Bien que le but de cette image était de se concentrer sur l’étoile brillante du centre pour évaluer l’alignement du télescope, les systèmes optiques du JWST et de NIRCam sont si sensibles que l’on peut voir les galaxies et les étoiles en arrière-plan. À ce stade de l’alignement des miroirs de Webb, connu sous le nom de "phase fine", chacun des segments du miroir primaire a été ajusté pour produire une image unifiée de la même étoile en utilisant uniquement l’instrument NIRCam. Cette image de l’étoile, appelée 2MASS J17554042+6551277, utilise un filtre rouge pour optimiser le contraste visuel. Credits : NASA/STScI

Une nouvelle étape de franchie : l’optique du JWST fonctionne avec succès

C’est une nouvelle fabuleuse! Les étapes critiques d’alignement des miroirs, montrent que les performances optiques du JWST peuvent atteindre, voire dépasser, les objectifs scientifiques pour lesquels l’observatoire a été construit. Comme le confie Pierre-Olivier Lagage, responsable scientifique pour la France et co-Principal Investigateur de MIRI:

“Nous pouvons maintenant y croire! Il y avait deux étapes importantes dans cette aventure: le lancement et l’alignement des segments et de l’optique en général. Tout s’est merveilleusement déroulé, et nous savons maintenant que la moisson scientifique va être exceptionnelle, au-delà même de nos espérances!”

En effet, le 11 mars, la première étape de l’alignement fin des 18 segments qui composent le miroir primaire s’est terminée. C’était une étape clé pour la mise en service du télescope : chaque paramètre optique a été consciencieusement examiné et testé et l’ensemble fonctionne selon, voire au-dessus des attentes. Aucun problème critique n’a été détecté, que ce soit en matière de contamination mesurable ou d’un éventuel blocage dans le trajet optique. L’observatoire sera en mesure de recueillir avec succès la lumière des objets distants et de l’envoyer aux instruments sans aucun problème.

Bien que le but de cette image était de se concentrer sur l’étoile brillante du centre pour évaluer l’alignement du télescope, les systèmes optiques du JWST et de NIRCam sont si sensibles que l’on peut voir les galaxies et les étoiles en arrière-plan. À ce stade de l’alignement des miroirs de Webb, connu sous le nom de “phase fine”, chacun des segments du miroir primaire a été ajusté pour produire une image unifiée de la même étoile en utilisant uniquement l’instrument NIRCam. Cette image de l’étoile, appelée 2MASS J17554042+6551277, utilise un filtre rouge pour optimiser le contraste visuel.

Credits : NASA/STScI

“Il y a plus de 20 ans, l’équipe du JWST a entrepris de construire le télescope le plus puissant que personne n’ait jamais mis dans l’espace et a élaboré une conception optique audacieuse pour atteindre des objectifs scientifiques exigeants”, a déclaré Thomas Zurbuchen. administrateur associé de la Direction des missions scientifiques de la NASA à Washington. “Aujourd’hui, nous pouvons dire que cette conception était la bonne et donnera des résultats fantastiques.”

Bien que le JWST soit à quelques mois de pouvoir enfin présenter sa nouvelle vision du cosmos, atteindre cette étape signifie que l’équipe est confiante que le système optique du télescope, le premier de son genre, fonctionne le mieux possible.

“En plus de permettre l’incroyable science que le JWST réalisera, les équipes qui ont conçu, construit, testé, lancé et qui vont maintenant exploiter cet observatoire ont mis au point une nouvelle façon de construire des télescopes spatiaux.” a déclaré Lee Feinberg, Responsable principal de l’élément optique du JWST (OTE) au Centre des Vols Spatiaux Goddard de la NASA (GSFC) à Greenbelt (Maryland).

Le fait que phase de l’alignement fin du télescope soit terminée signifie aussi que l’imageur principal du JWST dans l’infrarouge proche, la caméra NIRCam, est maintenant parfaitement alignée avec les miroirs du télescope.

“Nous avons entièrement aligné et focalisé le télescope sur une étoile, et la performance dépasse les spécifications. Nous sommes enthousiasmés par ce que cela signifie pour la science “, a déclaré Ritva Keski-Kuha, responsable adjointe de l’élément optique du télescope (OTE) au Centre Goddard de la NASA Goddard. “Nous savons maintenant que nous avons construit le bon télescope.”

Ce nouveau « selfie » a été créé à l’aide d’une lentille d’imagerie pupillaire spéciale à l’intérieur de l’instrument de NIRCam qui a été conçue pour prendre des images des segments du miroir primaire plutôt que des images du ciel. Cette configuration n’est pas utilisée pendant les opérations scientifiques et est utilisée strictement à des fins d’ingénierie et d’alignement. Dans cette image, tous les 18 segments de miroir primaire du JWST sont montrés collectant ensemble la lumière de la même étoile. La tache diffuse autour du centre du miroir correspond à cette collection..

Crédits : NASA/STScI

Au cours des six prochaines semaines, les ingénieurs procéderont aux étapes d’alignement restantes avant la préparation finale des instruments scientifiques. Il faut maintenant aligner davantage le télescope pour inclure le spectrographe proche infrarouge (NIRSpec), l’instrument qui observera dans l’infrarouge thermique (MIRI), l’imageur proche infrarouge et le spectrographe sans fente Canadien (NIRISS). Au cours de cette phase du processus, un algorithme évaluera les performances de chaque instrument, puis calculera les corrections finales nécessaires pour obtenir un télescope bien aligné sur tous les instruments scientifiques. Ensuite, l’étape finale d’alignement du JWST commencera, qui consistera à ajuster toute petite erreur de positionnement résiduelle dans les segments de miroir.

L’équipe est sur la bonne voie pour conclure tous les aspects de l’alignement du télescope optique d’ici début mai, voire avant, avant de passer pour environ deux mois, à la préparation des instruments scientifiques. Les premières images et données scientifiques en pleine résolution du JWST seront publiées cet été.

(D’après le communiqué de Presse 22-024 de la NASA en date du 16 mars 2022)

Premiers Photons !…

Cette semaine, le processus d’alignement de trois mois du télescope a commencé – et au cours de la dernière journée, les membres de l’équipe du JWST ont vu les premiers photons d’une lumière stellaire voyager à travers le télescope entier avant d’être détectés par la caméra proche infrarouge (NIRCam). Ce jalon marque la première des nombreuses étapes de la capture d’images qui sont d’abord floues et utilisées pour faire un réglage fin de l’optique du télescope. C’est le tout début du processus, mais jusqu’à présent, les résultats initiaux correspondent parfaitement aux attentes et aux simulations.

“C’était une journée spéciale, une journée mémorable pour l’équipe Webb. Nous avons beaucoup parlé de JWST ouvrant une nouvelle ère en astronomie, mais aujourd’hui cela s’est finalement produit ! La lumière qui a quitté un amas d’étoiles il y a plus de 1500 siècles a été recueillie par les miroirs primaires de Webb, passée à travers le train optique et détectée par les détecteurs de NIRCam. Cette première image lumineuse a ensuite été transmise à la Terre, traitée par le système de gestion des données et analysée par l’équipe Wavefront Sensing & Control, l’équipe NIRCam et d’autres. La voie à suivre pour optimiser le télescope et les instruments est bien planifiée et entre les mains d’experts. Bien que la compréhension des premières images « floues » exigera les talents de nombreuses personnes dans toutes les disciplines de la TMO, une chose est parfaitement claire – l’univers va être connu sous un jour nouveau.
Il y a eu aujourd’hui un autre fait spécial. On ne pouvait s’empêcher de remarquer tous les sourires derrière les masques. Ils étaient aussi clairs que le jour, comme si les masques étaient invisibles. Tout ce qui était nécessaire pour partager l’excitation et la joie de ce qui se passait était d’attraper le scintillement correspondant dans les yeux de quelqu’un.
Félicitations à toute l’équipe des opérations de la mission. Continuez votre excellent travail et continuez à sourire.”

Kenneth Sembach (Directeur de l’Institut Scientifique du Télescope Spatial)

Une équipe d’ingénieurs et de scientifiques de Ball Aerospace, du Space Telescope Science Institute et du Goddard Space Flight Center de la NASA utilisera désormais les données recueillies avec NIRCam pour aligner progressivement le télescope. L’équipe a développé et démontré la validité des algorithmes à l’aide d’un banc d’essai du télescope à l’échelle 1/6. Ils ont simulé et répété le processus à de nombreuses reprises et sont maintenant prêts à le faire avec le « vrai » télescope. Le processus se déroulera en sept phases au cours des trois prochains mois, pour aboutir à la mise en service d’un télescope entièrement aligné. Les images prises durant cette période ne seront pas « jolies » et pour l’instant ne servent strictement qu’à préparer le télescope pour la science.

Scott Acton, scientifique leader des activités de détection de front d’onde pour le JWST, Ball Aerospace; Chanda Walker, scientifique associée à cette activité, Ball Aerospace; et Lee Feinberg, responsable de l’OTE (Optique du Télescope, “Optical Telescope Element“, Centre Goddard des Vols Spatiaux de la NASA, ” Goddard Space Flight Center “, ont passé passent en revue les étapes fondamentales :

“Le déploiement des segments de miroir étant maintenant terminé, et les instruments allumés, nous avons commencé les nombreuses étapes nécessaires pour préparer et étalonner le télescope afin de faire son travail. Le processus de mise en service du télescope prendra beaucoup plus de temps que les télescopes spatiaux précédents, car le miroir primaire de Webb se compose de 18 segments de miroir individuels qui doivent fonctionner ensemble comme une seule surface optique de haute précision.”

Les étapes du processus de mise en service comprennent :

Identification de l’image du segment

Premièrement, nous devions aligner le télescope par rapport au vaisseau spatial. L’engin spatial est capable de faire des mouvements de pointage extrêmement précis à l’aide de « traceurs d’étoiles ». Pensez aux traceurs d’étoiles comme un GPS pour les engins spatiaux. Dans un premier temps, la position du vaisseau spatial à partir des traqueurs d’étoiles ne correspond pas à la position de chacun des segments de miroir.

Nous avons pointé le télescope vers une étoile brillante et isolée (HD 84406) pour capturer une série d’images qui furent ensuite assemblées pour former une image de cette partie du ciel. Mais rappelez-vous, nous n’avons pas seulement un miroir qui regarde cette étoile; nous avons 18 miroirs, dont chacun est initialement incliné vers une partie différente du ciel. En conséquence, nous avons capturé 18 copies légèrement décalées de l’étoile – chacune étant floue et distordue de façon unique. Nous appelons ces premières copies stellaires « images segmentées ». En fait, selon les positions de départ des miroirs, il fallut plusieurs itérations pour localiser les 18 segments dans une image. Un par un, nous avons déplacé les 18 segments miroirs pour déterminer quel segment créaient quelle image de segment. Après avoir apparié les segments de miroir à leurs images respectives, nous avons pu incliner les miroirs pour amener toutes les images près d’un point commun pour une analyse plus approfondie. Nous appelons cet arrangement un « tableau d’images ».

Exemple simulé d’un déploiement initial possible montrant les images provenant des 18 segments

2. Alignement des segments

Une fois que nous avions la matrice d’images, nous pouvions effectuer un alignement des segment, qui corrige la plupart des erreurs de positionnement importantes des segments miroirs.

Nous avons commençé par déconcentrer les images du segment en déplaçant légèrement le miroir secondaire. L’analyse mathématique, appelée Récupération de Phase (Phase Retrieval), a été appliquée aux images floues pour déterminer les erreurs de positionnement précises des segments. Les ajustements des segments ont donné alors lieu à 18 « télescopes » bien corrigés. Cependant, les segments ne fonctionnent toujours pas ensemble comme un seul miroir.

Gauche: tableau initial simulé d’images ; Droite: tableau simulé des 18 segments corrigés

3. Empilage d’images

Pour mettre toute la lumière en un seul endroit, chaque image de segment devait alors être empilée les unes sur les autres. Lors de l’étape d’empilage d’images, nous avons déplaçé les images de chaque segment de manière à ce qu’elles tombent précisément au centre du champ pour produire une image unifiée. Ce processus a préparé le télescope à la phase grossière.
L’empilage a été réalisé séquentiellement en trois groupes (segments A, segments B et segments C).

Simulation d’empilage d’images. Premier panneau : mosaïque d’images initiale. Deuxième panneau : segments A empilés. Troisième panneau : segments A et B empilés. Quatrième panneau : segments A, B et C empilés.

4. Phases grossières

Bien que l’empilage d’images place toute la lumière au même endroit sur le détecteur, les segments agissent toujours comme 18 petits télescopes plutôt qu’un grand. Les segments doivent être alignés les uns avec les autres avec une précision inférieure à la longueur d’onde de la lumière.

Réalisé trois fois au cours du processus de mise en service, un algorithme a mesuré et corrigé le déplacement vertical (différence de piston) des segments miroirs. À l’aide d’une technologie appelée “Détection de la Dispersion des Franges” (Dispersed Fringe Sensing), nous avons utilisé NIRCam pour capturer des spectres de lumière à partir de 20 paires distinctes de segments de miroir. Le spectre ressemble à un bâton de sucre d’orge ( une “enseigne de barbier” dans les pays anglo-saxons) avec une pente (ou un angle) déterminée par la différence de piston les deux segments utilisés pour l’appariement.

Dans cette simulation, les modèles “sucre d’orge” sont créés par le capteur de franges dispersées indiquant une erreur de piston importante (en haut) ou une erreur de piston petite (en bas).

5. Mise en phase

La synchronisation fine des phases sera également effectué trois fois, directement après chaque cycle de mise en phase grossière, puis régulièrement tout au long de la durée de vie du JWST. Ces opérations mesurent et corrigent les erreurs d’alignement restantes en utilisant la même méthode de défocalisation appliquée pendant l’alignement du segment. Cependant, au lieu d’utiliser le miroir secondaire, nous utiliserons des éléments optiques spéciaux à l’intérieur de l’instrument scientifique qui introduisent des quantités variables de défocalisation pour chaque image (-8, -4, +4 et +8 ).

Une simulation des images défocalisées utilisées dans le processus “Mise en place fine des phases”. Les images (en haut) montrent la défocalisation d’un télescope presque aligné. L’analyse (en bas) indique les erreurs associées à chaque segment de télescope. Les segments avec des couleurs très vives ou foncées nécessitent des corrections plus importantes.

6. Alignement du télescope sur les champs d’exploration des instruments

Après le phasage fin, le télescope sera bien aligné à un endroit dans le champ de vision de NIRCam. Nous devrons alors étendre l’alignement au reste des instruments. Au cours de cette phase du processus de mise en service, nous effectuons des mesures à plusieurs endroits, sur chacun des instruments scientifiques, comme indiqué ci-dessous. Une plus grande variation de l’intensité indique des erreurs plus importantes en ce point de champ. Un algorithme calculera les corrections finales nécessaires pour obtenir un télescope bien aligné sur tous les instruments scientifiques.

Analyse simulée de la correction du champ d’exploration

7. Alignement itératif pour la correction finale

Après avoir appliqué la correction du champ d’exploration, il restera à éliminer les petites erreurs de positionnement résiduelles dans les segments de miroir primaires. Nous mesurerons et apporterons des corrections à l’aide du processus fin de mise en phase. Nous effectuerons une vérification finale de la qualité de l’image sur chacun des instruments scientifiques ; une fois cette vérification effectuée, le processus de détection et de contrôle du front d’onde sera terminé.

À mesure que nous franchirons les sept étapes, nous constaterons peut-être que nous devons également répéter les étapes précédentes. Le processus est flexible et modulaire pour permettre l’itération. Après environ trois mois d’alignement du télescope, nous serons prêts à mettre en service les instruments.

(Scott Acton, scientifique leader des activités de détection de front d’onde pour le JWST, Ball Aerospace; Chanda Walker, scientifique associée à cette activité, Ball Aerospace; et Lee Feinberg, responsable de l’OTE (Optique du Télescope, « Optical Telescope Element, Centre Goddard des Vols Spatiaux de la NASA, « Goddard Space Flight Center »)

Ajustement des miroirs

Les ailes du miroir primaire sont maintenant entièrement déployées et verrouillées en place, mais les segments de miroir individuels restent dans leur configuration de lancement. L’opération d’ajustement de l’optique se déroulera sur plusieurs jours, en plusieurs étapes, pour activer et déplacer chacun des 18 segments du miroir primaire et le miroir secondaire de leur configuration de lancement jusqu’à leur position déployée pour procéder à l’alignement “fin” de l’optique.

Les 18 segments du miroir primaire et le miroir secondaire sont réglables via six actionneurs qui sont fixés à l’arrière de chaque miroir. Les segments de miroir primaire ont également un actionneur supplémentaire à son centre qui ajuste sa courbure. Le miroir tertiaire du télescope (qui renvoie la lumière vers les instruments) reste stationnaire. Les segments du miroir primaire et le miroir secondaire se déplaceront au total de 12,5 mm, par petits incréments, sur une période d’environ 10 jours pour terminer le déploiement de chaque segment.

Chaque segment de béryllium doré est équipé d’actionneurs mécaniques permettant un mouvement dans six directions. Un septième actionneur peut pousser ou tirer sur le centre d’un segment pour déformer légèrement sa forme si nécessaire.

Sans alignement, les 18 segments produiraient 18 images distinctes. À l’aide de l’instrument NIRCam, les ingénieurs vont maintenant cartographier l’alignement de chaque segment et envoyer des commandes pour ajuster l’orientation et la courbure au besoin afin de produire une seule image bien ciblée.

Une fois que tous les ajustements de chacun des segments de miroirs individuels seront terminés, le processus détaillé d’alignement des miroirs optiques commencera, ce qui représente un processus d’environ trois mois. En parallèle, à mesure que les températures refroidissent suffisamment, les équipes responsables des instruments les allumeront et commenceront le processus de mise en service de chaque instrument.

C’est un processus lent et fastidieux, mais indispensable. Encore un peu de patience avant les premières images, cet été!…

Températures maintenant disponibles

Le contrôle de la température est un aspect essentiel de la conception, de l’ingénierie et des opérations du JWST. Parmi les nombreux points de surveillance de la température sur l’observatoire, cette page affiche 2 températures “côté chaud” et 2 températures “côté froid” qui sont une bonne indication de l’état et des tendances de la température globale. Les températures affichées sur le côté chaud de l’observatoire sont situées sur la structure de l’écran solaire et le bus de l’engin spatial. . Les températures affichées du côté froid de l’observatoire sont situées sur le radiateur du module miroir primaire et instrument (ISIM).

Pour en en savoir plus sur l’observatoire et ses sous-systèmes qui sont étiquetés avec les lettres suivantes sur la figure ci-dessous consultez cette page (remarque : ces étiquettes s’afficheront si vous passez la souris sur l’affichage sur le site géré par la Nasa et donc en langue anglaise).

a) Température moyenne de l’onduleur de protection solaire (côté chaud : structure de l’écran solaire)
b) Température moyenne du panneau d’équipement de l’engin spatial (côté chaud : bus de l’engin spatial)
c) Température moyenne du miroir primaire (côté froid : miroirs)
d) Température du radiateur de l’instrument (côté froid : ISIM, pour “Integrated Science Instrument Module” qui est la “boîte” dans laquelle sont intégrés les 4 instruments de la mission: NIRCAM, NIRISS, NIRSPEC et MIRI).

Beaucoup d’autres capteurs de température sur l’ensemble du JWST sont surveillés par les ingénieurs qui surveillent tous les processus de déploiement, de mise en service et d’exploitation. Les points de données présentés ici donnent une bonne indication générale des tendances de température de chaque côté de l’écran solaire pendant le déploiement et la mise en service. Ils illustrent le grand contraste entre les côtés chauds et froids du vaisseau spatial et l’incroyable ingénierie et l’efficacité de l’écran solaire. Ces observations de température sont rapportées quotidiennement à partir des données réelles de télémesure. Les valeurs de température continueront d’être signalées dans les mois qui suivront le déploiement, à mesure que l’observatoire se refroidira pour atteindre les valeurs opérationnelles.

Tools

PROPOSAL TOOLS

Tools

STIPS

Pseudocolor image of the central region of a globular cluster viewed in the Z087, J129, and F184 filters of the WFIRST Wide Field Imager, as simulated using STIPS.

The Space Telescope Image and Spectroscopy Simulator

It is used to simulate JWST observations of large astronomical fields.

The STIPS (Space Telescope Image Product Simulator) software produces simulated imaging data for complex wide-area astronomical scenes, based on user inputs, instrument models and library catalogues for a range of stellar and/or galactic populations. It was originally developed for the JWST mission, but now has been extended to include WFIRST functionality as well. The current JWST version produces images covering the MIRI detector, either one or both NIRCam Long detectors, and either one, four, or all eight NIRCam Short detectors. STIPS includes the most current information about the telescope sensitivity, spectral elements, and detector properties; it uses the PSF model generated by WebbPSF for JWST, and it calls the appropriate Pandeia/JWST ETC modules to compute instrumental throughput and count rates.

STIPS is based on a Python module and a web interface that provides a straightforward way of creating observation simulations. In its current implementation, it runs server-side and allows users to submit simulations and view/retrieve the results .

WebbPSF

The PSF Simulation Tool

it is used to simulate detailed point spread functions for all the JWST instruments.

The WebbPSF computes PSFs from a supplied library of optical path difference (OPD) files consistent with the JWST optical error budget, including wavefront errors in the Optical Telescope Element (OTE) and in each instrument. 10 independent statistical realizations are provided for each. Using these, WebbPSF computes observed PSFs assuming Fraunhofer (far-field) propagation. WebbPSF provides:

– PSF simulations for direct imaging and coronagraphic modes, and for non-redundant aperture masking on NIRISS.

– A greatly improved graphical user interface.

– Arbitrary oversampling of output PSFs

– Built-in functions for PSF evaluation such as producing radial profile plots, measuring encircled energy curves, FWHMs, etc.–

– Improved instrument properties such as normalized filter throughputs for NIRCam, NIRspec, and NIRISS, and detector pixel scales and orientations for all instruments.

– Quick calculations using optimized matrix Fourier transforms, the fast semi-analytic coronagraphy algorithm, and the FFTW3 library (optional).

– An easy-to-use scripting interface for integration with other tools.

Limitations

The spectroscopy modes of NIRSpec and MIRI are not yet supported. Detector imperfections are likewise not included. The current OPD models do not support field-dependent wavefront error across the instrument FOVs. Future versions of WebbPSF and related software packages will address these issues.

Simulated observations

have been created for each of the instruments listed below as a way to familiarize investigators with JWST data products. These high fidelity simulations were developed by JWST instrument team members, including instrument scientists at STScI and ESA. Simulation data for MIRI and NIRSpec remains available through an FTP hosted by ESA. Data files that were used to generate the simulated observations, such as catalogs of sources, SEDs, background, etc., are also provided where available. Most data are organized and formatted in substantially the same way as they would from a genuine observing program for various observing modes.
Data files may be retrieved individually or, in some cases, in bulk from the linked pages listed below:

(At ESA) include an Integral Field observation with the Medium Resolution Spectrograph (MRS), a Low Resolution Spectrograph (LRS) observation, and an imaging observation (voir MIRISim)

include the following science modes: Imaging, Wide-Field Slitless Spectroscopy (WFSS), Single Object Slitless Spectroscopy (SOSS) and Aperture-Masking Interferometry (AMI).

(at ESA) include observations using the Multi-Object Spectroscopy (MOS) mode and Integral Field Spectroscopy (IFU) mode.

A simulator for the Mid-Infrared Instrument on JWST

Note: The format and organization of most of the data and metadata in the FITS files offered here is the same as that expected for Level-1b products.

APT

The Astronomer’s Proposal Tool

APT is an integrated toolset consisting of editors for filling out proposal information, an Orbit Planner for determining feasibility of the observations, a Visit Planner for determining schedulability, diagnostic and reporting tools, a Bright Object Tool for performing bright object checks, and eventually an integrated tool which will be based on Aladin for viewing exposure specifications overlaid on FITS images.

An important tool when elaborating a proposal is the Field of Regard of the JWST: the Figure illustrates the great coverage of the telescope (more on the Coordinate System and Field of Regard).

The JWST project provides two quick-look target visibility tools to help in pre-planning observations, and for determining their feasibility, prior to entering them in APT: the General Target Visibility Tool (GTVT) predicts visibility windows and position angles for all instruments (GTV), and the Coronagraphic Visibility Tool (CVT) provides target visibility information for the NIRCam and MIRI coronagraphic modes (CVT). The JWST APT Visit Planner (VP) includes other aspects of schedulability beyond just visibility, including the availability of guide stars at relevant position angles, and any special requirements levied on the observations in APT.

APT is the final arbiter of schedulability.

The APT version 2020.4

has been formally released on September 8, 2020 by the Space Telescope Science Institut (STScI). The upgrade to this new version is required for people working on JWST Cycle 1 Proposals.

APT 2020.4 contains the following changes for JWST:
- Update to default Visit Planner dates: The default Visit Planner processing date range has been slipped by seven months for consistency with the change in JWST launch date. (92240)
- Support for Background Observations for MIRI Coronagraphic Imaging: Associated background observations for MIRI Coronagraphic Imaging are now supported. These observations are associated with particular primary targets, but do not require target acquisition. Detailed guidance is provided in JDox. (92144)
- More Acq Readout Patterns for MIRI LRS: Target Acquisition for a MIRI LRS SLITLESSPRISM observations will now allow the Acq Readout Patterns: FASTGROUPAVG8, FASTGROUPAVG16, FASTGROUPAVG32 and FASTGROUPAVG64. (91859)
- Overhead correction for MSA proposals that use 5 shutter slit with gaps: The MPT had been creating 5 exposures when the « 5 shutter slitlet with gaps » was chosen. This has been corrected and now only 3 exposures are created which takes less time. (92084)
- Pure Parallels are non-propriety: APT now reflects the policy that Pure Parallel observations are non-propriety with no exclusive access period by default. (91743)
- Durations now calculated for pure parallels: Observation and visit level Science and Total Charged Durations are now populated for pure parallel proposals. (92071)

The APT version 2020.3

Contained the following changes for JWST

Previous APT Versions and improvements
- Review manually created MOS observations: You can now send a manually created MOS observation to the MSA Planning Tool (MPT) for review in the Plans pane. Click the « Review in MPT » button in the observation and then go to MPT in the toolbar. (91955)
- Timing changes: Minor timing changes (such as in dither patterns) have been introduced through resource file updates and so small changes may be seen by some users. (92171)
- Upgrade to Java 11: APT contains its own Java library. It was updated in the HST release APT 2020.2.1 and so JWST users may be seeing this for the first time with APT 2020.3. Should be helpful for people who were getting security warnings about the previous Java. (91456)

The APT version 2020.2

Contained the following changes for JWST

- - Overhead/Timing Changes: More work has been done to improve the fidelity of overheads. Your draft proposals may now report less « Charged Time » than in previous versions (due to the slew time for dithers being reduced).
  - Minor changes in graphical Timeline: Close examination of the graphical Timeline will likely show small changes in the way overheads are reported even if the total amount has not changed.
  - Change to names of Visit Planner constraints: If you need to examine the individual scheduling constraints reported in the Visit Planner you will find that the constraint names and order have changed to be more readily understandable and consistent with special requirement nomenclature. If needed, there is a Knowledge Article that explains all scheduling constraints.
  - New NIRCam WFSS Dither: A 2-point subpixel dither pattern has been added to the NIRCam WFSS template. (87291)
  - New NIRISS WFSS Dithers:
    Filter-dependent dithers have been implemented for the NIRISS WFSS template when GRISM=BOTH. (91506)
    Optional 3-point “Direct Imaging” dithers have been implemented for the NIRISS WFSS template. (91741)
  - New Keywords: Debris Disks and Circumstellar Disks have been added to appropriate Science Keyword lists. (92027)

The APT version 2020.1.2

Contained the following changes for JWST

- PDF Concatenation Error: Addresses a problem with creating the PDF Preview (or exporting the TAC PDF). Users with large image files within their Proposal PDF Attachment sometimes got a PDF Error when attempting to preview the full TAC view of their proposal. (91609)

The APT version 2020.1.1

Contained the following changes for JWST

- MPT Rewrite: There has been a major reengineering of the user experience of the MSA Planning Tool.
- Timing Changes: The modeling of overheads has been better aligned with what has been seen in ground testing. Previous draft proposals may now report more or less « Charged Time » than in previous versions.
- New Coordinated Parallel options: There are three new supported prime/parallel pairings of templates available: NIRCam WFSS & MIRI Imaging, NIRCam WFSS & NIRISS Imaging, and NIRSpec MOS & MIRI Imaging.
- Key for graphical Timeline: The graphical Timeline tool now has a link to a key (hosted in JDox) at the bottom of the display. (91536)
- Joint HST/JWST programs: JWST Cycle 1 invites Joint Observatory Programs for HST and JWST. (91818)
- Default Visit Planner Dates: The default date range for Visit Planner processing has been updated. For Cycle 1 the default range is now 01-Aug-2021 to 31-Mar-2023. (90480)
- Example Science Programs: Eight more Example Science Programs have been added to the APT File Menu. (91612)
- Optional MIRI Verification Image: For slitted MIRI LRS observations with a Target Acquisition there is now an option for a Verification Image. (91765)
- Brighter targets for NIRCam: Support for acquisition of brighter targets by allowing additional filter choices in the NIRCam Time Series and Grism Time Series templates. (89141)
- Additional Filter for NIRISS: The NIRISS SOSS template now allows the use of the F277W filter. (91758)

- Was a major JWST release and had to be used for all HST and JWST GO programs. It contains the following changes for JWST:

- MPT Rewrite: There has been a major reengineering of the user experience of the MSA Planning Tool.
- Timing Changes: The modeling of overheads has been better aligned with what has been seen in ground testing. Previous draft proposals may now report more or less « Charged Time » than in previous versions.
- New Coordinated Parallel options: There are three new supported prime/parallel pairings of templates available: NIRCam WFSS & MIRI Imaging, NIRCam WFSS & NIRISS Imaging, and NIRSpec MOS & MIRI Imaging.
- Key for graphical Timeline: The graphical Timeline tool now has a link to a key (hosted in JDox) at the bottom of the display. (91536)
- Joint HST/JWST programs: JWST Cycle 1 invites Joint Observatory Programs for HST and JWST. (91818)
- Default Visit Planner Dates: The default date range for Visit Planner processing has been updated. For Cycle 1 the default range is now 01-Aug-2021 to 31-Mar-2023. (90480)
- Example Science Programs: Eight more Example Science Programs have been added to the APT File Menu. (91612)
- Optional MIRI Verification Image: For slitted MIRI LRS observations with a Target Acquisition there is now an option for a Verification Image. (91765)
- Brighter targets for NIRCam: Support for acquisition of brighter targets by allowing additional filter choices in the NIRCam Time Series and Grism Time Series templates. (89141)
- Additional Filter for NIRISS: The NIRISS SOSS template now allows the use of the F277W filter. (91758)

The APT 26.0.2

(May 14, 2018)

- Pure Parallels: Improved the implementation of Pure Parallels
- NIRSpec MSA Planning tool: Numerous updates to the NIRSpec MSA Planning tool
- Data Volume: Corrections to data volume calculations and a check at 1/2 recorder size
- Visit Coverage: Corrections to the visit coverage export file
- Target Groups: Completed implementation of target groups

The APT 25.4.4

(March 14, 2018)

- Minor release – fixes a regression in Aladin; recommended for users of the Aladin tool.

The APT 25.4.3

(Feb. 20, 2018)

- Changes to the Visit Planner servers: There are now separate servers for Fixed and Solar System proposals. And Solar System proposals no longer check for guidestars.
  Fix for MIRI LRS Mapping: The spectral & spatial offsets for the mapping dither had been inverted in the Aladin display and reports.
  Improved opacity functionality in Aladin: There is now a master slider for the opacity of apertures in Aladin as well as a toggle to turn off the fill.

The APT 25.4.2

(Jan. 16, 2018)

- Timing model: Includes updates to the timing model, including revisions to the overheads for coordinated parallel observations and tight timing windows..
  MIRI No Acq option: The option for MIRI LRS and MRS observations to be executed with no Target Acquisition.
  MIRI MRS flexibility: The Wavelength and filter selection is now more flexible for MIRI MRS observations.
- Version 25.4.2 had to be used to support JWST Early Release Science (ERS) and Guaranteed Time Observers (GTO) (and also HST Cycle 25 Phase I) submissions.

The APT 25.4.1

(Dec. 5, 2017)

- Background Noise Calculation: You can now specify (with a Special Requirement) that your observation is Background Limited and this will be considered in the Visit Planner processing.
  Operational PDF: The operational PDF has been updated to be a more complete view of your proposal. Helpful for reviewing the technical aspects of your proposal.
  ETC ID: There is now a place to record the ETC Workbook ID for each exposure specification.
  Aperture updates in Aladin: There have been changes in the representation in Aladin of many apertures.
  Data Volume: There have been many updates to the data volume calculations.
  Context Sensitive Help: With updates to JDox, CSH is mostly complete.
  Smart Accounting: You are now given feedback that Smart Accounting needs to be run and more ways to invoke it.
  NIRSpec MSA: Guidestar checking and smart accounting have been turned on for NIRSpec MSA observations.
  Processing dates: The default Visit Planner processing dates have been updates for the updated launch dates.

The APT 25.4.01

(Nov. 20, 2017)

- NIRSpec: Added Wide Aperture Target Acquisition (WATA)
  NIRSpec: Updated the NIRSpec MSA Planning Tool
  NIRSpec: Updated MSA metrology model
  NIRSpec: Updated dithers for Fixed Slit and IFU templates
  NIRCam: Updated dither for NIRCam Imaging
  NIRCam: Fixed aperture used for NIRCam Time Series
  MIRI: LRS template can now use SLOW mode
  NIRISS: TA can now use readout pattern NIS
  Aladin: Updated apertures and visualization
  Data Volume: Updated
  Timing Model: Updated (but no overheads yet for moving targets or coordinated parallels)
  Smart Accounting: Updated
  New Category: Added archival proposal category
  TSO: Added Time Series Observation special requirement (allows exposures longer than 10 ks for some templates)
  Guide stars: Catalog updated: news stars added
  Guide stars: Increased spoiler radius: some guide stars no longer viable)

The ETC

The Exposure Time Calculator

it calculates the detailed performance of the observatory by modeling astronomical scenes consisting of single or multiple point and extended sources. It offers full support for all of the JWST observing modes.

Exemple of output from the ETC (here the signal-to-noise ratio)

The JWST Exposure Time Calculator (ETC) version 1.5.1 was released on January 27, 2020.

As a note, when you login to this new version, your old workbooks will be marked « Out of Date ». They will open in Read-Only mode: this ensures that your previous results are not overwritten and remain available to you for reference. If you copy an out of date workbook, and load the copy, all its calculations will be automatically updated for you with the current version of the software.

This new release contains late-breaking accuracy improvements, performance enhancements, and bug fixes, including:

– Updating the cosmic ray model
– Improving the mid-infrared thermal model
– Fixing bugs for slit and slitless spectroscopy when the source is offset within the scene
– Enhancing performance of the ETC during times of heavy use
– Rotating PSFs to match the orientation on-sky
– New and updated workbooks associated with the Example Science Programs in JDox
– Addition of a narrow-band filter for NIRCam target acquisition (TA) to support observations of bright targets

Version 1.2 of the JWST ETC

had been released on December 2017

Previous Versions of ETC
- - – When you load them, they will open in Read-Only mode: this ensures that your previous results are not overwritten and remain available to you for reference.
  - – If you copy an out of date workbook, and load the copy, all its calculations will be automatically updated for you with the current version of the software.
  - For more information, see :

- In addition, JWST ETC version 1.2 features faster performance, accuracy improvements, usability enhancements, and more.
  The version 1.2.2 of the ETC had been released on March 19, 2018. This patch includes accuracy-related changes for several modes, as well as critical performance and robustness improvements.

Accuracy Improvements

Calculations now treat « number of exposures » as « number of dithers ». This correctly decreases the residual flat field error for dithered observations.

Major accuracy improvements have been achieved for NIRCam and MIRI Coronagraphy modes, MIRI Coronagraphic Target Acquisition, and NIRISS long-wavelength Imaging and TA modes, by using a redesigned and better-sampled PSF Library.

Simulated data sets

MIRI

- – MIRI Four Quadrant Phase Masks now include the effect of the quadrant boundaries on off-centered PSFs.
- – The MIRI Lyot Coronagraphic Mask is now more appropriately sampled (positions of the pre-calculated PSFs).
- – MIRI Coronagraphic Target Acquisition no longer erroneously has the coronagraph stops in the pupil plane.

NIRCam

- NIRCam Coronagraphy bar masks are now more appropriately sampled (positions of the pre-calculated PSFs).

NIRISS

- NIRISS Imaging in long-wavelength filters now include the pupil mask, leading to a ~16% reduction in flux. This affects the F277W filters and longer wavelengths, for Imaging and Target Acquisition modes.

New features

- – NIRSpec IFU and MIRI MRS modes now report saturations from both « Nod » positions independently.
- – Coronagraphy modes now report saturations from both Science Scene and PSF subtraction source separatedly.
- – The Coronagraphy Strategy has been enhanced by providing a total of four options under « PSF Subtraction ».
- – « Optimal (PSF Autoscaling) » will automatically scale the PSF subtraction source to the flux of the central source before subtraction. This matches the ETC 1.2 behavior for « Optimal » subtraction.
- – « Optimal (No PSF Autoscaling) » with no scaling of the PSF subtraction source. This matches the ETC 1.1.1 and earlier behavior for « Optimal » subtraction.
- – « Unsubtracted Science Scene » displays only the science scene, with only the coronagraphic mask suppressing the central source.
- – « PSF Subtraction Source only » displays the PSF subtraction source by itself, under the coronagraphic mask.

Under the hood

- – ETC 1.2.2 is installed on more powerful hardware, to better support heavy load as the deadlines for proposal submissions approach.
- – Improvements have been made to database handling and resource management.
- – Additional logging and monitoring has been added to facilitate problem investigation.
- Note that the old workbooks from previous ETC versions are locked to facilitate comparisons..
- – When you load them, they will open in read-only mode. This ensures that your previous results are not overwritten and remain available to you for reference.
- – When you copy an out-of-date workbook and load the copy, all of its calculations will be automatically updated for you with the current version of the software.

- See the Release Notes for details, and be sure to review the Known Issues for this release (and the previous ones).

- Several JWST community oriented products and tools had been launched at the January 2017 AAS meeting and provided the following links to the main elements:

Programs & Projects Accomplishments

The LABCOM INCLASS

Meetings and Conferences

Tools

Documents

Detectors

Pipeline

Data rate

High level data analysis tools

Simulator

Science Data for Webb’s First Images Now Available

The JWST ETC Cycle 1 Version 1.5 Is Now Live

STSCI announces the release of version 1.5 of the JWST Exposure Time Calculator (ETC), the final version prior to the Cycle 1 call for proposals. This release contains new instrument modes, as well as usability, performance, and accuracy improvements, including:

– New NIRCam Short Wavelength and Long Wavelength Imaging Time Series modes, including support for weak lens observations.
– New NIRSpec modes for MOS Confirmation Imaging, MOS Verification Imaging, and IFU Verification Imaging.
– Elimination of flat field errors for MIRI, NIRCam, and NIRISS time series modes. This enables estimates of the shot noise limit for exoplanet transit observations with very high signal-to-noise ratios.
– Changing the full-well depth for the NIRISS AMI mode to help users avoid the regime where charge can spill over between pixels. This decreases the saturation limit for NIRISS AMI by ~60%.

– New FASTGRPAVG readout pattern options for MIRI target acquisitions on fainter targets.
– Replacement of the NRS readout pattern with the new NRSRAPIDD6 for NIRSpec target acquisition. This now matches an operational change to improve the handling of cosmic rays.
– Addition of the neutral density filter to MIRI Imaging to support LRS Verification Imaging.
– Updates to Example Science Program Workbooks.
– Implementing a fix for a bug where the NIRSpec Multi-object Spectroscopy strategy offset the target in the wrong direction.
– Implementing a fix for incorrectly labeled Phoenix stellar model options.

See the release notes for details

Be sure to review the known issues for this release

As usual, your old workbooks are still available, but are marked read-only. Copying these workbooks will update them to version 1.5 so that you can continue working in the ETC.

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:

D’obtenir une estimation non biaisée des masses stellaires dans un univers de moins de 1,5 milliard d’années (z>4).
D’évaluer les masses et âges des populations d’étoiles jeunes et moins jeunes dans un univers de moins de 600 millions d’années (z>8.5), ce qui conduira à des conclusions robustes sur l’histoire de la formation stellaire pendant l’époque de l’EoR, et par conséquent d’estimer la contribution de ces populations à l’apport des photons ionisants.
D’étudier l’hydrogène dans les sources qui peuplaient un univers d’environ 700 millions d’années (z ~ 7.5) et l’oxygène fortement ionisée dans un univers de 500 millions d’années (z ~ 10). MIRI est le seul instrument qui permettra de réaliser ces études.

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:

D’obtenir une estimation non biaisée des masses stellaires dans un univers de moins de 1,5 milliard d’années (z>4).
D’évaluer les masses et âges des populations d’étoiles jeunes et moins jeunes dans un univers de moins de 600 millions d’années (z>8.5), ce qui conduira à des conclusions robustes sur l’histoire de la formation stellaire pendant l’époque de l’EoR, et par conséquent d’estimer la contribution de ces populations à l’apport des photons ionisants.
D’étudier l’hydrogène dans les sources qui peuplaient un univers d’environ 700 millions d’années (z ~ 7.5) et l’oxygène fortement ionisée dans un univers de 500 millions d’années (z ~ 10). MIRI est le seul instrument qui permettra de réaliser ces études.

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.

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.

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