Milieu Interstellaire

Le cycle de la matière joue un rôle important dans l’évolution des objets astronomiques des petites échelles des étoiles et systèmes planétaires aux grandes échelles des galaxies. Cette matière est intimement couplée aux photons, au champ magnétique et aux rayons cosmiques. Son étude implique de comprendre la nature de ses constituants, leur évolution physico-chimique, la dynamique des milieux associés et leur couplage. Le milieu interstellaire est la matière qui, dans une galaxie, remplit l'espace entre les étoiles et se fond dans le milieu intergalactique environnant. Il est un mélange de gaz (ionisés, atomiques et moléculaires), de rayons cosmiques et de poussières. L'énergie qui occupe le même volume, sous forme de rayonnement électromagnétique, correspond au champ de rayonnement interstellaire. Les étoiles se forment au sein des régions les plus denses du milieu (les nuages moléculaires) et approvisionnent le milieu en matière et en énergie par moyen de nuages planétaires, vents solaires, supernovae et leur éteignement final1. Cette interaction entre les étoiles et le milieu interstellaire lui-même aide à définir la vitesse à laquelle une galaxie épuise sa réserve gazeuse, et donc sa durée de formation d'étoiles. Le milieu interstellaire occupe une position importante dans l'astrophysique entre les échelles stellaires et galactiques. Ces régions (et les processus qui s'y produisent) doivent être étudiées aux longueurs d’onde infrarouges puisqu'elles n'émettent pas de lumière visible. Le milieu interstellaire se compose de plusieurs phases, selon l'état de la matière (soit ionique, atomique ou moléculaire), sa température (millions de kelvins, milliers de kelvins ou dizaines de kelvins) et sa densité. Les proportions relatives de ces phases sont encore matière à discussion dans les cercles scientifiques. Les pressions thermiques de ces phases sont à peu près en équilibre. Les champs magnétiques et les turbulences sont également des sources de pression dans le milieu, typiquement plus importantes au niveau dynamique que la pression thermique. Pour toutes les phases, le milieu entre-étoiles est extrêmement ténu par rapport à l'atmosphère terrestre. La densité caractéristique de ce milieu est de l'ordre d'une particule par centimètre cube alors que, sur Terre, la densité moyenne est typiquement de l'ordre de 1020 particules par centimètre cube (tous types de particule confondus). Par masse, 99 % du milieu interstellaire prend une forme de gaz, avec 1 % sous forme de poussière. Parmi ces gaz, 89 % d'atomes sont d'hydrogène, 9 % d'hélium et 2 % d'atomes d'éléments plus lourds (appelés métaux dans le langage astronomique). L'hydrogène et l'hélium sont des produits de la nucléosynthèse primordiale alors que les éléments plus lourds sont le résultat d'enrichissement lors de l'évolution des étoiles. Des molécules sont également observées dans les nuages du milieu interstellaire, les plus abondantes étant H2 et CO. Ont également été observées OH, H2O, CN, CS, HCN, H2CO et des centaines d'autres (en particulier dans la nébuleuse d'Orion). Des molécules encore plus massives sont reportées ainsi que des acides aminés. Il ne fait aucun doute que le JWST et en particulier l’instrument MIRI, dont le CEA sous l’égide du CNES a assuré la conception et la réalisation de la partie imageur, est tout particulièrement adapté à cette étude.

Exoplanètes

Nous connaissons déjà l'existence de plus de 1.800 exoplanètes dans notre Galaxie et tout indique que nous ne sommes encore qu'au tout début de l’exploration de ces mondes dans la Voie lactée. Plus que jamais, l'astrophysique nous conduit à envisager la possibilité qu'il pourrait exister des planètes similaires à la Terre qui auraient pu voir émerger une vie, similaire ou différente à celle que nous connaissons. Le JWST devrait notamment nous permettre de voir les premières étoiles de l'univers observable mais on attend aussi de lui des informations sur la composition des atmosphères de ces exoplanètes. Il devrait notamment  être en mesure de détecter des concentrations de deux chlorofluorocarbones (en l'occurrence CF4 et CCl3F) dix fois supérieures à celles de l'atmosphère terrestre dans celles de certaines exoplanètes. Il faudrait pour cela qu'elles soient en orbite autour de naines blanches. On sait qu'il en existe bel et bien et certaines pourraient être dans la zone d'habitabilité. L'instrument MIRI, dont le CEA, en collaboration avec divers laboratoires Français (L'Observatoire de Paris - LESIA, l'Institut d'Astrophysique Spatiale d'Orsay -IAS, et le laboratoire d'Astrophysique de Marseille - LAM), et sous l'égide du CNES a assuré la conception et la réalisation de la partie imageur et coronographie va permettre, entre autres, de réaliser des observations d'étoiles proches de nous.  Ce mode d'observation permet d'éviter que l'éclat d'une étoile proche éblouisse le détecteur ; Mais il est d'autre part un paramètre fondamental : c’est dans l'infrarouge que le contraste entre une étoile et sa planète est le moins élevé. En effet, une planète comme la Terre sera en moyenne cinq milliards de fois moins lumineuse qu’une étoile comme le Soleil en lumière visible, alors qu'elle ne le sera “que” sept millions de fois dans l’infrarouge moyen. Il est donc évident qu'un télescope conçu pour s'adonner à ce domaine de recherche doit non seulement être doté des nouvelles techniques mentionnées, mais de plus opérer dans l’infrarouge. Les astrophysiciens pourront alors envisager de sonder l'environnement des étoiles et y découvrir des exo-planètes, des compagnons peu lumineux, voire des disques de poussière. Les planètes extrasolaires qui ont été découvertes à ce jour ont des masses allant de moins d’une masse terrestre à plus d’une dizaine de masses de Jupiter, et des périodes de révolution qui s'échelonnent entre plusieurs heures et plusieurs années. Dans plusieurs centaines de cas, les étoiles possèdent même un cortège planétaire de deux ou trois planètes, voire cinq ou six. À travers la recherche et l'étude de ces planètes, l'astrophysicien cherche à répondre à plusieurs questions : Quelles sont les caractéristiques physiques de ces planètes (masse, taille, densité, température, composition chimique, champ magnétique, rotation…) Quels sont leurs processus de formation puis d'évolution ? Comment interagissent-elles avec leur étoile (marées, interactions avec le vent solaire) ? Quelle est la proportion des étoiles qui possèdent un cortège planétaire ? Comment les caractéristiques de l'étoile (âge, masse, taille, température, composition chimique…) influent-elles sur les questions précédentes ? Au-delà de ces questions purement astrophysiques, se posent des questions qui n’appartiennent plus seulement au champ philosophique mais désormais sont aussi l’objet de la recherche scientifique : existe-t-il des planètes semblables à la Terre et en particulier propres à abriter la vie telle que nous la connaissons ? Une autre forme de vie ? Existe-t-il des planètes habitées ? La première exoplanète fut détectée en 1992 autour d’un pulsar, par l'analyse fine du rayonnement radio périodique émis par ce pulsar. En 1995, avec le télescope de 193 cm de l'Observatoire de Haute Provence, Michel Mayor et Didier Queloz détectèrent la première exoplanète en orbite autour d'une étoile de type solaire, 51 Peg b. La méthode utilisée était la vélocimétrie, c’est-à-dire la mesure des fluctuations périodiques de la vitesse radiale de l'étoile-hôte, une méthode qui s’est avérée très fructueuse dans les années qui suivirent la première détection. Mais il existe bien d’autres méthodes de détection. Les nombreuses exoplanètes détectées à ce jour, principalement grâce aux observatoires au sol, l'ont été par des méthodes indirectes (transits, primaires et secondaires, vitesses radiales, astrométrie, microlentilles gravitationnelles). Des efforts énormes sont actuellement entrepris pour développer une technologie qui permette d'obtenir des images astronomiques à très haut contraste, grâce auxquelles il serait possible, soit d’observer directement les exoplanètes déjà découvertes, soit d'en détecter d’autres. Ceci ne pourra être réalisé qu'en améliorant les techniques d'optique adaptative, de coronographie stellaire et du traitement d'image. Si détecter des exoplanètes est déjà intéressant en soi, il reste à pouvoir les étudier, en déterminer les caractéristiques, scruter leur atmosphère et y rechercher des signatures de la Vie, puisqu'il faut bien l’admettre, au bout du compte, c'est là l'objectif ultime. Il faut pour cela augmenter considérablement la surface des télescopes actuellement disponibles. Comprendre les mécanismes de formation d'une planète terrestre passe par l'observation des proto-étoiles enfouies au sein de nébuleuses et des poussières qui se condensent ultérieurement dans ce disque. De plus la dimension typique d'un disque protoplanétaire par rapport à sa distance est telle qu'elle nécessite une résolution angulaire très élevée. Les exemples précédents, mais il y en a beaucoup d'autres, nous montrent clairement que s'il veut répondre aux questions brûlantes de l’astrophysique actuelle, un télescope de nouvelle génération doit opérer dans l’infrarouge, et doit être doté d’une instrumentation qui délivre la meilleure résolution spatiale possible. L'atmosphère terrestre ne laissant passer qu'une infime partie du spectre infrarouge, et produisant d’autre part une scintillation et une agitation des images qui limitent fortement la résolution angulaire, ce télescope devra donc idéalement être placé dans l’espace. Ce qui ne remet aucunement en cause l'utilité d’un télescope gigantesque au sol, qui pourrait satisfaire des nécessités différentes, et qui en serait donc un complément essentiel.  

Supernova SN 1987A

Il y a déjà presque 30 ans qu'apparaissait la supernova SN 1987A dans le Grand Nuage de Magellan. Après nous avoir gratifié de nombreuses "premières" (neutrinos, étoile progénitrice bleue, échos visibles dans l’infrarouge, explosion asymétrique, phénomènes de mélanges des éléments chimiques, formation de poussières dans les débris), elle se transforme "sous nos yeux" maintenant en Reste de Supernova (SNR). L'onde de choc produite lors de l'explosion nous révèle la complexité du milieu circumstellaire (CSM), et les structures ainsi mises en évidence imposent de nouvelles contraintes sur l'étoile qui a implosé, ainsi que sur le processus lui-même. La découverte récente d’une énorme quantité de poussières froides dans les débris ravive le débat sur l’origine des poussières dans l’Univers primordial. Le milieu déjà perturbé par le passage de cette onde de choc est maintenant affecté par une onde de choc inverse qui s'approche des régions externes de l'éjecta. S'il est vrai que l'étude de SN 1987A nous a en général permis de confirmer, voire affiner, la théorie, des inconnues demeurent : par exemple, quelle est l'origine des structures circumstellaires observées ? Que pouvons-nous apprendre sur le milieu interstellaire avant même que l’étoile qui a implosé se soit formée ? Quel est le mécanisme responsable de l'émission observée dans l'infrarouge thermique, attribuée à la présence de poussières? Celles qui s'étaient condensées dans l'éjecta peu après l'explosion sont-elles maintenant détruites par l'onde de choc inverse ? Que reste-t-il au cœur de l'explosion ? Les réponses dépendent fortement de celle que nous donnerons à une question fondamentale, qui, 30 ans après l'explosion, reste toujours très débattue: l'étoile qui a donné naissance à SN 1987A faisait-elle partie d'un système binaire ? Seule la combinaison d'observations multi longueurs d'onde, des rayons-X aux ondes radio, peut nous permettre de dresser un état des lieux du CSM et de comprendre les mécanismes en jeu. L’excellente résolution angulaire et l’extrême sensitivité de l’instrument MIRI, en font le seul instrument capable d’observer la distribution des poussières dans le milieu circumstellaire et dans l’éjecta. D’autre part, l’étoile à neutron (ou le pulsar ?) qui s’est formée au moment de l’implosion de la supernova n’a toujours pas été détectée. Des modèles théoriques prévoient qu’elle pourrait l’être avec des observations effectuées dans l’infrarouge thermique.

Vie des poussières

La Vie des Poussières dans des Galaxies de Faible Teneur en Métaux: une Etude avec MIRI de la production de Poussières dans l’Univers Primordial. Il est bien connu que les poussières sont des composantes importantes du milieu interstellaire. Mais nombre de questions restent encore à être élucidées. En particulier, d’où viennent ces poussières que l’on observe dans l’Univers primordial ? Et dans des galaxies si différentes entre-elles ? Les mécanismes physico-chimiques qui conduisent à la formation des poussières restent encore énigmatiques. La proportion entre les étoiles riches en oxygène et celles dites carbonées est très mal connue. Grâce aux récents observatoires spatiaux (Spitzer en particulier) de plus en plus de ces dernières sont détectées, surtout dans le Groupe Local. Des silicates cristallins ont été identifiés dans des galaxies à forte formation d’étoiles, et dans des galaxies dont le rayonnement infrarouge est extrêmement important. Cette émission provient de la présence de grains de poussières. Il est intriguant de constater que de gigantesques quantités de poussières sont observées dans des galaxies très lointaines, et donc très jeunes. Celles-ci ayant une très grande influence sur l’évolution chimique et dynamique de leur galaxie, il est fondamental de connaître leurs origines et leurs compositions. Les galaxies à faible teneur en métaux, donc intrinsèquement très jeunes, sont des laboratoires idéaux pour étudier la formation de poussières dans l’Univers jeune. Il est connu que les étoiles en fin de vie, de masse moyenne, produisent beaucoup de ces poussières avant d’atteindre le stade de nébuleuses planétaires. Mais cela prend du temps ! Compte tenu de l’échelle de temps, la présence de poussières dans les galaxies lointaines ne peut être expliquée que par des mécanismes qui accompagneraient la fin de vie d’étoiles massives, qui explosent en supernovae. Ce programme se propose de sélectionner un échantillon de galaxies proches qui auraient les caractéristiques de l’Univers primordial (pauvres en métaux), pour étudier par spectroscopie et imagerie leurs étoiles vieilles, de manière à déterminer leur rôle dans l’excès d’émission infrarouge dû aux poussières observé dans ces galaxies, et leur composition chimique.

Galaxies elliptiques massives

Les Galaxies Submillimétriques à z ~ 4 : un regard de près sur la formation des galaxies elliptiques massives Les scenari de formation des galaxies prédisent l’existence de galaxies qui traversent des périodes de flambées de formation d’étoiles, courtes et extrêmement productives (avec un taux de formation de plus de 1000 étoiles par an) à des décalages vers le rouge (redshifts) plus grands que 2. Les galaxies à fort rayonnement submillimétrique (SMGs) observées à z ~ 3 paraissent être des candidats naturels pour jouer ce rôle. Ces SMGs, qui font partie des objets les plus lumineux de l’Univers, seraient les précurseurs des galaxies sphéroïdes massives (100 000 millions de masses solaires), compactes (de dimensions inférieures à 2 kiloparsec), que nous observons à des décalages vers le rouge (redshifts) de 1,5 à 2. Celles-ci contiennent des étoiles vieilles (de l’ordre de 1 à 2 milliards d’années) et ne montrent aucun signe de formation stellaire active. Il existe deux théories en concurrence concernant les mécanismes de formation d’étoiles. Celles-ci invoquent soit des blocs compacts de gaz qui fusionnent, soit des disques gazeux massifs qui se fragmentent. Ce programme propose une étude détaillée avec MIRI (complémentée par des observations à réaliser avec NIRSPEC) des propriétés et des processus physiques qui ont cours dans 2 SMGs à z ? 4. C’est un programme pionnier, en préparation d’un suivant plus ambitieux qui étudiera un échantillon beaucoup plus grand de galaxies massives à très grands z, depuis la fin de l’époque de ré-ionisation jusqu’au pic de formation d’étoiles dans l’Univers.

Flambée de formation d'étoiles

La plus jeune flambée de formation d'étoiles dans l’Univers : une étude particulièrement adaptée à MIRI MIRI sera le seul instrument embarqué sur le JWST qui sera capable de détecter la raie H alpha de l’hydrogène dans la série de Balmer, à des décalages vers le rouge (redshifts) supérieurs à 6,7. Or, l’intensité de cette raie permet d’établir un diagnostic clef dans les processus de formation d’étoiles. MIRI sera aussi le seul instrument capable d’obtenir des spectres dans le domaine visible (dans le cadre de référence) des premiers objets de l’Univers qui ont formé des étoiles, c’est-à-dire situés à un redshift supérieur à 9. Ce programme a l’ambition d’obtenir le premier spectre qui mettra en évidence une flambée de formation d’étoiles quand l’Univers était âgé d’environ 500 millions d’années. Ce qui permettra, en particulier, d’identifier clairement la présence éventuelle d’une galaxie à noyau actif (AGN). Selon la théorie, à cette époque, l’Univers se ré-ionisait, ce qui fait l’objet d’un autre programme d’observation qui se propose de détecter des sources extrêmement lointaines (voir « Le Grand Relevé de MIRI »). La question clef sera de pouvoir, parmi toutes les sources lointaines détectées, identifier les étoiles de toute première génération (dites de Population III), confirmer la nature de la source principale de l’ionisation, mettre en évidence une présence éventuelle d’un noyau actif, et estimer la teneur en métaux des objets observés. A des décalages vers le rouge supérieur à 9,2 c’est la raie Beta de la série de Balmer de l’hydrogène qui se trouve dans le domaine spectral du spectrographe à basse résolution inclus dans MIRI : il sera alors aussi possible de poser des contraintes sur la quantité de poussières qui pourraient se trouver dans ces très jeunes objets.

Etude des disques

En 20 ans, nous sommes passés d’un seul prototype de système planétaire (le nôtre) à plus de 400, dont beaucoup d’entre eux ont des planètes sur des orbites excentriques et/ou des périodes orbitales de moins d’un an. Autant de systèmes, autant de surprises, autant d’inconnues ! Il est probable que la diversité des exoplanètes reflète une diversité des conditions initiales qui prévalent dans les disques. Ces conditions initiales pourraient dépendre de la  dimension physique des disques  (formation, troncature),  de leur structure verticale, de la mise en place des poussières, et de leur composition en fonction de la distance. Des trous dont les dimensions sont extrêmement variables peuvent apparaître, qui résultent de la formation de protoplanètes. Le mécanisme qui régit  l’évolution des disques est aussi mal connu. Comment et quand le gaz se dissipe-t-il et quelle est la durée de vie des planétésimaux sont aussi des questions à élucider. L’imagerie dans l’infrarouge thermique est particulièrement adaptée pour ce faire. En effet, à ces longueurs d’onde, le contraste entre l’étoile et son disque est considérablement réduit (de l’ordre d’un facteur 1 au lieu de plusieurs milliers dans le proche infrarouge). Au fur et à mesure que le disque évolue, le gaz s’évapore sous le rayonnement de photons de haute énergie (FUV, EUV, et Rayons-X) (processus connu des astronomes sous le nom de « photoévaporation », la densité de surface diminue, les poussières coagulent et prennent place. L’imagerie dans l’infrarouge thermique permet de se représenter la structure poussiéreuse du disque et de corriger des erreurs commises dans des interprétations basées sur l’étude de la densité spectrale d’énergie (SED). Des signatures directe de différents matériaux (à l’état solide) peuvent être détectées par spectro-imagerie ce qui permet d’obtenir une représentation de la distribution radiale des différents types de poussières (silicates amorphes ou cristallins, glace, argile, calcium, carbonates,…). Selon la théorie d’accrétion en vigueur, initialement développée pour expliquer l’architecture de notre système solaire, le processus de formation planétaire débute par la croissance par collisions de grains de poussières sub-microscopiques jusqu’à des planétésimaux de quelques kilomètres sur des échelles de temps variant d’un million à 100 millions d’années. Lorsqu’un cœur protoplanétaire d’environ 10 masses terrestre s’est formé, le gaz environnant est capturé par gravitation pour donner naissance à une planète géante gazeuse. Cependant, ni les planètes de type Jupiter chaudes (à moins d’une unité astronomique de son étoile), ni les exoplanètes distantes ne peuvent s’être formées par ce mécanisme d’accrétion. Une migration de ces planètes est souvent invoquée pour palier la contrainte de la masse de l’intérieur du disque et l’échelle de temps nécessaire à la formation de ces exoplanètes dans la partie externe du disque, qui autrement excèderait la durée de vie de ce dernier. Une autre alternative serait de faire appel à des instabilités gravitationnelles, qui auraient lieu dans des temps beaucoup plus courts (quelques milliers d’années), mais cette hypothèse requiert des densités de surface élevées, des temps de refroidissement très courts, et des distances à l’étoile relativement grandes dans le disque protoplanétaire initial. Des différences dans les systèmes exoplanétaires entre des étoiles similaires au soleil et d’autres de masses plus petites ont été récemment mises en évidence. La très grande variété des systèmes planétaires extrasolaires devrait se refléter à une époque beaucoup plus ancienne, nommément dans le disque protoplanétaire. Ce programme se propose d’utiliser l’extrême sensitivité et la très grande résolution spatiale du JWST, en particulier avec MIRI, pour (1) étudier la structure verticale des disques protoplanétaires, (2) procéder à un inventaire des composantes chimiques de ces disques, et (3) essayer de comprendre comment la formation de protoplanètes influe sur la morphologie de ces disques.

Ré-ionisation de l'Univers

Encore maintenant, nous connaissons très mal l'évolution de l'Univers quand il avait moins d'un milliard d'années. En particulier, nous ne savons pas grand-chose sur le mécanisme qui a fait que l’Univers, complètement neutre et donc opaque quand l’univers n’avait qu’environ 380 000 ans, s’est complètement ré-ionisé, et est donc devenu transparent, entre 150 millions et 1 milliard d’années plus tard. L’origine des photons responsables de cette ré-ionisation n’a pas encore été identifiée. Le rôle qu’auraient pu jouer les galaxies de faibles luminosités est souvent invoqué. Avec une surface collectrice de lumière presque dix fois supérieure à celle du HST et des instruments sensibles au rayonnement infrarouge, le JWST sera capable de capter des rayonnements émis il y a des milliards d'années. Cela permettra de sonder l'univers très jeune et d'observer les premiers objets « lumineux » qui ont éclairé l'univers, il y a environ 13 milliards d'années. Ainsi, en combinant l’extrême sensitivité du JWST avec les télescopes « naturels » que sont les amas de galaxies qui forment des lentilles gravitationnelles qui permettront de détecter ces galaxies intrinsèquement peu lumineuses, il sera possible de les étudier en détail. L'instrument MIRI, dont le CEA sous l’égide du CNES a assuré la conception et la réalisation de la partie imageur, est le seul instrument qui pourra non seulement nous fournir des informations cruciales sur les vieilles étoiles qui peuplent ces galaxies et nous renseigner sur leur contribution au processus de ré-ionisation, mais aussi nous éclairer sur les mécanismes de ré-ionisation à des époques antérieures. L'exploration de cette période par le JWST va donc apporter de précieuses informations sur les premières sources de lumière (quand sont-elles apparues ? quelle est leur nature ? …) et leur rôle dans la ré-ionisation de la matière, dont dépend la formation des astres suivants. En permettant des observations dans l'infrarouge thermique (longueurs d'ondes de 5 à 27 microns), MIRI sera l'instrument clef pour s'assurer que ce sont bien des objets de l'Univers très jeune qui sont observés. Ainsi, le JWST, et MIRI en particulier, permettra aux astrophysiciens de faire un pas en avant dans l’identification des premières sources lumineuses de l'Univers et dans la caractérisation des galaxies de faible luminosité qui pourraient être responsables de sa ré-ionisation.  

Trajectoire et Déploiement du JWST

Cette vidéo illustre la trajectoire et le déploiement du JWST, avec toutes les indications sur la distance et le temps écoulé depuis le lancement, étape par étape. Nature%20180216

FGS

FGS est une caméra extrêmement sensible qui fournit un support essentiel à la mission puisqu’elle assure le système de contrôle d’attitude (ACS) de l’observatoire. La caméra image deux champs adjacents d’environ 2,4’ x 2,4’ et peut être configurée pour lire une matrice de 8 x 8 pixels à une fréquence de 16 fois par secondes. Même à ces temps d’intégrations très courts, la sensitivité du FGS est de 58 micro-Jansky à 1.25 microns. La combinaison de couverture de champ et de sensitivité fait qu’une étoile guide peut être trouvée avec une probabilité de 95% dans n’importe quelle région du ciel, y compris à de hautes latitudes galactiques. La fonction principale du FGS est d’obtenir des images qui permettent l’acquisition de la source à observer, d’acquérir des étoiles guides présélectionnées, et de fournir des mesures de centroïdes de ces étoiles à l’ACS au rythme de 16 fois par seconde. Lors de la recette en vol du JWST, le FGS fournira aussi les erreurs de pointage qui permettront de parfaire l’alignement et le phasage du miroir primaire. Le FGS, construit par l’entreprise Com Dev, sous la direction de Chris Willot (Institut d’Astrophysique Herzberg, Conseil National de Recherche du Canada) a été fourni au projet JWST par l’Agence Spatiale Canadienne. Pour plus d’informations :

MIRI

L'instrument MIRI, dont le CEA, en collaboration avec plusieurs laboratoires spatiaux français (l'Institut d'Astrophysique Spatiale à Orsay,  l'Observatoire de Paris - LESIA, et le laboratoire d'astrophysique de Marseille (LAM)) a assuré sous l’égide du CNES la conception et la réalisation de la partie imageur, coronographes et spectrographe de basse résolution, obtiendra des images et des spectres de résolution moyenne entre 5 et 28,3 microns, mais aussi des images coronographiques aux longueurs d’onde de 10,65, 11,4, 15,5 et 23 microns, ainsi que des spectres à basse résolution (R?100) entre 5 et 11 microns. Le grand diamètre du JWST, sa basse température ambiante, et les détecteurs à la pointe de l’art de MIRI permettent d’obtenir une sensitivité d’environ 50 fois celle de Spitzer avec une résolution angulaire 7 fois supérieure. MIRI est donc sensé contribuer d’une manière prépondérante aux quatre grands thèmes de recherche pour lesquels le JWST a été construit. MIRI est composé d’un spectrographe et d’un imageur. La grande étendue du domaine spectral couvert par cet instrument (en fait, tout l’infrarouge thermique), combinée à la sensibilité exceptionnelle au rayonnement émis à ces longueurs d’onde d’un télescope de 6 m de diamètre refroidi naturellement, augure de nombreuses découvertes. Une résolution spatiale idéale (puisque seulement limitée par la diffraction du télescope) et la résolution modérée du spectrographe, sont des facteurs additionnels qui sans nul doute favoriseront l’éclosion de nombreux programmes d’observation innovants. En particulier en ce qui concerne un des objectifs déclarés du JWST qui est d’étudier la formation et l’évolution des galaxies qui présentent un décalage vers le rouge supérieur à z = 5, mais aussi les mécanismes physiques qui régissent la formation des étoiles et planètes, l’étude des disques protoplanétaires, la nucléosynthèse des premiers éléments autres que l’hydrogène et l’hélium (que les astronomes appellent les éléments “lourds”), et la recherche des supports à l’apparition de la Vie. Le budget global de MIRI est partagé à parts égales entre la NASA (JPL) qui a fourni les détecteurs, et l’ESA, qui a confié la réalisation de l’instrument à un consortium de partenaires européens. George Rieke de l’Université d’Arizona et Gillian Wright (UK Astronomy Technology Centre) en sont les premiers responsables Scientifiques. Pierre-Olivier Lagage est le responsable scientifique et le Co-PI (premier investigateur associé) pour la France, et Patrice Bouchet est le chef de projet du Centre d’Expertise.  

NIRISS

L'instrument NIRISS (Near-InfraRed Imager and Slitless Spectrograph) est installé avec la camera de guidage fin (FGS) mais fonctionne indépendamment de celle-ci. NIRISS est un spectrographe grand-champ avec grisme (prisme dont une des faces est usinée de façon à former un réseau de diffraction afin de ne laisser passer qu’une seule longueur d’onde du faisceau de lumière incident) qui fournit une résolution spectrale de 150 entre 1 et 2,5 microns, un spectrographe objet-unique avec un autre grisme qui délivre une résolution de 700 entre 0,6 et 3 microns, ainsi qu'un interféromètre par masquage non-redondant de pupille (NRM) entre 3,8 et 4,8 microns et un imageur avec filtres à large bandes passantes entre 1 et 5 micron dans un champ de 2,2’ x 2,2’. NIRISS a été construit par l’Agence Spatiale Canadienne, sous la direction de René Doyon de l’Université de Montréal.  

ISIM

ISIM est la charge utile principale du JWST. Il abritera les quatre principaux instruments.    

Télescope

Le miroir du JWST est composé de 18 segments hexagonaux de 1,315 m de côté (équivalent à un miroir primaire de 6,5 mètres), assemblés de telle manière que l’ensemble peut être plié et rentrer dans Ariane, puis déplié une fois libéré dans l’espace. C’est un peu la même chose, toutes proportions gardées, que de fabriquer un bateau à l’intérieur d’une bouteille! D’autant plus que le parasol qui doit être utilisé comme bouclier thermique a les dimensions d’un court de tennis : bien entendu, lui aussi sera replié à l’intérieur d’Ariane, et commencera à se déployer 2 jours après le lancement. Cet écran solaire permettra au télescope d’atteindre passivement une température de 37 K (–266 °C), deux mois après le lancement. La température de fonctionnement de l'instrument MIRI est encore plus basse (de 4 degrés seulement, mais à ce niveau cette différence est énorme), et pour y arriver, il faudra près de 3 mois supplémentaires! Pour information, la température du HST varie énormément entre le jour et la nuit et peut atteindre des extrema de –85 °C et +60 °C. De nombreuses innovations (et prouesses) techniques ont été nécessaires pour réaliser le JWST : ne serait-ce qu’en ce qui concerne la fabrication du miroir primaire, en particulier avec l’utilisation de béryllium pour qu’il soit ultra-léger (le miroir seul pèse 705 kg et l'ensemble du télescope 6200 kg), mais aussi pour le rendre pliable et, surtout, pour que sa forme puisse être ajustée, une fois les segments assemblés dans l’espace. Le JWST a aussi bénéficié de développements récents réalisés sur les détecteurs, qui doivent pouvoir enregistrer des signaux extrêmement faibles, du contrôle de micro-obturateurs par des systèmes de micro-électromécanique (pour le positionnement des objets à observer avec le spectrographe), et le système cryogénique requis pour refroidir le détecteur de MIRI jusqu’à une température de 7 K ! Toutes ces technologies "de pointe" ont été « qualifiées », c'est-à-dire que leur efficacité et fiabilité ont été dûment démontrées, certifiées conformes aux spécifications requises, et aptes pour leur utilisation dans l’espace, et ce, depuis janvier 2007.  

NIRCam

La caméra dans le proche infrarouge (NIRCam) est l’imageur principal du JWST dans le domaine de l’infrarouge proche (entre 0,6 et 5 microns). NIRCam est particulièrement adaptée aux principaux thèmes de recherche pour lesquels le JWST a été conçu : la détection des premières phases de formation stellaire et galactique telles que les précurseurs des amas globulaires que nous observons aujourd’hui ; la morphologie et les couleurs des galaxies à très grands décalages vers le rouge (redshifts) dans le cadre de référence des longueurs d’onde visibles; la détection et l’élaboration des courbes de lumière de supernovae distantes ; les relevés de matière noire via des effets de lentilles gravitationnelles ; l’étude des populations stellaires dans les galaxies proches ; la détection, l’imagerie et la spectroscopie de proto-étoiles, disques proto-planétaires, et exo-planètes. NIRCam est aussi l’instrument qui sera utilisé comme analyseur de front d’onde pour permettre de contrôler l’alignement et le phasage du miroir primaire du JWST. NIRCam a été construit par une équipe de l’Université d’Arizona at le Centre de Technologie de Pointe Lockheed Martin, sous la conduite du Professeur Marcia Rieke. Sa haute sensitivité, son multiplexage de longueur d’ondes, et son grand champ de vue permettent de faire de l’imagerie à la limite de diffraction et des relevés profonds.

NIRSpec

NIRSpec est un spectrographe dispersif multi-objets qui opère dans l’infrarouge proche. Cet instrument peut observer simultanément plus de 100 sources sur un champ de 3’x3’. C’est le premier instrument jamais envoyé dans l‘espace à avoir cette capacité. Les sources dans le champ sont choisies en ouvrant des groupes d’obturateurs dans une grille de micro-obturateurs (Micro-Shutter Array ou MSA) qui forme des ouvertures multiples. Les micro-obturateurs sont placés dans un réseau (qui ressemble à une gaufre) qui contient plus de 62000 obturateurs dont chaque cellule mesure 100 x 200 microns. Le balayage d'un aimant à travers la surface du MSA ouvre tous les obturateurs désirés. Des obturateurs individuels peuvent être lors adressés et fermés électroniquement. Le spectrographe peut fonctionner en mode de fente fixe ou d’intégrale de champ (IFU) avec une résolution spectrale moyenne dans un domaine de 1 à 5 microns, ou avec une basse résolution spectrale entre 0,6 et 5 microns. NIRSpec est particulièrement dédié aux quatre thèmes scientifiques pour lesquels le JWST a été conçu, mais plus encore : il fournira de grands relevés spectroscopiques de galaxies faibles à très grands décalages vers le rouge (redshifts), il permettra d’obtenir des spectres avec un excellent rapport signal à bruit d’exoplanètes en transit, ainsi que des images dans des raies d’émission de disques protoplanétaires et protostellaires. NIRSpec a été construit pour l’Agence Spatiale Européenne (ESA) par le consortium Astrium sous la direction de Pierre Ferruit (Peter Jakobsen, premier scientifique responsable de l’instrument ayant pris sa retraite en 2011).  

Orbite

Alors que le HST est en orbite proche autour de la Terre (à environ 570 kilomètres), le JWST sera positionné beaucoup plus loin. Pour être plus froid. Ceci, non seulement parce que la température de fonctionnement des détecteurs infrarouge est très basse (–266° C), mais surtout parce que tous les objets (y compris les télescopes!) émettent un rayonnement dans un domaine de longueurs d’onde qui dépend de leur température, et qu’aux températures qui nous sont familières (celles du HST, par exemple) ce domaine correspond à celui couvert par les instruments du JWST. Ainsi, pour éviter que le signal infrarouge extrêmement faible des objets distants que le JWST se propose d'observer ne soit noyé dans le rayonnement ambiant provenant du télescope et de l'instrument, ceux-ci doivent être maintenus à une température la plus basse possible. Ils émettront alors dans des longueurs d'onde supérieures à celles auxquelles seront effectuées les observations. C'est pourquoi le JWST sera équipé d’un grand écran qui bloquera la lumière du Soleil, de la Terre et de la Lune, qui sinon ne manqueraient pas de réchauffer le télescope, et par conséquent d'interférer avec les observations. Et pour masquer ces trois objets ensemble de la manière la plus simple, le plus facile est qu'ils soient vus par le télescope dans la même direction. L'endroit le plus propice pour que cela soit, est ce que les mathématiciens appellent le “Second Point de Lagrange (L2)” du système Soleil-Terre:  un point de Lagrange, ou point de libration, est une position de l'espace où les champs de gravité de deux corps en orbite l'un autour de l'autre, et de masses substantielles, se combinent de manière à fournir un point d'équilibre à un troisième corps de masse négligeable, c'est-à-dire un point où toutes les forces de gravitation se compensent, ce qui fait que les positions relatives des trois corps restent fixes. Pour plus d'informations voir: Le point L2 reste à l'extérieur de l’orbite de la Terre tandis qu'elle effectue sa révolution autour du Soleil, et les trois corps sont alignés en permanence. Une telle orbite d'autre part garantit la continuité des observations, ce qui n'est pas le cas pour Hubble. Notons que le point L2 est une destination très recherchée, puisque c'est là qu’ont été mis en orbite les satellite WMAP, Herschel, Planck et Gaia.  Il y d'autres avantages à positionner le JWST en L2 : non seulement l’accès y est direct, ce qui facilite énormément les problèmes de navigation, mais de plus, les forces gravitationnelles combinées de la Terre et du Soleil permettant à elles seules de maintenir le satellite en position, cela évitera d'avoir trop souvent recours à des fusées auxiliaires, comme c’est hélas le cas pour Hubble dont les gyroscopes sont mis à rude épreuve (et ont une durée de vie limitée !). D'autre part, comme nous l'avons vu, s'il fut possible de lancer le HST avec la navette spatiale, cela ne l’est pas pour le JWST, qui devra utiliser la fusée européenne Ariane 5 ECA pour rejoindre son orbite. Et comme celle-ci est beaucoup plus éloignée de la Terre que ne l'est celle du HST, cela signifie en particulier qu'aucune mission de sauvetage ou d'entretien, comme celles qui ont assuré le succès du HST ne pourra être envisagée. Ceci est une différence fondamentale entre les deux télescopes, et un lourd handicap pour le JWST. À tel point que la NASA a finalement décidé (le 24 mai 2007) d'étudier la possibilité que des missions robotisées puissent le cas échéant effectuer certaines tâches de réparation et de maintenance.                       Enregistrer Enregistrer Enregistrer Enregistrer Enregistrer

Satellite

Le JWST est un satellite de 6,2 tonnes. Il est composé de 4 éléments principaux : la plateforme, le bouclier solaire, le télescope et la charge utile. 1) la plate-forme (ou bus) qui regroupe toutes les fonctions de support : contrôle et maintien de l'orbite, alimentation électrique, contrôle thermique et communications avec la Terre et entre les équipements de l'observatoire ; 2) le bouclier thermique qui doit protéger les parties les plus sensibles du télescope des infrarouges en provenance du Soleil, de la Terre et de la Lune ainsi que de ses propres équipements ;ce bouclier thermique métallique renvoie les rayons infrarouges en provenance du Soleil, de la Terre et de la Lune. Le JWST sera positionné au point de Lagrange L2 ce qui permet au télescope d'avoir systématiquement le bouclier thermique entre ses capteurs et les 3 astres; 3) le télescope qui collecte le rayonnement infrarouge et le renvoie vers les instruments scientifiques : composé du réflecteur primaire et du miroir secondaire. Le réflecteur primaire est un miroir segmenté d'un diamètre de 6,5 m environ (au lancement du projet il était prévu un miroir de 8 m) et d'une masse de 705 kg, qui se compose de 18 éléments hexagonaux en béryllium de 1,3 mètre de large; 4) la charge utile qui porte l'appellation d'ISIM (Integrated Science Instrument Module) et a la forme d'un boitier quadrangulaire dans lequel sont regroupés les quatre instruments scientifiques qui doivent analyser le rayonnement infrarouge collecté. L'intégration du télescope avec les instruments sera réalisée durant 2017 au Centre Spatial Johnson à Houston, et celle de l'ensemble de l'observatoire le sera au début 2018.

Disques

Un disque protoplanétaire est un disque circumstellaire constitué de gaz et de poussières à partir duquel se forment les planètes. L’imagerie dans l’infrarouge thermique permet de se représenter la structure poussiéreuse du disque.

Supernovae

Une supernova est un ensemble de phénomènes conséquents à l'explosion d'une étoile. Les missions proche infrarouge comme le JWST peuvent détecter les supernovae les plus lointaines.

Milieu Interstellaire

Le milieu interstellaire est la matière qui, dans une galaxie, remplit l'espace entre les étoiles et se fond dans le milieu intergalactique environnant. Durant son périple, le JWST observera ce milieu interstellaire pour étudier l'évolution de sa matière.

Exoplanète

Une exoplanète est une planète située en dehors de notre système solaire. La première fut détectée en 1992 autour d’un pulsar, par l’analyse fine du rayonnement radio périodique émis par ce pulsar.Le JWST étudiera l'astmosphère des exoplanètes.

Extra Galactique

Le terme extragalactique sert à qualifier un objet situé en dehors de notre galaxie, la Voie Lactée. Le JWST observera l'univers lointain et etudiera les processus de formation des galaxies. Il s'agira d'obtenir une meilleure connaissance de l'Univers à son plus jeune âge.

Detectors

The 5 to 28 micron imager and spectrometer that is slated to fly aboard the JWST in 2018, MIRI (Mid-Infrared Instrument), is equipped with three  flight detector arrays, each 1024 × 1024 pixels, Si:As impurity band conductors, developed by Raytheon Vision Systems. JPL, in conjunction with the MIRI science team, has selected the three flight arrays along with their spares. ressler_stsci_detector_lecture_handout For a thorough review of the detector characteristics and performance, see Rieke et al., Publications of the Astronomical Society of Pacific, Volume 127, Issue 953, pp. 665-674 (2015) and Ressler et al., Publications of the Astronomical Society of Pacific, Volume 127, Issue 953, pp. 675-685 (2015). The list below includes reports from tests made at the Goddard Space Flight Center during which MIRI was inside ISIM (CV1, CV2, CV3) and tests on specific detectors related issues carried out at the Jet Propulsion Laboratory (JPL) at Pasadena (with the spare detector arrays). MIRI-TR-00003-CEA MIRI-TR-00004-CEA MIRI-TR-00006-CEA MIRI-TR-00008-CEA MIRI-TR-00011-CEA-FastLatents(1) RTS_darks_persistence RTS_LatentsTimescales_4thMarch2015

Documents

These are the MICE related documents. MICE_Management_Plan_vs8 MICE_Development_Plan_1.2_17052017 MICE_Requirements All technical details, and performances of MIRI are described in 10 articles published in the Publications of the Astronomical Society of Pacific, Volume 127, Issue 953, in July 2015 Introduction Design_and_Build MIRIM LRS Coronagraphs MRS FPS Detectors Sensitivity Operations

Expertise Centre

Les laboratoires français qui ont participé à la construction de MIRI ont décidé de créer un Centre d'Expertise, basé dans les locaux du Service d'Astrophysique du CEA Saclay. Ce centre d'expertise a pour ambition de conforter le rôle prépondérant du Consortium Européen dans la connaissance et la pleine utilisation de l'instrument MIRI, pour pouvoir répondre d'une façon concrète aux besoins de la communauté, en particulier ceux exprimés par la communauté française. Les pages de cette rubrique étant destinées principalement aux professionnels, elles seront rédigées en langue anglaise. MICE, the Centre of Expertise for MIRI has been built in order to ensure the leading role of the European Consortium for MIRI (EC) in the knowledge and use of the MIRI instrument, and is animated by the necessity of offering a concrete response to the needs of the community, in particular the national one. Although MICE should have a broad general knowledge of the whole MIRI instrument, the French Centre will be naturally specialized in the area that it has been working for during the instrument building, which is the imager, the low resolution spectrograph and the coronagraphs. The specific expertise for the medium resolution spectrograph will be provided by other groups (ATC, UK Edinburgh and Leiden, NL) within the European consortium. It is clear that the technical expertise that is acquired must be exploited by being placed at the service of the preparation and realization of the scientific programmes. The document MIRI-Requirements presents the scientific requirements that will rule such Centre. MIRI-Development_Plan defines how MICE intends to meet those requirements during the period 2015 – 2019. It describes the various support tasks that must be fulfilled out by MICE if the community is to obtain maximum scientific benefit from the investment in MIRI. Finally, MIRI-Management_Plan describes the management plan for MICE during that period. That document gives also an estimate of the staffing which are/will be involved and their needs. In order to provide support, the expertise centre is continuously gaining the expertise needed: this expertise goes beyond the expertise acquired in the contractual framework of the MIRI instrumental development (hardware, test and data reduction algorithms). Prior to launch, additional expertise, especially on detectors behaviour, will be acquired through additional tests at JPL or at Saclay (intrapixel measurements). The role of MICE implies also the testing of the STSCI data pipeline. MICE will use the commissioning data not only to verify that the performances required are met but also to test the limits of the instrument.  

Astronomer Proposal Tool

The Astronomer's Proposal Tool (APT) is used to write, validate and submit proposals for the James Webb Space Telescope. APT is an integrated toolset consisting of editors for filling out proposal information, an Orbit Planner for determining feasibility of the observations, a Visit Planner for determining schedulability, diagnostic and reporting tools, a Bright Object Tool for performing bright object checks, and eventually an integrated tool which will be based on Aladin for viewing exposure specifications overlaid on FITS images. An important tool when elaborating a proposal is the field of regard of the JWST: the figure below illustrates the great coverage of the telescope. Field_of_Regard The Space Telescope Science Institute is pleased to announce the release of APT 25.0.3 and its associated documentation. This is the version of APT that needs to be used to support HST Cycle 25 Phase I submissions. This is also the version that should be used to support JWST Early Release Science (ERS) and Guaranteed Time Observers (GTO). The latest official version of APT 25.0 is available at this link : . It is worth noting that APT 24.3 should not be deleted  if you are planning to submit an HST Mid Cycle proposal.  The deadline for these proposals is 1/31/17, and they cannot be submitted with APT 25.0.3. Also note that STScI is working on an additional patch, APT 25.0.4, which is expected within march 2017. Several JWST community oriented products and tools had been launched at the January 2017 AAS meeting and provided the following links to the main elements: JDOX: ETC: ERS CfP: JWST Help Desk:  The HST Cycle 25 Call for Proposals and Science Justification Templates can be found on the Cycle 25 announcement website at: . Please remember that the HST Cycle 25 Phase I Deadline is 8:00pm EDT on April 07, 2017. The JWST ERS and GTO documentation can be found at: . APT can be downloaded from our APT website at: . You may opt-out from future generic messages by clicking this or cut and paste the following url into your browser:

Pipeline

Data processing tools for MIRI data reduction are being developed by STScI on the basis of algorithms provided by the Performance Tests and Calibration Team (PTCT) and by individual institutions belonging to the European Consortium ( EC). Inside the EC MICE members were heavily involved in the imager pipe line working group (IPWG) led by P. Bouchet,  which task was to define the overall architecture and to produce those algorithms to be  coded in Python and included in the general pipe line built at STScI. The proposed architecture shown below is in particular based on so-called “self-calibrations”. Not all of them will be applied in the general pipe line developed at STScI. A copy of this software will be kept updated at MICE’s premises. It will be the task of MICE’s management to decide when and which modifications should be made to this pipe line. In particular it must keep in mind the following: Self-calibration is commonly referred to as taking advantage of the fact that a set of dithered images will have different pixels sampling the same position in the sky. Comparing the measured signal in these pixels can be used to solve for a correction of the image or the performance of the detector. Calibration steps in the pipe line can then be thought of as an active rather than a passive correction. Three primary calibration steps have been identified: Baseline/background removal Delta cosmic ray rejection Solving for delta-flat and delta-dark (note that the suffix delta is used here to not confuse with calibration steps earlier on in the pipeline i.e. in cosmic ray rejection). Calibration images are made as close to the epoch of the observation as possible. But these calibrations may not be sensitive enough due to the change in the sky background and flat field in time. Self-calibration has the advantage that one is using the data taken at the same epoch to calculate the background and flat field. For MIRI the thermal signature of the telescope and other components (<15?m) is expected to change in time and therefore require self-calibration for correction. MIRI has been designed to take dither images that are specifically optimized for self-calibration: 12-point Reuleaux pattern and 311-point cycling pattern. Note that it may not be necessary to use self-calibration if the thermal backgrounds are more stable than predicted in the worst-case scenarios. It has to be said also that historically, Spitzer processing had a self-calibration option.  However, a strategy of spatial redundancy and masking worked well in most cases. Notably for Spitzer it was used for some programs such as for observations of exoplanet transits, using a dedicated pipeline: it is part of MICE’s tasks to develop such dedicated pipe lines.  It is worth noting also that: Parallelization is foreseen for the future; it will be necessary for running Astro-Drizzle. The distribution of the data by the STScI to the users is not yet well defined: it will most probably be of the ESO/Archiving kind, although with the sending of a CD containing data and an executable version of the pipe line. It remains to be decided how MICE will proceed in that respect when data will be re-processed. MICE considers including a VO compatible archiving system (not yet envisaged by STScI).    

High Level Data Analysis Tools

Another task of MICE is to develop high level data analysis tools to be plugged at the end of the imager branch of the general STScI pipeline. Those tools need to be built from a combination of the instrument design plus the results of test data analysis. They will, therefore, only mature once test data had been fully analysed. Not only MICE will watch over this test data analysis and their results, but the MICE will also keep track of the developments of the various software pieces and understand their functionality and interconnection. Specific work packages, for example the derivation of parameters for ghosts in the imager data,  the analysis and modeling of the flat field structure in the imager and in the low resolution spectrometer, the study of the background subtraction, and the issues related to the astrometry, will be especifically studied by the IPWG; the results will be compared and discussed within the EC. Although the work has been  distributed it needs to be coordinated to avoid both duplication and missing items. MICE members were not only included in the MIRI Test Team but also in the IPWG and as such play an active role in these discussions as for taking relevant decisions. High level imager data handling tools (e.g. for instance images deconvolution, background filtering, mapping, etc.. for the imager) are also under the responsibility of MICE. High level coronagraphs data handling tools are being built by, and under the responsibility of, the CWG at STScI: several MICE members belong to this working group and as such must be sure to not only discuss and propose solutions but also to get well acquainted with these tools in order to help the community. .

Helpdesk

Data Rate and Archiving

The scheme of the communications between the space-craft and the NASA ground stations is illustrated here: Communications As stated in Johns et al. (2008), JWST is the first L2 mission to be defined as a high data rate mission. JWST is also the first mission that pushes the spectrum allocation group to design a new spectra band in the 26 GHz Ka-band to meet data rates of more than 8 Mbps. JWST pushes for enhancements to the DSN capabilities that previously were limited to 5 Mbps. JWST requirements are to downlink 270 Gb science and engineering data every day. One of the main challenges for missions beyond the moon (300,000 km+) is in the spacecraft to earth communications. Geostationary satellites have straight forward satellite to earth communications since they are stationary over the same spot of the earth, Low Earth Orbiting (LEO) satellites have many alternatives with ground stations and the for NASA missions the Tracking and Data Relay Satellite System (TDRSS), but the challenges for the JWST mission are that: Due to the earth rotation each viewing period of from a given ground station is between 8 - 14 hours a day. Communication coverage can vary greatly, based on the satellite’s ground track and latitude of ground stations. Ranging is required for JWST, using alternate ground stations in the southern and northern hemisphere. For LEO and L2 missions the accuracy of the ranging is dependent on the tracking of the spacecraft across the sky. For the JWSTs L2 orbit, 21 days of tracking equals about 15 minutes of tracking for a LEO spacecraft. The JWST original concept was to have a daily 8-hour contact using X-band with an 8 Mbps downlink rate. 8 Mbps required an allocation of a 20 MHz X-band frequency. The NASA Spectrum office objected to provide more than the 10 MHz band in X-band range and suggested using Ka-band. JWST project decided to move to K-band and have one (1) 4-hour contact per day for communication and ranging. Furthermore, data will be transmitted to Earth in an uncompressed format. It is foreseen that MIRI will observe 14% of the time during the first 650 days, which means 91 days of observations (8640000 sec.). In fast reading mode (slow mode will be used only in very special cases), the frame time is 2.7 sec for 4Mb per frame, which yield to 13 Tb. Considering side product data (including housekeeping) we estimate that 26 Tb of MIRI data will arrive to Earth during the first two years of the mission. MICE envisage therefore acquiring a 100 Tb disk for data archiving. The main reason for archiving the MIRI data in MICE is for being able to reprocess them as the pipe line developed at STScI evolves. MICE envisages therefore using a hardware similar to that used by STScI. That is 32 to 54 Gb of RAM for running the pipeline, and a Linux Based Big multinode server array (quite a powerful machine but not a “super-computer”!).

Simulator

Simulators are frequently used in astronomy to model the behaviour of a telescope and instrument, and to simulate its data products. They are essential for software interface testing, observation planning and testing of the data pipeline. It is common practice to develop a simulator for a particular end-to-end data path, and the first MIRI simulator (Specsim for the MRS) was written in this way. However, the versatility of MIRI means there is a large potential for duplicated code. Writing a suite of small, communicating data simulators (rather than one end-to-end package) reduces the amount of duplicated code; especially for multi-mode instruments like MIRI. Each simulator is designed to simulate one physical system and to solve a particular problem once: • MOSim, MirimSim and Specsim simulate specific instrument modes and generate detector illumination information. • SCASim then simulates the behaviour of the detectors. It was thus decided to develop a general MIRI simulator as a communicating suite of packages. This MIRI simulator is being developed in Python by the European Consortium. It will include all functionalities of the instrument, taking into account all of the detectors effects and will be distributed worldwide. In parallel, MICE, the French Centre of Expertise for MIRI, has developped an IDL simulator for the coronagraphs, the low resolution spectrograph, and the imager. This simulator can be used upon request and scientists who would make use of it should contact directly MICE. MIRI-Simulator Simulateur-SBeard miri_simulators