MIRI

MIRILe 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 (7×7; 14,1×14,1; 28,2×28,2; 56,3×56,3 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.

L’ensemble du Cryo-refroidisseur

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 ».

 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 

MIRI entouré de son bouclier thermique

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.

Imagerie simultanée

MIRI pourra réaliser un même temps l’image et le spectre d’un objet céleste.

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.

Publié dans JWST