Pointage et Orientation du Télescope

Le pointage et l’orientation du JWST sont effectués par le logiciel de vol, qui traite les données des capteurs de contrôle de l’attitude (voir les degrès à estimer en fin de l’article), les instructions du module d’instruments scientifiques intégrés (ISIM) et du système au sol JWST, et transmet les commandes aux actionneurs. Le sous-système de contrôle de l’assiette (ACS, Attitude Control Subsystem)) est responsable du maintien de l’assiette et du pointage, des manœuvres de balayage, de la mise en marche des propulseurs, du contrôle de la manœuvre Delta-V (correction d’orbite), du pointage de l’antenne pour assurer la meilleure réception des signaux dans les deux sens, des modes de sécurité de l’observatoire. et veiller à ce que l’observatoire respecte les contraintes d’évitement du Soleil.

Alors, comment cela se passe-t-il ?

L’ACS utilise des capteurs solaires, appelés souvent traceurs d’étoiles et des gyroscopes pour détecter l’orientation et le mouvement de l’observatoire, ainsi que des roues à réaction et/ou des propulseurs pour appliquer la force ou le couple à l’observatoire pour le contrôle de pointage ou les manœuvres. Les roues à réaction fournissent les couples de commande nécessaires pour maintenir l’assiette et le pointage ainsi que pour pivoter. Il y en a plusieurs. Elles peuvent éventuellement fonctionner en couple de manière à ce que l’une peut décélérer une autre, voire la freiner. Les traceurs stellaires fournissent une référence d’inertie stellaire pour le contrôle de pointage grossier sur 3 axes. L’ACS pointe l’axe de la ligne de visée du télescope avec une précision de 8 seconde d’arc (1-σ, par axe) de la position commandée avant de guider l’acquisition de l’étoile, sans aucune position de référence ni de données provenant du capteur de guidage fin (FGS).

Le contrôle de l’orientation de l’axe optique du télescope est assuré par des données provenant de deux balises. Ces « traceurs stellaires » ont chacun un champ de vue (FOV, Field Of View) d’un diamètre d’environ 16 degré, projeté sur un détecteur CCD de 512 x 512 pixels. Ils sont orientés à plus de 45° de la ligne de visée du télescope. Ces traceurs d’étoiles comparent les positions observées des étoiles brillantes (magnitude visuelle V < 6) à un catalogue d’étoiles interne. Cela permet de sélectionner une seule étoile pour un guidage précis, qui alors est injecté dans le champ de vision du FGS.

Bien évidemment, la durée du pointage d’une région du ciel à une autre est fonction de la longueur du mouvement que doit effectuer le télescope. Elle est déterminée en partie par la nécessité de maintenir les temps de stabilisation des instruments dans certaines limites, ainsi que le réquisit essentiel d’atteindre le nouveau pointage dès que possible. Pour les différences de pointages de 25 secondes d’arc jusqu’à 3 degré, la vitesse pour changer de position est plus ou moins lente, selon la position de départ et celle d’arrivée, parce qu’il faut éviter que les propulseurs ne soient soumis à un mécanisme de balancier avant d’atteindre la valeur désirée et minimiser tous les phénomènes turbulents de ballotement de l’agent propulsif dans les réservoirs qui alimentent les propulseurs. . Le JWST utilise deux types de propulseurs : les propulseurs augmentés à combustion secondaire (SCAT) utilisent l’hydrazine (N 2H 4) et le tétroxide dinitrogène (N 2O 4) comme agents propulsifs. Une fois excité, le liquide de propulsion peut prendre beaucoup de temps à s’humidifier (plus de 20 minutes dans certains cas).

Puis, rentre en jeu le FGS, le senseur de guidage fin (Fine Guiding Sensor, un apport essentiel de l’Agence Spatiale Canadienne): c’est une caméra proche infrarouge (NIR) installée dans l’ISIM (bande passante de ~0,6 à 5,0 μm). Cet instrument dispose de 2 canaux, chacun avec un champ d’exploration (FOV) de 2,3 x 2,3 minute d’arc, et une échelle de pixels de ~0,069 seconde d’arc. Sa fonction et d’dentifier et d’acquérir une étoile guide, mesurer sa position dans l’un des 2 canaux de guidage et fournir ces données au sous-système de contrôle de l’assiette (ACS) du JWST pour la détermination de l’assiette.

Le FGS fournira des données de positions précises à l’ACS pour la stabilisation de l’attitude et le contrôle absolu (ascension droite et déclinaison) de la position de la cible.  A noter que l’ACS utilise les données des traceurs stellaires hors axe pour contrôler l’orientation de la fusée. Outre son rôle essentiel dans l’exécution des observations, le FGS fait également partie intégrante de la mise en service de l’Observatoire JWST et de la planification de l’observatio

NIRSpec

spectrographe dispersif multi-objets

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).

NIRCam

imageur principal du JWST

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.

NIRISS

Near-InfraRed Imager and Slitless Spectrograph

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

La charge utile principale du JWST

ISIM

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.

L’ISIM divisé 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

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).

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.

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). 

Les défis clés

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.

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. 

ISIM descendu dans la chambre cryo-vide du GSFC

Les tests

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.

 

Test de vibrations avec le HCC du GSFC

Répartition des champs de vue des 4 instruments hébergés dans l’ISIM

L’acoustique

L’ISIM peut être considéré en quelque sorte comme étant les yeux et les oreilles du JWST. Un des objectifs principaux des tests environnementaux est de vérifier que ces yeux et ces oreilles seront compatibles avec l’environnement électromagnétique de l’engin spatial.

Dans le laboratoire d’interférences électromagnétiques (EMI) de la NASA au Goddard Space Flight Center à Greenbelt (Maryland).  A l’intérieur de la salle blanche où des structures coniques jaillissent des murs, l’équipe des ingénieurs et techniciens en charge doit se revêtir de « costumes de lapin » blancs (pour éviter d’introduire toute contamination), afin de pouvoir réaliser l’un des tests environnementaux clés de l’ISIM. 




( NASA/Chris Gunn)

Une fois dans la salle blanche, l’équipe en charge installe des antennes pour différents tests. Sa première tâche consiste à mesurer les émissions électromagnétiques de l’ISIM afin d’évaluer la probabilité d’interférence avec le reste du vaisseau spatial. Dans ce but, il lui faut aussi « éclairer » l’ISIM avec des ondes électromagnétiques. Ces tests doivent être effectués dans une chambre anéchoïque (en latin pour « no echo »).

 

Les structures coniques en saillie des parois que l’on voit sur la photo absorbent l’énergie électromagnétique afin de minimiser les réflexions. Même si une cabine de son travaille à minimiser la réflexion des ondes sonores, le matériau anéchoïque minimise les réflexions des ondes électromagnétiques afin qu’elles ne rebondissent pas et se combinent avec les ondes originales, ce qui perturberait la validité du test.

FGS

Caméra extrêmement sensible

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.

MIRI

Mid-InfraRed Instrument

MIRI

MIRI est l’acronyme de Mid-InfraRed Instrument). C’est le seul instrument du JWST qui opérera dans l’infrarouge moyen (ou thermique, c’est-à-dire dans la fenêtre spectrale 5 – 28 micron). MIRI a été proposé, conçu et réalisé par un consortium Européen, sous l’égide de l’ESA, La participation française à la réalisation de cet instrument s’est effectués à travers le Centre National d’Études Spatiales ( CNES). La composante « Imageur-Coronographes- Spectrographe de basse résolution (la composante MIRIm de MIRI, l’autre étant le Spectrographe MRS/IFU de moyenne résolution, développé au Royaume Uni) a été conçue et réalisée au Département d’Astrophysique de l’IRFU, CEA-Saclay. La vidéo ci-dessus conçue par les équipes françaises (sous l’impulsion et la créativité du laboratoire LESIA – Anthony Boccaletti et Pierre Baudoz – de l’observatoire de Paris, en étroite collaboration avec l’IRFU – Pierre Olivier Lagage et Christophe Cossou, et celle de l’IAS – Daniel Dicken) offre une description détaillée de cet instrument en même temps qu’elle détaille certains  des objectifs principaux que MIRI, équipé des coronographes à masque de phase se propose de réaliser.

Mid-InfraRed Instrument

MIRI

MIRI est l’acronyme de Mid-InfraRed Instrument). C’est le seul instrument du JWST qui opérera dans l’infrarouge moyen (ou thermique, c’est-à-dire dans la fenêtre spectrale 5 – 28 micron). MIRI a été proposé, conçu et réalisé par un consortium Européen, sous l’égide de l’ESA. La vidéo ci-dessous conçue par les équipes françaises offre une description détaillée de cet instrument.

  • MIRI offrira quatre modes d’observation différents: imagerie, coronographie, spectroscopie à basse résolution, et spectroscopie à intégrale de champ à moyenne résolution. Il est constitué de deux composantes indépendantes: MIRIM (imageur, spectrographe de basse résolution et coronographes) et MRS (spectrographe de moyenne résolution à « Intégrale de Champs »).

  • 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.
  • 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.

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.

  • Les principaux Objectifs Scientifiques de MIRI sont de permettre d’étudier :

  •  

    1. La formation et l’évolution des galaxies dont le décalage vers le rouge (redshift) est plus grand que z = 5 (soit des galaxies distantes de plus de 12 milliards d’années lumière, c’est-à-dire que lumière observée a été émise il y a plus de 12 milliards d’années).
    2. Les mécanismes physiques qui régissent la formation des étoiles et des planètes.
    3. La fabrication des premiers éléments lourds de l’univers.
    4. Les exoplanètes, avec la recherche de l’origine des éléments propices à la Vie en ligne de mire.
  •  

 
 

L’instrument MIRIM

  • 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.
  •  

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 l’imageur 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).

  •  

  • 10 filtres à bande passante large seront disponibles pour l’imagerie classique, 3 filtres pour la coronographie à masque de phase (voir plus loin), et un filtre pour la coronographie de type Lyot aux grandes longueurs d’onde.

  •  

La roue à filtre de MIRIm : les filtres nnnW sont les filtres à bandes larges qui seront utilisés pour l’imagerie classique (WR signifie « redondant »), et les filtres nnnC sont les filtres associés aux coronographes.

Le LRS

  • Le spectrographe de basse résolion (Low Resolution Spectrograph) fait partie du module de l’imageur (MIRIm).
  •  
  •  Il procurera une résolution spectrale d’environ R = 100 entre 5 et 10 micromètres, et a été optimisé pour fournir des spectres d’une source compacte. En pratique la fenêtre spectrale du LRS s’étendra jusqu’à 13 micromètres. Il pourra être utilisé en mode « fente » ou en mode « sans fente », le spectre étant dispersé par un prisme double (DPA, Double Prism Assembly) fait de sulphure de zinc et de germanium,  monté sur la roue à filtre (image ci-dessus). La position de la fente est fixe, et par conséquent le spectre est dispersé sur une région fixe sur la matrice du plan focal. En mode sans fente (utilisée pour les observations de transit d’exoplanètes uniquement), la source pourrait être placée n’importe où sur la matrice, mais pour des raisons pratiques une position fixe a été choisie.

La Coronographie

  • Principe de la coronographie par masques de « phase »:
  •  
  • La fonction d’un coronographe est d’atténuer ou de supprimer le flux d’un objet très brillant (une étoile par exemple) afin d’observer son environnement proche peu lumineux (une exoplanète par exemple). 
  •  
  • La séparation angulaire entre une étoile et son système planétaire étant très petite, l’utilisation de coronographes classiques à pastille de Lyot n’est pas adaptée. Une nouvelle génération de coronographes de phase à 4 quadrants a été mise au point et étudiée par une équipe de chercheurs menée par Daniel Rouan de l’Observatoire de Paris (LESIA). Ces coronographes appelés 4QPM (Four-Quadrant Phase Masks) permettent d’atténuer le flux de l’étoile et d’observer des objets angulairement très proches. 
  • En centrant l’image d’une étoile sur un 4QPM, l’énergie diffractée est rejetée en dehors de la pupille géométrique du système. 

  •  
  • Un diaphragme placé dans le plan pupille permet de bloquer le flux de l’étoile. En revanche une planète angulairement proche de l’étoile ne sera pas centrée sur le 4QPM et ne subira pas cet effet. 

  • Une grande partie de son flux passera par la pupille géométrique sans être bloqué par le diaphragme.

  •  
  • MIRIM comprend un ensemble de coronographes permettant l’étude :
     – des exoplanètes joviennes
     – des disques circumstellaires
     – des disques autour des noyaux actifs de galaxies

  •  

Principe de la coronographie par masque de phase.

En haut : extinction de l’image de l’étoile par effet coronographique. En bas : planète non affectée par le coronographe.

 

  • Les coronographes sont situés au plan focal du JWST à l’entrée de l’instrument MIRIM. Ils sont composés de 3 masques de phase monochromatiques type 4QPM et d’un masque de Lyot. Les 3 masques de phase ne fonctionnent qu’à une longueur d’onde bien précise: à 10,65 µm (pour détecter la présence d’ammoniac NH3), à 11,4 µm (pour l’ammoniac et les silicates) et à 15,5 µm (pour préciser le niveau du continuum pour déterminer la température de l’objet observé),  alors que le masque de Lyot fonctionne dans une bande large centrée sur 23 µm. L’ensemble des masques coronographiques est intégré dans une structure mécanique unique. 
  •  
  • Pour éliminer la diffraction résiduelle après les masques coronographiques, des diaphragmes sont associés à chaque masque et positionnés en pupille dans la roue à filtre de MIRIM. 
  • Schéma optique de l’instrument MIRIM avec l’implémentation des masques de Lyot et de phase au plan focal ainsi que les diaphragmes associés dans la roue à filtre au plan pupille.

  • A gauche : Plan focal coronographique comprenant 3 masques de phase et un masque de Lyot. A droite : diaphragme associé en plan pupille à un masque de phase.

  • Premiers résultats obtenus avec MIRIM. Comparaison des mesures avec les simulations d’une source sur l’axe et d’une source hors-axe

  • Positions sur la matrice détecteur de MIRIM des observations faites dans différents modes

Simulation

  • Vidéo montrant une source lumineuse simulant comment une étoile « s’éteint » lorsqu’elle passe au centre du coronographe 4QPM (d’après de vraies données obtenues lors de tests réalisés au CEA-Saclay)

Le MRS

  • 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 (Medium Resolution Spectrograph), 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).

A droite:

Illustration du principe de base du spectrographe de champ intégral de type trancheur qui équipe le JWST. Le plan focal du télescope est échantillonné à l’aide d’un ensemble de miroirs « tranchants », dont chacun dirige ensuite sa lumière vers un élément dispersif pour produire un spectre de fente longue de chaque coupe sur un détecteur. Le traitement par pipeline reconstruit ensuite les spectres dispersés ensemble en un cube de données tridimensionnel constitué d’images de la source à chaque longueur d’onde ou, en conséquence, d’un spectre de la source dans chaque spaxel (un pixel fait référence à un pixel de détecteur physique qui est lu par une série d’appareils électroniques. Un spaxel (pixel spatial) désigne un élément spatial d’un cube de données reconstruit, tandis qu’un voxel (pixel de volume) désigne un élément de volume (spatial x spatial x spectral) d’un cube de données. Chaque spaxel d’un cube de données possède donc un spectre associé composé de nombreux voxels.

Diagramme « horizontal » du MRS

Illustration du processus de reconstruction : 

L’image du détecteur pour deux canaux est reconstruite en un cube 3D avec deux dimensions spatiales (le long de la tranche et à travers la coupe) et une dimension spectrale .

Comparaison de la sensibilité des spectrographes basse et moyenne résolution

  • Seuil de détection avec les deux spectrographes de MIRI

L’Imagerie Simultanée

  • Position de MIRIM et du MRS dans le plan focal de MIRI

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

  • 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.
  • L’imagerie simultanée a deux avantages principaux:
    1. 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.
    2. 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,, GO).

Des informations supplémentaires (en anglais) 

Galaxie

  • Un exemple d’observation d’une galaxie en mode simultané MIRIM-MRS.

Le Système de Refroidissement dédié à MIRI

  • 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 ». 

 

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. 

 
  • L’ensemble du Cryo-refroidisseur
    • 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 qui fait office de bouclier thermique, l’ISIM est à une température d’environ 40 K. Autour de MIRI, un écran thermique maintient une température de 20 K.

       

      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.

  • MIRI entouré de son bouclier thermique

Les Miroirs

18 segments hexagonaux

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.

 

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.

 

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)

18 segments hexagonaux

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.

 

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.

L’or et la lumière infrarouge

Réflectivité de la lumière

L’or accroît d’une manière très significative la réflectivité de la lumière infrarouge. 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

Béryllium

Bloc original de béryllium utilisé pour la fabrication d’un segment.

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.

« Nid d’abeille »

  • 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.
  • Tous les miroirs du JWST seront recouverts d’une mince pellicule d’or.

  •  

  • 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 !

  •  
  • 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.

Jalons & Accomplissement

SOURCE FROM NASA

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:

 

GREEN : en avance sur ce qui était planifié

BLACK : dans les temps

ROUGE : en retard sur ce qui était planifié

SOURCE FROM NASA

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:

 

GREEN : en avance sur ce qui était planifié

BLACK : dans les temps

ROUGE : en retard sur ce qui était planifié

2020

La NASA a mis un point d’arrêt aux activités liées au JWST à cause de la Covid-19, tandis que NGST a nettement réduit les siennes (voir actualité du 31 mars 2020). L’agenda sera reconstruit lorsque la situation le permettra. 

Les étapes importantes recensées au  9 septembre 2020 sont:

 

  • – 23 juin 2020 : l’AIT (Assembly, Integration and Test) de l’observatoire  a continué à faire de bons progrès à NGST (Northrop Grumman) avec la procédure de déploiement et de rangement de l’ensemble de la tour déployable (DTA) qui s’est déroulée avec succès pour la deuxième fois.  Une anomalie mineure liée à MIRI s’est produite pendant le déploiement, où les conduites de gaz du refroidisseur hélicoïdal sont entrées en contact. Ceci n’est pas considéré comme un risque important, même s’il était récurrent sur orbite, et un « usage en l’état » a été recommandé.
  •  
  • – 06 mars 2020: intégration pneumatique du système de refroidissement de MIRI réussie avec succès. L’équipe des techniciens JPL, GSFC et NGST et les ingénieurs ont accompli ce travail après des années de formation et de préparation. La rotation des joints se situait au milieu de la plage des exigences, et le taux de fuite était indétectable avec un facteur de 100 fois plus sensible qu’exigé. Le système a ensuite été purgé et préparé pour les opérations pneumatiques finales (purge alimentée, vérifications des soupapes et remplissage final) la semaine suivante.
  •  
  • – 28 février 2020: analyse des charges couplées en vol délivrée (il s’agit d’une analyse transitoire – ou harmonique – réalisée en utilisant les modèles mathématiques du vaisseau spatial et du lanceur, fusionnés ensemble, en appliquant les fonctions de forçage lors des différentes étapes du lancement. … Les accélérations et les forces d’interface des vaisseaux spatiaux sont d’un intérêt primordial).
  •  
  • – 28 janvier 2020 : déploiement de l’ensemble de la tour (DTA) effectué avec succès.
  •  
  • – 22 janvier 2020 : pliage et dépliage de l’écran thermique après les tests environnementaux réalisés en octobre 2019.
  •  
  • – 13 janvier 2020: nouveau processeur de commande et télémétrie (CTP) délivré à NGST à Redondo Beach.-

Années précédentes

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 au Centre Spatial Johnson

Des tests cryo-vide au Centre Spatial Johnson. Ils auront duré 93 jours en continu, 24 heures sur 24.

Le miroir primaire

  • L’imposant miroir primaire du JWST est arrivé du GSFC (Centre de Vol Spatial Goddard) au centre Spatial Johnson (Johnson Space CenterJSC) 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

  • 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.

La chambre A

  • 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.

  • Le JWST suspendu dans la « chambre A » du JSC

  • 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.

Le 13 Juillet 2017

  • 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.

  • Crédits pour les photos: NASA/Chris Gunn

JWST