Rumteleskop James Webb
Organisation | NASA , ESA og ASC |
---|---|
Program | Oprindelse |
Mark | Infrarød astronomi |
Status | Under udvikling |
Start |
ikke tidligere end midtNovember 2021 Guyanesisk rumcenter |
Launcher | Ariane 5 |
Varighed | 5,5 år (primær mission) |
Websted | stsci.edu/jwst |
Masse ved lanceringen | ~ 6.200 kg |
---|
Kredsløb | Heliocentrisk |
---|---|
Beliggenhed | Lagrange punkt L 2 |
Type | Korsch |
---|---|
Diameter | 6,50 m |
Areal | 25 m 2 |
Brændvidde | 131,40 m |
Bølgelængde | Den orange til det infrarøde middel (0,6 til 28 mikron ) |
NIRCam | Tæt på infrarød billedbehandling |
---|---|
NIRSpec | Vidvinkel nær infrarødt spektrometer |
MIRI | Mid-infrarød billedspektrograf |
NIRISS | Tæt på infrarød billedbehandling |
Den rumteleskopet James Webb ( James Webb Space Telescope , eller JWST, tidligere Next Generation Space Telescope eller ngst) er en rumteleskop udviklet af NASA i samarbejde med European Space Agency (ESA) og den canadiske rumfartsorganisation (ASC). Dens lancering er planlagt til midten afNovember 2021.
Den JWST udfører sine observationer af appelsin af det synlige spektrum til de infrarøde hjælp af 0,6 til 28 mikrometer . Det overgår Hubble- rumteleskopet til infrarød observation, men tillader ikke, i modsætning til Hubble- rumteleskopet , at observere lysspektret i ultraviolet og synligt lys (begge observerbare med jordbaserede teleskoper ). Med en masse på 6.200 kg har det et primært spejl på 6,5 meter i diameter (sammenlignet med 2,4 meter for Hubble ): dets opløsningskraft når 0,1 buesekund i det infrarøde. Og det kan samle et billede ni gange hurtigere end Hubble . Den opløsning skal anvendes af sine instrumenter, blandt andet for at observere de første stjerner og galakser dannet efter Big Bang .
Projektet, der blev omdøbt i 2002 efter navnet på den anden NASA- administrator James E. Webb , er ved slutningen af designfasen med en måldato for første idriftsættelse i 2019. Teleskopet skal lanceres af en Ariane 5- raket fra Kourou og vil være placeret i kredsløb omkring Lagrange-punktet L 2 i Sun-Earth-systemet, 1,5 millioner kilometer fra Jorden på siden overfor Solen. For at opretholde denne position forventes observatoriet at foretage periodiske korrektioner ved hjælp af små stød. Brændstofreserverne til dette formål skal gøre det muligt for den at forblive funktionel, i position i cirka ti år.
I 1989 igangsatte direktøren for Space Telescope Science Institute , det center, der var ansvarlig for driften af Hubble Space Telescope , en refleksion over teleskopet, som skulle overtage det omkring 2005. Konklusionerne fra workshoppen, organiseret med støtte fra NASA , foreslår, at rumfartsselskabet studerer et teleskop med en diameter på otte meter, der observeres i det nær infrarøde med et passivt kølesystem. De problemer, Hubble stødte på kort efter lanceringen (1990), satte midlertidigt en stopper for undersøgelsen af dette teleskopprojekt kaldet " Next Generation Space Telescope " (NGST). I 1993 blev der oprettet et udvalg af NASA og det astronomiske samfund for at definere astronomers fremtidige behov: de foreslog at forlænge Hubbles levetid indtil 2010 og undersøge muligheden for et rumteleskop med et spejl på fire meter, der opfylder målet om studere processen med dannelse af galakser, stjerner, planeter og liv med vægt på universets begyndelse. Svaret på disse specifikationer er i 1994 udviklingen af et fire meter teleskop kaldet Hi-Z, der cirkulerer i en bane på 1 × 3 astronomiske enheder .
Daniel Goldin , NASA- administratoren 1995 og initiativtager til Faster, Better, Cheaper , opfordrer det astronomiske samfund til at tage dristige valg og holde fast i et otte meter spejl hele vejen ved at identificere teknologier for at sænke omkostningerne. Astronomer tager denne orientering op, som synes videnskabeligt nødvendigt at studere galakser med en rødforskydning på en til fem eller endnu mere, foreslår nye projekter baseret på princippet om et indsætteligt otte meter spejl og placeret i kredsløb omkring Lagrange-punktet , med baffle-fri optik, passivt afkølet af et flerlags solskærm. En forundersøgelse , udført i 1996 af fire virksomheder, konkluderet, at det er muligt at producere en sådan teleskop til en pris på US $ 500 millioner , forudsat at samlingen, herunder de instrumenter, der er udviklet af det samme selskab. Denne sidste antagelse vil vise sig uanvendelig derefter, især for instrumenterne. Mere detaljerede simuleringer udført efterfølgende gør det muligt at specificere den nødvendige videnskabelige instrumentering. Det forventes nu at observere galakser med en rød forskydning på 15, som kræver at være i stand til at observere i midten af infrarød. Disse simuleringer fremhæver behovet for spektroskopi , fordi instrumenterne på Jorden ikke kan understøtte dette aspekt af observationen (som det gøres for Hubble ) på grund af det store skift i det røde, hvilket forårsager absorption af lysstråling fra atmosfæren .
Fra 1997 til 2000 blev en arbejdsgruppe dannet af det astronomiske samfund, Science Working Group , går ned til at definere de vigtigste videnskabelige mål, som det fremtidige teleskop skal være i stand til at opfylde, og udleder den instrumentering, der skal gøre det muligt at nå dem. NGST- teleskopet skal omfatte et bredt felt nær-infrarødt kamera, et multi-objekt nær-infrarødt spektrograf og en melleminfrarød spektroimager. Grundlaget for NASA's samarbejde med den canadiske rumfartsagentur og Den Europæiske Rumorganisation blev lagt på dette tidspunkt. De første tekniske undersøgelser udføres for udvikling af spejle med lav masse, detekterings- og kontrolsystem for bølgefront, detektorer og aktuatorer . I slutningen af 2000 viste en detaljeret analyse, at udgifterne til teleskopet oversteg det planlagte budget med flere hundrede millioner US $. Lanceringen er ikke mulig før 2008 i betragtning af længden af spejludviklingscyklussen. For at reducere omkostningerne blev diameteren af det primære spejl reduceret i 2001 til seks meter.
De to største producenter af teleskopet - TRW / Ball Aerospace og Lockheed-Martin - er valgt, mens Jet Propulsion Laboratory er valgt til udvikling af MIRI (Mid-Infrared Instrument ) . IJuni 2002, er udviklingen af NIRCam (en) ( Near-InfraRed Camera ) overdraget til et team fra University of Arizona . Teleskopet omdøbes iSeptember 2002James Webb Space Telescope (JWST), til ære for denne administrator i spidsen for NASA i løbet af Apollo-programmet . Ariane 5- løfteraket, finansieret af ESA , blev valgt i 2003 til at placere teleskopet i kredsløb i stedet for Atlas V- raketten, oprindeligt planlagt, men med lavere kapacitet. Samtidig reduceres spejlets overfladeareal fra 29,4 til 25 m 2, mens antallet af elementer i det primære spejl går fra 36 til 18 . Den NASA vælger beryllium som materiale til fremstilling af denne primære spejl på 6,5 meter i diameter. Teleskopet går i 2004 ind i en fase med detaljerede specifikationer ( fase B ), som varer 4 år. Omkostningerne ved teleskopet gennemgås på baggrund af resultatet af de detaljerede specifikationer.
De fire videnskabelige hovedmål for JWST er:
Alle disse mål nås mere effektivt ved at studere infrarød stråling snarere end synligt lys . Den røde forskydning , tilstedeværelsen af støv og den meget lave temperatur for de fleste af de undersøgte objekter kræver, at teleskopet foretager sine observationer i det infrarøde ved en bølgelængde mellem 0,6 og 28 mikron. For at disse målinger ikke forstyrres af infrarøde emissioner fra selve teleskopet og dets instrumenter, skal samlingen holdes i et temperaturinterval under 55 K (ca. 40 K , dvs. -233,15 ° C ).
Til dette formål har teleskopet et stort metalliseret varmeskjold, der reflekterer infrarøde stråler fra solen, jorden og månen. Den JWST vil være placeret ved den Lagrange L 2 punkt af Sun - Jordens system , som gør det muligt teleskopet at være konstant i Jordens skygge og systematisk har varmeskærm mellem dets sensorer og tre stjerner.
Galakser viser, hvordan sagen i universet er organiseret i stor skala. De giver spor til universets natur og historie. Forskere forsøger at bestemme, hvordan denne sag har organiseret sig, og hvordan den har ændret sig siden Big Bang ved at undersøge materiens fordeling og opførsel i forskellige skalaer af partiklen, fra subatomært niveau til galaktiske strukturer. I denne sammenhæng skal JWST- teleskopet besvare følgende spørgsmål om galakser:
De protoplanetære systemer og stjerner fødes enorm masse af gas og støv blokerer synligt lys. I det infrarøde spektrum er det muligt at observere dannelsen af stjerner og planeter inden for disse klynger. JWST skal gøre det muligt at observere disse regioner badet i stråling med uovertruffen finesse.
JWST- teleskopet overtager fra Hubble- teleskopet , som når slutningen af dets levetid, når det lanceres. Det dækker kun en del af det synlige lysspektrum, som dets forgænger kunne observere, men mere i infrarødt .
Efter nedbrydning af det infrarøde spektrum af en exoplanet i transit foran sin stjerne tillader dets absorptionslinjer os at udlede den molekylære sammensætning af dens atmosfære . Dette er et af nøgleelementerne til at vurdere den mulige tilstedeværelse af liv .
Funktion | JWST | Hubble | Herschel |
---|---|---|---|
Bølgelængder | 0,6-28 µm Nær og melleminfrarød |
0,1–2,5 µm Synlig og nær infrarød |
60–500 µm Mid og langt infrarød |
Dimensioner | 22 × 12 m | Længde: 13,2 m Diameter: 4,2 m |
Længde: 7,5 m Diameter: 3,3 m |
Masse | 6,2 t . | 11 t . | 3,3 t . |
Kredsløb | Lagrange punkt L 2 | Lav bane | Lagrange punkt L 2 |
Udviklingen af JWST- rumobservatoriet er særlig ambitiøs og kompleks, fordi den introducerer flere tekniske innovationer for at opnå de målrettede præstationer. Disse kræver et teleskop med en meget stor blænde (6,5 m ), en meget lav temperatur af detektorerne opnået uden kryogen væske for ikke at begrænse varigheden af missionen og observationsforholdene uden strølys. For at opnå dette er rumobservatoriet beskyttet mod lyset, der kommer fra solen og jorden af et enormt varmeskjold, der passivt opretholder detektorens temperatur ved 37 Kelvin , hvilket gør det muligt at opnå meget god ydeevne i det nær og mellemstore infrarøde. Observationer foretages i spektralbåndet 0,6-28 mikron. Teleskopets følsomhed er kun begrænset af stjernetegnets lys og overstiger den for de største jordobservatorier med en faktor på 10 til 100.000 afhængigt af observationsmetoden og bølgelængden. Observatoriet er designet til at fungere i mindst fem år og transporterer forbrugsvarer (drivmidler) i ti år. Dens samlede masse er 6,5 tons. De vigtigste innovationer er hovedspejlet, der indsættes i kredsløb og derefter justeres nøjagtigt, implementeringen af varmeskjoldet og introduktionen af et mikrolukkersystem ved hjælp af MEMS- teknologi .
James Webb-teleskopet kombinerer en meget stor blænde med billedkvalitet, der er kendetegnet ved lav diffraktion og følsomhed over et bredt infrarødt spektrum. Intet jord- eller rumobservatorium har sine egenskaber. Hubble-rumteleskopets åbning er meget mindre, og det kan kun observeres i det infrarøde op til 2,5 µm mod 28 µm for JWST . Spitzer , NASAs store infrarøde rumteleskop , der blev lanceret i 2003, har en meget mindre blænde (83 cm ), er meget mindre følsom og har en meget lavere vinkelopløsning. I spektroskopi har James Webb-teleskopet takket være dets multi-objekt og fuldfeltstilstand kapaciteter, der er fraværende i Hubble og Spitzer. Dens egenskaber gør det muligt at observere alle galakser, hvis rødforskydning er mellem 6 og 10, og detektere lyset fra de første galakser, der dukkede op efter Big Bang , hvis rødforskydning er omkring 15 . Webb er designet til at være et supplement til fremtidige store jordobservatorier, såsom 30 meter teleskopet i bølgelængder op til 2,5 µm . Det bevarer sin overlegenhed ud over denne bølgelængde, fordi jordobservatorier er handicappede af termiske emissioner fra atmosfæren.
Realiseringen af de mest komplekse dele af teleskopet, der kræver en lang udviklingsfase, nemlig instrumenterne og de 18 segmenter af det primære spejl, starter fra Marts 2004. Iaugust 2006NIRCam-instrumentet ( Near-InfraRed Camera ) og MIRI (Mid-Infrared Instrument) (in) består den kritiske designanmeldelse, som gør det muligt at starte realiseringen af flymodellerne. Afjanuar 2007 på december 2008, kommissioner, internt til NASA og ekstern, gennemgå projektets design og planlægning og give deres godkendelse til overgangen til fase C (detaljeret definition) og D (konstruktion). Ijuli 2008, bygherren af ISIM- strukturen ( Integrated Science Instrument Module (en) ), hvori instrumenterne er anbragt, leverer den til Goddard Space Center til en række tests. Disse skal gøre det muligt at verificere, at strukturen er i stand til at modstå lanceringen og derefter det termiske miljø i rummet, samtidig med at instrumenterne holdes i en præcis position i forhold til den optiske del. Imarts 2010, godkender JWST den kritiske designanmeldelse, hvis formål er at sikre, at rumteleskopet opfylder alle de videnskabelige og tekniske mål, der er angivet i specifikationerne. Inovember 2011, er produktionen af de primære spejle afsluttet. Disse blev efter polering dækket med et tyndt lag guld og har med succes gennemgået en kryogen test, der skulle sikre deres opførsel, når de blev udsat for kulden i rummet. Goddard Space Center modtagerjanuar 2012de to første videnskabelige instrumenter - spektrometeret MIRI , der opererer i det infrarøde middel, leveret af Den Europæiske Rumorganisation og spektro-imager NIRISS ( Near Infrared Imager and Spectrograph Slitless (in) leveret af den canadiske Rumorganisation - samt FGS ( Fine Guidance System (en) ), leveret af det samme agentur. Ball leverer de første tre segmenter af det primære spejl til Goddard Center, mens Northrop Grumman og dets partner ATK fuldender fremstillingen af den del centrale del af strukturen, der understøtter primært spejl.februaropførelsen af de to bevægelige dele af den primære spejlstøtte er afsluttet, mens de sidste to videnskabelige instrumenter, NIRCam- kameraet og NIRSpec (en) ( Near InfraRed Spectrograph ), leveres henholdsvis af University of Arizona og European Space Agency . Konstruktionen af platformen , der samler alt supportudstyr, blev afsluttet i 2014. Grumman producerede en skala 1 ingeniørmodel af varmeskjoldet for at teste dets foldning og implementering. I samme år gennemgår ISIM- modulet , hvori de fire videnskabelige instrumenter blev samlet, en række termiske tests, der gør det muligt at verificere ydelsen og opførslen af den tilknyttede elektronik. Ioktober 2015, er den optiske del af teleskopet (OTE, for optisk teleskopelement (en) ), der omfatter de 18 segmenter af det primære spejl, støttestrukturen såvel som det sekundære spejl, samlet. Imarts 2016, den optiske del og ISIM med videnskabelige instrumenter er igen samlet.
I begyndelsen af 2017 blev forsamlingen dannet af den optiske del og de instrumenter, der var knyttet til ISIM , transporteret med skib til Johnson Space Center i Houston (Texas). Her bliver optiske tests udføres i kammeret tomt A . Derefter samles varmeskjoldet, platformen, ISIM og optikken i 2018 på Northrop Grumman og derefter klar til afsendelse til Kourou-basen. Efter modtagelse udføres der begrænsede tests og derefter udfyldes tankning. Rumteleskopet er placeret i foldet position under sin kappe , der er fastgjort til toppen af Ariane 5 ECA- løfteraket, der er valgt til lancering i kredsløb. Lanceringen udsættes gentagne gange (se nedenfor).
Anslået år |
Planlagt lancering |
budget anslået |
---|---|---|
1997 | 2007 | 0,5 milliarder USD $ |
1998 | 2007 | 1 |
1999 | 2007 til 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 til 2016 | 6.5 |
2011 | 2018 | 8.7 |
2013 | 2018 | 8.8 |
2018 | 30. marts 2021 | 9,66 |
2020 | 31. oktober 2021 |
I 2005 blev de samlede omkostninger til projektet anslået til $ 4,5 mia., Hvoraf $ 3,3 mia. Til design, konstruktion, lancering og idriftsættelse og ca. $ 1 mia. Til driftsfasen, anslået til $ 10 mia. År. Den Europæiske Rumorganisation (ESA) bidrager med 300 millioner euro. Dette budget inkluderer:
Anslået til 3 mia. $ I 2005 (del finansieret af NASA ) vurderes teleskopets omkostninger regelmæssigt i løbet af de følgende år. I 2009 blev projektets omkostninger igen revideret opad. Det er sat til omkring 3,5 milliarder euro (4,92 milliarder dollars). For nogle aktører i det videnskabelige program er dets omkostninger blevet for store, hvilket belaster rumagenturernes budgetter, herunder de andre videnskabelige missioners NASA . I løbet af sommeren 2011 påtænkes annulleringen af projektet af nogle repræsentanter for den amerikanske kongres efter en endelig revurdering af omkostningerne, nu anslået til 8,8 mia. USD inklusive operationel ledelse, men ikke medregnet. Deltagelse af Den Europæiske Rumorganisation (650 millioner dollars). Endelig undgår projektet aflysning, men NASA beordres til at give en månedlig vurdering af projektets fremskridt og dets omkostninger.
I 2018 anslås prisen til 9,66 milliarder dollars, og lanceringen udsættes til Maj 2020, derefter til 30. marts 2021.
Det 10. juni 2020, Thomas Zurbuchen , direktør for videnskabsprogrammer ved NASA , meddeler, at en lancering iMarts 2021er ikke længere muligt. Ifølge ham, mens tidsplanen allerede var meget stram, har Covid-19-pandemien fuldstændig forstyrret tempoet i holdets arbejde. Det16. juli 2020, meddeles det, at lanceringsdatoen er skubbet tilbage til 31. oktober 2021.
James Webb-rumobservatoriet skal lanceres i rummet i efteråret 2021 af en Ariane 5 ECA- raket affyret fra Kourou-rumcentret i Fransk Guyana . Derefter begynder rejsen til sin destination, Lagrange L 2-punktet , 1,5 millioner kilometer fra Jorden. Under transit, der varer omkring en måned, udføres teleskopet gradvist. Solpaneler, der leverer energien, er operationelle i de første timer, men de andre implementeringsoperationer begynder først 2,5 dage efter lanceringen og finder sted over flere dage. En gang der passer pladsobservatoriet ind i en bane omkring Lagrange-punktet. Pladsen for denne bane er vinkelret på jord-sol-aksen og til ekliptikplanet og distancerer den op til 800.000 km fra Lagrange-punktet. JWST rejser denne bane om cirka seks måneder og foretager rettelser hver 21. dag. JWSTs temperatur falder gradvist, og to måneder efter lanceringen er den lav nok til, at infrarøde fotodetektorer kan fungere. 33 dage efter lanceringen aktiveres FGS fint styresystem såvel som NIRCam og NIRSpec instrumenterne . Operatørerne sørger for, at billedet når NIRCam- kameraet . I løbet af anden og tredje måned er de primære og sekundære spejle justeret således, at billedet, der dannes på rumteleskopets brændplan, opnår den ønskede ydeevne. En periode med test og kalibrering af instrumenterne begynder, som slutter seks måneder efter lanceringen. Teleskopet kan derefter begynde sin videnskabelige mission.
For at nå de videnskabelige mål er JWST designet til at fungere i mindst 5,5 år. I modsætning til infrarøde observatorier som Herschel er denne levetid ikke begrænset af den tilgængelige mængde kryogen væske, fordi dens detektorer, der ikke behøver at blive afkølet til lave temperaturer, afkøles mekanisk ( MIRI ) eller passivt. De eneste begrænsende faktorer er slid på elektroniske eller mekaniske komponenter og især mængden af drivmidler til at holde teleskopet i sin bane, fordi det ikke er helt stabilt. JWST bærer nok drivmidler til at blive i kredsløb i mindst 10 år. Som de fleste rumteleskoper, men i modsætning til Hubble- rumteleskopet (indtil tilbagetrækningen af den amerikanske rumfærge ), kan JWST ikke repareres, og dens instrumenter kan ikke udskiftes, fordi dets fjernhed forhindrer menneskelig indgriben.
Den mission Space Telescope Science Institute er at styre driften af teleskopet i kredsløb, skal du vælge og planlægge observationer, indsamle data, distribuere det og arkivere den. Hvad angår de andre store rumobservatorier i NASA, tildeles 10% af observationstiden i løbet af instrumentets levetid til astronomer, der deltog i realiseringen af instrumenterne ( Garanteret Time Observer eller GTO), dvs. 30 måneder. I samme periode forbliver 10% af observationstiden efter STScI 's skøn ( Director's Discretionary Time eller DD), mens 80% af tiden tildeles astronomer rundt om i verden ( Guest Observer eller GO). Sidstnævnte, for at bruge teleskopet, forelægger deres observationsforslag til et udvalg, kaldet JWST Advisory Committee , der består af astronomer og repræsentanter for rumagenturer, der er involveret i udviklingen af JWST . Udvalget vælger de mest interessante forslag under hensyntagen til missionens generelle mål. Observationer af den første årlige cyklus skal falde inden for målene for det tidlige frigivelsesvidenskabsprogram, der er defineret for hurtigt at opnå størst mulig videnskabelig tilbagevenden og præcist måle instrumenternes kapacitet. Andelen af tid tildelt GTO vil være større i denne første cyklus (mellem 25 og 49%).
For at opretholde temperaturen på detektorerne og den optiske enhed ved dens værdier skal JWST 's retning være sådan, at varmeskjoldet fuldstændigt opfanger strålingen fra solen og jorden. For at ændre dets sigte kan teleskopet dreje 360 ° rundt om aksen, der understøtter det primære spejl, uden at forekomsten af solstråling ændres. På den anden side, i betragtning af varmeskjoldets størrelse og form, skal vinklen mellem den og solens retning være mellem -5 ° og 40 ° (se diagrammet nedenfor). På grund af denne begrænsning repræsenterer det observerbare område på et givet tidspunkt ca. 40% af himmelhvelvet (Hubble 80%). JWSTs bane rundt om solen gør det muligt at foretage observationer af hele himmelhvelvningen i mindst 100 dage i løbet af et år. I stjernetegnområdet mellem 85 og 90 ° kan observationen være kontinuerlig.
Grænser for observationsfeltet. Stjernetegnområdet (A i diagrammet) kan observeres hele året rundt.
Antal observationsdage som en funktion af højden over ekliptikken. Hvis det observerede objekts ekliptiske bredde er mindre end 45 °, er der flere observationsperioder fordelt over året uden kontinuitet.
James Webb-rumteleskopet har en opløsningskraft på 0,1 buesekund ved en bølgelængde på 2 mikron. Denne evne gør det muligt at skelne mellem en fodbold placeret i en afstand af 550 km . Det svarer stort set til Hubble-rumteleskopet, som har et spejl med en meget mindre diameter (2,75 gange mindre). Men denne foretager sine observationer i kortere bølgelængder (ca. 0,7 mikron). For en lige spejlstørrelse er opløsningskraften dog desto større, da bølgelængden er kort.
Ydeevne efter tilstand og instrumentMode | Instrument | Længder bølger |
Rumlig opløsning |
Spektral opløsning (λ / Δλ) |
Mark | Bemærk | |
---|---|---|---|---|---|---|---|
Billede | Billede | 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 ′ | |||
Blænde maske interferometri | NIRISS | 3,8-4,8 µm | 0,065 | - | 5,1 '× 5,1' | ||
Koronografi | 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 µm | 0,11 | - | 24 ″ × 24 ″ | |||
MIRI | 15,5 µm | 0,11 | - | 24 ″ × 24 ″ | |||
MIRI | 23 um | 0,11 | - | 30 ″ × 30 | |||
Spektral analyse | Spalteløs spektroskopi | NIRISS | 1–2,5 µm | 150 | 2,2 '× 2,2' | ||
NIRISS | 0,6-2,5 µm | - | 700 | speciel tilstand | |||
NIRCam | 2,4-5 µm | - | 2000 | 2,2 '× 2,2' | |||
Multi-objekt spektroskopi | NIRSpec | 0,6-5 µm | - | 100, 1000, 2700 | 3,4 ′ × 3,4 ′ 0,2 × 0,5 ′ ′ |
||
Spalte spektroskopi | 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 | |||
Integreret felt spektroskopi | NIRSpec | 0,6-5 µm | 100, 1000, 2700 | 3,0 ″ × 3,0 | |||
MIRI | 5–7,7 µm | - | 3500 | 3,0 ″ × 3,9 ″ | |||
MIRI | 7,7-111,9 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 ″ |
Teleskopet består af fire underenheder:
Den James Webb Observatory platformen samler det udstyr, der fungerer som en støtte til driften af rumteleskopet. Det er fastgjort til den oplyste side af solskærmen nær rumfartøjets massecenter. Den har en parallelepipedal form 3,5 × 3,5 meter sidelæns og ca. 1,5 meter høj. Dens centrale del er optaget af en konisk struktur lavet af plast med kulfiberforstærkning 2,5 meter i diameter ved bunden, der er fastgjort til raketten og understøtter vægten af solskærmen og den optiske del. Ved bunden af denne kegle er rumteleskopets vigtigste fremdrivningssystem. De solpaneler , som tilvejebringer den elektriske energi danne en fast vinge 5,9 meter lang fastgjort på platformen danner en fast vinkel på 20 ° i forhold til planet af solskærmen. Teleskopets orientering ændres, og sigtningen opretholdes med en nøjagtighed på 0,01 µrad ved hjælp af seks reaktionshjul (hvoraf to er ekstra), som når de er mættede, aflades af små raketmotorer . Disse trækker deres drivmidler fra tanke placeret på platformen. Kommunikation sikres ved hjælp af en parabolantenn med stor forstærkning og i tilfælde af at skifte til overlevelsestilstand med to retningsbestemte antenner. Platformen indeholder også den indbyggede computer, der modtager og fortolker de operationer, der skal udføres, udsender dem igen, indsamler og gemmer videnskabelige data, før de sendes til Jorden.
Den varmeskjold , 22 meter lange og 12 meter brede, holder teleskopet i skyggen, så at de og deres videnskabelige instrumenter forbliver på de ekstremt lave temperaturer er nødvendige til observation af infrarød stråling. Varmeskjoldet består af en stor, langstrakt sekskantet overflade på størrelse med en tennisbane lavet af seks lag metalliseret polymer. Et sæt bjælker og kabler tillader dets anvendelse, når teleskopet er i kredsløb. Det deler rumobservatoriet i to dele: en varm del udsat for stråling fra solen, jorden og månen. På denne side er også platformen, der indeholder elektronikken, som i sig selv er en infrarød kilde. Den kolde del ( 300 K køligere end den varme side) placeret på den anden side af varmeskjoldet inkluderer teleskopet og videnskabelige instrumenter. Skjoldet hjælper også med at reducere termiske variationer, der kan forvrænge det primære spejl.
Den optiske del består af et anastigmatisk system med tre spejle med en brændvidde på 131,40 m til en blænde på f / 20.
Primært spejlDet primære spejl er af den segmenterede type med en diameter på ca. 6,5 m (ved projektets start forventedes det at være 8 m ) og en masse på 705 kg . Spejlet er lige under tre gange diameteren af Hubble- teleskopet (2,4 m ), og dets opsamlingsareal er 25 m 2 . Det primære spejl er for stort til at passe ind under løfterakettens hætte , derfor er det opdelt i 18 sekskantede 1,3 meter brede elementer, der gør det muligt at folde i tre dele til lanceringen og derefter anvende det en gang i rummet. Segmenterne i det primære spejl er fastgjort til en stiv struktur lavet af carbon- kompositmateriale . Hvert segment er lavet af beryllium, som er relativt stift. Den er formet, så den ideelt er ved en temperatur på 40 K en gang i rummet. Seks aktuatorer fastgjort til hvert segment gør det muligt at justere dets position og en syvende gør det muligt at ændre dens krumningsradius.
Den beryllium blev valgt, fordi det er en holdbar metal, lys og hvis termiske udvidelseskoefficient er meget lav på de temperaturer, der forekommer i rummet (mellem 30 og 80 K ). Det er blevet brugt med succes af Spitzer og IRAS infrarøde rumteleskoper . Berylliumlaget er 1 mm tykt , hvilket gør det muligt at begrænse den samlede masse af det primære spejl til 625 kg mod 1 t for Hubble- glasspejlet .
Overfladen på det primære spejl er, ligesom andre JWST- spejle, dækket af et tyndt lag guld (tykkelse på 100 nm eller 48,25 g for hele spejlet). Guld har den egenskab at optimalt reflektere den del af det elektromagnetiske spektrum, der observeres af JWSTs instrumenter : det røde af det synlige spektrum og det infrarøde usynlige for vores øjne. På den anden side afspejler det meget dårligt det blå af det synlige spektrum. Det meget skrøbelige guldlag er igen dækket af et tyndt lag glas. Det er guldet, der giver sin farve til spejlens overflade.
Området med det primære spejl seks gange større end Hubble-området gør det muligt for teleskopet at samle et billede ni gange hurtigere end dets forgænger. Den Teleskopets opløsningsevne når op 0,1 arc s i infrarøde område (0,6 ' ved 27 mikron bølgelængde). I modsætning til Hubble tillader det ikke, at lysspektret observeres i det ultraviolette og det synlige.
Sekundært spejlDet sekundære spejl med en diameter på 0,74 meter koncentrerer lyset fra det primære spejl og sender det tilbage til det tertiære spejl. Det er ophængt over det primære spejl af en stativformet struktur. Berylliumspejlets retning kan justeres ved hjælp af aktuatorer med seks frihedsgrader .
Andre elementer i den optiske delDe andre elementer i den optiske del inkluderer det faste tertiære spejl, det fine orienteringsspejl, der tillader nøjagtige justeringer af lysstrålen samt strukturen, der understøtter det primære spejl.
Inspektion af et af elementerne i det primære spejl.
Installation af det sekundære spejl.
Det sekundære spejl rengøres med kuldioxid sne.
Teleskopet er udstyret med tre hovedinstrumenter og et sekundært instrument, der er samlet i en struktur fastgjort på bagsiden af det primære spejlholder og danner ISIM ( Integrated Science Instrument Module ). Den ISIM indbefatter også, i en vis afstand fra instrumenterne, radiatorer som evakuere varmen af instrumenterne til at opretholde deres lave temperatur, elektronisk udstyr gør det muligt at styre de instrumenter, et styresystem og datastyring specifikke for ISIM , den ICDH ( ISIM Command and Data Handling ) samt den mekaniske kryogene køler, der bruges til at sænke temperaturen på MIRI- instrumentet .
NIRCam ( Near-InfraRed Camera , på fransk nær infrarødt kamera) er et bredt feltkamera, der fungerer i nærheden af infrarødt fra 0,6 til 5 µm . Kameraet har to næsten identiske underenheder, der dækker tilstødende dele af himlen adskilt af 44 buesekunder. Det optiske felt for hvert af disse moduler er 2,2 × 2,2 lysbue minutter . Et af de to instrumenter dækker bølgelængder mellem 0,6 og 2,3 µm (kortbølge), det andet mellem 2,4 og 5 mikron. Lys fra kortbølgeinstrumentet rammer fire detektorer (2 × 2) på 2.040 × 2.040 pixels hver, mens lys fra det andet instrument rammer en enkelt detektor på 2.040 × 2.040 pixels. Den beslutning er 0,032 bue sekund per pixel for det første sæt af detektorer og 0,065 arc s for den anden. Filtre tillader valg af bestemte bølgelængder. Kortbølgeinstrumentet har fem filtre, der vælger brede ( R ~ 4 ), fire mellemstore (R ~ 10) og tre smalle (R ~ 100) bånd . Det andet instrument har tre brede, otte mellemstore og fire smalle filtre. Instrumentet har en koronografitilstand for at kunne producere billeder af meget svage genstande tæt på meget lyse kilder såsom exoplaneter eller affaldsdiske. Instrumentet kan også udføre hurtig billeddannelse på små områder såvel som spalteløs spektroskopi i spektralbåndet 2,4–5 um med R ~ 1700 opløsning. NIRCam er udviklet af et team fra University of Arizona og Lockheed Martin Center for Advanced Technology .
Kameraets egenskaber skal gøre det muligt at opfylde følgende mål:
Det optiske modul på NIRCam- instrumentet ankommer til Goddard Center.
Nærbillede af NIRCam- optikken .
NIRCam fokalplandetektor .
NIRSpec ( Near-InfraRed Sprectrometer , på fransk "spektrometer til det nærmeste infrarøde") er et multi-objekt-spektrometer, der fungerer i det nærmeste infrarøde fra 0,6 til 5,3 µm . Det er optimeret til observation af meget fjerne galakser, ikke meget lyse og mange kompakte kilder.
Tre observationsmetoder er tilgængelige:
For at undgå den forvirring, der kunne genereres ved overlappende spektre, er det observerbare spektrale bånd (0,6 til 5,3 um ) opdelt i tre underbånd, der vælges af et filter, som skal observeres separat.
Fra et teknisk synspunkt består NIRSpec af 14 spejle samt et sæt med otte filtre og syv udskiftelige dispersive elementer. Lysstrømmen passerer gennem et første filter, der gør det muligt enten at vælge det spektrale bånd, der skal observeres (> 0,7 μm ,> 1 μm ,> 1,7 μm ,> 2,9 μm ) eller at udføre pegeoperationer mod målet eller at udføre kalibrering operationer (klart eller uigennemsigtigt filter). Efter at have passeret gennem spalterne eller MSA- matrixen passerer strålingen gennem en diffraktiv optik, der vælges i henhold til bølgelængden og den spektrale opløsning, som man ønsker at favorisere. Fokalplanet indeholder to 2048 × 2048 pixel kviksølv-cadmium tellurid infrarøde fotodetektorer, der er følsomme over for bølgelængder på 0,6 til 5 µm og udviklet af Teledyne Imaging Sensors . De adskilles af et interval på 17,8 sekunders bue, hvilket resulterer i et hul i spektret (dette er spredt over de to detektorer). NIRSpec- instrumentet, der måler 1,9 meter i sin største dimension, har en masse på 200 kg .
MSA- matrixen består af et gitter dannet af fire kvadranter, der hver er opdelt i 365 celler på × -aksen (retning af spektral dispersion) og 171 celler i y-retning, dvs. 248.000 celler i alt (62.000 pr. Kvadrant). Hver celle, der måler 100 × 200 um (tykkelsen på et par hår), er forseglet med en bevægelig dør. To elektroder er fastgjort på den ene side til døren, der lukker cellen, på den anden side til den skillevæg, hvorpå sidstnævnte kan foldes ned. Ved at anvende en ladning i den modsatte retning på de to elektroder i en given celle udløses dens åbning. En mobil magnetisk arm gør det muligt at handle på alle døre. Disse mikrosystemer bruger MEMS- teknologi . En af begrænsningerne ved MSA er, at kun en stjerne kan observeres på hver række parallelt med × -aksen, fordi dens spektrum bruger detektorens fulde bredde. Stjernen skal også være centreret i cellen. For at observere alle stjernerne i en given zone er det derfor nødvendigt at foretage flere observationer, hver gang forud for en ændring af teleskopets peger.
De karakteristiske træk ved NIRSpec skal aktivere følgende mål, der skal opfyldes:
NIRSpec leveres af Den Europæiske Rumorganisation, og ESTEC overvåger dens udvikling i Holland. Hovedleverandøren er Airbus Defense and Space- anlægget i Ottobrunn , Tyskland . Sensorer og mikroskodder leveres af NASAs Goddard Space Flight Center .
MSA mikrolukkerarray . A: Aktivt område - B: Vindue til integreret feltspektroskopi - C: faste spalter - D: Retning af spektral spredning - E: Bevægelig magnetisk arm - F: 365 (rækker) elektroder (spænding + V2) fastgjort på den lodrette væg på magnetside - G: Torsionsstang (hængsel) - H: 171 (søjler) elektroder (spænding -v1) fastgjort på skodderne på detektorsiden.
Design af MSA-skodderne ( Micro Shutter Assembly ): A: Magnetbånd fastgjort over skodderne (i retning af søjlerne) - B: Hængsel og torsionsstang - C: Skilleelektrode (i retning af rækker) - D: Retning af infrarød stråling - E: Retning af magnetarmens bevægelsesretning for at programmere og frigøre skodderne - F: Magnetarmens bevægelsesretning for at åbne og låse skodderne M: Bevægelig magnetisk arm.
MIRI (på engelsk Mid InfraRed Instrument , "instrument for medium infrarød" ) er et instrument, der omfatter et kamera og et spektrometer (spektro-imager), der fungerer i det infrarøde medium fra 5 til 28 µm . Instrumentet skal især gøre det muligt at tage fotos og spektre af unge exoplaneter og deres atmosfære, at identificere og karakterisere de første galakser i universet og at analysere det varme støv og de molekylære gasser fra unge stjerner og diske . Fire observationsformer er mulige:
MIRI- instrumentet leveres af Den Europæiske Rumorganisation . Det bygges af et konsortium af laboratorier fra ti europæiske lande, koordineret af Edinburgh Observatory i Skotland. MIRI består af to forskellige dele: på den ene side billedet / koronograferne / spektro-lavopløsningen kaldet MIRIM, udviklet og produceret under ledelse af CNES i Frankrig af Department of Astophysics of CEA-Saclay , med deltagelse af LESIA (Paris Observatory), Institute of Space Astrophysics (IAS) og Marseille Astrophysics Laboratory (LAM); og på den anden side mediumopløsningsspektrograf med feltintegral funktionalitet (IFU), kaldet MRS, bygget af Rutherford Appleton Laboratory (RAL) under ledelse af Science and Technology Facilities Council (STFC) engelsk. Den RAL sikrer integrationen af alle komponenter instrumenter og test.
MIRI har tre detektorer, hver en million pixels: en til MIRIM og to til MRS . Disse detektorer er identiske i deres design.
MIRI- instrumentets egenskaber skal gøre det muligt at opfylde følgende mål:
Detektorerne består af tre arsen doterede chips , der hver omfatter 1.024 × 1.024 pixels. Instrumentet i den observerede bølgelængde er særlig følsom over for den termiske baggrund. Den afkøles til 7 K af en mekanisk kryokøler. For at foretage observationer i det termiske infrarøde med JWST skal MIRI faktisk være udstyret med et ekstra kølesystem , som Jet Propulsion Laboratory (JPL) fra NASA er ansvarlig for. Dette fungerer på samme måde som køleskabe og klimaanlæg: En væske, der bringes til kolde temperaturer i den "lunkne" del, indsprøjtes i den kolde del, hvor den absorberer varmen, inden den vender tilbage til kondensatoren. En varmekilde kommer fra en rest fra rumfartøjet, men en anden kommer fra dens elektronik, der ligger nær instrumenterne. Det meste af elektronikken befinder sig i den meget varmere rumfartøjsbus, og der kræves en stor slange for at reducere varmen produceret af elektronikken på den kolde side. Mindre varme skal således evakueres fra den "varme" del.
NIRISS ( Near Infrared Imager and Slitless Spectrograph ) er et sekundært instrument forbundet med FGS ( Fine Guidance System (en) ) men uafhængigt af det. Det handler om en spektro-imager, der gør det muligt at realisere spektre stort felt i båndet 1 til 2,5 mikron med en spektral opløsning R ~ 150 , spektre på et enkelt objekt i båndet 0,6 til 2,8 mikron ved hjælp af en grism med en spektral opløsning R ~ 700 . Det gør det også muligt at udføre spektre ved interferometri ved hjælp af en ikke-redundant maske (NRM) i spektralbåndet fra 3 til 4,8 mikron. Instrumentet tillader også, at billeder produceres over et bredt spektrum (1 til 5 mikron) og et optisk felt på 2,2 × 2,2 bueminutter. Instrumentet har to sæt filtre til at vælge smalle spektralbånd. Strålingen ankommer til fokalplanet på en kviksølv-cadmium-tellurid- detektor med 2048 × 2048 pixels. Instrumentet leveres af den canadiske rumfartsorganisation . Hovedproducenten er Honeywell (tidligere COM DEV).
FGS ( Fine Guidance System ) er et fint styresystem, der udfører tre funktioner:
På det tekniske niveau består FGS af et første spejl, der stammer den indfaldende stråling (POM pick-off mirror ) og et sæt af tre spejle ( tre-mirror-enhed ), der kollimerer denne stråling mod et spejl, der fokuserer det på en detektor placeret i fokalplan. Dette omfatter en 2048 × 2048 pixel kviksølv-cadmium-tellurid infrarød fotodetektor, der er følsom over for bølgelængder på 0,6 til 5 µm . Dens følsomhed er 58 µJy for en bølgelængde på 1,25 µm . Instrumentet er uden lukker og optisk filter. Den FGS leveres af den canadiske rumagentur . Hovedproducenten er Honeywell (tidligere COM DEV).
Placering af FGS og optisk sti.
De FGS samles.
: dokument brugt som kilde til denne artikel.
Reference dokumenter