James Webb (télescope spatial)

Télescope spatial James-Webb
James Webb Space Telescope

Vue d'artiste du James Webb Space Telescope.

Données générales

Organisation	NASA, ESA, ASC
Programme	Origins
Domaine	Astronomie infrarouge
Statut	développement
Lancement	octobre 2018
Lanceur	Ariane 5
Site	[1]

Caractéristiques techniques

Masse au lancement	~ 6 200 kg

Orbite

Orbite	Orbite de haloOrbite de halo autour de L2

Télescope

Type	Korsch
Diamètre	6,5 m
Superficie	25 m2
Focale	131,4 m
Longueur d'onde	Infrarouge

Principaux instruments

NIRCam	Caméra proche infrarouge
NIRSpec	Spectromètre grand angle proche infrarouge
MIRI	Spectrographe imageur moyen infrarouge
FGS/NIRISS	Spectrographe imageur proche infrarouge

Le télescope spatial James-Webb (James Webb Space Telescope ou JWST, anciennement appelé « Next Generation Space Telescope », NGST), est un télescope spatial développé par la NASA avec le concours de l'Agence spatiale européenne (ESA) et de l'Agence spatiale canadienne (CSA). Il doit succéder en 2018 au télescope spatial Hubble pour l'observation dans l'infrarouge mais ne permet pas, comme celui-ci, d'observer le spectre lumineux dans l'ultraviolet et en lumière visible.

JWST est un télescope qui effectue ses observations dans l'infrarouge. D'une masse de 6 200 kilogrammes, il est doté d'un miroir primaire de 6,5 mètres de diamètre contre 2,4 mètres pour Hubble : son pouvoir de résolution atteint 0,1 seconde d'arc dans l'infrarouge (0,6' à 27 microns de longueur d'onde) et il peut collecter une image 9 fois plus vite que Hubble. La résolution de ses instruments doit être utilisée, entre autres, pour observer les premières étoiles et galaxies qui se sont formées immédiatement après le Big Bang.

Le projet, qui a été renommé en 2002 du nom du second administrateur de la NASA James E. Webb, est en 2009 en fin de phase de conception et début de phase de fabrication.^{[Passage à actualiser]} Le télescope doit être lancé par une fusée Ariane 5 depuis Kourou et sera positionné au point de Lagrange L2 (du système terre-soleil) à 1,5 million de kilomètres de la Terre. Pour conserver cette position il est prévu que l'observatoire corrige périodiquement sa position à l'aide de petites poussées. Les réserves de combustibles prévues à cette fin doivent lui permettre de rester fonctionnel, en position, une dizaine d'années.

Historique

Premières esquisses (1989-1994)

En 1989, le directeur du Space Telescope Science Institute, le centre créé pour gérer l'utilisation du télescope spatial Hubble, initie la réflexion sur le télescope qui devra prendre la relève de Hubble vers 2005. À l'issue d'un atelier de réflexion organisé avec le soutien de la NASA il est proposé que la NASA mette à l'étude un télescope de 8 mètres de diamètre observant dans le proche infrarouge avec un système de refroidissement passif. Les problèmes rencontrés par Hubble peu après son lancement (1990) mettent provisoirement fin à l'étude du futur télescope, baptisé « Next Generation Space Telescope » (NGST). En 1993 un comité est créé par la NASA et la communauté des astronomes pour définir les futurs besoins des astronomes : ceux-ci proposent de prolonger la vie de Hubble jusqu'à 2010 et d'étudier la faisabilité d'un télescope spatial avec un miroir de 4 mètres conçu avec l'objectif d'étudier le processus de formation des galaxies, des étoiles, des planètes et de la vie avec une emphase sur les débuts de l'Univers. Pour répondre à ce cahier des charges il est proposé en 1994 de développer un télescope de 4 mètres baptisé Hi-Z circulant sur une orbite de 1x3 Unités Astronomiques.

Le choix du télescope de 8 mètres (1995-1996)

Une maquette à l'échelle 1 devant l'équipe projet

Daniel Goldin, administrateur de la NASA en 1995 et instigateur du Faster, Better, Cheaper (« plus vite, meilleur et moins cher »), encourage la communauté des astronomes à faire des choix audacieux et à retenir le choix d'un miroir de 8 mètres tout en trouvant les technologies permettant d'en abaisser le coût. Répondant à cette incitation et prenant conscience qu'une conception plus novatrice serait nécessaire pour étudier les galaxies ayant un décalage vers le rouge de 1 à 5 ou même plus, de nouveaux projets sont proposés, retenant le principe d'un miroir de 8 mètres déployable, placé en orbite autour du point de Lagrange, avec une optique sans baffle, refroidie de manière passive grâce à un pare soleil multi couches. Une étude de faisabilité réalisée en 1996 par quatre sociétés aboutit à la conclusion qu'il était possible de réaliser un tel télescope pour un coût de 500 millions US$ à condition que l'ensemble y compris les instruments soit développés par la même société. Cette dernière hypothèse s'avérera par la suite inapplicable en particulier pour les instruments. Des simulations plus détaillées effectuées par la suite permettent de préciser l'instrumentation scientifique nécessaire. On envisage désormais d'observer des galaxies avec un décalage vers le rouge de 15 qui nécessite de pouvoir observer dans l'infrarouge moyen. Ces simulations mettent en évidence la nécessité de faire de la spectroscopie car les instruments basés sur Terre ne pourront prendre en charge cet aspect de l'observation (comme cela se fait pour Hubble) du fait du décalage important dans le rouge entrainant l'interception du rayonnement lumineux par l'atmosphère.

Le projet se précise (1997-2001)

Au cours des années qui courent de 1997 à 2000, un groupe de travail formée par la communauté des astronomes, le Science Working Group, s'attelle à la définition des principaux objectifs scientifiques que doit pouvoir remplir le futur télescope et en déduit l'instrumentation qui doit permettre de les atteindre. Le télescope NGST doit comporter une caméra dans l'infrarouge proche à grand champ, un spectrographe proche infrarouge multi-objets et une caméra/spectrographe fonctionnant dans le moyen infrarouge. Les bases d'une collaboration de la NASA avec l'Agence spatiale canadienne et l'Agence spatiale européenne sont posés à cette époque. Les premières études techniques sont menées pour la mise au point des miroirs à faible masse, du système de détection et de contrôle du front d'ondes, des détecteurs et des actuateurs cryogéniques. À fin 2000 une analyse détaillée démontre que le coût du télescope dépasse de plusieurs centaines de millions US$ le budget prévu. Le lancement n'est pas envisageable avant 2008 compte tenu de la durée du cycle de développement des miroirs. Pour réduire le coût, le diamètre du miroir primaire est ramené en 2001 à 6 mètres.

Sélection des constructeurs (2003-2004)

Les deux principaux constructeurs du télescope - TRW/Ball Aerospace et Lockheed-Martin - sont sélectionnés tandis que le Jet Propulsion Laboratory est sélectionné pour le développement de l'instrument MIRI. En juin 2002 le développement de la caméra NIRCAM est confiée à une équipe de l'Université de l'Arizona. Le télescope est rebaptisé en septembre 2002 James Webb Space Telescope (JWST) en l'honneur de cet administrateur à la tête de la NASA à l'époque du programme Apollo. Le lanceur Ariane 5, dont le financement est assuré par l'ESA, est sélectionné en 2003 pour placer en orbite le télescope. Malgré sa capacité supérieure à l'Atlas V envisagée initialement la superficie du miroir est réduite de 29,4 à 25 m². Le nombre d'éléments du miroir primaire passe de 36 à 18. La NASA choisit le beryllium comme matériau pour la fabrication du miroir primaire de 6,5 mètres de diamètre. Le télescope entre en 2004 dans une phase de spécifications détaillées (Phase B) qui durera finalement 4 ans. Les coûts et du télescope sont revus à la lumière du résultat des spécifications détaillées.

Déroulement du projet

Évolution du coût (part US) et de la date de lancement

Année estimation	Lancement planifié	Budget estimé
1997	2007	0,5 Milliard USD$
1998	2007	1
1999	2007 à 2008	1
2000	2009	1.8
2002	2010	2.5
2003	2011	2.5
2005	2013	3
2006	2014	4,5
2008	2014	5,1
2010	2015 à 2016	6,5
2011	2018	8,7
2013	2018	8,8

Avancement

Le programme JWST se trouve en 2014 dans la phase finale de conception et de fabrication (Phase C). Le télescope a réussi en mars 2010 la revue critique de conception qui confirme la capacité de l'instrument et du satellite à remplir ses objectifs scientifiques. Les 18 éléments du miroir primaire sont dès à présent en cours d'achèvement. La fabrication de la structure qui supporte le miroir est bien avancée. Les modèles de vol des trois instruments principaux sont livrés début 2012 pour l'intégration et les tests du télescope entier.

L'envolée des coûts

En 2005, le coût total du projet était estimé à 4,5 milliards de dollars dont 3,3 milliards pour la conception, la construction, le lancement et la mise en marche et environ 1 milliard pour la phase opérationnelle estimée à 10 ans. L'Agence spatiale européenne ESA contribue à hauteur de 300 millions d'euros. Ce budget comprend :

• la prise en charge du lancement par une fusée Ariane 5 ;
• la réalisation de l'imageur MIRI développé sous maitrise d'œuvre du CEA ;
• la réalisation de l'instrument NIRSpec (Near InfraRed Spectrograph) développé par Astrium. L'agence spatiale canadienne contribue au projet à hauteur de 39 millions de dollars canadiens. Le Canada doit développer l'instrument FGS (Fine Guidance Sensor).

Evalué à 3 milliards de dollars en 2005 (partie financée par la NASA), le coût du télescope est régulièrement réévalué au cours des années suivantes. En 2009, le coût du projet est une nouvelle fois revue à la hausse. Il est établi à environ 3,5 milliards d'euros (4,92 milliards de dollars). Pour certains acteurs du programme scientifique, son coût qui grève les budgets des agences spatiales en particulier des autres missions scientifiques de la NASA, est devenu trop important. Au cours de l'été 2011, l'annulation du projet est envisagée par certains représentants du Congrès américain à la suite d'une dernière réévaluation du coût désormais estimé à 8,8 MUS$ en incluant la gestion opérationnelle mais sans compter la participation de l'Agence spatiale européenne (650 M US$). Finalement le projet échappe à l'annulation mais la NASA est sommée de fournir une évaluation mensuelle de l'évolution de l'avancement du projet et de son coût.

Objectifs scientifiques

Les quatre principaux objectifs scientifiques du JWST sont :

• la recherche de la lumière des premières étoiles et galaxies qui sont apparues dans l'univers après le big bang,
• l'étude de la formation de la galaxie et de son évolution ;
• la compréhension des mécanismes de formation des étoiles ;
• l'étude des systèmes planétaires et de la formation de la vie.

Tous ces objectifs sont remplis de manière plus efficace en étudiant le rayonnement infrarouge que la lumière visible. Le décalage vers le rouge, la présence de poussières et la température très faible de la majorité des objets étudiés nécessitent que le télescope fasse ses observations dans l'infrarouge sur une longueur d'ondes comprise entre 0,6 et 28 microns. Pour que ces mesures ne soient pas perturbées par les émissions dans l'infrarouge en provenance du télescope lui-même et de ses instruments, l'ensemble doit être maintenu dans une gamme de températures inférieure à 55 K (aux alentours de 40 K, soit −233,15 °C).

À cet effet le télescope comporte un vaste bouclier thermique métallisé qui renvoie les rayons infrarouges en provenance du Soleil, de la Terre et de la Lune. Le JWST sera positionné au point de Lagrange L2 ce qui permet au télescope d'avoir systématiquement le bouclier thermique entre ses capteurs et les 3 astres.

Le télescope JWST prend le relais du télescope spatial Hubble qui arrivera en fin de vie au moment de son lancement. Il ne couvre toutefois qu'une partie du spectre lumineux dans le visible que pouvait observer son prédécesseur.

Conception de la mission

Position du point de Lagrange L2, sur lequel sera positionné le télescope

D'une masse d'environ 6 200 kg, l'observatoire spatial doit être mis en orbite en juin 2018 par une Ariane 5 ECA depuis le centre spatial de Kourou en Guyane française. Après avoir rejoint le point de Lagrange L2 distant de 1,5 million km de la Terre, il doit subir une phase de test de 6 mois destinée à vérifier le fonctionnement de ses instruments et les étalonner. Le télescope entamera alors sa mission scientifique. Il est prévu que sa durée de vie soit au minimum de 5 ans mais son fonctionnement peut être prolongé au-delà de cette durée et le télescope a été conçu à cet effet.

Contrairement au télescope spatial Hubble situé à 600 km d'altitude seulement, il n'est pas prévu de réaliser des opérations de maintenance ou de correction en cas d'erreur de conception. Son éloignement empêche toute intervention humaine.

Caractéristiques techniques du télescope spatial

Taille du miroir primaire comparée à celle du télescope Hubble

Le télescope comprend quatre sous-ensembles :

• la plate-forme (ou bus) qui regroupe toutes les fonctions de support : contrôle et maintien de l'orbite, alimentation électrique, contrôle thermique et communications avec la Terre et entre les équipements de l'observatoire ;
• le bouclier thermique qui doit protéger les parties les plus sensibles du télescope des infrarouges en provenance du Soleil, de la Terre et de la Lune ainsi que de ses propres équipements ;
• le télescope qui collecte le rayonnement infrarouge et le renvoie vers les instruments scientifiques ;
• la charge utile qui porte l'appellation d'ISIM (Integrated Science Instrument Module) et a la forme d'un boitier quadrangulaire dans lequel sont regroupés les quatre instruments scientifiques qui doivent analyser le rayonnement infrarouge collecté.

La plate-forme

L'observatoire s'articule autour de la plate-forme qui comprend les panneaux solaires pour produire l'énergie électrique, les petits moteurs-fusées et les réservoirs d'ergols qui permettent à l'observatoire spatial de corriger son orbite et participent au pointage du télescope, les antennes permettant de recevoir les instructions depuis la Terre et de renvoyer les données scientifiques et les paramètres de fonctionnement, l'électronique et l'informatique qui gère le fonctionnement du télescope et enfin un système de réfrigération utilisé pour refroidir un des instruments. Le contrôle de l'orientation est primordial pour effectuer les observations de longue durée qui exigent une précision de 0,01µrad.

Le bouclier thermique

Le bouclier thermique long de 22 mètres pour une largeur de 12 mètres maintient le télescope à l'ombre de manière à ce que celui-ci et ses instruments scientifiques restent à des températures extrêmement basses nécessaires à l'observation du rayonnement infrarouge. Le bouclier thermique est composé d'une grande surface de forme hexagonale allongée, de la taille d'un court de tennis constitué de 6 couches de polymère métallisé. Un ensemble de poutrelles et de câbles permet son déploiement une fois le télescope en orbite. Il divise l'observatoire spatial en deux parties : une partie chaude exposée au rayonnement en provenance du Soleil de la Terre et de la Lune. De ce côté se trouve également la plate-forme contenant l'électronique qui est elle-même une source d'infrarouge. La partie froide (300° plus froide que la face chaude) située de l'autre face du bouclier thermique comprend le télescope et les instruments scientifiques. Le bouclier permet également de réduire les variations thermiques qui pourraient déformer le miroir primaire.

Différentes vues montrant les caractéristiques du télescope JWST.

Le télescope

Six des 18 éléments du miroir primaire en cours de finition

La partie optique est constituée d'un système anastigmatique à trois miroirs avec une focale de f/20.

• Le réflecteur primaire est un miroir segmenté d'un diamètre de 6,5 m environ (au lancement du projet il était prévu un miroir de 8 m.) et d'une masse de 705 kg, qui se compose de 18 éléments hexagonaux en béryllium de 1,3 mètre de large. Le miroir a un peu moins de trois fois le diamètre du télescope Hubble (2,4 m) et sa surface collectrice est de 25 m². Les segments du miroir primaire sont fixés à une structure rigide réalisée en composite carbone. Chaque segment est relativement rigide et est mis en forme de manière à avoir une forme idéale à la température de 40 K une fois dans l'espace. Six actionneurs attaché à chaque segment permettent d'ajuster sa position et un septième permet de modifier son rayon de courbure. Le miroir primaire est lancé replié en trois parties pour tenir sous la coiffe de la fusée.
• Le miroir secondaire concentre la lumière du miroir primaire et la renvoie vers le miroir tertiaire. Il est suspendu au-dessus du miroir primaire par une structure en forme de trépied. L'orientation du miroir réalisé en béryllium peut être ajustée à l'aide d'actionneurs selon 6 degrés de liberté

La surface du miroir primaire 6 fois plus importante que Hubble permet au télescope de collecter 9 fois plus vite une image que son prédécesseur. Le pouvoir de résolution du télescope atteint 0,1 seconde d'arc dans le domaine infrarouge (0,6' à 27 microns de longueur d'onde). Contrairement à Hubble il ne permet pas d'observer le spectre lumineux dans l'ultraviolet et le visible.

Le béryllium a été retenu parce que c'est un métal résistant, léger et dont le coefficient de dilatation thermique est extrêmement faible aux températures rencontrées dans l'espace (entre 30 et 80 K) . Il a été utilisé avec succès par les télescopes spatiaux infrarouges Spitzer et IRAS. La couche de béryllium est épaisse de 1 mm ce qui permet de limiter la masse totale du miroir primaire à 625 kg contre 1 tonne pour le miroir en verre de Hubble. L'optique est optimisée pour le proche et le moyen infrarouge mais permet de recueillir une partie des rayonnements du spectre visible.

Les instruments scientifiques

L'ISIM comprend 3 instruments principaux et un instrument secondaire :

• NIRCam (Near-InfraRed Camera) est une caméra grand champ fonctionnant dans le proche infrarouge de 0,6 à 5 µm ;
• NIRSpec (Near-InfraRed Sprectrometer) : est un spectromètre multi-objets fonctionnant dans le proche infrarouge de 1 à 5 µm ; ce dernier a été conçu et réalisé par la société REOSC.
• MIRI (Mid InfraRed Instrument) : est un ensemble comportant une caméra et spectromètre fonctionnant dans l'infrarouge moyen de 5 à 28 µm ;
• le FGS (Fine Guidance System), système de guidage fin (par une caméra mesurant la position d'une étoile 16 fois par seconde), inclut un filtre imageur dans le proche infrarouge couvrant les longueurs d'ondes de 0,6 à 5 µm.

Annexes

Bibliographie

Documents de référence

• (en) Jonathan P. Gardner et al., « The James Webb Space Telescope », Space Science Reviews, vol. 123,‎ 15 mai 2006, p. 485–606 (DOI 10.1007/s11214-006-8315-7, lire en ligne)
  Description générale du télescope (2006)
• (en) John Matter, James Webb Space Telescope - Science requirement document, NASA, 2012 (lire en ligne)
  Cahier des charges scientifique (2012)

Francophone

• Robert Irion, « Le télescope spatial James Webb, un observatoire origami », Pour la Science, n^o 398,‎ décembre 2010, p. 41-46
• Françoise Combes, « Et si notre monde était né d'un trou noir », Sciences et Avenir,‎ avril 2010

Autres sources

• (en) Maggie Masetti et Anita Krishnamurthi, « JWST Science », NASA, 2 mai 2009
• (en) Maggie Masetti et Anita Krishnamurthi, « Why does JWST need to be at L2 », NASA, 2 mai 2009
• (en) « Webb Telescope Passes Mission Milestone », NASA, 28 avril 2010

Voir aussi

• Grands observatoires (NASA)
• James Webb

Liens externes

• (en) Site officiel de la NASA
• (en) Site de l'Institut scientifique
• Page du CNES consacrée au télescope et plus à l'instrument MIRI
• Article d'aout 2008 dans la revue Astronomie