Le télescope spatial James Webb (JWST) est le successeur du télescope spatial Hubble (HST). Il est développé en collaboration par les agences spatiales NASA, ESA et CSA. Le spectrographe proche infrarouge NIRSpec est un instrument du JWST. Le Centre de Recherche Astrophysique de Lyon (CRAL) a développé le logiciel de simulation des performances (IPS) de NIRSpec en vue de l’étude de ses performances et de la préparation de poses synthétiques réalistes. Dans cette thèse, nous vérifions certains algorithmes de l’IPS, en particulier ceux traitant des transformations de coordonnées et de la propagation en optique de Fourier. Nous présentons ensuite une interface simplifiée pour la préparation de « scènes » d’observation et un logiciel de traitement de données permettant d’extraire des spectres à partir de poses synthétiques afin de faciliter l’exploitation des simulations. Nous décrivons comment nous avons construit et validé le modèle de l’instrument par comparaison avec les données de calibration. Pour les transformations de coordonnées, le modèle final est capable de reproduire les mesures avec une précision 3 à 5 fois meilleure que celle requise pour la calibration spectrale. Pour la transmission globale notre précision est de 0–10% dans l’absolu et meilleure que 5% en relatif. Finalement, nous présentons la première simulation d’une observation de type « champ profond spectrographique » et nous explorons comment NIRSpec pourra être utilisé pour observer le transit de planètes extra-solaires. Nous déterminons en particulier la luminosité maximale des étoiles hôtes pouvant être observées et quels peuvent être les rapports signal sur bruit attendus. / The James Webb Space Telescope (JWST), a joint project by NASA, ESA, and CSA, is the successor mission to the Hubble Space Telescope. One of the four science instruments on board is the near-infrared spectrograph NIRSpec. To study the instrument performance and to create realistic science exposures, the Centre de Recherche Astrophysique de Lyon (CRAL) developed the Instrument Performance Simulator (IPS) software. Validating the IPS functionality, creating an accurate model of the instrument, and facilitating the preparation and analysis of simulations are key elements for the success of the IPS. In this context, we verified parts of the IPS algorithms, specifically the coordinate transform formalism, and the Fourier propagation module. We also developed additional software tools to simplify the scientific usage, as a target interface to construct observation scenes, and a dedicated data reduction pipeline to extract spectra from exposures. Another part of the PhD work dealt with the assembly of an as-built instrument model, and its verification with measurements from a ground calibration campaign. For coordinate transforms inside the instrument, we achieved an accuracy of 3–5 times better than the required absolute spectral calibration, and we could reproduce the total instrument throughput with an absolute error of 0–10% and a relative error of less than 5%. Finally, we show first realistic on-sky simulations of a deep field spectroscopy scene, and we explored the capabilities of NIRSpec to study exoplanetary transit events. We determined upper brightness limits of observable host stars, and give noise estimations of exemplary transit spectra.

NASA's James Webb Space Telescope (JWST) is a 6.5m diameter, segmented, deployable telescope for cryogenic IR space astronomy (similar to 40K). The JWST Observatory architecture includes the Optical Telescope Element (OTE) and the Integrated Science Instrument Module (ISIM) element that contains four science instruments (SI), including a guider. OSIM is a full field, cryogenic, optical simulator of the JWST OTE. It is the "Master Tool" for verifying the cryogenic alignment and optical performance of ISIM by providing simulated point source/star images to each of the four Science Instruments in ISIM. Included in OSIM is a Pupil Imaging Module (PIM) - a large format CCD used for measuring pupil alignment. Located at a virtual stop location within OSIM, the PIM records superimposed shadow images of pupil alignment reference (PAR) targets located in the OSIM and SI pupils. The OSIM Pupil Imaging Module was described by Brent Bos, et al, at SPIE in 2011 prior to ISIM testing. We have recently completed the third and final ISIM cryogenic performance verification test before ISIM was integrated with the OTE. In this paper, we describe PIM implementation, performance, and measurement results.

The James Webb Space Telescope (JWST) is a next-generation space telescope that will be capable of making transformative observations of planetary transits. As its launch date grows ever closer, it becomes imperative that astronomers have access to accurate simulations of JWST observations in order to best plan observations and devise data analysis pipelines. Unfortunately, available simulation tools do not provide the most accurate or realistic simulations, including noise and systematic errors. In this thesis, I present an open-source time-domain simulator of planetary transits that is capable of accurately modeling these effects in observations made by JWST.

This projects studies which early galaxy populations will be visible using the telescopes JWST and Euclid. Galaxy luminosity functions are calculated for different redshifts, with the galaxy number density as a function of apparent magnitude. The apparent magnitude is used to enable easy comparisons with the observational limits of JWST and Euclid. Added to the calculations were also the impact of gravitational lensing and how it may magnify the flux of the galaxies.  Another part of the project studied the impact of a lowest DM halo mass, the limit of the halo mass needed to create a galaxy. The existence of such a limit changes the luminosity function at low luminosities. The aim was to study if this change will be visible using the telescopes. The studies was done using a semi-analytical model of high-redshift galaxies with a Python interface.  The results showed that the visible galaxy populations varies significantly with both redshift and magnification. For lower redshifts and higher magnification more galaxies, mostly for low luminosities, are visible. The lowest DM halo masses needed to be noticeable by the telescopes was between Mmin = 2.0 × 1010 − 1.6 × 1011 M⊙. With a magnification of factor ten or 100 they instead lay between Mmin = 2.2 × 109 − 2.8 × 1010 M⊙. Compared to previous studies the effect from the limiting mass will most probably be visible by JWST with the magnification, while the values without magnification are close to the limit. For Euclid deep field the effects are not predicted to be visible even with a magnification of factor ten, but they will probably be visible with a higher magnification of a factor 100. / I detta projekt studeras vilka tidiga galaxpopulationer som kommer vara synliga med teleskopen JWST och Euclid. Galaxluminositetsfunktioner beräknas för olika rödförskjtningar med galaxtätheten som en funktion av apparent magnitud. Just apparent magnitud används för att jämförelser med de observationella gränserna för JWST och Euclid ska vara enkla att genomföra. Gravitationslinser och hur de kan förstärka galaxers luminositet lades även till beräkningarna.  I projektet studerades även hur en lägsta massa för mörk materia halos kan påverka beräkningarna. Denna massa är då gränsen för halomassan som behövs för att en galax ska kunna skapas. Ifall en sådan begränsning finns så ändras luminositetsfunktionerna för låga luminositeter. I detta projekt undersöktes det ifall denna förändring kommer vara synlig med teleskopen. Fo ̈r att utföra projektet användes en semi-analytisk modell av galaxer med hög rödförskjutning, med ett gränssnitt i Python.  Resultaten visar att de synliga galaxpopulationerna varierade starkt när förstärkning av galaxluminositet eller rödförskjutning ändrades. Med lägre rödförskjutning och högre magnifikation syntes fler galaxer, och de främsta förändringarna skedde för låga lumi- nositeter. De halomassor som behövdes för att vara synliga med teleskopen var mellan Mmin = 2.0 × 1010 − 1.6 × 1011 M⊙ utan förstärkning av luminositeten och mellan Mmin = 2.2 × 109 − 2.8 × 1010 M⊙ med en förstärkning av faktor tio eller 100. Jämfört med tidigare studier så kommer förändringarna troligtvis vara synliga med JWST ifall en förstärkning inkluderas. Utan magnifikation ligger massorna precis på gränsen. För Euclid deep field kommer effekterna ej vara synliga ens med en förstärkning av faktor tio, men de kommer troligtvis vara synliga med en högre magnifikation av faktor 100.

This study investigates the presence of water vapor plumes in the region south of Enceladus, a moon in the Saturnian system, through observations conducted by the James Webb Space Telescope. Enceladus is believed to harbor a subsurface ocean or localized water reservoir that gives rise to water geysers, expelling vapor into its tenuous atmosphere and outer space. On the 9th of November 2022, the James Webb Space Telescope made its first observations of the satellite using its Near-Infrared Spectrograph. The instrument's high sensitivity and spectral resolution offer the potential to measure these Enceladus' water vapor plumes, providing an opportunity to study this feature from a telescope located near Earth. However, it remains uncertain whether the obtained results are consistent with previous missions or if the instrument is even capable of conducting detailed examinations of the plumes. Hence, the primary objective of this research is to gain insights into the methodology of conducting scientific investigations of Enceladus and to understand the available data. More specifically, the aim is to verify the presence of the moon's water vapor plumes through a comprehensive analysis of the obtained data. The approach involves deriving spectral maps and extracting residual spectra that are used for comparisons with a reference spectrum entailing known water vapor emission features. The results reveal distinct emission peaks in the extracted spectra that closely resemble the features of water vapor. Additionally, the calculated column density of 6.25 - 8.25E+14 cm-2 over a region of 8.16E+07 km2 closely aligns with observations from the Herschel Space Observatory and Cassini mission. This outcome strongly supports the hypothesis that water vapor plumes are present in the area south of Enceladus, verifying the feasibility of using the James Webb Space Telescope for detecting and studying the characteristics of Enceladus' plumes. / Denna studie utforskar Enceladus' vattenplymer, en måne i Saturnussystemet, genom observationer utförda av James Webb Space Telescope. Det antas att Enceladus har en underjordisk ocean eller en lokaliserad vattenreservoar som ger upphov till vattengejsrar som sprutar ut ånga i dess tunna atmosfär och rymden. Den 9:e november 2022 genomförde James Webb-rymdteleskopet sina första observationer av satelliten med hjälp av sin nära-infraröda spektrograf. Instrumentets höga känslighet och spektrala upplösning erbjuder möjligheten att mäta Enceladus vattenplymer och därigenom möjliggöra studier av denna egenskap från ett teleskop beläget nära jorden. Det är emellertid fortfarande osäkert om de erhållna resultaten är förenliga med tidigare uppdrag eller om instrumentet ens är kapabelt att genomföra detaljerade undersökningar av plymer. Det primära syftet med denna forskning är att få insikt i metodologin för att utföra vetenskapliga undersökningar av Enceladus och att förstå den tillgängliga datan. Mer specifikt är målet att verifiera närvaron av vattenånga i månens plymer genom en omfattande analys av den insamlade datan. Metoden innefattar framställning av spektrala kartor och extrahering av restspektra. Därefter görs jämförelser mellan de extraherade spektrana och ett referensspektrum med kända emissionslinjer för vattenånga. Resultaten visar tydliga emissionspektrum i de extraherade spektrana som starkt liknar egenskaperna hos vattenånga. Dessutom stämmer den beräknade kolumn densiteten på 6.25 - 8.25E+14 cm-2 över ett område på 8,16E+07 km2 väl överens med observationer från Herschel Space Observatory och Cassini-uppdraget. Denna slutsats stöder starkt hypotesen att vattenånga finns i Enceladus' plymer och bekräftar möjligheten att använda James Webb Space Telescope för att detektera och studera egenskaperna hos Enceladus' plymer.

In this study we present photometric predictions for C-type Asymptotic Giant Branch Stars (AGB) stars from Eriksson et al. (2014) for the James Webb Space Telescope (JWST) and the Wide-field Infrared Survey Explorer (WISE) instruments. The photometric predictions we have done are for JWST’s general purpose wide-band filters on NIRCam and MIRI covering wavelengths of 0.7 — 21 microns. AGB stars contribute substantially to the integrated light of intermediate-age stellar popula- tions and is a substantial source of the metals (especially carbon) in galaxies. Studies of AGB stars are (among other reasons) important for the understanding of the chemical evolution and dust cycle of galaxies. Since the JWST is scheduled for launch in 2018 it should be a high priority to prepare observing strategies. With these predictions we hope it will be possible to optimize observing strategies of AGB stars and maximize the science return of JWST. By testing our method on Whitelock et al. (2006) objects from the WISE catalog and comparing them with our photometric results based on Eriksson et al. (2014) we have been able to fit 20 objects with models. The photometric data set can be accessed at: http://www.astro.uu.se/AGBmodels/ / I den här studien har jag gjort fotometriska förutsägelser för asymptotis- ka jättegrensstjärnor (AGB-stjärnor) av C typ från Eriksson et al. (2014) modifierade för instrument ombord på James Webb Space Telescope (JWST) och Wide-field Infrared Survey Explorer (WISE). AGB-stjärnor bidrar kraftigt till det totala ljuset av stjärnor av intermediär ålder och är också en stor källa till metaller (speciellt kol) i galaxer. Studier av AGB stjärnor är viktiga av flera anledningar, däribland för att förstå den kemiska evolutionen och stoftcykler i galaxer. JWST är planerad att skjutas upp 2018 och fram till dess bör det vara en hög prioritet att förbereda observeringsstrategier. Med den fotometriska datan i den här studien hoppas vi att användare av JWST kommer kunna optimera sina observeringsstrategier av AGB-stjärnor och få ut så mycket som möjligt av sin obseravtionstid med teleskopet. Vi har testat metoden genom att titta på objekt från Whitelock et al. (2006) i WISE-katalogen och jämföra dem med de fotometriska resultaten baserade på modellerna från Eriksson et al. (2014). På detta sett har vi lyckats matcha 20 objekt med modeller. Den fotometriska datan går att ladda ner ifrån: http://www.astro.uu.se/AGBmodels/

Le télescope spatial James Webb (JWST) est le successeur du télescope spatial Hubble (HST). Il est développé en collaboration par les agences spatiales NASA, ESA et CSA. Le spectrographe proche infrarouge NIRSpec est un instrument du JWST. Le Centre de Recherche Astrophysique de Lyon (CRAL) a développé le logiciel de simulation des performances (IPS) de NIRSpec en vue de l'étude de ses performances et de la préparation de poses synthétiques réalistes. Dans cette thèse, nous vérifions certains algorithmes de l'IPS, en particulier ceux traitant des transformations de coordonnées et de la propagation en optique de Fourier. Nous présentons ensuite une interface simplifiée pour la préparation de " scènes " d'observation et un logiciel de traitement de données permettant d'extraire des spectres à partir de poses synthétiques afin de faciliter l'exploitation des simulations. Nous décrivons comment nous avons construit et validé le modèle de l'instrument par comparaison avec les données de calibration. Pour les transformations de coordonnées, le modèle final est capable de reproduire les mesures avec une précision 3 à 5 fois meilleure que celle requise pour la calibration spectrale. Pour la transmission globale notre précision est de 0-10% dans l'absolu et meilleure que 5% en relatif. Finalement, nous présentons la première simulation d'une observation de type " champ profond spectrographique " et nous explorons comment NIRSpec pourra être utilisé pour observer le transit de planètes extra-solaires. Nous déterminons en particulier la luminosité maximale des étoiles hôtes pouvant être observées et quels peuvent être les rapports signal sur bruit attendus.

The first stars in the Universe are thought to have formed in high dark matter density minihalos about 200 million years after the Big Bang. If these stars were able to contract dark matter into their stellar core while forming, some of them might have turned into dark stars (DSs) powered by the heat from dark matter annihilation. The possibilities for detection of DSs with the upcoming James Webb Space Telescope (JWST), scheduled for launch in 2021, is investigated in this work. With DS models generated in Spolyar et al. (2009) and atmosphere spectra from Gustafsson et al. (2008), spectral analysis has been carried out in MATLAB to find the unique colors of DSs compared to galaxies generated in Zackrisson et al. (2017) at z ≈ 7 − 11. It was found that lower temperature DSs (Teff ≤ 7800K) are distinguishable from galaxies and that they would be bright enough to be detected with the JWST provided a magnification factor of µ ≈ 160−1000 with the use of gravitational lensing. More recent DS models reveal that the DS of temperature Teff = 7800K is detectable even without the use of gravitational lensing. However, the probability of finding one today is really small due to DSs’ presumably short lifetime. The results of this work are hoped to give a better understanding of the properties of DSs and to increase the probability of finding one in the large imaging survey carried out by the JWST. / De första stjärnorna i universum antas ha bildats i minihalos med hög densitet av mörk materia omkring 200 miljoner år efter Big Bang. Om dessa stjärnor kunde dra till sig mörk materia under sitt bildande kan vissa av dem ha utvecklats till mörka stjärnor (s.k. dark stars) med mörk materia som energikälla. I detta arbete undersöks möjligheterna att upptäcka dem med det kommande James Webb Space Teleskopet (JWST) som planeras för uppskjutning år 2021. Med dark starmodeller genererade i Spolyar et al. (2009) och atmosfärspektra från Gustafsson et al. (2008) har spektralanalys utförts i MATLAB för att hitta vilka dark stars som går att urskilja från galaxer genererade i Zackrisson et al. (2017) vid z ≈ 7−11. Det visade sig att dark stars med låg temperatur (Teff ≤ 7800K) är urskiljbara och att de flesta av dessa dark stars, vid en förstoringsfaktor av µ ≈ 160−1000 vid användning av gravitationell linsning, är tillräckligt ljusstarka för att kunna detekteras. Jämfört med senare dark star-modeller skulle även Teff = 7800K DSs kunna detekteras utan användning av gravitaionell linsning. Sannolikheten att hitta en dark star är fortfarande väldigt liten på grund av dess förmodade korta livstid. Resultaten av detta arbete hoppas kunna ge en bättre förståelse för egenskaperna hos mörka stjärnor samt öka sannolikheten för detektion med JWST.

No description available.

Les systèmes découpeurs d'images sont un nouveau type de spectrographes intégraux de champ pour l'instrumentation astronomique. Ce mémoire de thèse présente l'étude et la modélisation des performances de ces systèmes, basés sur un design optique comprenant un miroir découpeur. Ce dernier est constitué d'un empilement de slices, dont chaque surface active est sphérique et tiltée. Pour les instruments du JWST et du VLT, on a étudié deux technologies de fabrication et d'assemblage du miroir découpeur. La première, conçue en collaboration avec Cybernétix, présente un assemblage de slices en Zérodur maintenu par adhérence moléculaire. La deuxième, repose sur la technologie d'usinage diamant sur des métaux, en une pièce monolithique ou segmentée. Trois prototypes représentatifs de chaque technologie ont été testés sur banc optique à l'Observatoire de Lyon – rugosité, BRDF, profil de forme, alignement, grandissement du système, qualité image – et comparés aux spécifications de haut niveau. Une conclusion comparative des résultats obtenus est présentée afin d'orienter la meilleure technologie de découpeur d'images aux projets instrumentaux, qu'il s'agisse d'instruments mono ou multi-voies, au sol ou dans l'espace.