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Mariner 2

                   

Mariner 2

Description de cette image, également commentée ci-après
 

Vue d'artiste de Mariner 2

Caractéristiques
Organisation JPL, NASA
Domaine Observation de Vénus
Masse 202,8 kg
Lancement 27 août 1962 à 06:53:14 GMT
Lanceur Atlas-Agena B
Fin de mission 3 janvier 1963
Durée 140 jours
Orbite Survol de Vénus le 14 décembre 1962, héliocentrique depuis
Périapside 0,72 UA
Apoapside 1 UA
Période 292 d
Inclinaison
Excentricité 0,16278
Programme Mariner
Index NSSDC 1962-041A
Principaux instruments
1er Radiomètre micro-onde
2e Radiomètre infrarouge
3e Magnétomètre
4e Détecteur de poussière cosmique
5e Spectromètre de plasma solaire
6e Détecteurs de particules

Mariner 2, ou Mariner-Venus 1962, ou parfois Mariner R, est une sonde spatiale de la NASA ayant survolé Vénus. Elle fut la première à réussir sa mission dans le programme Mariner, Mariner 1 dont elle était la copie, ayant été détruite au lancement un mois auparavant. Elle fut également la première sonde à survoler avec succès une autre planète, la sonde soviétique Venera 1 lancée en 1961 étant devenue muette peu après son lancement.

Sommaire

  Conception de la sonde

En cours de conception depuis 1960, les premières sondes Mariner A et B du programme devaient peser 500 kg et être lancées par des fusées Atlas-Centaur elles aussi en développement. Au printemps 1961, il fut constaté que ces lanceurs ne seraient pas au point pour la fenêtre de lancement de 1962, le projet Mariner A fut annulé et remplacé par une version hybride de la sonde Mariner originale et des sondes Ranger Block I (d'où la dénomination Mariner R), lancée par une fusée Atlas avec un second étage Agena allégé. Les objectifs de la mission s'en trouvèrent diminués[1].

Trois modèles de la sonde furent construits, deux destinés au lancement (Mariner 1 et 2) et une pour pièces de rechange (avant le départ des autres, bien sûr) ou reconstitution des comportements anormaux constatés en cours de mission.

  Véhicule

  Diagramme de la sonde

La sonde est constituée d'un châssis hexagonal en aluminium et magnésium de 104 cm de diamètre par 36 de hauteur, sur lequel sont fixés les panneaux solaires, l'antenne et un mât d'instruments. Les faces du châssis hexagonal sont des compartiments abritant les équipements électroniques[1].

Les panneaux solaires de 183x76 cm s'étendent depuis deux côtés opposés de la base de l'hexagone. Ils contiennent plus de 10 000 cellules photovoltaïques et peuvent fournir entre 148 et 222 W selon la proximité du Soleil. Un des panneaux contenant moins de cellules est plus court de 31 cm, il est prolongé par une pale solaire en Dacron servant à équilibrer la pression solaire sur la sonde. Ils lui confèrent une envergure totale de 5,05 m.

L'alimentation électrique se fait occasionnellement par une batterie zinc-argent de 1 000 Wh de capacité, utilisée quand les panneaux ne sont pas orientés vers le Soleil (avant le déploiement ou pendant les manœuvres) ou au besoin de fortes puissances (commandes pyrotechniques)[2].

Les précédentes sondes spatiales américaines naviguaient en attitude libre (telles celles du programme Vanguard pour des missions à courte distance) ou gyro-stabilisée (Pioneer 4). Certains besoins essentiels de la mission, tels que la communication directionnelle (économie de puissance et donc de panneaux solaires), la correction de trajectoire et la nature des observations scientifiques, imposèrent de doter la sonde d'une attitude stabilisée[3].

Ce contrôle d'attitude est réalisé par dix expulseurs d'azote froid[4]. Il est asservi en tangage et lacet par un pointeur solaire maintenant la sonde face au Soleil. Un pointeur vers la Terre monté sur l'antenne parabolique ajuste le roulis.

L'autre innovation astronautique majeure fut la capacité de manœuvre de correction de trajectoire. Afin d'ajuster la distance et la date de survol de Vénus (la sonde devait alors être visible depuis la station de Goldstone), un moteur permet de corriger à mi-course l'imprécision de l'injection. Monté dans l'axe de roulis sur la face opposée au mât, ce propulseur à monergol hydrazine de 225 N de poussée et de 232 s d'impulsion spécifique a une capacité de correction de 61 m/s. Le fonctionnement étant commandé par des valves pyrotechniques, il ne peut effectuer qu'une seule manœuvre au cours de la mission.

Les systèmes de communication sont composés de trois sortes d'antennes. Une antenne omnidirectionnelle montée au sommet du mât sert dans les phases où la sonde n'est pas correctement orientée (lancement, manœuvres). Une antenne parabolique de 1,20 m montée sur un bras articulé à la base de l'hexagone assure une meilleure qualité de communication à grande distance quand la Terre est correctement alignée. L'articulation est incrémentée périodiquement ou par télécommande. Les communications sont transmises à 3313 bit/s (après le lancement) ou 813 bit/s (à partir du deuxième jour de mission). Une petite antenne sur chaque face d'un des panneaux solaires sert à la réception de télécommandes à 1 bit/s. La sonde ne disposant d'enregistreur, elle doit commuter continuellement entre la télémétrie et les données scientifiques, sauf pendant le survol de Vénus où la communication est entièrement dévolue aux observations scientifiques.

La température est maîtrisée par des isolations thermiques, par l'émissivité des diverses surfaces et, sur une des faces du châssis, régulée par une persienne mobile commandée par un bilame[5].

La sonde fut stérilisée afin de limiter le risque de contamination en cas de collision avec l'objectif. Cette précaution n'était pas jugée importante pour une mission vénusienne, mais elle devait devenir indispensable pour les missions martiennes ultérieures. La stérilisation fut opérée dans la seule optique de développer cette technique encore neuve [6].

  Instruments scientifiques

La masse initialement allouée aux instruments était de 18 kg sur un total de 208 kg. Elle fut finalement de 22,4 kg.

La sonde devait opérer dans une température croissante et d'ampleur alors mal connue. Les instruments devaient donc être robustes mais aussi pouvoir se réétalonner périodiquement selon leur sensibilité à la température[6].

La liste suivante est donnée dans l'ordre de priorité des objectifs scientifiques[4]. Les deux radiomètres ne furent utilisés qu'au voisinage de Vénus, les autres servirent pendant toute la mission.

  Radiomètre micro-onde

Ce détecteur est constitué d'une parabole striée de 49 cm de diamètre. Les stries évitent qu'elle ne focalise accidentellement le rayonnement visible ou infrarouge du Soleil sur son foyer, leur taille permet néanmoins la focalisation des micro-ondes.

Au foyer, un diplexeur envoie le signal dans deux guides d'ondes menant vers deux chaînes de mesure dans les bandes 19 et 13,5 mm[7]. La bande 19 mm est capable de pénétrer en profondeur dans l'atmosphère et presque d'atteindre la surface vénusienne. La bande 13,5 mm est une des raies d'absorption de la vapeur d'eau, dont on peut ainsi détecter la présence. Dans la version Mariner A, cet instrument devait fonctionner sur 4 canaux [8] et observer les radiations à 8 et 4 mm pour discriminer l'influence de la vapeur d'eau dans le spectre observé[9].

Deux cornets sont fixés sur le bord de l'antenne et pointent toujours vers le vide spatial, fournissant ainsi une référence pour chaque bande observée. En intégrant alternativement l'observation et la référence, les détecteurs peuvent mesurer la température du point visé par l'antenne sans incidence de la température des organes de l'instrument (radiomètre de Dicke).

Tous les 4 jours[8], un tube à décharge injecte dans les détecteurs un bruit calibré permettant l'étalonnage de l'instrument.

L'instrument est monté sur un pivot motorisé lui permettant une oscillation de ±60° à deux vitesses. La rotation et sa vitesse étant commandées directement par le signal reçu, l'instrument devait pouvoir trouver rapidement la position de la planète et ne pas balayer l'espace autour. À cause de vibrations excessives au lancement qui détériorèrent la protection thermique de l'instrument[9], ce dispositif de balayage ne fonctionna pas correctement et le survol ne fournit que 15 des mesures espérées[10].

  Radiomètre infrarouge

  Schéma de principe du radiomètre IR

L'instrument fut conçu avec la collaboration de Carl Sagan[10], il est monté sur la platine oscillante du radiomètre micro-onde et observe dans la même direction que l'axe de la parabole.

Il comporte deux lentilles : une pointant dans la direction d'observation et une pointant sur le vide spatial, servant de référence. L'alternance mesure/référence est réalisée par un disque interrupteur en rotation.

Le signal passe par un diviseur de faisceau dichroïque, chaque faisceau passe par un filtre interférentiel avant d'être capté par un bolomètre. Ces deux capteurs permettent de mesurer le signal dans les bandes 8-9 µm et 10-10,8 µm. La première est insensible à l'absorption par le CO2 tandis que l'autre subit une absorption maximale. Cette double mesure permet de détecter d'éventuelles trouées dans la couverture nuageuse vénusienne.

L'étalonnage se fait lorsque la platine oscillante est dans une des positions extrêmes : la lentille d'observation vise le vide spatial tandis que la lentille de référence vise une plaque fixée aux superstructures de la sonde et dont la température est connue.

  Magnétomètre

L'instrument composé de trois magnétomètres à entrefer orientés suivant trois axes orthogonaux. En plus du champ magnétique ambiant, il mesure aussi celui de la sonde. Pour cette raison, il est situé au sommet du mât afin de n'être que peu perturbé par le fonctionnement du véhicule. La rotation de la sonde au début de la mission permit de calibrer efficacement 2 des 3 axes.

L'instrument est commuté automatiquement sur deux échelles de sensibilité (0,7 et γ).

Divers problèmes de sensibilité et de perturbation, notamment dus à la panne de panneau solaire[11], affectèrent la précision des mesures durant le transfert mais furent compris et compensés pendant le survol de Vénus.

  Détecteurs de particules

  Coupe de la chambre d'ionisation

Ce jeu d'instruments complémentaires permet d'observer les rayons cosmiques, les éruptions solaires et l'éventuelle ceinture de radiations vénusienne lors de son survol.

Le premier détecteur est une chambre d'ionisation de type Neher, elle est constituée d'une sphère métallique contenant un gaz et d'une électrode collectrice. Les particules suffisamment énergétiques pour traverser la paroi métallique ionisent le gaz interne, les ions sont attirés par le collecteur qui annule leur charge. Au bout d'une certaine quantité de décharge, une impulsion recharge le collecteur et est envoyée à la télémétrie.

Les autres détecteurs sont trois compteurs Geiger à blindages différents: deux compteurs standards blindés en acier et béryllium, un compteur plus sensible et unidirectionnel, le modèle Anton 213 fourni par l'Université de l'Iowa et qui avait déjà servi pour l'étude de la ceinture de Van Allen[7]. Ces trois blindages filtrent différemment les particules (protons et électrons) et permet d'estimer la distribution de leurs énergies[8].

  Analyseur de vent solaire

  Analyseur de vent solaire

Cet instrument détectant les ions positifs portés par le vent solaire permet d'en mesurer le flux et le spectre entre 240 et 8 400 eV[12].

Les sondes Ranger 1 et 2 avaient déjà emporté chacune 6 de ces instruments (pour observer le vent solaire dans les 6 directions spatiales). L'expérience montra que le plasma se propageait radialement depuis le Soleil. Cette conclusion permit de n'embarquer qu'un seul instrument à bord de Mariner dont la charge utile venait d'être sévèrement révisée à la baisse.

  Principe de fonctionnement

L'instrument se situe dans un des compartiments du châssis et une partie en dépasse pour viser le Soleil[1]. Il est constitué essentiellement de deux plaques en arc de cercle concentriques de 120° formant un canal qui ouvre d'un côté vers la direction observée (le Soleil) et qui mène vers un collecteur de Faraday. Quand une tension est appliquée entre les plaques, seules les particules d'une certaine plage d'énergie et d'un certain angle d'incidence parviennent au collecteur par déflection électrostatique.

Ainsi, en appliquant une tension variable entre les plaques, on observe le spectre du flux de particules. Ce spectre est découpé en 10 canaux parcourus en 3,7 minutes.

  Détecteur de poussières cosmiques

L'instrument consiste en une plaque de résonance montée dans le sens de la trajectoire de la sonde, sur laquelle un microphone mesure les impulsions acoustiques causées par les collisions de poussières.

Les délais de conception ne permirent pas d'en développer un nouveau spécifique à une mission interplanétaire. Ce fut donc en grande partie la conception du détecteur des sondes Ranger-1 (missions en espace cislunaire) qui fut réutilisée.

Les performances du détecteur se détériorèrent avant le survol, probablement à cause d'une surchauffe de l'instrument.

  Déroulement de la mission

  Lancement de Mariner 2
Video-mariner-2-launch-020429.ogg
 
  Lancement de Mariner 2
(27 Août 1962)

Les sondes Mariner 1 et 2 devaient être lancées à 24 jours d'intervalle[13] sur des trajectoires telles qu'elles auraient survolé Vénus avec seulement 3 à 14 jours d'écart[7].

Plus d'un mois après l'échec de Mariner 1, et après plusieurs interruptions mineures de compte à rebours, le décollage de Mariner 2 a lieu le 27 août 1962 à 6h53 GMT depuis l'aire 12 de la base de lancement de Cap Canaveral.

Durant l'ascension, le contrôle d'un des moteurs Vernier est perdu pendant une minute, entraînant une rotation de la fusée jusqu'à 1 tour par seconde avant que l'attitude ne soit à nouveau maîtrisée. Le véhicule atteint finalement son orbite d'attente à 187 km d'altitude.

À 7h19, l'étage Agena est réallumé pour injecter la sonde sur son orbite de transfert héliocentrique. L'étage est ensuite séparé et éloigné grâce à ses imbrûlés pour que sa luminosité ne trompe pas les capteurs optiques d'orientation de la sonde.

Une heure après le lancement, la sonde est déployée et correctement orientée vers le Soleil et la Terre. Dix heures après le lancement, les premiers calculs télémétriques indiquent qu'elle serait alors passée à environ 380 000 km de la face obscure de Vénus[7].

  Trajectoire de la sonde

Le niveau d'illumination du pointeur vers la Terre était trop faible; on le soupçonna d'être calé sur la Lune, ce qui imposa de retarder d'un jour la manœuvre de correction de trajectoire[3]. Elle fut donc effectuée dans la nuit du 4 au 5 septembre à 2,4 millions de km de la Terre. Cette opération dura plus de 3 h pour seulement 28 s d'allumage, elle ajusta l'altitude de survol prévue à 41 000 km du centre de la planète, côté éclairé. Ce résultat était moyennement satisfaisant car c'est la distance de 16 000 km qui était visée, la cause en était un excès de 5 km/h dans la vitesse finale de la sonde[7].

La croisière de la sonde fut suivie presque 24h/24 par des stations de poursuite écartée 120° de longitude l'une de l'autre : Goldstone en Californie, Johannesburg en Afrique du Sud et Woomera en Australie. Elle ne fut perturbée que par des incidents qui finalement ne compromirent pas la mission.

Le 8 septembre, une probable collision avec une petite météorite désorienta la sonde. Après qu'elle rétablit son attitude, le pointeur terrestre s'avèra trop faiblement illuminé et on prédit alors que le verrouillage serait perdu entre le 10 et le 15 octobre. Tandis qu'un plan d'urgence était mis sur pied, le même phénomène se reproduisit (impact probable, perte et rétablissement d'orientation), à l'issue duquel le pointeur refonctionna normalement. On attribua ce dysfonctionnement temporaire à l'encrassement du capteur par une poussière issue du premier impact[3].

Du 31 octobre au 8 novembre, un des panneaux solaires tomba en panne, tous les instruments scientifiques furent éteints pendant cette période pour ne pas surcharger le panneau valide. Les tests sur la réplique au sol attribuèrent cette défaillance à un court-circuit à travers l'isolation en mylar séparant les cellules de leur support. Le panneau défectueux refonctionna pendant une semaine avant d'être définitivement en panne[14]. La sonde s'étant alors suffisamment rapprochée du Soleil, le panneau restant put assumer le fonctionnement des instruments jusqu'à la fin de la mission.

Le 26 novembre, à 36,2 millions de kilomètres de la Terre, la sonde bat le record de distance de communication[13].

À 9 jours de son objectif, la plupart des équipements de la sonde avaient dépassé de 25 °C les températures prédites[5]. Lors du survol, un tiers des capteurs étaient saturés, le pointeur solaire et la batterie[2] étaient au-delà de leur limite de conception[7], mais fonctionnaient toujours.

À 2 jours du survol, on découvrit que l'ordinateur embarqué pilotant les opérations serait incapable de commuter le fonctionnement dans le mode approprié, probablement à cause de la surchauffe. Heureusement, il avait été prévu de suppléer les fonctions essentielles par télécommande, ce qui fut fait depuis Goldstone 6 h avant le survol.

La phase de survol eut lieu le 14 décembre et dura 7 h, la sonde passa au plus près à 34 854 km[15] de la surface vénusienne et à la vitesse de 6 743 km/s.

Le passage à proximité de la planète dévia l'orbite héliocentrique de la sonde d'environ 40°. Elle atteint son périhélie le 28 décembre à 105 millions de km du Soleil.

Après le survol, la qualité des messages de la sonde se dégrada progressivement. Le contact fut définitivement perdu le 3 janvier 1963 à 7h. Sur la base des derniers éléments orbitaux connus, deux reprises de contact furent tentées par la station de Goldstone les 28 mai et 16 août, sans succès.

Lors du Tournoi de la parade des roses du nouvel an 1963 à Pasadena (siège du JPL), un char à l'effigie de la sonde commémora ce survol[16].

  Résultats

En plus des retours scientifiques, la mission fournit une expérience technique en matière de missions interplanétaires qui orienta les choix de conception des autres sondes Mariner.

Le bon déroulement prouva l'efficacité du réseau mondial de stations de poursuite DSIF (Deep Space Instrumentation Facility) de la NASA. Cela démontra aussi que la qualité des télécommunications à grande distance pouvait être assurée avec une émission de seulement 3 W de puissance.

Malgré la piètre distance de survol, on conforta le choix de ne faire qu'une manœuvre de correction plutôt que de s'encombrer d'un dispositif d'autoguidage[7].

Plusieurs années furent nécessaires pour l'interprétation des 11 millions de mesures brutes envoyées par la sonde. Les conclusions permirent de discriminer les nombreuses théories en cours sur le milieu interplanétaire et l'environnement vénusien.

  Milieu interplanétaire

Le magnétomètre montra l'omniprésence d'un champ magnétique solaire et indiqua son intensité et sa structure spiralée. Cette structure avait été prédite par Eugene Parker d'après l'interaction du champ magnétique solaire et du flux radial des particules chargées[17].

Le détecteur de plasma fournit 40 000 spectres avec lesquels on put calculer la vélocité du plasma, sa vitesse thermique et sa température moyenne de 1,5×105 K. Les variations de température ne purent pas être corrélées avec des phénomènes observables sur la surface du Soleil.

La proportion protons/particules α contenues dans le vent solaire fut également mesurée, on nota qu'elle ne variait pas avec les fluctuations de sa température. Cette observation permit d'attribuer les variations de température à l'interaction du vent solaire avec le champ magnétique fluctuant et non à un phénomène de relaxation de température par collision inter-particules. Cette conclusion conforta le modèle de Parker de convection supersonique avec une température coronale de 1 à 2 millions de °C[17],[8].

Les rayons cosmiques étaient déjà observés avant Mariner par des détecteurs embarqués sur ballon-sonde, ou indirectement par le détecteur de neutrons de Deep River. Les mesures faites par Mariner 2, comparées à celles obtenues sur Terre révélèrent l'atténuation de la densité de rayons d'origine galactique vers le cœur du système solaire. On mit aussi en évidence l'existence de particules piégées dans le champ magnétique solaire.

La sonde rencontra plusieurs perturbations de l'activité solaire[12], dont une éruption solaire de classe B le 23 octobre. Ces phénomènes furent également observés sur Terre sous forme d'orages magnétiques avec un retard dû à la différence de proximité du Soleil. La corrélation entre les ondes de choc du vent solaire et l'activité magnétosphérique terrestre devint alors une certitude (on s'en doutait déjà vu la périodicité de 27 jours de ces variations, correspondant à une rotation solaire).

Un des objectifs de ces expériences était d'évaluer les effets de l'environnement spatial sur les astronautes. La sonde reçut durant sa mission une irradiation de röntgens[13], ce qui aurait été supportable pour une mission habitée. Cependant, la mission s'est déroulée pendant une période de moindre activité solaire.

Le détecteur de poussière ne mesura que 2 impacts significatifs durant le transfert, indiquant ainsi une densité 10 000 fois inférieure qu'au voisinage de la Terre.

  Vénus et son voisinage

La température de Vénus était à l'époque sujette à controverses tant le manque de précision des observations terrestres en ondes radio et infrarouge permettait des interprétations contradictoires[18]. Les partisans d'une Vénus froide invoquaient entre autres la présence d'une ionosphère électroniquement très dense, dont le rayonnement donne l'illusion d'une température planétaire élevée. Cette théorie devait être étayée par l'observation d'un éclaircissement centre-bord[13].

  Balayages radiomètriques effectués par la sonde

L'observation radiométrique de Vénus constituait logiquement l'objectif primaire de la mission[4]. Malgré le dysfonctionnement du système de balayage, trois passes furent obtenues et par chance sur la face obscure, le terminateur et la face éclairée. Ils montrèrent un indiscutable[9] assombrissement centre-bord et mirent fin aux conjectures en attribuant formellement l'intense émission centimétrique de la planète aux 700 K régnant à sa surface, tandis que le sommet de l'épaisse couche nuageuse est à 250 K[19]. On découvrit également que l'atmosphère ne contenait que de très faibles traces d'eau (moins d'1/1000e de la Terre), ne présentait vraisemblablement aucune trouée et on observa un point froid correspondant sûrement à une montagne sous-jacente[7].

La sonde ne détecta sur sa trajectoire ni champ magnétique mesurable, ni particules piégées, ni déflection du plasma solaire. Compte tenu de la distance de survol, il en a été déduit que le moment magnétique vénusien était au plus égal à 1/10e de celui de la Terre[11].

L'absence de détection de poussière laissa supposer que leur concentration est plus de 5 000 fois inférieure à celle à proximité de la Terre. Cette proportion conforta la théorie qui attribue l'origine des poussières proches essentiellement aux impacts d'objets hyper-véloces sur la Lune[8].

  Mécanique céleste

Grâce à une horloge atomique installée à Goldstone, la vitesse de la sonde à pu être suivie par effet Doppler aller-retour avec une précision de 0,5 cm/s. L'interprétation des variations fines de cette vitesse permit d'améliorer la précision avec laquelle on connaissait alors certaines caractéristiques du système solaire.

La masse de Vénus était connue à 0,5 % près grâce à des décennies d'observation de son influence sur les autres corps célestes. La déviation de la sonde permit d'abaisser cette incertitude à 0,005 %[7].

En mesurant la part d'effet Doppler due à la rotation de la Terre, la position de la station de Goldstone, alors connue à 100 yd près, put être établie avec une nouvelle précision de 20 yd[7]

Le même raisonnement appliqué à la rotation du centre de la Terre autour du barycentre Terre-Lune permit également d'améliorer la connaissance de la masse de la Lune.

De même, l'unité astronomique fut améliorée. La mission contribua à expliquer la différence de 80 000 km entre l'ua calculée par observation optique et celle par observation radar[7].

  Références

Sur les autres projets Wikimedia :

  1. a, b et c (en)[PDF]Julius Jodele, « Mariner Spacecraft Packaging », JPL, 1963. Consulté le 2009-09-16
  2. a et b (en)[PDF]Charles W. Brooke, Jr., « Development of an electrochemical energy source for the Mariner II spacecraft », JPL, 1966. Consulté le 2009-09-10
  3. a, b et c (en)[PDF]Dan Schnelderman, « Mariner II - an example of a stabilized interplanetary space vehicle », JPL, 1963. Consulté le 2009-09-10
  4. a, b et c (en)[PDF]N.A. Renzetti, « Tracking Information Memorandum n°332-15, Mariner R 1 and 2 », JPL, 1962. Consulté le 2009-10-04
  5. a et b (en)[PDF]D.W. Lewis, M.B. Gram, R.J. Spehalski, L.N. Dumas, « Final report on mariner 2 temperature control », JPL, 1963. Consulté le 2009-09-22
  6. a et b (en)[PDF]Raymond L. Heacock, « Scientific Instruments in Space Exploration », JPL, 1963. Consulté le 2009-10-10
  7. a, b, c, d, e, f, g, h, i, j et k (en)[PDF]N.A. Renzetti, « Tracking and Data Acquisition Support for the Mariner Venus 1962 Mission », JPL, 1965. Consulté le 2009-09-23
  8. a, b, c, d et e (en)[PDF]Charles P. Sonett, « A summary review of the scientific findings of the mariner venus mission », JPL, 1963. Consulté le 2009-10-09
  9. a, b et c (en) F.T. Barath, A.H. Barrett, J. Copeland, D.E. Jones et A.E. Lilley, « Symposium on Radar and Radiometric Observations of Venus during the 1962 Conjunction: Mariner 2 Microwave Radiometer Experiment and Results », dans Astronomical Journal, vol. 69, février 1964, p. 49 [lien DOI (page consultée le 2009-10-10)] 
  10. a et b (en) S.C. Chase, L.D. Kaplan et G. Neugebauer, « The mariner 2 infrared radiometer experiment », dans Journal of Geophysical Research, vol. 68, no 22, 15 novembre 1963 [texte intégral [PDF] (page consultée le 2009-09-23)] 
  11. a et b (en)[PDF]E.J. Smith, L. Davis Jr, P.J. Coleman Jr, C.P. Sonett, « Magnetic Measurements near Venus », JPL, 1965. Consulté le 2009-09-28
  12. a et b (en)[PDF]C. Josias, J. Lawrence Jr, « An instrument for the measurement of interplanetary solar plasma », JPL, 1964. Consulté le 2009-09-23
  13. a, b, c et d (en)[PDF]J.N. James, « Mariner II », JPL, 1963. Consulté le 2009-09-23
  14. (en)[PDF]John A. Zoutendyk, Robert J. Vondra, Arvin H. Smith, « Mariner 2 Solar Panel Design and Flight Performance », JPL, 1963. Consulté le 2009-10-10
  15. Cette distance varie selon les sources citées, à cause des dates successives de publication de ces sources et du raffinement progressif des données télémétriques
  16. Photo du char au cours de la parade
  17. a et b (en) E.N. Parker, « Dynamics of the Interplanetary Gas and Magnetic Fields. », dans Astrophysical Journal, vol. 128, novembre 1958, p. 664 [lien DOI (page consultée le 2009-10-15)] 
  18. (en)[PDF] J.B. Pollack et Carl Sagan, « An Analysis of the Mariner 2 Microwave Observations of Venus », dans Astrophysical Journal, vol. 150, octobre 1967, p. 327–344 [lien DOI (page consultée le 2009-10-10)] 
  19. (en)[PDF]L.D. Kaplan, « Venus, Recent Physical Data for », JPL, 1965. Consulté le 2009-09-28

  Voir aussi

  Liens externes

   
               

 

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