James-Webb (télescope spatial)

Un article de Wikipédia, l'encyclopédie libre.
(Redirigé depuis James-Webb)
Aller à : navigation, rechercher
Télescope spatial James-Webb
James Webb Space Telescope
Description de cette image, également commentée ci-après
Vue d'artiste du James Webb Space Telescope.
Données générales
Organisation NASA, ESA et ASC
Programme Origins
Domaine Astronomie infrarouge
Statut développement
Lancement printemps 2019
Lanceur Ariane 5
Durée 5,5 ans (mission primaire)
Caractéristiques techniques
Masse au lancement ~ 6 200 kg
Orbite Héliocentrique
Localisation Point de Lagrange L2
Télescope
Type Cassegrain
Diamètre 6,5 m
Superficie 25 m2
Focale 131,4 m
Longueur d'onde De l'orange à l'infrarouge moyen (0,6 à 28 µm)
Site [1]
Principaux instruments
NIRCam Imageur proche infrarouge
NIRSpec Spectromètre grand angle proche infrarouge
MIRI Spectrographe imageur moyen infrarouge
NIRISS Imageur proche infrarouge
Les ingénieurs de la NASA placent le cœur du télescope spatial James-Webb dans le simulateur d'environnement spatial (Space Environment Simulator), une chambre de test sous-vide et réfrigérée géante, sur le site du centre de vol spatial Goddard (Goddard Space Flight Center), à Greenbelt, dans le Maryland, États-Unis.

Le télescope spatial James-Webb (James Webb Space Telescope ou JWST, anciennement appelé Next Generation Space Telescope ou NGST) est un télescope spatial développé par la NASA avec le concours de l'Agence spatiale européenne (ESA) et de l'Agence spatiale canadienne (ASC). Il doit succéder en 2019 au télescope spatial Hubble pour l'observation dans l'infrarouge mais ne permet pas, contrairement à celui-ci, d'observer le spectre lumineux dans l'ultraviolet et en lumière visible (tous deux observables par les télescopes au sol).

JWST 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 rapidement que Hubble. La résolution de ses instruments doit être utilisée, entre autres, pour observer les premières étoiles et galaxies formées après le Big Bang.

Le projet, renommé en 2002 du nom du second administrateur de la NASA James E. Webb, est en fin de phase de conception et sera mis en service au printemps 2019. Le télescope doit être lancé par une fusée Ariane 5 depuis Kourou et sera positionné au point de Lagrange L2 du système Soleil-Terre, à 1,5 million de kilomètres de la Terre du côté opposé au Soleil. 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 du projet[modifier | modifier le code]

Premières esquisses (1989-1994)[modifier | modifier le code]

En 1989, le directeur du Space Telescope Science Institute, le centre chargé des opérations du télescope spatial Hubble, initie une réflexion sur le télescope qui devra prendre la relève de Hubble vers 2005. Les conclusions de l'atelier de travail organisé avec le soutien de la NASA proposent que l'agence spatiale 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 de ce projet de télescope, baptisé « Next Generation Space Telescope » (NGST). En 1993 un comité est créé par la NASA et la communauté des astronomes pour définir les besoins futurs 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 répondant à 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. La réponse à ce cahier des charges est en 1994 le développement d'un télescope de 4 mètres baptisé Hi-Z circulant sur une orbite de 1 x 3 Unités Astronomiques[1].

Le choix du télescope de 8 mètres (1995-1996)[modifier | modifier le code]

L'équipe projet devant une maquette à l'échelle 1

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 un miroir de 8 mètres tout en identifiant des technologies permettant d'en abaisser le coût. Les astronomes reprennent cette orientation qui semble nécessaire sur le plan scientifique pour étudier les galaxies ayant un décalage vers le rouge de 1 à 5 ou même plus, proposent de nouveaux projets basés sur 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 soient 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 peuvent prendre en charge cet aspect de l'observation (comme cela se fait pour Hubble) du fait du décalage important dans le rouge entraînant l'interception du rayonnement lumineux par l'atmosphère[2].

Le projet se précise (1997-2001)[modifier | modifier le code]

De 1997 à 2000, un groupe de travail formé 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 à grand champ dans l'infrarouge proche, un spectrographe dans l'infrarouge proche multi-objets et un spectroimageur fonctionnant dans l'infrarouge moyen. 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 de faible masse, du système de détection et de contrôle du front d'ondes, des détecteurs et des actionneurs . 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[3].

Sélection des constructeurs (2003-2004)[modifier | modifier le code]

Les deux principaux constructeurs du télescope - TRW/Ball Aerospace et Lockheed-Martin - sont sélectionnés tandis que le Jet Propulsion Laboratory est retenu pour le développement de l'instrument MIRI[3]. 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[4]. Le lanceur Ariane 5, dont le financement est assuré par l'ESA, est sélectionné en 2003 pour placer en orbite le télescope en lieu et place de la fusée Atlas V envisagée initialement mais de capacité moindre. Parallèlement la superficie du miroir est réduite de 29,4 à 25 m2 tandis que le nombre d'éléments du miroir primaire passe de 36 à 18. La NASA choisit le béryllium comme matériau pour la fabrication de ce 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 du télescope sont revus à la lumière du résultat des spécifications détaillées[5].

Objectifs scientifiques[modifier | modifier le code]

Les quatre principaux objectifs scientifiques du JWST sont[6] :

  • 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.

Étude des premières étoiles et galaxies[modifier | modifier le code]

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'onde 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[7] (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 du système Soleil-Terre ce qui permet au télescope d'avoir systématiquement le bouclier thermique entre ses capteurs et les 3 astres[8].

Formation des galaxies[modifier | modifier le code]

Les galaxies montrent comment la matière de l'univers est organisée à grande échelle. Elles fournissent des indices sur la nature et l'histoire de l'univers. Les scientifiques essaient de déterminer comment cette matière s'est organisée et comment elle a changé depuis le Big Bang en étudiant la distribution et le comportement de la matière à différentes échelles de la particule de niveau subatomique au structures galactiques. Dans ce contexte le télescope JWST doit permettre de répondre aux questions suivantes sur les galaxies[9] :

  • Les galaxies spirales (dont la notre) n'ont pas toujours eu cette forme. Elles se sont formées sur plusieurs milliards d'années par le biais de plusieurs processus dont la collision entre des galaxies de plus petites tailles. L'hypothèse qui reste à confirmer, est que toutes les galaxies géantes ont subi ainsi au moins une fusion majeure alors que l'univers avait 6 milliards d'années
  • Les galaxies les plus éloignées (donc les plus anciennes) ont une structure très différentes des galaxies récentes. Elles sont petites et ramassées avec des régions très denses où se forment de nouvelles étoiles. Le passage de cette forme à celle des galaxies spirales n'est pas expliqué.
  • On ne sait pas comment les premières galaxies se sont formées et comment on en est arrivée à une telle variété de forme. Quelle est la relation entre les trous noirs supermassifs situés au cœur de la majorité des galaxies et la nature de celle-ci ? Qu'est ce qui déclenche la formation des étoiles : Est ce que cela résulte d'un processus interne ou s'agit il d'un phénomène induit par l'interaction avec une autre galaxie ou une fusion de galaxies ? Par quel mécanisme les galaxies se forment elles aujourd'hui et s'assemblent elles ?

Naissance des étoiles et des systèmes protoplanétaires[modifier | modifier le code]

Étude des exoplanètes et origine de la vie[modifier | modifier le code]

Le télescope JWST prend le relais du télescope spatial Hubble qui arrivera en fin de vie au moment de son lancement[7]. Il ne couvre toutefois qu'une partie du spectre lumineux dans le visible que pouvait observer son prédécesseur.

Conception de la mission[modifier | modifier le code]

JWST comparé à Hubble et Herschel[10]
Caractéristique JWST Hubble Herschel
Longueurs d'ondes 0,6-28 µm
Infrarouge proche et moyen
0,1-2,5 µm
Visible et infrarouge proche
60-500 µm
infrarouge moyen et lointain
Dimensions 22 x 12 m Longueur : 13,2 m
Diamètre : 4,2 m
Longueur : 7,5 m
Diamètre : 3,3 m
Masse 6,2 t. 11 t. 3,3 t.
Orbite Point de Lagrange L2 Orbite basse Point de Lagrange L2

Le développement de l'observatoire spatial JWST est particulièrement ambitieux et complexe car il introduit plusieurs innovations techniques pour permettre d'atteindre les performances visées. Celles-ci imposent un télescope à très grande ouverture (6,5 m), une température très basse des détecteurs obtenue sans fluide cryogénique pour obtenir une durée de vie longue et des conditions d'observations dépourvues de lumière parasite. Pour y parvenir l'observatoire spatial est protégé de la lumière venant du Soleil et de la Terre par un énorme bouclier thermique qui maintient de manière passive la température des détecteurs à 37 kelvin ce qui permet d'obtenir de très bonnes performances dans l'infrarouge proche et moyen. Les observations sont effectuées dans la bande spectrale 0,6-28 microns. La sensibilité du télescope est limitée uniquement par la lumière zodiacale et dépasse celle des plus grands observatoires terrestres d'un facteur 10 à 100000 selon le mode d'observation et la longueur d'ondes. L'observatoire est conçu pour fonctionner au minimum 5 ans et emporte des consommables (ergols) pour 10 ans. Sa masse totale est de 6,5 tonnes. Les principales innovations sont le miroir principal déployé en orbite puis ajusté précisément, le déploiement du bouclier thermique et l'introduction d'un système de micro-obturateurs utilisant la technologie des MEMS[11].

Le télescope James Webb combine une très grande ouverture avec une qualité d'image caractérisée par une faible diffraction et une sensibilité sur un large spectre infrarouge. Aucun observatoire terrestre ou spatial ne possède ses caractéristiques. L'ouverture du télescope spatial Hubble est beaucoup plus faible et il ne peut observer dans l'infrarouge que jusqu'à 2,5 µm contre 28 µm pour JWST. Spitzer grand télescope spatial de la NASA dédié à l'infrarouge lancé en 2003 a une ouverture beaucoup plus faible (83 cm), est beaucoup moins sensible et dispose d'une résolution angulaire beaucoup plus basse. En spectroscopie, le télescope James Webb dispose grâce à son mode multi-objets et intégrale de champ de capacités absentes chez Hubble et Spitzer. Ses caractéristiques lui permettent d'observer l'ensemble des galaxies dont le décalage vers le rouge est compris entre 6 et 10 et de détecter la lumière des premières galaxies apparues après le Big Bang dont le décalage vers le rouge est d'environ 15[12]. Webb est conçu pour être complémentaire par rapport aux futurs grand observatoires terrestres comme le Télescope de Trente Mètres dans les longueurs d'ondes allant jusqu'à 2,5 µm. Il conserve sa supériorité au delà de cette longueur d'ondes car les observatoires terrestres sont handicapés par les émissions thermiques de l'atmosphère[13].

Performances comparées en optique et en spectrométrie des instruments NIRCam, MIRI, NIRSpec de JWST (en rouge) avec les télescopes infrarouge les plus puissants : les observatoires terrestres Gemini, Keck, l'observatoire aéroporté SOFIA et les télescopes spatiaux Hubble, Spitzer.

Réalisation du télescope spatial[modifier | modifier le code]

Fabrication, test et assemblage des composants (2004-2016)[modifier | modifier le code]

La partie optique entièrement assemblée avec le support du miroir secondaire déployé.

La réalisation des parties les plus complexes du télescope, qui nécessitent une longue phase de développement, à savoir les instruments et les 18 segments du miroir primaire, débutent dès mars 2004. En aout 2006 les instruments NIRCam et MIRI passent la Revue critique de définition ce qui permet d'entamer la réalisation des modèles de vol. De janvier 2007 à décembre 2008 des commissions internes à la NASA et externes passent en revue la conception et la planification du projet et donnent leur accord pour le passage en phase C (définition détaillée) et D (construction). En juillet 2008 le constructeur de la structure ISIM (Integrated Science Instrument Module) dans laquelle sont logés les instruments livre celle-ci au centre spatial Goddard pour une série de tests. Ceux ci doivent permettre de vérifier que la structure est capable de supporter le lancement puis l'environnement thermique de l'espace tout en maintenant les instruments dans une position précise par rapport à la partie optique. En mars 2010 le JWST passe la revue critique de conception dont l'objectif est de s'assurer que le télescope spatial remplit bien tous les objectifs scientifiques et techniques fixés par le cahier des charges. En novembre 2011 la réalisation des miroirs primaires s'achève. Ceux-ci après polissage ont été recouverts d'une mince couche d'or et ont subi avec succès un test cryogénique destiné à s'assurer de leur comportement lorsqu'ils seront exposés au froid de l'espace. Le centre spatial Goddard réceptionne en janvier 2012 les deux premiers instruments scientifiques - le spectromètre MIRI fonctionnant dans l'infrarouge moyen livré par l'Agence spatiale européenne et le spectroimageur NIRISS fourni par l'Agence spatiale canadienne - ainsi que le système de guidage fin FGS livré par la même agence. Ball livre au centre Goddard les trois premiers segments du miroir primaire tandis que Northrop Grumman et son partenaire ATK achèvent la fabrication de la partie centrale de la structure supportant le miroir primaire. Fin février s'achève la construction des deux parties mobiles du support du miroir primaire tandis que les deux derniers instruments scientifiques, la caméra NIRCam et le spectrographe NIRSPec sont livrés respectivement par l'Université de l'Arizona et l'Agence spatiale européenne. La construction de la plateforme qui rassemble tous les équipements de support s'achève en 2014. Gruman réalise un modèle d'ingénierie à l'échelle 1 du bouclier thermique pour tester le pliage et le déploiement de celui-ci. La même année le module ISIM dans lequel ont été assemblés les quatre instruments scientifiques subit avec succès une série de tests thermique qui permettent de vérifier les performances et le comportement de l'électronique associée. En octobre 2015 la partie optique du télescope (l'OTE Optical Telescope Element) comprenant les 18 segments du miroir primaire, la structure de support ainsi que le miroir secondaire sont assemblés. En mars 2016 la partie optique et l'ISIM avec les instruments scientifiques sont à leur tour assemblés[14].

Tests et assemblage finaux (2017)[modifier | modifier le code]

Début 2017, l'ensemble formé par la partie optique et les instruments fixés à l'ISIM sont convoyés par bateau au centre spatial Johnson à Houston (Texas). Là des tests optiques sont réalisés dans la chambre à vide A. Puis le bouclier thermique, la plateforme, l'ISIM et l'optique sont assemblés en 2018 chez Northrop Grumman puis préparés pour leur envoi sur la base de Kourou. A réception des tests limités sont effectués puis le plein d'ergols est effectué. Le télescope spatial est placé en position repliée sous sa coiffe qui est fixée au sommet du lanceur Ariane 5 ECA retenu pour la mise en orbite. Le lancement est prévu au printemps 2019[14].

L'envolée des coûts[modifier | modifier le code]

Évolution du coût (part US) et de la date de lancement
Année
estimation
Lancement
planifié
Budget
estimé
1997 2007[15] 0,5 Milliard USD$[15]
1998 2007[16] 1[17]
1999 2007 à 2008[18] 1[17]
2000 2009[19] 1.8[17]
2002 2010[20] 2.5[17]
2003 2011[21] 2.5[17]
2005 2013 3[22]
2006 2014 4,5[23]
2008 2014 5,1[24]
2010 2015 à 2016 6,5
2011 2018 8,7[25]
2013 2018 8,8

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[26]. L'Agence spatiale européenne ESA contribue à hauteur de 300 millions d'euros[27]. Ce budget comprend :

  • la prise en charge du lancement par une fusée Ariane 5 ;
  • la réalisation de l'imageur MIRI développé sous maîtrise d'œuvre du CEA[28] ;
  • 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)[29].

Évalué 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 revu 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 est devenu trop important, grevant les budgets des agences spatiales dont ceux d'autres missions scientifiques de la NASA[30]. 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 Md US$ 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[25],[31].

Déroulement prévu de la mission[modifier | modifier le code]

Le télescope spatial infrarouge JWST au point de Lagrange L2 (la distance entre la Terre et le Soleil, 100 fois la distance entre la Terre et L1/L2, n'est pas à l'échelle.

Lancement, déploiement et étalonnage[modifier | modifier le code]

L'observatoire spatial James Webb doit être lancé dans l'espace au printemps 2019[32] par une fusée Ariane 5 ECA tirée depuis le centre spatial de Kourou en Guyane française[33]. Il entame alors son voyage vers sa destination, le point de Lagrange L2, distant de 1,5 million de kilomètres de la Terre. Pendant le transit qui dure environ 1 mois, le télescope est progressivement déployé. Les panneaux solaires fournissant l'énergie sont opérationnels dans les premières heures, mais les autres opérations de déploiement ne débutent que 2,5 jours après le lancement et se déroulent sur plusieurs jours. Arrivé sur place, l'observatoire spatial s'insère sur une orbite autour du point de Lagrange. Le plan de cette orbite est perpendiculaire à l'axe Terre Soleil et au plan de l'écliptique et l'éloigne jusqu'à 800 000 km du point de Lagrange. JWST parcourt cette orbite en environ 6 mois en effectuant des corrections environ tous les 21 jours[Note 1],[34]. La température de JWST diminue graduellement et, deux mois après son lancement, elle est suffisamment basse pour permettre aux photodétecteurs infrarouge de fonctionner. 33 jours après le lancement, le système de guidage fin FGS ainsi que les instruments NIRCam et NIRSpec sont mis en marche. Les opérateurs s'assurent que l'image arrive bien jusqu'à la caméra NIRCam. Durant le deuxième et le troisième mois les miroirs primaire et secondaire sont alignés pour que l'image qui se forme sur le plan focal du télescope spatial atteigne les performances souhaitées. Commence alors une période de test et d'étalonnage des instruments qui s'achève six mois après le lancement. Le télescope peut alors entamer sa mission scientifique[35],[36].

Durée de vie du télescope spatial[modifier | modifier le code]

Pour répondre aux objectifs scientifiques JWST a été conçu pour fonctionner durant au moins 5,5 ans. Contrairement à des observatoires infrarouges comme Herschel cette durée de vie n'est pas limitée par la quantité de liquide cryogénique disponible car ses détecteurs qui n'ont pas besoin d'être refroidis à des températures basses sont refroidis mécaniquement (MIRI) ou de manière passive. Les seuls facteurs limitatifs sont l'usure des composants électroniques ou mécaniques et surtout la quantité d'ergols pour maintenir le télescope sur son orbite car celle-ci n'est pas complètement stable. JWST emporte suffisamment d'ergols pour se maintenir sur son orbite durant au moins 10 ans[37]. Comme la plupart des télescopes spatiaux mais contrairement à télescope spatial Hubble (jusqu'au retrait de la navette spatiale américaine), JWST ne peut être réparé et ses instruments ne peuvent être remplacés car son éloignement empêche toute intervention humaine.

Sélection des observations[modifier | modifier le code]

Le Space Telescope Science Institute a pour mission de gérer le fonctionnement du télescope en orbite, de sélectionner et de programmer les observations, de collecter les données, de les distribuer et de les archiver. Comme pour les autres grands observatoires spatiaux de la NASA 10 % du temps d'observations sur la durée de vie de l'instrument est alloué aux astronomes ayant participé à la réalisation des instruments (Guaranteed Time Observer ou GTO) soit 4 020 heures pour les 3 premiers cycles d'observation s'étalant sur 30 mois. Sur la même période 10 % du temps d'observation reste à la discrétion du STScI (Director’s Discretionary Time ou DD) tandis que 80 % du temps est alloué aux astronomes du monde entier (Guest Observer ou GO). Ces derniers, pour pouvoir utiliser le télescope, soumettent leurs propositions d'observation à un comité, baptisé JWST Advisory Committee, formé d'astronomes et de représentants des agences spatiales impliquées dans le développement du JWST. Le comité sélectionne les propositions les plus intéressantes compte tenu des objectifs généraux de la mission. Les observations du premier cycle annuel, qui débutera vers avril 2018, devront s'inscrire dans les objectifs du Early Release Science Program défini pour obtenir rapidement le plus grand retour scientifique possible et à mesurer précisément les capacités des instruments. Pour le premier cycle les propositions des astronomes doivent être remises au plus tard en avril 2019. La proportion de temps allouée au GTO sera plus importante pour ce premier cycle (entre 25 et 49 %)[38] ,[39].

Couverture du ciel[modifier | modifier le code]

Pour maintenir la température des détecteurs et de l'ensemble optique à ses valeurs, l'orientation du JWST doit être telle que le bouclier thermique intercepte entièrement le rayonnement du Soleil et de la Terre. Pour modifier son pointage le télescope peut pivoter de 360° autour de l'axe supportant le miroir primaire sans que l'incidence du rayonnement solaire soit modifiée. Par contre compte tenu de la taille et de la forme du bouclier thermique l'angle entre celui-ci et la direction du Soleil doit être compris entre -5° à +40° (voir schéma ci-dessous). Du fait de cette contrainte la zone observable à un instant donné représente environ 40 % de la voute céleste (Hubble 80 %). L'orbite de JWST autour du Soleil lui permet d'effectuer au cours d'une années des observations de l'ensemble de la voute céleste durant au moins 100 jours. Dans la région zodiacale, entre 85 et 90°, l'observation peut être continue.

Performances[modifier | modifier le code]

Le télescope spatial James Webb dispose d'un pouvoir de résolution de 0,1 seconde d'arc pour une longueur d'ondes de 2 microns. Cette capacité permet de distinguer un ballon de football placé à une distance de 550 km. Elle est à peu près équivalente à celle du télescope spatial Hubble pourtant doté d'un miroir d'un diamètre bien inférieur (2,75 fois plus petit). Mais celui-ci effectue ses observations dans des longueurs d'ondes plus courtes (environ 0,7 microns). Or, à taille de miroir égal, le pouvoir de résolution est d'autant plus grand que la longueur d'ondes est courte[40].

Caractéristiques techniques du télescope spatial[modifier | modifier le code]

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[modifier | modifier le code]

La plateforme de l'observatoire James Webb rassemble les équipements qui servent de support pour le fonctionnement du télescope spatial. Elle est fixée sur la face éclairée du pare-soleil près du centre de masse de l'engin spatial. Elle a une forme parallélépipédique de 3,5 x 3,5 mètres de côté et environ 1,5 mètres de haut. Sa partie centrale est occupée par une structure conique réalisée en plastique à renfort fibre de carbone de 2,5 mètres de diamètre à la base qui est fixée à la fusée et supporte le poids du pare-soleil et de la partie optique. A la base de ce cône se trouve le système de propulsion principal du télescope spatial[42]. Les panneaux solaires qui fournissent l'énergie électrique, forment une aile fixe de 5,9 mètres de long fixée sur la plateforme en formant un angle fixe de 20° par rapport au plan du pare-soleil. L'orientation du télescope est modifiée et le pointage est maintenu avec une précision de 0,01 µrad à l'aide de 6 roues de réaction (dont 2 de rechange) qui lorsqu'elles sont saturées sont déchargées par de petits moteurs-fusées. Ceux-ci puisent leurs ergols dans des réservoirs situés dans la plateforme. Les communications sont assurées à l'aide d'une antenne parabolique grand gain et en cas de passage en mode survie par deux antennes omnidirectionnelles. La plateforme contient également l'ordinateur embarqué qui reçoit et interprète les opérations à effectuer, les rediffuse, collecte et stocke les données scientifiques avant de les transmettre vers la Terre[43],[44].

La plateforme est située du côté éclairé du pare-soleil (E) à l'opposé de l'ensemble optique du télescope (F). Elle comprend notamment des panneaux solaires (B), une antenne grand gain (C), des viseurs d'étoiles (D), des radiateurs permettant de dissiper la chaleur dégagée par l'électronique (E). Le panneau (A) permet de stabiliser l'engin spatial.

Le bouclier thermique[modifier | modifier le code]

Le bouclier thermique long de 22 mètres pour une largeur de 12 mètres maintient le télescope à l'ombre de manière 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 K 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[45].

Différentes vues montrant les caractéristiques du télescope JWST.

Le sous-ensemble optique[modifier | modifier le code]

Composants de la partie optique : A : Miroir primaire - A : Miroir primaire à 18 segments - B : Miroir secondaire - C : Miroir tertiaire - D : Miroir à orientation fine - E : Plan focal.
Miroir primaire assemblé et déployé

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

Miroir primaire[modifier | modifier le code]

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[46].) et d'une masse de 705 kg. 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. Le miroir primaire est trop grand pour pouvoir tenir sous la coiffe du lanceur, aussi est il décomposé en 18 éléments hexagonaux de 1,3 mètre de large qui permettent de le replier en trois parties pour le lancement puis de le déployer une fois dans l'espace. Les segments du miroir primaire sont fixés à une structure rigide réalisée en composite carbone. Chaque segment est réalisé en béryllium est relativement rigide. Il est mis en forme de manière à ce que celle-ci soit idéale à la température de 40 K une fois dans l'espace. Six actionneurs attachés à chaque segment permettent d'ajuster sa position et un septième permet de modifier son rayon de courbure[47].

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[48].

La surface du miroir primaire comme des autres miroirs de JWST est recouverte d'une mince couche d'or (épaisseur de 10-9 m. soit 48,25 g pour l'ensemble du miroir). L'or présente la propriété de réfléchir de manière optimale la partie du spectre électromagnétique observée par les instruments de JWST : le rouge du spectre visible et l'infrarouge invisible à nos yeux. Par contre il réfléchit très mal le bleu du spectre visible. La couche d'or très fragile est à son tour recouverte d'une mince couche de verre. C'est l'or qui donne sa couleur à la surface des miroirs[49].

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[50].

Miroir secondaire[modifier | modifier le code]

Le miroir secondaire d'un diamètre de 0,74 mètres 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.

Les autres éléments de la partie optique[modifier | modifier le code]

Les autres éléments de la partie optique comprennent le miroir tertiaire fixe, le Miroir à orientation fine permettant d'effectuer les ajustements précis du faisceau lumineux ainsi que la structure servant de support au miroir primaire.

Les instruments scientifiques[modifier | modifier le code]

Le télescope est équipé de 3 instruments principaux et un instrument secondaire qui sont assemblés dans une structure fixée à l'arrière du support du miroir primaire et forment l'ISIM (Integrated Science Instrument Module). L'ISIM comprend également à une certaine distance des instruments pour maintenir leur basse température, des radiateurs pour évacuer la chaleur des instruments, des équipements électroniques permettant de contrôler les instruments, un système de contrôle et de gestion des données propres à l'ISIM; l'ICDH (ISIM Command and Data Handling) ainsi que le refroidisseur cryogénique mécanique utilisé pour abaisser la température de l'instrument MIRI[51].

Caméra NIRCam[modifier | modifier le code]

Chemin optique de NIRCAM.

NIRCam (Near-InfraRed Camera en français caméra pour l'infrarouge proche) est une caméra grand champ fonctionnant dans l'infrarouge proche de 0,6 à 5 µm. La caméra comporte deux sous-ensembles pratiquement identiques qui couvrent des portions de ciel adjacents séparées de 44 secondes d'arc. Le champ optique de chacun de ces modules est de 2,2 x 2,2 minutes d'arc. Un des deux instruments couvre les longueurs d'ondes comprises entre 0,6 et 2,3 µm (ondes courtes) l'autre entre 2,4 et 5 microns. La lumière de l'instrument à ondes courtes arrive sur quatre détecteurs (2x2) de 2040 x 2040 pixels chacun, tandis que celle du deuxième instrument arrive sur un détecteur unique de 2040 x 2040 pixel. la résolution est de 0,032 secondes d'arc par pixel pour le premier ensemble de détecteurs et de 0,065 secondes d'arc pour le second. Des filtres permettent de sélectionner des longueurs d'ondes particulières. L'instrument à ondes courtes dispose de 5 filtres sélectionnant des bandes larges (R ~ 4), 4 moyennes (R~10) et trois étroites (R~100). Le deuxième instrument comporte trois filtres larges, 8 moyens et 4 étroits. L'instrument dispose d'un mode coronographie pour pouvoir réaliser des images d'objets très peu lumineux proches de sources très brillantes comme les exoplanètes ou les disques de débris. L'instrument peut également effectuer sur des surfaces réduites des prises d'images rapides ainsi que de la spectroscopie sans fente sur la bande spectrale 2,4–5 μm avec une résolution R~1700. NIRCam est développé par une équipe de l'Université de l'Arizona et le Centre de Technologie Avancée de Lockheed Martin[52].

Les caractéristiques de la caméra doivent permettre de remplir les objectifs suivants :

Spectromètre NIRSpec[modifier | modifier le code]

NIRSpec (flèche) est monté sur la structure ISIM dans laquelle se trouvent déjà les autres instruments (NIRCam, MIRI et FGS/NIRISS).
La matrice MSA permet de réaliser le spectre d'une centaine d'objets en parallèle. A gauche une image du ciel vers Ω Cen est projetée sur la matrice MSA. La vue de droite montre une petite partie de la matrice. En fonction de leur position dans la grille (centrage), un spectre peut être obtenu (vert) ou non (rouge). Les cases oranges correspondent à des obturateurs qui n'ont pas répondu aux commandes.

NIRSpec (Near-InfraRed Sprectrometer en français spectromètre pour l'infrarouge proche) est un spectromètre multi-objets fonctionnant dans le proche infrarouge de 0,6 à 5,3 µm. Il est optimisé pour l'observation de galaxies très lointaines, peu lumineuses et de nombreuses sources compactes.

Trois modes d'observation sont disponibles[53] :

  • NIRSPec dispose d'un mode multi-objets grâce à une matrice de micro-obturateurs programmables (Micro-Shutter Assembly MSA) qui permet de réaliser simultanément le spectre de 100 objets sélectionnés dans un champ de 3,6 x 3,6 minutes d'arc. Chaque objet est observé via une ouverture correspondant à un champ de 0,20 x 0,45 secondes d'arc. La résolution spectrale peut être de 100, 1000 ou 2700.
  • spectroscopie à fente. Ce mode reste disponible lorsque le MSA est utilisé (pas de superposition). L'instrument dispose d'une fente de 0,4” x 3,8” de 3 fentes de 0,2” x 3,3” et d'une ouverture large de 1,6” x 1,6”. La résolution spectrale peut être de 100, 1000 ou 2700.
  • spectroscopie en « champ intégral » sur un champ de 3 x 3 secondes d'arc. La résolution spectrale peut être de 100, 1000 ou 2700. Le champ est découpé en 30 images de 0,1 x 3 secondes d'arc. L'ouverture correspondante est obturée lorsque ce mode n'est pas utilisé.

Pour éviter la confusion qui pourrait être générée par le recouvrement des spectres, la bande spectrale observable (0,6 à 5,3 µm) est divisée en 3 sous-bandes, sélectionnées par un filtre, qui doivent être observées séparément.

D'un point de vue technique NIRSpec comprend 14 miroirs ainsi qu'un jeu de 8 filtres et de 7 éléments dispersifs interchangeables. Le flux lumineux traverse un premier filtre qui permet soit de sélectionner la bande spectrale qui doit être observée (>0,7 μm, >1 μm, >1,7 μm, > 2,9 μm) soit d'effectuer des opérations de pointage vers la cible ou encore d'effectuer des opérations d'étalonnage (filtre clair ou opaque). Après avoir traversé les fentes ou la matrice MSA, le rayonnement passe par une optique diffractive qui est sélectionnée en fonction de la longueur d'ondes et la résolution spectrale qu'on souhaite privilégier[53]. Le plan focal contient deux photodétecteurs infrarouge au tellurure de mercure-cadmium de 2048 x 2048 pixels sensibles aux longueurs d'ondes de 0,6 à 5 µm et développés par Teledyne Imaging Sensors[54]. Ils sont séparés par un intervalle de 17,8 secondes d'arc qui entraine un trou dans le spectre (celui-ci s'étale sur les deux détecteurs). L'instrument NIRSpec qui mesure 1,9 mètre dans sa plus grande dimension a une masse de 200 kg[53].

La matrice MSA est constituée d'une grille formée de quatre quadrants subdivisés chacun en 365 cellules sur l'axe x (sens de la dispersion spectrale) et 171 cellules dans le sens y soit 248 000 cellules en tout (62 000 par quadrant). Chaque cellule, qui mesure 100 x 200 μm (l'épaisseur de quelques cheveux), est obturée à l'aide d'une porte mobile. Deux électrodes sont fixées d'une part à la porte obturant la cellule, d'autre part à la cloison sur laquelle celle-ci peut être rabattue. En appliquant une charge de sens contraire aux deux électrodes d'une cellule donnée on déclenche son ouverture. Un bras aimanté mobile permet d'agir sur l'ensemble des portes. Ces microsystèmes utilisent la technologie des MEMS. Une des limitations du MSA est qu'une seule étoile peut être observée sur chaque rangée parallèle à l'axe des x car son spectre utilise toute la largeur du détecteur. L'étoile doit par ailleurs être centrée dans la cellule. Pour observer l'ensemble des étoiles d'une zone donnée il faut donc effectuer plusieurs observations précédées à chaque fois d'une modification du pointage du télescope[55],[56].

Les caractéristiques de NIRSpec doivent permettre de remplir les objectifs suivants :

  • Étudier la formation des étoiles et l'abondance des éléments chimiques dans les jeunes galaxies lointaines,
  • Rechercher les structures dans les disques de gaz dans les noyaux actifs de galaxie
  • Étudier la distribution des masses des éléments chimiques dans les amas d'étoiles jeunes.

NIRSpec est fourni par l'Agence spatiale européenne et son développement est supervisé par l'ESTEC aux Pays-Bas. Le fournisseur principal est l'établissement d'Airbus Defence and Space à Ottobrunn, Allemagne. Les détecteurs et le système de micro-obturateurs sont fournis par le centre spatial Goddard de la NASA[57].

Caméra / spectromètre MIRI[modifier | modifier le code]

L'instrument MIRI.

MIRI (Mid InfraRed Instrument en français instrument pour l'infrarouge moyen) est un instrument comportant une caméra et spectromètre (spectro-imageur) fonctionnant dans l'infrarouge moyen de 5 à 28 µm. L'instrument doit permettre notamment de réaliser des photos et des spectres de jeunes exoplanètes et de leur atmosphère, d'identifier et caractériser les premières galaxies de l'univers et d'analyser les poussières chaudes et le gaz moléculaires des jeunes étoiles et des disques protoplanétaires. Quatre modes d'observation sont possibles[58] :

  • Réalisation d'image de 70 x 113 secondes d'arc avec une résolution de 0,18 seconde d'arc et la possibilité de choisir parmi 12 filtres. Ce mode permet un temps d'exposition court pour permettre la prise d'images d'objets lumineux ou prendre en compte un environnement lumineux.
  • Coronographie sur un champ de vue 15 x 15 secondes d'arc avec une résolution de 0,11 seconde d'arc. .
  • Spectroscopie à basse résolution (résolution spectrale de 100)
  • Spectroscopie en "champ intégral" sur un champ de 3x3 secondes d'arc avec une résolution spectrale d'environ 1500.

Les détecteurs sont constitués par 3 puces dopées à l'arsenic comportant chacune 1024 x 1024 pixels. L'instrument dans la longueur d'ondes observée est particulièrement sensible au fond thermique. Il est refroidi à 7 kelvin par un cryorefroidisseur mécanique. L'instrument est fourni par l'Agence spatiale européenne. Il est construit par un consortium de laboratoires de 10 pays européens, coordonnés par l'Observatoire d'Edimbourg en Ecosse. Le sous-ensemble imageur Mirim est fourni par le CEA Irfu. Le laboratoire Rutherford à Appleton (Royaume-Uni) assure l'intégration de tous les composants de l'instrument et des tests[59].

Les caractéristiques de l'instrument MIRI doivent permettre de remplir les objectifs suivants :

  • Détecter l'émission d'hydrogène et rechercher les premiers objets lumineux,
  • Observer la formation des premières galaxies dans l'univers,
  • Étudier la formation des étoiles et systèmes proto-planétaires,
  • Observer les naines brunes et des planètes géantes,
  • Déterminer les conditions favorables à l'apparition de la vie,
  • Étudier l'évolution des systèmes planétaires, la taille des objets de la Ceinture de Kuiper et les comètes faiblement lumineuses.
Schéma de MIRI, son électronique et son cryoréfrigérateur.

Imageur proche infrarouge NIRISS[modifier | modifier le code]

Chemin optique de NIRISS.

NIRISS (Near Infrared Imager and Slitless Spectrograph) est un instrument secondaire associé au système de guidage fin FGS mais indépendant de celui-ci. Il s'agit d'un spectro-imageur permettant de réaliser des spectres grand champ dans la bande 1 à 2,5 microns avec une résolution spectrale R ~150, des spectres sur un seul objet dans la bande 0,6 à 2,8 microns à l'aide d'un grisme avec une résolution spectrale R~700. Il permet également d'effectuer des spectres par interférométrie en utilisant un masque non redondant NRM) dans la bande spectrale allant de 3) à 4,8 microns. L'instrument permet également de réaliser des images sur un spectre large (1 à 5 microns) et un champ optique de 2,2 x 2,2 minutes d'arc. L'instrument comporte deux jeux de filtres permettant de sélectionner des bandes spectrales étroites. Le rayonnement arrive au plan focal sur un détecteur au tellurure de mercure-cadmium comportant 2 048 x 2 048 pixels L'instrument est fourni par l'Agence spatiale canadienne. Le constructeur principal est Honeywell (autrefois COM DEV)[60],[61],[62].

Les autres équipements de la charge utile[modifier | modifier le code]

Système de guidage fin FGS[modifier | modifier le code]

Schéma du FGS.

Le FGS (Fine Guidance System) est un système de guidage fin qui remplit trois fonctions[63] :

  • Fournir des images de tous le champ du télescope dans le but de trouver la région du ciel qui doit être étudiée au début d'une nouvelle campagne d'observation
  • Identifier dans la région visualisée par le télescope une étoile guide figurant au catalogue enregistré dans la mémoire du télescope spatial. Une fois l'étoile guide identifiée, celle-ci est centrée dans une fenêtre de 8 x 8 pixels puis l'orientation du télescope est modifiée pour positionner l'étoile guide dans une zone de la fenêtre pré-spécifiée de manière à ce que la portion du ciel observée soit dans l'alignement de l'axe du télescope
  • Fournir au système de contrôle d'attitude des mesures permettant de stabiliser de maintenir le pointage du télescope spatial vers l'étoile guide avec une précision de 1 milliseconde d'arc en effectuant une prise d'image 16 fois par seconde.

Sur le plan technique le FGS est constitué par un premier miroir dérivant le rayonnement incident (POM pick-off mirror) et d'un ensemble de 3 miroirs (three-mirror assembly) collimatant ce rayonnement vers un miroir qui focalise celui-ci sur un détecteur situé dans le plan focal. Celui-ci comporte un photodétecteur infrarouge au tellurure de mercure-cadmium de 2048 x 2048 pixels sensible aux longueurs d'ondes de 0,6 à 5 µm. Sa sensibilité est de 58 µJy pour une longueur d'onde de 1,25 µm. L'instrument est dépourvu d'obturateur et de filtre optique. Le FGS est fourni par l'Agence spatiale canadienne. Le constructeur principal est Honeywell (autrefois COM DEV)[61],[63],[64].

Notes et références[modifier | modifier le code]

Notes[modifier | modifier le code]

  1. L'orbite autour de ce point de Lagrange est instable.

Références[modifier | modifier le code]

  1. (en) « James Webb Space Telescope JWST History: 1989-1994 The Early Years », STScI (consulté le 13 janvier 2014)
  2. (en) « James Webb Space Telescope JWST History: 1995-1996 Going For 8 Meters », STScI (consulté le 13 janvier 2014)
  3. a et b (en) « James Webb Space Telescope JWST History: 1997-2001 Reality Hits », STScI (consulté le 13 janvier 2014)
  4. (en) « James Webb Space Telescope JWST History: 2002 Selecting The Partners », STScI (consulté le 13 janvier 2014)
  5. (en) « James Webb Space Telescope JWST History: 2003-2004 Working On The Detailed Design », STScI (consulté le 13 janvier 2014)
  6. Site web : « James Webb Space Telescope : Sciences »
  7. a et b « Pour la Science », décembre 2010, p. 41
  8. Site web : « James Webb Space Telescope : Why does JWST need to be at L2 »
  9. (en) « Science > Assembly of Galaxies », sur Explore James Webb Space Telescope, NASA (consulté le 14 décembre 2016)
  10. (en) « How does the Webb Contrast with Hubble? », NASA (consulté le 6 décembre 2016)
  11. (en) « JWST> Mission concept », sur EO Portal, Agence spatiale européenne (consulté le 4 décembre 2016)
  12. (en) « Technical Frequently Asked Questions (FAQ) > What advantages will Webb provide over Hubble, Spitzer, and other existing telescopes? », sur Explore James Webb Space Telescope, NASA (consulté le 9 décembre 2016)
  13. (en) « Technical Frequently Asked Questions (FAQ) > What advantages will Webb provide over a future 30-meter telescope on the ground? », sur Explore James Webb Space Telescope, NASA (consulté le 9 décembre 2016)
  14. a et b « La Nasa repousse le lancement du télescope spatial James Webb à 2019 »
  15. a et b (en) Phil Berardelli, « Next Generation Space Telescope will peer back to the beginning of time and space », CBS,
  16. (en) « The Next Generation Space Telescope (NGST) », University of Toronto,
  17. a, b, c, d et e (en) Tony Reichhardt, « US astronomy: Is the next big thing too big? », Nature 440, pp. 140–143,
  18. (en) « Cosmic Ray Rejection with NGST », sur adass.org
  19. (en) « MIRI spectrometer for NGST », sur astron.nl
  20. (en) « NGST Weekly Missive », sur spaceref.com,
  21. (en) « NASA Modifies James Webb Space Telescope Contract », sur nasa.gov,
  22. (en) « Problems for JWST », sur spacepolitics.com,
  23. (en) « Refocusing NASA's vision », Nature 440, p.127,
  24. (en) Ron Cowen, « Webb Telescope Delayed, Costs Rise to $8 Billion », ScienceInsider,
  25. a et b (en) Jonathan Amos, « JWST price tag now put at over $8bn », BBC,
  26. (en) John Mather, « James Webb Space Telescope (JWST) » [PDF], National Academy of Science,
  27. (en) « European agreement on James Webb Space Telescope’s Mid-Infrared Instrument (MIRI) signed », ESA Media Relations Service,
  28. « MIRI en route vers la NASA », sur irfu.cea.fr, service du CEA chargé de l'instrument MIRI
  29. (en) « Canadian Space Agency: Canada's Contribution to NASA's James Webb Space Telescope. », Canadian Corporate News,
  30. « Pour la Science », Dec. 2010, p 42
  31. (en) Jonathan Amos, « James Webb telescope's 'first light' instrument ready to ship », BBC,
  32. https://www.nasa.gov/feature/nasa-s-james-webb-space-telescope-to-be-launched-spring-2019 Annonce du 28 septembre 2017 sur le site web "Webb" de la NASA
  33. http://www.afp.com/fr/info/le-telescope-webb-remontera-aux-origines-de-lunivers dépêche AFP
  34. (en) « James Webb Space Telescope L2 Orbit », NASA et ESA (consulté le 9 décembre 2016)
  35. (en) « Frequently Asked Questions (FAQ) - Webb's Orbit », NASA (consulté le 2 décembre 2016)
  36. (en) « Frequently Asked Questions (FAQ) - What happens after Webb is launched? », NASA (consulté le 2 décembre 2016)
  37. (en) « Technical Frequently Asked Questions (FAQ) Scientists What is Webb's lifetime? », NASA (consulté le 2 décembre 2016)
  38. (en) « Technical Frequently Asked Questions (FAQ) - What are the policies and plans for observing with Webb? », NASA (consulté le 2 décembre 2016)
  39. (en) Neill Reid, « JWST Science Policies », NASA,
  40. (en) « Frequently Asked Questions (FAQ) -What is Webb's angular resolution, and how will its images compare to Hubble's? Will they be as beautiful? », NASA (consulté le 2 décembre 2016)
  41. (en) Stefanie N. Milam et all, « The James Webb Space Telescope’s plan for operations and instrument capabilities for observations in the Solar System », NASA,
  42. (en) « Mandrel for James Webb Space Telescope spacecraft bus » (consulté le 4 décembre 2016)
  43. (en) « The Spacecraft Bus », NASA (consulté le 4 décembre 2016)
  44. « Télescope JWST », CNES,
  45. (en) « JWST Observatory: The Sunshield », NASA,
  46. Article d'aout 2008 dans la revue Astronomie
  47. (en) « The Primary Mirror », sur Explore James Webb Space Telscope, NASA (consulté le 5 décembre 2016)
  48. (en) « JWST Observatory: Frequently Asked Questions (FAQ) », NASA,
  49. (en) « JWST Observatory: Frequently Asked Questions (FAQ) - Why is the mirror gold-coated and how much gold is used? », NASA (consulté le 11 décembre 2016)
  50. (en) « Vital facts », sur Explore James Webb Space Telscope, NASA (consulté le 5 décembre 2016)
  51. (en) « Instruments > Integrated Science Instrument Module (ISIM) », sur Explore James Webb Space Telescope date=, NASA (consulté le 5 décembre 2016)
  52. (en) « Near Infrared Camera (NIRCam) », NASA et ESA (consulté le 29 novembre 2016)
  53. a, b et c (en) « James Webb Space Telescope NIRSpec Instrument Design », NASA et ESA (consulté le 9 décembre 2016)
  54. (en) « Technology → Innovations → Infrared Detectors », NASA (consulté le 9 décembre 2016)
  55. (en) « James Webb Space Telescope Micro-Shutter Assembly », NASA et ESA (consulté le 9 décembre 2016)
  56. (en) « Technology → Innovations → Microshutters », NASA (consulté le 9 décembre 2016)
  57. (en) « NIRSpec – the Near-Infrared Spectrograph on JWST », Agence spatiale européenne (consulté le 29 novembre 2016)
  58. (en) « Mid-Infrared Instrument (MIRI) », NASA et ESA (consulté le 29 novembre 2016)
  59. (en) « MIRI - the mid-infrared instrument on JWST », Agence spatiale européenne (consulté le 29 novembre 2016)
  60. (en) « Near Infrared Imager and Slitless Spectrograph (NIRISS) », NASA et ESA (consulté le 30 novembre 2016)
  61. a et b « La contribution du Canada au télescope spatial James Webb », Agence spatiale canadienne (consulté le 30 novembre 2016)
  62. (en) « James Webb Space Telescope NIRISS Near-InfraRed Imager and Slitless Spectrograph », STScI (consulté le 7 décembre 2016)
  63. a et b (en) « James Webb Space Telescope FGS - Fine Guidance Sensor - FGS Optical Assembly - FGS at a glance », STScI (consulté le 6 décembre 2016)
  64. (en) « James Webb Space Telescope FGS - Fine Guidance Sensor - FGS Optical Assembly - Instrument Design », STScI (consulté le 6 décembre 2016)

Bibliographie[modifier | modifier le code]

Documents de référence
  • (en) Jonathan P. Gardner et al., « The James Webb Space Telescope », Space Science Reviews, vol. 123,‎ , 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, (lire en ligne)
    Cahier des charges scientifique (2012)
Francophone
  • Robert Irion, « Le télescope spatial James Webb, un observatoire origami », Pour la Science, no 398,‎ , p. 41-46
  • Françoise Combes, « Et si notre monde était né d'un trou noir », Sciences et Avenir,‎
  • Patrice Bouchet, "JWST, le télescope spatial de nouvelle génération", l'Astronomie, Juillet/Août 2008
Autres sources
Caractéristiques techniques de l'instrument

Voir aussi[modifier | modifier le code]

Sur les autres projets Wikimedia :

Articles connexes[modifier | modifier le code]

Liens externes[modifier | modifier le code]