Űrteleszkóp James Webb
Szervezet | A NASA , az ESA és az ASC |
---|---|
Program | Eredet |
Terület | Infravörös csillagászat |
Állapot | Fejlesztés alatt |
Dob |
legkorábban2021. november Guyanai űrközpont |
Indító | Ariane 5 |
Időtartam | 5,5 év (elsődleges küldetés) |
Webhely | stsci.edu/jwst |
Szentmise induláskor | ~ 6200 kg |
---|
Pálya | Heliocentrikus |
---|---|
Elhelyezkedés | Lagrange L 2 pont |
típus | Korsch |
---|---|
Átmérő | 6,50 m |
Terület | 25 m 2 |
Fokális | 131,40 m |
Hullámhossz | Tól narancssárga a közepétől infravörös (0,6-28 um ) |
NIRCam | Infravörös képalkotó |
---|---|
NIRSpec | Nagylátószögű infravörös spektrométer közelében |
MIRI | Közép-infravörös képalkotó spektrográf |
NIRISS | Infravörös képalkotó |
A James Webb űrtávcső ( James Webb űrtávcső , vagy JWST, korábban Next Generation Space Telescope vagy NGST) egy űrtávcső, amelyet a NASA fejlesztett ki az Európai Űrügynökséggel (ESA) és a Kanadai Űrügynökséggel (ASC) együttműködve. Indítását a tervek szerint 2021. november.
A JWST elvégzi a látható spektrum narancssárga megfigyelését az 0,6-28 mikrométeres infravörös eszközök felé . Infravörös megfigyelésnél jobban teljesít, mint a Hubble Űrtávcső , de a Hubble Űrtávcsővel ellentétben nem teszi lehetővé a fényspektrum megfigyelését ultraibolya és látható fényben (mindkettőt földi teleszkópok is megfigyelhetik ). Melynek tömege 6,200 kg , van egy elsődleges tükör 6,5 méter átmérőjű (szemben a 2,4 méter Hubble ): a felbontóképessége folyása 0,1 ív második az infravörös., És ez lehet gyűjteni egy képet kilencszer gyorsabb, mint a Hubble . Műszereinek felbontását többek között az első csillagok és az ősrobbanás után kialakult galaxisok megfigyelésére kell felhasználni .
A projekt 2002-ben átnevezték neve után a második NASA rendszergazda James E. Webb , a végén a tervezési fázisban a céldátum kezdeti üzembe 2019-ben a távcső által indítandó egy Ariane 5 rakéta származó Kourou és a Nap-Föld rendszer Lagrange L 2 pontja körüli pályára kerül , 1,5 millió kilométerre a Földtől a Nappal szemközti oldalon. Ennek a helyzetnek a fenntartása érdekében az obszervatórium várhatóan időszakos korrekciókat hajt végre kis lökések felhasználásával. Az e célra biztosított üzemanyag-tartaléknak lehetővé kell tennie, hogy körülbelül tíz évig működőképes maradjon.
1989-ben, a rendező a Space Telescope Science Institute , a központ felelős a műveletek a Hubble Space Telescope , kezdeményezett reflexió a távcső amely átveszi tőle mintegy 2005 következtetéseket a műhely, szervezett támogatásával NASA javasolja, hogy az űrügynökség tanulmányozzon egy nyolc méter átmérőjű teleszkópot, amely passzív hűtőrendszerrel figyeli a közeli infravörös tartományban. A Hubble röviddel az indítása (1990) után tapasztalt problémák átmenetileg véget vetettek ennek a „ Next Generation Space Telescope ” (NGST) névre keresztelt távcsőprojektnek. 1993-ban a NASA és a csillagászati közösség létrehozott egy bizottságot, amely meghatározta a csillagászok jövőbeli szükségleteit: javasolták Hubble élettartamának meghosszabbítását 2010-ig, valamint egy űrteleszkóp megvalósíthatóságának tanulmányozását egy négy méteres tükörrel, amely megfelel a célnak. a galaxisok, a csillagok, a bolygók és az élet kialakulásának tanulmányozása, különös tekintettel az Univerzum kezdeteire. Ezekre a specifikációkra adott válasz 1994-ben egy négy méteres Hi-Z nevű távcső kifejlesztése, amely 1 × 3 csillagászati egység pályáján kering .
Daniel Goldin , a NASA 1995-ös adminisztrátora és a Gyorsabb, Jobb, Olcsóbb kezdeményezője arra ösztönzi a csillagászati közösségeket, hogy merészen válasszon és tartson végig egy nyolc méteres tükröt a költségek csökkentésére szolgáló technológiák azonosításával. A csillagászok ezt az irányt veszik fel, amely tudományosan szükségesnek tűnik a galaxisok egy-öt vagy annál nagyobb vöröseltolódással történő tanulmányozásához, új projekteket javasolnak, egy nyolcméteres tükör elve alapján, és a Lagrange-pont körüli pályára állítják , terelő nélküli optika, passzívan hűtött többrétegű napellenző. A megvalósíthatósági tanulmány végzett 1996-ban négy vállalat, arra a következtetésre jutott, hogy lehetséges, hogy ilyen távcső, amelynek költsége US $ 500- millió , feltéve, hogy a szerelvény, amely a következő eszközöket, fejlesztette ki ugyanaz a cég. Ez az utolsó feltételezés ezután alkalmazhatatlannak bizonyul, különösen az eszközök esetében. A később elvégzett részletesebb szimulációk lehetővé teszik a szükséges tudományos műszerek meghatározását. Most tervezik a galaxisok megfigyelését 15-ös vöröseltolódással, amely megköveteli, hogy megfigyelhessük az infravörös közepén. Ezek a szimulációk rávilágítanak a spektroszkópia szükségességére , mert a Földön található műszerek nem tudják alátámasztani a megfigyelés ezen aspektusát (ahogyan ez a Hubble esetében történik ) a vörösben bekövetkező nagy eltolódás miatt, ami a fénysugárzás légköri abszorpcióját okozza .
1997 és 2000 között a csillagászati közösség által létrehozott munkacsoport , a Tudományos Munkacsoport , meghatározza azokat a fő tudományos célokat, amelyeket a leendő távcsőnek képesnek kell lennie, és levezeti azokat az eszközöket, amelyeknek lehetővé kell tenniük ezek elérését. Az NGST távcsőnek tartalmaznia kell egy széles mezőjű, közel infravörös kamerát, egy több objektumot tartalmazó, közel infravörös spektrográfot és egy közepes infravörös spektrumképet. Ebben az időben megalapozták a NASA együttműködését a kanadai űrügynökséggel és az Európai Űrügynökséggel. Az első műszaki tanulmányokat kis tömegű tükrök, a hullámfront érzékelő és vezérlő rendszer, detektorok és működtetők fejlesztésére végzik . 2000 végén egy részletes elemzés kimutatta, hogy a távcső költségei több száz millió dollárral haladták meg a tervezett költségvetést. Az indítás 2008 előtt nem lehetséges, tekintettel a tükör fejlesztési ciklusának hosszára. A költségek csökkentése érdekében az elsődleges tükör átmérőjét 2001-ben hat méterre csökkentették.
A távcső két fő gyártója - a TRW / Ball Aerospace és a Lockheed-Martin - kerül kiválasztásra, míg a Sugárhajtómű Laboratóriumot a MIRI (Mid-Infrared Instrument ) fejlesztésére választják ki . Ban ben2002. június, a NIRCam (en) ( Near-InfraRed Camera ) fejlesztését az Arizonai Egyetem egyik csapatára bízzák . A távcsövet átnevezik2002. szeptemberJames Webb űrtávcső (JWST), ennek az adminisztrátornak a tiszteletére, a NASA élén az Apollo program idején. Az ESA által finanszírozott Ariane 5 hordozórakétát2003-ban választották ki a távcső orbitális pályára állítására azeredetileg tervezett, de kisebb kapacitású Atlas V rakéta helyett. Ugyanakkor a tükör felülete 29,4-ről 25 m 2 -re csökken, míg az elsődleges tükör elemeinek száma 36-ról 18-ra csökken. A NASA ennek a 6,5 méter átmérőjű elsődleges tükörnek az előállításáhoza berilliumot választja ki. A távcső 2004-ben lép a részletes specifikációk szakaszába ( B fázis ), amely 4 évig fog tartani. A teleszkóp költségeit a részletes specifikációk eredményének tükrében vizsgálják felül.
A JWST négy fő tudományos célkitűzése a következő:
Mindezek a célok hatékonyabban érhetők el a látható fény helyett az infravörös sugárzás tanulmányozásával . A vöröseltolódás , a por jelenléte és a vizsgált tárgyak többségének nagyon alacsony hőmérséklete megköveteli, hogy a teleszkóp 0,6 és 28 mikron közötti hullámhosszon végezzen megfigyeléseket az infravörös tartományban. Annak érdekében, hogy ezeket a méréseket ne zavarja a távcső és műszereinek infravörös sugárzása, az egységet 55 K ( 40 K körüli , azaz -233,15 ° C ) alatti hőmérséklet-tartományban kell tartani .
Erre a célra a távcsőnek van egy nagy fémezett hővédője, amely visszatükrözi a Nap, a Föld és a Hold infravörös sugarait. A JWST fogják elhelyezni a Lagrange L 2 pont a Nap - Föld-rendszer , amely lehetővé teszi, hogy a távcső, hogy folyamatosan a Föld árnyéka és rendszeresen kell közötti hőpajzs a szenzorok és a három csillag.
A galaxisok megmutatják, hogy az univerzum anyagának miként szerveződik nagy léptékben. Tippeket adnak az univerzum természetére és történetére. A tudósok megpróbálják meghatározni, hogy ez az anyag hogyan szerveződött és hogyan változott az Nagy Bumm óta azáltal, hogy tanulmányozzák az anyag eloszlását és viselkedését a részecske különböző skáláin, a szubatomi szinttől a galaktikus struktúrákig. Ebben az összefüggésben a JWST távcsőnek a következő kérdésekre kell válaszolnia a galaxisokkal kapcsolatban:
A protoplanetáris rendszerek és a csillagok hatalmas tömegű gázzal és porral blokkolják a látható fényt. Az infravörös spektrumban megfigyelhető a csillagok és a bolygók kialakulása ezeken a halmazokon belül. A JWST-nek lehetővé kell tennie ezeknek a sugárzásban úszó régióknak páratlan finomsággal történő megfigyelését.
A JWST távcső átveszi az irányítást a Hubble Űrtávcsőtől , amely életének végére ér, amikor elindítják. A látható fényspektrumnak csak egy részét fedi le , amelyet elődje megfigyelhetett, de inkább infravörösben .
Miután bomlása az a infravörös spektrumát egy exoplanet a tranzit a előtt a csillag, annak abszorpciós vonalak lehetővé teszi számunkra, hogy következtetni a molekuláris összetételét légkörben . Ez az egyik lehetséges elem az élet lehetséges jelenlétének felmérésében .
Funkció | JWST | Hubble | Herschel |
---|---|---|---|
Hullámhosszak | 0,6–28 µm Közeli és közepes infravörös |
0,1–2,5 µm Látható és közeli infravörös |
60–500 µm közép- és távoli infravörös |
Méretek | 22 × 12 m | Hossz: 13,2 m Átmérő: 4,2 m |
Hossz: 7,5 m Átmérő: 3,3 m |
Tömeg | 6,2 t . | 11 t . | 3,3 t . |
Pálya | Lagrange L 2 pont | Alacsony pálya | Lagrange L 2 pont |
A JWST űrmegfigyelő központ fejlesztése különösen ambiciózus és összetett, mivel számos műszaki újítást vezet be a megcélzott teljesítmény elérése érdekében. Ehhez teleszkópra van szükség, amely nagyon nagy nyílással rendelkezik (6,5 m ), a kriogén folyadék nélkül kapott detektorok nagyon alacsony hőmérsékletével, hogy ne korlátozza a küldetés időtartamát és a kóbor fénytől mentes megfigyelési körülményeket. Ennek elérése érdekében az űrmegfigyelő központot egy hatalmas hőpajzs védi a Nap és a Föld felől érkező fénytől, amely passzívan fenntartja a detektorok hőmérsékletét 37 Kelvin értéken , ami lehetővé teszi a közeli és közepes infravörös tartományban nagyon jó teljesítmény elérését. A megfigyeléseket 0,6–28 mikronos spektrális sávban végezzük. A távcső érzékenységét csak az állatöv fénye korlátozza , és a megfigyelés módjától és a hullámhossztól függően 10–100 000- szeres mértékben meghaladja a legnagyobb földi megfigyelőállomások érzékenységét . Az obszervatóriumot úgy tervezték, hogy legalább öt évig működjön, és tíz évig hordoz fogyóeszközöket (hajtóanyagokat). Teljes tömege 6,5 tonna. A fő újdonságok a pályán elhelyezett, majd pontosan beállított fő tükör, a hővédő pajzs kiépítése és a MEMS technológiát alkalmazó mikro-redőny rendszer bevezetése .
A James Webb távcső ötvözi a nagyon nagy rekeszt a képminőséggel, amelyet alacsony diffrakció és érzékenység jellemez széles infravörös spektrumon. Egyetlen földi vagy űrmegfigyelő központnak sincsenek jellemzői. A Hubble űrtávcső nyílása sokkal kisebb, és csak 2,5 µm- ig képes megfigyelni az infravörös tartományban, szemben a JWST 28 µm- jével . A Spitzer , a NASA 2003-ban piacra dobott nagyméretű infravörös űrtávcsőjének nyílása sokkal kisebb (83 cm ), sokkal kevésbé érzékeny és sokkal kisebb a szögfelbontása. A spektroszkópia során a James Webb távcső a több objektumú és a teljes mező módjának köszönhetően olyan kapacitásokkal rendelkezik, amelyek hiányoznak Hubble-ben és Spitzerben. Ennek jellemzői lehetővé teszik, hogy tartsa be az összes galaxis, amelynek vöröseltolódás van 6 és 10 közötti , és érzékeli a fényt az első galaxisok után megjelent a Big Bang , akinek vöröseltolódás 15 . A Webb-et úgy tervezték, hogy kiegészítse a jövőbeni nagy földi megfigyelőállomásokkal, például a harminc méteres teleszkóppal legfeljebb 2,5 µm hullámhosszon . Fenntartja felsőbbrendűségét ezen a hullámhosszon túl, mert a földi megfigyelőközpontokat a légkörből származó hőemisszió akadályozza.
A távcső legösszetettebb, hosszú fejlesztési fázist igénylő részeinek, nevezetesen a műszereknek és az elsődleges tükör 18 szegmensének a megvalósítása 2004. március. Ban ben2006. augusztusA NIRCam műszer ( Near-InfraRed Camera ) és a MIRI (Mid-Infrared Instrument) (be) átmennek a kritikus tervezési felülvizsgálaton, amely lehetővé teszi a repülési modellek megvalósításának megkezdését. Nak,-nek2007. január nál nél 2008. december, a NASA-n belüli és külső megbízások, felülvizsgálják a projekt tervét és tervezését, és jóváhagyják a C. (részletes meghatározás) és a D. (építés) szakaszra való áttérést . Ban ben2008. július, az ISIM ( Integrated Science Instrument Module (en) ) szerkezet építője , amelyben a műszerek vannak elhelyezve, tesztek sorozatára eljuttatja a Goddard Űrközpontba. Ezeknek lehetővé kell tenniük annak ellenőrzését, hogy a szerkezet képes-e ellenállni az űr indításának, majd a hőhatásának, miközben a műszerek az optikai részhez képest pontos helyzetben vannak. Ban ben2010. március, a JWST átengedi a kritikus tervvizsgálatot, amelynek célja annak biztosítása, hogy az űrtávcső teljesítse a specifikációkban meghatározott összes tudományos és műszaki célt. Ban ben2011. november, az elsődleges tükrök gyártása befejeződött. Ezeket a polírozás után vékony aranyréteg borította, és sikeresen átestek egy kriogén teszten, amelynek célja az űrhidegség hatásának kitett viselkedésük biztosítása. A Goddard Űrközpont fogad2012. januáraz első két tudományos műszer - az infravörös eszközökben működő MIRI spektrométer , amelyet az Európai Űrügynökség és a NIRISS spektrofotó képző ( Near Infrared Imager and Spectrograph Slitless (in) , a Kanadai Űrügynökség), valamint az FGS ( Fine Guidance System (en) ), ugyanazon ügynökség szállította. Ball szállítja az elsődleges tükör első három szegmensét a Goddard Központba, míg Northrop Grumman és partnere, az ATK befejezi a szerkezet központi részének gyártását. elsődleges tükör.februáraz elsődleges tükör tartó két mozgatható részének építése befejeződött, míg az utolsó két tudományos műszert, a NIRCam kamerát és a NIRSpec spektrográfot (in) ( Near InfraRed Spectrograph ) az Arizonai Egyetem és az Európai Tér szállítja Ügynökség. Az összes támogató felszerelést magában foglaló platform építése 2014-ben fejeződött be. A Grumman elkészítette a hővédő pajzs 1-es méretarányú műszaki modelljét , hogy tesztelje annak összecsukását és kiépítését. Ugyanebben az évben az ISIM modul , amelyben a négy tudományos műszert összeállították, sikeresen átesik egy sor termikus teszten, amelyek lehetővé teszik a kapcsolódó elektronika teljesítményének és viselkedésének ellenőrzését. Ban ben2015. október, a távcső optikai része (az OTE az optikai teleszkóp elemhez (en) ) össze van szerelve, amely az elsődleges tükör 18 szegmensét, a tartószerkezetet és a másodlagos tükröt tartalmazza. Ban ben2016. március, az optikai rész és az ISIM a tudományos műszerekkel viszont össze vannak szerelve.
2017 elején az optikai részből és az ISIM-hez rögzített műszerekből összeállított egységet hajóval szállították a houstoni (Texas) Johnson Űrközpontba . Itt az A kamra üres kamrájában végeznek optikai vizsgálatokat . Ezután a hővédő pajzsot, az emelvényt, az ISIM-et és az optikát 2018-ban összeszerelik a Northrop Grummannál, majd előkészítik a Kourou bázisra történő szállításra. Átvételkor korlátozott vizsgálatokat végeznek, majd utántöltést hajtanak végre. Az űrtávcsövet összehajtott helyzetben helyezzük el a burkolata alatt , amely a pályára indításhoz kiválasztott Ariane 5 ECA hordozórakéta tetejéhez van rögzítve . Az indítást többször elhalasztják (lásd alább).
Becsülje meg az évet |
Tervezett indítás |
becsült költségvetés |
---|---|---|
1997 | 2007 | 0,5 milliárd USD |
1998 | 2007 | 1 |
1999 | 2007 és 2008 között | 1 |
2000 | 2009 | 1.8 |
2002 | 2010 | 2.5 |
2003 | 2011 | 2.5 |
2005 | 2013 | 3 |
2006 | 2014 | 4.5 |
2008 | 2014 | 5.1 |
2010 | 2015 és 2016 között | 6.5 |
2011 | 2018 | 8.7 |
2013 | 2018 | 8.8 |
2018 | 2021. március 30 | 9.66 |
2020 | 2021. október 31 |
2005-ben a projekt teljes költségét 4,5 milliárd dollárra becsülték, amelyből 3,3 milliárd dollár a tervezésre, az építésre, az indításra és az üzembe helyezésre fordult, és körülbelül 1 milliárd a működési szakaszra, becslések szerint 10 milliárd dollár évre. Az Európai Űrügynökség (ESA) 300 millió euróval járul hozzá. Ez a költségvetés a következőket tartalmazza:
A 2005-ben 3 milliárd dollárra becsült (részben a NASA által finanszírozott ) távcső költségeit a következő években rendszeresen átértékelik. 2009-ben a projekt költségeit ismét felfelé módosították. Körülbelül 3,5 milliárd eurót (4,92 milliárd dollárt) határoznak meg. A tudományos program egyes szereplői számára költségei túlságosan megnőttek, megterhelve az űrügynökségek költségvetését, beleértve a NASA többi tudományos küldetésének költségeit is . 2011 nyarán az Amerikai Kongresszus néhány képviselője a projekt törlését tervezi a költségek végleges újraértékelését követően, amely jelenleg 8,8 milliárd dollárra becsülhető az operatív irányítással együtt, de nem számítva. Az Európai Űrügynökség részvétele (650 millió USD). Végül a projekt elkerüli a törlést, de a NASA- t arra kötelezik, hogy havonta értékelje a projekt előrehaladását és annak költségeit.
2018-ban a költségeket 9,66 milliárd dollárra becsülik, és az indítást elhalasztották 2020 május, majd a 2021. március 30.
A 2020. június 10, Thomas Zurbuchen , a NASA tudományos programjainak igazgatója bejelenti, hogy 2007 - ben elindul2021. márciusmár nem lehetséges. Elmondása szerint, amikor a menetrend már nagyon szoros volt, a Covid-19 járvány teljesen felborította a csapatok munkájának ütemét. A2020. július 16, bejelentik, hogy az indítás dátumát visszavezették 2021. október 31.
James Webb tér obszervatórium kell űrbe az ősszel 2021 egy Ariane 5 ECA rakéta kirúgták a Kourou űrközpontból a Francia Guyana . Ezután megkezdi útját céljától , a Lagrange L 2 ponttól , 1,5 millió kilométerre a Földtől. A körülbelül egy hónapig tartó tranzit során a távcsövet fokozatosan telepítik. Az energiát szolgáltató napelemek az első órákban működnek, de a többi telepítési művelet csak az indítás után 2,5 nappal kezdődik, és több napig tart. Odaérve az űrmegfigyelő központ beilleszkedik a Lagrange-pont körüli pályára. Ennek a pályának a síkja merőleges a Föld-Nap tengelyre és az ekliptika síkjára, és elmozdítja azt 800 000 km- re a Lagrange-ponttól. A JWST körülbelül hat hónap alatt bejárja ezt a pályát, körülbelül 21 naponta végez korrekciókat. A JWST hőmérséklete fokozatosan csökken, és két hónappal az indítása után elég alacsony ahhoz, hogy az infravörös fotodetektorok működhessenek. 33 nappal az indítás után aktiválódik az FGS finomvezetési rendszere, valamint a NIRCam és a NIRSpec műszerek . Az operátorok gondoskodnak arról, hogy a kép elérje a NIRCam kamerát . A második és a harmadik hónap során az elsődleges és a másodlagos tükrök úgy vannak beállítva, hogy az űrtávcső fókuszsíkján képződő kép elérje a kívánt teljesítményt. Megkezdődik a műszerek tesztelésének és kalibrálásának időszaka, amely hat hónappal az indítás után ér véget. A távcső ekkor kezdheti meg tudományos küldetését.
A tudományos célok elérése érdekében a JWST- t úgy tervezték, hogy legalább 5,5 évig működjön. Az olyan infravörös obszervatóriumokkal ellentétben, mint Herschel, ezt az élettartamot nem korlátozza a rendelkezésre álló kriogén folyadék mennyisége, mert detektorait, amelyeket nem kell alacsony hőmérsékletre hűteni, mechanikusan ( MIRI ) vagy passzívan hűtik . Az egyetlen korlátozó tényező az elektronikus vagy mechanikus alkatrészek kopása, és különösen a hajtóanyagok mennyisége, amelyek a távcsövet a pályáján tartják, mivel az nem teljesen stabil. A JWST annyi hajtóanyagot hordoz, hogy legalább 10 évig a pályán maradhasson. A legtöbb űrtávcsőhöz hasonlóan, de a Hubble űrtávcsővel ellentétben (az amerikai űrsikló visszavonulásáig ), a JWST sem javítható, sem műszerei nem cserélhetők ki, mert távolodása megakadályozza az emberi beavatkozást.
Az Űrtávcső Tudományos Intézet küldetése a távcső pályán történő működésének irányítása, a megfigyelések kiválasztása és ütemezése, adatok gyűjtése, terjesztése és archiválása. Ami a NASA többi nagy űrmegfigyelő központját illeti, a műszer élettartama alatt a megfigyelési idő 10% -át olyan csillagászoknak szánják, akik részt vettek a műszerek megvalósításában ( garantált időmegfigyelő vagy GTO), vagyis 4020 órát 3 első megfigyelési cikluson át 30 hónap. Ugyanebben az időszakban a megfigyelési idő 10% -a az STScI ( igazgatói diszkrecionális idő vagy DD) belátása szerint marad, míg az idő 80% -át világszerte csillagászoknak szánják ( Guest Observer vagy GO). Az utóbbiak a távcső használata érdekében megfigyelési javaslataikat benyújtják a JWST tanácsadó bizottságnak nevezett bizottsághoz , amely csillagászokból és a JWST fejlesztésében részt vevő űrügynökségek képviselőiből áll . A bizottság kiválasztja a legérdekesebb javaslatokat, figyelembe véve a misszió általános céljait. Az első éves ciklus megfigyeléseinek a korai kiadás tudományos programjának célkitűzéseinek kell megfelelniük a lehető legnagyobb tudományos megtérülés elérése és az eszközök kapacitásának pontos mérése érdekében. Az idő aránya juttatott a GTO nagyobb lesz az első ciklus (25 és 49%).
Annak érdekében, hogy a detektorok és az optikai egység hőmérséklete az értékén maradjon, a JWST orientációjának olyannak kell lennie, hogy a hőpajzs teljes mértékben elkapja a Nap és a Föld sugárzását. Céljának módosítása érdekében a távcső 360 ° -kal el tud forogni az elsődleges tükröt tartó tengely körül, anélkül, hogy a napsugárzás előfordulása módosulna. Másrészt, tekintettel a hőpajzs méretére és alakjára, a közte és a Nap iránya közötti szögnek -5 ° és 40 ° között kell lennie (lásd az alábbi ábrát). E korlátozás miatt az adott időben megfigyelhető terület az égi boltozat mintegy 40% -át képviseli (Hubble 80%). A JWST Nap körüli pályája lehetővé teszi, hogy egy év alatt legalább 100 napig megfigyelje a teljes égboltozatot. Az állatövi régióban, 85 és 90 ° között , a megfigyelés folyamatos lehet.
A megfigyelési mező határai. A zodiákus régió (a diagramon A) egész évben megfigyelhető.
Megfigyelési napok száma az ekliptika feletti magasság függvényében. Ha a megfigyelt objektum ekliptikus szélessége kevesebb, mint 45 ° , akkor több megfigyelési periódus oszlik el az év folyamán folytonosság nélkül.
A James Webb űrtávcső felbontási teljesítménye 0,1 ívmásodperc 2 mikron hullámhosszon. Ez a képesség lehetővé teszi az 550 km távolságra helyezett futballlabda megkülönböztetését . Nagyjából megegyezik a Hubble űrtávcsőével, bár sokkal kisebb átmérőjű (2,75-szer kisebb) tükröt tartalmaz. De ez rövidebb hullámhosszakon (kb. 0,7 mikron) teszi meg a megfigyeléseit. Ugyanazon tükörméret esetén azonban a felbontóképesség annál nagyobb, mivel a hullámhossz rövid.
Teljesítmény mód és eszköz szerintDivat | Hangszer | Hosszak hullámoznak |
Térbeli felbontás |
Spektrális felbontás (λ / Δλ) |
Terület | jegyzet | |
---|---|---|---|---|---|---|---|
Kép | Kép | NIRCam | 0,6–2,3 µm | 0,032 | - | 2,2 "× 2,2" | |
NIRCam | 2,4–5 µm | 0,065 | - | 2,2 "× 2,2" | |||
NIRISS | 0,9–5 µm | 0,065 | - | 2,2 "× 2,2" | |||
MIRI | 5–28 µm | 0.11 | - | 1,23 ′ × 1,88 ′ | |||
Rekesz maszk interferometria | NIRISS | 3,8–4,8 µm | 0,065 | - | 5,1 "× 5,1" | ||
Koronográfia | NIRCam | 0,6–2,3 µm | 0,032 | - | 20 ″ × 20 ″ | ||
NIRCam | 2,4–5 µm | 0,065 | - | 20 ″ × 20 ″ | |||
MIRI | 10,65 um | 0.11 | - | 24 ″ × 24 ″ | |||
MIRI | 11,4 um | 0.11 | - | 24 ″ × 24 ″ | |||
MIRI | 15,5 um | 0.11 | - | 24 ″ × 24 ″ | |||
MIRI | 23 µm | 0.11 | - | 30 ″ × 30 ″ | |||
Spektrális elemzés | Rés nélküli spektroszkópia | NIRISS | 1-2,5 µm | 150 | 2,2 "× 2,2" | ||
NIRISS | 0,6–2,5 µm | - | 700 | speciális mód | |||
NIRCam | 2,4–5 µm | - | 2000 | 2,2 "× 2,2" | |||
Több objektum spektroszkópia | NIRSpec | 0,6–5 µm | - | 100, 1000, 2700 | 3,4 "× 3,4" 0,2 × 0,5 " |
||
Rés spektroszkópia | NIRSpec | 0,6–5 µm | 100, 1000, 2700 | 0,4 "× 3,8" 0,2 "× 3,3" 1,6 "× 1,6" |
|||
MIRI | 5–14 µm | - | 2000 | 0,6 "× 5,5" | |||
Integrált mező spektroszkópia | NIRSpec | 0,6–5 µm | 100, 1000, 2700 | 3,0 ″ × 3,0 ″ | |||
MIRI | 5–7,7 µm | - | 3500 | 3,0 ″ × 3,9 ″ | |||
MIRI | 7,7–11,9 µm | - | 2800 | 3,5 "× 4,4" | |||
MIRI | 11,9–18,3 µm | - | 2700 | 5,2 ″ × 6,2 ″ | |||
MIRI | 18,3–28,8 µm | - | 2200 | 6,7 ″ × 7,7 ″ |
A távcső négy részegységből áll:
A James Webb Obszervatórium platformja összehozza azokat a berendezéseket, amelyek az űrtávcső működésének támogatására szolgálnak. A napellenző megvilágított oldalához van rögzítve az űrhajó tömegközéppontja közelében. Oldallapja 3,5 × 3,5 méter oldalirányú és körülbelül 1,5 méter magas. Középső részét műanyag kúpos szerkezet foglalja el, amelynek tövénél 2,5 méter átmérőjű szénszálerősítés van, amely a rakétához van rögzítve, és megtartja a napellenző és az optikai rész súlyát. Ennek a kúpnak az alján található az űrtávcső fő meghajtórendszere. Az elektromos energiát szolgáltató napelemek egy rögzített 5,9 méter hosszú szárnyat képeznek, amely a peronra rögzítve 20 ° -os rögzített szöget képez a napellenző síkjához képest. A teleszkóp irányát megváltoztatják, és a célzást 0,01 µrad pontossággal tartják fenn hat reakciókerékkel (amelyek közül kettő tartalék), amelyek telített állapotban kis rakétamotorok ürítik ki . Ezek a peronon elhelyezett tartályokból merítik hajtóanyagukat . A kommunikációt nagy erõsítésû parabolikus antenna biztosítja, és abban az esetben, ha túlélési módba kapcsol át két körsugárzó antenna. A platform tartalmazza a fedélzeti számítógépet is, amely fogadja és értelmezi az elvégzendő műveleteket, újból sugározza azokat, összegyűjti és tárolja a tudományos adatokat, mielőtt továbbítja azokat a Földre.
A 22 méter hosszú és 12 méter széles hőpajzs az árnyékban tartja a távcsövet, így tudományos eszközei az infravörös sugárzás megfigyeléséhez szükséges rendkívül alacsony hőmérsékleten maradnak. A hőpajzs egy nagy, hosszúkás, hatszögletű felületből áll, amely akkora, mint egy teniszpálya, hat réteg fémezett polimerből. Gerendák és kábelek egy sora lehetővé teszi a telepítést, ha a távcső pályára áll. Az űr obszervatóriumot két részre osztja: egy forró részre, amely a Nap, a Föld és a Hold sugárzásának van kitéve. Ezen az oldalon található az elektronikát tartalmazó platform is, amely maga is infravörös forrás. A hőpajzs másik oldalán elhelyezkedő hideg rész ( 300 K-val hűvösebb, mint a meleg oldalon) magában foglalja a távcsövet és a tudományos műszereket. A pajzs segít csökkenteni az elsődleges tükröt torzító hőváltozásokat is.
Az optikai rész az anastigmatic rendszer három tükrök egy fókusztávolságú a 131,40 m egy rekesz f / 20.
Elsődleges tükörAz elsődleges tükör szegmentált típusú, átmérője körülbelül 6,5 m (a projekt kezdetén várhatóan 8 m volt ), tömege 705 kg . A tükör alig haladja meg a Hubble teleszkóp átmérőjének háromszorosát (2,4 m ), összegyűjtési területe pedig 25 m 2 . Az elsődleges tükör túl nagy ahhoz, hogy ne illeszkedjen a hordozórakéta burkolata alá, ezért 18 hatszögletű, 1,3 méter széles elemre van felosztva, amelyek lehetővé teszik három részre hajtását az indításhoz, majd az egyszeri térben való elhelyezést. Az elsődleges tükör szegmensei merev, szén- kompozit anyagból készült szerkezethez vannak rögzítve . Minden szegmens viszonylag merev berilliumból készül . Úgy van kialakítva, hogy ideális esetben 40 K hőmérsékleten legyen egyszer az űrben. Az egyes szegmensekhez rögzített hat működtető lehetővé teszi a helyzetének beállítását, a hetedik pedig a görbületi sugár módosítását.
A berilliumot azért választották, mert tartós fém, könnyű, és amelynek hőtágulási együtthatója rendkívül alacsony az űrben tapasztalt hőmérsékleteken ( 30 és 80 K között ). A Spitzer és az IRAS infravörös űrtávcsövek sikeresen alkalmazták . A berillium réteg 1 mm vastag , ami lehetővé teszi, hogy korlátozza a teljes tömege az elsődleges tükör 625 kg ellen 1 t a Hubble tükör .
A felület a elsődleges tükör, mint a többi JWST tükrök, borított vékony réteg arany (vastagsága 100 nm , vagy 48,25 g a teljes tükröt). Az aranynak az a tulajdonsága, hogy optimálisan visszaverje az elektromágneses spektrum azon részét, amelyet a JWST műszerei megfigyelnek : a látható spektrum vörös és a szemünk számára láthatatlan infravörös. Másrészt nagyon rosszul tükrözi a látható spektrum kékjét. A nagyon törékeny aranyréteget viszont vékony üvegréteg borítja. Az arany adja a színét a tükrök felületének.
Az elsődleges tükörterület, amely hatszor nagyobb, mint a Hubble, lehetővé teszi, hogy a távcső elődjénél kilencszer gyorsabban gyűjtsön képet. A távcső felbontási teljesítménye az infravörös tartományban eléri a 0,1 ívmásodpercet (0,6 ′ 27 mikron hullámhosszon). Hubble-től eltérően nem tudja megfigyelni az ultraibolya és a látható fényspektrumát.
Másodlagos tükörA 0,74 méter átmérőjű másodlagos tükör az elsődleges tükör fényét koncentrálja, és visszaküldi a harmadlagos tükörbe. Az elsődleges tükör felett állvány alakú szerkezet függeszti fel. A berillium tükör iránya hat szabadságfokú működtetővel állítható be .
Az optikai rész egyéb elemeiAz optikai rész további elemei közé tartozik a rögzített harmadlagos tükör, a finom irányú tükör, amely lehetővé teszi a fénysugár pontos beállítását, valamint az elsődleges tükröt tartó szerkezet.
Az elsődleges tükör egyik elemének vizsgálata.
A másodlagos tükör felszerelése.
A másodlagos tükröt szén-dioxid-hóval tisztítják.
A távcső három fő műszerrel és egy másodlagos műszerrel van felszerelve, amelyek az elsődleges tükörtartó hátuljához rögzített szerkezetben vannak összeállítva és az ISIM-et ( Integrated Science Instrument Module ) alkotják . Az ISIM magában foglalja a műszerektől egy bizonyos távolságra radiátorokat is, amelyek az alacsony hőmérséklet fenntartása érdekében kiürítik a műszerek hőjét, a műszerek vezérlését lehetővé tevő elektronikus berendezéseket, az ISIM-hez , az ICDH-hoz ( ISIM) specifikus vezérlő rendszert és adatkezelést. Command and Data Handling ), valamint a MIRI készülék hőmérsékletének csökkentésére használt mechanikus kriogén hűtő .
A NIRCam ( Near-InfraRed Camera , franciául infravörös kamera közelében) egy széles mezőjű kamera , amely 0,6 és 5 µm közötti közeli infravörös tartományban működik . A fényképezőgépnek két gyakorlatilag azonos részegysége van, amelyek az ég szomszédos, 44 ívmásodpercekkel elválasztott részeit takarják. Ezen modulok optikai tere 2,2 × 2,2 ívperc . A két műszer egyike 0,6 és 2,3 µm (rövidhullámú) hullámhosszakat fed le, a másik 2,4 és 5 mikron közötti hullámhosszakat fed le . A rövidhullámú műszer fénye négy, egyenként 2 040 × 2 040 pixeles detektorra (2 × 2) , míg a második műszer fénye egyetlen, 2 040 × 2 040 pixeles detektorra jut. A felbontás pixelenként 0,032 ívmásodperc az első detektorkészletnél és 0,065 ívmásodperc a másodiknál. A szűrők lehetővé teszik az adott hullámhosszak kiválasztását. A rövidhullámú készülék öt szűrővel rendelkezik, amelyek széles ( R ~ 4 ), négy közepes (R ~ 10) és három keskeny (R ~ 100) sávot választanak . A második hangszer három széles, nyolc közepes és négy keskeny szűrővel rendelkezik. A műszer koronográfiai üzemmóddal rendelkezik, hogy nagyon halvány tárgyakról képeket tudjon készíteni nagyon fényes források, például exobolygók vagy törmeléklemezek közelében. A műszer gyors képalkotást is végezhet kis területeken, valamint hasítatlan spektroszkópiát végezhet a 2,4–5 μm-es spektrális sávban R ~ 1700 felbontással. A NIRCam- ot az Arizonai Egyetem és a Lockheed Martin Advanced Technology Center csapata fejlesztette ki .
A kamera jellemzőinek lehetővé kell tenniük a következő célok teljesítését:
A NIRCam műszer optikai modulja megérkezik a Goddard Központba.
Közeli kép a NIRCam optikáról .
NIRCam gyújtóponti detektor .
A NIRSpec ( Near-InfraRed Sprectrometer , franciául "a közeli infravörös spektrométer") egy több objektumot tartalmazó spektrométer, amely a közeli infravörös tartományban működik, 0,6 és 5,3 µm között . Nagyon távoli galaxisok, nem túl fényes és sok kompakt forrás megfigyelésére optimalizálták.
Három megfigyelési mód áll rendelkezésre:
Az átfedő spektrumok által előidézhető zavar elkerülése érdekében a megfigyelhető spektrális sávot (0,6–5,3 µm ) három részsávra osztjuk, amelyeket szűrő választ ki, és amelyeket külön kell megfigyelni.
Műszaki szempontból a NIRSpec 14 tükröt, valamint nyolc szűrőből és hét cserélhető diszpergáló elemből áll. A fényáram áthalad egy első szűrőn, amely lehetővé teszi a megfigyelendő spektrumsáv kiválasztását (> 0,7 μm ,> 1 μm ,> 1,7 μm ,> 2,9 μm ), vagy a cél felé mutató műveleteket végezhet, vagy kalibrálást végezhet műveletek (tiszta vagy átlátszatlan szűrő). A réseken vagy az MSA mátrixon való áthaladás után a sugárzás diffrakciós optikán halad át, amelyet a hullámhossz és a spektrális felbontás szerint választanak meg, amelyet előnyben részesíteni kíván. A fókuszsík két 2048 × 2048 pixeles higany-kadmium-tellurid infravörös fotodetektort tartalmaz, amelyek 0,6–5 µm hullámhosszra érzékenyek, és amelyeket a Teledyne Imaging Sensors fejlesztett ki . Ezeket 17,8 másodperces ívszakasz választja el egymástól, ami rést eredményez a spektrumban (ez eloszlik a két detektoron). A NIRSpec műszer, amelynek legnagyobb mérete 1,9 méter, tömege 200 kg .
Az MSA- mátrix négy négyszögből álló rácsból áll, amelyek mindegyike fel van osztva 365 cellára a × tengelyen (a spektrális diszperzió iránya) és 171 sejtre az y irányban, azaz összesen 248 000 sejt (összesen 62 000 / kvadráns). Minden cellát, amelynek mérete 100 × 200 μm (néhány szőr vastagsága), mozgatható ajtóval zárják le. Két elektróda van rögzítve egyrészt a cellát lezáró ajtóhoz, másrészt a válaszfalhoz, amelyre az utóbbi lehajtható. Ha egy adott cella két elektródájával ellentétes irányú töltést alkalmazunk, annak nyitása elindul. A mobil mágneses kar lehetővé teszi az összes ajtó működését. Ezek a mikrorendszerek MEMS technológiát alkalmaznak . Az MSA egyik korlátja, hogy minden sorban csak egy csillag figyelhető meg a párhuzamosan a × tengellyel, mert spektruma a detektor teljes szélességét használja. A csillagot a cellában is középre kell helyezni. Egy adott zóna összes csillagának megfigyeléséhez ezért több megfigyelést kell végrehajtani, minden egyes alkalommal a teleszkóp irányának módosítása előtt.
A NIRSpec jellemzőinek lehetővé kell tenniük a következő célok teljesítését:
A NIRSpec- et az Európai Űrügynökség biztosítja, és fejlesztését a holland ESTEC felügyeli . A fő szállító a Airbus Defense and Space lehetőség a Ottobrunn , Németország . Az érzékelőket és a mikro-redőnyöket a NASA Goddard Űrrepülő Központja biztosítja .
Az MSA mikro redőny tömb . A: Aktív terület - B: Ablak az integrált mező spektroszkópiához - C: rögzített rések - D: A spektrális diszperzió iránya - E: Mozgatható mágneses kar - F: 365 (soros) elektróda (feszültség + V2) a függőleges falon rögzítve mágneses oldal - G: Torziós rúd (zsanér) - H: 171 (oszlopok) elektródák (-v1 feszültség) a detektor oldalán található redőnyökön rögzítve.
Az MSA mikrohullámú redőnyeinek kialakítása ( Micro Shutter Assembly ): A: A redőnyök fölött rögzített mágneses csíkok (az oszlopok irányában) - B: A zsanér és a torziós rúd - C: A válaszfal elektródája (a sorok) - D: Infravörös sugárzás iránya - E: A mágneses kar mozgásának iránya a redőnyök programozásához és kioldásához - F: A mágneses kar mozgásának iránya a redőnyök kinyitásához és reteszeléséhez M: Mozgatható mágneses kar.
A MIRI (angolul Mid InfraRed Instrument , "eszköz a közepes infravörös eszközhöz" ) egy kamerát és spektrométert (spektrofotó) tartalmazó műszer, amely az infravörös közegben 5 és 28 µm között működik . A műszernek lehetővé kell tennie különösen a fiatal exobolygók és azok atmoszférájának fényképezését és spektrumának elkészítését, az univerzum első galaxisainak azonosítását és jellemzését, valamint a fiatal csillagok és korongok forró porának és molekuláris gázainak elemzését . Négy megfigyelési mód lehetséges:
A MIRI eszközt az Európai Űrügynökség biztosítja . Tíz európai ország laboratóriumaiból álló konzorcium építi, a skóciai Edinburgh-i Obszervatórium koordinálásával . A MIRI két különálló részből áll: egyrészt a MIRIM nevű képalkotó / koronográfok / alacsony spektrumfelbontású kép, amelyet a franciaországi CNES égisze alatt fejlesztett és gyártott a CEA-Saclay Asztrofizikai Tanszék, a A LESIA (Párizsi Obszervatórium), az Űr-Asztrofizikai Intézet (IAS) és a Marseille-i Asztrofizikai Laboratórium (LAM); a másik oldalon pedig a Mut nevű Field Integral funkcionalitással (IFU) ellátott közepes felbontású spektrográf, amelyet a Rutherford Appleton Laboratory (RAL) épített a Science and Technology Facility Council (STFC) angol égisze alatt . A RAL biztosítja az összes műszer és teszt alkatrész integrációját.
A MIRI- nek három detektora van, egyenként egymillió pixel: egy a MIRIM-hez és kettő az MRS-hez . Ezek a detektorok kialakításukban megegyeznek.
A MIRI eszköz jellemzőinek lehetővé kell tenniük a következő célok elérését:
A detektorok három arzénnel adalékolt chipből állnak , amelyek mindegyike 1024 × 1024 pixelt tartalmaz. A műszer a megfigyelt hullámhosszon különösen érzékeny a termikus háttérre. Mechanikus krio-hűtővel 7 K- ra hűtjük . Valóban, hogy megfigyeléseket a termikus infravörös a JWST , MIRI kell ellátni egy további hűtési rendszer , amelyre a Jet Propulsion Laboratory (JPL) A NASA felelős. Ez hasonló módon működik, mint a hűtőszekrényekben és a légkondicionáló rendszerekben: a "meleg" részben hideg hőmérsékletre hozott folyadékot a hűtőbe való visszatérés előtt a hideg részbe fecskendezik, ahol abszorbeálja a hőt. Az egyik hőforrás az űrhajó maradékából származik, egy másik azonban a műszerek közelében elhelyezkedő elektronikájából származik. Az elektronika nagy része a sokkal forróbb űrhajó-buszban található, és nagy mennyiségű csőre van szükség az elektronika által a hideg oldalon termelt hő csökkentéséhez. Így kevesebb hőt kell elvezetni a "meleg" részből.
A NIRISS ( Near Infrared Imager and Slitless Spectrograph ) az FGS-hez ( Finomirányítási Rendszer (en) ) társított, de ettől független másodlagos eszköz . Spektrofotográfusról van szó, amely lehetővé teszi az 1–2,5 mikron sávban lévő R spektrumfelbontású R ~ 150 spektrumfelbontást, a 0,6–2,8 mikronos sáv egyetlen objektumának spektrumát R ~ 700 spektrális felbontású grizm segítségével. . Lehetővé teszi továbbá a spektrumok interferometriával történő elvégzését egy nem redundáns maszk (NRM) alkalmazásával a 3 és 4,8 mikron közötti spektrális sávban. A készülék lehetővé teszi képek széles spektrumú (1–5 mikron) és 2,2 × 2,2 ívperces optikai mezővel történő elkészítését is. A műszer két szűrőszettel rendelkezik a keskeny spektrális sávok kiválasztására. A sugárzás egy 2048 × 2048 képpontos higany-kadmium-telurid detektoron érkezik a fókuszsíkhoz . A műszert a Kanadai Űrügynökség biztosítja . A fő gyártó a Honeywell (korábban COM DEV).
Az FGS ( Fine Guidance System ) egy finom irányítási rendszer, amely három funkciót lát el:
Műszaki szinten az FGS egy első tükörből áll, amely a beeső sugárzást származtatja (POM felszedő tükör ), és egy három tükrös készletből ( három tükrös szerelvény ), amely ezt a sugárzást egy tükör felé kollimálja, amely egy a gyújtóponti sík. Ez egy 2048 × 2048 pixeles higany-kadmium-tellurid infravörös fotodetektort tartalmaz, amely 0,6–5 µm hullámhosszra érzékeny . Érzékenysége 58 µJy 1,25 µm hullámhosszon . A műszer redőny és optikai szűrő nélkül van. Az FGS- t a Kanadai Űrügynökség biztosítja . A fő gyártó a Honeywell (korábban COM DEV).
Az FGS és az optikai útvonal helye.
A FGS összeszerelhető.
: a cikk forrásaként használt dokumentum.
Referencia dokumentumok