LANCEMENT : 30 Mars 2021

Relevé du Champ Ultra Profond de Hubble avec MIRI

[caption id="attachment_2214" align="aligncenter" width="810"] Schéma de l'évolution de l'Univers, du Big Bang (à gauche) à nos jours (à droite). [/caption] L’univers a “explosé” il y a environ 13,8 milliards d’années. Les détails physiques de son évolution, depuis une minuscule fraction de secondes après le Big Bang jusqu’à la recombinaison de l’hydrogène. L’univers avait alors environ 380 000 ans et était à une température de 4000 K ce qui permettait la formation d’hydrogène neutre. A ce moment-là, l’univers n’était plus opaque au rayonnement et les photons (qui sont les particules qui véhiculent la lumière) ont pu se déplacer sur de longues distantes avant d’être absorbés ou diffusés par la matière (notons que ces photons de l’époque existent toujours, ce sont eux qui forment le fameux rayonnement fossile). Le terme de recombinaison est évidemment impropre, mais provient sans doute de raisons historiques. L’époque de recombinaison marque le début des âges sombres, appelée ainsi car aucune étoile n'existe encore. Les âges sombres prendront fin avec la « renaissance cosmique », qui est l’époque de ré-ionisation (EoR), lorsque un rayonnement dont l’origine n’est pas encore connue avec certitude a commencé à ré-ioniser de façon importante les atomes neutres qui s’étaient formés à la recombinaison. La date précise de la ré-ionisation est sujette à débat, et tout ce qu'on peut dire c'est qu'elle s'est produite entre 100 et 400 millions d'années après le Big Bang. Depuis le tout début du projet JWST une des premières priorités des thèmes scientifiques était la formation des galaxies et leur évolution aux premiers âges de l’Univers observable. Et comme nous venons de le voir, un des problèmes fondamentaux à résoudre dans ce contexte a trait au début de l’EoR. Il est donc nécessaire d’étudier l’évolution de l’univers depuis un décalage vers le rouge (Redshift en anglais) d’environ 1100 (époque supposée du début de la recombinaison), jusqu’à un décalage de 6 (l’univers avait 1 milliard d’années et était à 19 K). La grande question est de savoir d’où proviennent les photons responsables de l’ionisation. Il est fort probable que les principaux contributeurs sont les galaxies dans lesquelles se formèrent les premières étoiles. Celles-ci sont d'hypothétiques étoiles très massives (dites de population III), qui auraient brillé pendant un bref laps de temps (moins de 1 millions d'années chacune). Il est bien connu que plus une étoile est massive plus elle consomme vite son carburant thermonucléaire. Ces étoiles de population III n'existeraient donc plus depuis bien longtemps (selon certains scientifiques, elles pourraient être à l'origine des sursauts gamma très lointains). Les galaxies qui les hébergeaient sont intrinsèquement si peu lumineuses qu’elles ne pouvaient être détectées par aucun instrument existant, avant le JWST. [caption id="attachment_2210" align="alignnone" width="810"] Cette image du HUDF montre des galaxies d'âge, de forme et de couleurs variés. Les galaxies les plus petites et les plus rouges (environ 100) sont les galaxies les plus lointaines ayant été observées par un télescope optique. Elles existaient quand l'Univers avait juste 800 millions d'années. Une région de ce champ, appelée HUDF-JD2 est mise en évidence dans le cercle situé sur les trois agrandissements à droite de l'image (en haut dans la lumière visible, au milieu dans l'infrarouge proche, en bas dans l'infrarouge thermique).[/caption] Avec une sensibilité unique pour des longueurs d’onde supérieures à 5 micron, l’instrument MIRI embarqué sur le JWST jouera un rôle prépondérant dans l’étude des différentes phases de l’EoR, et des toutes premières époques à laquelle se formèrent les galaxies. Avec MIRI, il sera possible pour la première fois: d’obtenir une estimation non biaisée des masses stellaires dans un univers de moins de 1,5 milliard d’années (z>4). d’évaluer les masses et âges des populations d’étoiles jeunes et moins jeunes dans un univers de moins de 600 millions d’années (z>8.5), ce qui conduira à des conclusions robustes sur l’histoire de la formation stellaire pendant l’époque de l’EoR, et par conséquent d’estimer la contribution de ces populations à l’apport des photons ionisants. d’étudier l’hydrogène dans les sources qui peuplaient un univers d’environ 700 millions d’années (z ~ 7.5) et l’oxygène fortement ionisée dans un univers de 500 millions d’années (z ~ 10). MIRI est le seul instrument qui permettra de réaliser ces études.< /li> [caption id="attachment_2211" align="alignleft" width="400"] Région du ciel où se situe le HUDF[/caption]Le programme GTO 1283 de 60 heures se propose de faire un premier pas dans ces études. Ce programme photométrique et statistique a deux objectifs : réaliser un relevé profond d’une région précise du Champ Ultra Profond du télescope de Hubble (HUDF) avec un filtre à 5,6 micron, et obtenir des images à 10 micron des champs cosmologiques autour des galaxies sélectionnées pour une étude spectroscopique à très grand décalage vers le rouge qui fait l’objet d’un second volet de ce programme GTO. Ce relevé effectué à une longueur d’onde de 5,6 micron permettra d’étendre la Fonction de Masse Stellaire dans les Galaxies (GSMF, pour Galaxy Stellar Mass Function) d’un autre ordre de grandeur dans la masse des étoiles en comparaison avec les études actuelles, jusqu’à des limites exhaustives de 300 millions de masse solaire à z= 3, et d’un milliard de masse solaire à z=6 – 7, ainsi que de trouver plusieurs dizaines de galaxies de plus petite masse à ces grands décalages vers le rouge. De plus, il fournira aux chercheurs la possibilité de contraindre d’une manière significative la GSMF pour des décalages vers le rouge 7

NEP: un Champ Profond Observé par le JWST

Observations du champ de domaine temporel du Pôle Écliptique Nord à l’usage de la communauté Le pôle écliptique nord (NEP, pour North Ecliptic Pole) est l'un des deux points d'intersection de la sphère céleste avec une ligne perpendiculaire au plan de l'écliptique et passant par le centre de la sphère céleste (l’écliptique est le grand cercle tracé par le mouvement apparent annuel du centre du soleil sur la sphère céleste). Il fera l’objet de 2 programmes GTO: GTO 1176 (110 heures d’observation) et GTO 1255 (2.2 heures). Il est situé dans la zone nord que le JWST peut observer tout le temps (CVZ, pour Continuous Viewing Zone). [caption id="attachment_2184" align="aligncenter" width="810"] Carte des observations: elles seront effectuées avec tramage, c’est à dire un très faible déplacement de chaque image, pour corriger les artefacts du détecteur. Lors des réductions des données, les images d'une même région sont superposées après recentrage. Ce qui en améliore considérablement la qualité. Les 4 époques auxquelles seront réalisées ces observations sont illustrées par trois champs alignés. Les régions en bleu foncé sont celles qui feront l’objet d’observations spectroscopiques. [/caption] La région qui sera observée par le JWST avec l’instrument NIRCam est pratiquement circulaire, avec un diamètre de 14 minutes d’arc, et les observations seront focalisées dans 4 positions ("le moulin à vent" du JWST, comme l’appellent ironiquement les investigateurs du programme, illustré par la figure ci-dessus!). C’est la seule région du ciel où le JWST peut obtenir un relevé profond non contaminé (c’est-à-dire qu’il n’y a pas d’étoiles en arrière-plan et que l’extinction par les poussières est faible), à une cadence et une orientation arbitraire. Elle ne contient d’autre part aucun objet céleste qui pourrait éblouir les détecteurs et a déjà fait l’objet de relevés profonds dans les domaines UV, visible et rouge lointain avec le télescope spatial Hubble (HST). Il est essentiel pour mener à bien ce programme de le conduire entièrement pendant le premier cycle des observations du JWST. Le champ NEP de domaine temporel (TDF, pour Temporal-Domain Field) est une région du ciel qui contient beaucoup d’objets dont la luminosité varie avec le temps – les objets transitoires : supernovae, système solaire, étoiles éruptives, étoiles variables, etc… Ce qui en fait un champ de première importance c'est qu'il est propre, et qu'il peut être observé à n’importe quelle époque avec le JWST. Cela permettra à la communauté de réaliser une vaste gamme de programmes scientifiques innovants et passionnants, y compris des recherches et des suivis d’objets transitoires à grands décalages vers le rouge en particulier les supernovae; des études de variabilité de sources allant des noyaux de galaxies actives (AGN, pour Active Galactique Nuclei) de faible luminosité aux atmosphères de naines brunes, en passant par des objets très lointains qui subissent un effet de lentille gravitationnelle causé par des amas de galaxies qui s’interposent entre eux et notre ligne de visée, et la mesure de parallaxes d’objets extrêmement dispersés de la ceinture de Kuiper et du Nuage de Oort, ou encore les mouvements propres de naines brunes proches, d’étoiles de faible masse, et des naines blanches super-froides. Le but de ce programme est de couvrir une large région pour en obtenir des images avec l’instrument NIRCam et des spectrogrammes avec l’instrument NIRISS, en plus de créer un champ de domaine temporel qui sera observé tout au long de la durée de vie du JWST. En effet tout suivi des observations sera bienvenu, que ce soit dans le cadre de programmes ERS ou de programmes généraux «classiques». C'est pourquoi les résultats de ces observations seront immédiatement mis à la disposition de tous les chercheurs intéressés. C’est ainsi que seront atteints le but et le potentiel de ces programmes GTO qui sont de pouvoir être complétés et affinés ultérieurement par l'ensemble de la communauté astronomique.

La Dynamique de l'Amas des Étoiles Proches du Centre Galactique

[caption id="attachment_2138" align="aligncenter" width="800"] De SIGMA à INTEGRAL : à gauche, la région la plus centrale de la Galaxie (champ de 4°x4°), observée durant toute la durée de vie de la mission SIGMA pour une durée totale de plus de 100 jours . A droite, la même région autour de la source SgrA telle que mesurée par la caméra ISGRI dans la bande d'énergie 20-40 KeV durant le printemps 2003, pour un temps d'observation équivalent à seulement 13 jours. Les images inférieures représentent le champ total de 19°x19° vus par les deux instruments. Le gain à la fois en sensibilité et en finesse d'image d'INTEGRAL est clairement visible. La position radio de SgrA, emplacement du présumé trou noir massif, est indiquée par une flèche, dans l'image supérieure d'ISGRI. Crédits CEA/DAp.[/caption] Le centre de notre Galaxie (la Voie Lactée) sera observée avec le JWST, à l'aide de l'instrument NIRCam ( programme GTO 1306). Le but de cette étude est d'étudier ou établir les orbites des étoiles qui gravitent autour du trou noir supermassif qui y réside, et d'analyser la structure du noyau de cet amas. [caption id="attachment_2136" align="alignleft" width="500"] Image du centre de notre galaxie montrant les observations des faisceaux lumineux issus des quatre télescopes de 8 mètres du VLT de l’ESO (Very Large Telescope). Crédits ESO/MPE/S.Gillessen[/caption]Une attention particulière sera portée sur les étoiles les plus faibles, qu'il est beaucoup plus difficile d'observer depuis le sol, et dont la luminosité ne saturera pas les détecteurs de l'instrument. Un diagramme indiquant la relation entre la couleur et la magnitude de chacune des étoiles observées sera construit, ce qui permettra de distinguer et de rejeter celles qui sont en avant- ou en arrière-plan du centre galactique (et qui n'appartiennent donc pas à l'amas). Les observations seront principalement effectuées dans la partie la plus bleue du spectre couvert par NIRCam, afin d'obtenir la meilleure résolution spatiale possible (ie. plus on observe vers les courtes longueurs d'onde, meilleure est la résolution saptiale, c'est-à-dire plus ponctuelle est l'image d'une étoile).     Cette première série d'observations préparera une seconde, prévue pour quelques années après, qui permettra de mesurer les mouvements propres des étoiles de l'amas. [caption id="attachment_2137" align="aligncenter" width="800"] Photo impressionnante révélée le 20 août 2015 par l’ESA. Elle résulte d’une compilation de plus de 100 clichés, réalisée par des chercheurs de l’Institut Max-Planck. On y découvre le centre de notre galaxie. Ou du moins la vision qu'en a XMM-Newton, un observatoire spatial qui voit le monde en rayons X. Elle couvre une distance d'à peu près 1000 années-lumière (une seule de cette unité de distance est égale à 9460 milliards de kilomètres ; le centre de la galaxie se situe à quelque 26.000 à 28.000 années-lumière de notre soleil).[/caption] Ce programme constitue aussi une démonstration de la capacité du JWST à réaliser des mesures astrométriques avec une très grande précision.

Les Objets Proches de la Terre (NEOs)

[caption id="attachment_2091" align="alignleft" width="400"] Toutatis, le célèbre NEO, d'une forme de pomme de terre, de 4,6 km dans sa plus grande longueur qui a frôlé la Terre (1 550 000 km tout de même!) le 29 septembre 2004.[/caption]Les objets proches de la Terre, ou NEOs (Near-Earth Objects) revêtent un très grand intérêt pour plusieurs communautés, et ce pour diverses raisons: leur importance scientifique intrinsèque, les risques d'impact et les moyens de les réduire, les programmes d'explorations humaines, et un domaine émergeant actuellement qui a trait à l'extraction privée des ressources minières des astéroïdes. Bien que plusieurs missions récentes aient visité certains NEO, la plupart avaient des capacités spectroscopiques limitées. Le JWST observera 2 NEO particulièrement intéressants, Phaéton et Don Quichotte (Programme GTO 1245): [caption id="attachment_2098" align="alignleft" width="400"] L'astéroïde Phaéton[/caption] Phaéthon est un astéroïde Apollon dont le périhélie se situe bien à l'intérieur de l'orbite de Mercure (en 2017 il s'agissait de l'astéroïde nommé qui se rapproche le plus du Soleil), et dont l'orbite est liée à la douche de météores des Geminides (c'est d'ailleurs le seul astéroïde à présenter cette singularité). Les astéroïdes Apollon sont une famille d'astéroïdes géocroiseurs. Elle est nommée d'après Apollon, le premier de cette famille à avoir été découvert. Les astéroïdes sont classés dans cette famille si leur demi-grand axe est strictement supérieur à 1 unité astronomique (ua : la distance Terre - Soleil) et leur périhélie inférieur à 1,017 ua. En janvier 2017 on connaissait 8 365 astéroïdes Apollon, dont 1 181 sont numérotés et 67 nommés. Les Geminides sont une pluie de météores qui a lieu à la mi-décembre, formée par les débris de la comète Phaeton qui brûle dans notre atmosphère. Ce corps céleste est inhabituel car il n'a été reconnu que récemment comme une comète. Pendant de nombreuses années, les astronomes pensaient que Phaethon était un grand astéroïde, en raison de son manque total de glace. Finalement, les chercheurs ont découvert que le manque de glace était simplement dû à la proximité de son chemin avec le soleil, et ils l'ont reclassifiée comme une comète éteinte ou une comète de roche. En fait, ce serait plutôt les restes du noyau d'une comète morte. Parce que Phaeton est une comète étrange, le comportement de ses météorites est également un peu inhabituel. [caption id="attachment_2098" align="alignleft" width="500"] Douche des Géminides dans la Voie Lactée, le 13 décembre 2017, depuis Auriga (en haut) jusqu'à Puppis (en bas). On distingue Orion à droite. Photo prise depuis Quailway Cottage dans l'Arizona, près de Portal.[/caption]                 L'une des marques des Geminides est que, au lieu du mélange de glace, de roche et de débris spatiaux assortis, les météorites que l'on voit fuser ne sont que des morceaux de la comète. Cela signifie qu'il y en a beaucoup plus que dans d'autres pluies célèbres (les Perséides et les Léonides, par exemple), et ce qui leur permet de tomber plus profondément dans notre atmosphère et de créer également des arcs plus longs.         [caption id="attachment_2077" align="alignleft" width="400"] L'atmosphère (ou coma) de la comète Don Quichotte, sur une image capturée par le télescope spatial Spitzer (© Nasa, JPL-Caltech, DLR, NAU)[/caption]Le NEO Don Quichotte est un astéroïde cométaire membre de la famille des Amor, géocroiseur, aréocroiseur (dont l'orbite croise celle de Mars, de Ares) et zénocroiseur (dont l'orbite croise celle de Jupiter, de Zeus). C'est un objet potentiellement dangereux pour nous, qui fut découvert le 26 septembre 1983 par Paul Wild. Il possède des propriétés spectrales identiques à celles des comètes, ce qui est très rare dans la population NEO. [caption id="attachment_2079" align="alignleft" width="400"] Trajectoire des différents types d'astéroïdes géocroiseurs : Apollon, Aten et Amor. Les astéroïdes Amor ne font que frôler l'orbite terrestre dessinée en bleu sur le schéma.[/caption]Les astéroïdes Amor sont une famille d'astéroïdes qui croisent l'orbite de Mars mais non celle de la Terre. Ils sont ainsi nommés d'après l'astéroïde Amor et sont aussi nommés astéroïdes géo-frôleurs (Earth-grazing asteroids, en anglais). Ce sont des frôleurs extérieurs, c'est-à-dire qu'ils s'approchent de l'extérieur de l'orbite de la Terre, mais ne la coupent pas. Le membre le plus célèbre de cette famille est probablement Éros, qui fut à la fois le premier à être découvert et le premier astéroïde sur lequel une sonde (NEAR Shoemaker) s'est posée. En janvier 2017, on connaissait 5 971 astéroïdes Amor dont 960 sont numérotés et 73 nommés. Ces observations conduites avec le JWST utiliseront les instruments NIRCam, NIRSpec et MIRI.

Gros Astéroïdes et Troyens

En astronomie, un troyen est un astéroïde (parfois une lune) partageant la même orbite qu'une planète ou un de ses satellites à des points stables appelés points de Lagrange L4 et L5. Ces points se trouvent à 60° en avant ou en arrière de l'objet principal. Le premier astéroïde troyen fut découvert en 1906 par Max Wolf à proximité de Jupiter. Il précédait la géante gazeuse de 60° sur son orbite, illustrant pour la première fois une théorie émise 130 ans plus tôt par le mathématicien français Pierre de Lagrange. Il avait démontré en 1772 que lorsque deux corps célestes orbitent l'un autour de l'autre, il existe cinq points de l'orbite où la force de gravitation compense la force centrifuge et où un troisième corps céleste reste immobile par rapport aux deux autres. Mais seuls les points L4 et L5 donnent lieu à des orbites vraiment stables. Depuis 1906 on a découvert des milliers d'astéroïdes sur les points de Lagrange de certaines planètes. En 2013, Jupiter se taille la part du lion avec des milliers de troyens, Mars en compte sept et Neptune neuf. Les quatre plus grands objets, Céres, Vesta, Pallas et Hygée, comprennent quasiment la moitié de la masse totale de la ceinture d'astéroïdes. Les études récentes ont montré que les astéroïdes plus de 200 km de diamètre sont les restes intacts des touts premiers âges du Système Solaire et que ces objets possédaient une histoire dynamique avec des processus toujours en cours. [caption id="attachment_2058" align="alignleft" width="400"] Taille des 10 plus grands astéroïdes comparée à celle de la Lune [1: Ceres, 2: Pallas, 3: Juno, 4: Vesta, 5: Astraée, 6: Hébé, 7: Iris, 8: Flore, 9: Métis, and 10: Hygée (ou Hygie)]. Edité par Melab-1.[/caption]Trois des quatre plus grands astéroïdes, de faible albédo, seront observés avec le JWST (programme GTO 1244). Ces observations étendront les mesures faites sur Cérès bien au-delà des longueurs d'ondes étudiées par la mission DOWN et fourniront des mesures uniques de Pallas et Hygée qu'il est impossible d'obtenir à partir d'autres plates-formes. Les astéroïdes Troyens sont des objets clés pour la compréhension de la dynamique des débuts du système solaire et pour la migration des planètes. Les scientifiques pensent qu'ils sont biologiquement riches, mais leurs distances et leurs faibles albédos rendent très difficile leur observation. Les observations des astéroïdes qui seront réalisées avec le JWST amélioreront la connaissance de leur densité, qui sera combinée avec les données sur leur composition, obtenue par spectroscopie. Un des objectifs de ce programme étant la préparation de la mission LUCY de la NASA, prévue pour 2033. [caption id="attachment_2035" align="alignleft" width="400"] L'astéroïde Pallas[/caption] Pallas (du grec ancien ??????), est le troisième plus grand objet de la ceinture principale d'astéroïdes du Système solaire, après la planète naine Cérès et l’astéroïde Vesta. C'est le second astéroïde découvert. Il le fut fortuitement le 28 mars 1802 par Heinrich Olbers, alors que l'astronome tentait de retrouver Cérès à l'aide des prédictions orbitales de Carl Friedrich Gauss. Charles Messier avait été cependant le premier à l'observer en 1779, quand il suivait la trajectoire d'une comète, mais il prit l'objet pour une simple étoile de magnitude 7. Pallas contient environ 7 % de la masse totale de la ceinture d'astéroïdes. À l'instar de Cérès, Junon et Vesta, il fut considéré comme une planète jusqu'à ce que la découverte de nombreux autres astéroïdes conduise à sa reclassification. Comme celle de Pluton, l'orbite de Pallas est très fortement inclinée (34,8°) par rapport au plan de la ceinture d'astéroïdes principale, ce qui rend l'astéroïde difficilement accessible par engin spatial. Sa surface est constituée de silicates, son spectre étant similaire à celui des météorites de chondrites carbonées. [caption id="attachment_2057" align="alignleft" width="400"] Modèle 3D représentant Hygée[/caption] Hygée (ou Hygie) est le quatrième plus gros astéroïde de la ceinture principale d'astéroïdes en volume et en masse. Se caractérisant par une forme oblongue et des diamètres variant de 350 à 500 kilomètres, il possède une masse estimée à 2,9 % de la masse totale de la ceinture. C'est le plus grand des astéroïdes dotés d'une surface carbonée (type C).     [caption id="attachment_2036" align="aligncenter" width="600"] Schéma du système solaire jusqu'à l'orbite de Jupiter, mettant en évidence les membres de la famille de Hilda (en brun). Sont également indiqués les astéroïdes troyens (en vert) et ceux de la ceinture d'astéroïdes (en blanc).[/caption] [caption id="attachment_2047" align="alignleft" width="400"] Vue du système des troyens de Jupiter dans le plan de l'écliptique. Patroclus fait partie du groupe des « Grecs » associé au point d'équilibre de Lagrange L5.[/caption]     En astronomie, le terme troyen désigne primitivement un astéroïde dont l'orbite héliocentrique est en résonance de moyen mouvement 1:1 avec celle de la planète Jupiter, et qui est situé près de l'un des deux points stables de Lagrange (L4 ou L5) du couple Soleil-Jupiter, c'est-à-dire qui se trouve à 60° en avance ou en retard sur l'orbite de celle-ci. Par extension, un troyen est un objet dont l'orbite héliocentrique est en résonance de moyen mouvement 1:1 avec celle de n'importe quelle planète du Système solaire, et qui est situé près de l'un des deux points stables de Lagrange (L4 ou L5) du couple Soleil-planète. Par extension encore, un troyen est un astéroïde ou un satellite naturel qui partage la même orbite qu'une planète ou un autre satellite plus massif, mais qui n'entre pas en collision avec cette planète ou ce satellite en raison de sa position près de l'un des deux points stables de Lagrange (L4 ou L5).         [caption id="attachment_2062" align="alignleft" width="400"] Les 5 points de Lagrange: Les points L4 et L5 bien que situés à des maxima du potentiel sont paradoxalement stables. L1, L2 et L3 qui sont des points-selle ( ie. qui ont la forme de selle de cheval sur une représentation 3D) sont instables.[/caption] Les astronomes ont nommé ces astéroïdes selon leur position sur l'orbite commune avec leur planète. S'ils la précèdent (point L4), leur nom est choisi parmi les héros grecs de L'Iliade (on dit qu'ils font partie du groupe des Grecs) et s'ils la suivent (point L5), ils portent celui d'un héros troyen. La famille de Hilda est un groupe d'astéroïdes qui ne forment pas une famille d'astéroïdes dans le sens originel du terme car ils ne proviennent pas d'un même objet, mais ils constituent plutôt une famille dynamique, étant tous en résonance orbitale 3:2 avec Jupiter. Leur nom provient de (153) Hilda, un astéroïde découvert en 1875. Ce qui a donné l'expression astéroïde « troyen », qui englobe ces deux cas.              

La Planète MARS sera observée avec le JWST

La planète Mars a fasciné les scientifiques depuis plus d'un siècle. De nos jours, c'est un désert glacé dont la teneur en dioxide de carbone dans l'atmosphère est 100 fois plus faible que cette qui baigne la Terre. Pourtant, des indices semblent suggérer que dans les premiers temps de notre système solaire, il y a plusieurs milliards d'années, Mars avait un océan d'eau conséquent. Le JWST étudiera cette planète dans le cadre du programme GTO (1415) qui se propose d'en apprendre plus sur le mécanisme qui a fait que la planète est passé d'un état humide à un état sec, et sur ce que cela signifie quant à son habitabilité passée et présente. Les avantages du JWST et les défis à relever [caption id="attachment_1996" align="alignleft" width="400"] Le robot d'exploration Curiosity, a découvert, à partir de l'analyse d'un échantillon de sol martien provenant de Rocknest, une zone sablonneuse située dans le cratère Gale, que le sol contenait entre 1,5 % et 3 % d’eau, ce qui est considérable. En effet, une telle teneur en eau signifie que 0,3m3 de sol martien contient en moyenne 1 litre d’eau ! Curiosity a également permis de confirmer la présence d'autres composés chimiques, notamment du dioxyde de soufre, du dioxyde de carbone et de l’oxygène.[/caption]Mars a été visité par plus de missions spatiales que n'importe quelle autre planète de notre système solaire. A l'heure actuelle (avril 2018) pas moins de 6 vaisseaux spatiaux actifs orbitent autour de la planète, tandis que 2 véhicules, les Mars Exploration Rover (MER) roule sur son sol. C'est une mission double de la NASA lancée en 2003, composée de deux robots mobiles ayant pour objectif d'étudier la géologie de la planète Mars et en particulier le rôle joué par l'eau dans l'histoire de la planète. Les deux robots ont été lancés au début de l'été 2003 et se sont posés en janvier 2004 sur deux sites martiens susceptibles d'avoir conservé des traces de l'action de l'eau dans leur sol. Chaque rover (astromobile, ou robot d'exploration), piloté par un opérateur depuis la Terre, a alors entamé un périple en utilisant une batterie d'instruments embarqués pour analyser les roches les plus intéressantes : MER-A rebaptisé Spirit a atterri le 3 janvier 2004 dans le cratère Gusev, une dépression de 170 kilomètres de diamètre qui a peut-être accueilli un lac. MER-B renommé Opportunity s'est posé le 24 janvier 2004 sur Meridiani Planum.   Le JWST offre plusieurs possibilités de complémenter ces recherches in-situ. Un atout clé est de pouvoir prendre un instantané du disque entier de Mars en un clin d'oeil. Les navettes spatiales, en revanche, prennent du temps pour faire une carte complète et peuvent donc être affectées par la variabilité quotidienne, tandis que les astromobiles ne peuvent que voir l'emplacement où ils se trouvent. Les processus diurnes (le long de l'axe Est-Ouest) et latitudinaux (entre les hémisphères), y compris les effets saisonniers pourront être mis en évidence. Le JWST bénéficie aussi d'une excellente résolution spectrale (ie. la capacité de séparer des longueurs d'onde proches), et n'a pas d'atmosphère qui pourrait affecter les mesures, comme c'est le cas pour celles faites sur la Terre. Le JWST étudiera, grâce à des cartes obtenues à une cadence élevée (avec les instruments NIRSpec et NIRCam), les variations occurrentes dans les nuages de poussières et de glaces, et recherchera des traces de composés hydratés sur la surface Martienne. Ceci étant dit, observer Mars avec le JWST ne sera pas tâche aisée! En effet, ce télescope a été conçu pour détecter des sources extrêmement distantes et faibles. Or, Mars est proche et brillante. Les observations devront donc être très soigneusement agencées de manière à éviter d'éblouir les instruments délicats du JWST. Ce qui est aussi très important, observer Mars permettra de tester la capacité du JWST à suivre des objets qui se déplacent dans le ciel, ce qui est d'un extrême intérêt, avec les conséquences que l'on peut imaginer, pour pouvoir étudier notre système solaire. L'Eau et le Méthane [caption id="attachment_1995" align="alignleft" width="281"] Le sol martien est la fine couche de régolithe trouvée à la surface de Mars. Ses propriétés diffèrent significativement du sol terrestre. Sur Terre, le terme "sol" renvoie généralement à la présence de matière organique.[/caption]Une grande partie de l'eau que Mars avait pu retenir dans le passé s'est perdue au fil du temps à cause des rayons ultraviolet du Soleil qui en brisèrent les molécules. Les chercheurs peuvent estimer la quantité disparue en mesurant l'abondance de deux formes d'eau légèrement différentes dans l'atmosphère de la planète: l'eau normale (H2O) et l'eau lourde (HDO), dans lequel un atome hydrogène est remplacé naturellement par du deutérium. L'hydrogène s'échapperait plus facilement dans l'espace que son isotope plus lourd (le deutérium) et cela biaiserait le rapport de H2O à HDO au fil du temps. Le JWST sera capable de mesurer ce rapport à différentes époques, saisons et endroits. [caption id="attachment_2008" align="aligncenter" width="800"] Spectres montrant les raies d'absorption du méthane et de de la vapeur d'eau dans l'atmosphère martienne. Les graphes B et C correspondent, respectivement, à des données acquises le 20 mars 2003 et le 19 mars 2003. Dans les deux cas, on note que les raies d'absorption sont plus marquées pour les moyennes latitudes de l'hémisphère Nord (Droits réservés - © 2009 Mumma et al., Science, modifié).[/caption] Bien que la plus grande partie de l'eau sur Mars soit enfermée dans de la glace, il n'en demeure pas moins qu'un peu d'eau liquide pourrait exister dans des aquifères souterrains (un aquifère est une formation géologique ou une roche, suffisamment poreuse et/ou fissurée tout en étant suffisamment perméable pour que l'eau puisse y circuler librement). Ces réservoirs potentiels pourraient même héberger une forme de vie. Cette idée fascinante a eu un écho retentissant et a pris des proportions énormes lorsqu'en 2003, les astronomes ont détecté du méthane dans l'atmosphère de Mars. Ce méthane pourrait être produit par des bactéries, mais il pourrait aussi provenir de processus géologiques. Quoiqu'il en soit, la présence d'eau et de méthane aux mêmes endroits sur Mars est interprétée par plusieurs chercheurs comme un indice supplémentaire de la possibilité de l'existence d'une vie (voir le communiqué de presse de l'ESA). Les données obtenues par le JWST pourraient fournir de nouveaux indices de premier plan sur l'origine de ces plumes de méthane (voir plus de détails sur l'article de l'ENS de Lyon en cliquant ici). Pour plus d'informations et de détails, voir ce site de la NASA.

Horizon-2020: le projet ExoplANETS-A

Sept instituts européens s'associent pour l'étude des planètes extra-solaires. Sous la coordination du Département d'Astrophysique du CEA-Irfu, sept laboratoires en Europe se sont associés dans le cadre du projet européen Horizon-2020 baptisé ExoplANETS-A [1], pour combiner leur expertise dans l'étude des planètes extra-solaires. La réunion de lancement du projet vient de se tenir à Bruxelles et le projet se déroulera sur les trois prochaines années. Dans le cadre de ce projet, de nouveaux outils d'étalonnage et d'extraction de données, ainsi que des outils d'analyse basés sur des modèles 3D d'atmosphères d'exoplanètes, seront développés permettant d'exploiter au mieux l'ensemble des observations futures des exoplanètes, notamment par le télescope spatial James Webb dont le lancement est prévu en 2019. Le défi de l'étude des nouvelles planètes Depuis l'annonce de la découverte de la première planète extra-solaire en 1995, les vingt années suivantes ont vu un développement exceptionnellement rapide dans ce domaine. Les exoplanètes connues, environ 4000 à ce jour, montrent déjà à quel point les planètes de notre Galaxie peuvent être diverses. Alors que la découverte croissante d'exoplanètes démontre un domaine d'activité important, le sondage et la caractérisation de leurs atmosphères viennent de commencer et se développent très rapidement. On peut apprendre beaucoup des observations spectroscopiques d'une atmosphère d'exoplanètes; la composition moléculaire des atmosphères d'exoplanètes géantes peut retracer la formation et l'évolution de la planète; l'atmosphère des exoplanètes rocheuses peut révéler des gaz trahissant l'existence de vie. Cependant, les observations sont difficiles parce que le signal est souvent noyé dans le bruit systématique des instruments et des télescopes. Vue d’artiste de la diversité des systèmes exoplanétaires (Crédits: ESA/ C. Carreau). Pour faire face aux défis posés par l'observation des exoplanètes, sept laboratoires en Europe ont décidé d'unir leurs efforts et d'associer leur expertise dans ce domaine. Le projet européen Horizon-2020 ExoplANETS-A, sous la coordination du CEA Saclay, a ainsi pour but de développer de nouveaux outils pour exploiter au mieux les données existantes des archives de l'Agence spatiale européenne (ESA) (pour les observations du télescope spatial Hubble) combinées avec les archives de l'Agence spatiale étasunienne (NASA) (pour les télescopes spatiaux Spitzer et Kepler) et de produire une caractérisation homogène et fiable des atmosphères d'exoplanètes. De plus, pour modéliser avec succès l'atmosphère d'une exoplanète, il est nécessaire d'avoir une bonne connaissance de l'étoile hôte. À cette fin, le projet collectera une base de données cohérente et uniforme des propriétés pertinentes des étoiles hôtes provenant des archives spatiales de l'ESA (pour les observatoires spatiaux XMM-Newton et Gaia), combinées avec des missions spatiales internationales et des données au sol. La planète K2-33 b, représentée sur cette vue d'artiste, est l'une des plus jeunes exoplanètes détectées à ce jour. Crédits NASA/JPL-Caltech Ces catalogues d'exoplanètes et d'étoiles-hôtes seront accompagnés de modèles numériques pour évaluer l'importance des interactions étoile-planète, par exemple les effets de la «météorologie spatiale» de l'étoile sur son système planétaire. Les connaissances acquises dans le cadre de ce projet seront publiées dans des revues scientifiques évaluées par des pairs et des outils de modélisation seront rendus publics. Les résultats seront également largement diffusés via des conférences scientifiques internationales et des articles dans les médias scientifiques généraux. Outre la fourniture de produits de données de haut niveau, d'outils, de modèles et de publications scientifiques de pointe, le projet permettra d'exploiter rapidement les données du télescope spatial James Webb - successeur de Hubble, qui sera très productif et il sera également une excellente préparation aux missions spatiales dédiées à l'étude des atmosphères d'exoplanètes, telles que la future mission ARIEL acceptée comme mission M4 par le SPC de l'ESA, le 20 mars 2018. Le Programme Horizon-2020: Un article d'actualité annonçant les différents scénarios pour la suite du programme H2020 (quel avenir pour la recherche et l’innovation en Europe?) a été publié par fournisseur-energie et peut se trouver ici (crédits à ®www.fournisseur-energie.com). Contact : Pierre-Olivier LAGAGE [1] ExoplANETS-A - Collaboration : Département d'Astrophysique (DAp) du CEA-Saclay (France), INTA (Institut national de technique aérospatiale) en Espagne, MPIA (Institut Max Planck pour l'Astronomie) en Allemagne, l'Université College de Londres, Université de Leicester au Royaume-Uni, SRON (Institut néerlandais de recherche spatiale) aux Pays-Bas et Université de Vienne en Autriche. Ce projet a été financé par le programme de recherche et d'innovation Horizon 2020 de l'Union européenne en vertu de la convention de subvention n ° 776403.

Trappist-1

En mai 2016, un groupe d'astrophysiciens a annoncé la détection de trois exoplanètes autour de l'étoile Trappist-1 (renommée ainsi en hommage au télescope qui a permis la découverte), une étoile faisant partie des naines rouges dites ultrafroides. Elles sont très peu massives, et de ce fait très peu lumineuses ce qui ne les rend pas idéales pour l'observation. Cependant, les caractéristiques particulières de son système planétaire offrent des avantages importants. Pourquoi avoir choisi Trappist-1b ? Les intérêts scientifiques du système Trappist-1 Comment détecter les atmosphères des planètes du systèmes Trappist-1 ?

GTO et ERS

Du temps d’observation (GTO – Guaranteed Time Observations) a été attribué à des individus ou des équipes qui ont construits des instruments, délivré des composants électroniques, des logiciels, ou fait profiter le projet de leurs compétences techniques ou interdisciplinaires. Parmi les personnes qui bénéficieront de temps garanti, on trouve en particulier les responsables de chacun des 4 instruments (Principal Investigators - PIs). Les programmes conduits dans ce cadre utiliseront environ 16% du temps total d’observation du JWST au cours des trois premiers cycles de son opération. Un temps total de 4020 heures pour les programmes GTO sera utilisé durant les premiers 30 mois qui suivront la phase de recette en vol. Pour le cycle 1, le total du temps consacré aux programmes GTO et aux observations classiques (General Observing Time - GO) doit être entre 25% et 49% du temps d'observation. Les équipes ayant travaillé sur l'instrument NIRCam, construit par l'université d'Arizona à Tucson disposeront de 900 heures de temps garanti, de même que celles ayant contribué à la réalisation de l'instrument NIRSPEC, construit par l'Agence Spatiale Européenne. Les équipes Canadiennes responsables des instruments FGS/NIRISS bénéficieront de 450 heures. Six scientifiques interdisciplinaires ayant contribué activement au projet recevront chacun 110 heures, et 5 chercheurs/ingénieurs de l'Institut Scientifique du Télescope Spatial à Baltimore (STScI) qui ont la charge des opérations et de la calibration des instruments du JWST auront chacun 12 heures d'observations garanties. Enfin, le directeur du STScI disposera de 210 heures qu'il distribuera entre les scientifiques US en charge du télescope. Le cas de MIRI est un peu particulier, puisque c'est un instrument construit à la fois par un consortium Européen et par les US (Jet Propulsion Laboratory - JPL, à Pasadena, Californie). Ainsi, le leader scientifique US bénéficiera de 210 hours de temps garanti, et les 3 membres principaux de l'équipe scientifique MIRI-US hériteront chacun de 60 heures d'observations. Le consortium Européen qui a réalisé l’instrument MIRI disposera quant à lui de 450 heures de temps garanti, qui seront réparties dans plusieurs programmes qui pourront utiliser d’autres instruments que MIRI (essentiellement NIRCAM et NIRSPEC): galaxies lointaines, galaxies proches, exo-planètes, disques proto-planétaires, supernovae, chimie du milieu interstellaire. Des observations simultanées avec MIRI seront possibles dès le cycle 1 pour tous les types de proposition (GTO, ERS, GO). Les programmes GTO ont été soumis le 1er avril 2017 et furent analysés par un comité d’experts techniques entre le 28 juillet et le 15 septembre 2017. Le programme devait être finalisé le 31 janvier 2018, deux mois avant l’appel d’offre pour les observations GO pendant le cycle 1 (mars 2018). D'autre part, le Directeur du STScI (Space Telescope Science Institute) à Baltimore a lancé en janvier 2017 un appel pour recevoir les lettres d'intention pour les programmes ERS (Early Science Release). Les propositions finales ont été soumises avant le 18 aout 2017, et les résultats de la sélection furent rendus publiques en décembre 2017 (voir dans la rubrique Centre d'Expertise). La sélection s'est faite en fonction de la pertinence des programmes pour les thèmes de recherche principaux du JWST: la détection des premières lueurs de l'univers et l'époque de la ré-ionisation; l'assemblage des galaxies; la naissance des étoiles et des systèmes protoplanétaires; l'étude des planètes et l'origine de la vie. De plus, l'ensemble de ces programmes devait utiliser la plus grande variété possible des techniques d'observation liées à chaque instrument, et démontrer les capacités observationnelles du JWST. Un comité d'experts dans des disciplines diverses a été chargé de la sélection de ces programmes en fonction de ces critères. Feuille de Route des Observations La description complète de chacun des programmes GTO (pour le premier cycle d’observation) et des programmes ERS inclut la liste des sources à observer et les instruments et techniques d’observation qui seront utilisés. Les observations GTO ne peuvent en aucun cas être dupliquées (sans une justification scientifique claire et rigoureuse) par des observations ERS ou GO. La description des programmes GTO a été rendue publique le 15 juin 2017 et celle des ERS le 13 novembre 2017. La liste détaillée des programmes GTO et leur description (en anglais) peut être consultée ici Les outils nécessaires pour la préparation de chacun de ces programmes (Astronomer Proposal Tool (APT) et Exposure Time Calculator (ETC)) ont été mis à la disposition des chercheurs le 18 décembre 2017. En ce qui concerne les ERS, 200 déclarations d'intention ont été soumises, pour un total de 3665 chercheurs (soit 18 scientifiques par équipe), provenant de 24 pays. Il est à noter qu'il y avait 2379 chercheurs qui ne faisaient partie que d'une seule équipe, dont 477 n'avaient jamais demandé de temps d'observation au HST (Hubble Space Telescope). L'équipe la plus nombreuse comprenait 119 scientifiques. Les chercheurs Principaux (PIs) et collaborateurs (CoPIs) provenaient de 24 pays, et de 34 états et un territoir US. Au final, 13 programmes ERS pour un total de 460 heures, conduits par 16 PIs et co-PIs des Etats-Unis et par 6 Européens, furent sélectionnés. Ces programmes couvrent différents domaines des 4 thèmes scientifiques principaux du JWST, comme le montre le diagramme ci-joint, ainsi que des instruments et mode d'opération variés. La description (en anglais) des programmes ERS approuvés se trouve ici. les programmes sélectionnés représente une participation de 253 chercheurs de 18 pays, 22 des États-Unis, dans 106 institutions différentes. Des 253 chercheurs concernés, 157 sont basés aux U.S., 84 proviennent des pays membres de l'ESA, 7 du Canada, et 5 d'autres pays (Australie et Chili). A ce nombre, il faut ajouter 456 collaborateurs scientifique associés à ces programmes. Les 3 équipes les plus nombreuses combinent un total de 138, 105, et 80 chercheurs et collaborateurs.Pour plus d'informations (y compris les programmes détaillés qui ont été sélectionnés), voir les sites (en anglais): GTO News, Programmes GTO, ERS News, ainsi que les notes publiées dans la page "Expertise News" (1, 2, 3, 4). Une documentation sur le GTO et les ERS peut se consulter ici.

Les 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 exoplanètes, 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.   Voir aussi (texte en anglais) le site de la NASA (vidéos,illustrations graphiques, etc...).

La Supernova SN 1987A

SN 1987A est une supernova qui a explosé dans le Grand Nuage de Magellan, une galaxie naine proche de la Voie lactée à 51,4 kiloparsecs de la Terre (164500 années-lumière, ou 1,6 milliard de milliards de kilomètres), ce qui en fait la supernova la plus proche observée depuis SN 1604, qui avait eu lieu dans notre Voie lactée elle-même. Le Grand Nuage de Magellan est visible depuis l'hémisphère sud. Les premières observations du phénomène ont été faites quelques heures à peine après que son éclat eut atteint la Terre, dans la nuit du 23 février 1987 par plusieurs astronomes amateurs et professionnels d'Amérique du Sud, d'Australie et de Nouvelle-Zélande. SN 1987A s'avère être la première explosion de supernova observée à l'œil nu durant le XXe siècle, avec des conditions d'observations quasi-optimales. [caption id="attachment_1875" align="aligncenter" width="810"] SN 1987A vue avec le HST: un système de 3 anneaux autour de la supernova fut découvert en 1991 (à gauche); l'onde de choc produite par l'explosion atteignit l'anneau équatorial intérieur en 1993, ce qui forma au fil des années un magnifique collier de perle! (l'image de droite date de 2009). L'intensité lumineuse de ce collier a commencé à décroître à partir de 2014, lorsque l'onde de choc passait au-delà de l'anneau. C'est sans doute le résultat d'une destruction, au moins partielle, des poussières. [/caption] Les étoiles donnant naissance à des supernovae de type II sont en général des géantes rouges, très différentes de Sanduleak -69° 202, l'étoile progénitrice de SN 1987A. Son évolution en supernova s'explique par une perte de masse avant son explosion, ce qui peut se traduire par un passage de supergéante rouge à supergéante bleue. Cette théorie a été confirmée par la présence de trois anneaux de gaz autour de SN 1987A. Le télescope spatial Hubble a permis de dater l'éjection de matière les constituant à environ 20 000 ans avant l'explosion. La morphologie particulière de ces anneaux est une des principales caractéristiques de SN 1987A. Les deux anneaux extérieurs et l'anneau intérieur (plus petit) forment une sorte de « sablier », l'anneau intérieur formant le col. Plusieurs théories de la formation des anneaux sont proposées : lors de la phase de supergéante bleue, les violents vents solaires auraient « sculpté » une géométrie particulière en forme de sablier dans la matière éjectée lors de la phase de supergéante rouge, il y a environ 20000 ans. si l'anneau central est toujours expliqué par les vents solaires, les deux anneaux extérieurs seraient « illuminés » par le gaz éjecté dans la supernova par un pulsar ou par un trou noir émettant comme un pulsar. Si l'on cherche à déterminer la position de ce pulsar à partir de la morphologie des anneaux extérieurs, on ne tombe pas sur la position de Sanduleak-69°202, mais sur un objet sombre à 0,3 année-lumière de celle-ci. une explication plus simple fait appel aux propriétés de la sphère de Strömgren : l'astre très chaud crée dans un nuage constitué principalement d'hydrogène à très basse pression, une structure en première approximation de symétrie sphérique, dont la température décroît avec la distance. Après nous avoir gratifié de nombreuses "premières" (émission de neutrinos, étoile progénitrice bleue, détection d'échos, explosion asymétrique, phénomènes de mélanges des éléments chimiques, formation de poussières dans les débris), elle se transforme maintenant, "sous nos yeux", en Reste de Supernova (SNR) dont nous assistons pour la première fois à la naissance. Ceci nous procure aussi une occasion unique de pouvoir étudier le processus mécanique qui a conduit à l'explosion. Nous ne savons pas encore avec précision comment vieillissent les étoiles et comment elles explosent, comment leurs éjecta (débris) forment des poussières et des molécules, et comment l'onde de choc affecte leurs environnement. En effet, 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 d'implosion-explosion lui-même. [caption id="attachment_277" align="alignleft" width="410"] Vue d'artiste de la Supernova SN1987A et son environnement proche après les observations réalisées avec ALMA (Crédit: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO)/Alexandra Angelich (NRAO/AUI/NSF) )[/caption]         La présence de molécules dans les débris a été mise en évidence très vite après l'explosion (100 jours après, environ). S'en est suivie, en août 1988, la découverte d'une condensation de poussières grâce aux observations conduites dans l'infrarouge à l'ESO. Celle, à partir d'observations réalisées avec le satellite infrarouge Herschel en 2010, puis confirmée par le radio télescope sub-millimétrique ALMA de l'ESO en janvier 2014, de la présence d'une énorme quantité de poussières froides dans les débris (0,25 masse solaire!) a non seulement surpris la communauté astronomique mais a aussi ravivé le débat sur l’origine des poussières dans l’Univers primordial. Mais nous ignorons encore la composition de ces poussières froides.   Découverte de Poussières "Chaudes" dans l'éjecta: Dès le lendemain qui suivit l’implosion (suivie immédiatement de l’explosion) de SN 1987A, trois groupes majeurs ont débuté un suivi photométrique de la supernova dans les domaines visible et infrarouge : l’Observatoire Astronomique d’Afrique de Sud (SAAO), l’Observatoire Interaméricain de Cerro Tololo (CTIO), et l’Observatoire Européen pour des Recherches Astronomiques dans l’hémisphère Austral (ESO). L’équipe de l’ESO annonçait un excès d’émission dans l’infrarouge dès le mois de mars 1987, et rejetait la possibilité que cet excès soit dû à un écho infrarouge (un phénomène lié au fait que des nuages de poussières s’interposent sur la ligne de visée entre un objet céleste et l’observateur), alors qu'elle postulait déjà que cet excès pouvait être attribué à une condensation de poussières dans les débris de la supernova, sans pouvoir toutefois écarter l’hypothèse d’un rayonnement continu de freinage créé par le ralentissement de charges électriques (appelé aussi rayonnement Bremsstrahlung ou free-free). Pourtant, une équipe australienne présentait en 1989 plusieurs arguments en faveur de l’interprétation par un écho. Celle-ci fut pourtant démentie puis abandonnée après un télégramme UAI de Danziger et ses collaborateurs de l’ESO, qui donnaient des preuves, obtenues par spectroscopie dans le visible, de la formation de poussières dans les débris entre le mois d'août et le mois d'octobre 1988. Finalement, un modèle théorique sur la condensation de poussières dans les débris fut présenté par l'équipe de l'ESO. Ce modèle, cohérent et convaincant, fut accepté par l’ensemble de la communauté astronomique. Cette condensation de poussières dans l’éjecta d’une supernova, très vite après l’explosion, fut une grande première. En effet, plusieurs scientifiques avaient déjà évoqué le fait que des poussières pouvaient se former dans l’explosion d’une supernova (ce qui pouvait expliquer leur présence dans des galaxies lointaines, donc très jeunes), mais ceci n’avait jamais encore été observé. L’évolution de la lumière retransmise par les poussières n’a cessé depuis leur découverte. Lorsque les premiers détecteurs bidimensionnels furent disponibles pour l’observation astronomique dans l’infrarouge thermique (2003), la première image des poussières fut obtenue avec le télescope de 8 m de diamètre de l’observatoire Gemini-Sud, bientôt suivie par une autre obtenue avec un des VLT (Very Large Telescope) de l’ESO. Les dernières images dans l'infrarouge thermique (à 10 micron) furent obtenues en janvier 2011. La température des poussières, de 1250 K lors de leur formation, était lors des dernières observations d’environ 160 K, pour une masse de quelques dix-millièmes de masse solaire. Cette masse ne suffisait pas à expliquer le rayonnement de poussières dans des galaxies lointaines, mais une masse beaucoup plus importante, mais à une température beaucoup plus froide, fut découverte près de 30 ans plus tard à de plus grande longueurs d'onde (voir plus loin). L’émission dans l’infrarouge thermique des poussières présentes dans les débris de SN 1987A (s’il en reste encore !) est maintenant trop faible pour pouvoir être observée avec l’instrumentation et les télescopes disponibles, et c’est donc avec impatience que la communauté attend l’avènement du JWST et MIRI pour pouvoir le faire. [caption id="attachment_2161" align="aligncenter" width="800"] Les poussières chaudes dans les débris de SN 1987A. En haut, le modèle de Lucy et ses collaborateurs de l'ESO: des touffes très épaisses de silicates, qui bloquent la lumière visible, baignent dans un environnement beaucoup moins dense de poussières fines. Plus tard (en 2001), lorsque l'onde de choc eut atteint l'anneau équatorial, elle réchauffa les poussières qui y préexistaient, ce qui contribua aussi au rayonnement dans l'infrarouge thermique. En bas, les premières images obtenues avec les télescopes de 8 m de diamètre Gemini (Oct. 20, 2003 et Dec. 26, 2006) et VLT (Nov. 2007). L'émission infrarouge provenant de l'éjecta est maintenant trop faible pour être détectée avec les télescopes existant, et il faut donc attendre le JWST et MIRI pour pouvoir le faire. [/caption] [caption id="attachment_2156" align="alignleft" width="500"] Évolution de la luminosité de la lumière émise par SN 1987A à différentes longueurs d’onde observée par le télescope spatial infrarouge Spitzer, ainsi que celle détectée dans les rayons-X par le télescope spatial Chandra. Jusqu’à 2009, l’émission infrarouge (provenant essentiellement de l'anneau équatorial) était proportionnelle à l’émission de rayons-X. Ce n'est plus la cas après cette date. L’intensité de l’émission à 3,6 et 4,5 micron décroît à partir de 2012. Il est à noter que le télescope Spitzer ne peut plus observer qu’à ces longueurs d’onde depuis 2010, les ressources en hélium, nécessaire pour refroidir l’instrument qui prendrait des images dans des longueurs d’onde plus grandes, étant épuisées .(Courtoisie de Richard Arendt, Goddard Space Flight Center)[/caption]Un suivi bi-annuel de SN 1987A, commencé en 2003, est toujours en cours (11500 jours après l'explosion) avec le télescope spatial SPITZER à 3,6 et 4.5 micron, Les dernières observations montrent clairement que l'intensité de la lumière émise dans l'infrarouge a atteint un pic vers 2011-2012, et qu'elle diminue depuis. Ce rayonnement infrarouge provient essentiellement de l'anneau équatorial. Alors que l'onde de choc a traversé l'anneau équatorial (vers 2015), le taux auquel de nouvelles poussières sont graduellement balayées (ou refroidies) devrait se rapprocher de zéro, et l'émission devrait continuer à diminuer. Les scientifiques pensent que les poussières que l'on voit à ces longueurs d'onde (3,6 et 4,5 micron) sont chauffées par collision avec l'onde de choc, ce qui produit aussi une émission de rayons-X dans l'anneau. Des observations réalisées beaucoup plus tôt montraient que l'émission dans l'infrarouge thermique (à 24 micron) était corrélée avec celle détectée dans les rayons-X. Ce n'est plus le cas en 2018, du moins aux longueurs d'onde mentionnées. Ceci pourrait être dû à diverses causes, y compris un mécanisme de pulvérisation des poussières, ou des changements dans la morphologie de l'anneau. La combinaison d'observations dans les rayons-X et dans l'infrarouge est fondamentale pour pouvoir étudier la distribution spatiale, la nature, et l'évolution de ces poussières relativement chaudes, en comparaison avec celles, beaucoup plus froides découvertes par la mission Herschel et confirmée par ALMA. De plus, il ne serait pas surprenant qu'une nouvelle émission provenant des débris de la supernova ne soit découverte, alors que ces débris (ie. l'éjecta) interagissent avec l'onde de choc inverse. Découverte de Poussières Froides dans l'éjecta: [caption id="attachment_2154" align="alignleft" width="500"] Les débris de la supernova SN 1987A observés avec ALMA. La colonne du haut montre les images après soustraction de l’anneau équatorial (indiqué par l’ellipse en pointillé). Ces images ne laissent aucun doute sur le fait que les poussières froides qui ont été détectées par le satellite Herschel sont localisées dans l'éjecta. La colonne du bas montre l’émission de monoxyde de carbone et de monoxyde de silicium, et une image prise par le télescope spatial Hubble (HST) dans le visible. On voit que l’émission observée à 450 micron a la même élongation que celle observée dans le visible et dans le proche infrarouge ; la position du choc inverse est indiquée par l’ellipse en traits (de Indebetouw et al., 2014).[/caption]Parallèlement, le radiotélescope submillimétrique ALMA continue à observer SN 1987A. Ces observations ont permis non seulement de confirmer et préciser la présence d'une énorme quantité de poussières (environ un quart de masse solaire) très froides (environ 26 K, soit -250 °C) dans les débris, qui avait été mise en évidence par le satellite infrarouge Herschel, mais aussi de découvrir du formylium (HCO+) dans les débris de la supernova, en quantité surprenante: il y en a énormément plus (plusieurs ordres de magnitude) que le prédisaient les modèles théoriques. Des observations sont en cours pour localiser cette molécule. L'image canonique d'une étoile en fin de vie est celle d'un oignon dont les couches sont constituées par les restes des combustions nucléaires successives qui ont eu lieu au cours de sa vie. Si une supernova conservait cette structure (mais pourquoi le ferait-elle?) après l'explosion, le formyle ne pourrait se former puisque les atomes d'hydrogène résident dans l'enveloppe, alors que le carbone et l'oxygène se trouve en dessous de l'enveloppe d'hélium. Ce qui signifie qu'il y aurait eu un brassage des différentes couches avant ou immédiatement après l'explosion. Il est alors envisageable qu'il y aurait davantage de HCO+ que de monoxyde de silicium (SiO), pourtant détecté en quantité appréciable dans les premiers jours après l'explosion. Il y en aurait tout autant, voir un peu plus) que de monoxyde de carbone et d'hélium neutre, et tout autant (voir localisé dans une zone plus compacte) que d'hydrogène. Il est donc très important de savoir quelle est la distribution de formylium dans les débris, car ceci pourrait avoir des conséquences fondamentales sur les mécanismes hydrodynamiques et de brassage des éléments qui ont lieu lors de l'explosion. Le milieu déjà perturbé par le passage de l'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 les instruments du JWST, 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. Ces observations seront grandement complémentées et enrichies par un programme GTO (1232) qui sera conduit avec MIRI, NIRSpec et NIRCam.

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. [caption id="attachment_1866" align="aligncenter" width="810"] Un petit nuage de gaz et de poussières appelé Barnard 68. Les observations ont montré que le nuage risque de s’effondrer à tout moment sur lui-même pour donner naissance à une étoile et peut-être à des planètes. Les étoiles derrière le nuage ne se voient pas dans le visible (gauche) mais uniquement que dans l'infragoue (droite). (Crédit : ESO/VLT)[/caption] 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 ? [caption id="attachment_1868" align="alignleft" width="400"] Certaines des molécules organiques découvertes dans les nuages moléculaires. On détecte leurs traces dans le rayonnement radio du milieu interstellaire avec des radiotélescopes comme celui de Green Bank, que l'on voit en arrière-plan (© Bill Saxton, NRAO, AUI, NSF )[/caption] [caption id="attachment_1867" align="alignleft" width="400"] Une image de Barnard 59, un élément de la nébuleuse de la Pipe, prise par le télescope de 2,2 mètres de l’ESO/Société Max Planck à La Silla au Chili. Il s’agit d’une nébuleuse sombre, c’est-à-dire d’un nuage de poussière qui bloque la lumière des étoiles plus lointaines et apparait donc comme une empreinte noire sur un fond étoilé. Elle se trouve à environ 600 années-lumière de nous dans la partie de la constellation Ophiuchus qui enjambe la Voie Lactée. (Crédit : ESO)[/caption] 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. [caption id="attachment_1869" align="alignleft" width="410"] Cette nébuleuse par réflexion s’appelle NGC 1999. Elle n’émet pas de lumière elle-même, mais reflète la lumière de l’étoile brillante en son sein. La tache noire devant NGC 1999 est un nuage froid de gaz et de poussière qui bloque la lumière de la nébuleuse et apparaît donc sombre. (Crédit : NASA/STScI)[/caption]         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. Un programme est proposé pour sélectionner avec le JWST 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.            

Les Galaxies Elliptiques Massives

Les Galaxies Submillimétriques à z ~ 4 : un regard de près sur la formation des galaxies elliptiques massives [caption id="attachment_1888" align="alignnone" width="800" class="center"] IC 2006 est une galaxie elliptique plutôt passive de l’univers local. Elle est ici photographiée dans le visible et l’infrarouge par Hubble. À l’instar de ses congénères, cette galaxie massive appartenant à un type désigné aussi comme « sphéroïde », a progressivement cessé de produire des étoiles au sein de sa partie centrale pour délocaliser les naissances sur les bordures, il y a plusieurs milliards d’années. © Esa, Hubble, Nasa, Judy Schmidt, J. Blakeslee (Dominion Astrophysical Observatory)[/caption] 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. [caption id="attachment_1885" align="alignleft" width="440"] La galaxie elliptique NGC 1132 à 300 millions d’années-lumière de nous photographiée par le télescope spatial.[/caption] [caption id="attachment_1884" align="alignleft" width="345"] La galaxie elliptique géante ESO 325-G004 au centre de l’amas Abell S0740, observée par le télescope spatial. La galaxie se trouve à 450 millions d’années-lumière de nous et domine l’amas par sa présence. Crédit : NASA/ESA/Hubble Heritage Team (STScI/AURA)[/caption]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. Un projet soumis pour observation avec le JWST 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 au JWST [caption id="attachment_1895" align="aligncenter" width="810"] Image composée à partir des données du télescope à rayon X Chandra (en bleu) et des données du télescope à infrarouge Spitzer (en rouge et orange). A environ 4 000 années-lumière de la Terre, se trouve RCW 108, une région de la Voie lactée où la formation d'étoiles est active d'où la présence d'amas de jeunes étoiles en bleu sur l'image. Celle que l'on voit naitre, en jaune au centre de l'image est profondément ancrée dans un nuage d'hydrogène moléculaire. D'après les données provenant de différents télescopes, les astronomes ont déterminé que la naissance des étoiles dans cette région est déclenchée par l'effet de proximité des jeunes étoiles massives.[/caption] 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 décalage vers le rouge (redshift) supérieur à 9. [caption id="attachment_1893" align="alignleft" width="410"] Cette image composite, créée en utilisant les données du Chandra X-ray Observatory et du télescope spatial Spitzer, montre le nuage moléculaire Céphée B, situé dans notre galaxie à environ 2 400 années-lumière de notre système solaire. Image Crédit: X-ray: NASA/CXC/PSU/K. Getman et al.; IRL NASA/JPL-Caltech/CfA/J. Wang et al. [/caption]Ce programme d'observation avec le JWST 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 de ré-ionisation. En cosmologie, la ré-ionisation représente l’époque où un grand nombre d’atomes existant dans l’Univers ont été ionisés par le rayonnement intense de la probable toute première génération d’étoiles à avoir illuminé l’Univers, les étoiles de population III. Ces étoiles, non observées aujourd’hui, sont considérées comme ayant été très massives, et de ce fait, eurent une durée de vie relativement courte. Leur masse importante leur a permis de rayonner à une température suffisamment élevée pour ioniser le milieu interstellaire environnant, ce qui a fait que l’Univers, complètement neutre et donc opaque quand il n’avait qu’environ 380 000 ans, est devenu transparent entre 150 millions et 1 milliard d’années plus tard. L'existence d'une telle phase semble confirmée par l'observation directe en 2011 de galaxies lointaines par le Very Large Telescope de l'ESO. Des galaxies primordiales observées lorsque l'âge de l'univers était de moins de 780 millions à 1 milliard d'années4 aurait une émission plus faible dans l'ultraviolet que les galaxies observées plus tard. Cela peut s'interpréter par une phase de ré-ionisation, 780 millions à 1 milliard d'années après le Big Bang, qui aurait rendu l'Univers transparent aux radiations ultraviolettes. 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. [caption id="attachment_1897" align="aligncenter" width="810"] Cette image de haute résolution du Champ Ultra Profond de Hubble (Hubble Ultra Deep Field, HUDF) montre des galaxies d'âge, de forme et de couleurs variés. Les galaxies les plus petites et les plus rouges (environ 100) sont les galaxies les plus lointaines ayant été observées par un télescope optique. Sur cette version 2014 du champ ultra profond d'Hubble, les galaxies les moins brillantes sont 10 milliards de fois moins lumineuses que les plus faibles étoiles visibles à l'œil nu, et nous montrent l'Univers tel qu'il se présentait dans un lointain passé, quelques centaines de millions d'années après le Big Bang. L'image a pu être réalisée par l'addition significative de données dans l'ultraviolet au célèbre champ profond d'Hubble réalisé dans la constellation du Fourneau. Ce champ ultra profond couvre à présent toute la gamme spectrale des caméras d'Hubble, depuis l'ultraviolet jusqu'à l'infrarouge proche en passant par le visible. Les données en ultraviolet offrent la possibilité cruciale d'étudier les processus de formation stellaire dans les galaxies situées à une distance comprise entre 5 et 10 milliards d'années-lumière.[/caption] [caption id="attachment_1902" align="alignleft" width="405"] Place de l'âge de ré-ionisation dans la chronologie de l'univers, de 400 millions à 1 milliard d'années après le Big Bang. Le JWST sera capable de regarder en arrière à une époque quand les premiers objets lumineux (les étoiles et les galaxies) se formaient. [/caption]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 réionisation.

Jalons et Accomplissements

Les jalons de la feuille de route qui conduisent à l'avènement de l'observatoire complet du JWST, ainsi que le statut des programmes et projets qui y sont liés, sont répertoriés dans les tables suivantes. La couleur des dates indique: VERT: en avance sur ce qui était planifié NOIR: dans les temps ROUGE: en retard sur ce qui était planifié L'image ci-dessous illustre les composants majeurs de l'observatoire auxquels il est fait référence dans les tables.   Pour explorer les années précédant 2015, voir la rubrique Programs and Projects Accomplishments de la page "Expertise Centre" (en anglais).

Tests au Centre Spatial Johnson

Du 13 juillet au 21 octobre, 2017: tests cryo-vide au Centre Spatial Johnson; ils auront duré 93 jours en continu, 24 heures sur 24. L'imposant miroir primaire du JWST est arrivé du GSFC (Centre de Vol Spatial Goddard) au centre Spatial Johnson (Johnson Space Center, JSC) à Houston (TX), le 16 mai 2017 (il était parti du GSFC le 4 mai). Il fut alors placé verticalement à l'intérieur d'une salle blanche, où il a passé un dernier test cryogénique avant d'être accouplé à l'ISIM (Module des Instrument Scientifiques Intégrés) pour former l'OTIS (OTE + ISIM). Pour préparer ce test, "les ailes" du miroir (qui consiste en trois segments sur chaque côté) ont été ouvertes. La photo ci-joint montre l'aile entièrement déployée et celle qui est sur le point de l'être. OTIS est l'un des deux éléments majeurs qui constituent l'observatoire. L'autre est le vaisseau spatial (plateforme et boucliers thermiques) qui ont été construits par NGAS (Northrop Grumman Aerospace Systems) à Redondo Beach en Californie.     OTIS fut ensuite placé à l'intérieur de la Chambre A du JSC, où il est resté pratiquement toute l'année 2017. La Chambre A, c'est une énorme cuve refroidie sous vide qui a été utilisée pour les tests finaux du JWST, et qui simule les conditions rencontrés dans l'espace. Elle est célèbre historiquement car elle a été utilisée pour tester le matériel des missions Apollo sur la Lune, y compris, parfois, avec la présence des astronautes qui avaient été installés à l'intérieur de la chambre. Pour réaliser les tests, celle-ci a dû subir d'importantes mises à jour depuis les dernières années. Les modifications furent le fruit d'une collaboration entre les ingénieurs et techniciens du JSC à Houston et ceux du GSFC à Greenbelt (MD). Quelques changements ont été réalisés sur la chambre elle-même et sur les installations environnantes, et d'autres plus importants ont eu trait à la conception, la construction et l'installation de nouveaux équipements pour les tests. Après ces mises à jour, la Chambre A est maintenant le plus grand banc de tests opto-cryogéniques sous vide qui existe au monde! Elle a 16.8 mètres de diamètre pour une hauteur de 27.4 mètres. Le diamètre de la porte principale seule est de 12.2 mètres. Celle-ci pèse 40 tonnes et s'ouvre et se ferme hydrauliquement. Quelques reliques héritées de l'époque d'Apollo ont dû être enlevées, comme l'étage de la plateforme lunaire, et les lampes de forte intensité qui étaient utilisées pour simuler la radiation solaire à l'intérieur de la chambre. L'infrastructure de l’installation, vieille de 50 ans, comme le système de refroidissement de l'eau et la climatisation, la puissance électrique de secours et son alimentation, le système de circulation d'un flux d'air propre dans la chambre, et le bâtiment dans son ensemble, comme, par exemple, l'imperméabilisation du toit, ont été rafraîchis et améliorés.             [caption id="attachment_866" align="alignleft" width="400"] Le JWST suspendu dans la "chambre A" du JSC[/caption] Par contre, une des nouveautés installées dans la Chambre A fut un carénage d'hélium gazeux froid qui permet de descendre à des températures beaucoup plus froides que celles que l'on pouvait atteindre jusqu'alors. Ceci était nécessaire car le JWST et ses instruments opèrent à des températures proches de 37 degrés Kelvin (K), soit -236 degrés Celsius, alors que l'intérieur de la chambre A ne baignait précédemment "que" dans un environnement de 77 K (-200°C), produit par une circulation d'azote liquide. D'autre part, tester le JWST exige, en plus des températures extrêmement basses, un vide très poussé. Le télescope a aussi besoin d'être équipé d'un système qui puisse le maintenir, lui et le matériel de test, dans un alignement relatif très précis à l'intérieur de la chambre, et doit donc être isolé de toute source de vibrations, comme celle produite par le flux d'azote et d'hélium qui circule dans la plomberie, et le pouls rythmé des pompes à vide. Les ingénieurs ont donc construit une plateforme massive d'acier, suspendue par six tiges d'acier (des isolants de vibration) d'une longueur d'environ 18.2 mètres chacun et de 38.1 mm de diamètre, pour assujettir OTIS. Ils ont aussi installé un équipement sophistiqué pour tester le télescope incluant un interféromètre, un système d'auto-collimation des miroirs plan et un appareil de photogrammétrie pour permettre un examen très précis des caméras. Préalablement à la mise en place de l'OTIS dans la chambre, tout ceci avait été testé avec un télescope de rechange. Le JWST doit être maintenu en permanence dans un environnement propre pour empêcher la poussière et autres saletés de dégrader ses performances. L'intérieur de la Chambre A est propre, mais le déballage, le dépliage, le repliage et le remballage d'OTIS nécessitent beaucoup d'espace et doivent donc être réalisés à l'extérieur de la cuve. Une grande salle blanche autour de l'entrée bâillante de la Chambre A a donc été construite. Elle contient un système qui permet de hisser le container d'expédition, de le "déshabiller" de son enveloppe de protection, de le déployer, le faire tourner de la position horizontale à la verticale, de le placer sur sa plate-forme, et finalement de le faire glisser sur des rails jusqu'à l'intérieur de la chambre A, le tout dans un environnement ultra-propre! Bien que la nouvelle salle blanche soit grande, elle est à peine assez grande pour ces activités. Après plusieurs semaines de déballage et de manipulations diverses, le 13 juillet 2017, la porte de la chambre A fut fermée, avec OTIS à l'intérieur, et les tests cryo-vide ont commencé. Ils ont duré 93 jours continus, à un rythme de 24 heures sur 24. Il aura fallu quelques semaines pour tout refroidir à l'intérieur de la chambre et atteindre des températures cryogéniques stables. De la même façon, quelques semaines pour tout réchauffer et retourner à la température ambiante ont été nécessaires. Toutefois chaque minute des 93 jours entiers fut totalement occupée par des tests spécifiques pour vérifier que le télescope fonctionnait tel qu'il avait été conçu pour, et qu'il fonctionnera comme il doit dans l'espace.             Une fois tous les tests cryo-vide terminés avec succès (le 21 octobre 2017), OTIS a été sorti de la chambre A (le 1er décembre 2017). Après toutes les opérations inverses de celles effectuées pour l'entrée dans la chambre, OTIS a été expédié à Northrop Grumman Aerospace Systems, à Redondo Beach en Californie, où il est arrivé le 2 février 2018, pour être uni à l'élément du vaisseau spatial (le bus et le bouclier thermique), et devenir finalement l'observatoire complet du JWST. Avant son départ du JSC, OTIS a été placé à l'intérieur d'un container spécialement conçu, appelé le STTARS ("Transporteur du télescope spatial par les airs, la route et la mer", ou Space Telescope Transporter for Air, Road and Sea). Ce container a été ensuite chargé dans un avion militaire US Charlie C-5, sur la base de Ellington, très proche de Johnson. De là, OTIS a pris son envol pour l'aéroport international de Los Angeles, pour être ensuite conduit par route dans les installations de Northrop Grumman. OTIS a été déballé durant la première semaine de mars, et installé dans la salle blanche de NGAS. L'état du simulateur de télescope, du système électrique, de la structure, et des miroirs sera contrôlé, ce qui est nécessaire après le voyage, à la suite de quoi OTIS gagnera le statut WIF5 (Instrument fonctionnel à température ambiante), ce qui devrait avoir lieu en début mai 2018. L'intégration d'OTIS avec le bus du vaisseau spatial commencera après les tests de vibration qui seront effectués durant l'été 2018, c'est-à-dire vers la fin septembre. Nous aurons enfin alors un observatoire complet! Des derniers tests de vibration de l'ensemble de l'observatoire auront lieu à la fin de l'année 2018 avant l'embarquement pour Kourou, en Guyane Française. Une vidéo du voyage de OTIS dans le STTARS réalisée par le Centre Spatial Goddard de la NASA est disponible ici. (Crédits pour les photos: NASA/Chris Gunn)

Le Lancement

The JWST sera lancé par une fusée Ariane 5, dont la coiffe a été modifiée pour pouvoir l'héberger. Fusée et lancement font partie de la contribution de l'ESA à la mission. Ariane 5 est mondialement reconnue pour être le lanceur le plus à même de propulser le JWST dans l'espace (en juin 2017, le record lui appartenait avec 80 lancements consécutifs réussis). Le JWST sera lancé depuis le complexe ELA-3 d'Ariane Espace de la base de lancement européenne située près de Kourou, en Guyane française. Il est avantageux pour un site de lancement d'être situé près de l'équateur, puisque le spin de la Terre peut aider à gagner une poussée supplémentaire (la rotation de la surface de la Terre à l'équateur s'effectue à une vitesse de 1670 km/h). Le segment lancement comprend 3 composantes principales:   Le véhicule de lancement Ariane 5 avec un dernier étage cryogéniqe. Le lancement sera configuré en mode unique, avec un long carénage de charge utile d'un diamètre statique maximal de 4.57 mètres et une longueur utilisable de 16.19 mètres. L'adaptateur de Charge utile, comprenant le Cône 3936, qui fournit l'interface mécanique et électrique qui séparent l'Observatoire Webb de la Fusée. La préparation du lancement et le lancement proprement dit. Ces deux campagnes sont sous la responsabilité mutuelle de la NASA, de l'ESA, de NGAS (Northrop Grumman Aerospace Systems, qui est l'entreprise qui a construit le télescope), et d'Ariane Espace.         Pour que le télescope puisse rentrer dans la fusée, il doit être plié comme le montrent les images ci-dessous (Images publiées avec l'aimable autorisation d'ArianeSpace.com).                                                                        

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.

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

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 d'un des deux composants de l'instrument MIRI, appelé MIRIM. MIRI offre quatre modes d'observation différents: imagerie, coronographie, spectroscopie à basse résolution, et spectroscopie à intégrale de champ à moyenne résolution. MIRIM obtiendra des images à travers 10 filtres et des spectres de basse résolution (R?100) entre 5 et 11 microns, ainsi que des images coronographiques aux longueurs d’onde de 10,65, 11,4, 15,5 et 23 microns. La résolution de MIRIM est de 0,11 secondes d'arc par pixel, pour un champs maximum de 74 x 113 secondes d'arc. Plusieurs champs plus petits sont aussi disponibles (7x7; 14,1x14,1; 28,2x28,2; 56,3x56,3 secondes d'arc). La spectroscopie de champ intégral avec un spectromètre à moyenne résolution, entre 4,6 et 28,6 micron, sur un champs de 3,5 x 3,5 secondes d'arc, sera réalisée par le MRS, construit par le Rutherford Appleton Laboratory (RAL) sous l'égide du Conseil des facilités en Science et Technology (STFC - Science and Technology Facilities Council) au Royaume Uni (voir le site en anglais MRS). Le MRS dispose de 4 canaux séparés, chacun d'eux disposant de son propre réseau dispersif et de son découpeur d'image (image slicer). Bandes passantes et filtres disponibles dans MIRI: Durant les années 2013 et 2014, MIRI a été intégré dans l'ISIM (Integrated Science Module), auquel il est attaché par une structure en hexapode faite de fibre de carbone et de plastique, ce qui l'aide à l'isoler thermiquement. L'instrument a passé avec succès les 3 tests Cryo-vide réalisés au GSFC (Goddard Space Flight Center) à Greenbelt, dans le Mariland. [caption id="attachment_1759" align="alignleft" width="400"] L'ensemble du Cryo-refroidisseur[/caption] Il convient de souligner que pour permettre d'effectuer des observations dans l'infrarouge thermique avec le JWST, MIRI doit être doté d'un système additionnel de refroidissement, dont le Jet Propulsion Laboratory de la NASA (JPL) est responsable. Celui-ci fonctionne d'une manière similaire (en gros!) aux réfrigérateurs et systèmes d'air conditionné: un fluide porté à des températures froides dans la partie "tiède", est injecté dans la partie froide où il absorbe la chaleur, avant de retourner vers le condensateur. Une source de chaleur provient d'un résidu de celle du vaisseau spatial, mais une autre provient de son électronique située près des instruments. La plus grande partie de l'électronique réside, elle, dans le bus du vaisseau spatial, beaucoup plus chaud, et une grande longueur de tuyauterie est nécessaire pour réduire la chaleur produite par l'électronique sur le côté froid. Moins de chaleur doit ainsi être évacuée de la partie "tiède".                         [caption id="attachment_1760" align="alignleft" width="400"] MIRI entouré de son bouclier thermique[/caption] Dans le cas du JWST, le Cryo-refroidisseur est situé dans le bus du vaisseau spatial et est relié à MIRI par des tuyaux dans lesquels circule le liquide refroidissant. Le Cryo-refroidisseur est muni d'un radiateur de chaleur sur le bus de vaisseau spatial pour émettre la chaleur qu'il prend. Le réfrigérant du système de refroidissement est de l'Hélium gazeux. Ce système est basé à l'origine sur le TRW ACTDP (Advanced Cryocooler Technology Development Program de la NASA, développé par TRW Space and Technology Group, un laboratoire associé à Northrop Grumman Space Technology (NGAS) qui est responsable de la construction du télescope. Ce modèle a dû être toutefois modifié pour permettre d'atteindre des températures plus basses que celles qu'il fournissait, puisqu'il doit refroidir MIRI jusqu'à 6 K (-267.15° C), alors que, grâce à l'écran solaire, l'ISIM est à une température d'environ 40 K. Autour de MIRI, un écran thermique maintient une température de 20 K.         L'Imagerie Simultanée: MIRI va ouvrir de nouvelles frontières dans la recherche astronomique en offrant une sensibilité sans précédent dans la gamme de longueur d'onde correspondant à l'infrarouge moyen (ou thermique, selon les auteurs). Il est à noter que le MRS a un champ de vision séparé obtenu par l'imageur, permettant un fonctionnement simultané imagerie-spectroscopie lorsque le MRS est le mode d'observation principal. Cette fonctionnalité est appelée "imagerie simultanée" et c'est le mode par défaut lors de la spécification des observations MRS. [caption id="attachment_980" align="aligncenter" width="509"] MIRI pourra réaliser un même temps l'image et le spectre d'un objet céleste.[/caption] L'imagerie simultanée a deux avantages principaux: - Construction de cube de données MRS plus précise: Le petit champ de vision du MRS signifie qu'il y aura peu ou pas d'étoiles dans le même champ de vision que la cible. Les étoiles sont nécessaires pour calculer une solution astrométrique absolue nécessaire à l'alignement précis des spectres obtenus lors de plusieurs visites. Les erreurs astrométriques (~ 0.5 secondes d'arc) peuvent être évitées en effectuant des observations simultanées d'étoiles de champ dans le champ de vision de l'imageur associé. - Davantage de données: Lors de l'utilisation de l'imagerie simultanée, les observateurs ont la possibilité de spécifier leur choix du filtre d'imagerie et le temps d'exposition total avec l'imageur, tant qu'il est inférieur ou égal au temps d'observation total de l'observation primaire MRS. Ces choix permettent d'optimiser les observations scientifiques potentielles du champ adjacent avec l'imageur. Des exemples de programmes scientifiques avec imagerie simultanée peuvent être trouvés dans la liste des programmes GTO acceptés. REMARQUE: L'imagerie simultanée n'est pas un mode d'imagerie parallèle et ne peut être spécifiée que lorsque le mode MRS est le mode d'observation principal. L'imagerie simultanée de MIRI sera disponible à partir du cycle 1 pour tous les types de proposition (GTO, ERS, GTO & ERS, GO). Des informations supplémentaires (en anglais) peuvent être trouvées ici. La grande étendue du domaine spectral couvert par l'instrument MIRI (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. 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 qui sont 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. 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. 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. Pour plus d'informations, voir le site (en anglais)

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.  

L'ISIM

L'ISIM est la charge utile principale du JWST. Il abritera les quatre principaux instruments mais pas seulement.             Intégrer 4 instruments majeurs et de nombreux sous-systèmes dans une seule charge utile est une tâche ardue. Pour la simplifier, les ingénieurs ont divisé l’ISIM en 3 régions. La région 1 comprend le module cryogénique. Il refroidit les détecteurs en dessous de 39 K, une première étape nécessaire dans le processus de refroidissement pour que la chaleur propre du vaisseau spatial n’interfère pas avec la lumière infrarouge (qui est une forme de chaleur) provenant de sources cosmiques distantes. La gestion du sous-système thermique de l’ISIM/OTE fournit un refroidissement passif. D’autres dispositifs abaissent encore plus la température des détecteurs (voir MIRI). La région 2 contient le compartiment électronique, qui procure les surfaces de montage et un environnement ambiant thermiquement contrôlé à l’électronique qui pilote les instruments. La région 3, situé à l’intérieur de la plate-forme (bus) du vaisseau spatial est constituée des sous-systèmes de commande de l’ISIM et de traitement de données, avec le logiciel de vol intégral de l’ISIM, les assemblages des harnais (ensembles de faisceaux de câbles), ainsi que le compresseur du Cryo-refroidisseur et son électronique de contrôle (pour MIRI).       La structure cryogénique de l’ISIM est une structure composite collée de dernier cri, et c’est la première du genre aussi grande (de 2 m x 2,3 m x 2,3 m, pour 860 kg) à avoir été construite et testée pour le JWT. Non seulement elle abrite les 4 instruments de scientifiques, mais elle fournit le support structurel pour les tests au sol et pour le lancement, et maintient la position des instruments l'un par rapport à l’autre, et par rapport au télescope (OTE) avec une précision d’environ 80 microns dans des conditions de cycle cryogéniques thermiques et de lancement d’une fusée chargée. En ce qui concerne la partie des cycles cryogéniques une précision de 25 microns a été vérifiée avec des tests. C'est un cadre tridimensionnel de tubes carrés de 75 mm de coupe transversale faits de matériau composite d’ester de cyanate, renforcé de fibres de carbone, collés ensemble par des goussets faits de ce composé et des attaches faites d’un alliage de fer-nickel à 36% possédant un taux de dilatation thermique d'environ un dixième de celui de l'acier au carbone à des températures allant jusqu'à 204° C (appelé Invar 36). L’Invar 36 est utilisé dans certains endroits bien précis, en particulier aux interfaces entre OTE et GSE (équipement de support au sol). Les instruments sont soutenus par des systèmes en forme de selle faits d’Invar 36, qui sont collés aux tubes, et attachés par des interfaces de plaques de Titane, chacune faite sur mesure, pour procurer un alignement très précis des instruments (l’un par rapport à l’autre, et par rapport au télescope). Le matériau composite a été choisi pour sa forte rigidité spécifique et son bas coefficient d'expansion thermique (CTE). L’Invar 36 a été choisi pour son CTE bas, mais aux dépens d’une solidité relativement faible et d’une grande densité. Le titane a été choisi pour sa forte solidité spécifique. La topologie tubulaire a été motivée par la nécessité d’une attache stable à l’OTE près du miroir primaire, d’une adaptation stable des instruments près de la sortie de la lumière venant de l’OTE, et des limites de l’espace physique disponible dans l'architecture globale du JWST.     Les défis clés de la conception étaient non seulement d’assurer un alignement précis qui pouvait être conservé pendant les cycles cryogéniques, et qui pouvait survivre au lancement de la fusée, mais aussi de réduire les distorsions pendant le refroidissement depuis la température ambiante jusqu’aux températures cryogéniques à une valeur inférieure à 0,5 mm (la largeur d’une mine d’un crayon à papier). De plus, les prédictions critiques des performances optiques du JWST sont faites en utilisant des modèles mathématiques, y compris un modèle mathématique de la structure de l’ISIM. Une corrélation précise du modèle mathématique thermique avec les résultats des tests de mesure de la distorsion a pu être faite avec la structure de vol.     [caption id="attachment_1814" align="alignleft" width="450"] ISIM descendu dans la chambre cryo-vide du GSFC[/caption]Pour relever ces défis, le projet a développé un bloc de construction complet, de façon à pouvoir mesurer la distorsion cryogénique pendant le refroidissement, la solidité des matériaux constitutifs et des éléments de la structure à températures ambiante et cryogéniques, à des niveaux de l’assemblage successivement croissants : composé stratifié/laminé, adhésifs et métaux tubes à couches multiples jointures des goussets, et clips de fixation, sur les tubes, et joints de raccord des tubes armature collée personnifiée Tout le travail de développement au sol devait valider la conception du modèle de vol, et corréler le modèle mathématique de distorsion thermique élaboré en 2008, la structure de vol construite en 2009, et les tests cryo-vide réalisés au Goddard Space Flight Center (GSFC). Des mesures photogrammétriques ont été réalisées à température ambiante et à température cryogénique opérationnelle avec une précision supérieure à 0,025 mm, et ont montré que le niveau de distorsion était largement inférieur à la limite requise (0,5 mm). Après la vérification de la cryo-distorsion, une série de tests a été réalisée au GSFC pour vérifier la robustesse et la rigidité de l’ISIM. Un test cryogénique fut conduit en octobre 2010 pour démontrer que la structure résisterait aux tests de performance des instruments. Un test de vue d’ensemble modal s’est achevé en mars 2011 pour caractériser le comportement dynamique ambiant de la structure et le corréler avec la structure du modèle définitif.     [caption id="attachment_1801" align="alignleft" width="450"] Test de vibrations avec le HCC du GSFC[/caption]Le test de la structure principale à température ambiante s’est achevé en juin 2011 et celui de la structure secondaire en août 2011. Ils ont démontré que les deux structures survivront du lancement. Le test de la structure principale a été accompli avec la centrifugeuse de grande capacité (High Capacity Centrifuge, HCC) du GSFC, qui a appliqué une série d'accélérations centripètes qui ont agi sur la structure et les simulateurs de la masse des instruments scientifiques pour reproduire les forces qui seront éprouvées quand le JWST sera lancé par la fusée Arianne 5. L'effet est le même que celui expérimenté par des enfants sur un manège de chevaux de bois en mouvement, quoique considérablement plus grand : durant le test avec le HCC, le bras tournait à des vitesses de près de 19 tours/min créant une accélération de jusqu'à 7 fois celle causée par la gravité, qui a été appliquée à l’ensemble de la structure et des simulateurs de la masse des instruments, aboutissant à 7 tonnes de force nette aux points d'attachement au télescope.         [caption id="attachment_1788" align="aligncenter" width="680"] Répartition des champs de vue des 4 instruments hébergés dans l'ISIM[/caption]

Les Miroirs du 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. Non seulement un “bon” télescope doit pouvoir focaliser et réfléchir le plus possible de lumière mais il doit aussi être le plus sensible possible aux longueurs d’onde auxquelles il observe. Ceci est défini par les objectifs scientifiques pour lesquels il a été conçu. En ce qui concerne le JWST, ce sera l’observation des objets lointains (ie. Jeunes dans l’histoire de l’Univers) et la formation et l’étude des exoplanètes. A cause de l’expansion de l’Univers (qui fait que les longueurs d’onde sont déplacées vers le rouge, et ce d’autant plus que l’objet observé est lointain) et de la nécessité de « traverser » les poussières, c’est dans l’infrarouge que le JWST opèrera. Or, l’or accroît d’une manière très significative la réflectivité de la lumière infrarouge. [caption id="attachment_2346" align="alignleft" width="250"] Bloc original de béryllium utilisé pour la fabrication d'un segment[/caption]Alors, quelles doivent-être les caractéristiques des miroirs ? Ils ne peuvent certainement pas être faits en or, car celui-ci est un des 3 matériaux les plus conducteurs de température (avec l’argent et le cuivre), et il se dilate et se contracte très facilement en fonction de celle-ci. Et puisque la surface équivalente des 18 segments du miroir primaire requiert que le revêtement soit lisse avec une précision de 20-22 nanomètres, il faut que le matériau utilisé puisse conserver sa forme à des températures cryogéniques. C’est pourquoi il a été décidé de fabriquer les miroirs à partir de béryllium. [caption id="attachment_2347" align="alignleft" width="300"] Dos d'un des segments hexagonaux révélant la structure en "nid d'abeilles" obtenue pour réduire son poids sans altérer sa résistance aux dilatations/contractions qu’entraîneraient des variations de température.[/caption]Le béryllium est un métal léger qui est extrêmement résistant à toute déformation dans un très large domaine de températures. C’est un excellent conducteur d’électricité, mais non-magnétique. Comme, à l’état pur, le béryllium est un métal très dangereux à manipuler et respirer, c’est en fait un de ses oxydes qui est utilisé : une poudre fine appelée O-30. Chaque segment hexagonal est élaboré à partir d’une découpe d’un bloc initial de 250 kg. Celui-ci est évidé à la manière d’un nid d’abeille pour arriver à un poids final de 21 kg (environ 40 kg, lorsque on lui ajoute ses actuateurs). Le miroir seul (les 18 segments hexagonaux) pèsera 705 kg et l'ensemble du télescope sera, en définitive, ultra-léger, avec un poids de 6200 kg, seulement 55% de ce que pèse celui du télescope spatial Hubble actuellement en orbite. Pour assurer la bonne réflexivité des miroirs, ils seront donc recouverts d’une couche d’or. Ce revêtement doit être suffisamment épais pour recouvrir entièrement le miroir, mais suffisamment fin aussi pour qu’ils ne se déforment pas lorsque la température varie. Ce revêtement est obtenu au moyen d’une méthode de déposition de vapeur sous vide : les miroirs sont placés dans une cuve à vide, et lorsque le vide est obtenu, une petite portion d’or est vaporisée et injectée dans la cuve (les parties qui ne doivent pas être recouvertes, comme le dos des miroirs, sont masquées par du « scotch » adhésif). Le processus continue jusqu’à obtenir une couche de 100 nanomètres d’épaisseur. [caption id="attachment_2348" align="alignleft" width="800"] Tous les miroirs du JWST seront recouverts d'une mince pellicule d'or.[/caption] Contrairement à ce que l'on pourrait penser, cela ne fait pas beaucoup d’or ! Chaque atome d’or a environ 0.166 nanomètres de diamètre, et donc en moyenne l’épaisseur du revêtement d’or représente une épaisseur de 600 atomes. Avec les 18 segments, la surface équivalente est de 25 mètre-carrés. La densité de l’or étant de 19,3 g/cm-cube, cela fait donc environ 2,5 cm-cube au total. Ou encore, 48 grammes d’or ! Le prix équivalent est de l’ordre de 2000 €. Notez que comme l’or est un métal très mou et malléable, il a besoin d’être protégé, ce qui est obtenu par une couverture d’une couche fine de verre amorphe transparent. En conclusion, ce n’est pas tant la quantité d’or qui est utilisée qui compte dans la fabrication du télescope le plus puissant du monde, mais plutôt la manière dont cet or est utilisé ! [caption id="attachment_2351" align="aligncenter" width="800"] Les 18 segments qui forment le miroir primaire du JWST après assemblage et dépôt d'or. Contrairement à ce que l'on pourrait croire, il n'y a en fait pas beaucoup d'or! (NASA/Chris Gunn)[/caption] De nombreuses autres innovations (et prouesses) techniques ont été nécessaires pour réaliser le JWST, en particulier 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.

Le JWST

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 composées notamment d'instruments. MIRI est l'un des quatre instruments présents dans le télescope spatial James Webb développé en partenariat entre l'Europe et les Etats-Unis. Il fournira des images et des spectres dans l'infrarouge moyen mais aussi des images coronographiques. JWST : objectifs scientifiques (explornova 360) Le JWST, un télescope en infrarouge? L'astrophysicien Pierre-Olivier Lagage nous emmène à la naissance de l'instrument MIRI du James Webb Space Telescope. James Webb Space Telescope - un miroir déployable Trajectoire et déploiement du James Webb Space Telescope Comment est attribué le temps d'observation avec le JWST ? La France a concentré ses efforts sur MIRIM, l’imageur de MIRI. Sous contrat avec l’ESA, le CNES assume la responsabilité générale de la participation française au développement de MIRIM, et a délégué au CEA, à travers le Département d'Astrophysique du CEA/Irfu, la direction des aspects techniques liés à sa construction. L'Irfu assure aussi la direction scientifique du projet pour ce qui est de la contribution française, laquelle provient de 4 laboratoires : l'Irfu au CEA-Saclay, le LESIA de l’Observatoire de Paris, l’IAS à l’Université de Paris-Sud, et le LAM à Marseille. MIRIM offre plusieurs modes d’observation, y compris un mode coronographique qui permettra de sonder le voisinage proche des étoiles et de détecter la présence de planètes et/ou de disques autour de certaines d’entre elles. L'équipe projet de MIRIM Comment et pourquoi tester MIRIM ? Défis techniques de MIRIM Quel est le rôle de l'ingénieur système pour MIRIM ?

Le centre d'expertise

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. Un centre d'expertise pour MIRIM, pourquoi et comment ? Un centre d'expertise pour MIRIM, pourquoi et comment ? from ExplorNova on Vimeo. Un centre de traitement des données MIRI du JWST ? Un centre de traitement des données MIRI du JWST ? from ExplorNova on Vimeo. Qu'est-ce qu'un simulateur d'instrument ? Qu'est-ce qu'un simulateur d'instrument ? from ExplorNova on Vimeo.

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 phénomène très bref qui marque la fin de vie des étoiles massives dont le cœur s'effondre ou celle de certaines étoiles de systèmes multiples qui explosent par déflagration thermonucléaire. Les observations dans le proche infrarouge (comme celles que réalisera NIRCam au JWST) sont particulièrement indiquées pour détecter les supernovae les plus lointaines (à cause du décalage vers le rouge de leurs signatures spectrales), de même que celles menées avec MIRI dans l'infrarouge thermique sont les seules capables de mettre en évidence une condensation éventuelle de poussières dans l'éjecta.

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. L'histoire des premières exoplanètes détectées retracée par l'astrophysicien Pascal Tremblin (Maison de la simulation / CEA).   Interviews de l'astrophysicien Pierre-Olivier Lagage (Irfu / CEA) : Qu'apporte le JWST dans l'observation des exoplanètes ? Observer l'atmosphère des exoplanètes avec le JWST Détecter les atmosphères des planètes de Trappist-1 avec le JWST

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.

Programs & Projects Accomplishments

The following tables contain a record of program and project accomplishments since 2015 (source from NASA). The date column colors indicate the following: GREEN : Ahead of Planned BLACK : On Time RED : Later than Planned The image below points out various major hardware components of the observatory referred to in the tables. Click for getting the Table of Accomplishments for year: 2019 2018 2017 2016 2015

Meetings and Conferences

  MEETINGS AND CONFERENCES INSPIRED BY OR RELEVANT TO JWST AND MIRI are listed below : Minutes of the MIRI Test Team Teleconferences can be found here (Test Team Members only).   JWST Data Analysis and Calibration workshop at STScI, Baltimore (MD), on November 5th, 2018 (Informations). JWST: Launch, Commissioning, and Cycle 1 Science, a science meeting to be held in Vienna, Austria, Aug. 20-22, 2018 during the IAU 2018 General Assembly (Informations). American Astronomical Society 232nd Meeting: it will be held at Denver (CO) June 3-7, 2018. There will be a JWST booth, and DD-ERS special sessions (AAS 2018). Early Science with JWST: critical to the success of the James Webb Space Telescope (JWST) mission is the ability to bring the scientific community quickly up to speed on the instruments and scientific capabilities of the observatory. EWASS 2018, taking place on 3-6 April 2018, offers a perfect opportunity to inform the European community of the status of the JWST mission, and discuss the scientific programs that will define the first months of operations, including the Guaranteed Time Observations (GTO) and the Early Release Science (ERS) programs. Now that the ERS programs have been selected, EWASS 2018 will offer a timely forum to engage with the ERS teams, as well as encourage scientific discussion of future JWST plans.As part of the science meeting, EWASS 2018 will host the "Early Science with JWST" symposium S1 on 3-4 April 2018. The symposium will: Update the community on the status of the mission. This will come at a time when JWST is going through some of the last phases of its integration and testing and when the commissioning plans will be in an advanced state. Provide an opportunity for participants of successful ERS proposals to advertise their programs not only from the scientific point of view, but also with respect to what they have committed to make available to the community in addition to the raw data (data products, tools). Provide an opportunity for Guaranteed Time Observers (GTOs) to advertise their programs. Provide an opportunity for community members to present and discuss potential science with JWST. Highlight community outreach and public educational opportunities from the launch and first JWST science. More information on EWASS 2018 here and on the S1 Symposium here. Science with Precision Astrometry: Precision astrometry is providing many advances in our understanding of the physics of the local universe, which will expand as the HST time baseline increases, the Gaia DR2 catalog is released, JWST is launched and new ground-based facilities come on-line. This workshop will address the state of our current and near-future facilities, the techniques that are needed to achieve precision astrometry, science results and the future landscape (Informations) February 26th Social Media Q&A Session on Twitter: STScI held the first Q&A session on their JWST Observer Twitter account on Monday, February 26, 2018 to help   the community prepare for the JWST Cycle 1 proposals. Another session will take place on Monday, March 5 at 3:00 pm (ET). Informations here.         MIRI EC Science Team/Commissioning Meeting, Dublin 13-15 Sept 2017: details and presentations here (only for EC members) MIRI EC Test Team and Developers meetings at Paris 12-16 June 2017: The aim of the meeting is for the whole test team to meet, exchange the current status of developments (CARs, pipeline, simulators, etc.), plan further pre-launch developments, commisiong work, required science support, ....... but also for all of us to get together. The meeting will be a mix of plenary sessions (with short ! summary talks to provide a comprehensive overview and to guide neccesairy discussions) and working discussions in small groups (NB 2 is considered to be a group) (details here) (only for EC Test and Software teams members). MIRI EC Science Team meeting Jan 31 - Feb 03, 2017, Heidelberg, Germany: informations and some presentations available. MIRI EC Science Team meeting oct 12-14 oct 2016, Leuven, Belgium: details can be found here (only for EC members).

Le centre d'expertise

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. Un centre d'expertise pour MIRIM, pourquoi et comment ? Un centre d'expertise pour MIRIM, pourquoi et comment ? from ExplorNova on Vimeo. Un centre de traitement des données MIRI du JWST ? Un centre de traitement des données MIRI du JWST ? from ExplorNova on Vimeo. Qu'est-ce qu'un simulateur d'instrument ? Qu'est-ce qu'un simulateur d'instrument ? from ExplorNova on Vimeo.

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. [caption id="attachment_1722" align="alignleft" width="400"] La salle de contrôle à JPL[/caption] JPL, in conjunction with the MIRI science team, has selected the three flight arrays along with their spares. A tutorial on how these detectors work (from M. Ressler, JPL) is available at: Detector Handout. For a thorough review of the detectors characteristics and performances, see Rieke et al., 2015 and Ressler et al., 2015. In parallel, and in addition, to the tests performed at the Goddard Space Flight Center (GSFC, see report in the same page), several members of MICE supported the continued characterization at the Jet Propulsion Lab de la NASA (JPL, Pasadena en Californie), of the state-of-the-art Si:As detectors and its associated focal plane electronics (FPE), in view of understanding better the detectors behaviour and specific related issues. The goals of these tests are to: characterize the performance of readout modes; establish subarray operations; characterize changes to performance when switching between subarrays and/or readout modes; fine tune detector settings to mitigate residual artifacts; optimize anneal effectiveness; and characterize persistence. These tests are part of a continuing effort to support the MIRI pipeline development. They are being followed by an extensive analysis. Thus, MIRI team members not only staffed shifts during the testing but are are also collaborating in analyzing the data taken. The 8th campaign at JPL took place during the first 2 weeks of March, 2018. [caption id="attachment_1725" align="aligncenter" width="600"] La pièce de JPL où est installé le détecteur[/caption] The list below includes reports based on tests made at GSFC during which MIRI was inside ISIM (CV1, CV2, CV3), and on the 8 tests performed at JPL. The following reports are NOT intended for the general public, but rather for the professionals. MIRI-TR-00003-CEA: Study of the Signal to Noise Ratio, Drifts and other odd behaviours (Aug. 2012) MIRI-TR-00004-CEA: A Further Analysis of MIRI High Signal to Noise Data (Aug. 2012) MIRI-TR-00005-CEA: Impact on a Fluctuating Focal Plane Temperature on the Integration Ramps (Oct. 2012) MIRI-TR-00006-CEA: Signal drifts (July. 2013) MIRI-TR-00007-CEA: Scattered Light (July 2013) MIRI-TR-00008-CEA: Latents in darks (Aug. 2014) MIRI-TR-00009-CEA:Latents decay timescales (March 2015) MIRI-TR-00010-CEA: Slow Drifts (July 2015) MIRI-TR-00011-CEA: Fast Latents (Sept. 2015) MIRI-TR-00012-CEA: Slow Latents (Sept. 2015) MIRI-TR-00013-CEA: Sensitivity Baseline (in colaboration with M. Garcia-Marin (ESA) and Ori Fox (STScI)) (March 2016) MIRI-TR-00014-CEA: Electronic Anneal (April 2016) MIRI-TR-00015-CEA: Long Timescale Latents (March 2018) MIRI-TR-00016-CEA: Trap Mechanisms (Nov. 2016) MIRI-TR-00017-CEA: Dark Persistence (Feb. 2014) MIRI-TR-00018-CEA: Fast vs. Slow Mode (Jan. 2018, Draft) MIRI-TR-00019-CEA: Dwell Time (Jan. 2018, Draft) MIRI-TR-00020-CEA: Imprints (Jan 2018, Draft) And from Macarena Garcia-Marin (ESA) on BIAS Levels (July 2015).

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 Technical reports issued by MICE are available on the DETECTOR page. Further, other reports have been written following tests realized either at Saclay or at other Institutes. They include: MIRI-TR-00021-CEA (DPA Transmission at short wavelengths).

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 Département 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. Les vidéos sont en français. 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. [caption id="attachment_1919" align="aligncenter" width="810"] MICE premices at CEA-Saclay, Building 703 (SPHn), Rooms 37; L'Orme des Merisiers, Gif-sur-Yvette, F91191[/caption] 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.  

Proposal Tools

The tools to craft a JWST proposal include: The Exposure Time Calculator (ETC): it calculates the detailed performance of the observatory by modeling astronomical scenes consisting of single or multiple point and extended sources. It offers full support for all of the JWST observing modes. The Space Telescope Image and Spectroscopy Simulator (STIPS): it is used to simulate JWST observations of large astronomical fields. The PSF Simulation Tool (WebbPSF): it is used to simulate detailed point spread functions for all the JWST instruments. The JWST project has several Target Visibility Tools (including the General Target Visibility Tool, the Coronagraphic Visibility Tool, and the JWST Backgrounds Tool) to assess target visibilities. The Astronomer's Proposal Tool (APT): it is used to write, validate and submit proposals for both the Hubble Space Telescope and the James Webb Space Telescope. Simulated data sets for NIRCam, NIRISS, NIRSpec, and MIRI [caption id="attachment_1471" align="alignleft" width="400"] Pseudocolor image of the central region of a globular cluster viewed in the Z087, J129, and F184 filters of the WFIRST Wide Field Imager, as simulated using STIPS.[/caption] The STIPS (Space Telescope Image Product Simulator) software produces simulated imaging data for complex wide-area astronomical scenes, based on user inputs, instrument models and library catalogues for a range of stellar and/or galactic populations. It was originally developed for the JWST mission, but now has been extended to include WFIRST functionality as well. The current JWST version produces images covering the MIRI detector, either one or both NIRCam Long detectors, and either one, four, or all eight NIRCam Short detectors. STIPS includes the most current information about the telescope sensitivity, spectral elements, and detector properties; it uses the PSF model generated by WebbPSF for JWST, and it calls the appropriate Pandeia/JWST ETC modules to compute instrumental throughput and count rates. STIPS is based on a Python module and a web interface that provides a straightforward way of creating observation simulations. In its current implementation, it runs server-side and allows users to submit simulations and view/retrieve the results (More on STIPS). The WebbPSF computes PSFs from a supplied library of optical path difference (OPD) files consistent with the JWST optical error budget, including wavefront errors in the Optical Telescope Element (OTE) and in each instrument. 10 independent statistical realizations are provided for each. Using these, WebbPSF computes observed PSFs assuming Fraunhofer (far-field) propagation. WebbPSF provides: PSF simulations for direct imaging and coronagraphic modes, and for non-redundant aperture masking on NIRISS. Improved instrument properties such as normalized filter throughputs for NIRCam, NIRspec, and NIRISS, and detector pixel scales and orientations for all instruments. Arbitrary oversampling of output PSFs Quick calculations using optimized matrix Fourier transforms, the fast semi-analytic coronagraphy algorithm, and the FFTW3 library (optional). Built-in functions for PSF evaluation such as producing radial profile plots, measuring encircled energy curves, FWHMs, etc. A greatly improved graphical user interface. An easy-to-use scripting interface for integration with other tools. Limitations: The spectroscopy modes of NIRSpec and MIRI are not yet supported. Detector imperfections are likewise not included. The current OPD models do not support field-dependent wavefront error across the instrument FOVs. Future versions of WebbPSF and related software packages will address these issues. Simulated observations have been created for each of the instruments listed below as a way to familiarize investigators with JWST data products. These high fidelity simulations were developed by JWST instrument team members, including instrument scientists at STScI and ESA. Simulation data for MIRI and NIRSpec remains available through an FTP hosted by ESA. Data files that were used to generate the simulated observations, such as catalogs of sources, SEDs, background, etc., are also provided where available. Most data are organized and formatted in substantially the same way as they would from a genuine observing program for various observing modes. Data files may be retrieved individually or, in some cases, in bulk from the linked pages listed below: MIRI data simulations (at ESA) include an Integral Field observation with the Medium Resolution Spectrograph (MRS), a Low Resolution Spectrograph (LRS) observation, and an imaging observation (voir MIRISim) NIRCam data NIRISS data simulations include the following science modes: Imaging, Wide-Field Slitless Spectroscopy (WFSS), Single Object Slitless Spectroscopy (SOSS) and Aperture-Masking Interferometry (AMI). NIRSpec data simulations (at ESA) include observations using the Multi-Object Spectroscopy (MOS) mode and Integral Field Spectroscopy (IFU) mode. Note: The format and organization of most of the data and metadata in the FITS files offered here is the same as that expected for Level-1b products. 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 illustrates the great coverage of the telescope (more on the Coordinate System and Field of Regard). The JWST project provides two quick-look target visibility tools to help in pre-planning observations, and for determining their feasibility, prior to entering them in APT: the General Target Visibility Tool (GTVT) predicts visibility windows and position angles for all instruments (GTV), and the Coronagraphic Visibility Tool (CVT) provides target visibility information for the NIRCam and MIRI coronagraphic modes (CVT). The JWST APT Visit Planner (VP) includes other aspects of schedulability beyond just visibility, including the availability of guide stars at relevant position angles, and any special requirements levied on the observations in APT. APT is the final arbiter of schedulability. The APT version  2020.1.1 has been formally released on January 22, 2020 by the Space Telescope Science Institut (STScI). This version of APT is a major JWST release and must be used for all HST and JWST GO programs. Click here to download. APT 2020.1.1 contains the following changes you should be aware of for JWST: MPT Rewrite: There has been a major reengineering of the user experience of the MSA Planning Tool. Timing Changes: The modeling of overheads has been better aligned with what has been seen in ground testing. Previous draft proposals may now report more or less  "Charged Time" than in previous versions. New Coordinated Parallel options: There are three new supported prime/parallel pairings of templates available: NIRCam WFSS & MIRI Imaging, NIRCam WFSS & NIRISS Imaging, and NIRSpec MOS & MIRI Imaging. Key for graphical Timeline: The graphical Timeline tool now has a link to a key (hosted in JDox) at the bottom of the display. (91536) Joint HST/JWST programs: JWST Cycle 1 invites Joint Observatory Programs for HST and JWST. (91818) Default Visit Planner Dates: The default date range for Visit Planner processing has been updated. For Cycle 1 the default range is now 01-Aug-2021 to 31-Mar-2023. (90480) Example Science Programs: Eight more Example Science Programs have been added to the APT File Menu. (91612) Optional MIRI Verification Image: For slitted MIRI LRS observations with a Target Acquisition there is now an option for a Verification Image. (91765) Brighter targets for NIRCam: Support for acquisition of brighter targets by allowing additional filter choices in the NIRCam Time Series and Grism Time Series templates. (89141) Additional Filter for NIRISS: The NIRISS SOSS template now allows the use of the F277W filter. (91758) Previous APT Versions: APT 26.0.2 (May 14, 2018) Pure Parallels: Improved the implementation of Pure Parallels NIRSpec MSA Planning tool: Numerous updates to the NIRSpec MSA Planning tool Data Volume: Corrections to data volume calculations and a check at 1/2 recorder size Visit Coverage: Corrections to the visit coverage export file Target Groups: Completed implementation of target groups APT 25.4.4 (March 14, 2018):Minor release - fixes a regression in Aladin; recommended for users of the Aladin tool. APT 25.4.3 (Feb. 20, 2018):Changes to the Visit Planner servers: There are now separate servers for Fixed and Solar System proposals. And Solar System proposals no longer check for guidestars. Fix for MIRI LRS Mapping: The spectral & spatial offsets for the mapping dither had been inverted in the Aladin display and reports. Improved opacity functionality in Aladin: There is now a master slider for the opacity of apertures in Aladin as well as a toggle to turn off the fill. APT 25.4.2 (Jan. 16, 2018):Timing model: Includes updates to the timing model, including revisions to the overheads for coordinated parallel observations and tight timing windows.. MIRI No Acq option: The option for MIRI LRS and MRS observations to be executed with no Target Acquisition. MIRI MRS flexibility: The Wavelength and filter selection is now more flexible for MIRI MRS observations. Version 25.4.2 had to be used to support JWST Early Release Science (ERS) and Guaranteed Time Observers (GTO) (and also HST Cycle 25 Phase I) submissions. APT 25.4.1 (Dec. 5, 2017):Background Noise Calculation: You can now specify (with a Special Requirement) that your observation is Background Limited and this will be considered in the Visit Planner processing. Operational PDF: The operational PDF has been updated to be a more complete view of your proposal. Helpful for reviewing the technical aspects of your proposal. ETC ID: There is now a place to record the ETC Workbook ID for each exposure specification. Aperture updates in Aladin: There have been changes in the representation in Aladin of many apertures. Data Volume: There have been many updates to the data volume calculations. Context Sensitive Help: With updates to JDox, CSH is mostly complete. Smart Accounting: You are now given feedback that Smart Accounting needs to be run and more ways to invoke it. NIRSpec MSA: Guidestar checking and smart accounting have been turned on for NIRSpec MSA observations. Processing dates: The default Visit Planner processing dates have been updates for the updated launch dates. APT 25.4.0.1 (Nov. 20, 2017):NIRSpec: Added Wide Aperture Target Acquisition (WATA) NIRSpec: Updated the NIRSpec MSA Planning Tool NIRSpec: Updated MSA metrology model NIRSpec: Updated dithers for Fixed Slit and IFU templates NIRCam: Updated dither for NIRCam Imaging NIRCam: Fixed aperture used for NIRCam Time Series MIRI: LRS template can now use SLOW mode NIRISS: TA can now use readout pattern NIS Aladin: Updated apertures and visualization Data Volume: Updated Timing Model: Updated (but no overheads yet for moving targets or coordinated parallels) Smart Accounting: Updated New Category: Added archival proposal category TSO: Added Time Series Observation special requirement (allows exposures longer than 10 ks for some templates) Guide stars: Catalog updated: news stars added Guide stars: Increased spoiler radius: some guide stars no longer viable) Version 1.2 of the JWST ETC has been released on December 2017 ETC login. As a note, when you login to the 1.2 ETC, your old workbooks will be marked "Out of Date": When you load them, they will open in Read-Only mode: this ensures that your previous results are not overwritten and remain available to you for reference. If you copy an out of date workbook, and load the copy, all its calculations will be automatically updated for you with the current version of the software. For more information, see ETC Releases and Out-of-Date Workbooks. In addition, JWST ETC version 1.2 features faster performance, accuracy improvements, usability enhancements, and more. [caption id="attachment_2194" align="alignnone" width="400" class="left"] Exemple of output from the ETC (here the signal-to-noise ratio).[/caption] The version 1.2.2 of the ETC has been released on March 19, 2018. This patch includes accuracy-related changes for several modes, as well as critical performance and robustness improvements. Important Note: When you log in to the 1.2.2 ETC, your old workbooks will be marked "Out of Date": they will open in Read-Only mode: this ensures that your previous results are not overwritten and remain available to you for reference. If you copy an out of date workbook, and load the copy, all its calculations will be automatically updated for you with the current version of the software. Accuracy Improvements: Calculations now treat "number of exposures" as "number of dithers". This correctly decreases the residual flat field error for dithered observations. Major accuracy improvements have been achieved for NIRCam and MIRI Coronagraphy modes, MIRI Coronagraphic Target Acquisition, and NIRISS long-wavelength Imaging and TA modes, by using a redesigned and better-sampled PSF Library. MIRI: MIRI Four Quadrant Phase Masks now include the effect of the quadrant boundaries on off-centered PSFs. The MIRI Lyot Coronagraphic Mask is now more appropriately sampled (positions of the pre-calculated PSFs). MIRI Coronagraphic Target Acquisition no longer erroneously has the coronagraph stops in the pupil plane. NIRCam: NIRCam Coronagraphy bar masks are now more appropriately sampled (positions of the pre-calculated PSFs). NIRISS: NIRISS Imaging in long-wavelength filters now include the pupil mask, leading to a ~16% reduction in flux. This affects the F277W filters and longer wavelengths, for Imaging and Target Acquisition modes. New Features: NIRSpec IFU and MIRI MRS modes now report saturations from both "Nod" positions independently. Coronagraphy modes now report saturations from both Science Scene and PSF subtraction source separatedly. The Coronagraphy Strategy has been enhanced by providing a total of four options under "PSF Subtraction". "Optimal (PSF Autoscaling)" will automatically scale the PSF subtraction source to the flux of the central source before subtraction. This matches the ETC 1.2 behavior for "Optimal" subtraction. "Optimal (No PSF Autoscaling)" with no scaling of the PSF subtraction source. This matches the ETC 1.1.1 and earlier behavior for "Optimal" subtraction. "Unsubtracted Science Scene" displays only the science scene, with only the coronagraphic mask suppressing the central source. "PSF Subtraction Source only" displays the PSF subtraction source by itself, under the coronagraphic mask. Under the hood: ETC 1.2.2 is installed on more powerful hardware, to better support heavy load as the deadlines for proposal submissions approach. Improvements have been made to database handling and resource management. Additional logging and monitoring has been added to facilitate problem investigation.Note that the old workbooks from previous ETC versions are locked to facilitate comparisons.. When you load them, they will open in read-only mode. This ensures that your previous results are not overwritten and remain available to you for reference. When you copy an out-of-date workbook and load the copy, all of its calculations will be automatically updated for you with the current version of the software. See the Release Notes for details, and be sure to review the Known Issues for this release (and the previous ones). 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: 

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 pipeline working group (IPWG),  which task was to define the overall architecture and to produce those algorithms to be coded in Python and included in the general pipeline built at STScI. Indeed, MICE leads the Imager and Coronagraphs Working Groups : MICE is in particular responsible for the calibration, the mosaicking, the source detection and the photometry. The pipeline delivered by STScI has been tested in the course of changing versions (currently 7.3 - October 2019). Programmes for the throw on one or several files in an automated way have been written. The dependence in memory and processor according to the size of the files of entry has been studied. The proposed architecture shown below is in particular based on so-called “self-calibrations”. Not all of them will be applied in the general pipeline 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 pipeline. 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 study the performance of the detector and to make a correction of the image, if necessary. 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 dithered 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 will use a VO compatible archiving system for data products coming from our pipeline (and its specific extra steps), as the STScI will do (MAST: Mikulski Archive for Space Telescopes).

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”!).

MIRISim, the MIRI Simulator

Simulators are frequently used in astronomy to model the behaviour of a telescope and instrument, and to simulate its data products. MIRI is no exception. MIRISim is the official MIRI simulator, able to model Imager, MRS and LRS simulations. Special needs not covered by MIRISim can be answered by our centre of expertise, as several members are active developpers of the simulator. In parallel, MICE, the French Centre of Expertise for MIRI, has developped an IDL simulator for the coronagraphs. This simulator can be used upon request and scientists who would make use of it should contact directly MICE. It was thus decided to develop a general MIRI simulator, MIRISim, 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. MIRISim takes as input either a user defined ‘scene’ or a FITS file, and simulates an observation based on user defined Imager filters or MRS channels, and exposure parameters (number of groups, integrations, etc). The results are JWST ‘level 1B’ data which are suitable for processing with the JWST pipeline. The data produced by MIRISim is consistent with the MIRI sensitivity model, but should not be used as a replacement for the JWST Exposure Time Calculator (ETC). MICE has been working in simulations for the Imager and LRS in Python, with some support from outside (Stephen Beard from STFC, Örs Detre from MPIA, and Steffen Rost from the University of Cologne) for integration in the general MIRISim simulator. A stable public version has been released August 17th 2017 for general users. However, there is a “private” version "MIRICLE" for the MIRI team and collaborators, on which MICE has been working actively (see ). MICE's work on MIRIMSim includes: A user manual with some exemples. A description of MIRISim. Extensive test of the public release. Investigation of the noise which has been then after corrected in SCASim. Up-dating and corrections of the part which handles the imager, which is at present (2018) evolving and maintained in the course of changing versions. The MIRI Simulator software package, MIRISim has been released for public use on April 9, 2018. The current version is Python 2.7 based, with a planned update to Python 3 coming soon. Public MIRISim page. The official installation page for MIRISim can be found here. To be kept up to date with MIRISim developments, including announcements of new releases, please sign up to the announcement list. MIRISim is available on an as-is, best-effort basis, and information about MIRISim and example use cases can be found here.