pour l'instant non identifié. On détecta aussi un peu de matière organique dans les roches, mais les premières analyses qui furent faites, en raison de la méthode de pyrolyse d'abord employée et de la chimie du sol de Mars, très oxydant, n'en révélèrent que les “briques” élémentaires sans laisser voir sa complexité éventuelle. Il a fallu attendre fin 2017 pour qu'une nouvelle méthode d'analyse prévue de longue date, la dérivation chimique, commence à être testée, optimisée, et à donner des résultats prometteurs mais difficiles à interpréter, avec une grande variété de molécules. Les résultats publiés entre 2018 et début 2021 montrent clairement la présence de matière organique sur Mars, mais les molécules individuellement identifiables (petites molécules soufrées et hydrocarbures aromatiques, notamment (Figure 5)) sont présentes en très petites quantités et il n'est pas absolument certain que tout ou partie d'entre elles ne proviennent pas des réactifs terrestres introduits au cours d'analyses précédentes, le système ne pouvant hélas pas être nettoyé à la perfection entre chaque analyse.

Source - © 2018 Eigenbrode et al.

Figure 5. Résultats d’analyses en chromatographie en phase gazeuse de deux échantillons martiens prélevés par Curiosity

En haut : A Cumberland 7 et B Mojave, comparés à un témoin à vide Cumberland Blank 2.

En bas : C une analyse de matière analogue réalisée sur Terre pour guider l’interprétation.

Ces analyses montrent la présence de petites molécules soufrées, dont la formule chimique développée est dessiné au-dessus des pics des chromatogrammes : méthanethiol, diméthylsulfide, etc.

L'essentiel des aventures évoquées ci-dessus est raconté en détail dans le dossier Exploration de Mars par sondes et robots, dossier qui contient à ce jour 47 articles (les plus anciens datant de 2004, avec l'arrivée de Curiosity et d'Opportunity). Le bref résumé qu'on en a fait ici amène à cerner les questions qui se posent en ce début 2021, au moment où Perseverance arrive sur Mars.

Premier problème, essentiel mais jusque là éludé : la chronologie de l'histoire de Mars. En géologie, la chronologie des évènements est établie par corrélation de formations identiques, de niveaux repères, de fossiles stratigraphiques, et leur datation établie grâce, notamment, à la datation radiochronologique. Sur Mars, les marqueurs chronologiques globaux sont rares, ou difficilement identifiables depuis l'orbite. La seule chronologie relative utilisable est celle déduite des populations de cratères d'impacts à la surface des terrains : en gros, plus il y a de cratères d'impacts et plus la surface est vieille car plus elle a eu le temps de recevoir d'impacts. On a ainsi “trié” les terrains de Mars comme formés lors de trois « ères » principales d'après le nombre décroissant d'impacts les ayant affectés. Les argiles sont omniprésentes dans les terrains très cratérisés de l'ère la plus ancienne, le Noachien, mais disparaissent dans ceux de la suivante, l'Hespérien. Problème : de quand date la limite ?

Il est impossible de comparer les populations de cratères de Mars avec la Terre, dont la surface est bien plus jeune. La Lune donne une possibilité car les terrains y sont cratérisés de manière similaire à Mars, et certains ont été datés grâce aux échantillons rapportés par les missions Apollo. Mais transposer la chronologie de la Lune à Mars n'est pas trivial et on se retrouve avec des incertitudes de centaines de millions d'années ! C'est ennuyeux car la limite Noachien/Hespérien sur Mars tomberait vers 3,7 Ga… exactement l'âge des plus anciens fossiles avérés de vie sur Terre (Figure 6). Si Mars a été habitable jusqu'à 3,7 Ga, on peut espérer y détecter des traces de vie si elle a émergé sur Mars en même temps que sur Terre, et on pourrait alors imaginer des processus similaires. Mais si la limite Noachien/Hespérien est plus ancienne ou plus récente de 500 millions d'années (ce qui est possible), l'interprétation serait plus compliquée !

Source - © 2021 Patrick Thollot

Figure 6. Comparaison des échelles chronostratigraphiques de la Terre et de Mars

On a défini 3 grandes ères sur Mars d'après les populations de cratères d'impact des terrains, de la plus ancienne à la plus récente : Noachien, Hespérien, Amazonien. On a aussi remarqué que les terrains du Noachien ont un substratum plus ancien : on a donc défini une ère correspondante, le Pré-Noachien. D'après les cratères d'impact on a proposé un calage chronologique “absolu” (mais approximatif, sans doute à 0,5 Ga près) permettant de comparer avec les “éons” terrestres de l'Hadéen, de l'Archéen, du Protérozoïque et du Phanérozoïque (où la vie pluricellulaire domine).

On a indiqué avec trois marqueurs rouge, bleu et vert, les âges des exemples terrestres les plus anciens de cristaux (zircons des Jack Hills en Australie), de vie (carbone isotopiquement léger) et de fossiles (stromatolites et/ou filaments bactériens microscopiques) connus en 2021.

Cette figure montre que les terrains martiens du Noachien et de l'Hespérien correspondent à la période probable d'apparition de la vie sur Terre : la même chose s'est-elle produite sur Mars ?

Les géologues ont donc besoin d'âges radiogéniques de la surface de Mars. Malheureusement, pour obtenir des résultats précis, la radiodatation nécessite des protocoles analytiques et des instruments uniquement réalisables et disponibles sur Terre. Curiosity a bien tenté, pour la première fois, d'établir un âge potassium-argon dans le cratère Gale, mais le résultat obtenu (4,2 Ga) a une incertitude telle (intervalle de 700 Ma !) qu'il ne fait que confirmer l'âge très ancien de la surface de Mars. Il s'agissait par ailleurs d'une roche sédimentaire : son âge radiogénique, hybride indéfini entre celui de son dépôt et de la cristallisation de ses constituants, est ainsi inexploitable comme marqueur d'échelle stratigraphique.

Un objectif majeur de la collecte d'échantillons, et de leur retour sur Terre, par Perseverance sera donc de caractériser au moins une, sinon deux (ou plus !), formations géologiques dont les positions stratigraphiques relatives seront clairement établies (laquelle précède laquelle), dont les populations de cratères d'impacts seront mesurables et dont les échantillons seront radiodatables : typiquement des dépôts volcaniques comme des coulées de lave.

Spirit, Opportunity et Curiosity ont analysé de nombreux affleurements de roches altérées par l'eau. Cependant les instruments embarqués n'ont pas permis d'établir l'histoire complète des roches. On a leur structure macroscopique et leur texture « à la loupe », une part de leur composition élémentaire (avec un peu d'incertitude sur certains éléments) et une part de leur composition minéralogique (selon les instruments, soit les minéraux ferreux, soit bien cristallisés, etc.), mais jamais la totalité des informations à la même échelle. Ainsi, par exemple, les analyses minéralogiques de Curiosity révèlent une proportion souvent importante (jusqu'à presque trois quarts !) de phases « amorphes », mal cristallisées, dont on ne peut que déduire la composition chimique en croisant les identifications d'éléments et de minéraux cristallisés détectables.

Deuxième objectif donc : documenter le contexte d'échantillons de formations géologiques caractéristiques (coulées de lave, dépôts de cendres, ou hydrothermaux, dépôts sédimentaires aquatiques ou éoliens, etc.), les prélever et les ramener sur Terre afin de permettre l'accès à la fois à la texture microscopique et à leur composition précise, élémentaire, minéralogique, et isotopique. Cela devrait permettre un bon en avant dans la compréhension des processus d'altération que ces roches ont subi, et donc des conditions environnementales lors de leur formation. En clair, répondre fermement à la question : Mars était-elle habitable lors de la formation de ces roches ?

Corollaire à cet objectif, caractériser les conditions de formation primaires des roches, qu'elles aient été altérées ensuite ou non. Les roches magmatiques martiennes, par exemple, ont beaucoup à nous apprendre sur les processus internes qui gouvernent l'activité géologique de toutes les planètes, y compris la Terre.

Des missions Viking à Curiosity, en passant par Phoenix, la question de la matière organique martienne n'a pas trouvé de réponse définitive. Dans tous les cas, l'analyse de matière organique a été tentée à partir d'échantillons de sol ou de roche affleurante réduite en poudre, et basée sur une première étape de pyrolyse qui a pour but de briser les grosses molécules solides en petites molécules volatiles ensuite analysées en phase gazeuse. Problème : sous l'effet de la chaleur, d'autres composés chimiques présents sur Mars, comme les très oxydants perchlorates, sulfates, etc., peuvent réagir avec les molécules organiques. Résultat : si, comme décrit plus haut, la présence de macromolécules organiques est avérée, leur analyse n'a pour l'instant permis l'identification fine que de molécules relativement simples, et probablement secondairement modifiées, comme les choro-alcanes, le chloro-benzène et les thiophènes (molécules soufrées) vus par Curiosity. Même si des progrès dans les analyses sont toujours en cours avec Curiosity, il est nécessaire d'aller plus loin.

Troisième objectif : Perseverance va repérer et caractériser la matière organique solide dans les formations sédimentaires sans la détruire grâce à ses spectromètres Raman (cf. La spectroscopie Raman, une méthode d'analyse minéralogique non destructive pouvant être mise en œuvre in situ), et prélever ensuite des échantillons en contenant pour les retourner sur Terre. Sur Terre, toutes les méthodes d'analyse disponibles en laboratoire pourront être appliquées pour caractériser la chimie, la chiralité (asymétrie), la composition isotopique, voire les séquences éventuelles des macromolécules organiques.

Dans l'éventualité où Perseverance découvrirait des traces macroscopiques potentiellement interprétables comme fossiles (des stromatolithes, comme les plus vieux fossiles terrestres), leur documentation et échantillonnage deviendrait bien entendu une priorité !

Le site choisi pour Perseverance, un temps en ballottage avec un autre de la même région, a été le cratère Jezero. Celui-ciF ”coche” plusieurs cases qui laissent espérer une mission fructueuse. En premier lieu, la présence d'un delta (Figure 8), formé par les dépôts de sédiments drainés depuis un bassin versant couvrant l'ensemble des formations de Nili Fossae, dans un lac ayant occupé ce cratère pendant un temps suffisant pour que ce delta, de plusieurs kilomètres de long et de large, se forme. La présence d'un lac et de sédiments deltaïques laisse présager la présence de matière organique particulaire piégée au sein des sédiments du delta, comme c'est le cas sur Terre. La présence d'argiles et de carbonates (Figure 8) sur ce qui semble avoir été la ligne de rivage du lac laisse même envisager la présence de dépôts minéralogiques contemporains du lac, éventuellement d'origine biologique. Deuxièmement, l'origine des sédiments du delta laisse l'espoir, même si le rover se trouve par malchance dans l'incapacité d'explorer les terrains en amont, d'en avoir des échantillons qui permettront, peut-être, de reconstituer une partie de leur histoire. Troisièmement, le delta semble déposé sur, ou englobé par – il faudra vérifier sur place – une coulée de lave avec une certaine population de cratères d'impacts et qui devrait pouvoir être radiodatée par retour d'échantillon sur Terre : cela permettrait une première calibration absolue de la stratigraphie martienne.

Source - © 2015 D'après Goudge et al.

Figure 8. Imagerie orbitale et analyse spectroscopique du delta du cratère Jezero

Imagerie de Jezero en vue large en “a” et un détail en “e”. Analyse spectroscopique en réflectance proche infrarouge : en “b” l'imagerie est colorisée selon les détections d'argiles et de carbonates, dont les spectres sont montrés en “d”. En comparant avec des spectres de laboratoire obtenus sur Terre (à droite) on constate que le spectre 1 (et peut-être le 3) révèle un carbonate de magnésium, la magnésite, associé à de l'olivine (“fayalite” ici) ou à un carbonate de fer, la sidérite. Les spectres 2 à 4 montrent des absorptions indiquant la contribution d'argiles ferromagnésiennes comme la saponite (Mg) et la nontronite (Fe).

Pourquoi un site si intéressant n'a-t-il jamais été exploré ? D'abord, les connaissances sur cette région se sont accumulées : quasi-inexistantes à l'époque des roversSpirit et Opportunity, elles étaient encore trop débattues à l'époque du choix du site de Curiosity pour emporter la décision. Mais, surtout, l'aire d'atterrissage disponible est petite, et jusqu'à Mars 2020 aucun système d'atterrissage ne pouvait espérer s'y poser sans risquer la perte du rover avec une trop grande probabilité.

La démonstration du système d'atterrissage de Curiosity en 2012 a validé l'essentiel des choix techniques de premier ordre et permis aux ingénieurs de développer deux nouveaux systèmes de guidage de précision. Le range trigger ajuste le moment du déploiement du parachute en fonction de la perception exacte de l'entrée atmosphérique subie par la capsule, et non via un simple chronomètre, ce qui permet de réduire l'ellipse d'atterrissage (cette zone d'incertitude de position dans laquelle le rover va atterrir) de 25×20 km pour Curiosity à un peu moins de 8×7 km : une surface 10 fois plus petite et d'une précision remarquable par rapport aux missions précédentes (Figure 9) ! En plus, le système de “navigation relative au terrain” (TRN) va utiliser un algorithme de pilotage “intelligent” lors de la phase rétro-propulsée pour éviter les obstacles sur la zone où, dans l'ellipse, le système va se retrouver après la phase de parachute : en comparant le terrain vu par une caméra avec une carte enregistrée contenant les zones à éviter (rochers, escarpements) et les zones propices à l'atterrissage, le TRN dirigera Perseverance vers une zone d'atterrissage sans danger sur jusqu'à 700 m de distance et à 10-20 m près, « à la Neil Armstrong » – une allusion à la manœuvre réalisée lors du premier alunissage habité, le pilote, Neil Armstrong, évitant manuellement à la dernière minute le champ de rochers vers lequel l'ordinateur de guidage le dirigeait initialement.

Ces deux nouveaux systèmes permettent l'accès à des sites auparavant “interdits” car trop risqués, dont les terrains de la région de Nili Fossae, comme Jezero.

Source - © 2020 D'après NASA / JPL-Caltech

Figure 9. Dimension de l'ellipse d'atterrissage de Perseverance dans Jezero Crater, comparée avec les ellipses de Curiosity, Phoenix et Mars Pathfinder

Avec un peu moins de 8×7 km contre 25×20 km pour Curiosity, l'ellipse de Perseverance occupe une surface 10 fois plus petite et permet d'atterrir sur un site régionalement bien plus accidenté.

Parmi les instruments phares de Curiosity, utilisés pour analyser les échantillons en poudre prélevés par forage, exit le diffractomètre aux rayons X “CheMin” (Chemistry and Mineralogy) utilisé pour révéler la minéralogie, ainsi que l'instrument phare de Curiosity, le système “SAM” (Sample Analysis at Mars) de chromatographie en phase gazeuse, spectromètre de masse, et spectromètre laser permettant d'étudier la composition élémentaire et isotopique de l'atmosphère et des volatils présents dans les roches (dont l'eau et la matière organique). La minéralogie et les composés organiques pourront être en partie identifiés par des spectromètres Raman nouvellement ajoutés. Pour le reste, et bien plus, c'est sur Terre, suite au retour des échantillons, que les études détaillées seront menées, bien plus précises et diverses qu'il n'a été possible de le faire avec Curiosity ou les rovers l'ayant précédé.

Quelques autres instruments ont laissé leur place, comme le détecteur à neutrons capable d'estimer la teneur en eau des minéraux du sous-sol immédiat et le détecteur de rayonnements ionisants qui visait, sur Curiosity à connaitre les dangers des rayonnements en route vers et à la surface de Mars pour de futurs explorateurs humains.

On retrouve sur Perseverance les caméras haute définition (1600×1200 pixels) montées sur le mat, Mastcam, mais dans un version maintenant équipée d'un système de zoom, Mastcam-Z, en stéréo (2 objectifs zoom), contre 2 objectifs à focales fixes sur Curiosity. Le champ de vue des images correspondrait à ceux obtenus avec un objectif photo “plein format” de 85 à 300 mm de focale. Pour les photographes, les capteurs font la taille des petits capteurs dits « 1 pouce » des appareils compacts mais avec la taille des pixels des capteurs plein format, d'où leur résolution relativement “basse” par rapport à nos appareils photos modernes. Mais Mastcam-Z fera essentiellement des photos statiques de paysages, permettant de construire des mosaïques panoramiques à bien plus haute résolution que celle d'une image individuelle. Il sera également possible de réaliser des vidéos à quelques images par seconde, pour voir passer des tourbillons de poussière, ou suivre les premiers vols de l'hélicoptère démonstrateur Ingenuity (voir plus bas).

Le spectromètre à ablation laser, ChemCam, de Curiosity est devenu SuperCam sur Perseverance. La partie optique de SuperCam, formant l'essentiel de la “tête” de Perseverance, est française et a été conçue et construite à l'Institut de Recherche en Astrophysique et Planétologie, IRAP, de Toulouse. À ce titre, l'instrument sera contrôlé environ 50 % du temps par une équipe française qui comprend des ingénieurs du CNES ainsi qu'une quarantaine de scientifiques provenant de différents laboratoires en France, dont 4 du Laboratoire de Géologie de Lyon.

SuperCam reprend d'abord les capacités de ChemCam, un spectromètre élémentaire à émission de plasma généré par ablation laser : un laser infrarouge pulsé est projeté à distance (2 à 7 m) sur une roche à analyser, vaporisant un minuscule volume de roche (sur environ 1/2 mm de large) et formant un plasma lumineux : la lumière de ce plasma est alors captée par un petit télescope et dispersée en longueur d'onde de l'ultraviolet au très proche infrarouge (250 à 850 nm) afin d'obtenir un spectre. Les spectres obtenus sont analysés à la recherche de pics d'émission de lumière à des longueurs d'onde précises, spécifiques de chaque élément. On obtient ainsi la composition élémentaire de la zone de roche vaporisée. En prime, comme sur ChemCam, le télescope de SuperCam permet de réaliser de petites images de la zone analysée avec un niveau de zoom encore plus important que les Mastcam (champ de vision d'environ 1°, comparable à un téléobjectif de 1000 mm !) et maintenant en couleurs (ChemCam le faisait en noir et blanc). Enfin, le spectromètre fonctionne aussi en mode “passif” en dispersant en longueur d'onde la lumière du Soleil réfléchie par les affleurements, ce qui donne accès à une partie de leur minéralogie, comme les oxydes de fer.

SuperCam ajoute deux composantes essentielles à ChemCam. Il y a d'abord un spectromètre à infrarouge à plus grande longueur d'onde pour le mode passif permettant de détecter une plus grande diversité minéralogique, notamment les minéraux d'altération comme les argiles, sulfates ou carbonates, cibles prioritaires de Perseverance. Ensuite, en utilisant le laser à la moitié de sa longueur d'onde initiale (d'infrarouge il devient vert), SuperCam devient un spectromètre “Raman”. Les photons du laser vert interagissent avec les molécules que le laser touche, mais sans les vaporiser, et sont en partie rétrodiffusés vers SuperCam mais avec une longueur d'onde modifiée par ce qu'on appelle « l'effet Raman » : l'analyse du spectre de cette lumière Raman permet de connaitre la minéralogie et la nature des molécules organiques, s'il y en a, dans la zone touchée par le laser (pour une explication plus détaillée de la spectroscopie Raman, voir La spectroscopie Raman, une méthode d'analyse minéralogique non destructive pouvant être mise en œuvre in situ). Enfin un micro écoutera le bruit des impacts du laser d'ablation sur les affleurements, dont on espère tirer une information supplémentaire sur la dureté des roches ou la présence éventuelle de vernis d'altération. SuperCam est donc l'instrument majeur et incontournable de repérage des affleurements sur le terrain à quelques mètres autour du rover. Sur la base de ses mesures, les scientifiques pilotant Perseverance dirigeront alors son bras et sa main instrumentée pour analyser de plus près les affleurements choisis.

Parmi les instruments reconduits, bien que non “géologiques”, on notera qu'une station météorologique est toujours de la partie, avec une suite de capteurs de pression, température et vents, contribution espagnole, baptisée MEDA (Mars Environmental Dynamics Analyzer) et remplaçant l'équivalent REMS (Rover Environmental Monitoring Station) sur Curiosity.

Les instruments portés par le bras de Perseverance ont totalement changé par rapport à Curiosity.

La foreuse de Curiosity, qui réduisait en poudre les échantillons pour l'apporter aux instruments d'analyse sur le pont du rover, a été remplacée par une carotteuse (rotative et à percussion, comme la précédente) et les instruments à bord par un système de stockage de tubes à échantillons (43 tubes, dont 5 témoins qui resteront inutilisés). La carotteuse sera utilisée avec un tube glissé à l'intérieur, qui recevra l'échantillon, et sera ensuite déposé dans une unité de traitement installée sur le pont du rover. Cette unité pourra mesurer le volume de l'échantillon, le photographier, le sceller et le stocker. Ces systèmes de prélèvement, vérification et stockage d'échantillons constituent réellement l'« instrument majeur » de Perseverance, avec plus de 100 kg de charge utile allouée sur la tonne que pèse l'ensemble du rover, ce qui est un record pour un instrument de mission spatiale !

Pour voir le système d'échantillonnage de Perseverance à l'œuvre, la NASA a mis en ligne une vidéo montrant des tests sur Terre et des animations de synthèse de son opération sur Mars.

Les instruments d'analyse au contact pour observer de près en “macro” et connaitre la composition chimique ont aussi été changés mais remplissent les mêmes fonctions, en allant plus loin. Pour l'imagerie macro, l'instrument SHERLOC reprend la fonction “loupe” de Curiosity, avec une caméra inévitablement baptisée WATSON, et y ajoute un spectromètre Raman un peu différent de SuperCam, conçu essentiellement pour détecter et caractériser la matière organique, et qui permettra aussi d'identifier des minéraux d'altération. Pour la composition élémentaire, le « vieux fidèle » instrument APXS (spectromètre X à émission de particules alpha), qui a équipé tous les robots géologues martiens depuis le petit Sojourner en 1997, cède la place à l'instrument PIXL. Basé sur le même principe physique (la fluorescence X) mais obtenue différemment, PIXL permettra des analyses plus rapides, en quelques secondes à minutes par point de mesure alors que l'APXS faisait une unique mesure moyenne en quelques heures ! La précision de visée des mesures sera inférieure au millimètre et, surtout, ces analyses seront associées à une image de la surface analysée et pourront être faites en la quadrillant, produisant de véritables “cartes” des éléments présents à la surface des affleurements. Bien sûr, l'acquisition de cartes détaillées de dizaines ou centaines de points de mesure nécessitera plusieurs heures et ne sera sans doute réservée qu'aux affleurements les plus prometteurs. Le positionnement millimétrique des analyses de SHERLOC et PIXL (et aussi de SuperCam) permettra d'identifier les endroits précis les plus propices au prélèvement d'échantillons à ramener sur Terre, et de replacer ces prélèvements de manière fine dans leur contexte géologique.

Un radar géologique, ou géoradar, nommé Rimfax, est accroché à l'arrière de Perseverance, sous le rover. Connu aussi sous l'acronyme anglais de GPR (Ground-Penetrating Radar), ce type d'instrument est devenu relativement courant en géotechnique depuis la fin des années 1990, notamment pour sonder les routes, équipements souterrains ou dalles en béton, mais aussi les terrains naturels. Avec Perseverance, c'est la première fois qu'un GPR est envoyé sur Mars, damant au passage le pion au rover européen ExoMars : le projet ExoMars avait eu l'idée d'en embarquer un plus précocement mais après de multiples reports, ce rover ne devrait partir qu'en 2022. Collaboration avec une équipe norvégienne, Rimfax devrait permettre de distinguer les couches géologiques en profondeur sous le rover jusqu'à une dizaine de mètres, aidant ainsi à reconstituer localement la géométrie des contacts entre différentes unités. En effet, il est souvent délicat sur le terrain de conclure avec certitude aux positions relatives de certaines formations géologiques en raison de l'absence de contacts nets mis à l'affleurement : il suffit de quelques centimètres de dépôts superficiels (éboulis, sable, poussière) pour rendre impossible la distinction entre une unité A posée sur une unité B et une unité B mise en place par dessus l'unité A, empêchant de reconstituer une chronologie relative fiable. Sur Terre il suffit souvent de dégager le terrain avec un peu d'huile de coude et quelques coups de marteau, mais Perseverance en étant incapable, c'est le GPR qui sera utilisé pour répondre aux questions sur la géométrie relative des unités.

À côté des instruments d'exploration géologique, on trouve deux systèmes qui sont des démonstrateurs technologiques. Le premier, MOXIE, est une mini-usine de fabrication de dioxygène O₂. Produire du O₂ sur Mars est essentiel pour l'exploration humaine future de cette planète, non seulement pour produire du O₂ respirable par les futurs “marsonautes”, mais aussi du O₂ qui servirait de comburant pour leur véhicule de retour. Un véhicule d'ascension vers l'orbite martienne pour une mission habitée type aura besoin de l'ordre de 30 tonnes de dioxygène comme comburant pour “bruler” une dizaine de tonnes de carburant (comme le méthane). Pour poser ce dioxygène sur Mars il en faut presque autant, avec son carburant, pour freiner sa descente, une masse totale qu'il faudra déjà envoyer vers Mars depuis la Terre… nécessitant encore plusieurs fois plus de carburant ! On arrive alors à des masses plusieurs fois supérieures aux capacités des meilleurs lanceurs actuels ce qui soit rend l'opération impossible, soit lui donne un cout rédhibitoire – ce qui revient au même. Si c'est possible, produire sur place le dioxygène nécessaire au retour est donc très intéressant. MOXIE vise à tester en conditions réelles une des technologies de production envisageable. L'atmosphère de Mars contient naturellement une fraction infime de molécules de dioxygène (environ 0,15 %), en pratique inutilisable, mais comme elle est constituée à environ 96 % de CO₂ elle contient aussi une énorme quantité d'atomes d'oxygène… hélas “séquestrés” dans les molécules de CO₂. MOXIE va directement aspirer l'“air” martien (à très faible pression), le comprimer jusqu'à 1 bar de pression et, par un procédé d'électrolyse “à sec”, va briser les molécules de CO₂ en CO + O. Par recombinaison spontanée des O en O₂, une molécule de O₂ sera formée pour deux molécules de CO₂ consommées (et libérant 2 molécules de CO dans l'atmosphère martienne). L'O₂ produit ne sera pas stocké par MOXIE mais le rendement de la transformation sera soigneusement suivi. Le cahier des charges de MOXIE est de produire 10 grammes de O₂ par heure pendant 50 jours martiens. C'est peu, mais c'est un début, et le taux de production est limité par l'énergie électrique disponible sur Perseverance, qui doit être aussi distribuée à tous les instruments et aux moteurs du rover ! Pour une mission habitée il faudra en produire 200 fois plus pendant 10 fois plus longtemps… en consommant d'autant plus d'électricité.

Dernier module de Perseverance, le tout premier engin volant « plus lourd que l'air » sur une autre planète, un drone nommé Ingenuity. Voler sur Mars est un véritable défi car l'atmosphère est 100 fois moins dense que sur Terre, portant d'autant moins efficacement tout engin volant. La gravité plus faible (environ 38 % de celle de la Terre) ne “rattrape” qu'une grosse moitié de cet inconvénient. Par rapport à un drone terrestre, Ingenuity a donc des rotors démesurés, pour un poids extrêmement contenu : pesant un peu moins de 2 kg, il volera grâce à deux rotors superposés contra-rotatifs de 1,20 m de diamètre et pourra faire des images à l'aide de deux petites caméras, images qui seront exploitées après les vols. Ingenuity sera alimenté par une batterie rechargée par un petit panneau photovoltaïque qui devrait lui permettre de rester en vol quelques minutes au maximum : le plus long vol de test prévu devrait durer 1 minute 30 secondes. Les quelques vols prévus visent uniquement à explorer ce qu'on appelle « l'enveloppe de vol » du drone, en clair découvrir ce qu'il sera capable de faire, sous la surveillance continue des caméras de Perseverance (Figure 10) : monter à quelques mètres d'altitude, rester en stationnaire et redescendre, faire quelques mètres en ligne droite, puis quelques dizaines de mètres, puis des virages, et selon différentes conditions météo (vitesse du vent, surtout). Les vols d'Ingenuity permettront de vérifier les modèles établis en laboratoire et de valider (ou non !) les solutions techniques choisies afin de permettre la conception de futurs drones avec de plus grandes capacités opérationnelles, soit pour l'exploration robotisée, soit pour aider de futurs explorateurs humains.

Source - © 2021 NASA / JPL-Caltech

Figure 10. Vue d'artiste du drone Ingenuity en vol sur Mars, observé à bonne distance par Perseverance

Pour une mission spatiale envoyée en 2020, en pleine pandémie de SARS-CoV-2, cette propriété prend une tonalité un peu différente, mais la propreté biologique de Perseverance est une de ses caractéristiques essentielles.

D'abord, et c'est le cas depuis les missions Viking, tout engin envoyé se poser sur Mars est stérilisé de sorte à éviter la contamination de la planète Mars par d'éventuels organismes terrestres – un risque faible étant donné l'environnement de Mars, à priori inhabitable en surface – mais on n'est jamais trop prudent. Perseverance a ainsi été construit en salle blanche, où l'air est filtré et maintenu extrêmement propre, et par du personnel en blouse complète, charlotte, masque et gants, ses pièces régulièrement passées à l'alcool, au four à plus de 110°C ou sous des vapeurs d'eau oxygénée. Le cahier des charges est que le rover doit porter moins de 41 000 spores de bactéries… Une performance si on compare, par exemple, à leur abondance moyenne sur Terre de 1 million (vivantes !) par millilitre dans l'eau de mer ou 100 000 par mètre cube d'air.

De plus, comme Perseverance a pour objectif de détecter la matière organique et, éventuellement des traces fossiles de vie martienne ancienne, à priori en quantités infimes, tout le système de prélèvement d'échantillons est encore plus propre que le reste du rover, et a été assemblé dans une salle blanche dans la salle blanche ! Pour éviter toute confusion liée à d'éventuels composés terrestres qui auraient été emportés sur Mars avec le rover avant d'être ramenés sur Terre avec les échantillons martiens, plusieurs tubes à échantillons resteront scellés et feront le voyage aller/retour pour servir de témoins.