Mid-InfraRed Instrument

MIRI

MIRI est l’acronyme de Mid-InfraRed Instrument). C’est en effet le seul instrument du JWST qui opérera dans l’infrarouge moyen (ou thermique, c’est-à-dire dans la fenêtre spectrale 5 – 30 micron). MIRI a été proposé, conçu et réalisé par un consortium Européen, sous l’égide de l’ESA

  • Cet instrument 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. 
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  • 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 :

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    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.
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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.
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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).

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  • 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.

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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).
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  •  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 »:
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  • 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). 
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  • 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. 

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  • 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.

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

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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. 
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  • 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. 
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  • 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. 
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  • 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

Orbite

Jalons & Accomplissements

Tests

Les miroirs

FGS

L’ISIM

NIRCam

NIRSpec

NIRISS

JWST - James Webb Space Telescope

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