MIRISim Released

The MIRI software team is pleased to announce the public release of the MIRI Simulator software package, MIRISim (April 9, 2018).

MIRISim has been built, in Python, to simulate the optical path through MIRIM, the MIRI Imager, and both the Low and Medium Resolution Spectrometers (LRS and MRS, respectively).

It 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).

The download instructions are available at the MIRISim installation website

MIRISim is available on an as-is, best-effort basis, and information about MIRISim and example use cases can be found here.

The current version is Python 2.7 based, with a planned update to Python 3 coming soon. To be kept up to date with MIRISim developments, including announcements of new releases, please sign up to the announcement list.

The MICE team has released a description of MIRISim available here, and a Userguide with some exemples.

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

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.


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.

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

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.

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).

Ce programme constitue aussi une démonstration de la capacité du JWST à réaliser des mesures astrométriques avec une très grande précision.

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Informations sur le Report du Lancement


Malheureusement, la date du lancement du JWST a dû être reportée à mi-2020 (voir actualités du 27 mars 2018). Une commission indépendante qui doit traiter de l’agenda à venir et des aspects techniques examine actuellement l’ensemble du programme JWST et devra mettre à jour en mai prochain (2018) les nouvelles prévisions sur la date de lancement. La NASA utilisera alors cette date pour déterminer les rallonges de budget nécessaires et les marges à appliquer à ce nouvel agenda, qui seront présentées au congrès américain aux alentours de juillet 2018.

Les expectatives actuelles pointent plutôt vers une date ultérieure à mi-mai 2020 qu’à une date antérieure. La bonne nouvelle est que l’OTIS (miroirs et instruments) est considéré par les autorités de la NASA comme un succès retentissant, et prêt à voler. Une série de tests (WIF5) assez simples mais qui sont nécessaires après son transport en avion depuis le JSC (Johnson Space Center, à Houston) jusqu’à Redondo Beach, siège de NGAS (Northrop Grumman Aerospace Systems), aura lieu en mai 2018 pour une durée de 6 jours, au cours desquels les miroirs et les instruments seront mis sous tension. L’OTIS attendra ensuite que le SCE (bus du vaisseau spatial + boucliers thermiques + modules du propulseur) ait terminé ses propres tests et soit prêt pour l’intégration.

Le SCE cependant est affecté par des problèmes liés au propulseur et surtout à la fragilité des écrans thermiques révélée par les tests de déploiement sous 1G. Ce qui explique la nécessité de reporter le lancement. De plus le SCE doit encore attendre l’issue des tests acoustiques, de vibrations, et de vide thermique de l’OTIS qui débuteront prochainement et dureront jusqu’à septembre 2018. D’où la volonté de placer des marges dans l’agenda pour parer à toute éventualité et à ce qu’il pourrait survenir durant les tests de déploiement des écrans thermiques.

L’assemblage de l’OBS (OTIS (charge utile) + SCE (bus du vaisseau spatial), c’est-à-dire l’observatoire JWST au complet) qui était prévu pour octobre 2018 aura vraisemblablement lieu en 2019. L’OBS devra aussi ensuite subir des tests acoustiques et de vibration simulant le fracas et les secousses du lancement, précédés et suivis par de nouveaux tests de déploiement des écrans thermiques ainsi que des mises sous tension de l’ensemble.

Toutes ces activités se déroulent à l’heure actuelle au NGAS à Redondo Beach.

L’impact sur les instruments et leurs électroniques, en particulier pour ce qui concerne MIRI, est limité au report des tests jusqu’en 2019, et surtout aux activités pré-lancement (réitérations, finalisation des scripts, et préparation de la recette en vol et des calibrations). Ceci ne peut être quantifié tant que la NASA et le congrès ne se mettent d’accord sur la feuille de route à suivre dorénavant jusqu’au lancement. Celle-ci devra être ensuite ré-évaluée par les équipes du STScI (Space Telescope Science Institut, à Baltimore). Un agenda définitif devrait être mis sur pieds en mi-2018, mais des dérapages par rapport à ce qui était prévu surviennent déjà!

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More about the Launch Delay


Disappointingly, the JWST launch date had to slip to a worst case of mid 2020. An independent schedule/technical board is currently reviewing the program and will update the launch date indication this May. NASA then will use this launch date to determine extra budget & schedule(+ margin) needed, for presentation, to Congress, around July.

Expectations are the Mid 2020 date will come forward but unlikely to move back out of 2020 into 2019.
The good news is OTIS (Mirrors & Instruments) is held up by NASA Mgmt as a resounding success & “ready to fly”. A post shipping(flight) JSC-NGAS simple check “WIF5” is scheduled for 6 days in May 2018 for OTIS mirrors & Instruments power up – OTIS then awaits the SCE (Spacecraft Bus = Sunshield/Propulsion/power modules) to return from its tests.

SCE however has suffered from Thruster issues & the Sunshield fragility under 1G tests/deployments that has slipped their schedule. Also the SCE has yet to see the tests OTIS has completed (ie: Acoustic/Vibration/Thermal Vac) and these are due to start shortly thru Sept. Hence the wish to add margin/contingency for “ooops” moments and post test checks/deployments.

Assembly of the OBS ( ie. OTIS (“Payload”) + SCE (“Spacecraft Bus”) = the whole JWST OBServatory) was planned this October time but is now likely to be in 2019.The OBS also then has to go thru final “launch like” Vibration & Acoustic shake & rattle, with before & after deployments and “power ups”.

All these activities occur now at the NGAS (Northrop Grumman Aerospace Systems) facility at Redondo Beach, Los Angeles.

There should be little impact to MIRI/Instrument hardware (except OBS level tests moving to 2019 – the main impact is to pre- launch rehearsals/script finalising/commissioning/calibration activities and cannot be quantified until NASA/Congress agree a path forward & then STScI re-evaluate their plans for the teams up to launch. (ie: mid 2018 we should see firm planning – but already event slips are happening!)

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Les Objets Proches de la Terre (NEOs)

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.

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):

L’astéroïde Phaéton

  • 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.

    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.

     
     
     
     
     
     
     
     

    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.

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    L’atmosphère (ou coma) de la comète Don Quichotte, sur une image capturée par le télescope spatial Spitzer (© Nasa, JPL-Caltech, DLR, NAU)

  • 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.

    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.

    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.

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    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.

    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.

    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.

    L’astéroïde Pallas

  • Pallas (du grec ancien Παλλάς), 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.

  • Modèle 3D représentant Hygée

  • 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).
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    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).

    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.


     
     

  • 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).
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    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.


    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.
     
     
     
     
     
     
     

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    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
  • 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.

    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.
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    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

    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.

    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.

    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).

    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.

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    Le JWST Pourrait Révéler les Secrets de la Planète Rouge

    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 d’un programme GTO 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
  • 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.

    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.
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    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. Le JWST bénéficie aussi d’une excellente résolution spectrale (ie. la capacité de séparer des longueurs d’onde proches), du manque d’atmosphère qui affecte les mesures faites sur la Terre. 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

    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.

    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.

    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).

    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 reçu un regain retentissant 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.

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    JWST to Reveal Secrets of the Red Planet

    The planet Mars has fascinated scientists for over a century. Today, it is a frigid desert world with a carbon dioxide atmosphere 100 times thinner than Earth’s. But evidence suggests that in the early history of our solar system, Mars had an ocean’s worth of water. JWST will study Mars in the frame of a GTO program to learn more about the planet’s transition from wet to dry, and what that means about its past and present habitability.

  • Webb’s advantages and challenges
  • Mars has been visited by more missions than any other planet in our solar system. It is currently orbited by six active spacecraft, while two rovers trundle across its surface. Webb offers several capabilities that complement these up-close missions.

    One key asset is Webb’s ability to take a snapshot of the entire disk of Mars at once. Orbiters, in contrast, take time to make a full map and therefore can be affected by day-to-day variability, while rovers can only measure one location. Webb also benefits from excellent spectral resolution (the ability to measure small differences in wavelengths of light) and a lack of interfering atmosphere that plagues ground-based measurements from Earth.

    That said, observing Mars with Webb will not be easy. “Webb is designed to be able to detect extremely faint and distant targets, but Mars is bright and close,” explained Geronimo Villanueva of NASA’s Goddard Space Flight Center, Mars lead on the GTO project. As a result, the observations will be carefully designed to avoid swamping Webb’s delicate instruments with light.

    “Very importantly, observations of Mars will also test Webb’s capabilities in tracking moving objects across the sky, which is of key importance when investigating our solar system,” said Stefanie Milam at NASA’s Goddard Space Flight Center, Greenbelt, Md. who is coordinating the solar system program with Webb.

  • Water and methane

    Much of the water Mars once held was lost over time due to ultraviolet light from the Sun breaking apart water molecules. Researchers can estimate how much water vanished by measuring the abundance of two slightly different forms of water in Mars’ atmosphere – normal water (H2O) and heavy water (HDO), in which one hydrogen atom is replaced by naturally occurring deuterium. The preferential escape of lighter hydrogen over time would then lead to a skewed ratio of H2O to HDO on Mars, indicative of how much water has escaped into space. Webb will be able to measure this ratio at different times, seasons and locations.

    Although most of the water on Mars is locked up in ice, the possibility remains that some liquid water could exist in underground aquifers. These potential reservoirs could even host life. This intriguing idea received a boost in 2003, when astronomers detected methane in the Martian atmosphere. Methane could be generated by bacteria, although it could also come from geological processes. Data from Webb could provide new clues to the origin of these methane plumes.

    Fore more details see this NASA web site.

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    TESS : le Satellite pour un Relevé des Transits d’Exoplanètes

    Les Missions d’exoplanètes de la NASA

    Le satellite de relevé de transits d’exoplanètes (Transiting Exoplanet Survey Satellite, TESS) est une mission de la NASA sélectionnée en 2013 comme mission d’astrophysique dans le cadre du programme Explorers.

    Cette animation montre une diminution de la luminosité d’une étoile, qui pourrait indiquer la présence d’une planète qui passe devant son disque : c’est ce que l’on appelle un transit.
    Credits: NASA’s Goddard Space Flight Center

    TESS découvrira des milliers de nouvelles terres et super-terres qui transiteront les étoiles les plus brillantes et les plus proches. Dans le cadre d’un sondage de deux ans sur le voisinage solaire, TESS surveillera plus de 200 000 étoiles pour déceler temporairement les variations de luminosité causées par les transits planétaires. Ce tout premier relevé spatial concernera des planètes allant des géantes terrestres aux géantes gazeuses, dans un large éventail de types stellaires et de distances orbitales. Aucune enquête au sol ne peut réaliser cet exploit.

    Les étoiles observées par TESS seront 30 à 100 fois plus brillantes que celles étudiées par le satellite Kepler; ainsi, les planètes TESS devraient être beaucoup plus faciles à caractériser par des observations de suivi, lesquelles fourniront des mesures précises de leurs masses, leurs tailles et leurs densités, et décèleront leurs caractéristiques atmosphériques.

    Par exemple, TESS fournira des cibles de choix pour une caractérisation plus poussée et plus détaillée qui sera réalisée avec le JWST, ainsi qu’avec d’autres grands télescopes terrestres et spatiaux du futur. L’héritage de TESS sera un catalogue des étoiles les plus proches et les plus brillantes hébergeant des exoplanètes en transit, qui constitueront les cibles les plus favorables pour des investigations détaillées dans les décennies à venir.

    Le projet Kepler a fourni des perspectives révolutionnaires quant à la population d’exoplanètes dans nos galaxies; parmi les découvertes faites à partir des données de Kepler, il y a le fait que les membres les plus communs de la famille des exoplanètes sont des Terres terrestres et des Super-Terres. Cependant, la majorité des exoplanètes trouvées par Kepler orbite des étoiles lointaines et de faible luminosité. Ceci, combiné avec la taille relativement petite des Terres et des Super-Terres, signifie que peu d’entre elles peuvent être actuellement caractérisées proprement avec des observations de suivi.

    TESS a une longue histoire, commençant comme petite mission à financement privé en 2006. Elle a commencé avec le soutien financier de sociétés privées, y compris Google, la Fondation Kavli, et les donateurs du Massachusetts Institute of Technology (MIT). Cela a changé en 2008, lorsque le MIT a proposé TESS comme mission d’astrophysique officielle de la NASA, en la restructurant en une mission de classe Small Explorer (SMEX). Après n’avoir pas été sélectionnée dans ce processus concurrentiel en raison du manque de ressources de la NASA, TESS a été proposée de nouveau à la NASA en 2010 comme mission Explorer (EX). C’est la première mission de cette nouvelle classification. En 2013, TESS a été sélectionnée et la NASA a commencé le développement du projet. L’Institut Kavli de technologie pour l’astrophysique (MKI) du MIT est resté un partenaire originel dans les contours de la mission actuelle, rejoignant la NASA dans la prochaine recherche de nouveaux mondes.

    La mission de TESS sera basée sur la plate-forme LEOStar-2 d’Orbital, un vaisseau spatial flexible et performant pour la science de l’espace et de la Terre, la télédétection et d’autres applications. LEOStar-2 peut accueillir diverses interfaces d’instrument, fournir une puissance utile moyenne de 2 kilowatts en orbite et supporter des charges utiles jusqu’à 500 kilogrammes. Les options de performance incluent la redondance, la capacité de propulsion, les communications à haut débit et le pointage à haute agilité / haute précision. TESS sera le huitième vaisseau spatial basé sur LEOStar-2 construit pour la NASA. Les missions précédentes comprennent SORCE, GALEX, AIM, NuSTAR et OCO-2.

    La charge utile comprend quatre caméras identiques et une unité de traitement des données (DHU). Chaque caméra est constituée d’un ensemble de lentilles avec sept éléments optiques et d’un ensemble de détecteurs avec quatre CCD et leur électronique associée. Les quatre caméras sont montées sur une seule plaque. Le diamètre de chacun des 4 télescopes de TESS (un par caméra), relativement modeste, est de 100 mm. Chacune des caméras a un champ de vision de 24 ° × 24 °. Les CCD observeront dans une gamme de longueurs d’onde de 0,6 à 1 micron.

    TESS sera propulsée par une fusée Falcon 9 sur une orbite qui se situera entre 120 000 km (périapside) et 400 000 km (apoapside), avec une période de 13,7 jours, et une inclinaison de 40° par rapport au plan de l’écliptique.
    Flacon 9 est une fusée à deux étages conçue et fabriquée par SpaceX pour le transport fiable et sûr de satellites et pour mettre en orbite le vaisseau spatial Dragon. Pour être la première fusée complètement développée au 21ème siècle, Falcon 9 a été conçue sur la base d’une exigence de fiabilité maximum. La configuration simple à deux étages de Falcon 9 minimise le nombre d’événements de séparation, et avec neuf moteurs pour la propulsion du premier étage, elle peut accomplir sa mission en toute sécurité, même en cas de coupure d’un de ses moteurs.

    Falcon 9 est entré dans l’histoire en 2012 en plaçant parfaitement Dragon sur son orbite pour un rendez-vous avec la Station Spatiale Internationale (SSI), faisant de SpaceX la première compagnie commerciale à avoir visité la station. Depuis lors, SpaceX a effectué plusieurs vols vers la station spatiale, en assurant à la fois la livraison et le retour de matériel pour le compte de la NASA. Falcon 9, avec le vaisseau spatial Dragon, ont été conçu dès le départ pour transporter des humains dans l’espace et, en vertu d’un accord avec la NASA, SpaceX travaille activement à la réalisation de cet objectif.

    La date de lancement de TESS est prévue pour juin 2018, depuis Cap Canaveral, en Floride.

    La station de l’US Air Force à Cap Canaveral, en Floride

    Pour plus d’informations sur TESS, voir le Site TESS de la NASA.

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