Relevé du Champ Ultra Profond de Hubble avec MIRI

Extragalactique

histoire de l’univers

Relevé du Champ Ultra Profond de Hubble avec MIRI

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.

Extragalactique

histoire de l’univers

Relevé du Champ Ultra Profond de Hubble avec MIRI

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.

Une des priorités du projet JWST :

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.

HUDF 

Hubble Ultra Deep Field

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).

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:

Programme GTO 1283 de 60 heures

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 6) et était donc en pleine époque de ré-ionisation seront résolues (ie. le détail qu’il est possible de discerner sur une image dépend de la résolution spatiale du capteur utilisé. 


Elle est fonction de la dimension du plus petit élément qu’il est possible de détecter ; un objet résolu, en astronomie, c’est un objet dans laquelle on peut dissocier, distinguer ses composants, en l’observant à l’aide d’un instrument d’optique suffisamment puissant.

HUDF : Hubble Ultra Deep Field

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).

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:

Programme GTO 1283 de 60 heures

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 6) et était donc en pleine époque de ré-ionisation seront résolues (ie. le détail qu’il est possible de discerner sur une image dépend de la résolution spatiale du capteur utilisé. 


Elle est fonction de la dimension du plus petit élément qu’il est possible de détecter ; un objet résolu, en astronomie, c’est un objet dans laquelle on peut dissocier, distinguer ses composants, en l’observant à l’aide d’un instrument d’optique suffisamment puissant.

(1911, p. 269)

Si nous ne pouvons pas « résoudre » ces nébuleuses, ce serait à cause de la petitesse extrême des composantes, et non pas parce que ces objets célestes sont excessivement éloignées.
H.Poincaré
Hyp. cosmogon

Par exemple, les taches blanchâtres et en apparence continues de la voie lactée se résolvent dans un puissant télescope, en un amas de points lumineux distincts). 


Si une galaxie n’est pas résolue, du moins MIRI pourra fixer des limites supérieures étroites sur leurs dimensions. Ainsi, cet instrument permettra d’examiner l’emplacement de la plus grande partie des étoiles issues de l’épisode initial de la formation d’étoiles. Ce relevé jouera aussi un rôle important pour sélectionner des Noyaux Actifs de Galaxies (AGN Active Galaxy Nuclei obscurcis par les poussières, pour étudier l’assemblage des galaxies, et leur évolution morphologique.


Ce programme s’inscrit dans le cadre d’une coordination des instruments NIRCam, NIRSpec et MIRI consacrée à l’étude photométrique et spectroscopique du HUDF et des champs environnants.

ETC Version 1.2.2 Released

The JWST Exposure Time Calculator (ETC) version 1.2.2 has been released on March 19, 2018. This is a patch release to the JWST ETC V1.2.

The patch release version 1.2.2 includes the following accuracy improvements and features :

– Residual flat-field errors are reduced with multiple exposures treated as dithers.

  • – Improved accuracy with redesigned and better-sampled PSFs for NIRCam and MIRI coronagraphy modes, and MIRI coronagraphic target acquisition
  • – Inclusion of pupil mask for NIRISS imaging in long-wavelength filters.
  • – Enhanced coronagraphy strategy with four options available for PSF subtraction.
  • – Saturation is reported separately for both nod positions for NIRSpec IFU and MIRI MRS.
  • – Coronagraphy modes report saturation for the science scene and PSF subtraction source separately.
  • – Performance and robustness improvements.

For more information and details, see the section « Observing Tools » in the Expertise Page of the site.

La NASA annonce la Constitution de la Commission Indépendante de Revue du JWST

La composition du comité externe de revue du JWST a été révélée par la NASA le 6 avril 2018. Ce comité est chargé d’examiner l’état du projet, d’évaluer une vaste gamme de facteurs qui peuvent influer sur le succès de la mission, et d’afiner l’approche de la NASA en ce qui concerne l’achèvement de l’intégration finale du télescope (OTIS, bus du vaisseau spatial, et boucliers thermiques) et les tests à faire, mais aussi la campagne de lancement, et la recette en vol.

OTIS (telescope + instruments) hors du « Transporteur du Télescope Spatial par Air, Route et Mer », STTARS (Space Telescope Transporter for Air, Road and Sea). Le bouclier thermique et le bus du vaisseau spatial sont situés à l’extrême gauche..

 

(Crédit: Northrop Grumman)

Nous devons explorer chaque aspect de l’intégration du JWST et des tests définitifs, afin de nous assurer que la mission sera une pleine réussite qui respectera et honorera ses promesses en matière de science. L’apport de ce comité sera essentiel pour augmenter notre niveau de confiance sur l’estimation du temps qui sera nécessaire pour achever avec succès les tâches extrêmement complexes qui nous attendent, avant que la NASA ne définisse une fenêtre de temps spécifique pour le lancement.
Thomas Zurbuchen
Administrateur asssocié de la Direction des Missions Scientifiques

Le comité formé par la NASA comprend des personnes ayant une très grande expérience de la direction de projets et de programmes spatiaux, de l’élaboration de feuilles de route, la gestion des coûts, l’ingénierie de systèmes, son intégration et les tests à faire, jusqu’à la maîtrise de systèmes d’une grande ampleur et complexité, y compris avec une instrumentation scientifique, un matériel électronique de vol unique, et des objectifs scientifiques comparables à ceux du JWST.

 

Le processus de revue de ce comité prendra environ huit semaines. Une fois terminé, ses membres émettront et défendront un rapport final qui devra mettre en exergue leurs conclusions et recommandations, lesquelles sont très attendues pour compléter l’évaluation récente du comité permanent de revue du projet à la NASA. L’agence examinera ces conclusions et fournira ensuite son évaluation dans un rapport qui sera délivré au congrès Américain à la fin du mois de juin 2018. Northrop Grumman Aerospace Systems, le contractuel en charge du projet, poursuivra alors les phases restantes de l’intégration et procédera aux tests qui s’ensuivront avant le lancement.

Le comité est constitué des personnes suivantes, toutes hautement reconnues dans le milieu des sciences spatiales:

NEP: un Champ Profond Observé par le JWST

Extragalactique

North Ecliptic Pole

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).

Extragalactique

North Ecliptic Pole

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).

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.

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

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.

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
  • MIRISim is available on an as-is, best-effort basis, and information about MIRISim and example use cases.
  • The MICE team has released a description of MIRISim

A Userguide with some exemples

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.

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

Voie Lactée

galaxie spirale

La Dynamique de l’Amas des étoiles proches du Centre galactique

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.

 

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

Voie Lactée

GALAXIE SPIRALE

La Dynamique de l’Amas des étoiles proches du Centre galactique

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.

 

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

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).

De SIGMA à INTEGRAL

A 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

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).

Le centre de notre galaxie

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).

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

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!

Early Science with JWS

  • 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:
  1. 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.
  2. 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).
  3. Provide an opportunity for Guaranteed Time Observers (GTOs) to advertise their programs.
  4. Provide an opportunity for community members to present and discuss potential science with JWST.
  5. Highlight community outreach and public educational opportunities from the launch and first JWST science.
JWST