Fusion avec le projet de l'agence spatiale japonaise ISAS

En 1997, l'agence spatiale japonaise ISAS étudie également l'envoi d'une sonde spatiale vers Mercure. La mission envisagée a recours à la fois à la propulsion électrique et à l'assistance gravitationnelle pour se placer sur une orbite elliptique autour de la planète. Son objectif est l'étude des champs et des particules. La sonde spatiale doit être lancée en 2005 par un lanceur japonais H-IIA avec une arrivée sur son objectif en 2008. En 2000, les projets européen et japonais sont fusionnés. Les Japonais sont chargés de fournir l'orbiteur spinné^[4].

Abandon du projet d'atterrisseur

Dans le scénario initial, Mercury Surface Element (MSE) est un petit atterrisseur qui doit se poser au niveau des régions polaires (latitude 85°) non loin du terminateur, pour réduire les contraintes thermiques auxquelles il doit faire face^[7]. L'engin de 44 kg et d'un diamètre de 90 cm est chargé de 7 kg d'instruments scientifiques, dont des caméras de descente et de surface, un spectromètre à rayons X alpha, un magnétomètre, un sismomètre et un ensemble devant évaluer la température, la capacité thermique, la densité et la dureté du sol de la planète^[7]. Plusieurs de ces instruments imposent de concevoir un dispositif de pénétration du sol ainsi qu'un micro-rover « attaché » à l'atterrisseur, mais pouvant être déployé à plusieurs mètres de ce dernier^[8],[9].

La planète ne disposant pas d'atmosphère, l'atterrissage nécessite un recours important aux rétrofusées avec un impact important sur la masse d'ergols embarquée ; l'unité de propulsion doit amener la vitesse de descente à zéro à 120 m d'altitude avant de s'éjecter et de laisser chuter l'atterrisseur protégé par des coussins gonflables, sa vitesse au moment de l'impact ne devant pas dépasser 30 m/s^[7],[8]. L'engin est pourvu d'une batterie fournissant une énergie de 1,7 kWh durant sa mission de sept jours.

Finalement, compte tenu de la nécessité de faire face à des températures extrêmes en surface, du budget masse limité dont dispose la mission et, par ailleurs, des restrictions budgétaires globales imposées à l'Agence spatiale européenne en 2003, l'emport d'un atterrisseur est abandonné^[10],[11].

Sélection du lanceur et de la trajectoire

Deux méthodes de lancement sont initialement envisagées^[12]. Un premier scénario, complexe, avec l'utilisation de deux fusées Soyouz, depuis le cosmodrome de Baïkonour, pour lancer chaque orbiteur dont la masse unitaire se monte alors à environ 1 500 kg. Le deuxième scénario, coûteux, repose sur l'emploi d'une fusée Ariane 5 unique chargée de placer en orbite une masse évaluée à 2 500–2 800 kg. Le développement d'une nouvelle version de l'étage supérieur Fregat de la fusée Soyouz ainsi que la décision de construire un pas de tir pour cette fusée à Kourou – facteur de gain supplémentaire dans les performances – entraîne l'adoption d'un scénario de lancement unique par une fusée Soyouz-Fregat depuis Kourou en 2013^[13], avec insertion sur l'orbite de Mercure en 2019^[11].

BebiColombo est conçue à l'origine pour que son volume tienne sous la coiffe du lanceur Soyouz et que sa masse ne dépasse pas 80% de ce que peut lancer cette fusée sur l'orbite retenue. Mais au cours du développement, la masse de BebiColombo croît au point de dépasser la capacité du lanceur et le projet frôle l'annulation en 2008. L'Agence spatiale décide néanmoins de poursuivre le projet en optant pour le lancement de la sonde spatiale par une fusée Ariane 5, beaucoup plus puissante, augmentant le coût de 120 millions d'euros^[14]. Finalement, en décembre 2009, le comité du programme scientifique de l'Agence spatiale européenne approuve la reconfiguration de la mission et signe le 15 septembre 2011 un contrat de lancement avec Arianespace^[15],[16].

La principale difficulté de la mission est la nécessité d'effectuer d'importants changements de vitesse consommateurs d'ergols pour parvenir à s'insérer en orbite autour de Mercure. Ainsi, il faut autant d'énergie pour s'approcher du Soleil que pour s'en éloigner^[10] et de nombreuses trajectoires combinant différents modes de propulsion avec le recours à l'assistance gravitationnelle des planètes internes sont nécessaires. Si la trajectoire adoptée est complexe, cela est aussi dû au fait de l'augmentation de la charge utile (sondes et instruments), qui mécaniquement, oblige à diminuer la quantité de propergol embarqué et c'est en fait un survol de la Lune qui permet à BepiColombo de s'affranchir de l'attraction terrestre (voir section Le transit entre la Terre et Mercure). Par ailleurs, la quantité maximum de carburant que peut utiliser Ariane 5 ne permet pas d'envoyer la sonde sur une trajectoire directe vers Mercure^[17].

Formation et évolution de la planète

• déterminer comment Mercure s'est formée et exploiter ces données pour améliorer notre compréhension de la formation du Système solaire. Notre Système solaire s'est formé à partir d'un immense nuage composé de gaz d'origine cosmique, la nébuleuse solaire primitive. L'étude de la composition et de l'évolution des planètes peut contribuer à apporter des informations sur sa structure et sa composition.
  • déterminer comment Mercure a évolué depuis sa formation. Dans quelle mesure a-t-elle changé au cours des 4,6 milliards d'années qui se sont écoulées depuis ?
  • quelle information peut-on tirer de Mercure concernant l'origine et l'évolution d'une planète proche de son étoile ?

Structure du noyau et composition de la planète

• quelle est la structure interne de Mercure ? Quelle sont les tailles respectives du noyau solide et du noyau liquide ? Confirmer la présence d'un noyau liquide ;
• de quoi est composée Mercure ? Expliquer l'absence de traces de fer lors de toutes les analyses spectroscopiques alors qu'il est supposé être le constituant principal de la planète. Quelle quantité de fer contient la planète et pourquoi le noyau de celle-ci est-il encore partiellement liquide ? ;
• quelle est la taille du noyau ? Pour quelle raison la densité de Mercure est-elle aussi élevée ?

Géologie de la surface et histoire des cratères

• existe-t-il des indices à la surface de Mercure indiquant que des processus géologiques sont en cours ? La planète est-elle géologiquement active comme la Terre ou est-elle inactive comme la planète Mars ? Existe-t-il encore une activité volcanique ?
• faire l'inventaire des cratères par type, distribution spatiale, et nombre. La sonde spatiale effectuera une cartographie des formations présentes en surface, en particulier des cratères, et étudiera les dépôts présents en surface.

Orbite

• Mercure tourne à faible distance autour du Soleil en décrivant une orbite elliptique avec une excentricité élevée. De ce fait elle est l’un des corps célestes qui rencontrent les conditions les plus extrêmes : températures élevées, fort taux de radiation, bombardement par des particules ionisées. Comment sont formées des planètes aussi proches de leur étoile et comment évoluent-elles ?
• l'anomalie de l'avance du périhélie de Mercure (42,98 secondes d'arc par siècle) a été expliquée par la courbure de l'espace-temps près du Soleil. Comment peut-on utiliser la proximité du Soleil pour tester la théorie de la Relativité Générale d'Einstein ?

Magnétosphère

• Mercure a un champ magnétique intrinsèque alors que Vénus ou Mars en sont dépourvues. Comment ce champ magnétique est-il généré et quelle est sa structure ?
• étudier les interactions du champ magnétique, de la magnétosphère et de l'exosphère avec le vent solaire. Ce vent constitué de particules chargées émises par le Soleil interagit normalement avec l'environnement des planètes internes en produisant des phénomènes comme les aurores polaires, les ceintures de radiation et les tempêtes de la magnétosphère. Est-ce que ces phénomènes se produisent sur Mercure ?

Atmosphère

• Mercure a une atmosphère très ténue et changeante, l'exosphère, mais ne dispose d'aucune ionosphère. Comment l'exosphère s'est-elle formée et comment se reconstitue-t-elle ? Comment est-elle structurée et quels sont les processus qui la font évoluer ?

Eau et glace

• Mercure dispose de dépôts de glace d'eau dans les zones de cratères des régions polaires qui sont situées en permanence à l'ombre. Est-ce que c'est de la glace d'eau pure ou est-elle mélangée avec d'autres matériaux ? Quels sont ces autres matériaux et quelle est l'origine de la glace ? Est-ce que certaines molécules d'eau sont piégées dans l'atmosphère ?

Environnement cosmique

• la sonde spatiale doit étudier la poussière présente dans l'espace interplanétaire issue des comètes et des astéroïdes pour améliorer notre connaissance de la région interne du Système solaire et pour évaluer avec plus de précision un certain nombre de processus se produisant dans le Soleil et à proximité de celui-ci comme les ondes de choc solaires qui ne peuvent pas être détectées depuis la Terre.

Lancement

BepiColombo est lancée le 19 octobre 2018 à 1h45 UTC^[31] par une fusée Ariane 5 ECA^[32]. La fusée place la sonde spatiale sur une orbite héliocentrique en lui fournissant un excédent de vitesse d'environ 3 km/s^[33]. Un peu moins de trente minutes après la mise à feu, l'ascension et l'injection se terminent par la séparation du lanceur et du MCS (ensemble formé par les deux sondes, le MTM et le MOSIF). Une séquence automatique déclenche l'activation des petits moteurs permettant d'orienter la sonde spatiale, le déploiement des panneaux solaires des modules MPO et MTM. Enfin la sonde spatiale tourne ses panneaux solaires vers le Soleil puis commence à transférer vers la Terre les premières données sur l'état de ses équipements. Durant les trois mois suivants différents équipements sont déployés et contrôlés : déploiements des antennes moyen et grand gain, de la perche supportant les capteurs du magnétomètre, libération du mécanisme permettant d'orienter la poussée des moteurs ioniques. Les instruments des modules MPO et MMO sont activés et vérifiés (autant qu'ils puissent l'être dans la configuration de transit) et la propulsion ionique est testée. Trois petites caméras installées sur le module MTM fournissant des images en noir et blanc, permettant de surveiller les opérations de déploiement^[33].

Conformément à la tradition japonaise, le module MMO développé par l'Agence spatiale JAXA est rebaptisé après son lancement et reçoit le nom de MIO^{[Note 3],[34]}.

Transit entre la Terre et Mercure

Le transit entre la Terre et Mercure dure un peu plus de sept ans. Pour parvenir à se placer en orbite autour de Mercure, la sonde spatiale doit réduire sa vitesse de 7 km/s. Pour y parvenir BepiColombo combine l'action de ses moteurs ioniques (qui fournissent 4 km/s), l'assistance gravitationnelle des planètes^[35] et, à l'arrivée, la propulsion à ergols liquides du module MPO. Durant cette phase il est envisagé d'effectuer certaines observations avec les instruments, en particulier lors des deux survols de la planète Vénus.

Le lancement place la sonde spatiale sur une orbite qui l'éloigne initialement du Soleil (1,2 UA soit 1,2 fois la distance Terre-Soleil) et qui constitue la phase la plus froide du voyage vers Mercure.

Survol et assistance gravitationnelle de la Terre

Survol de la Terre durant l'assistance gravitationnelle vu par les caméras MCAM du module MTM.

Le 10 avril 2020, un an et demi après son lancement, BepiColombo survole avec succès à faible altitude la Terre^[36]. L'assistance gravitationnelle de celle-ci modifie l'orbite en la rapprochant du Soleil. La sonde se rapproche jusqu'à 12 700 km de la Terre. Juste après ce passage, BepiColombo passe dans l'ombre de la Terre et entre en éclipse durant 34 min. Il s'agit d'une phase délicate, l'alimentation électrique de la sonde étant assurée par ses batteries. Depuis le lancement, il s'agit de la première fois que les panneaux solaires ne reçoivent pas la lumière du Soleil^[36].

Durant ce survol, divers instruments de BepiColombo sont allumés. Grâce aux données recueillies (Terre et Lune) et sur bases de données précédentes (modèles et autres sondes) les ingénieurs et scientifiques peuvent étalonner les différents instruments en vue des mesures autour de Mercure en 2026^[36]. Les caméras MCAM du module MTM sont allumées et prennent en photo la Terre durant l'approche de la sonde^[37].

Après cette assistance gravitationnelle, le périhélie est désormais situé à 0,7 UA (plus près du Soleil que Vénus). C'est la phase chaude du transit et, lorsque la sonde spatiale se trouve au plus près du Soleil, la propulsion ionique doit être réduite sinon interrompue, car les panneaux solaires qui fournissant l'énergie nécessaire au fonctionnement de ces moteurs ne peuvent subir une température supérieure à 190 °C et l'incidence de ceux-ci par rapport au rayonnement solaire doit être réduite en conséquence.

Survols et assistances gravitationnelles de Vénus

Survol de Vénus durant la première assistance gravitationnelle avec la planète vu par la caméra MCAM 2 du module MTM.

La sonde spatiale survole avec succès la planète Vénus le 15 octobre 2020 à 03:58 GMT (05:58 CEST). Elle se rapproche jusqu'à une distance de 10 720 km. Durant ce survol, la caméra MCAM 2 image la planète à une distance de 17 000 km^[38],[39].

Elle doit survoler à nouveau Vénus avec succès le 11 août 2021^[40]. L'impulsion communiquée permet à la fois de rapprocher le plan orbital dans lequel circule BepiColombo de celui de Mercure et de rapprocher le périhélie du Soleil. Il s'agit de la plus forte décélaration que la sonde connaîtra, soit une perte de vitesse par rapport au Soleil de 5,7 km/s^[40].

Entre l'orbite terrestre et l'orbite de Vénus, les panneaux solaires ne peuvent alimenter qu'un seul moteur ionique qui fournit une poussée comprise entre 90 et 130 millinewtons en fonction de la distance au Soleil. Lorsque la trajectoire de la sonde spatiale se situe à l'intérieur de l'orbite de Vénus, deux moteurs ioniques peuvent être mis en marche avec une poussée comprise entre 195 et 290 millinewtons^[41].

Survols et assistances gravitationnelles de Mercure

L'aphélie de l'orbite est ensuite progressivement rapproché de celui de Vénus en survolant à six reprises Mercure et en utilisant sur de longues périodes la propulsion ionique^[42]. Le premier survol de Mercure se déroule avec succès le 1^er octobre 2021 avec une altitude de 200 km^[43]. La sonde survole une seconde fois avec succès Mercure le 23 juin 2022^[44]. Les instruments comme le magnétomètre et le détecteur de particules sont allumés durant cette phase de la mission^[44]. La sonde arrivant du côté « nuit » de la planète, les caméras ne monitoring ne sont allumées qu'après quatre minutes, lorsque la surface de Mercure est finalement éclairée, la sonde étant alors à 800 km de la surface de la planète^[44].

À l'issue des six manœuvres près de Mercure, la sonde spatiale circule alors sur une orbite proche de celle de Mercure à une vitesse relative par rapport à celle-ci de moins de deux kilomètres par seconde, ce qui lui permet d'être ensuite « capturée » par la planète^[33].

Déroulement du transit entre la Terre et Mercure^[45]

Date	Événement
20 octobre 2018	Mise en orbite solaire
10 avril 2020	Survol et assistance gravitationnelle de la Terre
15 octobre 2020	Survol et première assistance gravitationnelle de Vénus
11 août 2021	Survol et deuxième assistance gravitationnelle de Vénus
1er octobre 2021	Survol et première assistance gravitationnelle de Mercure
23 juin 2022	Survol et deuxième assistance gravitationnelle de Mercure
19 juin 2023	Survol et troisième assistance gravitationnelle de Mercure
5 septembre 2024	Survol et quatrième assistance gravitationnelle de Mercure
2 décembre 2024	Survol et cinquième assistance gravitationnelle de Mercure
9 janvier 2025	Survol et sixième assistance gravitationnelle de Mercure
début octobre 2025	Largage du module de propulsion ionique (MTM)
5 décembre 2025	Insertion en orbite mercurienne à l'aide des moteurs à propulsion chimique du MPO
Vitesse (km/s) et distance (millions de kilomètres) par rapport à Mercure de BepiColombo entre le 20 octobre 2018 (lancement) et fin 2025 (insertion en orbite autour de la planète) durant son transit entre la Terre et Mercure. Les cercles rouges correspondent aux survols de planète (avec assistance gravitationnelle).

Insertion en orbite autour de Mercure

Deux mois avant l'insertion en orbite autour de Mercure, le module MTM (Mercury Transfer Module) ayant achevé sa tâche est largué^[46] et ce sont les propulseurs à ergols liquides du module MPO qui sont utilisés pour les opérations suivantes d'insertion en orbite et de correction de trajectoire. La propulsion électrique a limité la vitesse d'arrivée sur Mercure, ce qui permet de se placer en orbite autour d'un des points de Lagrange L1/L2 du système Mercure-Soleil sans avoir à décélérer, évitant la nécessité d'effectuer une manœuvre critique^[42].

L'ensemble spatial (MMO, MPO et MOSIF) se place ensuite dans la sphère d'influence de Mercure avant d'être capturé par la planète sur une orbite haute à environ 674 × 178 000 km, une technique connue sous le nom de « weak stability boundary capture »^[33].

Cette orbite est progressivement réduite par la suite alors que la phase d'insertion (MOI) débute par cinq mises à feu des propulseurs chimiques afin de réduire l'apoastre et d’atteindre d'abord l'orbite opérationnelle de la sonde MMO à 590 × 11 640 km qui est alors larguée. L'opération est soumise à plusieurs contraintes importantes dont^[46] :

• l'impossibilité d'envoyer des commandes au vaisseau spatial durant une conjonction solaire et à partir de sept jours avant celle-ci ;
• pour respecter les contraintes thermiques, la rotation du vaisseau doit être synchronisée avec le mouvement orbital de Mercure et aucune manœuvre ne peut avoir lieu dans une zone de plus ou moins 60° autour du périhélie de Mercure ;
• le vaisseau subit des « saisons d'éclipse » pouvant impacter l'alimentation en énergie ; ainsi, la mission pourrait être compromise si la séparation du module MMO n'est pas réalisée avant la saison d'éclipse.

Le module MOSIF est ensuite éjecté peu après, ce qui permet à la sonde MPO d'effectuer une série de dix manœuvres afin de rejoindre son orbite de travail à 480 × 1 500 km.

La phase d'insertion (MOI) dure au total trois mois, à laquelle il faut ajouter la mise en service finale du module MPO qui prend environ un mois supplémentaire^[46].

• BepiColombo en orbite
• 
  Largage de MMO.
• 
  Orbites de MMO et MPO autour de Mercure.

Altimètre BELA

BELA (BepicolomBo laser altimeter) est un altimètre laser utilisé pour dresser la topographie de Mercure en fournissant la hauteur et les coordonnées (dans un référentiel centré sur Mercure) d'un réseau de points situés à la surface. Ces informations permettront de créer un modèle de terrain numérique qui sera utilisé pour des études de géologie, de tectonique et pour estimer l'âge de la surface. BELA utilise une technique classique consistant à émettre un faisceau laser qui est réfléchi par la surface de Mercure et qui est analysé 5 millisecondes après son émission par un télescope faisant partie de l'instrument. Les données reçues sont optimisées pour une altitude du satellite de 1 050 km. Le faisceau laser est émis tous les 250 mètres sur la trace au sol. Celles-ci sont écartées de 25 km au niveau de l'équateur et beaucoup moins à des latitudes plus élevées. La distance entre les traces au sol seront inférieures à 6 km au niveau de l'équateur en fin de mission. BELA fournit également des informations sur la rugosité et l'albedo du terrain. L'instrument est fourni par l'Université de Berne et l'Institut für Planetenforschung de la DLR à Berlin^[61].

Magnétomètre MPO-MAG

Le magnétomètre MPO-MAG fait partie de la suite de magnétomètres MERMAG (Mercury magnetometer) qui comprend également deux magnétomètres installés à bord de l'orbiteur MMO : MPO-MAG et MMO-MGF. MPO-MAG comprend deux magnétomètres digitaux qui mesurent de manière détaillée le champ magnétique de Mercure. L'objectif est de comprendre l'origine de ce champ, son évolution et d'en déduire la structure interne de la planète. Les mesures sont effectuées avec une fréquence d'échantillonnage de 128 Hz qui peut être réduite sur commande jusqu'à 0,5 Hz. Les deux magnétomètres sont installés sur un mât à des distances différentes du corps de l'orbiteur pour déterminer l'influence des courants électriques et aimants présents. L'instrument est développé par la Technische Universität Braunschweig en Allemagne^[62].

Accéléromètre ISA

ISA (Italian Spring Accelerometer) est un accéléromètre tridimensionnel qui mesure les forces s'exerçant sur la sonde spatiale générées par la pression de radiation du rayonnement solaire dans le visible et par du rayonnement infrarouge généré par Mercure. Les données recueillies sont combinées avec celles fournies par le viseur d'étoiles, la caméra et le répéteur embarqué pour déterminer la position et l'orientation précise de MPO par rapport à la Terre et des points de référence situés à la surface de Mercure. L'accéléromètre joue un rôle important dans l'expérience de radio-science MORE. L'instrument est développé par l'Institut d'astrophysique et de planétologie spatiale de Rome (IAPS) ^[63].

Expérience de radio-science MORE

MORE (Mercury Orbiter Radio-science Experiment) est une expérience de radio-science utilisée pour mesurer le champ gravitationnel de Mercure et ainsi déterminer la taille et l'état physique du noyau de la planète. Ces éléments en retour contribueront à modéliser la structure de Mercure et à tester les théories sur la gravité avec une précision inégalée. Il doit également permettre de mesurer le degré d'aplatissement du Soleil et de caractériser la précision du système de détermination de la position de la sonde spatiale. Ces objectifs résultent de l'exploitation de données fournies par MORE au niveau de la station terrestre mais également par des instruments embarqués (BELA, ISA et SIMBIO-SYS) ainsi que par le système de contrôle d'orientation de BepiColombo. L'instrument directement associé est un répéteur embarqué fonctionnant en bande Ka dont le signal est exploité par les stations au sol. Les données directement produites par MORE sont la distance avec la station avec une précision de 15 cm et l'accélération par rapport à celle-ci avec une précision de 1,5 µm/s² (pour un temps d'intégration de 1 000 s). L'expérience est développée par l'université de Rome « La Sapienza »^[64].

Spectromètre imageur infrarouge MERTIS

Le spectromètre imageur infrarouge MERTIS (Mercury radiometer and thermal infrared spectrometer) fournit des données sur la composition géologique de la surface de Mercure. Celle-ci est sans doute la plus ancienne parmi les planètes du Système solaire. La connaissance de sa composition joue un rôle crucial dans le choix entre les différents scénarios relatifs aux processus à l’œuvre dans les régions internes du Système solaire au début de sa formation. La radiance spectrale de la surface de Mercure côté jour est dominée, pour les longueurs d'onde supérieures à 1,2 µm (à 725 K), par le rayonnement thermique qui l'emporte sur le rayonnement réfléchi du Soleil. La bande spectrale comprise entre 0,8 et 2,8 µm est une région de transition, mais les flux thermiques l'emportent sur les flux réfléchis, ce qui permet d'identifier les minéraux qui ont leurs principales raies d'émission dans cette partie du spectre. MERTIS utilise la technologie des micro-bolomètres qui ne nécessitent pas de système de refroidissement. La bande spectrale couverte va de 7 à 14 µm pour le spectromètre et de 7 à 40 µm pour le radiomètre^[65]. Le champ de vue est de 4° et la fauchée de l'instrument est de 28°. La résolution spectrale de 90 nm peut être modifiée pour optimiser le rapport signal sur bruit par rapport aux minéraux présents dans la zone observée. Ce rapport, qui par défaut est au moins égal à 100, peut être poussé à 1 000 si la surface est composée de grains fins et en partie vitreux^[66]. L'instrument doit permettre d'établir une carte minéralogique de 5 à 10 % de la surface de la planète avec une résolution spatiale de 500 mètres et une carte des températures avec une résolution spatiale de 28 km. Il est développé par l'Université de Münster et le Centre allemand pour l'aéronautique et l'astronautique^[67].

Détecteur de particules SERENA

SERENA (STart from a ROtating Field mass spectrOmeter) est un instrument mesurant in situ les particules neutres et ionisées présentes dans la région de l'espace entourant Mercure. Les données recueillies portent sur les couplages entre la magnétosphère, l'exosphère et la surface de la planète ainsi que sur les interactions entre les particules énergétiques, le vent solaire, les micrométéorites et le milieu interplanétaire. L'instrument, qui est fourni par l'Institut d'astrophysique et de planétologie spatiale de Rome, comprend quatre détecteurs complémentaires permettant de mesurer les particules neutres et ionisées^[68] :

• ELENA (Emitted Low-Energy Neutral Atoms) est un détecteur de particules neutres. L'instrument étudie les gaz neutres s'échappant de la surface de la planète en analysant leur dynamique et les processus à l'œuvre. L'instrument qui a un champ de vue de 4,5º x 76º et une résolution angulaire de 4,5º x 4,5º mesure l'énergie des particules lorsqu'elle est comprise entre 20 et 5 000 eV ;
• STROFIO (Emitted Low-Energy Neutral Atoms) est un spectromètre de masse qui détermine la composition des gaz présents dans l'exosphère. Il analyse les particules neutres dont l'énergie est inférieure à 1 eV. Son champ de vue est de 20° (dans le sens de déplacement du satellite), sa résolution massique (en) est de 60 et sa résolution temporelle est de 10 secondes ;
• MIPA (Miniature Ion Precipitation Analyser) analyse les ions dont l'énergie est comprise entre 15 et 15 000 eV et qui bombardent la surface de la planète. Le détecteur détermine leur masse (résolution massique de 5) et leur spectre énergétique (résolution spectrale de 7 %) ;
• PICAM (Planetary Ion CAMera) est un spectromètre de masse qui effectue des mesures des ions issus de l'ensemble du ciel. L'instrument étudie la chaîne de processus qui éjecte les particules du sol et les projette dans l'exosphère de Mercure.

Spectromètre imageur Symbio-SYS

Le spectromètre imageur SYMBIO-SYS (Spectrometers and Imagers for MPO BepiColombo Integrated Observatory System) fournit des données sur la géologie de la surface de Mercure, son volcanisme, la tectonique, l'âge de la surface et la géophysique. L'instrument est développé conjointement par l'Osservatorio Astronomico di Padova, l'Université de Padoue et l'Agence spatiale italienne. Il regroupe en fait trois instruments^[69] :

• STC (Stereo Channel) est une caméra disposant de deux optiques fournissant des images stéréo de la surface avec une résolution spatiale de 50 mètres par pixel. Le champ de vue est de 4° et les images sont prises dans quatre bandes de fréquence : panchromatique (650 nm), 550, 700 et 880 nm. Les images prises par STC sont utilisées pour dresser la topographie détaillée de la surface de Mercure ;
• HRIC (High spatial Resolution Imaging Channel) est une caméra à haute résolution destinée à prendre des images détaillées de cibles présélectionnées. Le champ de vue est de 1,47°. Les images ont une résolution spatiale de cinq mètres par pixel au périapse. Elles sont prises dans les mêmes bandes de fréquence que l'instrument STC. À l'issue de la mission, plus de 10 % de la surface de la planète aura été photographiée par HRIC ;
• VIHI (Visible Infrared Hyperspectral Imager Channel) est un spectromètre imageur travaillant dans le spectre visible et proche infrarouge (400 à 2 000 nm). Sa résolution spectrale est de 6,25 nm et les images ont une résolution spatiale de 100 mètres au périapse de l'orbite (altitude de 400 km). L'objectif principal de cet instrument est de fournir une carte minéralogique avec une résolution minimale de 400 mètres et un niveau de confiance de 5-10 %.

Spectroscope ultraviolet PHEBUS

PHEBUS (Probing of Hermean Exosphere By Ultraviolet Spectroscopy) est un spectroscope ultraviolet qui mesure le spectre du rayonnement émis dans l'exosphère en effectuant des observations au-dessus du limbe de Mercure^[70]. Il comprend une partie optique unique associée à deux ensembles réseau de diffraction/détecteurs couvrant chacun une partie du spectre ultraviolet. Le rayonnement incident passe à travers un déflecteur installé dans le radiateur et qui fait un angle de 10°. Le déflecteur peut tourner de 360°, ce qui permet de modifier le pointage et d'observer une région de l'exosphère ou une altitude précise. Le spectroscope EUV couvre la bande 55-155 nm et peut observer les lignes de second ordre dans la bande 25-50 nm. Le deuxième spectroscope couvre la bande 145-315 nm ainsi que les longueurs d'onde 404 et 422 nm. La résolution spectrale est de 1 nm. Les mesures effectuées ont pour objectif de mieux comprendre les couplages entre la surface, l'exosphère et la magnétosphère de Mercure. La composition et la structure verticale de l'exosphère seront fournies. L'instrument est développé conjointement par le laboratoire français LATMOS et l'Institut de recherche spatiale de l'Académie des sciences de Russie^[71].

Spectromètre imageur rayons X MIXS

MIXS (Mercury Imaging X-ray Spectrometer) est un spectromètre imageur travaillant dans l'ultraviolet. Il exploite le phénomène de fluorescence des rayons X : le rayonnement X de la couronne solaire excite les atomes de la couche superficielle à la surface de Mercure. Ce phénomène touche les couches électroniques K et L des atomes qui réémettent l'énergie sous forme de raies d'émission caractéristiques de l'élément chimique^[72]. En analysant la bande spectrale 0,5–7,5 keV, on peut déterminer l'abondance des atomes légers composant les roches : magnésium, aluminium, silicium, titane et fer^[73]. La mesure est calibrée en utilisant le flux solaire incident à l'aide des données fournies par l'instrument SIXS. MIXS est composé de deux instruments^[72]. MIXS-T fournit des images à haute résolution avec un champ de vue de 1°. MIXS-C est un instrument grand angle (10°). Les données fournies par l'instrument MIXS répondent à trois objectifs scientifiques. Elles doivent permettre de cartographier l'abondance des principaux éléments chimiques entrant dans la composition des roches de la surface de Mercure avec une précision comprise entre 5 et 50 % en fonction de leur pourcentage. Des cartes plus détaillées seront produites là où les conditions d'éclairage le permettent.

Concrètement, l'instrument doit permettre de mieux connaître, entre autres, la façon dont Mercure s'est formée, à partir de quelle matière, l'histoire de l'évolution de sa croûte ou encore de confirmer que la zone aurorale, où les particules énergétiques interagissent avec la surface, est une source intense de rayonnement X^[73].

L'instrument est fourni par l'Université de Leicester au Royaume-Uni^[73].

Spectromètre rayons X et particules SIXS

SIXS (Solar intensity x-ray and particles spectrometer) est constitué de deux détecteurs qui mesurent in situ le spectre, d'une part, du rayonnement X dont l'énergie est comprise entre 1 et 20 keV, d'autre part, des protons dont l'énergie est comprise entre 0,33 et 30 MeV, ainsi que des électrons dont l'énergie est comprise entre 50 keV et 3 MeV^[74]. L'instrument permet de mesurer jusqu'à 20 000 particules/photons incidents par seconde. Son champ de vue est supérieur à 180°. L'objectif scientifique associé à l'instrument est de mesurer le flux de rayonnement issu du Soleil et réfléchi par la surface de Mercure. Il s'agit de mettre en évidence les variations en intensité qui atteignent plusieurs ordres de grandeur sur une échelle de temps comprise entre quelques secondes et quelques années et d'établir leur corrélation avec les changements de l'activité du Soleil. Pour exploiter les informations recueillies, l'analyse utilise également les données du spectromètre imageur MIXS.

SIXS est développé par l'Université d'Helsinki ; MIXS et SIXS ne sont d'ailleurs pas uniquement des acronymes, mais signifient en finnois, respectivement, « pourquoi ? » et « voilà pourquoi »^[75].

Spectromètre à neutrons et rayons gamma MGNS

MGNS (Mercury gamma-ray and neutron spectrometer) est un spectromètre à neutrons et rayons gamma qui doit permettre de préciser, d'une part, la composition en éléments de l'ensemble de la surface de Mercure par régions identifiables avec une précision de 0 à 30 % et une résolution spatiale de 400 km. Un objectif secondaire est de fournir la distribution des éléments volatils qui se déposent dans les régions polaires de Mercure situées en permanence hors de portée du Soleil et de fournir une carte de la densité de ces dépôts avec une précision de 0,1 g/cm² et une résolution spatiale de 400 km. L'appareil doit déterminer l'éventuelle présence de glace d'eau dans les cratères des pôles^[76]. Ces mesures sont effectuées en analysant les neutrons générés par l'impact des rayons cosmiques sur la surface de Mercure en l'absence de protection que pourrait assurer un champ magnétique fort ou une atmosphère. Ceux-ci interagissent avec les couches superficielles (1 à 2 mètres) du sol et produisent des rayons gamma dans des raies spectrales caractéristiques de l'élément chimique que constitue l'atome excité. Par ailleurs, le potassium, le thorium et l'uranium présents dans le sol produisent de manière naturelle des rayons gamma. L'instrument analyse à la fois les rayons gamma et les neutrons émis par la surface. Il est composé de cinq détecteurs. MGRS (Mercury Gamma Ray Spectrometer) est un spectromètre gamma qui utilise un scintillateur au bromure de lanthane (LaBr3). MNS (Mercury neutron Spectrometer) est constitué de quatre détecteurs de neutrons utilisant des compteurs proportionnels à gaz à l'hélium 3, ³He. L'instrument est développé par l'IKI de Moscou^[77].

Les instruments scientifiques de MPO^[78],[79].

Instrument	Type	Caractéristiques	Masse	Consommation électrique	Laboratoires principal et secondaires	Responsables instrument
BELA[80],[81]	Altimètre laser	Impulsions 50 mJ Longueur d'onde 1 064 nm Fréquence des impulsions 10 Hz Divergence 50 µrad Récepteur : Cassegrain de 20 cm, ouverture f/5	12 kg[Note 4]	36 watts[Note 4]	Université de Berne DLR Institut für Planetenforschung, Berlin	Nicolas Thomas et Hauke Hussmann
ISA[82]	Accéléromètre	Précision 10–8 m/s2	5,8 kg	7,4 à 12,1 watts	IAPS (Rome)	Valerio Iafolla
MPO-MAG[83]	Magnétomètre	Plage de mesure dynamique ±2 000 nT Résolution 2 pT			Technische Universität Braunschweig	Karl-Heinz Glassmeier et Chris Carr
MERTIS[65]	Spectromètre imageur infrarouge	Longueurs d'onde 7-14 µm (spectromètre) et 7-40 µm (radiomètre) Résolution spectrale : 90 nm Résolution spatiale : 500 m Champ de vue : 4° (fauchée 28 km)	3,3 kg	8 à 13 watts	Université de Münster et le Centre allemand pour l'aéronautique et l'astronautique	Harald Hiesinger et Jörn Helbert
MGNS[84]	Spectromètre à neutrons et rayons gamma	Résolution spatiale en surface 400 km Résolution sous la surface environ 1 m	5,5 kg	6,5 watts	IKI, Moscou	Igor Mitrofanov
MIXS	Spectromètre imageur rayons X	Longueurs d'onde : 0,5-7 keV Champ de vue : 1° (MIXS-T) 10° (MIXS-C)			Université de Leicester	Emma Bunce et Karri Muinonen
MORE	Transpondeur radio				Université de Rome « La Sapienza »	Luciano Iess et Sami Asmar
PHEBUS	Spectromètre ultraviolet lointain et extrême	Longueurs d'onde : 55-155 nm, 145-315 nm, 404 nm et 422 nm Résolution spectrale : 1 nm Pointage : 1 degré de liberté			LATMOS IKI, Moscou	Eric Quémerais, I. Yoshikawa et Oleg Korablev
SERENA	Spectromètre de masse	ELENA : particules neutres 20 eV-5 keV ΔV/V >= 10% STROFIO : particules neutres < 1 eV, m/∆m = 60 MIPA: ions 15 eV - 15 keV, ∆e/e = 7 % et m/∆m = 5 PICAM : ions 1 eV -3 keV, ∆e/e = 7 % et m/∆m > 60			IAPS (Rome)	Stefano Orsini, Stefano Livi, Stas Barabash et Herbert Lichtenegger
SIMBIO-SYS	Spectromètre imageur	Caméra stéréo STC : résolution spatiale 50 m Caméra haute définition : résolution spatiale 5 m Spectromètre imageur VIHI : bande spectrale 400 à 2 000 nm Résolution spatiale 100 m			Osservatorio Astronomico di Padova	Gabriele Cremonese, Fabrizio Capaccioni, Pasquale Palumbo, Alain Doressoundiram et Yves Langevin
SIXS	Spectromètre rayons X				Université d'Helsinki	Juhani Huovelin, Manuel Grande et Rami Vainio

Magnétomètres MMO/MGF

MMO/MGF (Mercury Magnetometer / Magnetometer Fluxgate) comprend deux magnétomètres à saturation tri-axiaux : MGG-O (outboard) est un magnétomètre digital monté à l'extrémité du mât porte-instruments de 4,4 mètres identique à celui installé à bord de MPO. MGF-I (inboard) est un magnétomètre analogique monté sur le même mât à 1,6 mètre de l'extrémité. La présence de deux instruments permet d'isoler dans les mesures effectuées l'incidence des aimants et courants électriques présents dans le satellite. Les données collectées contribueront, intrinsèquement et par comparaison avec les données recueillies sur les magnétosphères de la Terre, de Jupiter et de Saturne, à l'amélioration de notre connaissance de la magnétosphère de Mercure. Les performances exigées pour les instruments sont élevées, car la densité du vent solaire est cinq fois plus importante et l'intensité du champ magnétique interplanétaire est dix fois plus élevée. Il en résulte que les processus se déroulent trente fois plus rapidement dans la magnétosphère de Mercure. Les mesures sont effectuées avec une fréquence d'échantillonnage de 128 Hz et peuvent mesurer des champs de  ± 2 000 nanotesla avec une résolution de 3,8 picotesla^[89]. L'instrument complète le magnétomètre embarqué sur le satellite MPO en fournissant des données permettant de distinguer les fluctuations temporelles et les variations spatiales. L'instrument est fourni par l'Institut de recherche spatiale de l'Académie autrichienne des sciences^[90].

Détecteur de particules et de plasma MPPE

MPPE (Mercury Plasma/Particle Experiment) est un détecteur de plasma, de particules à haute énergie et d'atomes énergétiques neutres destiné à étudier l'interaction entre le vent solaire et la magnétosphère de Mercure^[91]. Il comprend sept détecteurs dont six effectuent des mesures in situ. Ces instruments sont, pour les électrons, deux capteurs Mercury Electron Analyzers (MEA1 et MEA2) montés à 90° l'un de l'autre et High Energy Particle instrument for electron (HEP-ele) ; pour les ions, il s'agit des Mercury Ion Analyzer (MIA), Mercury mass Spectrum Analyzer (MSA) et High Energy Particle instrument for ion (HEP-ion). Enfin, le capteur Energetic Neutrals Analyzer (ENA) détecte les particules énergétiques neutres produites par les échanges de charge électrique et fournit des informations sur la manière dont le plasma et les gaz neutres interagissent avec l'environnement de Mercure. L'instrument est fourni par l'Institut des sciences spatiales et astronautiques situé à Kanagawa au Japon^[90].

Détecteur de poussières MDM

MDM (Mercury Dust Monitor) est un détecteur de poussières qui doit collecter des informations sur leurs caractéristiques dans la région dans laquelle circule la planète Mercure, c'est-à-dire à une distance du Soleil comprise entre 0,31 et 0,47 Unité astronomique^[92]. Il mesure l'énergie de l'impact, une direction approximative et la densité (en nombre). MDM comprend quatre détecteurs piézoélectriques en céramique de 40 × 40 mm qui permettent de mesurer les poussières arrivant pratiquement d'un hémisphère. 100 à 200 impacts par année terrestre sont anticipés. L'instrument est fourni par l'Université de technologie de Chiba située au Japon^[90].

Spectromètre MSASI

MSASI (Mercury Sodium Atmospheric Spectral Imager) est un spectromètre qui doit mesurer l'intensité de la raie d'émission D2 du sodium (589 nm ±0,028 nm) à la surface de Mercure qui présente une distribution non expliquée^[93]. L'instrument mesure sa distribution sur l'ensemble de la surface grâce, d'une part, à un miroir rotatif et, d'autre part, du fait du mouvement de la sonde spatiale sur son orbite. L'instrument est un interféromètre Fabry-Perot fourni par l'Université de Tokyo^[90].

Détecteur d'ondes de plasma PWI

PWI (plasma wave investigation) est constitué de deux détecteurs de champ électrique (MEFISTO et WPT) et de deux détecteurs de champ magnétique (LF-SC et DB-SC) qui doivent mesurer la forme des ondes et la fréquence du champ électrique (jusqu'à 10 MHz) et du champ magnétique (de 0,1 Hz à 640 kHz)^[94]. MEFISTO et WPT sont des antennes de 32 mètres de long qui sont déployées en orbite de part et d'autre du corps du satellite. LF-SC et DB-SC sont composés de détecteurs placés sur le mât porte-instruments de 4,4 mètres utilisé par ailleurs par les magnétomètres MMO/MGF. L'instrument est fourni par l'Université du Tōhoku située au Japon^[90].

Les instruments scientifiques de MMO^[95].

Instrument	Type	Caractéristiques	Masse	Consommation électrique	Laboratoire principal et secondaires	Responsable instrument
MMO/MGF	Magnétomètre	Fréquence d'échantillonnage : 128 Hz Résolution : 3,8 pT			Institut de recherche spatiale, Graz	Wolfgang Baumjohann
MPPE	Ensemble instrumental destiné à l'étude des particules de haute et basse énergie (Mercury Plasma Particle Experiment)				Institut des sciences spatiales et astronautiques, Kanagawa	Yoshifumi Saito
PWI	Analyse de la structure et de la dynamique de la magnétosphère (Plasma Waves Instrument)				Université du Tōhoku	Yasumasa Kasaba
MSASI[96]	Spectromètre en lumière visible travaillant dans le domaine spectral de la raie D2 d'émission du sodium (Mercury's Sodium Atmosphere Interferometer)	Résolution spectrale 0,009 nm Résolution spatiale 3 à 30 km Sensibilité 10 kR	3,48 kg	15,2 watts	Université de Tokyo	Ichiro Yoshikawa
MDM[97]	Mesure de la poussière interplanétaire (Mercury Dust Monitor)	Capteur piézoélectrique en céramique PZT Surface 64 cm2 Sensibilité supérieure à 1 picogramme km/s	601 g avec l'électronique	3 watts maximum	Université de technologie de Chiba	Masanori Kobayashi

Présentation de la mission

• (en) J. Benkhoff, G. Murakami, W. Baumjohann, S. Besse, E. Bunce et al., « BepiColombo - Mission Overview and Science Goals », Space Science Reviews, vol. 217,‎ 8 21 2021, p. 56 (DOI 10.1007/s11214-021-00861-4, lire en ligne)
  Présentation de la mission et de ses objectifs.
• (en) Robert J. Wilson et Markus Schelkle « The BepiColombo Spacecraft, its Mission to Mercury and its Thermal verification » (mars 2015) (lire en ligne) [PDF]
  —46th Lunar and Planetary Science Conference
• (en) J. van Casteren et N. Novara, « BepiColombo Mission », Societa Astronomica Italiana, vol. 82, n^o 394,‎ 2011, p. 1-12 (lire en ligne)

Objectifs scientifiques, démarche

• (en) David A. Rothery, Matteo Massironi, Giulia Alemanno, Océane Barraud, Sebastien Besse et al., « Rationale for BepiColombo Studies of Mercury’s Surface and Composition », Space Science Reviews, vol. 216,‎ 2 juin 2020, p. 46 (DOI /10.1007/s11214-020-00694-7, lire en ligne)
  Objectifs portant sur la surface de Mercure et à sa composition.
• (en) A. Milillo, M. Fujimoto, G. Murakami, J. Benkhoff, J. Zender et al., « Investigating Mercury’s Environment with the

Two-Spacecraft BepiColombo Mission », Space Science Reviews, vol. 216,‎ 14 juillet 2020, p. 78 (DOI 10.1007/s11214-020-00712-8, lire en ligne)

Instruments

• (en) S. Orsini ·, S.A. Livi, H. Lichtenegger, S. Barabash, A. Milillo et al., « SERENA: Particle Instrument Suite for Determining the Sun-Mercury Interaction from BepiColombo », Space Science Reviews, vol. 217,‎ 12 janvier 2021, p. 107 (DOI 10.1007/s11214-020-00787-3, lire en ligne)
  La suite d'instruments des particules SERENA.
• (en) T. Karlsson, Y. Kasaba, J.-E. Wahlund, P. Henri, L. Bylander et al., « The MEFISTO and WPT Electric Field Sensors of the PlasmaWave Investigation on the BepiColombo Mio Spacecraft - Measurements of Low and High Frequency Electric Fields at Mercury », Space Science Reviews, vol. 216,‎ 12 novembre 2020, p. 24 (DOI 10.1007/s11214-020-00760-0, lire en ligne)
  Les détecteurs de particule et d'ondes de plasma MEFISTO et WPT.
• (en) L. Iess, S.W. Asmar, P. Cappuccio, G. Cascioli, F. De Marchi et al., « Gravity, Geodesy and Fundamental Physics with BepiColombo’s MORE Investigation », Space Science Reviews, vol. 217,‎ 8 février 2021, p. 39 (DOI 10.1007/s11214-021-00800-3, lire en ligne)
  L'expérience de radio science MORE.
• (en) D. Heyner, H.-U. Auster, P. Cappuccio, C. Carri, I. Richter et al., « The BepiColombo Planetary Magnetometer MPO-MAG: What CanWe Learn from the Hermean Magnetic Field? », Space Science Reviews, vol. 217,‎ 21 avril 2021, p. 71 (DOI 10.1007/s11214-021-00822-x, lire en ligne)
  Le magnétomètre MPO-MAG.
• (en) H. Hiesinger, J. Helber, G. Alemanno, K.E. Bauch, M. D’Amore et al., « Studying the Composition and Mineralogy of the Hermean Surface with the Mercury Radiometer and Thermal Infrared Spectrometer (MERTIS) for the BepiColombo Mission: An Update », Space Science Reviews, vol. 216,‎ 21 avril 2021, p. 37 (DOI 10.1007/s11214-020-00732-4, lire en ligne)
  Le spectromètre infrarouge et radiomètre MERTIS.
• (en) N. Thomas, H. Hussmann, T. Spohn, L.M. Lara, U. Christensen et al., « The BepiColombo Laser Altimeter », Space Science Reviews, vol. 217,‎ 15 février 2021, p. 62 (DOI 10.1007/s11214-021-00794-y, lire en ligne)
  L'altimètre laser BELA.
• (en) G. Cremonese, F. Capaccioni, M.T. Capria, A. Doressoundiram, P. Palumbo et al., « SIMBIO-SYS: Scientific Cameras and Spectrometer for the BepiColombo Mission », Space Science Reviews, vol. 216,‎ 17 juin 2020, p. 78 (DOI 10.1007/s11214-020-00704-8, lire en ligne)
  Le spectro-imageur SIMBIO-SYS.
• (en) W. Baumjohann, A. Matsuoka, Y. Narita, W. Magnes, D. Heyner et al., « The BepiColombo–Mio Magnetometer en Route to Mercury », Space Science Reviews, vol. 216,‎ 3 octobre 2020, p. 78 (DOI 10.1007/s11214-020-00754-y, lire en ligne)
  Le magnétomètre MGF de Mio.
• (en) Emma J. Bunce, Adrian Martindale, Simon Lindsay, Karri Muinonen, David A. Rothery et al., « The BepiColombo Mercury Imaging X-Ray Spectrometer: Science Goals, Instrument Performance and Operations », Space Science Reviews, vol. 216,‎ 3 novembre 2020, p. 38 (DOI 10.1007/s11214-020-00750-2, lire en ligne)
  Le spectromètre rayons X MIXS.
• (en) J. Huovelin, R. Vainio, E. Kilpua, A. Lehtolainen, S. Korpela et al., « Solar Intensity X-Ray and Particle Spectrometer SIXS : Instrument Design and First Results », Space Science Reviews, vol. 216,‎ 14 juillet 2020, p. 38 (DOI 10.1007/s11214-020-00717-3, lire en ligne)
  Le spectromètre à particules et rayons X SIXS.

Caractéristiques techniques

• (en) Laszlo Szerdahelyi, Susanne Fugger, Pascal Espeillac et al. « THE BEPICOLOMBO ATTITUDE AND ORBIT CONTROL SYSTEM » (juin 2014) (lire en ligne) [PDF]
  —9th International ESA Conference on Guidance Navigation and Control System

Déroulement des opérations

• (en) C. Steiger, Elsa Montagnon et Andrea Accomazzo « Flight Operations Preparation for the BepiColombo Mission to Mercury: Concepts and Challenges » (j2016) (DOI 10.2514/6.2016-2485, lire en ligne) [PDF]
  —14th International Conference on Space Operations

Historique

• (en) Paolo Ulivi et David M. Harland, Robotic exploration of the solar system : Part 4 : the Modern Era 2004-2013, Springer Praxis, 2014, 567 p. (ISBN 978-1-4614-4811-2)

Sites officiels

• (en) « BepiColombo », sur Agence spatiale européenne
• (en) « BepiColombo », sur eoPOrtal (article très détaillé)
• (en) « BepiColombo », sur Agence spatiale européenne (description plus détaillée des instruments)
• « BepiColombo », sur CNES
• « Planète Mercure », sur Observatoire de Paris (consulté le 11 octobre 2018)
• (en) (ja)BepiColombo sur le site de l'agence spatiale japonaise JAXA

Autres

• (en) Plaquette présentant la mission réalisée par l'Agence spatiale européenne
• BepiColombo dans "Mercure : la petite planète qui grimpe", La Méthode Scientifique, France Culture, 9 octobre 2018