Astronomie

Comment les réseaux de micro-obturateurs seront-ils utilisés dans le James Webb et les futurs télescopes spatiaux ?

Comment les réseaux de micro-obturateurs seront-ils utilisés dans le James Webb et les futurs télescopes spatiaux ?


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Question: Comment les réseaux de micro-obturateurs seront-ils utilisés dans le James Webb et les futurs télescopes spatiaux ? Agissent-ils comme une sorte de trou d'épingle ou de fente mobile, ou le motif est-il plus compliqué, comme un télescope à ouverture codée ? Je ne peux pas imaginer que cela fonctionnerait, car l'application semble inclure la spectroscopie plutôt que la simple reconstruction d'images.


L'article de la NASA Goddard La NASA fera la démonstration d'une nouvelle technologie d'observation des étoiles avec des milliers de minuscules obturateurs dit :

La technologie, appelée Le réseau de micro-obturateurs de nouvelle génération (NGMSA) volera pour la première fois sur le télescope à ultraviolet lointain au large de Rowland pour l'imagerie et la spectroscopie, ou FORTIS, mission le 27 octobre. Le réseau comprend 8 125 petits volets, chacun de la largeur d'un cheveu humain, qui s'ouvrent et se ferment au besoin pour se concentrer sur des objets célestes spécifiques.

et

La technologie des micro-obturateurs donne aux scientifiques la possibilité de produire plusieurs spectres à la fois. Cette capacité améliore la productivité des missions de fusées-sondes, qui n'offrent que six minutes de temps d'observation, ou des grands observatoires spatiaux, qui peuvent prendre jusqu'à une semaine pour observer des objets faibles et lointains et recueillir suffisamment de lumière pour obtenir de bons spectres. Le temps d'observation étant limité, la capacité de collecter la lumière de plusieurs objets à la fois est primordiale.

Webb, dont le lancement est prévu en 2021, portera la technologie de micro-obturateurs de première génération de la NASA - quatre matrices de micro-obturateurs 365 par 172 qui totalisent 250 000 obturateurs. Ils permettront à Webb d'obtenir des spectres de centaines d'objets simultanément.

Ce qui distingue la baie de nouvelle génération sur FORTIS de celle qui vole sur Webb, c'est la façon dont les volets sont ouverts et fermés. Les matrices de Webb utilisent un grand aimant qui balaie les volets pour les activer. Cependant, comme pour toutes les pièces mécaniques, l'aimant prend de la place et ajoute du poids. De plus, les matrices activées magnétiquement ne peuvent pas être facilement agrandies en taille. En conséquence, cette technologie plus ancienne est désavantagée pour prendre en charge les futurs télescopes spatiaux plus grands que Webb.

Aimant éliminé

Pour s'adapter aux futures missions, l'équipe de développement de micro-obturateurs de Goddard a éliminé l'aimant. Les obturateurs du réseau pilote de 128 x 64 qui voleront sur FORTIS s'ouvrent et se ferment grâce à des interactions électrostatiques. En appliquant une tension alternative aux électrodes placées sur la face avant des micro-obturateurs, les obturateurs s'ouvrent. Pour verrouiller les volets souhaités, une tension continue est appliquée aux électrodes à l'arrière.

Sans aimant, la matrice de nouvelle génération peut être considérablement agrandie - et c'est précisément ce que l'équipe tente d'accomplir. En particulier, Greenhouse et Li utilisent des techniques de fabrication avancées pour créer un réseau beaucoup plus grand de 840 x 420 équipé de 352 800 micro-obturateurs, augmentant considérablement le champ de vision d'un instrument.

"Le réseau qui vole sur FORTIS est un prototype de développement technologique pour le grand", a déclaré Greenhouse.


Le rôle des micro-obturateurs n'est PAS d'agir comme des trous d'épingle ou d'une ouverture codée et de produire une image focalisée, semblable à un miroir ou à une lentille.
Son travail consiste simplement à séparer la lumière de différentes sources. Ceci est réalisé simplement en n'ouvrant que les volets correspondant aux sources d'intérêt. Voir l'image suivante :

Ceci est important pour la spectroscopie car ici la lumière est divisée dans ses longueurs d'onde et dispersée dans une direction par un réseau ou un prisme. C'est pourquoi le micro-obturateur Webb n'est utilisé que pour la spectroscopie. Afin de ne pas avoir un tas de spectres qui se chevauchent, vous avez besoin d'obturateurs pour bloquer tout ce qui ne vous intéresse pas. L'image étalée de plusieurs sources sur le détecteur ressemble à ceci :

En d'autres termes : Comme vous ne pouvez pas détecter une image 3D (2 spatiales + 1 spectrale) sur un détecteur 2D, vous devez faire quelques sacrifices en bloquant une grande partie de votre champ de vision.

Ce croquis rend le processus assez clair :

Autres sources : Wikipedia Description du micro-obturateur à source fermée


Propriétés de surface des grands TNO : étendre l'étude à des longueurs d'onde plus longues avec le télescope spatial James Webb

Noemí Pinilla-Alonso , . Bryan J. Holler , dans Le système solaire transneptunien , 2020

18.4.1 Capacités de l'observatoire et du système au sol

18.4.1.1 Orbite, champ de vision et suivi de cible mobile

JWST, comme le Spitzer et Herschel observatoires, fonctionnera au point Terre-Soleil L2, à environ 0,01 UA, à l'extérieur de l'orbite solaire de la Terre. Le télescope et les instruments de l'observatoire sont refroidis passivement au moyen d'un grand pare-soleil afin de garder ces composants à l'ombre, l'observatoire est limité à un point compris entre 85 et 135 degrés dans l'angle d'élongation solaire (Soleil-JWST-Angle cible). Notez que les observations à, ou même près, l'opposition ne peuvent pas être faites. Cette limitation, combinée au fait que l'observatoire peut être pointé sur n'importe quel azimut autour du vecteur Soleil-observatoire, définit le « champ de regard » instantané (FOR). Le FOR est donc un anneau d'une sphère céleste, avec deux régions de 50 degrés de large centrées sur le plan de l'écliptique. La plage d'angles de roulis autour de la ligne de visée n'est que de ± 5 degrés pour les observations près de l'écliptique, l'orientation disponible sur le ciel est donc également limitée à la même plage (aux latitudes écliptiques plus élevées, des plages d'orientation plus larges sont accessibles, en fonction de l'époque de l'observation).

L'observatoire doit pouvoir suivre des cibles en mouvement à des vitesses allant jusqu'à 108"/h (30 millisecondes d'arc/seconde, la vitesse apparente maximale de Mars vue de L2), il est donc plus que suffisant pour les observations de tous les TNO et Centaures (Milam et al., 2016). La durée des expositions scientifiques est limitée par le temps qu'une étoile guide reste dans le champ de vision (FOV) du guide. Pour les observations de cibles mobiles, le FOV effectif du guide est de 2,0′ × 2,0′. A la vitesse de piste maximale, la limite résultante du temps d'exposition serait donc d'environ 2000 s. Pour les observations de centaures et de TNO, cette limite d'étoile guide sur le temps d'exposition est remplacée par l'exigence que les expositions individuelles soient ≤10 000 s. Au-delà, les observateurs doivent spécifier des expositions multiples si du temps supplémentaire est nécessaire.

18.4.1.2 Planification et documentation des observations

Une documentation en ligne complète pour le JWST Les outils d'observatoire, d'instrumentation et de planification sont facilement accessibles sur le site Web de STScI : https://jwst-docs.stsci.edu/ . Les sujets de haut niveau qui y sont traités sont : les appels à propositions (y compris les politiques scientifiques et une description des programmes d'observation à temps garanti), la planification des propositions (y compris les performances et les contraintes de l'observatoire), les outils de proposition (Calculateur de temps d'exposition (ETC), Outil de proposition d'astronome , et outils de visibilité), l'instrumentation et les produits de données. Des liens vers les outils de planification eux-mêmes sont également disponibles sur le même site Web. La documentation comprend actuellement environ 15 pages distinctes donnant des conseils spécifiques pour la planification des observations de cibles en mouvement, y compris des détails sur l'utilisation de l'outil de proposition de l'astronome (APT), de l'ETC et de l'outil de visibilité des cibles mobiles (MTVT).

JWST les observations sont définies à l'aide de modèles d'observation dans APT, le même outil utilisé pour définir les observations à l'aide de Hubble. le JWST les modèles ont une fonction similaire aux modèles utilisés pour les observatoires Spitzer et Herschel. Ils fournissent aux utilisateurs un flux de travail assez intuitif pour définir une observation, tout en évitant de faire des choix pour les paramètres de l'instrument qui pourraient avoir un impact négatif sur la qualité des données. Tous les modèles pour tous les instruments prennent en charge les observations de cibles mobiles, avec seulement quelques restrictions mineures par rapport aux capacités des cibles fixes. Un exemple d'une telle restriction est que l'acquisition de cible (TA) doit être effectuée sur la cible mobile elle-même, tandis que pour les cibles fixes, l'acquisition sur une cible décalée est prise en charge.

Les calculs signal/bruit sont effectués à l'aide du JWST ETC (jwst.etc.stsci.edu). À l'heure actuelle, l'ETC n'est pas bien adapté pour définir un objet du système solaire et calculer le SNR qui résulterait d'une observation de celui-ci à une date ou sur une plage de dates. Cependant, les utilisateurs peuvent créer un spectre modèle à l'aide d'un spectre stellaire « solaire » (G2V) normalisé de manière appropriée et, si nécessaire, le combiner avec un spectre de corps noir normalisé de manière similaire. Pour les TNO, dont les circonstances d'observation changent très peu sur un cycle d'observation d'un an, cette approche est adéquate. Les utilisateurs peuvent également calculer un spectre de modèle séparément et le télécharger dans l'ETC. Le panneau de gauche de la figure 18.2 montre un exemple de calcul ETC utilisant une exposition de 1000 s avec l'unité de terrain intégrale (IFU) NIRSpec et le prisme basse résolution pour observer TNO (55565) 2002 AW197, où le spectre a été modélisé comme décrit ci-dessus.

18.2 . Droite: Exemple JWST Calcul ETC du signal sur bruit pour une exposition NIRSpec de 1000 s sur la cible (55565) 2002 AW197 à l'aide de l'unité de terrain intégrée (IFU) et du PRISM. La gauche: Exemple de sortie de l'outil de visibilité, jwst_mtvt, pour la même cible.

Visibilité des cibles de JWST peut être calculé à l'aide du système JPL Horizons ou du package Python jwst_mtvt (documentation et code disponibles via l'URL ci-dessus). Dans Horizons, spécifiez « @jwst » comme emplacement de l'observateur et dans les paramètres du tableau, limitez l'angle d'élongation solaire à 85–135 degrés. Le package jwst_mtvt génère une sortie tabulaire et graphique indiquant les dates auxquelles une cible souhaitée se trouve dans cette plage d'allongement et fournit la plage d'angles d'orientation sur le ciel du JWST plan focal dans ces fenêtres d'observabilité. (L'angle d'orientation n'est généralement pas d'un grand intérêt pour les observations de sources isolées telles que les TNO, mais peut être critique pour les satellites planétaires.) Le panneau de droite de la Fig. 18.2 montre le résumé graphique de l'observabilité pour (55565) 2002 AW197 entre janvier 2021 et juillet 2022.

18.4.1.3 Précision de pointage et éphémérides cibles

La précision de pointage de JWST devrait se situer entre 0,3 et 0,45′′ (1-σ), en fonction de la distance entre l'ouverture scientifique et l'étoile guide dans le capteur de guidage fin (FGS). La stabilité de pointage pour les cibles mobiles sur une exposition de 1000 s est estimée entre 6,2 et 6,7 mas (1-σ). La précision du pointage exclut le pointage aveugle pour le placement des cibles dans les fentes fixes NIRSpec ( section 18.4.2.2 ) et le spectromètre à basse résolution MIRI (LRS) ( section 18.4.2.3), quelle que soit la qualité des éphémérides de la cible. L'AT devra placer avec précision les cibles dans les fentes. Pour les cibles avec des éphémérides plus incertaines (∼1′′), l'AT peut être nécessaire pour placer des cibles dans les ouvertures du spectromètre à moyenne résolution MIRI et de l'IFU NIRSpec. Les cibles avec des incertitudes d'éphéméride de quelques secondes d'arc ou plus sont moins susceptibles d'être ciblables avec JWST, étant donné qu'ils doivent d'abord être placés à l'aveugle dans l'ouverture TA ou la région d'intérêt. Il est recommandé de signaler une astrométrie supplémentaire de ces cibles au Minor Planet Center (MPC) avant de proposer des observations spectroscopiques avec JWST.


Cartographier l'univers primitif avec le télescope Webb de la NASA

Les chercheurs du CEERS Survey utiliseront le télescope spatial James Webb pour observer la bande de Groth étendue en lumière infrarouge. Leurs observations utilisent trois des instruments du télescope et fourniront à la fois des images et des spectres des objets sur le terrain – qui comprennent au moins 50 000 galaxies – aidant à élargir ce que nous savons des galaxies dans le tout premier univers. Crédit : NASA, ESA et M. Davis (Université de Californie, Berkeley

Les astronomes et les ingénieurs ont conçu des télescopes, en partie, pour être des « voyageurs du temps ». Plus un objet est éloigné, plus sa lumière met de temps à atteindre la Terre. Remonter dans le temps est l'une des raisons pour lesquelles le prochain télescope spatial James Webb de la NASA se spécialise dans la collecte de lumière infrarouge : lumière alors qu'ils voyageaient vers nous à travers l'univers en expansion.

Bien que de nombreux autres observatoires, dont le télescope spatial Hubble de la NASA, aient déjà créé des « champs profonds » en fixant de petites zones du ciel pendant des périodes importantes, l'enquête Cosmic Evolution Early Release Science (CEERS), dirigée par Steven L. Finkelstein de l'Université du Texas à Austin, sera la première pour Webb. Lui et son équipe de recherche passeront un peu plus de 60 heures à pointer le télescope sur une tranche de ciel connue sous le nom de Extended Groth Strip, qui a été observée dans le cadre du Cosmic Assembly Near-infrared Deep Extragalactic Legacy Survey ou CANDELS.

"Avec Webb, nous voulons faire la première reconnaissance de galaxies encore plus près du big bang", a déclaré Finkelstein. "Il n'est absolument pas possible de faire cette recherche avec un autre télescope. Webb est capable de faire des choses remarquables à des longueurs d'onde qui ont été difficiles à observer dans le passé, au sol ou dans l'espace."

Mark Dickinson du National Science Foundation's National Optical-Infrared Astronomy Research Laboratory en Arizona, et l'un des co-investigateurs du CEERS Survey, fait un clin d'œil à Hubble tout en attendant avec impatience les observations de Webb. "Des études comme le champ profond de Hubble nous ont permis de cartographier l'histoire de la formation d'étoiles cosmiques dans les galaxies dans un demi-milliard d'années après le big bang jusqu'à nos jours avec des détails surprenants", a-t-il déclaré. "Avec CEERS, Webb cherchera encore plus loin pour ajouter de nouvelles données à ces enquêtes."

Livrer l'invisible

Comment était l'univers primitif ? Il existe certes de nombreux points de données, mais pas assez pour créer un recensement exhaustif de ses conditions. De plus, les connaissances et les hypothèses des chercheurs sont mises à jour fréquemment, à chaque fois qu'une nouvelle exposition approfondie est publiée. "Chaque fois que nous regardons plus loin, nous trouvons des galaxies de plus en plus tôt que nous ne le pensions possible. Les conditions dans le tout premier univers devaient être bonnes pour que les galaxies se forment - et elles se sont formées et sont devenues massives très rapidement", a déclaré le co-investigateur du CEERS Survey Jeyhan Kartaltepe du Rochester Institute of Technology à New York.

"L'univers était plus compact à cette époque, ce qui signifie que les étoiles et les galaxies auraient pu se former avec une plus grande efficacité", a ajouté Finkelstein. "Certains modèles prédisent que nous trouverons 50 galaxies à des époques antérieures plus éloignées que ce que Hubble peut atteindre, mais d'autres prédisent que nous n'en trouverons que quelques-unes. Dans les deux cas, les données nous aideront à limiter la formation de galaxies dans l'univers primitif."

L'équipe du CEERS Survey espère identifier une abondance d'objets distants, y compris les galaxies les plus éloignées de l'univers, les premières fusions et interactions de galaxies, les premiers trous noirs massifs ou supermassifs, et même des quasars plus anciens que ceux précédemment identifiés. Ces « premières » potentielles ne sont que le début de la valeur de cette recherche : l'équipe, composée de plus de 100 chercheurs du monde entier, va procéder à la classification de nombreux objets du domaine. "Ces données aideront à démontrer à quoi ressemblait la structure de l'univers à différentes périodes", a expliqué Finkelstein.

Il y a plus de 13 milliards d'années, pendant l'ère de la réionisation, l'univers était un endroit très différent. Le gaz entre les galaxies était en grande partie opaque à la lumière énergétique, ce qui rendait difficile l'observation des jeunes galaxies. Qu'est-ce qui a permis à l'univers de devenir complètement ionisé ou transparent, menant finalement aux conditions « claires » détectées dans une grande partie de l'univers aujourd'hui ? Le télescope spatial James Webb scrutera profondément dans l'espace pour recueillir plus d'informations sur les objets qui existaient pendant l'ère de la réionisation afin de nous aider à comprendre cette transition majeure dans l'histoire de l'univers. Crédit : NASA, ESA et J. Kang (STScI)

L'élément le plus excitant de cette recherche est peut-être la façon dont l'équipe utilisera les données pour découvrir de nouvelles découvertes sur une période importante de l'histoire de l'univers appelée « l'ère de la réionisation ». Le big bang a déclenché une série d'événements, menant au fond diffus cosmologique, à l'âge des ténèbres, aux premières étoiles et galaxies, puis à l'ère de la réionisation. Au cours de cette période, le gaz de l'univers s'est transformé de principalement neutre, ce qui signifie qu'il était opaque à la lumière ultraviolette et est devenu complètement ionisé, ce qui lui a permis d'être transparent. L'ionisation signifie que les atomes ont été dépouillés de leurs électrons, ce qui a finalement conduit aux conditions "claires" détectées dans une grande partie de l'univers aujourd'hui.

De nombreuses questions demeurent sur cette période unique dans notre univers. Par exemple, qu'est-ce qui était responsable de la conversion du gaz neutre en gaz ionisé ? Et combien de temps a-t-il fallu avant que l'univers ne devienne nettement moins opaque et beaucoup plus transparent ?

"Nous pensons que cela s'est produit lorsque la lumière ultraviolette s'est échappée des jeunes, formant des galaxies", a expliqué Dickinson. "Il peut y avoir d'autres facteurs. Par exemple, les premiers trous noirs d'accrétion peuvent également avoir émis de la lumière ultraviolette qui a finalement aidé à transformer le gaz."

L'endroit où les galaxies apparaissent dans le ciel offre un autre indice. "Nous examinerons les galaxies de l'ère de la réionisation pour voir si elles sont regroupées dans les mêmes régions ou si elles sont plus isolées", a déclaré Kartaltepe. "Nous avons beaucoup d'idées sur ce qui fait que les galaxies grandissent et deviennent plus massives, mais nous avons besoin d'informations plus complètes sur ces galaxies pour bien comprendre comment elles se sont initialement développées et évoluées."

La présence de fusions ou d'interactions galactiques - ou leur absence - aidera également l'équipe à retracer les conditions de l'environnement pendant l'ère de la réionisation. "L'enquête CEERS nous donnera des indices sur la façon dont cette période s'est déroulée", ajoute Dickinson. "Nous allons certainement en apprendre davantage sur les galaxies que nous pensons responsables, et espérons également en savoir plus sur les rayonnements ionisants qui leur ont échappé."

L'équipe a conçu l'enquête CEERS pour fournir autant de données complémentaires que possible pour de nombreuses cibles dans ce champ de vision. Ils utiliseront trois des instruments de Webb, dans plusieurs modes, pour obtenir des images de la bande de Groth étendue, en plus des spectres. Les spectres sont des données inestimables car ils aident les chercheurs à identifier les couleurs, les températures, les mouvements et les masses de chaque cible, et fournissent un regard beaucoup plus approfondi sur la composition chimique des objets distants.

"C'est la différence avec le spectrographe proche infrarouge de Webb, ou NIRSpec", a souligné Dickinson. "Nous allons ouvrir les fentes du micro-obturateur du spectrographe pour observer individuellement des centaines de galaxies afin d'obtenir leurs spectres pour la première fois."

Commencer à établir un recensement

Dans les mois suivant la publication initiale des données, les chercheurs du CEERS Survey créeront et publieront de nouveaux outils et catalogues que tout chercheur peut utiliser pour analyser les données, y compris les masses de galaxies, les formes de galaxies et les décalages photométriques vers le rouge. "Avec le même ensemble d'observations, des centaines de chercheurs peuvent mener des centaines d'expériences scientifiques", a déclaré Kartaltepe. "Nous allons également trouver des choses que nous n'avons même pas pensé à demander, ce qui est une raison de plus pour laquelle la recherche de l'enquête CEERS sera si enrichissante. Nous espérons que l'enquête CEERS influencera les futures enquêtes sur les galaxies lointaines avec Webb. " Finkelstein a ajouté. "Cela démontrera également à la communauté que l'observation avec une variété d'instruments et de modes est un moyen très valable d'augmenter le rendement scientifique de Webb."


Cher télescope spatial James Webb : Comment allez-vous nous montrer l'avenir

Un auteur de science-fiction primé se penche sur les innombrables façons dont la mission innovante changera notre compréhension du cosmos.

Cher télescope spatial James Webb,

Vous allez tout changer. Lorsque vous lancerez enfin en mars 2021 (nous l'espérons), vous allez mettre en lumière d'où nous venons et où nous pourrions finir par vivre.

Nous vous avons attendu longtemps, votre date de lancement cible initiale était en 2007. Mais je sais tout sur le fait qu'il faut beaucoup de temps pour se préparer à sortir - et quand vous faites enfin votre apparition, vous allez être belle, avec votre miroir doré de 25 pieds et votre pare-soleil à cinq couches. Mais vous travaillerez aussi dur : vous resterez là sur une orbite stable, à un million de kilomètres de la Terre au point L2 de Lagrange, tout en regardant dans l'espace.

Vous verrez des choses que personne sur Terre et aucun de nos télescopes n'ont jamais vues auparavant : la première lumière de l'univers, la naissance des étoiles et l'assemblage gravitationnel des galaxies. Votre télescope infrarouge sera capable d'assister à la formation d'étoiles même à travers des nuages ​​​​de gaz denses, et vous détecterez des objets si loin que leur lueur ultraviolette d'origine est passée à l'infrarouge au moment où elle nous parvient, des milliards d'années et des sextillions de miles plus tard.

Je ne peux même pas penser aux prouesses d'ingénierie qui ont servi à votre construction. Plusieurs nouvelles technologies ont dû être inventées pour vous faire travailler, dont le nouveau matériau pour votre pare-soleil et le logiciel qui vous maintiendra en orbite autour du point de Lagrange L2. Emballer ces innovations dans une fusée a également été un coup de maître : lorsque vous décollerez (enfin) de la Guyane française, votre immense miroir et votre pare-soleil seront repliés à l'intérieur d'une fusée Ariane 5. Une fois que vous atteignez l'espace, vous vous déroulerez dans une séquence complexe d'une semaine avec peu de marge d'erreur.

Et une fois que vous serez là-haut et complètement en position, nous allons en apprendre tellement sur l'univers à partir des images et des données que vous nous renverrez. Nous pourrons enfin jeter un coup d'œil à l'intérieur des célèbres piliers de la création de la nébuleuse de l'Aigle. Nous pourrons étudier certains des corps de notre propre système solaire d'une nouvelle manière, y compris Mars, Saturne et Titan, la plus grande lune de Saturne.

Mais ce n'est pas pour ça que je meurs d'envie que tu montes là-haut et que tu commences à faire ton travail. Il y a une raison particulière pour laquelle je compte les jours jusqu'en mars 2021 : les exoplanètes.

Ne vous méprenez pas, j'aime les corps de notre système solaire, mais il y a quelque chose dans la lumière d'un soleil différent qui capte mon imagination. L'idée de lever les yeux dans le ciel et de voir deux soleils, ou un soleil qui ne change jamais de position, ou une lumière qui brille dans différentes longueurs d'onde, est tout simplement incroyable.

En repérant le « vacillement » que les étoiles ressentent des planètes qui les orbitent, vous serez en mesure de mesurer les masses planétaires. Et en observant de près, vous pourrez voir comment l'atmosphère d'une planète absorbe la lumière de son étoile mère, ce qui vous permettra d'en déduire sa composition chimique. De cette façon, votre caméra infrarouge pourra peut-être détecter la présence de molécules spécifiques, comme l'eau. Serez-vous le premier instrument à voir des signes de vie extraterrestre, peut-être sous la forme d'une planète enveloppée à la fois de dioxyde de carbone et de méthane ?

Quand je faisais des recherches pour mon récent roman, La ville au milieu de la nuit, votre nom est souvent revenu. Ville se déroule sur un monde verrouillé par les marées appelé janvier, ce qui signifie qu'il y a un côté jour et un côté nuit permanents, et un côté de janvier fait toujours face à son soleil. Les astronomes pensent que les mondes verrouillés par les marées sont courants en dehors de notre système solaire, en particulier lorsque vous regardez les planètes qui se trouvent dans les zones habitables de leurs étoiles.

Comme j'ai fait des recherches Ville, je n'ai pas pu m'empêcher d'imaginer ce que cela pourrait être de vivre sur une planète où le jour et la nuit sont des lieux plutôt que des heures. Comment serait-ce de vivre sous un ciel qui ne change presque jamais jusqu'à ce que vous marchiez du jour à la nuit ? Quel genre de vie végétale s'épanouirait dans l'éblouissement immuable d'un soleil ? Où les humains vivraient-ils : le côté jour, le côté nuit, ou juste la fine bande de crépuscule entre eux ? Ces planètes auraient-elles même une atmosphère, ou ont-elles été dépouillées lors d'une violente crise d'éruptions stellaires au début de la vie de leurs étoiles d'origine ?

Faits saillants : télescope spatial James Webb

Agence: NASA, ESA et CSA

Date de lancement prévue : Mars 2021

Véhicule de lancement: Ariane 5 ECA

Lancer la messe : 13 668 livres (6 200 kg)

Source d'énergie: Panneau solaire

Diamètre du miroir principal : 21,3 pi (6,5 m)

Nous en apprenons encore tellement sur ces mondes - divisés entre des zones immobiles d'obscurité et de lumière - et sur tant d'autres, faisant des progrès remarquables en peu de temps. Ce n'est qu'au cours des 30 dernières années que nous avons commencé à détecter avec succès des exoplanètes, et seulement 10 ans depuis que nous avons lancé le télescope spatial Kepler pour rechercher des planètes de la taille de la Terre autour d'autres étoiles. Jusqu'à présent, nous avons trouvé plus de 4 000 planètes dans d'autres systèmes stellaires, effleurant à peine la surface du nombre de planètes dans notre seule galaxie.

Bien que nous puissions prédire les conditions sur les exoplanètes avec une sophistication croissante, rien ne remplace les données concrètes - et grâce à vous, l'univers va sûrement nous surprendre et nous surprendre. Une chose que je n'arrêtais pas d'entendre des scientifiques, c'est qu'ils seront choqués si vos données ne bouleversent pas leurs modèles théoriques. Tout le monde retient son souffle en attendant vos nombreuses révélations.

Peut-être que votre plus grande révélation viendrait d'un spectacle familier : quelque chose qui ressemblait beaucoup à notre Terre, mais à des années-lumière. L'idée d'un refuge là-bas dans l'univers - la maison des extraterrestres qui nous regardent, ou peut-être une oasis interstellaire pour les futurs humains - est infiniment séduisante.

Vous allez nous aider à garder ce rêve en vie, James Webb Space Telescope. Tout en nous aidant à comprendre les tout débuts des temps, vous allez également éclairer la voie de nos rêves les plus fous pour l'avenir. J'ai hâte que tu commences.


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Réseaux de micro-obturateurs du télescope spatial James Webb et au-delà

Mary J. Li, 1 Ari-David Brown, 1 Devin E. Burns, 2 Daniel P. Kelly, 3 Kyowon Kim, 4 Alexander S. Kutyrev, 5 Samuel H. Moseley, 1 Vilem Mikula, 6 Lance H. Oh 7

1 NASA Goddard Space Flight Ctr. (États Unis)
2 NASA Langley Research Ctr. (États Unis)
3 ASRC Federal Space and Defense (États-Unis)
4 Univ. du Maryland, College Park (États-Unis)
5 Univ. du Maryland, College Park (États-Unis)
6 L'université catholique. d'Amérique (États-Unis)
7 SGT, Inc. (États-Unis)

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Des sous-systèmes de microshutter array (MSA) ont été développés au Goddard Space Flight Center de la NASA en tant que sélecteurs multi-objets pour l'instrument Near-Infrared Spectrograph (NIRSpec) sur le télescope spatial James Webb (JWST). Le sous-système permettra à NIRSpec d'obtenir simultanément des spectres à partir de > 100 cibles, ce qui, à son tour, multiplie par 100 l'efficacité de l'instrument. Ce système représente l'une des trois innovations majeures du JWST qui devrait être lancé en 2018 en tant que successeur du télescope spatial Hubble. Dotés de charnières de torsion, de pare-lumière, d'un actionnement magnétique et d'un verrouillage et d'un adressage électrostatiques, les micro-obturateurs sont conçus pour la transmission sélective de la lumière avec une efficacité et un contraste élevés. Des ensembles MSA complets composés de 365 × 171 micro-obturateurs ont été fabriqués et testés avec succès, et ont passé avec succès une série d'examens critiques pour l'adressage 2D programmable, les tests de durée de vie et les tests de contraste optique. Au stade final de la fabrication du JWST MSA, nous avons commencé à développer les réseaux de micro-obturateurs de nouvelle génération (NGMSA) pour les futurs télescopes. Ces télescopes nécessiteront un champ de vision beaucoup plus large que les JWST. Nous avons discuté des stratégies de fabrication d'un NGMSA de preuve de concept qui sera de conception modulaire et actionné électrostatiquement. Les détails du développement de la NGMSA seront discutés dans un document de suivi.

Reçu : 30 août 2016 Accepté : 6 mars 2017 Publié : 7 avril 2017


LES INSTRUMENTS SCIENTIFIQUES DE WEBB

La puissance scientifique sans précédent de Webb&rsquos est fonction à la fois de la taille de son miroir primaire et de l'extrême sensibilité et précision de ses quatre instruments scientifiques :

  • Instrument infrarouge moyen (MIRI)
  • Caméra proche infrarouge (NIRCam)
  • Spectrographe proche infrarouge (NIRSpec)
  • Imageur proche infrarouge et spectrographe sans fente/capteur de guidage fin (NIRISS/FGS)

Tous les articles de revues scientifiques et de nombreux communiqués de presse feront référence à des instruments spécifiques, à des composants d'instruments ou à des modes d'observation utilisés pour les observations avec Webb.

Cette section fournit des éclaircissements sur la fonction de chaque composant, mode d'observation et instrument, ainsi que sur les types d'observations pour lesquels ils sont conçus.

APERÇU

Contrairement aux simples télescopes d'arrière-cour, qui focalisent la lumière de l'espace directement dans l'œil, les télescopes de recherche comprennent des instruments scientifiques qui enregistrent la lumière avec précision. Les instruments scientifiques sont des éléments cruciaux des télescopes terrestres et spatiaux et sont conçus pour optimiser les observations à des fins scientifiques.

Lors d'une observation avec Webb, la lumière infrarouge provenant de l'objet cible ou de la région de l'espace est interceptée par le miroir primaire, réfléchie sur le miroir secondaire plus petit, puis focalisée dans le module d'instrument scientifique intégré (ISIM). Des miroirs dirigent ensuite la lumière vers un ou plusieurs des quatre instruments scientifiques, qui peuvent focaliser, filtrer, bloquer ou disperser la lumière avant qu'elle ne soit enregistrée.

Chacun des quatre instruments Webb&rsquos est comme un couteau suisse composé de composants plus spécialisés, avec de multiples façons d'observer (modes d'observation). Bien que certains instruments soient plus adaptés que d'autres à l'observation de types d'objets spécifiques, les quatre peuvent être utilisés pour des enquêtes sur la grande variété d'objets qui composent l'univers, notamment les planètes, les étoiles, les nébuleuses et les galaxies.

COMPOSANTS DE L'INSTRUMENT

Chacun des quatre instruments Webb&rsquos comprend un ensemble de composants communs aux télescopes de recherche, ainsi que des composants plus spécialisés.

Composants communs

Appareils photo capturer des images bidimensionnelles de régions de l'espace. NIRCam et NIRISS capturent des images dans le proche infrarouge, tandis que MIRI capture des images dans le moyen infrarouge. NIRSpec est le seul instrument sans caméra.

Spectrographes répartir la lumière dans un spectre afin que la luminosité de chaque longueur d'onde individuelle puisse être mesurée. Webb propose différents types de spectrographes, chacun étant conçu dans un but légèrement différent. Les quatre instruments Webb&rsquos ont des spectrographes.

Coronographes sont des disques opaques utilisés pour bloquer la lumière brillante des étoiles afin de détecter la lumière beaucoup plus faible des planètes et des disques de débris en orbite autour de l'étoile. NIRCam et MIRI ont des coronographes.

Filtres are thin sheets of specialized materials designed to transmit a certain range of wavelengths of light and block all others. Webb&rsquos filters are similar to light filters on handheld cameras, and are used in conjunction with cameras, coronagraphs, and spectrographs. All four instruments include numerous filters, including broad-band filters, which transmit a wide range of wavelengths narrow-band filters, which transmit a very narrow range of wavelengths and clear filters, which transmit all wavelengths collected by the telescope.

Detectors absorb light and convert it into electrical charges so that the information carried in the light (brightness, wavelength, and position) can be stored as digital data before being converted into radio signals and transmitted to Earth. Detectors are arranged in arrays, and are equivalent to the CCDs in a digital camera or the film in an analog camera. All four instruments have at least two detectors. NIRSpec, NIRISS, and NIRCam detectors are sensitive to near-infrared light (0.6 &ndash 4.9 µm). MIRI detectors are sensitive to mid-infrared light (4.9 &ndash 28.8 microns).

Specialized Components

Webb&rsquos microshutter array (MSA) is a grid of 248,000 tiny doors that can be opened and closed to transmit or block light in order to capture spectra of 100 individual objects or points in space at the same time (multi-object spectroscopy). NIRSpec is the only instrument with an MSA, and Webb is the only space telescope with an MSA.

le integral field unit (IFU) is a combination of camera and spectrograph used to capture and map spectra across a field of view in order to understand variation over space. NIRSpec and MIRI have IFUs.

Webb&rsquos aperture mask is a metal plate with seven hexagonal holes that is placed in front of the detectors to increase the effective resolution of the telescope and capture more detailed images of extremely bright objects (aperture mask interferometry). NIRISS is the only instrument with an aperture mask.

OBSERVING MODES

When astronomers plan observations with Webb, they choose not only their target of interest, but also the various observing modes required to address specific scientific questions. Observing modes on Webb are similar to modes on a digital camera. Different observing modes involve different combinations of components. Astronomers commonly observe the same target using more than one mode.

There are two broad groups of observation modes: imaging and spectroscopy.

Imaging with Webb

Imaging is equivalent to digital photography. Imaging is used to detect objects in a large field of view map the spatial relationship between various objects and materials in space and investigate the shape and structure of individual objects.

During imaging, infrared light from space is passed through filters onto an array of detectors. The detectors measure the intensity (brightness) of infrared light at thousands of points (pixels) across the field of view.

Imaging Modes

Webb has four imaging modes. All imaging modes employ filters and detectors, as well as cameras.

Standard Imaging is the equivalent to basic digital photography and involves capturing pictures of a wide variety of objects and materials in space that emit or reflect infrared light. (NIRCam, NIRISS, and MIRI)

Coronagraphic Imaging (sometimes called high-contrast imaging) involves using a coronagraph to block the light of a star in order to reveal the much dimmer light of nearby objects, such as exoplanets and debris disks. (NIRCam and MIRI)

Aperture Mask Interferometry (AMI) involves using an aperture mask to increase the effective resolution of the telescope and capture more detailed images. When the aperture mask is in place, only the light that passes through the holes makes it to the detectors&mdashthe rest is blocked. AMI simulates the effect of a telescope array, in which a number of telescopes work together to simulate the light gathering ability of a single, much larger telescope. AMI is used to separate light of bright objects like stars that are close together in space or on the sky. (NIRISS)

Time-Series Imaging involves capturing a series of images at regular intervals in order to measure changes over time. Time series is sort of like burst mode on a camera, and can be used to track changes in the brightness of a star or can be combined with coronagraphic imaging to track the motion of a planet. (MIRI and NIRCam)

The James Webb Space Telescope&rsquos Near Infrared Spectrograph (NIRSpec) has a microshutter array that can capture hundreds of colorful spectra at the same time.

Spectroscopy with Webb

Spectroscopy involves spreading light out into a spectrum in order to analyze the intensity (or brightness) of individual colors, or wavelengths. Differences in brightness with wavelength, and the presence or absence of specific wavelengths, provides information about temperature, composition, density, motion, and distance.

During a spectroscopic observation, light from space is directed through a spectrograph, which spreads the light out into its component wavelengths. The light then strikes the detectors, which measure the intensity (brightness) of each individual wavelength of light. Spectral data are typically plotted on a graph of intensity vs. wavelength.

Spectroscopy Modes

Webb has six spectroscopy modes. All spectroscopy modes involve filters and detectors as well as spectrographs.

Wide-Field Slitless Spectroscopy involves capturing the overall spectrum of a wide field of view &ndash a field of stars, part of a nearby galaxy, or many galaxies at once. (NIRCam and NIRISS)

Single-Object Slitless Spectroscopy involves capturing the spectrum of a single bright object like a star in a field of view. (MIRI and NIRISS)

Slit Spectroscopy provides the ability to capture the spectrum of a single object&mdasha single star, a single exoplanet, or a single distant galaxy&mdashin a wide field of view. Single slit spectroscopy is also used to analyze the spectrum of a small area of an object that is large in the field of view, such as a galaxy or planet. (NIRSpec and MIRI)

Multi-Object Spectroscopy involves using a microshutter array to capture individual spectra of up to 100 objects or locations in space at one time. Multi-object spectroscopy is important for efficiency, in particular when observing very distant and dim targets, such as ancient galaxies, which require hundreds of hours of observation time. (NIRSpec)

Integral Field Unit Spectroscopy (IFU) involves a combination of imaging and spectroscopy. During an IFU observation, the instrument captures an image of the field of view along with individual spectra of each pixel in the field of view. IFU observations allow astronomers to investigate how properties&mdashsuch as composition, temperature, and motion&mdashvary between different objects such as stars in a crowded star field, or from place to place over a large region of space such as a galaxy or nebula. (NIRSpec and MIRI)

Time-Series Spectroscopy involves capturing the spectrum of an object or region of space at regular intervals in order to observe how the spectrum changes over time. Time series spectroscopy is used to study planets as they transit their stars. (NIRCam, NIRSpec, and MIRI)

INSTRUMENT WAVELENGTH RANGE, FIELD OF VIEW, AND RESOLUTION

Wavelength Range

Webb is designed to capture light ranging in wavelength from 0.6 microns (visible red) to 28.8 microns (mid-infrared). Each instrument, however, covers only part of the full range, and each observing mode may cover an even smaller portion of the instrument&rsquos range. The wavelength coverage determines which specific scientific questions can be answered.

The near-infrared instruments (NIRCam, NIRSpec, and NIRISS) cover 0.6-5 microns, while the Mid-Infrared Instrument (MIRI) covers 4.9-28.8 microns.

Field of View

An instrument&rsquos field of view is the amount of sky that it can observe at any given point in time. Each instrument has a field of view that is unique in area, shape, and orientation. In some cases, different observing modes within an instrument cover fields of view of different sizes and shapes.

Résolution

In general, resolution&mdashthe size of the smallest details that can be resolved in an image (spatial resolution), or the degree with which wavelengths of light can be differentiated in a spectrum (spectral resolution)&mdashis a function of the size of Webb&rsquos primary mirror and the wavelength of light (longer wavelengths have lower resolution). However, the actual resolution of an image or spectrum varies with observing mode and instrument. Researchers rely on this information to ensure that observations will yield data of sufficient resolution.

INSTRUMENT DETAIL

Each of Webb&rsquos four instruments is designed to study a wide range of objects and phenomena in space, including planets, stars, galaxies, gas clouds, debris disks, black holes, and dark matter.

What makes each instrument unique is its specific combination of components, observing modes, wavelength range, field of view, and resolution.

While some investigations are conducted with a single instrument and observing mode, most rely on a combination of instruments and/or observing modes.

Mid-Infrared Instrument (MIRI)

COMPONENTS: Camera, Coronagraphs, Spectrographs, Integral Field Unit

WAVELENGTH RANGE: 4.9 µm &ndash 28.8 µm (mid-infrared, which is unique to MIRI)

IMAGING MODES: Standard Imaging, Coronographic Imaging, Time-Series Imaging

SPECTROSCOPY MODES: Single-Object Slitless Spectroscopy, Slit Spectroscopy, Integral Field Unit Spectroscopy, Time-Series Spectroscopy

RESOLUTION: Medium-resolution imaging Low- and medium-resolution spectroscopy

MIRI provides imaging and spectroscopy capabilities in the mid-infrared. As the only mid-infrared instrument, astronomers rely on MIRI to study cooler objects like debris disks, which emit most of their light in the mid-infrared, and extremely distant galaxies whose light has been shifted into the mid-infrared over time.

MIRI was developed through a collaboration between the European Consortium (EC) and the Jet Propulsion Laboratory (JPL).

Near-Infrared Camera (NIRCam)

WAVELENGTH RANGE: 0.6 µm &ndash 5 µm (red to near-infrared)

DETECTORS: Mercury cadmium telluride

IMAGING MODES: Standard Imaging, Coronagraphic Imaging, Time-Series Imaging

SPECTROSCOPY MODES: Wide-Field Slitless Spectroscopy, Time-Series Spectroscopy

RESOLUTION: High-resolution imaging and spectroscopy

NIRCam is Webb&rsquos primary near-infrared imager, providing high-resolution imaging and spectroscopy for a wide variety of investigations. Because NIRCam is the only near-infrared instrument with coronagraphic and time-series imaging capabilities, it is crucial for many exoplanet studies.

In addition to imaging and spectroscopy, NIRCam is also part of Webb&rsquos wavefront sensing and control system, which detects and corrects for slight irregularities in the shape of the primary mirror or misalignment between mirror segments, giving the telescope the ability to focus clearly on objects near and far.

NIRCam was built by a team at the University of Arizona and Lockheed Martin&rsquos Advanced Technology Center.

Near-Infrared Spectrograph (NIRSpec)

COMPONENTS: Spectrographs, Integral Field Unit, Microshutter Array (Unique to NIRSpec)

WAVELENGTH RANGE: 0.6 µm &ndash 5 µm (red to near-infrared)

IMAGING MODES: N/A (with the exception of images collected during Integral Field Unit Spectroscopy)

SPECTROSCOPY MODES: Slit Spectroscopy, Multi-Object Spectroscopy (Unique to NIRSpec), Integral Field Unit Spectroscopy, Time-Series Spectroscopy

RESOLUTION: Low-, Medium-, and High-resolution spectroscopy

NIRSpec is one of Webb&rsquos versatile tools for near-infrared spectroscopy. In addition to standard single-slit spectroscopy to gather spectra of specific objects, NIRSpec also has an integral field unit to investigate spatial variations in spectra and a microshutter array to capture individual spectra of dozens of objects at once. This highly efficient design is part of what makes Webb ideal for studying extremely distant, faint galaxies.

NIRSpec was built for the European Space Agency by Airbus Industries with the microshutter array (MSA) and detector sub-systems fabricated by NASA.

Near-Infrared Imager and Slitless Spectrograph (NIRISS)/Fine Guidance Sensor (FGS)

COMPONENTS: Camera, Spectrographs, Aperture Mask

WAVELENGTH RANGE: 0.6 µm &ndash 5 µm (red to near-infrared)

DETECTORS: Mercury cadmium telluride

IMAGING MODES: Standard Imaging, Aperture Mask Interferometry (Unique to NIRISS)

SPECTROSCOPY MODES: Wide-Field Slitless Spectroscopy, Single-Slit Spectroscopy

RESOLUTION: High-resolution imaging Low- and Medium-resolution spectroscopy

NIRISS provides near-infrared imaging and spectroscopic capabilities. As the only instrument capable of aperture mask interferometry, NIRISS has the unique ability to capture images of bright objects at a resolution greater than the other imagers.

Housed in the same assembly as NIRISS is Webb&rsquos Fine Guidance Sensor (FGS). The FGS is a camera system designed to make sure Webb is stable and pointing in exactly the right direction throughout the observation. The FGS detects and identifies guide stars and ensures that Webb is locked onto those stars for the entire observation.

NIRISS is a contribution of the Canadian Space Agency. Honeywell International designed and built the instrument in collaboration with a team at the Université de Montréal. Additional technical support was provided by the National Research Council of Canada&rsquos Herzberg Astronomy and Astrophysics Research Centre.


How will microshutter arrays be used in the James Webb and future space telescopes? - Astronomie

By the end of this section, you will be able to:

  • Describe the next generation of ground- and space-based observatories
  • Explain some of the challenges involved in building these observatories

Figure 1. James Webb Space Telescope (JWST): This image shows some of the mirrors of the JWST as they underwent cryogenic testing. The mirrors were exposed to extreme temperatures in order to gather accurate measurements on changes in their shape as they heated and cooled. (credit: NASA/MSFC/David Higginbotham/Emmett Given)

If you’ve ever gone on a hike, you have probably been eager to see what lies just around the next bend in the path. Researchers are no different, and astronomers and engineers are working on the technologies that will allow us to explore even more distant parts of the universe and to see them more clearly.

The premier space facility planned for the next decade is the James Webb Space Telescope (Figure 1) which (in a departure from tradition) is named after one of the early administrators of NASA instead of a scientist. This telescope will have a mirror 6 meters in diameter, made up, like the Keck telescopes, of 36 small hexagons. These will have to unfold into place once the telescope reaches its stable orbit point, some 1.5 million kilometers from Earth (where no astronauts can currently travel if it needs repair.) The telescope is scheduled for launch in 2018 and should have the sensitivity needed to detect the very first generation of stars, formed when the universe was only a few hundred million years old. With the ability to measure both visible and infrared wavelengths, it will serve as the successor to both HST and the Spitzer Space Telescope.

Watch this video to learn more about the James Webb Space Telescope and how it will build upon the work that Hubble has allowed us to begin in exploring the universe.

On the ground, astronomers have started building the Large Synoptic Survey Telescope (LSST), an 8.4-meter telescope with a significantly larger field of view than any existing telescopes. It will rapidly scan the sky to find transients, phenomena that change quickly, such as exploding stars and chunks of rock that orbit near Earth. The LSST is expected to see first light in 2021.

The international gamma-ray community is planning the Cherenkov Telescope Array (CTA), two arrays of telescopes, one in each hemisphere, which will indirectly measure gamma rays from the ground. The CTA will measure gamma-ray energies a thousand times as great as the Fermi telescope can detect.

Several groups of astronomers around the globe interested in studying visible light and infrared are exploring the feasibility of building ground-based telescopes with mirrors larger than 30 meters across. Stop and think what this means: 30 meters is one-third the length of a football field. It is technically impossible to build and transport a single astronomical mirror that is 30 meters or larger in diameter. The primary mirror of these giant telescopes will consist of smaller mirrors, all aligned so that they act as a very large mirror in combination. These include the Thirty-Meter Telescope for which construction has begun at the top of Mauna Kea in Hawaii.

Figure 2. Artist’s Conception of the European Extremely Large Telescope: The primary mirror in this telescope is 39.3 meters across. The telescope is under construction in the Atacama Desert in Northern Chile. (credit: ESO/L. Calçada)

The most ambitious of these projects is the European Extremely Large Telescope (E-ELT) (Figure 2). (Astronomers try to outdo each other not only with the size of these telescopes, but also their names!) The design of the E-ELT calls for a 39.3-meter primary mirror, which will follow the Keck design and be made up of 798 hexagonal mirrors, each 1.4 meters in diameter and all held precisely in position so that they form a continuous surface.

Construction on the site in the Atacama Desert in Northern Chile started in 2014. The E-ELT, along with the Thirty Meter Telescope and the Giant Magellan Telescope, which are being built by international consortia led by US astronomers, will combine light-gathering power with high-resolution imaging. These powerful new instruments will enable astronomers to tackle many important astronomical problems. For example, they should be able to tell us when, where, and how often planets form around other stars. They should even be able to provide us images and spectra of such planets and thus, perhaps, give us the first real evidence (from the chemistry of these planets’ atmospheres) that life exists elsewhere.

New and even larger telescopes are on the drawing boards. The James Webb Space Telescope, a 6-meter successor to Hubble, is currently scheduled for launch in 2018. Gamma-ray astronomers are planning to build the CTA to measure very energetic gamma rays. Astronomers are building the LSST to observe with an unprecedented field of view and a new generation of visible-light/infrared telescopes with apertures of 24.5 to 39 meters in diameter.


Range

NIRSpec will operate over a wavelength range of 0.6 to 5 microns.

The Near InfraRed Spectrograph (NIRSpec) will operate over a wavelength range of 0.6 to 5 microns. A spectrograph (also sometimes called a spectrometer) is used to disperse light from an object into a spectrum. Analyzing the spectrum of an object can tell us about its physical properties, including temperature, mass, and chemical composition. The atoms and molecules in the object actually imprint lines on its spectrum that uniquely fingerprint each chemical element present and can reveal a wealth of information about physical conditions in the object. Spectroscopy and spectrometry (the sciences of interpreting these lines) are among the sharpest tools in the shed for exploring the cosmos.

Many of the objects that the Webb will study, such as the first galaxies to form after the Big Bang, are so faint, that the Webb's giant mirror must stare at them for hundreds of hours in order to collect enough light to form a spectrum. In order to study thousands of galaxies during its 5 year mission, the NIRSpec is designed to observe 100 objects simultaneously. The NIRSpec will be the first spectrograph in space that has this remarkable multi-object capability. To make it possible, Goddard scientists and engineers had to invent a new technology microshutter system to control how light enters the NIRSpec.

NIRSpec Innovations

One unique technology in the NIRSpec that enables it to obtain those 100 simultaneous spectra is a micro-electromechanical system called a "microshutter array." NIRSpec's microshutter cells, each approximately as wide as a human hair, have lids that open and close when a magnetic field is applied. Each cell can be controlled individually, allowing it to be opened or closed to view or block a portion of the sky.

It is this adjustability that allows the instrument to do spectroscopy on so many objects simultaneously. Because the objects NIRSpec will be looking at are so far away and so faint, the instrument needs a way to block out the light of nearer bright objects. Microshutters operate similarly to people squinting to focus on an object by blocking out interfering light. (Read more about NIRSpec's microshutter technology.)

Video: NIRSPEC 3d Diagram Rotation


Hot and Cold Sides

Webb has two sections&mdasha hot side and a cold side, divided by its sunshield. On the hot side of the sunshield, the region exposed to sunlight, parts of Webb will reach temperatures near boiling, as high as 358 kelvin (85 degrees Celsius or 185 degrees Fahrenheit). This is where Webb&rsquos ambient-temperature equipment, like its solar panel, antennae, computer, gyroscopes, and navigational jets are kept. The warm side of the telescope is, overall, where the electronics and navigation system resides.

On the cold side, Webb will be about 40 kelvin (-233 degrees Celsius or -388 degrees Fahrenheit). In contrast, the coldest temperature ever recorded on Earth, at the Russian Vostok station in Antarctica, was -89 degrees Celsius (-129 degrees Fahrenheit)&mdashfar too toasty for Webb. The cold side of the sunshield is where the science happens. It contains the parts ofWebb most sensitive to infrared radiation: its microshutter array, mirror and mirror actuators, filter wheels, and, of course, the infrared detectors.

The infrared detectors in most of Webb&rsquos instruments need temperatures of about 40 kelvin to operate correctly. The detectors themselves give off heat when they are in use, so operators will have to read the detectors continuously rather than periodically to continuously keep them at a stable temperature.

Even more dramatic cooling goes on around the camera and spectrograph in the Mid-Infrared Instrument (MIRI). MIRI sees farther into the infrared than the other instruments, which means it has to be kept spectacularly cold. Webb boasts a two-stage cryocooler that works like the world&rsquos most effective refrigerator, pumping a warmth-absorbing gas through the instrument. The first stage brings MIRI&rsquos temperature down to 18 kelvin, and the second stage brings the MIRI detectors to 7 kelvin&mdashthat&rsquos just 7 degrees above absolute zero, the theoretical temperature at which all motion freezes, even the movement of atoms.


Webb telescope microshutters journey into NASA clean room

NASA's James Webb Space Telescope microshutters have taken a short jaunt in preparation of its million mile journey in four years. The microshutters were moved into a NASA Goddard cleanroom for testing to verify they work correctly before being installed in the Webb's Near Infrared Spectrograph (NIRSpec) instrument.

NIRSpec is a powerful instrument that will record the spectra of light from distant objects. The microshutters, a key component of NIRSpec, are a new technology specifically developed for the Webb telescope. They only let light in from selected objects to reach NIRSpec's detectors.

"What is special about the microshutter device is it can select many objects in one viewing for simultaneous observation and it is programmable for any field of objects in the sky," said Paul Geithner, deputy project manager -- technical for the Webb telescope at NASA's Goddard Space Flight Center in Greenbelt, Maryland.

"Other spectroscopic instruments have flown in space before but none have had this programmable multi-object capability that enables observation of up to 100 objects simultaneously, which means much more scientific investigating can get done in less time. Moreover, because NIRSpec's operating temperature is extremely cold or "cryogenic," the microshutter device posed a particularly difficult engineering challenge."

Microshutters are basically tiny windows with shutters that each measure 100 by 200 microns, or about the size of a bundle of only a few human hairs. They were conceptualized and created at NASA Goddard.

The entire microshutter device consists of more than 62,000 individual windows with shutters arrayed in a waffle-like grid. One of four array quadrants of the microshutter device is about the size of a postage stamp. Four of these arrays are butted together two-by-two into one microshutter device. Prior to an observation, each individual microshutter is opened or closed when a magnetic arm sweeps past, depending on whether or not it receives an electrical signal that tells it to be opened or closed. An open shutter lets light from a selected target in a particular part of the sky to pass through to NIRSpec's detectors while a closed shutter blocks unwanted light from any objects that scientists don't want to observe. It is this programmable controllability that allows the instrument to do spectroscopy on so many different selected objects simultaneously from one viewing to the next.

A short video was created to show the transport of the flight microshutter device into a cleanroom at NASA Goddard on May 15, 2014, where it will undergo various tests for several months to verify its integrity and operation.

After the clean room testing, the next journey for the microshutters is their installation into the NIRSpec. Then the NIRSpec, complete with its microshutters, will be tested in a vacuum at extremely cold temperatures of a thermal vacuum to simulate the environment it will experience in space to ensure everything works after Webb is launched.



Commentaires:

  1. Winswode

    Merci d'avoir choisi des conseils, comment puis-je vous remercier?

  2. Cepheus

    Tu rigoles?

  3. Shiriki

    Oui vraiment. C'était et avec moi. Discutons de cette question. Ici ou dans PM.

  4. Basil

    Le portail est juste super, il y en aurait plus comme ça !

  5. Muzragore

    Je pense que vous accepterez l'erreur. Je propose d'en discuter.



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