Teleskop James Webb
Organizacja | NASA , ESA i ASC |
---|---|
Program | Początki |
Pole | Astronomia w podczerwieni |
Status | W rozwoju |
Uruchomić |
nie wcześniej niż w połowieListopad 2021 Gujańskie Centrum Kosmiczne |
Wyrzutnia | Arianna 5 |
Trwanie | 5,5 roku (główna misja) |
Teren | stsci.edu/jwst |
Msza podczas startu | ~ 6200 kg |
---|
Orbita | Heliocentryczny |
---|---|
Lokalizacja | Punkt Lagrange'a L 2 |
Rodzaj | Korsch |
---|---|
Średnica | 6,50 m² |
Powierzchnia | 25 m 2 |
Ogniskowy | 131,40 m² |
Długość fali | Pomarańczowy na podczerwieni środki (od 0,6 do 28 mikronów ) |
Kamera NIR | Kamera w bliskiej podczerwieni |
---|---|
NIRSpec | Szerokokątny spektrometr bliskiej podczerwieni |
MIRI | Spektrograf obrazowania w średniej podczerwieni |
NIRISS | Kamera w bliskiej podczerwieni |
Teleskop James Webb ( James Webb Space Telescope , lub JWST, dawniej Next Generation Space Telescope lub NGST) to teleskop przestrzeń stworzona przez NASA we współpracy z Europejską Agencją Kosmiczną (ESA) i Kanadyjskiej Agencji Kosmicznej (ASC). Jego uruchomienie planowane jest na połowęListopad 2021.
JWST wykonuje swe obserwacje pomarańczowy widma widzialnego do podczerwieni pomocą 0,6 do 28 mikrometrów . W zakresie obserwacji w podczerwieni przewyższa Kosmiczny Teleskop Hubble'a , ale nie pozwala, w przeciwieństwie do Kosmicznego Teleskopu Hubble'a , na obserwację widma światła w ultrafiolecie i świetle widzialnym (oba obserwowalne przez teleskopy naziemne ). Przy masie 6200 kilogramów ma zwierciadło główne o średnicy 6,5 metra (w porównaniu do 2,4 metra dla Hubble'a ): jego zdolność rozdzielcza w podczerwieni sięga 0,1 sekundy kątowej i może zebrać obraz dziewięć razy szybciej niż Hubble . Rozdzielczości z jego instrumentów muszą być stosowane, między innymi, aby obserwować pierwsze gwiazdy i galaktyki powstałe po Wielkim Wybuchu .
Projekt, przemianowany w 2002 roku na nazwisko drugiego administratora NASA Jamesa E. Webba , jest na końcu fazy projektowej z docelową datą pierwszego uruchomienia w 2019 roku. Teleskop ma zostać wystrzelony przez rakietę Ariane 5 z Kourou i zostanie umieszczony na orbicie wokół punktu Lagrange'a L 2 układu Słońce-Ziemia, 1,5 miliona kilometrów od Ziemi po stronie przeciwnej do Słońca. Aby utrzymać tę pozycję, obserwatorium ma dokonywać okresowych korekt za pomocą małych ciągów. Przewidziane w tym celu rezerwy paliwowe powinny umożliwić jej funkcjonowanie na miejscu przez około dziesięć lat.
W 1989 roku dyrektor Space Telescope Science Institute , ośrodka odpowiedzialnego za działanie Kosmicznego Teleskopu Hubble'a , zainicjował refleksję na temat teleskopu, który powinien go przejąć około 2005 roku. Wnioski z warsztatów, zorganizowanych przy wsparciu NASA proponują, aby agencja kosmiczna zbadała teleskop o średnicy ośmiu metrów obserwujący w bliskiej podczerwieni z pasywnym systemem chłodzenia. Problemy napotkane przez Hubble'a wkrótce po jego wystrzeleniu (1990) tymczasowo położyły kres badaniom nad projektem teleskopu, nazwanym „ Kosmicznym Teleskopem Nowej Generacji ” (NGST). W 1993 r. NASA i społeczność astronomiczna utworzyły komisję w celu określenia przyszłych potrzeb astronomów: zaproponowali przedłużenie życia Hubble'a do 2010 r. i zbadanie wykonalności teleskopu kosmicznego z czterometrowym lustrem spełniającym cel badanie procesu powstawania galaktyk, gwiazd, planet i życia, ze szczególnym uwzględnieniem początków Wszechświata. Odpowiedzią na te specyfikacje jest opracowanie w 1994 roku czterometrowego teleskopu o nazwie Hi-Z, krążącego po orbicie 1 × 3 jednostek astronomicznych .
Daniel Goldin , administrator NASA z 1995 roku i inicjator projektu Faster, Better, Cheaper , zachęca społeczność astronomiczną do podejmowania śmiałych wyborów i trzymania się ośmiometrowego lustra przez cały czas poprzez identyfikowanie technologii obniżających koszty. Astronomowie przyjmują tę orientację, która wydaje się naukowo niezbędna do badania galaktyk z przesunięciem ku czerwieni od jednego do pięciu lub nawet więcej, proponują nowe projekty oparte na zasadzie rozkładanego ośmiometrowego lustra i umieszczonego na orbicie wokół punktu Lagrange'a , z bezprzegrodowa optyka, pasywnie chłodzona przez wielowarstwową osłonę przeciwsłoneczną. Studium wykonalności , przeprowadzone w 1996 roku przez cztery firmy, stwierdził, że możliwe jest wytworzenie takiego teleskopu kosztem US $ 500 mln , pod warunkiem, że zespół, w tym instrumentów, został opracowany przez tę samą firmę. To ostatnie założenie okaże się później nieaktualne, w szczególności w odniesieniu do instrumentów. Przeprowadzone następnie bardziej szczegółowe symulacje umożliwiają określenie niezbędnego oprzyrządowania naukowego. Obecnie przewiduje się obserwowanie galaktyk z przesunięciem ku czerwieni 15, co wymaga możliwości obserwacji w średniej podczerwieni. Symulacje te podkreślają potrzebę spektroskopii , ponieważ instrumenty znajdujące się na Ziemi nie mogą wspierać tego aspektu obserwacji (jak to ma miejsce w przypadku Hubble'a ) ze względu na duże przesunięcie czerwieni, powodujące pochłanianie promieniowania świetlnego przez atmosferę .
Od 1997 do 2000 roku grupa robocza utworzona przez środowisko astronomiczne, Science Working Group , sprowadza się do zdefiniowania głównych celów naukowych, które przyszły teleskop musi być w stanie spełnić, i dedukuje oprzyrządowanie, które musi umożliwiać ich osiągnięcie. Teleskop NGST ma zawierać szerokokątną kamerę bliskiej podczerwieni, wieloobiektowy spektrograf bliskiej podczerwieni oraz spektrograf w średniej podczerwieni. W tym czasie położono podwaliny pod współpracę NASA z Kanadyjską Agencją Kosmiczną i Europejską Agencją Kosmiczną. Przeprowadzane są pierwsze badania techniczne dotyczące opracowania zwierciadeł o małej masie, systemu wykrywania i sterowania czoła fali, detektorów i urządzeń wykonawczych . Pod koniec 2000 roku szczegółowa analiza wykazała, że koszt teleskopu przekroczył planowany budżet o kilkaset milionów dolarów. Uruchomienie nie jest możliwe przed 2008 r. ze względu na długość cyklu rozwoju lustra. Aby obniżyć koszty, średnicę lustra głównego zmniejszono w 2001 roku do sześciu metrów.
Dwóch głównych producentów teleskopu - TRW / Ball Aerospace i Lockheed-Martin - zostało wybranych, natomiast do opracowania MIRI (Instrumentu Mid-Infrared ) wybrano Jet Propulsion Laboratory . W czerwiec 2002, opracowanie NIRCam (en) ( kamery bliskiej podczerwieni ) powierzono zespołowi z University of Arizona . Nazwa teleskopu zostaje zmieniona wwrzesień 2002Kosmiczny Teleskop Jamesa Webba (JWST), na cześć tego administratora stojącego na czele NASA w czasie programu Apollo . Wyrzutnia Ariane 5 , finansowana przez ESA , została wybrana w 2003 roku do umieszczenia teleskopu na orbicie, zamiastpierwotnie planowanejrakiety Atlas V , ale o mniejszej pojemności. W tym samym czasie powierzchnia lustra zmniejsza się z 29,4 do 25 m 2 , a liczba elementów zwierciadła głównego przechodzi od 36 do 18 lat . NASA wybiera beryl jako materiału do wytwarzania tego zwierciadła głównego 6,5 m średnicy. Teleskop wchodzi w 2004 r. w fazę szczegółowej specyfikacji ( Faza B ), która potrwa 4 lata. Koszty teleskopu są weryfikowane w świetle wyniku szczegółowej specyfikacji.
Cztery główne cele naukowe JWST to:
Wszystkie te cele są osiągane bardziej efektywnie dzięki badaniu promieniowania podczerwonego, a nie światła widzialnego . Ku czerwieni , obecność kurzu i bardzo niskiej temperaturze większość badanych przedmiotów wymagają teleskop do uwag w zakresie podczerwieni o długości fali od 0,6 do 28 mikrometrów. Aby pomiary te nie były zakłócone emisją podczerwieni z samego teleskopu i jego instrumentów, montaż musi być utrzymywany w zakresie temperatur poniżej 55 K (około 40 K , czyli -233,15 °C ).
W tym celu teleskop posiada dużą metaliczną osłonę termiczną, która odbija promienie podczerwone pochodzące od Słońca, Ziemi i Księżyca. JWST zostanie umieszczony na tej Lagrange'a L pkt 2 w Sun - systemu Ziemi , co pozwala teleskop być stale w cieniu Ziemi i systematycznie mieć osłonę termiczną pomiędzy jej czujników i trzech gwiazd.
Galaktyki pokazują, jak materia we wszechświecie jest zorganizowana na dużą skalę. Dostarczają wskazówek dotyczących natury i historii wszechświata. Naukowcy próbują ustalić, jak ta materia została zorganizowana i jak zmieniła się od Wielkiego Wybuchu , badając rozkład i zachowanie materii w różnych skalach cząstki, od poziomu subatomowego po struktury galaktyczne. W tym kontekście teleskop JWST powinien odpowiedzieć na następujące pytania dotyczące galaktyk:
Układy protoplanetarne i gwiazdy rodzą się ogromne masy gazu i pyłu blokują światło widzialne. W widmie podczerwonym można zaobserwować powstawanie gwiazd i planet w tych gromadach. JWST powinien umożliwiać obserwację tych skąpanych w promieniowaniu rejonów z niespotykaną finezją.
Teleskop JWST przejmuje rolę Kosmicznego Teleskopu Hubble'a , który po wystrzeleniu osiągnie kres swojego życia. Obejmuje tylko część widma światła widzialnego, które jego poprzednik mógł zaobserwować, ale więcej w podczerwieni .
Po rozkładzie z tym podczerwieni widma wystąpienia egzoplanety w tranzycie w przedniej części gwiazdy, ich linii absorpcji pozwalają wnioskować o składzie cząsteczkowym jej atmosfery . Jest to jeden z kluczowych elementów oceny ewentualnej obecności życia .
Funkcja | JWST | Hubble | Herschel |
---|---|---|---|
Długości fal | 0,6–28 µm Bliska i średnia podczerwień |
0,1–2,5 µm widzialne i bliskie podczerwieni |
60–500 µm Średnia i daleka podczerwień |
Wymiary | 22 × 12 m | Długość: 13,2 m Średnica: 4,2 m |
Długość: 7,5 m Średnica: 3,3 m |
Masa | 6,2 tony . | 11 t . | 3,3 t . |
Orbita | Punkt Lagrange'a L 2 | Niska orbita | Punkt Lagrange'a L 2 |
Rozwój obserwatorium kosmicznego JWST jest szczególnie ambitny i złożony, ponieważ wprowadza kilka innowacji technicznych w celu osiągnięcia zamierzonych wyników. Wymagają one lunety o bardzo dużej aperturze (6,5 m ), bardzo niskiej temperaturze detektorów uzyskiwanej bez cieczy kriogenicznej, aby nie ograniczać czasu trwania misji i warunków obserwacji pozbawionych światła rozproszonego. Aby to osiągnąć, obserwatorium kosmiczne jest chronione przed światłem pochodzącym ze Słońca i Ziemi przez ogromną osłonę cieplną, która pasywnie utrzymuje temperaturę detektorów na poziomie 37 Kelwinów , co pozwala na uzyskanie bardzo dobrych wyników w bliskiej i średniej podczerwieni. Obserwacje prowadzono w paśmie spektralnym 0,6–28 mikronów. Czułość teleskopu jest ograniczona jedynie światłem zodiakalnym i przewyższa największe obserwatoria naziemne o współczynnik od 10 do 100 000 w zależności od trybu obserwacji i długości fali. Obserwatorium jest zaprojektowane tak, aby działać przez co najmniej pięć lat i przewozić materiały eksploatacyjne (materiały miotające) przez dziesięć lat. Jego całkowita masa to 6,5 tony. Główne innowacje to umieszczenie na orbicie, a następnie precyzyjnie wyregulowane zwierciadło główne, rozmieszczenie osłony termicznej oraz wprowadzenie systemu mikro-przesłon z wykorzystaniem technologii MEMS .
Teleskop Jamesa Webba łączy bardzo dużą aperturę z jakością obrazu charakteryzującą się niską dyfrakcją i czułością w szerokim spektrum podczerwieni. Żadne obserwatorium naziemne ani kosmiczne nie ma swoich cech. Otwarcie Kosmicznego Teleskopu Hubble'a jest znacznie mniejsze i może on obserwować jedynie w podczerwieni do 2,5 µm wobec 28 µm dla JWST . Spitzer , duży kosmiczny teleskop NASA , wystrzelony w 2003 roku, ma znacznie mniejszą aperturę (83 cm ), jest znacznie mniej czuły i ma znacznie niższą rozdzielczość kątową. W spektroskopii teleskop Jamesa Webba, dzięki trybowi wieloobiektowemu i pełnego pola, ma zdolności, których nie ma w Hubble'u i Spitzerze. Jego charakterystyka pozwala na obserwację wszystkich galaktyk, których przesunięcie ku czerwieni wynosi od 6 do 10 oraz na wykrycie światła pierwszych galaktyk, które pojawiły się po Wielkim Wybuchu , których przesunięcie ku czerwieni wynosi około 15 . Webb został zaprojektowany jako uzupełnienie przyszłych dużych obserwatoriów naziemnych, takich jak Teleskop Trzydziestometrowy o długości fali do 2,5 µm . Zachowuje swoją wyższość poza tą długością fali, ponieważ obserwatoria naziemne są upośledzone przez emisje termiczne z atmosfery.
Realizacja najbardziej skomplikowanych części teleskopu, które wymagają długiej fazy rozwoju, czyli instrumentów i 18 segmentów zwierciadła głównego, zaczyna się od Marzec 2004. Wsierpień 2006Przyrządy NIRCam ( Near-InfraRed Camera ) oraz MIRI (Mid-Infrared Instrument) (in) przechodzą krytyczny przegląd projektu, co pozwala na rozpoczęcie realizacji modeli lotu. Zstyczeń 2007 w grudzień 2008, komisje, wewnętrzne i zewnętrzne NASA, dokonują przeglądu projektu i planowania projektu oraz wyrażają zgodę na przejście do fazy C (szczegółowa definicja) i D (budowa). Wlipiec 2008, twórca struktury ISIM ( Integrated Science Instrument Module (en) ), w której mieszczą się instrumenty, dostarcza je do Centrum Kosmicznego Goddarda w celu przeprowadzenia serii testów. Muszą one umożliwiać sprawdzenie, czy konstrukcja jest w stanie wytrzymać wystrzelenie, a następnie termiczne środowisko przestrzeni, przy jednoczesnym utrzymaniu instrumentów w precyzyjnym położeniu względem części optycznej. Wmarzec 2010, JWST przechodzi krytyczny przegląd projektu, którego celem jest zapewnienie, że teleskop kosmiczny spełnia wszystkie naukowe i techniczne cele określone w specyfikacjach. Wlistopad 2011, produkcja luster głównych została zakończona. Te, po wypolerowaniu, zostały pokryte cienką warstwą złota i pomyślnie przeszły test kriogeniczny, mający na celu sprawdzenie ich zachowania w zimnie kosmosu. Centrum Kosmiczne Goddarda otrzymujestyczeń 2012Pierwsze dwa narzędzia naukowe - spektrometr miri działające w elementach podczerwieni, dostarczanych przez Europejskiej Agencji kosmicznej i spektro-Imager NIRISS ( Near Infrared Imager i spektrograf Slitless (IN) dostarczonych przez Agencję Przestrzeni kanadyjskiego - jak również FGS ( Fine Guidance System (en) ), dostarczony przez tę samą agencję. Ball dostarcza pierwsze trzy segmenty zwierciadła głównego do Goddard Center, podczas gdy Northrop Grumman i jego partner ATK kończą produkcję centralnej części konstrukcji wspierającej lustro główne.lutybudowa dwóch ruchomych części wspornika zwierciadła głównego została zakończona, natomiast dwa ostatnie instrumenty naukowe, kamera NIRCam i NIRSpec (en) (ang. Near InfraRed Spectrograph ), zostały dostarczone odpowiednio przez Uniwersytet w Arizonie i Europejską Agencję Kosmiczną . Budowa platformy , na której znajduje się cały sprzęt pomocniczy, została ukończona w 2014 roku. Grumman wyprodukował inżynieryjny model osłony termicznej w skali 1 , aby przetestować jej składanie i rozmieszczanie. W tym samym roku moduł ISIM , w którym zmontowano cztery instrumenty naukowe, przeszedł pomyślnie serię testów termicznych, które umożliwiają weryfikację wydajności i zachowania powiązanej elektroniki. Wpaździernik 2015, zmontowana jest optyczna część teleskopu (OTE, czyli element teleskopu optycznego (en) ), składająca się z 18 segmentów zwierciadła głównego, konstrukcji nośnej oraz zwierciadła wtórnego. Wmarzec 2016, część optyczna i ISIM wraz z instrumentami naukowymi są kolejno montowane.
Na początku 2017 roku zespół składający się z części optycznej i instrumentów dołączonych do ISIM został przetransportowany statkiem do Johnson Space Center w Houston (Teksas). Tutaj testy optyczne są przeprowadzane w pustej komorze A . Następnie osłona termiczna, platforma, ISIM i optyka są montowane w 2018 roku w Northrop Grumman, a następnie przygotowywane do wysyłki do bazy w Kourou. Po otrzymaniu przeprowadzane są ograniczone testy, a następnie przeprowadzane jest tankowanie. Teleskop kosmiczny jest umieszczony w pozycji złożonej pod owiewką , która jest przymocowana do szczytu wyrzutni Ariane 5 ECA wybranej do wystrzelenia na orbitę. Premiera jest wielokrotnie przekładana (patrz poniżej).
Szacunkowy rok |
Planowane uruchomienie |
szacowany budżet |
---|---|---|
1997 | 2007 | 0,5 mld USD |
1998 | 2007 | 1 |
1999 | 2007 do 2008 | 1 |
2000 | 2009 | 1,8 |
2002 | 2010 | 2,5 |
2003 | 2011 | 2,5 |
2005 | 2013 | 3 |
2006 | 2014 | 4,5 |
2008 | 2014 | 5.1 |
2010 | 2015 do 2016 | 6,5 |
2011 | 2018 | 8,7 |
2013 | 2018 | 8,8 |
2018 | 30 marca 2021 | 9,66 |
2020 | 31 października 2021 |
W 2005 roku całkowity koszt projektu oszacowano na 4,5 miliarda dolarów, z czego 3,3 miliarda dolarów na zaprojektowanie, budowę, uruchomienie i uruchomienie, a około 1 miliarda na fazę operacyjną, szacowaną na 10 miliardów lat. Europejska Agencja Kosmiczna (ESA) wnosi 300 mln euro. Ten budżet obejmuje:
Szacowany na 3 miliardy dolarów w 2005 r. (część finansowana przez NASA ), koszt teleskopu jest regularnie ponownie szacowany w kolejnych latach. W 2009 roku koszt projektu został ponownie zrewidowany w górę. Wynosi około 3,5 miliarda euro (4,92 miliarda dolarów). Dla niektórych aktorów programu naukowego jego koszt stał się zbyt duży, obciążając budżety agencji kosmicznych, w tym innych misji naukowych NASA . Latem 2011 r. niektórzy przedstawiciele Kongresu amerykańskiego przewidują anulowanie projektu po ostatecznej ponownej ocenie kosztów, szacowanych obecnie na 8,8 mld USD, wliczając w to zarządzanie operacyjne, ale nie licząc udziału Europejskiej Agencji Kosmicznej. (650 mln USD). Ostatecznie projekt wymyka się anulowaniu, ale NASA ma obowiązek comiesięcznej oceny postępów projektu i jego kosztów.
W 2018 r. koszt szacowany jest na 9,66 mld USD, a uruchomienie przesunięto na maj 2020, następnie do 30 marca 2021.
10 czerwca 2020 r., Thomas Zurbuchen , dyrektor programów naukowych w NASA , ogłasza , że start wMarzec 2021nie jest już możliwe. Według niego, kiedy harmonogram był już bardzo napięty, pandemia Covid-19 całkowicie zachwiała tempem pracy zespołów. 16 lipca 2020 r., ogłoszono, że data premiery została przesunięta na 31 października 2021.
Obserwatorium kosmiczne Jamesa Webba ma zostać wystrzelone w kosmos jesienią 2021 roku przez rakietę Ariane 5 ECA wystrzeloną z centrum kosmicznego Kourou w Gujanie Francuskiej . Następnie rozpoczyna swoją podróż do miejsca przeznaczenia, punktu Lagrange L 2 , 1,5 miliona kilometrów od Ziemi. Podczas tranzytu, który trwa około miesiąca, teleskop jest stopniowo rozkładany. Panele słoneczne dostarczające energię działają już w pierwszych godzinach, ale pozostałe operacje wdrożeniowe rozpoczynają się dopiero 2,5 dnia po uruchomieniu i trwają kilka dni. Tam obserwatorium kosmiczne mieści się na orbicie wokół punktu Lagrange'a. Płaszczyzna tej orbity jest prostopadła do osi Ziemia-Słońce oraz do płaszczyzny ekliptyki i dzieli ją do 800 000 km od punktu Lagrange'a. JWST podróżuje po tej orbicie w około sześć miesięcy, dokonując poprawek co około 21 dni. Temperatura JWST stopniowo spada i po dwóch miesiącach od uruchomienia jest wystarczająco niska, aby umożliwić działanie fotodetektorów na podczerwień. 33 dni po starcie system precyzyjnego naprowadzania FGS oraz instrumenty NIRCam i NIRSpec zostają aktywowane . Operatorzy upewniają się, że obraz dociera do kamery NIRCam . W drugim i trzecim miesiącu zwierciadła główne i wtórne są ustawione tak, że obraz tworzący się na płaszczyźnie ogniskowej teleskopu kosmicznego osiąga pożądaną wydajność. Rozpoczyna się okres testowania i kalibracji przyrządów, który kończy się sześć miesięcy po uruchomieniu. Teleskop może wtedy rozpocząć swoją misję naukową.
Aby osiągnąć cele naukowe, JWST został zaprojektowany na co najmniej 5,5 roku działania. W przeciwieństwie do obserwatoriów podczerwieni, takich jak Herschel, ta żywotność nie jest ograniczona ilością dostępnej cieczy kriogenicznej, ponieważ detektory, które nie wymagają chłodzenia do niskich temperatur, są chłodzone mechanicznie ( MIRI ) lub pasywnie. Jedynym ograniczeniem jest zużycie elementów elektronicznych lub mechanicznych, a zwłaszcza ilość materiałów pędnych utrzymujących teleskop na orbicie, ponieważ nie jest on całkowicie stabilny. JWST ma wystarczającą ilość paliwa, aby pozostać na orbicie przez co najmniej 10 lat. Podobnie jak większość teleskopów kosmicznych, ale w przeciwieństwie do Teleskopu Kosmicznego Hubble'a (do czasu wycofania amerykańskiego promu kosmicznego ), JWST nie może być naprawiony, a jego instrumenty nie mogą zostać wymienione, ponieważ jego oddalenie uniemożliwia jakąkolwiek interwencję człowieka.
Misja kosmiczna Telescope Science Institute jest zarządzanie pracą teleskopu na orbicie, wybierz i obserwacje rozkład, dane gromadzi, rozpowszechniać i archiwizować je. W przypadku innych dużych obserwatoriów kosmicznych NASA 10% czasu obserwacji w całym okresie eksploatacji instrumentu przeznacza się na astronomów, którzy uczestniczyli w realizacji instrumentów ( Gwarantowany Obserwator Czasu lub GTO), tj. 4020 godzin na 3 pierwsze cykle obserwacyjne 30 miesięcy. W tym samym okresie 10% czasu obserwacji pozostaje w gestii STScI ( Reżyser's Discretionary Time lub DD), podczas gdy 80% czasu jest przydzielane astronomom na całym świecie ( Gość Obserwator lub GO). Ci ostatni, w celu wykorzystania teleskopu, zgłaszają swoje propozycje obserwacyjne do komitetu, zwanego JWST Advisory Committee , złożonego z astronomów i przedstawicieli agencji kosmicznych zaangażowanych w rozwój JWST . Komisja wybiera najciekawsze propozycje, biorąc pod uwagę ogólne cele misji. Obserwacje z pierwszego cyklu rocznego muszą mieścić się w założeniach Programu Naukowego Wczesnego Uwalniania, zdefiniowanych w celu szybkiego uzyskania możliwie największego zysku naukowego i precyzyjnego pomiaru możliwości instrumentów. Proporcja czasu przeznaczonego na GTO będzie większa dla tego pierwszego cyklu (od 25 do 49%).
Aby utrzymać temperaturę detektorów i układu optycznego na swoich wartościach, orientacja JWST musi być taka, aby osłona termiczna całkowicie przechwyciła promieniowanie Słońca i Ziemi. Aby zmodyfikować swoje celowanie, teleskop może obracać się o 360 ° wokół osi podtrzymującej zwierciadło główne, bez modyfikowania padania promieniowania słonecznego. Z drugiej strony, biorąc pod uwagę rozmiar i kształt osłony termicznej, kąt między nią a kierunkiem Słońca musi wynosić od -5 ° do 40 ° (patrz wykres poniżej). Z powodu tego ograniczenia obszar obserwowalny w danym czasie stanowi około 40% sklepienia niebieskiego (80% Hubble'a). Orbita JWST wokół Słońca pozwala mu na prowadzenie obserwacji całego sklepienia niebieskiego przez okres co najmniej 100 dni w ciągu roku. W obszarze zodiakalnym, między 85 a 90 ° , obserwacja może być ciągła.
Granice pola obserwacyjnego. Region zodiakalny (A na diagramie) można obserwować przez cały rok.
Liczba dni obserwacji w funkcji wysokości nad ekliptyką. Jeżeli szerokość ekliptyki obserwowanego obiektu jest mniejsza niż 45 °, istnieje kilka okresów obserwacji rozłożonych w ciągu roku bez ciągłości.
Kosmiczny Teleskop Jamesa Webba ma rozdzielczość 0,1 sekundy łukowej przy długości fali 2 mikronów. Ta umiejętność pozwala odróżnić piłkę nożną umieszczoną z odległości 550 km . Jest z grubsza odpowiednikiem Teleskopu Kosmicznego Hubble'a, chociaż posiada lustro o znacznie mniejszej średnicy (2,75 razy mniejsze). Ale ten dokonuje obserwacji w krótszych długościach fal (około 0,7 mikrona). Jednak dla równego rozmiaru lustra zdolność rozdzielcza jest tym większa, im długość fali jest krótka.
Wydajność według trybu i instrumentuModa | Instrument | Długość fali |
Rozdzielczość przestrzenna |
Rozdzielczość widmowa (λ / Δλ) |
Pole | Uwaga | |
---|---|---|---|---|---|---|---|
Obrazek | Obrazek | Kamera NIR | 0,6-2,3 µm | 0,032 | - | 2,2 × 2,2 × | |
Kamera NIR | 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 ′ | |||
Interferometria maski aperturowej | NIRISS | 3,8–4,8 µm | 0,065 | - | 5,1 × 5,1 × 5,1 × | ||
Koronografia | Kamera NIR | 0,6-2,3 µm | 0,032 | - | 20″ × 20″ | ||
Kamera NIR | 2,4–5 µm | 0,065 | - | 20″ × 20″ | |||
MIRI | 10,65 µm | 0,11 | - | 24″ × 24″ | |||
MIRI | 11,4 µm | 0,11 | - | 24″ × 24″ | |||
MIRI | 15,5 µm | 0,11 | - | 24″ × 24″ | |||
MIRI | 23 µm | 0,11 | - | 30″ × 30″ | |||
Analiza spektralna | Spektroskopia bezszczelinowa | NIRISS | 1-2,5 µm | 150 | 2,2 × 2,2 × | ||
NIRISS | 0,6-2,5 µm | - | 700 | tryb specjalny | |||
Kamera NIR | 2,4–5 µm | - | 2000 | 2,2 × 2,2 × | |||
Spektroskopia wieloobiektowa | NIRSpec | 0,6–5 µm | - | 100, 1000, 2700 | 3,4 × 3,4 ′ 0,2 × 0,5 ′ ′ |
||
Spektroskopia szczelinowa | 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" | |||
Spektroskopia pola integralnego field | 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″ |
Teleskop składa się z czterech podzespołów:
James Webb Obserwatorium platforma łączy sprzęt, który służy jako wsparcie dla operacji teleskopu kosmicznego. Jest przymocowany do oświetlonej strony osłony przeciwsłonecznej w pobliżu środka masy statku kosmicznego. Ma kształt równoległościanu o wymiarach 3,5 × 3,5 metra na boki i około 1,5 metra wysokości. Jego centralną część zajmuje stożkowata konstrukcja z tworzywa sztucznego ze wzmocnieniem z włókna węglowego o średnicy 2,5 metra u podstawy, która jest przymocowana do rakiety i podtrzymuje ciężar osłony przeciwsłonecznej i części optycznej. U podstawy tego stożka znajduje się główny układ napędowy teleskopu kosmicznego. Te kolektory słoneczne , które dostarczają energię elektryczną tworzą się z nieruchomego skrzydła 5.9 metrów długości ustalone na platformie tworząc stały kąt 20 ° w stosunku do płaszczyzny osłony przeciwsłonecznej. Zmienia się orientację teleskopu, a celowanie utrzymywane jest z dokładnością 0,01 µrad za pomocą sześciu kół reakcyjnych (z których dwa są zapasowe), które w stanie nasycenia są wyrzucane przez małe silniki rakietowe . Pobierają one swoje paliwo ze zbiorników znajdujących się na platformie. Łączność zapewniona jest za pomocą anteny parabolicznej o dużym zysku, aw przypadku przełączenia w tryb przetrwania przez dwie anteny dookólne. Platforma zawiera również komputer pokładowy, który odbiera i interpretuje operacje do wykonania, retransmituje je, zbiera i przechowuje dane naukowe przed przesłaniem ich na Ziemię.
Osłona termiczna o długości 22 metrów i szerokości 12 metrów utrzymuje teleskop w cieniu, dzięki czemu on i jego instrumenty naukowe pozostają w ekstremalnie niskich temperaturach niezbędnych do obserwacji promieniowania podczerwonego. Osłona termiczna składa się z dużej, wydłużonej sześciokątnej powierzchni wielkości kortu tenisowego wykonanej z sześciu warstw metalizowanego polimeru. Zestaw wiązek i kabli umożliwia jego rozłożenie, gdy teleskop znajdzie się na orbicie. Dzieli obserwatorium kosmiczne na dwie części: gorącą część narażoną na promieniowanie Słońca, Ziemi i Księżyca. Po tej stronie znajduje się również platforma zawierająca elektronikę, która sama jest źródłem podczerwieni. Część zimna (o 300 K chłodniejsza niż strona gorąca) znajdująca się po drugiej stronie osłony termicznej obejmuje teleskop i instrumenty naukowe. Osłona pomaga również zredukować zmiany termiczne, które mogłyby zniekształcić zwierciadło główne.
Część optyczna składa się z układu anastygmatycznego z trzema lustrami o ogniskowej 131,40 m dla apertury f/20.
Lustro główneZwierciadło jest segmentowego typu, o średnicy około 6,5 m (na początku projektu było spodziewać, że będzie 8 m ) oraz masę 705 kg . Lustro jest tuż pod trzykrotna średnica Hubble'a teleskopu (2,4 m ) i jej powierzchnia zbiorcza jest po 25 m 2 . Lustro główne jest zbyt duże, aby zmieścić się pod maską wyrzutni, dlatego jest podzielone na 18 sześciokątnych elementów o szerokości 1,3 metra, które pozwalają na złożenie na trzy części w celu wystrzelenia, a następnie rozłożenie jednej w przestrzeni. Segmenty zwierciadła głównego są przymocowane do sztywnej konstrukcji wykonanej z kompozytu węglowego. Każdy segment jest wykonany z berylu, który jest stosunkowo sztywny. Jest tak ukształtowany, że idealnie w przestrzeni kosmicznej ma temperaturę 40 K. Sześć siłowników przymocowanych do każdego segmentu umożliwia regulację jego położenia, a siódmy umożliwia zmianę promienia krzywizny.
Beryl została wybrana, ponieważ jest trwały metalu lekkiego i którego współczynnik rozszerzalności termicznej jest bardzo niska w temperaturach występujących w przestrzeni (między 30 i 80 ° K ). Jest on z powodzeniem wykorzystywany przez kosmiczne teleskopy na podczerwień Spitzera i IRAS . Warstwa berylu ma grubość 1 mm , co pozwala ograniczyć całkowitą masę lustra głównego do 625 kg w stosunku do 1 tony lustra szklanego Hubble'a .
Powierzchnia zwierciadła głównego, podobnie jak innych luster JWST , pokryta jest cienką warstwą złota (grubość 100 nm lub 48,25 g dla całego lustra). Złoto ma właściwość optymalnego odbijania części widma elektromagnetycznego obserwowanego przez instrumenty JWST : czerwieni widma widzialnego i podczerwieni niewidzialnej dla naszych oczu. Z drugiej strony bardzo słabo odbija błękit widma widzialnego. Bardzo delikatna warstwa złota jest z kolei pokryta cienką warstwą szkła. To złoto nadaje kolor powierzchni luster.
Sześciokrotnie większy obszar lustra głównego niż w przypadku Hubble'a pozwala teleskopowi na zebranie obrazu dziewięć razy szybciej niż jego poprzednik. W teleskopu rozdzielcza osiągnie 0,1 sekund kątowych w zakresie podczerwieni (0,6 ' w temperaturze 27 mikronów długości fali). W przeciwieństwie do Hubble'a nie pozwala na obserwowanie widma światła w ultrafiolecie i widzialnym.
Lustro wtórneZwierciadło wtórne o średnicy 0,74 metra skupia światło ze zwierciadła głównego i odsyła je z powrotem do zwierciadła trzeciorzędnego. Jest zawieszony nad lustrem głównym na konstrukcji w kształcie trójnogu. Orientację lustra berylowego można regulować za pomocą siłowników o sześciu stopniach swobody .
Pozostałe elementy części optycznejPozostałe elementy części optycznej to stałe zwierciadło trzeciorzędne, zwierciadło orientacyjne umożliwiające precyzyjną regulację wiązki światła oraz konstrukcja podtrzymująca zwierciadło główne.
Inspekcja jednego z elementów lustra głównego.
Montaż lustra wtórnego.
Lustro wtórne jest czyszczone śniegiem z dwutlenku węgla.
Teleskop jest wyposażony w trzy instrumenty główne i jeden instrument wtórny, które są połączone w strukturę przymocowaną z tyłu uchwytu zwierciadła głównego i tworzą ISIM ( Integrated Science Instrument Module ). ISIM obejmuje również, w pewnej odległości od instrumentów, grzejniki które usuwają ciepło z instrumentów, aby utrzymać niską temperaturę, sprzęt elektroniczny do sterowania instrumenty, specyficzny system kontroli i zarządzania danymi do ISIM , w ICDH ( ISIM dowodzenia i Data Handling ) oraz mechaniczną chłodnicę kriogeniczną wykorzystywaną do obniżania temperatury przyrządu MIRI .
NIRCam (ang. Near-InfraRed Camera , po francusku kamera bliskiej podczerwieni) to kamera szerokokątna działająca w bliskiej podczerwieni od 0,6 do 5 µm . Kamera posiada dwa praktycznie identyczne podzespoły, które pokrywają sąsiednie fragmenty nieba w odstępie 44 sekund kątowych. Pole optyczne każdego z tych modułów wynosi 2,2 × 2,2 minuty łuku . Jeden z dwóch instrumentów obejmuje fale o długości od 0,6 do 2,3 µm ( fale krótkie), drugi od 2,4 do 5 mikronów. Światło z instrumentu krótkofalowego pada na cztery detektory (2 × 2) o 2040 × 2040 pikseli każdy, podczas gdy światło z drugiego instrumentu trafia na pojedynczy detektor o wymiarach 2040 × 2040 pikseli. Rozdzielczość wynosi 0,032 sekundy łuku na piksel dla pierwszego zestawu detektorów i 0,065 sekundy łuku na sekundę. Filtry pozwalają na wybór poszczególnych długości fal. Przyrząd krótkofalowy ma pięć filtrów wybierających szerokie ( R ~ 4 ), cztery średnie (R ~ 10) i trzy wąskie (R ~ 100) pasma . Drugi instrument ma trzy szerokie, osiem średnich i cztery wąskie filtry. Instrument posiada tryb koronografii, który umożliwia tworzenie obrazów bardzo słabych obiektów w pobliżu bardzo jasnych źródeł, takich jak egzoplanety lub dyski ze szczątkami. Przyrząd może również wykonywać szybkie obrazowanie na małych obszarach, a także spektroskopię bez szczelin w paśmie spektralnym 2,4–5 μm z rozdzielczością R ~ 1700. NIRCam został opracowany przez zespół z Uniwersytetu Arizony i Centrum Zaawansowanych Technologii Lockheed Martin .
Charakterystyka kamery musi umożliwiać realizację następujących celów:
Moduł optyczny instrumentu NIRCam dociera do Centrum Goddarda.
Zbliżenie na optykę NIRCam .
Detektor płaszczyzny ogniskowej NIRCam .
NIRSpec (ang. Near-InfraRed Sprectrometer , po francusku „spektrometr bliskiej podczerwieni”) to wieloobiektowy spektrometr pracujący w bliskiej podczerwieni od 0,6 do 5,3 µm . Jest zoptymalizowany do obserwacji bardzo odległych galaktyk, niezbyt jasnych i wielu kompaktowych źródeł.
Dostępne są trzy tryby obserwacji:
Aby uniknąć zamieszania, które mogłoby być generowane przez nakładające się widma, obserwowalne pasmo widmowe (0,6 do 5,3 µm ) dzieli się na trzy podpasma, wybrane przez filtr, które muszą być obserwowane oddzielnie.
Z technicznego punktu widzenia NIRSpec to 14 luster oraz zestaw ośmiu filtrów i siedem wymiennych elementów dyspersyjnych. Strumień świetlny przechodzi przez pierwszy filtr, który umożliwia wybór obserwowanego pasma spektralnego (> 0,7 μm , > 1 μm , > 1,7 μm , > 2,9 μm ) lub wykonanie operacji nakierowywania na cel lub kalibrację operacje (filtr przezroczysty lub nieprzezroczysty). Po przejściu przez szczeliny lub matrycę MSA , promieniowanie przechodzi przez optykę dyfrakcyjną, która jest wybierana zgodnie z preferowaną długością fali i rozdzielczością widmową. Płaszczyzna ogniskowa zawiera dwa fotodetektory na podczerwień z tellurku rtęciowo-kadmowego o rozdzielczości 2048 × 2048 pikseli, czułe na długości fal od 0,6 do 5 µm i opracowane przez Teledyne Imaging Sensors . Są one oddzielone odstępem 17,8 sekundy łuku, co skutkuje przerwą w widmie (jest ona rozłożona na dwa detektory). Przyrząd NIRSpec , który w swoim największym wymiarze mierzy 1,9 metra, ma masę 200 kg .
Macierz MSA składa się z siatki utworzonej z czterech ćwiartek, z których każda jest podzielona na 365 komórek na osi x (kierunek rozproszenia widma) i 171 komórek w kierunku y, czyli łącznie 248 000 komórek (62 000 na ćwiartkę). Każda komórka o wymiarach 100 × 200 μm (grubość kilku włosków) jest uszczelniona ruchomymi drzwiami. Dwie elektrody są przymocowane z jednej strony do drzwi zamykających celę, z drugiej strony do przegrody, na którą tę ostatnią można złożyć. Przyłożenie ładunku w przeciwnym kierunku do dwóch elektrod danego ogniwa powoduje jego otwarcie. Ruchome ramię magnetyczne umożliwia działanie na wszystkich drzwiach. Mikrosystemy te wykorzystują technologię MEMS . Jednym z ograniczeń MSA jest to, że w każdym rzędzie równoległym do osi × można zaobserwować tylko jedną gwiazdę, ponieważ jej widmo wykorzystuje całą szerokość detektora. Gwiazda musi być również wyśrodkowana w komórce. Aby móc obserwować wszystkie gwiazdy w danej strefie, konieczne jest zatem przeprowadzenie kilku obserwacji, każdorazowo poprzedzonych modyfikacją ustawienia teleskopu.
Cechy NIRSpec muszą umożliwiać realizację następujących celów:
NIRSpec jest dostarczany przez Europejską Agencję Kosmiczną, a jego rozwój jest nadzorowany przez ESTEC w Holandii. Głównym dostawcą jest Airbus Defence and Space zakład w Ottobrunn , Niemcy . Czujniki i system mikro-okiennice są świadczone przez Centrum Lotów Kosmicznych Goddarda w NASA .
MSA układem mikroelektrod migawki . A: Obszar aktywny - B: Okienko dla integralnej spektroskopii pola - C: nieruchome szczeliny - D: Kierunek rozpraszania widma - E: Ruchome ramię magnetyczne - F: 365 (rzędów) elektrod (napięcie + V2) zamocowanych na pionowej ścianie na strona magnesu - G: drążek skrętny (zawias) - H: 171 (kolumny) elektrod (napięcie -v1) zamocowanych na przesłonach po stronie czujki.
Konstrukcja mikrożaluzji systemu MSA ( Micro Shutter Assembly ): A: Listwy magnetyczne mocowane nad żaluzjami (w kierunku kolumn) - B: Zawias i drążek skrętny - C: Elektroda przegrody (w kierunku rzędów ) - D: Kierunek promieniowania podczerwonego - E: Kierunek ruchu ramienia magnetycznego do programowania i zwalniania żaluzji - F: Kierunek ruchu ramienia magnetycznego do otwierania i blokowania żaluzji M: Ruchome ramię magnetyczne.
MIRI (w języku angielskim Mid InfraRed Instrument , "instrument do średniej podczerwieni" ) to instrument składający się z kamery i spektrometru (spektro-obrazera), pracujących w średniej podczerwieni od 5 do 28 µm . Instrument powinien umożliwiać w szczególności wykonywanie zdjęć i widm młodych egzoplanet i ich atmosfery, identyfikację i charakterystykę pierwszych galaktyk we Wszechświecie oraz analizę gorącego pyłu i gazów molekularnych młodych gwiazd i dysków . Możliwe są cztery tryby obserwacji:
Instrument MIRI jest dostarczany przez Europejską Agencję Kosmiczną . Buduje go konsorcjum laboratoriów z dziesięciu krajów europejskich, koordynowane przez Obserwatorium w Edynburgu w Szkocji. MIRI składa się z dwóch odrębnych części: z jednej strony imager / koronografy / spektro-niska rozdzielczość o nazwie MIRIM, opracowany i wyprodukowany pod egidą CNES we Francji przez Departament Astrofizyki CEA-Saclay , przy udziale LESIA (Obserwatorium Paryskie), Instytut Astrofizyki Kosmicznej (IAS) oraz Laboratorium Astrofizyki Marsylii (LAM); a z drugiej strony spektrograf średniej rozdzielczości z funkcją Field Integral (IFU), zwany MRS, zbudowany przez Rutherford Appleton Laboratory (RAL) pod egidą Science and Technology Facilities Council (STFC) English. RAL zapewnia integrację wszystkich elementów i przyrządów pomiarowych.
MIRI ma trzy detektory, każdy milion pikseli: jeden dla MIRIM i dwa dla MRS . Te detektory są identyczne w swojej konstrukcji.
Charakterystyka instrumentu MIRI musi umożliwiać spełnienie następujących celów:
Detektory składają się z trzech chipów domieszkowanych arsenem , z których każdy zawiera 1024 × 1024 piksele. Instrument w obserwowanej długości fali jest szczególnie wrażliwy na tło termiczne. Jest chłodzony do 7 K za pomocą mechanicznej chłodnicy krio. Rzeczywiście, aby umożliwić obserwacje w podczerwieni termicznej za pomocą JWST , MIRI musi być wyposażony w dodatkowy system chłodzenia , za który odpowiada Laboratorium Napędów Odrzutowych (JPL) NASA . Działa to podobnie do lodówek i systemów klimatyzacyjnych: płyn doprowadzony do niskich temperatur w części „ciepłej” jest wtryskiwany do części zimnej, gdzie pochłania ciepło, zanim powróci do skraplacza. Jedno źródło ciepła pochodzi z pozostałości statku kosmicznego, a drugie pochodzi z elektroniki znajdującej się w pobliżu instrumentów. Większość elektroniki znajduje się w znacznie gorętszym autobusie statku kosmicznego, a do zmniejszenia ciepła wytwarzanego przez elektronikę po zimnej stronie potrzebna jest duża ilość rur. Mniej ciepła musi więc zostać odprowadzone z „ciepłej” części.
NIRISS (ang. Near Infrared Imager and Slitless Spectrograph ) jest drugorzędnym instrumentem powiązanym z FGS ( File Guidance System (en) ), ale niezależnym od niego. Chodzi o spektrofotograf pozwalający na realizację widm dużego pola w paśmie od 1 do 2,5 mikrona z rozdzielczością widmową R~150 , widma na pojedynczym obiekcie w paśmie 0,6 do 2,8 mikrona przy użyciu grisma o rozdzielczości widmowej R~700 . Umożliwia również wykonywanie widm metodą interferometrii przy użyciu maski nieredundantnej (NRM) w paśmie spektralnym od 3 do 4,8 mikronów. Przyrząd umożliwia również wytwarzanie obrazów w szerokim spektrum (1 do 5 mikronów) i polu optycznym 2,2 × 2,2 minuty łuku. Instrument posiada dwa zestawy filtrów do wyboru wąskich pasm spektralnych. Promieniowanie dociera do płaszczyzny ogniskowej na detektorze z tellurku rtęciowo-kadmowego o rozdzielczości 2048 × 2048 pikseli. Instrument dostarcza Kanadyjska Agencja Kosmiczna . Głównym producentem jest firma Honeywell (dawniej COM DEV).
FGS ( Precyzyjny System Naprowadzania ) to precyzyjny system naprowadzania, który spełnia trzy funkcje:
Na poziomie technicznym, FGS składa się pierwsze zwierciadło wynikające z promieniowania padającego (POM przesunięcia lustro ) i zestaw trzech luster ( montażowego trzy lusterka ) kolimacji tego promieniowania w kierunku lusterka, która skupia się na detektor znajduje się w płaszczyzna ogniskowa. Składa się on z fotodetektora na podczerwień z tellurku rtęciowo-kadmowego o wymiarach 2048 × 2048 pikseli, czułego na fale o długości od 0,6 do 5 µm . Jego czułość wynosi 58 µJy dla długości fali 1,25 µm . Instrument jest bez przesłony i filtra optycznego. FGS jest przez Agencję Kosmiczną kanadyjskiego . Głównym producentem jest firma Honeywell (dawniej COM DEV).
Lokalizacja FGS i toru optycznego.
W FGS są zmontowane.
: dokument używany jako źródło tego artykułu.
Dokumenty referencyjne