JWST1

Le James Webb Space Telescope (JWST), projet, mise en œuvre et lancement

Le James Webb Space Telescope (ou JWST) travaillera essentiellement en infrarouge

 

Le télescope spatial James-Webb (James Webb Space Telescope ou JWST) 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 mais surtout compléter en 2021 le télescope spatial Hubble pour l’observation dans l’infrarouge mais ne permettra pas, comme celui-ci, d’observer le spectre lumineux dans le proche ultraviolet ni dans la totalité du spectre de la lumière visible. Le JWST pourrait toutefois “voir” une faible partie du rayonnement visible, au-dessus de 0,6 µ (orange-rouge et rouge).

Avec un miroir de 6,5 mètres de diamètre, il est impossible d’envoyer dans l’espace un objet d’une telle dimension. Le miroir du JWST n’a donc pas été fait d’une seule pièce, mais de 18 segments hexagonaux de beryllium couverts d’or. Il a été “plié” sur lui-même dans la fusée et a été ensuite déployé dans l’espace à la manière d’un parapluie, ce qui a été une opération très délicate.

↑ Le miroir primaire du JWST en cours de montage

↑ Le miroir secondaire du JWST

↑ Le miroir tertiaire du JWST

↑ Le bouclier pare-soleil du JWST

↑ Le “corps” du JWST

↑ Tailles respectives des miroirs primaires de Hubble (2,4 m Ø) et du JWST (6,5 m Ø)

JWST effectuera l’essentiel de ses observations dans l’infrarouge. D’une masse de 6.200 kg, 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 28 microns (µ) 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.

Historique du projet :
Les travaux sur le JWST débutent en 1989, mais le projet connaît de nombreuses évolutions et vicissitudes dues aux défis technologiques qu’il soulève (miroir primaire pliable, bouclier thermique déployable) et aux dépassements budgétaires. Le projet frôle l’annulation en 2011. Pour la seule NASA, son coût de fabrication, qui a été estimé à trois milliards de dollars américains à l’issue de la phase de conception générale en 2005, atteint finalement environ dix milliards USD. La date de lancement, fixée initialement à 2013, est repoussée régulièrement jusqu’à fin 2021. En 2002, le projet prend le nom du second administrateur de la NASA, James E. Webb, qui a largement contribué au succès du programme Apollo.

Pourquoi choisir un télescope qui travaille essentiellement en infrarouge ?
Le rayonnement émis par les astres (planètes, étoiles, galaxies, astéroïdes…) dans l’infrarouge est une source d’information importante pour comprendre les processus à l’œuvre dans l’espace. Mais les molécules de l’atmosphère terrestre bloquent en grande partie ce type de rayonnement (Schéma ci-dessous), en empêchant toute observation approfondie à partir du sol terrestre.

Aussi l’astronomie infrarouge connaît-elle un essor important à compter des années 1980, grâce au développement des télescopes spatiaux, qui permettent de s’affranchir de l’obstacle constitué par l’atmosphère. L’astronomie dans l’infrarouge devient la source de nombreuses découvertes, notamment sur la formation des étoiles et des planètes, sur les galaxies primordiales et les objets froids situés dans les galaxies. L’agence spatiale américaine, la NASA, joue un rôle majeur dans le développement des télescopes spatiaux infrarouge, grâce à ses énormes moyens financiers, et sa maîtrise des technologies nécessaires, en partie issues de travaux militaires sur les détecteurs. Elle développe ainsi le télescope infrarouge IRAS, instrument pionnier qui transmet ses premières images en 1983. Au début de la décennie 1990, lorsque la communauté des astronomes est consultée par l’agence spatiale sur les caractéristiques du successeur du télescope Hubble, fer de lance de l’astronomie à la NASA, son choix se porte sur un télescope optimisé pour l’observation dans l’infrarouge. C’est en effet dans ce domaine spectral qu’on escompte trouver des réponses à de nombreuses questions soulevées par les dernières avancées dans les domaines de l’astronomie et de la cosmologie.

Principaux jalons du projet
1995	Esquisse du JWST avec diamètre miroir de huit mètres
2000	Première définition des besoins
2001	Diamètre miroir ramené à six mètres
2002	Sélection des constructeurs
2004	Début fabrication miroirs et instruments
2004	Spécifications détaillées
2005	Sélection du lanceur Ariane 5
2008	Projet JWST approuvé
2010	Architecture validée
2011	Fabrication miroirs achevée
2017	Assemblage et tests
2021	Lancement de la mission

Le télescope a été lancé par une fusée Ariane 5 depuis Kourou le 25 décembre 2021 et a été 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.

Lancement	25 décembre 2021
Lanceur	Ariane 5
Durée de la mission	5,5 ans (mission primaire)
Masse au lancement	~ 6.200 kg
Orbite	Héliocentrique
Localisation	Point de Lagrange L2
Type	Korsch, variante de 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)

Un télescope Korsch est un télescope de type Cassegrain comportant trois miroirs qui présente l’avantage de limiter la quantité de lumière parasite et de former une image plate sur le détecteur. Ce type de montage optique est utilisé par les télescopes spatiaux James Webb et Euclid ainsi que par certains satellites d’observation de la Terre.

↑   Principe du télescope Korsch

Comme on peut le voir dans le tableau suivant, la construction, les questions budgétaires et la date de lancement prévu n’ont cessé d’être modifiées et repoussées, avec un gonflement spectaculaire du budget. 

Évolution du coût (part USA seulement) et de la date de lancement
Lancement : Année d’estimation	Lancement planifié pour la date de :	Budget US 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
2018	30 mars 2021	9,66
2020	25 décembre 2021	> 10

Le budget final, en bas à droite, n’est que la partie financée par la NASA.
L’ESA pour sa part a contribué à hauteur de 800 millions de $ (700 millions €) et le Canada pour 150 millions de $ US.

Objectifs scientifiques :

Les quatre principaux objectifs scientifiques du JWST sont :

• • rechercher les premières étoiles et galaxies qui sont apparues dans l’Univers après le Big Bang ;
  • déterminer comment les galaxies évoluent, de leur formation jusqu’à nos jours ;
  • observer la formation des étoiles depuis les premières étapes jusqu’à la formation des systèmes planétaires ;
  • mesurer les caractéristiques physiques et chimiques des systèmes planétaires, y compris le Système solaire, et rechercher les composants nécessaires à l’apparition de la vie dans l’atmosphère des exoplanètes

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 (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.

Étude des premières étoiles et galaxies
L’événement le plus ancien connu de notre Univers est le Big Bang, qui eu lieu il y a environ 13,6 milliards d’années. La matière, qui se présente alors sous la forme d’une soupe de protons, de neutrons et d’électrons à très hautes températures, se refroidit pour former des ions d’hydrogène ainsi qu’une faible quantité d’hélium (nucléosynthèse primordiale), puis, après captures d’électrons, des atomes neutres (recombinaison, début des âges sombres). Les premières étoiles et galaxies commencent à se former plusieurs centaines de millions d’années après le Big Bang (l’intervalle de temps précis n’est pas connu). Le rayonnement de ces premières étoiles réionise le gaz ambiant d’hydrogène et d’hélium (réionisation). La lumière de certaines de ces premières étoiles et galaxies parvient sans doute jusqu’à la Terre. Mais, du fait de l’expansion de l’Univers, notre galaxie s’éloigne à une vitesse croissante de sa source et cette lumière est fortement décalée vers le rouge, par effet Doppler. Il en résulte que la lumière qui a été émise dans le spectre du visible ou de l’ultraviolet ne peut être observée que dans l’infrarouge proche ou moyen, c’est-à-dire dans la partie du spectre pour lequel le télescope a été optimisé. Grâce à son pouvoir de résolution spatiale et à sa couverture spectrale, le JWST devrait être capable d’observer des objets apparus jusqu’à 100 à 250 millions d’années après le Big Bang.

Le JWST doit contribuer à répondre aux questions suivantes :

• quand et comment la réionisation de l’Univers s’est-elle produite ?
• quelles ont été les causes de la réionisation ?
• quelles étaient les caractéristiques des premières galaxies ?

Le JWST doit étudier les premières galaxies en effectuant des observations de longue durée dans le proche infrarouge, suivies d’analyses spectroscopiques à basse résolution et de mesures photométriques en infrarouge moyen. Pour étudier la réionisation, une spectrométrie en infrarouge proche sera nécessaire.

Formation et évolution des galaxies
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 depuis la particule, au niveau subatomique, jusqu’aux structures galactiques. Les galaxies structurent la matière de l’Univers à grande échelle. Elles fournissent des indices sur la nature et l’histoire de l’Univers. Dans cette optique, le télescope JWST doit permettre de répondre aux questions suivantes :

• les galaxies spirales (dont la nôtre) n’ont pas toujours eu cette forme. Elles se sont formées sur plusieurs milliards d’années et résultent de l’enchaînement 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 six milliards d’années ;
• les galaxies les plus éloignées (donc les plus anciennes) ont une structure très différente 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 ;
• le processus de formation des premières galaxies est inconnu, tout comme les facteurs qui ont abouti à la diversité de formes des galaxies observées actuellement ;
• les astrophysiciens ont découvert que des trous noirs supermassifs étaient situés au centre de la plupart des galaxies. Mais on ignore la nature de leur relation avec les galaxies qui les hébergent. On ne comprend pas complètement si les mécanismes à l’origine de la formation des étoiles sont internes à la galaxie ou sont liés à une interaction ou à une fusion avec une autre galaxie.

Formation des étoiles et des systèmes planétaires

La nébuleuse de la Carène, une « pouponnière d’étoiles », photographiée en lumière visible (en haut) et en proche infrarouge (en bas) : le nuage de poussières qui masque les étoiles disparait dans l’infrarouge.

Les systèmes protoplanétaires et les étoiles naissent dans d’immenses amas de gaz et de poussières qui bloquent la lumière visible émise par ces processus. Par contre, le rayonnement infrarouge émis n’est pas intercepté par les nuages de poussières et il est ainsi possible d’observer la formation des étoiles et des planètes à l’intérieur de ces amas. Le JWST doit permettre d’examiner ces régions baignées par les radiations avec une finesse inégalée.

Il y a cinquante ans, les astronomes ignoraient que de nouvelles étoiles continuaient à se former dans l’Univers. Le processus générant des étoiles par effondrement de nuages de poussière et de gaz est encore très mal connu. Il en est de même concernant les interactions entre les jeunes étoiles, dans les régions où elles se forment (les « pouponnières d’étoiles »). Enfin, la découverte de systèmes planétaires aux caractéristiques très différentes de notre Système solaire a bouleversé les théories concernant la manière dont les planètes se forment. Grâce à sa capacité à observer dans l’infrarouge, le JWST doit contribuer à répondre aux questions suivantes :

• comment les nuages de gaz et de poussière s’effondrent-ils pour former des étoiles ?
• pourquoi la plupart des étoiles se forment-elles en groupe ?
• comment les systèmes planétaires se forment-ils précisément ?
• comment les étoiles évoluent-elles et comment éjectent-elles les éléments lourds qu’elles ont produits en fin de vie et qui sont recyclés par la génération suivante d’étoiles et de planètes ?

Étude des systèmes planétaires et recherche des éléments propices à la vie

Schéma ci-dessus : méthode du transit : le signal lumineux de l’étoile varie lorsque l’exoplanète s’interpose entre celle-ci et l’observatoire terrestre. Les caractéristiques spectrales du signal lumineux sont influencées par les caractéristiques de l’atmosphère (si présente) qui est traversée par la lumière.

Depuis le début des années 2000, des milliers d’exoplanètes ont été découvertes, dont certaines ont un diamètre proche de la Terre et se trouvent à une distance de leur étoile qui permet théoriquement la présence d’eau à l’état liquide, ce qui remplit donc une des conditions importantes pour l’apparition de la vie. Un des principaux objectifs du JWST est l’étude de l’atmosphère des exoplanètes afin de déterminer si les constituants permettant l’apparition de la vie (vapeur d’eau, oxygène…) sont présents dans d’autres systèmes solaires que le nôtre. Pour remplir cet objectif, le JSWT utilisera la méthode du transit (Schéma 1) : celle-ci consiste à effectuer une analyse spectrale de la lumière de l’étoile au moment où l’exoplanète s’interpose entre celle-ci et l’observatoire spatial. Lorsque cet événement se produit, la quantité de lumière de l’étoile reçue diminue et sa composition spectrale est modifiée si elle traverse l’atmosphère de l’exoplanète. L’analyse du spectre du rayonnement infrarouge reçu fera apparaître des raies d’absorption (Schéma 2), qui permettront de déduire la composition moléculaire de l’atmosphère de l’exoplanète.

Le JWST doit être également utilisé pour étudier les planètes de notre Système solaire, car sa sensibilité et sa résolution lui permettent de compléter les informations recueillies par les observatoires existants (terrestres, spatiaux et sondes spatiales). Le JWST observera Mars, les planètes géantes, les planètes naines (Pluton et Eris) et les petits corps du Système solaire, mais, par contre, ne pourra pas observer Vénus ni Mercure, trop proches du Soleil. Il permettra de découvrir de nouveaux petits corps célestes : planètes naines, objets de la ceinture de Kuiper, astéroïdes. Les observations porteront notamment sur les matériaux organiques présents à l’état de traces dans l’atmosphère de Mars et les cycles saisonniers des planètes géantes. Le JWST fournira des données spectrales sur les petits corps que les observatoires terrestres sont incapables de produire.

Le JWST doit contribuer à répondre à de nombreuses questions sur cette thématique dont :

• quels sont les composants des disques protoplanétaires qui contribuent à la formation des planètes ?
• est-ce que les planètes se forment sur place ou est-ce que leur orbite se déplace ?
• quel est l’impact des planètes géantes sur les planètes plus petites ?
• existe-t-il des planètes situées dans la zone habitable de leur étoile, là où de l’eau à l’état liquide (et éventuellement de la vie) existe ?
• comment la vie s’est-elle développée sur la Terre ?
• y a-t-il eu de la vie sur Mars ?

Schéma 2 : spectre d’une planète qui aurait une atmosphère à la composition similaire à celle de la Terre.

Architecture générale

L’architecture résultant des objectifs poursuivis est particulièrement ambitieuse et complexe car elle introduit plusieurs innovations techniques. Ses principales caractéristiques sont les suivantes :

• pour remplir les objectifs fixés, le télescope est optimisé pour l’observation du rayonnement infrarouge plutôt que pour celle de la lumière visible. L’infrarouge permet d’observer les galaxies lointaines malgré leur décalage vers le rouge, d’examiner la formation des étoiles malgré la présence de poussières et d’étudier des objets dont la majorité ont une température très faible. La plage de longueurs d’onde observable est comprise entre 0,6 et 28 micromètres ;
• pour que les détecteurs infrarouges fonctionnent malgré les émissions thermiques provenant du télescope et de ses instruments, l’ensemble doit être maintenu dans une plage de température inférieure à 55 kelvins (aux alentours de 40 K, soit −233,15 °C) ;
• la durée minimale de la mission est fixée à 5,5 ans pour pouvoir remplir les objectifs ;
• pour maintenir les détecteurs en moyen infrarouge (au-delà de 5 µm) à une température suffisamment basse, un système de refroidissement mécanique est adopté. Contrairement à un refroidissement par liquide cryogénique, son fonctionnement n’est pas limité dans le temps et il permet de réduire la masse du télescope ;
• la résolution angulaire choisie impose un télescope de grand diamètre (6,5 m) qui ne peut tenir sous la coiffe des lanceurs existants (diamètre extérieur maximal d’environ 5 m), ce qui nécessite de lancer le télescope avec son miroir primaire replié. Pour obtenir une surface optique parfaite, les différents composants des miroirs sont conçus de manière à pouvoir être ajustés une fois le télescope en orbite ;
• pour maintenir la température des détecteurs infrarouge dans la plage fixée, le télescope comporte un bouclier thermique d’une taille sans précédent (22 × 12 mètres). Ce bouclier est composé de plusieurs couches, espacées, de tissu métallisé, un matériau chargé de bloquer les rayons infrarouges en provenance du Soleil, de la Terre et de la Lune, et d’intercepter la lumière parasite. Le bouclier thermique maintient ainsi, de manière passive, la température des détecteurs à 37 K, ce qui permet d’obtenir de très bonnes performances dans l’infrarouge proche et moyen. La grande taille de ce bouclier thermique impose de le lancer, lui aussi, en position repliée et donc de le déplier également une fois en orbite ;
• le télescope est de type anastigmatique à trois miroirs courbes, permettant de disposer d’un large champ de vue (2,2 × 4,4 minutes d’arc), en minimisant les principales aberrations optiques ;
• Les capacités spectrométriques du télescope sont particulièrement importantes, avec des modes multi-objets et intégrale de champ ;
• le JWST est positionné au point de Lagrange L₂ du système Soleil-Terre, qui présente plusieurs avantages. On parle beaucoup du point de Lagrange L₂ dans ce document. Voir une explication sur les points de Lagrange en cliquant ici . Le télescope, bien que situé à l’extérieur du champ de gravité terrestre, se maintient à une distance constante de la Terre, ce qui permet de transmettre les données à débit élevé de manière constante. D’autre part, le télescope étant situé à 1,5 million de kilomètres de la Terre, le flux thermique en provenance de celle-ci est moins élevé que s’il se trouvait en orbite autour de notre planète, comme Hubble. Enfin, le Soleil et la Terre sont alignés ici, ce qui permet au bouclier thermique de protéger le télescope de ces deux sources de chaleur. La contrepartie est que, contrairement au télescope Hubble qui circule sur une orbite basse, le JWST est trop éloigné de la Terre pour qu’un équipage puisse intervenir en cas de défaillance technique ;
• l’observatoire spatial emporte des consommables (ergols) qui permettent d’effectuer des observations durant au moins dix ans, avec des objectifs qui devraient être atteints au bout de cinq ans ;
• la masse totale est d’environ 6 173 kilogrammes au lancement. Celle-ci est limitée par la capacité maximale, pour l’orbite choisie, des lanceurs lourds disponibles à l’époque de la conception du télescope.

Les principales innovations portent sur le miroir principal (faible masse, déploiement en orbite, système permettant d’ajuster les segments), le bouclier thermique (faible masse, déploiement complexe en orbite), le système de refroidissement des détecteurs de l’instrument MIRI (moyen infrarouge) et les micro-obturateurs de l’instrument NIRSpec reposant sur la technologie des MEMS.

Instruments

Le JWST emporte quatre instruments qui exploitent le rayonnement collecté par la partie optique du télescope spatial et qui sont chacun conçus pour remplir plusieurs des objectifs de la mission de JWST (voir la section infra pour davantage de détails) :

Principales caractéristiques des instruments
Instrument	Bande spectrale micromètres	Image Taille du pixel champ de vue	Spectroscopie Mode, résolution	Autres caractéristiques
NIRCam	0,6 – 5	Champ de vue : 2,2 × 4,4 minutes d’arc Pixel : 32 et 65 (>2,4 micromètres) millisecondes d’arc		19 filtres larges et étroits Coronographe
NIRSpec	0,6 – 5		Mode multi-objets : 100 objets observables sur 9 minarc2, résolution spectrale jusqu’à 2 700 Mode intégrale de champ : 900 spectres sur champ de vue 3″ × 3″ Mode fente : 3 fentes avec résolution spectrale jusqu’à 2 700
MIRI	5-28,5	Champ de vue : 74 × 113 secondes d’arc Pixel : 110 millisecondes d’arc	Mode intégrale de champ : champ de vue 3″ × 3″ et résolution spectrale 1 500 Basse résolution 100 entre 5 et 11 micromètres	Coronographe 10,65, 11,4, 15,5 et 23 micromètres
NIRISS	0,6 – 5	Champ de vue : 2,2 × 2,2 minutes d’arc	Résolution spectrale 150 (0,8-2,25 micromètres) Résolution spectrale 700 (0,7-2,5 micromètres)	Interféromètre 3,8, 4,3 et 4,8 micromètres Deux jeux de filtres

NIRCam
La caméra NIRCam est l’instrument principal pour la fourniture d’images dans le proche infrarouge (0,6 à 5 µm) qui permet de s’affranchir de la poussière (étoile et système planétaire en formation). Elle est équipée d’un coronographe permettant de photographier les exoplanètes dont la lumière est très faible par rapport à leur étoile, en masquant cette dernière. L’instrument doit permettre notamment de réaliser des photos et des spectres de jeunes exoplanètes et de leur atmosphère, et d’analyser les poussières chaudes et les gaz moléculaires des jeunes étoiles et des disques protoplanétaires.

NIRSpec
NIRSpec (Near-InfraRed Spectrometer, en français « spectromètre pour l’infrarouge proche ») est un instrument versatile fonctionnant dans le proche infrarouge de 0,6 à 5,3 µm. Outre la spectroscopie à fente classique, il 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 × 3,6 minutes d’arc. Chaque objet est observé via une ouverture correspondant à un champ de 0,20 × 0,45 seconde d’arc. La résolution spectrale peut être de 100, 1 000 ou 2 700. Il est ainsi optimisé pour l’observation de galaxies très lointaines, peu lumineuses, en permettant l’observation de plusieurs objets en parallèle durant des temps d’exposition très longs. Il permet également de réaliser des spectres en « intégrale de champ ».

MIRI
MIRI (en anglais : Mid InfraRed Instrument, « instrument pour l’infrarouge moyen ») est le seul instrument observant dans l’infrarouge moyen de 5 à 28 µm. Cet instrument fournit à la fois des images et des spectres (spectro-imageur). La résolution de MIRI est de 0,11 seconde d’arc par pixel, pour un champ de vue maximum de 74 × 113 secondes d’arc. Quatre modes d’observation sont possibles : images, coronographie, spectroscopie à basse résolution (résolution spectrale de 100) entre 5 et 11 µm et spectroscopie à « intégrale de champ » sur un champ de vue de 3 × 3 secondes d’arc, avec une résolution spectrale d’environ 1 500.

NIRISS / FGS
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 et des images. Seul instrument équipé d’un masque d’ouverture, il dispose de la capacité unique de réaliser des images d’un objet unique et brillant, avec une résolution angulaire supérieure à celle de tous les autres instruments.  

Comparaison avec Hubble et Spitzer

Portions du spectre électromagnétique observées respectivement par les télescopes James-Webb, Hubble et Spitzer. 

Le JWST comparé à Hubble et Spitzer
Caractéristique	JWST	Hubble	Spitzer
Mise en service	2021-	1990-	2003-2020
Longueurs d’onde	0,6–28 micromètres Infrarouge proche et moyen	0,1–2,5 micromètres Ultraviolet, visible et infrarouge proche	3,6–180 micromètres Infrarouge moyen et lointain
Dimensions	22 × 12 m	Long. 13,2 m × ∅ 4,2 m	Long. 4,45 m × ∅2,1 m
Masse	6,2 t	11 t	0,95 t
Orbite	Point de Lagrange L2	Orbite basse	Orbite héliocentrique
Résolution angulaire	0,1″	0,1″	1,5″
Spectroscopie	« Multi-objets » « Intégrale de champ »

Comparaison de la taille des miroirs des télescopes spatiaux Spitzer, Hubble et James-Webb.

Pour l’astronomie infrarouge, le télescope James-Webb prend la suite de Spitzer, grand télescope spatial de la NASA qui a été placé en orbite en 2003 et dont la mission s’est achevée en 2020. Par ses capacités exceptionnelles, il est considéré comme le successeur (mais non le remplaçant) du télescope spatial Hubble lancé en 1990 par la NASA et toujours en activité en 2021. Le 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. Le diamètre de Hubble est beaucoup plus faible et il ne peut observer dans l’infrarouge que jusqu’à 2,5 micromètres, contre 28 µm pour JWST. Par contre, Hubble couvre l’ultraviolet et une partie de la lumière visible que le JWST ne peut observer. Le miroir de Spitzer a un diamètre beaucoup plus faible (83 cm) et il est beaucoup moins sensible et dispose d’une résolution angulaire beaucoup plus basse. En spectroscopie, le télescope James-Webb dispose, grâce à ses modes 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. Le télescope James-Webb est conçu pour être complémentaire, par rapport aux futurs grands observatoires terrestres comme le Télescope de Trente Mètres, dans les longueurs d’onde allant jusqu’à 2,5 µm. Il leur est supérieur au-delà de cette longueur d’onde, car les observatoires terrestres sont handicapés par les émissions thermiques de l’atmosphère.

Le véritable remplaçant du télescope Hubble, capable d’observer dans les mêmes longueurs d’onde (de l’ultraviolet au proche infrarouge) est, en 2021, au stade de l’étude et ne devrait pas être lancé avant 2035/2040. Deux projets ont été proposés en 2019 à la NASA : Habitable Exoplanet Observatory (HabEx), spécialisé dans l’observation des exoplanètes relativement proches du système solaire, et Large UV/Optical/Infrared Surveyor (LUVOIR), qui reprend l’architecture du JWST (miroir segmenté, large pare-soleil), mais avec un diamètre porté à 8 ou 16 mètres. L’Académie des sciences a fait une évaluation de ces projets en 2021 et recommande le développement du projet LUVOIR, dans une version plus réduite (miroir de 6,5 mètres) qui permettrait, grâce à sa ressemblance avec le JWST, de diminuer les couts et les délais tout en réduisant les risques.

Performances
Le télescope spatial James-Webb dispose d’un pouvoir de résolution de 0,1 seconde d’arc, pour une longueur d’onde de 2 micromètres. 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’onde plus courtes (environ 0,7 micromètres). Or, à taille de miroir égale, le pouvoir de résolution est d’autant plus grand que la longueur d’onde est courte.

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 et Spitzer.

En octobre 2021, le coût total du télescope spatial est estimé à 9,7 milliards USD, dont 8,8 milliards USD pour le développement du télescope (2004-2021) et 861 millions USD pour les opérations durant les cinq années de la mission primaire (2022-2026). En prenant en compte l’inflation, cela représente environ 10,8 milliards USD en 2020. Cette somme ne prend pas en compte la participation de l’Agence spatiale européenne (700 millions d’euros, soit 800 millions USD) ni celle de l’Agence spatiale canadienne (200 millions de dollars canadiens, soit 150 millions USD). Cela place le télescope spatial James-Webb parmi les projets scientifiques les plus coûteux de l’histoire, proche du Grand collisionneur de hadrons du CERN et du télescope spatial Hubble, son prédécesseur. Bien que le JWST ait fortement gêné les autres projets d’astronomie spatiale, en consommant durant vingt ans le tiers de l’enveloppe allouée à ce domaine à la NASA, pratiquement l’ensemble de la communauté des astronomes estime que l’investissement se justifie. Le télescope Hubble qui avait, à son époque, subi des dépassements en coût et en délai du même ordre de grandeur, fait aujourd’hui la quasi-unanimité, tant son rôle dans les progrès de l’astronomie, ces trente dernières années, a été important. Le télescope JWST dispose d’atouts lui permettant de contribuer à des percées scientifiques du même ordre.

Déroulement prévu de la mission
Le télescope James-Webb a été lancé le 25 décembre 2021 par une fusée Ariane 5, depuis la base de Kourou en Guyane française. Il est placé, après un transit d’un mois, en orbite autour du point de Lagrange L₂ du système Soleil-Terre, situé à 1,5 million de kilomètres de la Terre, du côté opposé au Soleil. À la suite d’une phase de mise en service de six mois, comprenant un déploiement particulièrement délicat de son bouclier thermique et de ses miroirs, débutera la mission scientifique d’une durée de cinq ans, qui doit permettre de remplir les objectifs assignés au télescope JWST. Le JWST emporte des réserves d’ergols qui doivent lui permettre de rester en fonctionnement pendant au moins dix ans.

Lancement

Le télescope spatial sous la coiffe du lanceur Ariane 5

Le télescope spatial James-Webb est lancé le 25 décembre 2021 depuis le centre spatial de Kourou en Guyane par une fusée Ariane 5 ECA. La campagne de préparation du lancement qui a lieu sur le site a une durée de 55 jours. À l’issue de cette phase, le télescope spatial est placé sous la coiffe du lanceur dont il occupe pratiquement tout le volume intérieur, haut de 16,19 m pour un diamètre de 4,57 m. La fenêtre de lancement de l’observatoire spatial James-Webb comporte peu de contraintes et le lancement peut avoir lieu 270 jours par an. La fenêtre de lancement quotidienne a une durée variable qui peut aller jusqu’à 90 minutes et se situe généralement entre 11 h 45 et 14 h UTC, correspondant à la fin de la matinée/milieu de jour en heure locale.

Le lancement du télescope spatial James-Webb présente des particularités imposées par ses caractéristiques. Pour éviter que d’éventuelles poches d’air résiduelles puissent entraîner le déchirement du fragile bouclier thermique au moment de l’ouverture de la coiffe, les vingt-huit évents situés dans celle-ci, qui assurent une dépressurisation progressive au fur et à mesure de l’ascension du lanceur, ont été modifiés. Plusieurs mesures ont été également prises pour supprimer toute exposition prolongée du miroir primaire au Soleil, chose susceptible de déformer sa structure. Le lancement s’effectue vers midi pour que, durant son ascension, le Soleil illumine le nez du lanceur et, à la séparation du télescope, sa partie arrière. La loi d’orientation du lanceur a été modifiée (contrôle du roulis) pour éviter d’exposer directement les segments du miroir primaire au Soleil et de créer un point chaud. Nonobstant ces quelques adaptations, le profil de vol diffère peu de celui d’un satellite de télécommunications de grande taille à destination de l’orbite géostationnaire. Le télescope spatial, avec sa masse de 6,2 t, inférieure à la capacité d’injection en orbite de transfert géostationnaire (GTO) d’Ariane 5, peut être facilement placé sur sa trajectoire à destination du point de Lagrange L₂, car celle-ci ne demande qu’un faible surplus de vitesse par rapport à l’orbite GTO. 206 secondes après le décollage, alors que la fusée se trouve à une altitude de 115 km, les deux moitiés de la coiffe sont larguées et le télescope JWST commence à transmettre des télémesures aux contrôleurs au sol. La séparation du JWST avec le deuxième étage du lanceur intervient à une altitude de 1 400 km, soit environ trente minutes après le décollage.

Transit vers le point de Lagrange

Schéma 2 : déroulement du transit du télescope entre la Terre et le point de Lagrange L₂.

L’observatoire spatial entame alors son voyage vers sa destination, le point de Lagrange L₂, distant de 1,5 million de kilomètres de la Terre. Le lanceur a placé le télescope spatial sur une trajectoire qui l’amène directement vers son objectif. Le JWST va progressivement quitter le champ gravitationnel terrestre, dont l’influence s’atténue jusqu’à s’annuler au point de Lagrange L₂. Se déplaçant grâce à l’impulsion donnée par le lanceur, il voit sa vitesse diminuer au fur et à mesure qu’il s’éloigne de la Terre. Durant ce transit, le télescope spatial est orienté de manière que le miroir primaire ne soit pas exposé au Soleil car cela entraînerait une déformation de sa géométrie fatale à la mission. La vitesse communiquée par le lanceur est intentionnellement légèrement trop faible pour que le JWST parvienne jusqu’à son but. L’apogée de l’orbite sur laquelle le télescope est placé par la fusée Ariane est de 500 000 kilomètres, alors qu’il faudrait qu’elle soit de 1,5 million de kilomètres pour atteindre le point de Lagrange. La première correction de trajectoire, la plus critique car elle doit fournir le supplément de vitesse pour atteindre L₂, est effectuée entre 12,5 et 20 heures après le lancement. Elle nécessite de faire fonctionner les petits moteurs-fusées à ergols liquides du JWST durant plusieurs heures. Une deuxième manœuvre est effectuée 2,5 jours après le lancement, juste avant le début du déploiement du bouclier thermique. La dernière est réalisée 29 jours après le lancement et a pour objectif d’insérer le JWST sur une orbite optimale autour du point de Lagrange L₂.

Déploiement du télescope spatial

Déroulement du déploiement
J = 25 déc.	Élément déployé
J	Panneaux solaires
J	1re correction de trajectoire
J + 1	Antennes moyen et grand gain
J + 2	2e correction de trajectoire
J + 3	Palettes du bouclier thermique
J + 3	Tube supportant l’optique (DTA)
J + 5	Flap compensateur de moment
J + 5	Revêtement de protection
J + 6	Poutrelles latérales
J + 7	Mise en tension du bouclier thermique
J + 8	Écartement des couches du bouclier
J + 10	Miroir secondaire
J + 11	Radiateur des instruments
J + 12-13	Miroir primaire
J + 15-24	Ajustements des miroirs
J + 29	3e correction de trajectoire
J + 29	Insertion en orbite autour de L2

Cette section résume les étapes du déploiement du télescope, qui pouvaient être suivies en direct sur le site internet de la NASA.

Pendant le transit, qui dure environ un mois et s’achève vers le 24 janvier 2022, les différentes parties mobiles du télescope (miroir, bouclier thermique, antennes, panneau solaire) sont progressivement déployées (Schéma 2 et Animation). Aucune mission scientifique n’a jusque-là nécessité un enchainement aussi complexe d’opérations de ce type. Dans l’espace, les mouvements mécaniques présentent toujours un risque car l’absence de gravité ne permet pas de les reproduire durant les tests effectués sur Terre, alors que le comportement des mécanismes est modifié dans ces conditions. Aussi cette phase de déploiement est-elle critique. Si elle n’est pas menée à bien, elle pourrait entraîner un échec complet de la mission.

Immédiatement après la séparation du lanceur, les panneaux solaires fournissant l’énergie sont dépliés. Le lendemain, le support des antennes grand et moyen gain est déplié à son tour, permettant la liaison à haut débit avec la Terre. Les autres opérations de déploiement ne débutent que 2,5 jours après le lancement et s’étalent sur plusieurs jours. La première consiste à déplier le mât télescopique DTA (Deployable Tower Assembly) qui solidarise le bouclier thermique, d’une part, avec la partie optique et les instruments, d’autre part. Le déploiement de ce mât, constitué de deux tubes télescopiques, permet d’éloigner la partie du JWST qui doit être maintenue à basse température du bouclier thermique. Au cours des jours suivants débute le déploiement de ce dernier, qui constitue l’opération la plus délicate : des commandes sont envoyées pour exécuter des séquences d’opérations qui activent par étapes 139 vérins, huit moteurs et des milliers d’autres composants dans le but de déplier et tendre les cinq couches du bouclier thermique. Ces opérations sont effectuées en trois temps : les deux palettes servant de support au bouclier thermique pivotent pour former un angle droit avec le miroir primaire, puis les couches du bouclier sont dépliées dans le sens de la largeur et enfin elles sont écartées verticalement les unes des autres. L’ensemble du processus est décomposé en de nombreuses étapes pour permettre aux ingénieurs au sol de contrôler leur bonne exécution. Des procédures sont prévues si une anomalie est rencontrée. L’électronique est redondante ; des secousses ou des mouvements de rotation peuvent être imprimés au télescope spatial pour faciliter le dépliement des revêtements ; une étape du déploiement peut être exécutée à nouveau. L’ensemble de ces procédures a été longuement testé au sol. Une fois le bouclier thermique déployé, soit 10 jours après le lancement, les poutrelles supportant le miroir secondaire, pivotent pour le placer dans sa position définitive. Le radiateur du module ISIM contenant les instruments est alors déployé. Les jours suivants, les segments latéraux du miroir primaire sont alignés avec les segments centraux. Entre J + 15 (soit 15 jours après la date de lancement) et J + 24, les positions des 18 segments composant le miroir primaire et du miroir secondaire sont ajustées en plusieurs étapes. Il est prévu que si un seul des segments ne pouvait être ajusté (par défaillance des actionneurs), le miroir primaire pourrait encore remplir les objectifs assignés à la mission dans cette configuration dégradée.

Sur son orbite opérationnelle
Arrivé sur place, l’observatoire spatial s’insère sur une orbite autour du point de Lagrange L₂ (Schéma 3). Désormais, le JWST tourne autour du Soleil en maintenant en permanence la Terre entre le Soleil et lui (approximativement). Normalement, étant à une distance plus grande du Soleil que la Terre, JWST devrait orbiter autour du Soleil plus lentement que la Terre (selon les lois de Kepler). Mais les objets à proximité du point L₂ subissent des influences gravitationnelles combinées du Soleil et de la Terre, forçant une orbite autour du Soleil synchrone avec celle de la Terre.

JWST n’est pas précisément au point L₂, qui n’est pas stable : il est plus simple et plus stable de l’insérer en orbite autour du point virtuel L₂. Le plan de son orbite (Schéma 4) est perpendiculaire à l’axe Terre-Soleil et au plan de l’écliptique. Il parcourt cette orbite en six mois à une vitesse d’environ 1 km/s. Sa distance avec le point de Lagrange varie entre 250 000 et 832 000 km, tandis que celle avec la Terre oscille entre 1,5 et 1,8 million de kilomètres. Son excursion maximale au-dessus du plan de l’écliptique est de 520 000 km.

L’orbite est calculée de sorte que le télescope spatial ne soit jamais dans l’ombre projetée de la Terre afin d’éviter l’interruption de sa seule source d’énergie via ses panneaux solaires. Cette orbite est instable et la pression de radiation exerce un couple asymétrique sur le bouclier thermique, qui finit par saturer les roues de réaction chargées de le compenser et qui éloigne le télescope spatial de la Terre. Pour désaturer les roues de réaction et rectifier son orbite, le télescope spatial met en œuvre sa propulsion environ tous les 21 jours.

• Du lancement à l’installation au point de Lagrange L₂

Schéma 3 : orbite du télescope spatial JWST. La distance Terre-Soleil n’est pas à l’échelle (150 millions km alors que L₂ est distant de la Terre de 1,5 million de kilomètres).

Schéma 4 : projection de l’orbite du télescope spatial James-Webb (en bleu) sur trois plans

Mise en service
La mise en service n’intervient que six mois après le lancement, car elle nécessite que l’ensemble optique et les instruments soient descendus à une température compatible avec les observations dans l’infrarouge et soient étalonnés. La température du JWST commence à diminuer graduellement après le lancement. Trois semaines plus tard, la partie du télescope située à l’ombre du bouclier thermique (optique et instruments) atteint sa température cible (40 K, −233,15 °C). Il faut cent jours, à compter de la date de lancement, pour que le détecteur de l’instrument MIRI atteigne sa température nominale (7 K, −266,15 °C) grâce à son système de refroidissement mécanique.

Une semaine après l’insertion en orbite autour du point de Lagrange L₂, l’instrument NIRCam est suffisamment descendu en température pour pouvoir être utilisé pour l’alignement des miroirs. Les opérateurs s’assurent d’abord que l’image arrive bien jusqu’à la caméra NIRCam. En utilisant un processus de contrôle du front d’onde qui repose sur le système de guidage fin FGS et la caméra NIRCam, les contrôleurs sur Terre alignent l’un après l’autre les segments du miroir primaire et le miroir secondaire grâce aux vérins qui solidarisent ceux-ci avec leur support. Ils ajustent la courbure (miroir primaire) et l’inclinaison des miroirs de manière à atteindre les performances souhaitées de l’image qui se forme sur le plan focal du télescope spatial. Commence alors une période de test et d’étalonnage des instruments (MIRI…) qui s’achève six mois après le lancement. Le télescope peut alors entamer sa mission scientifique. Le 11 février 2022, la NASA annonce que le télescope a quasiment finalisé la phase 1 de l’alignement, chaque segment du miroir primaire ayant localisé, imagé et pratiquement centralisé l’étoile cible HD 84406. La phase 1 de l’alignement est achevée le 18 février 2022.

Fonctionnement

Schéma 5 : pointage du télescope spatial James-Webb

Région du ciel observable

L’ensemble du ciel ne peut pas être observé à un instant donné, car il faut impérativement que les détecteurs et l’ensemble optique soient entièrement abrités du rayonnement du Soleil et de la Terre par le bouclier thermique. Le télescope est libre de pivoter de 360° autour de la direction du Soleil, car l’incidence du rayonnement solaire sur le bouclier thermique reste alors inchangée. Par contre, compte tenu de la taille et de la forme du bouclier thermique, l’angle entre celui-ci et la direction du Soleil (élévation solaire) doit être compris entre -5° et 40° (Schéma 5 et Schéma 6). Du fait de cette contrainte, la zone observable à un instant donné représente environ 40 % de la voûte céleste (80 % pour Hubble). L’orbite de JWST autour du Soleil lui permet d’effectuer, au cours d’une année, des observations de l’ensemble de la voûte céleste durant au moins 100 jours. Dans la région zodiacale, entre 85 et 90°, l’observation peut être continue (Schéma 7). Les objets célestes plus proches du Soleil que la Terre (Vénus, Mercure, astéroïdes circulant dans cette zone) ne pourront jamais être observés. Le télescope spatial peut également légèrement osciller autour de l’axe du télescope, de 3 à 7° selon l’élévation solaire.

• Couverture du ciel

Schéma 6 : limites du champ observationnel. La région zodiacale (A sur le schéma) peut être observée tout au long de l’année.

Schéma 7 : nombre de jours d’observation en fonction de l’élévation au-dessus de l’écliptique. Si la latitude écliptique de l’objet observé est inférieure à 45° il y a plusieurs périodes d’observation réparties sur l’année sans continuité.

Déroulement des observations
Le centre de contrôle du télescope spatial James-Webb est hébergé par le Space Telescope Science Institute (STScI), situé à Baltimore dans le Maryland. Cet organisme est géré par l’Association of Universities for Research in Astronomy (AURA) pour le compte de la NASA. Le STScI est également chargé de sélectionner les observations et de les programmer. Il remplit le même rôle pour le télescope Hubble. Les échanges entre la Terre et le télescope spatial s’effectuent via les grandes antennes paraboliques du réseau Deep Space Network de la NASA, situées à Goldstone en Californie, Madrid en Espagne et Canberra en Australie. Les satellites TDRS, la station de Malindi au Kenya et le centre de contrôle de l’ESOC en Allemagne sont également utilisés pour maintenir une liaison permanente avec le télescope spatial.

Les observations sont programmées longtemps à l’avance et sont transmises sous la forme de séquences d’opérations devant se dérouler durant une vingtaine de jours (délai entre deux corrections d’orbite), sans intervention des contrôleurs au sol. Si une observation ne peut être exécutée (difficulté de pointage…) l’ordonnanceur du télescope spatial exécute automatiquement l’observation suivante. Le taux de disponibilité attendu (proportion du temps effectivement consacré aux observations) est supérieur à 70 %. La séquence d’observations programmée peut être interrompue dans un délai de 48 heures pour étudier un événement astronomique inattendu tel que l’apparition d’une supernova, un sursaut gamma ou une collision entre deux corps célestes dans le système solaire. Les données scientifiques recueillies par les détecteurs sont enregistrées de manière non destructive dans la mémoire de masse, toutes les 20 à 200 secondes, pour limiter les pertes de données éventuelles dues aux rayons cosmiques (le temps d’exposition peut être beaucoup plus long et, au niveau du point de Lagrange L₂, le taux de corruption des pixels est de 5 à 10 % sur une période de 1 000 secondes). Les commandes sont transmises par le centre de contrôle en bande S, tandis que les données sont transmises en bande Ka. Il est prévu de transmettre jusqu’à 232 gigaoctets de données par jour (capacité de la mémoire de masse), au cours de sessions de communication quotidienne d’une durée de trois heures.

La précision du pointage du télescope, exigée pour effectuer une observation, dépend de l’instrument utilisé. Elle est comprise entre 5 et 7 secondes d’arc et 5 millisecondes d’arc. Le pointage s’appuie sur des étoiles guides qui sont sélectionnées dans une région proche de celle observée et qui figurent dans le catalogue de l’instrument FGS. Ce dernier est chargé de localiser et maintenir le télescope pointé vers sa cible, en mesurant en permanence la position des étoiles guides et en fournissant, en cas d’écart, des instructions au système de contrôle d’attitude. Ce dernier utilise les roues de réaction pour corriger les erreurs de pointage. La précision du pointage est de 0,10 seconde d’arc et la stabilité de pointage est comprise entre 6,2 et 6,7 millisecondes d’arc (selon l’instrument), pour un temps de pose de 1 000 secondes.

Corrections orbitales
Contrairement aux observatoires terrestres qui sont confrontés aux perturbations de l’atmosphère et aux déformations découlant de la gravité, le télescope James-Webb n’est affecté que par de faibles variations de température ne nécessitant que des corrections espacées. Tous les deux jours, le front d’ondes est vérifié à l’aide de l’instrument NIRCam. Les ajustements des miroirs, nécessaires pour prendre en compte leurs déformations, seront effectués toutes les deux semaines tout au plus et ne devraient pas mobiliser plus de 1 à 2 % du temps d’observation.

Archivage des données
L’ensemble des données collectées par le JWST est stocké dans le Mikulski Archive for Space Telescopes (en) (MAST), qui les met à disposition des chercheurs et du public. Ce système archive les données astronomiques collectées dans l’ultraviolet, le visible et le proche infrarouge, par les observatoires terrestres et spatiaux gérés par la NASA (Pan-STARRS, Kepler, TESS, Hubble).

Processus de sélection des observations
Le Space Telescope Science Institute a pour mission de gérer le fonctionnement du télescope en orbite, d’évaluer, sélectionner et 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 trois 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 composé de deux cents astronomes ainsi que des représentants des agences spatiales impliquées dans le développement du JWST. Le comité sélectionne les propositions les plus pertinentes, compte tenu des objectifs généraux de la mission. Les observations du premier cycle annuel devront s’inscrire dans les objectifs du Early Release Science Program, défini pour obtenir rapidement le plus grand retour scientifique possible et mesurer précisément les capacités des instruments. La proportion de temps allouée au GTO sera plus importante pour ce premier cycle (entre 25 et 49 %).

Pour le premier cycle d’observations (juin 2022-juin 2023), 6 000 heures étaient proposées à des astronomes du monde entier dans le cadre du Guest Observer (voir plus haut) : 3 500 heures d’observations de courte durée, 1 500 heures de durée moyenne et 1 000 heures de durée longue+réserves. Sur les 1 084 propositions, 266 ont été sélectionnées dont 89 émanant de pays européens et 10 du Canada (le pays est celui du proposant principal de l’observation). 70 % des observations relèvent de la spectroscopie et 30 % de l’imagerie (proportion inverse de celle de Hubble). Le temps d’observation se répartit entre les instruments de la manière suivante : NIRSpec (40,8 %), MIRI (28,1 %), NIRCAM (24,4 %) et NIRISS (6,7 %). Le thème des observations reflète à peu près les objectifs assignés au télescope : étude des galaxies et du milieu intergalactique (32 %), exoplanètes et disques protoplanétaires (23 %), physique stellaire (12 %), population stellaire et milieu interstellaire (11 %), trous noirs supermassifs (9 %), structure à grande échelle de l’Univers (7 %) et Système solaire (6 %).

Durée de vie
Pour répondre aux objectifs scientifiques, JWST a été conçu pour fonctionner durant au moins cinq ans et demi. Contrairement à des observatoires infrarouges qui l’ont précédé, comme Herschel, sa durée de vie n’est pas limitée par la quantité de liquide cryogénique disponible, car ses détecteurs sont refroidis mécaniquement (pour MIRI, Mid InfraRed Instrument) ou bien de manière passive. Les seuls facteurs limitatifs sont l’usure des composants électroniques ou mécaniques et surtout l’épuisement des ergols utilisés 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.

Comme la plupart des télescopes spatiaux, mais contrairement à 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. En effet, il n’existe pour le moment aucun module permettant la survie d’un équipage pendant les deux mois minimum d’une mission et permettant un retour sur Terre.

Fin mai 2022, un petit objet errant dans. l’espace a percuté l’un des miroirs du télescope, qu’il fait sortir de son axe, mais sans dommage irréversible. C’est déjà le cinquième objet (et le plus gros) à percuter le télescope depuis son déploiement.

---

Le satellite spatial JWST

Le GAP47 a établi (parmi d’autres entités) un partenariat avec l’ESA, destiné à faire connaître au plus grand nombre les premiers résultats du satellite spatial “James Webb Space Telescope”, appelé aussi JWST.  Les organisations qui ont participé à la mise en orbite de ce satellite sont les agences spatiales américaine (NASA), européenne (ESA) et canadienne (ASC). 

Notre partenariat a été finalisé avec l’ESA depuis quelque temps déjà. Le GAP47 sera donc habilité à diffuser des informations de première main sur les toutes premières images obtenues par ce télescope exceptionnel qui a été lancé le 25 décembre 2021 par une fusée Ariane 5. Les premiers éléments seront diffusés sur notre site vers la fin de la première quinzaine de juillet 2022.

Le JWST a été développé par la NASA en coopération avec l’Agence Spatiale Européenne (ESA) et l’Agence Spatiale Canadienne (ASC), le JWST observera l’univers essentiellement dans l’infrarouge.

---