Cette animation montre le chemin que suivra la lumière lorsqu’elle frappera le télescope primaire James Webb Space Telescope (JWST) mirror, and is reflected to the secondary, and then in through the aft optics assembly where the tertiary and fine steering mirrors are. The light is then reflected and split and directed to the science instruments by pick-off mirrors. JWST is a three-mirror anastigmat telescope. Credit: NASA, ESA, and G. Bacon (STScI)
This week, the three-month process of aligning the telescope began – and over the last day, Webb team members saw the first photons of starlight that traveled through the entire telescope and were detected by the Near Infrared Camera (NIRCam) instrument. This milestone marks the first of many steps to capture images that are at first unfocused and use them to slowly fine-tune the telescope. This is the very beginning of the process, but so far the initial results match expectations and simulations.
A team of engineers and scientists from Ball Aerospace, Space Telescope Science Institute, and NASA’s Goddard Space Flight Center will now use data taken with NIRCam to progressively align the telescope. The team developed and demonstrated the algorithms using a 1/6th scale model telescope testbed. They have simulated and rehearsed the process many times and are now ready to do this with Webb. The process will take place in seven phases over the next three months, culminating in a fully aligned telescope ready for instrument commissioning. The images taken by Webb during this period will not be “pretty” images like the new views of the universe Webb will unveil later this summer. They strictly serve the purpose of preparing the telescope for science.
To work together as a single mirror, the telescope’s 18 primary mirror segments need to match each other to a fraction of a wavelength of light – approximately 50 nanometers. To put this in perspective, if the Webb primary mirror were the size of the United States, each segment would be the size of Texas, and the team would need to line the height of those Texas-sized segments up with each other to an accuracy of about 1.5 inches.
Scott Acton et Chanda Walker de Ball Aerospace, ainsi que Lee Feinberg de NASA Goddard, expliquent les étapes de base ci-dessous :
“Le déploiement des segments du miroir étant maintenant terminé, et les instruments étant allumés, l’équipe a commencé les nombreuses étapes nécessaires pour préparer et calibrer le télescope afin qu’il puisse faire son travail. Le processus de mise en service du télescope sera beaucoup plus long que celui des télescopes spatiaux précédents, car le miroir primaire de Webb est composé de 18 segments de miroir individuels qui doivent fonctionner ensemble comme une seule surface optique de haute précision. Les étapes du processus de mise en service comprennent :
- Identification de l’image du segment
- Alignement des segments
- Empilage d’images
- Mise en phase grossière
- Phasage fin
- Alignement du télescope sur les champs de vision des instruments
- Alignement itératif pour la correction finale
1. Identification de l’image par segment
Tout d’abord, nous devons aligner le télescope par rapport au vaisseau spatial. Le vaisseau spatial est capable d’effectuer des mouvements de pointage extrêmement précis, en utilisant des “trackers d’étoiles”. Pensez aux traqueurs d’étoiles comme à un GPS pour vaisseau spatial. Au début, la position du vaisseau spatial déterminée par les traqueurs d’étoiles ne correspond pas à la position de chacun des segments du miroir.
Nous pointons le télescope vers une étoile brillante et isolée (HD 84406) pour capturer une série d’images qui seront ensuite assemblées pour former une image de cette partie du ciel. Mais n’oubliez pas que nous n’avons pas qu’un seul miroir qui regarde cette étoile ; nous avons 18 miroirs, chacun d’entre eux étant initialement incliné vers une partie différente du ciel. Par conséquent, nous allons capturer 18 copies légèrement décalées de l’étoile, chacune étant floue et déformée de manière unique. Nous appelons ces copies initiales de l’étoile des “images de segment”. En fait, en fonction de la position de départ des miroirs, plusieurs itérations peuvent être nécessaires pour localiser les 18 segments dans une seule image.
Exemple simulé d’un déploiement initial possible montrant des images de 18 segments. Crédit : NASA
Un par un, nous allons déplacer les 18 segments du miroir afin de déterminer quel segment crée quelle image de segment. Après avoir fait correspondre les segments de miroir à leurs images respectives, nous pouvons incliner les miroirs pour rapprocher toutes les images d’un point commun en vue d’une analyse plus approfondie. Nous appelons cet arrangement un “tableau d’images”.
2. Alignement des segments
Après avoir obtenu le tableau d’images, nous pouvons effectuer l’alignement des segments, qui corrige la plupart des grandes erreurs de positionnement des segments du miroir.
Nous commençons par défocaliser les images des segments en déplaçant légèrement le miroir secondaire. Une analyse mathématique, appelée récupération de phase, est appliquée aux images défocalisées pour déterminer les erreurs de positionnement précises des segments. Les ajustements des segments permettent ensuite d’obtenir 18 “télescopes” bien corrigés. Cependant, les segments ne fonctionnent toujours pas ensemble comme un seul miroir.
(Gauche) Avant : Matrice initiale simulée d’images. (Droite) Après : Matrice simulée de 18 segments corrigés. Crédit : NASA
3. Empilage d’images
Pour mettre toute la lumière en un seul endroit, chaque image de segment doit être empilée l’une sur l’autre. Au cours de l’étape d’empilement des images, nous déplaçons les images des segments individuels de manière à ce qu’elles tombent précisément au centre du champ pour produire une image unifiée. Ce processus prépare le télescope pour la mise en phase grossière.
L’empilement est effectué séquentiellement en trois groupes (segments A, segments B et segments C).
Simulation de l’empilement des images. Premier panneau : Mosaïque initiale d’images. Deuxième panneau : Segments A empilés. Troisième panneau : Segments A et B empilés. Quatrième panneau : Segments A, B et C empilés. Crédit : NASA
4. Mise en phase grossière
Bien queL’empilement d’images place toute la lumière au même endroit sur le détecteur, les segments agissant toujours comme 18 petits télescopes au lieu d’un grand. Les segments doivent être alignés les uns avec les autres avec une précision inférieure à la longueur d’onde de la lumière.
Effectué trois fois au cours du processus de mise en service, le phasage grossier mesure et corrige le déplacement vertical (différence de piston) des segments du miroir. Grâce à une technologie connue sous le nom de “Dispersed Fringe Sensing”, nous utilisons NIRCam pour capturer les spectres lumineux de 20 paires distinctes de segments de miroir. Le spectre ressemble à un motif de poteau de coiffeur dont la pente (ou l’angle) est déterminée par la différence de piston des deux segments de l’appariement.
Dans cette simulation, les motifs de ” poteau de barbier ” sont créés par le détecteur de franges dispersées qui indique une grande erreur de piston (en haut) ou une petite erreur de piston (en bas). Crédit : NASA
5. Mise en phase fine
La mise en phase fine est également effectuée trois fois, directement après chaque cycle de mise en phase grossière, puis régulièrement pendant toute la durée de vie de Webb. Ces opérations mesurent et corrigent les erreurs d’alignement restantes en utilisant la même méthode de défocalisation que celle appliquée pendant l’alignement des segments. Cependant, au lieu d’utiliser le miroir secondaire, nous utilisons des éléments optiques spéciaux à l’intérieur de l’instrument scientifique qui introduisent des quantités variables de défocalisation pour chaque image (-8, -4, +4 et +8 ondes de défocalisation).
Une simulation des images défocalisées utilisées dans le Fine Phasing. Les images (en haut) montrent la défocalisation introduite dans un télescope presque aligné. L’analyse (en bas) indique les erreurs associées à chaque segment du télescope. Les segments avec des couleurs très claires ou très sombres nécessitent des corrections plus importantes. Crédit : NASA
6. Alignement du télescope sur les champs de vision des instruments
Après la mise en phase fine, le télescope sera bien aligné à un endroit du champ de vision de la NIRCam. Nous devons maintenant étendre l’alignement au reste des instruments.
Dans cette phase du processus de mise en service, nous effectuons des mesures à plusieurs endroits, ou points de champ, dans chacun des instruments scientifiques, comme indiqué ci-dessous. Une plus grande variation de l’intensité indique des erreurs plus importantes à ce point de champ. Un algorithme calcule les corrections finales nécessaires pour obtenir un télescope bien aligné pour tous les instruments scientifiques.
Analyse simulée de la correction du champ de vision. Crédit : NASA
7. Alignement itératif pour la correction finale
Après avoir appliqué la correction du champ de vision, il reste à éliminer les petites erreurs de positionnement résiduelles dans les segments du miroir primaire. Nous mesurons et effectuons les corrections en utilisant le processus de mise en phase fine. Nous procéderons à une vérification finale de la qualité de l’image de chacun des instruments scientifiques ; une fois cette vérification effectuée, le processus de détection et de contrôle du front d’onde sera terminé.
Au fur et à mesure que nous franchissons les sept étapes, nous pouvons constater que nous devons également itérer les étapes précédentes. Le processus est flexible et modulaire pour permettre l’itération. Après environ trois mois d’alignement du télescope, nous serons prêts à procéder à la mise en service des instruments. “
Rédigé par Scott Acton, scientifique principal chargé de la détection et du contrôle du front d’onde du Webb, Ball Aerospace ; Chanda Walker, scientifique chargé de la détection et du contrôle du front d’onde du Webb, Ball Aerospace ; et Lee Feinberg, gestionnaire de l’élément optique du télescope Webb, Goddard Space Flight Center de la NASA.
