Uzay teleskobu James Webb
organizasyon | NASA , ESA ve ASC |
---|---|
programı | kökenler |
Alan | Kızılötesi astronomi |
Durum | Geliştirilmekte |
Başlatmak |
ortasından daha erken değilKasım 2021 Guyanalı Uzay Merkezi |
Başlatıcı | Ariane 5 |
Süre | 5.5 yıl (birincil görev) |
sitesi | stsci.edu/jwst |
Lansman sırasında kitle | ~ 6.200 kg |
---|
yörünge | Güneş merkezli |
---|---|
yer | Lagrange noktası L 2 |
Tür | Korsch |
---|---|
Çap | 6.50 m |
Alan | 25 m 2 |
Odak | 131,40 m |
dalga boyu | Gönderen turuncu için orta kızılötesi (0.6 ila 28 mikron ) |
NIRCam | Yakın kızılötesi görüntüleyici |
---|---|
NIRSpec | Geniş açılı yakın kızılötesi spektrometre |
MIRI | Orta kızılötesi görüntüleme spektrografı |
NIRISS | Yakın kızılötesi görüntüleyici |
Uzay teleskobu James Webb ( James Webb Uzay Teleskopu , ya JWST, eskiden Yeni Nesil Uzay Teleskobu veya NGST) bir olan uzay teleskobu tarafından geliştirilen NASA ile işbirliği içinde Avrupa Uzay Ajansı (ESA) ve Kanada Uzay Ajansı (ASC). Lansmanı orta için planlanıyorKasım 2021.
JWST arasında gözlemlerini gerçekleştirir turuncu görünür spektrumun kızıl ötesi 0.6 ila 28 vasıtasıyla mikrometre . Kızılötesi gözlem için Hubble Uzay Teleskobu'ndan daha iyi performans gösterir , ancak Hubble Uzay Teleskobu'nun aksine , ultraviyole ve görünür ışıkta (her ikisi de yer tabanlı teleskoplarla gözlemlenebilir) ışık spektrumunu gözlemlemesine izin vermez . 6,200 kilogramlık bir kütleye sahip , 6,5 metre çapında bir birincil aynaya sahip ( Hubble için 2,4 metreye kıyasla ): Çözme gücü kızılötesinde 0,1 ark saniyeye ulaşıyor ve Hubble'dan dokuz kat daha hızlı bir görüntü toplayabiliyor . Çözünürlük onun araçlarının sonra oluşan ilk yıldızları ve galaksileri gözlemlemek için, diğer şeylerin yanı sıra, kullanılmalıdır Big Bang .
İkinci isminden sonra 2002 yılında yeniden adlandırılan proje, NASA yöneticisi James E. Webb , teleskop bir tarafından açılacak olan 2019 yılının ilk devreye hedef tarihle tasarım aşamasında sonundadır Ariane 5 roketi gelen Kourou ve irade Güneş-Dünya sisteminin Lagrange L 2 noktası etrafında yörüngede , Güneş'in karşı tarafında , Dünya'dan 1,5 milyon kilometre uzakta konumlandırılacak. Bu pozisyonu korumak için, gözlemevinin küçük itmeler kullanarak periyodik düzeltmeler yapması bekleniyor. Bu amaç için sağlanan yakıt rezervleri, yaklaşık on yıl boyunca konumunda işlevsel kalmasını sağlamalıdır.
1989'da, Hubble Uzay Teleskobu'nun operasyonlarından sorumlu merkez olan Uzay Teleskobu Bilim Enstitüsü'nün yöneticisi , 2005 yılı civarında teleskopun yerini alması gereken teleskop hakkında bir düşünce başlattı. NASA'nın desteğiyle düzenlenen çalıştayın sonuçları , uzay ajansının pasif bir soğutma sistemi ile yakın kızılötesinde gözlem yapan sekiz metre çapında bir teleskopu incelemesini öneriyor. Hubble'ın lansmanından kısa bir süre sonra (1990) karşılaştığı sorunlar , “ Yeni Nesil Uzay Teleskobu ” (NGST) olarak adlandırılan bu teleskop projesinin çalışmasına geçici olarak son verdi . 1993 yılında, NASA ve astronomi topluluğu tarafından gökbilimcilerin gelecekteki ihtiyaçlarını belirlemek için bir komite oluşturuldu : Hubble'ın ömrünü 2010'a kadar uzatmayı ve dört metrelik aynalı bir uzay teleskopunun fizibilitesini incelemeyi önerdiler . Evrenin başlangıcına vurgu yaparak galaksilerin, yıldızların, gezegenlerin ve yaşamın oluşum sürecini incelemek. Bu spesifikasyonlara verilen yanıt, 1994 yılında 1 × 3 astronomik birim yörüngesinde dolaşan Hi-Z adlı dört metrelik bir teleskopun geliştirilmesidir .
1995 NASA yöneticisi ve Faster, Better, Cheaper'ın kışkırtıcısı Daniel Goldin , astronomik topluluğu cesur seçimler yapmaya ve tüm yol boyunca sekiz metrelik bir aynaya tutunmaya teşvik ediyor. Astronomlar bir ila beş hatta daha, bir konuşlandırılabilir sekiz metrelik ayna ilkesine dayalı yeni projeler öneriyoruz bir kırmızıya kayması olan çalışma galaksilere bilimsel olarak gerekli görünüyor ve etrafında yörüngede yerleştirilen bu yönünü yukarı alıyor Lagrange noktasında birlikte, çok katmanlı bir güneşlik tarafından pasif olarak soğutulan, bölmesiz optikler. 1996 yılında dört şirket tarafından gerçekleştirilen bir fizibilite çalışması , enstrümanlar da dahil olmak üzere montajın aynı şirket tarafından yapılması şartıyla, böyle bir teleskopu 500 milyon ABD Doları maliyetle üretmenin mümkün olduğu sonucuna varmıştır . Bu son varsayım, bundan sonra, özellikle araçlar için uygulanamaz olacaktır. Daha sonra gerçekleştirilen daha detaylı simülasyonlar, gerekli bilimsel enstrümantasyonu belirlemeyi mümkün kılar. Şimdi, orta kızılötesinde gözlemlemeyi gerektiren 15'lik bir kırmızıya kayma ile galaksileri gözlemlemek öngörülmektedir. Bu simülasyonlar, spektroskopi ihtiyacını vurgulamaktadır , çünkü Dünya'da bulunan aletler , atmosfer tarafından ışık radyasyonunun emilmesine neden olan kırmızıdaki büyük kayma nedeniyle ( Hubble için yapıldığı gibi) gözlemin bu yönünü destekleyemez .
1997'den 2000'e kadar astronomi topluluğu tarafından oluşturulan bir çalışma grubu olan Bilim Çalışma Grubu , gelecekteki teleskopun yerine getirmesi gereken temel bilimsel hedefleri tanımlamaya başlar ve bunlara ulaşmayı mümkün kılacak enstrümantasyonları çıkarır. NGST teleskopu , geniş alanlı bir yakın kızılötesi kamera, çok nesneli bir yakın kızılötesi spektrograf ve bir orta kızılötesi spektrogörüntüleyici içerecektir. Temelleri NASA'nın işbirliği Kanada Uzay Ajansı ve Avrupa Uzay Ajansı ile şu anda atıldı. Düşük kütleli aynalar, dalga cephesi algılama ve kontrol sistemi, dedektörler ve aktüatörlerin geliştirilmesi için ilk teknik çalışmalar yapılıyor . 2000 yılının sonunda, ayrıntılı bir analiz, teleskopun maliyetinin planlanan bütçeyi birkaç yüz milyon ABD doları aştığını gösterdi. Ayna geliştirme döngüsünün uzunluğu göz önüne alındığında, 2008'den önce piyasaya sürülmesi mümkün değildir. Maliyeti azaltmak için, birincil aynanın çapı 2001 yılında altı metreye düşürüldü.
Teleskopun iki ana üreticisi - TRW / Ball Aerospace ve Lockheed-Martin - seçilirken, MIRI'nin (Orta Kızılötesi Enstrüman ) geliştirilmesi için Jet Tahrik Laboratuvarı seçildi . İçinde Haziran 2002, Gelişimi NIRCam (tr) ( yakın kızılötesi kamerası ) bir ekip emanet edilir Arizona Üniversitesi . Teleskop yeniden adlandırıldıEylül 2002James Webb Uzay Teleskobu (JWST), Apollo programı sırasında NASA'nın başındaki bu yöneticinin onuruna. ESA tarafından finanse edilen Ariane 5 fırlatıcı,başlangıçta planlanan ancak daha düşük kapasiteli Atlas V roketi yerine teleskopu yörüngeye yerleştirmek için 2003 yılında seçildi. Aynı zamanda, ayna yüzey alanı 29.4 ila 25 düşürülür m 2 , birinci aynaya elemanlarının sayısı gider iken , 36'dan 18'e kadar olan . NASA seçer berilyum çapı 6.5 metre bu birinci aynanın üretimi için malzeme olarak kullanılmasıdır. Teleskop 2004 yılında4 yıl sürecek olanayrıntılı spesifikasyonların ( Aşama B )aşamasına girer. Teleskopun maliyetleri, ayrıntılı spesifikasyonların sonucu ışığında gözden geçirilir.
JWST'nin dört ana bilimsel amacı :
Tüm bu hedefler, görünür ışıktan ziyade kızılötesi radyasyonu inceleyerek daha verimli bir şekilde karşılanır . Kırmızıya kayma , toz ve nesnelerin en çok düşük sıcaklık varlığı 0.6 ve 28 mikron arasında bir dalga boyunda kızılötesi onun gözlem yapmak için teleskop gerektirir incelenmiştir. Bu ölçümlerin teleskopun kendisinden ve aletlerinden gelen kızılötesi emisyonlardan etkilenmemesi için , tertibatın 55 K'nin altında (yaklaşık 40 K , yani -233.15 ° C ) bir sıcaklık aralığında tutulması gerekir .
Bu amaçla teleskop, Güneş, Dünya ve Ay'dan gelen kızılötesi ışınları yansıtan büyük bir metalize ısı kalkanına sahiptir. JWST satırda yer alacak Lagrange L 2 noktadan ait Güneş - Dünya sistemi sistematik sensörleri ve üç yıldız arasında ısı kalkanı olması teleskop Dünya'nın gölgesinde sürekli olması ve izin verir.
Galaksiler, evrendeki maddenin büyük ölçekte nasıl düzenlendiğini gösterir. Evrenin doğasına ve tarihine dair ipuçları sağlarlar. Bilim adamları, maddenin atom altı seviyeden galaktik yapılara kadar, parçacığın farklı ölçeklerinde dağılımını ve davranışını inceleyerek, bu maddenin nasıl organize olduğunu ve Big Bang'den bu yana nasıl değiştiğini belirlemeye çalışıyorlar . Bu bağlamda JWST teleskobu galaksilerle ilgili şu sorulara cevap vermelidir:
Ata-gezegen sistemleri ve yıldız büyük doğarlar gaz ve toz kütlesi blokları görünür ışık. Kızılötesi spektrumda, bu kümeler içindeki yıldızların ve gezegenlerin oluşumunu gözlemlemek mümkündür . JWST, radyasyonla dolu bu bölgeleri eşsiz bir incelikle gözlemlemeyi mümkün kılmalıdır.
JWST teleskopu , fırlatıldığında ömrünün sonuna ulaşacak olan Hubble Uzay Teleskobu'ndan devralıyor . Selefinin gözlemleyebildiği görünür ışık spektrumunun yalnızca bir kısmını kapsar , ancak daha çok kızılötesinde .
Sonra ayrışma ve kızıl ötesi spektrumu , bir bölgesinin ötegezegenin olarak geçiş içinde yıldızı ön olarak, emme hatları bize onun moleküler yapısı anlamak için izin atmosfer . Bu, yaşamın olası varlığını değerlendirmek için anahtar unsurlardan biridir .
Özellik | JWST | Hubble | Herschel |
---|---|---|---|
dalga boyları | 0,6–28 µm Yakın ve orta kızılötesi |
0,1–2,5 µm Görünür ve yakın kızılötesi |
60–500 µm Orta ve uzak kızılötesi |
Boyutlar | 22 × 12 m | Uzunluk: 13,2 m Çap: 4,2 m |
Uzunluk: 7,5 m Çap: 3,3 m |
kitle | 6.2 t . | 11 ton . | 3,3 ton . |
yörünge | Lagrange noktası L 2 | Düşük yörünge | Lagrange noktası L 2 |
JWST uzay gözlemevinin geliştirilmesi , özellikle iddialı ve karmaşıktır, çünkü hedeflenen performanslara ulaşmak için çeşitli teknik yenilikler sunar. Bunlar, çok geniş bir açıklığa (6.5 m ) sahip bir teleskop , görev süresini sınırlamamak için kriyojenik sıvı olmadan elde edilen dedektörlerin çok düşük bir sıcaklığı ve başıboş ışıktan yoksun gözlem koşulları gerektirir. Bunu başarmak için uzay gözlemevi, dedektörlerin sıcaklığını pasif olarak 37 Kelvin'de tutan devasa bir ısı kalkanı ile Güneş'ten ve Dünya'dan gelen ışıktan korunur ve bu da yakın ve orta kızılötesinde çok iyi performans elde edilmesini sağlar. 0,6-28 mikron spektral bandında gözlemler yapılır. Teleskopun hassasiyeti sadece burçların ışığı ile sınırlıdır ve gözlem moduna ve dalga boyuna bağlı olarak en büyük karasal gözlemevlerininkinden 10 ila 100.000 kat daha fazladır. Gözlemevi en az beş yıl çalışacak şekilde tasarlanmıştır ve on yıl boyunca sarf malzemeleri (itici maddeler) taşır. Toplam kütlesi 6.5 tondur. Ana yenilikler, yörüngeye yerleştirilen ve daha sonra hassas bir şekilde ayarlanan ana ayna , ısı kalkanının açılması ve MEMS teknolojisini kullanan bir mikro panjur sisteminin tanıtılmasıdır .
James Webb teleskobu, geniş bir kızılötesi spektrum üzerinde düşük kırınım ve hassasiyet ile karakterize edilen görüntü kalitesi ile çok geniş bir açıklığı birleştirir. Hiçbir karasal veya uzay gözlemevinin özellikleri yoktur. Hubble Uzay Teleskobu'nun açıklığı çok daha küçüktür ve JWST için sadece 2,5 µm'ye kadar olan kızılötesinde 28 µm'ye karşı gözlem yapabilir . NASA'nın 2003 yılında fırlatılan büyük kızılötesi uzay teleskobu Spitzer , çok daha küçük bir açıklığa (83 cm ) sahiptir, çok daha az duyarlıdır ve çok daha düşük açısal çözünürlüğe sahiptir. In spektroskopi , James Webb teleskobu vardır, onun çok nesne ve tam saha modu, Hubble ve Spitzer bulunmadığına kapasiteleri sayesinde. Onun özellikleri kimin tüm galaksileri gözlemlemek için izin kırmızıya kayma olduğunu 6 ila 10 ve sonrası ortaya çıkan ilk galaksilerin ışık algılamak için Big Bang , kimin kırmızıya kayma olduğunu 15'e hakkında . Webb, 2.5 µm'ye kadar dalga boylarında Otuz Metre Teleskop gibi gelecekteki büyük karasal gözlemevlerini tamamlayıcı olacak şekilde tasarlanmıştır . Bu dalga boyunun ötesinde üstünlüğünü korur, çünkü karasal gözlemevleri atmosferden gelen termal emisyonlar tarafından engellenir.
Teleskopun uzun bir geliştirme aşaması gerektiren en karmaşık parçalarının, yani aletlerin ve birincil aynanın 18 segmentinin gerçekleştirilmesi, şu andan itibaren başlar: Mart 2004. İçindeağustos 2006NIRCam cihazı ( Near-InfraRed Camera ) ve MIRI (Mid-Infrared Instrument) (in) , uçuş modellerinin gerçekleştirilmesine başlamayı sağlayan kritik tasarım incelemesinden geçer. Nın-ninocak 2007 de aralık 2008, NASA'nın dahili ve harici komisyonları, projenin tasarımını ve planlamasını gözden geçirir ve aşama C'ye (ayrıntılı tanım) ve D'ye (inşaat) geçiş için onay verir . İçindetemmuz 2008Enstrümanların içinde bulunduğu ISIM ( Integrated Science Instrument Module (en) ) yapısının kurucusu, bir dizi test için onu Goddard Uzay Merkezine teslim eder. Bunlar, aletleri optik parçaya göre kesin bir konumda tutarken yapının fırlatmaya ve ardından uzayın termal ortamına dayanabileceğini doğrulamayı mümkün kılmalıdır. İçindeMart 2010, JWST , amacı uzay teleskopunun spesifikasyonlar tarafından belirlenen tüm bilimsel ve teknik hedefleri yerine getirmesini sağlamak olan kritik tasarım incelemesinden geçer. İçindekasım 2011, birincil aynaların üretimi tamamlandı. Bunlar, cilalandıktan sonra ince bir altın tabakasıyla kaplandı ve uzayın soğuğuna maruz kaldıklarında davranışlarını doğrulamayı amaçlayan kriyojenik bir testten başarıyla geçti. Goddard Uzay Merkezi alırocak 2012ilk iki bilimsel araç - Avrupa Uzay Ajansı tarafından sağlanan kızılötesi araçlarda çalışan spektrometre MIRI ve spektro-görüntüleyici NIRISS ( Kanada Uzay Ajansı tarafından sağlanan Yakın Kızılötesi Görüntüleyici ve Spektrograf Yarıksız (in) - FGS ( Fine Guidance System (tr) ), aynı kurum tarafından teslim edilir. Ball , birincil aynanın ilk üç bölümünü Goddard Center'a teslim ederken, Northrop Grumman ve ortağı ATK , yapının merkezi kısmını destekleyen parçanın imalatını tamamlar. birincil aynaŞubatBirincil ayna desteğinin iki hareketli parçasının yapımı tamamlanırken, son iki bilimsel araç olan NIRCam kamera ve NIRSpec (en) ( Yakın Kızılötesi Spektrograf ), sırasıyla Arizona Üniversitesi ve Avrupa Uzay Ajansı tarafından teslim edildi. . Tüm destek ekipmanlarını bir araya getiren platformun inşaatı 2014 yılında tamamlandı. Grumman , katlanmasını ve açılmasını test etmek için ısı kalkanının 1. ölçekli mühendislik modelini üretti . Aynı yıl, dört bilimsel cihazın bir araya getirildiği ISIM modülü , ilgili elektroniklerin performansını ve davranışını doğrulamayı mümkün kılan bir dizi termal testten başarıyla geçti. İçindeekim 2015, teleskopun optik kısmı (OTE, Optik Teleskop Elemanı (en) için ), birincil aynanın 18 segmentini, destek yapısını ve ikincil aynayı içerir. İçindeMart 2016, optik kısım ve ISIM bilimsel aletlerle sırayla monte edilir.
2017 yılının başlarında, optik parçanın oluşturduğu montaj ve ISIM'e bağlı enstrümanlar gemi ile Houston'daki (Teksas) Johnson Uzay Merkezi'ne taşındı . Burada, boş A odasında optik testler yapılır . Ardından ısı kalkanı, platform, ISIM ve optikler 2018'de Northrop Grumman'da bir araya getirildi ve ardından Kourou üssüne gönderilmek üzere hazırlandı. Alındıktan sonra sınırlı testler yapılır ve ardından yakıt ikmali yapılır. Uzay teleskopu, yörüngeye fırlatılmak üzere seçilen Ariane 5 ECA fırlatıcısının tepesine takılı olan kaplamasının altına katlanmış konumda yerleştirilmiştir . Lansman defalarca ertelendi (aşağıya bakın).
Tahmini yıl |
Planlanan lansman |
tahmini bütçe |
---|---|---|
1997 | 2007 | 0,5 Milyar ABD Doları |
1998 | 2007 | 1 |
1999 | 2007'den 2008'e | 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'ten 2016'ya | 6.5 |
2011 | 2018 | 8.7 |
2013 | 2018 | 8.8 |
2018 | 30 Mart 2021 | 9.66 |
2020 | 31 Ekim 2021 |
2005 yılında, projenin toplam maliyeti 4,5 milyar dolar olarak tahmin edildi, bunun 3,3 milyar doları tasarım, inşaat, devreye alma ve devreye alma için ve yaklaşık 1 milyar doları işletme aşaması için 10 milyar dolar olarak tahmin edildi. Avrupa Uzay Ajansı (ESA) 300 milyon avro katkıda bulunuyor. Bu bütçe şunları içerir:
2005 yılında 3 milyar dolar olarak tahmin edilen (kısmen NASA tarafından finanse edilen ) teleskopun maliyeti, sonraki yıllarda düzenli olarak yeniden değerlendiriliyor. 2009 yılında projenin maliyeti bir kez daha yukarı yönlü revize edilmiştir. Yaklaşık 3.5 milyar euro (4.92 milyar dolar) olarak belirlendi. Bilimsel programın bazı aktörleri için maliyeti çok büyük hale geldi ve NASA'nın diğer bilimsel misyonları da dahil olmak üzere uzay ajanslarının bütçelerini zorladı . 2011 yazında, projenin iptali Amerikan Kongresi'nin bazı temsilcileri tarafından , maliyetin nihai olarak yeniden değerlendirilmesinin ardından, şu anda operasyonel yönetim dahil, ancak Avrupa Uzay Ajansı'nın katılımını saymayan 8,8 milyar ABD doları olarak tahmin ediliyor. (650 milyon ABD Doları). Son olarak, proje iptalden kurtulur, ancak NASA'ya projenin ilerleyişi ve maliyeti hakkında aylık bir değerlendirme yapması emredilir.
2018 yılında maliyetinin 9,66 milyar dolar olduğu tahmin ediliyor ve lansman ertelendi. Mayıs 2020, sonra 30 Mart 2021.
10 Haziran 2020, Thomas Zurbuchen , bilim programlarının yönetmeni NASA , duyurduğunu bir fırlatma içindeMart 2021artık mümkün değil. Ona göre, program zaten çok sıkıyken , Covid-19 salgını ekiplerin çalışma temposunu tamamen altüst etti. 16 Temmuz 2020lansman tarihinin ertelendiği açıklandı. 31 Ekim 2021.
James Webb Uzay Gözlemevi bir tarafından 2021 sonbaharında uzaya açılacak olan Ariane 5 ECA roketi ateş Kourou uzay merkezinden de Fransız Guyanası . Daha sonra , Dünya'dan 1,5 milyon kilometre uzaklıktaki Lagrange L 2 noktasına olan yolculuğuna başlar . Yaklaşık bir ay süren geçiş sırasında teleskop yavaş yavaş açılır. Enerjiyi sağlayan güneş panelleri ilk saatlerde faaliyete geçiyor, ancak diğer devreye alma işlemleri lansmandan 2,5 gün sonra başlıyor ve birkaç gün içinde gerçekleşiyor. Bir kez orada, uzay gözlemevi Lagrange noktasının etrafındaki bir yörüngeye sığar. Bu yörüngenin düzlemi, Dünya-Güneş eksenine ve ekliptik düzleme diktir ve onu Lagrange noktasından 800.000 km uzağa taşır . JWST bu yörüngeyi yaklaşık altı ayda bir seyahat ederek yaklaşık 21 günde bir düzeltmeler yapıyor. JWST'nin sıcaklığı kademeli olarak düşer ve piyasaya sürüldükten iki ay sonra, kızılötesi fotodetektörlerin çalışmasına izin verecek kadar düşüktür . Lansmandan 33 gün sonra, FGS hassas yönlendirme sistemi ile NIRCam ve NIRSpec cihazları etkinleştirilir . Operatörler görüntünün NIRCam kamerasına ulaştığından emin olurlar . İkinci ve üçüncü ay boyunca, uzay teleskobunun odak düzleminde oluşan görüntünün istenen performansı elde etmesi için birincil ve ikincil aynalar hizalanır. Cihazların test ve kalibrasyon süreci başlar ve piyasaya sürüldükten altı ay sonra sona erer. Teleskop daha sonra bilimsel görevine başlayabilir.
Bilimsel hedeflere ulaşmak için JWST en az 5.5 yıl çalışacak şekilde tasarlanmıştır. Herschel gibi kızılötesi gözlemevlerinden farklı olarak , bu kullanım ömrü, düşük sıcaklıklara soğutulması gerekmeyen dedektörleri mekanik ( MIRI ) veya pasif olarak soğutulduğu için mevcut kriyojenik sıvı miktarı ile sınırlı değildir . Tek sınırlayıcı faktör, elektronik veya mekanik bileşenlerin aşınması ve özellikle teleskopu yörüngesinde tutmak için itici gazların miktarıdır, çünkü tamamen kararlı değildir. JWST , yörüngede en az 10 yıl kalmaya yetecek kadar itici gaz taşır. Çoğu uzay teleskopu gibi, ancak Hubble Uzay Teleskobu'nun aksine ( Amerikan Uzay Mekiği'nin geri çekilmesine kadar ), JWST onarılamaz ve uzaklığı herhangi bir insan müdahalesini engellediği için aletleri değiştirilemez.
Misyonu Uzay Teleskopu Bilim Enstitüsü , yörüngede teleskobun çalışmasını yönetmek seçmek ve zamanlama gözlemleri, toplamak veri, dağıtabilen ve arşiv etmektir. NASA'nın diğer geniş uzay gözlemevlerine gelince , cihazın kullanım ömrü boyunca gözlem süresinin %10'u, aletlerin gerçekleştirilmesine ( Garantili Time Observer veya GTO) katılan astronomlara , yani 3 ilk gözlem döngüsü için 4.020 saat tahsis edilmiştir. 30 ay. Aynı süre zarfında gözlem süresinin %10'u STScI'nin ( Yönetmenin İsteğe Bağlı Zamanı veya DD) takdirinde kalırken, zamanın %80'i dünya çapındaki gökbilimcilere ( Misafir Gözlemci veya GO) tahsis edilir . İkincisi, teleskop kullanmak bir komite kendi gözlem önerilerini gönderebilmek için, denilen JWST Danışma Kurulu gökbilimciler ve gelişiminde rol oynayan uzay ajanslarının temsilcilerinden oluşan, JWST . Komite, misyonun genel hedeflerini dikkate alarak en ilginç önerileri seçer. İlk yıllık döngünün gözlemleri, mümkün olan en büyük bilimsel geri bildirimi hızlı bir şekilde elde etmek ve araçların kapasitelerini tam olarak ölçmek için tanımlanan Erken Yayın Bilim Programının hedefleri dahilinde olmalıdır . GTO'ya ayrılan sürenin oranı bu ilk döngü için daha büyük olacaktır (%25 ile %49 arasında).
Dedektörlerin ve optik düzeneğin sıcaklığını kendi değerlerinde tutmak için, JWST'nin oryantasyonu , ısı kalkanı Güneş ve Dünya'dan gelen radyasyonu tamamen kesecek şekilde olmalıdır. Hedefini değiştirmek için teleskop , güneş radyasyonunun insidansı değiştirilmeden birincil aynayı destekleyen eksen etrafında 360 ° dönebilir . Öte yandan, ısı kalkanının boyutu ve şekli göz önüne alındığında, onunla Güneş'in yönü arasındaki açı -5 ° ile 40 ° arasında olmalıdır (aşağıdaki şemaya bakın). Bu kısıtlama nedeniyle, belirli bir anda gözlemlenebilir alan gök kubbesinin yaklaşık %40'ını temsil eder (Hubble %80). JWST'nin Güneş etrafındaki yörüngesi , bir yıl boyunca en az 100 günlük bir süre boyunca tüm gök kubbesini gözlemlemesine izin verir. Zodyak bölgesinde, 85 ile 90 ° arasında gözlem sürekli olabilir.
Gözlem alanının sınırları. Zodyak bölgesi (şemada A) yıl boyunca gözlemlenebilir.
Ekliptik üzerindeki yüksekliğin bir fonksiyonu olarak gözlem günlerinin sayısı. Gözlenen nesnenin ekliptik enlemi 45 ° ' den az ise , süreklilik olmaksızın yıl boyunca dağıtılan birkaç gözlem periyodu vardır.
James Webb Uzay Teleskobu, 2 mikronluk bir dalga boyunda 0.1 ark saniyelik bir çözme gücüne sahiptir . Bu yetenek, 550 km mesafeye yerleştirilmiş bir futbol topunu ayırt etmeyi mümkün kılar . Bu, çok daha küçük çaplı (2.75 kat daha küçük) bir aynaya sahip olan Hubble Uzay Teleskobu'nunkine kabaca eşdeğerdir. Ancak bu, gözlemlerini daha kısa dalga boylarında (yaklaşık 0,7 mikron) yapar. Bununla birlikte, eşit bir ayna boyutu için, dalga boyu kısa olduğu için çözme gücü daha fazladır.
Mod ve enstrümana göre performansModa | Müzik aleti | uzunluklar dalga |
uzamsal çözünürlük |
Spektral çözünürlük (λ / Δλ) |
Alan | Not | |
---|---|---|---|---|---|---|---|
Resim | Resim | 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 ′ | |||
Diyafram maskesi interferometrisi | 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 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 ″ | |||
Spektral analiz | yarıksız spektroskopi | NIRISS | 1–2,5 µm | 150 | 2,2 ′ × 2,2 ′ | ||
NIRISS | 0,6–2,5 µm | - | 700 | özel mod | |||
NIRCam | 2,4–5 µm | - | 2000 | 2,2 ′ × 2,2 ′ | |||
Çok nesneli spektroskopi | NIRSpec | 0,6–5 µm | - | 100, 1000, 2700 | 3.4 ′ × 3.4 ′ 0.2 × 0.5 ′ ′ |
||
yarık spektroskopisi | 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 ″ | |||
İntegral alan spektroskopisi | 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 dört alt gruptan oluşur:
James Webb Rasathanesi platformu birlikte uzay teleskobu çalışması için bir destek görevi gören ekipman getiriyor. Uzay aracının kütle merkezinin yakınındaki güneş siperliğinin aydınlatılmış tarafına takılır. Yanlara doğru 3.5 × 3.5 metre ve yaklaşık 1.5 metre yüksekliğinde paralel yüzlü bir şekle sahiptir. Merkezi kısmı, rokete sabitlenmiş ve güneşlik ve optik parçanın ağırlığını destekleyen tabanda 2,5 metre çapında karbon fiber takviyeli plastikten yapılmış konik bir yapı tarafından işgal edilmiştir . Bu koninin tabanında uzay teleskobunun ana tahrik sistemi bulunur. Güneş panelleri elektrik enerjisi sağlamak sabit bir açı oluşturan bir sabit kanat uzun platform üzerinde sabit 5.9 metre oluşturan 20 ° güneş siperliği düzlemine göre. Teleskopun yönü değiştirilir ve doygun olduğunda küçük roket motorları tarafından boşaltılan altı reaksiyon çarkı (ikisi yedek) kullanılarak 0.01 µrad hassasiyetle nişan alınır . Bunlar itici gazlarını platformda bulunan tanklardan alır. İletişim, büyük kazançlı bir parabolik anten vasıtasıyla ve iki yönlü anten ile hayatta kalma moduna geçilmesi durumunda sağlanır. Platform ayrıca yapılacak işlemleri alan ve yorumlayan, bunları yeniden yayınlayan, bilimsel verileri toplayıp Dünya'ya iletmeden önce saklayan araç bilgisayarını da içermektedir.
Isı kalkanı kendinin ve bilimsel aletler kızılötesi radyasyon gözlem için gerekli son derece düşük sıcaklıklarda kalması, böylece 22 metre uzunluğunda ve genişliğinde 12 metre, gölgede teleskop tutar. Isı kalkanı, altı kat metalize polimerden yapılmış bir tenis kortu büyüklüğünde geniş, uzun altıgen bir yüzeyden oluşur. Bir dizi kiriş ve kablo, teleskop yörüngeye girdikten sonra yerleştirilmesine izin verir. Uzay gözlemevini iki kısma ayırır: Güneş, Dünya ve Ay'dan gelen radyasyona maruz kalan sıcak kısım. Bu tarafta, kendisi kızılötesi bir kaynak olan elektroniği içeren platform da bulunur. Isı kalkanının diğer tarafında bulunan soğuk kısım ( sıcak taraftan 300 K daha soğuk) teleskop ve bilimsel aletleri içerir. Kalkan ayrıca birincil aynayı bozabilecek termal değişimleri azaltmaya yardımcı olur.
Optik kısım bir oluşmaktadır üç aynalarla anastigmatic sistemi bir ile odak uzunluğuna 131.40 ait m bir için diyafram f / 20.
Birincil aynaBirinci ayna arasında bir çapa sahip olan, segmentli tiptedir yaklaşık 6.5 m (Proje, 8 olması bekleniyordu başlatılan zaman m ) ve 705 bir yığın kg . Ayna, Hubble teleskobunun çapının (2,4 m ) üç katının hemen altındadır ve toplama alanı 25 m 2'dir . Birincil ayna, fırlatıcının kaputunun altına sığmayacak kadar büyüktür , bu nedenle, fırlatma için üç parçaya katlanmasına ve ardından bir kez "uzayda" açılmasına izin veren 18 altıgen 1,3 metre genişliğinde öğeye bölünmüştür. Birincil aynanın segmentleri, karbon kompozit malzemeden yapılmış sert bir yapıya sabitlenmiştir . Her segment nispeten sert olan berilyumdan yapılmıştır . Uzayda bir kez ideal olarak 40 K sıcaklıkta olacak şekilde şekillendirilmiştir . Her segmente bağlı altı aktüatör , konumunu ayarlamayı mümkün kılar ve yedinci, eğrilik yarıçapını değiştirmeyi mümkün kılar.
Berilyum kimin termal genleşme katsayısı (arasındaki boşlukta karşılaşılan sıcaklıklarda son derece düşük olan bir dayanıklı hafif metal ve çünkü seçildi 30 ve 80 K ). Spitzer ve IRAS kızılötesi uzay teleskopları tarafından başarıyla kullanılmıştır . Berilyum tabakası 1 mm kalınlığındadır , bu da birincil aynanın toplam kütlesini Hubble cam ayna için 1 t'ye karşı 625 kg ile sınırlamayı mümkün kılar .
Birincil aynanın yüzeyi, diğer JWST aynaları gibi, ince bir altın tabakasıyla kaplıdır ( tüm ayna için kalınlık 100 nm veya 48.25 g ). Altın, elektromanyetik spektrumun JWST cihazları tarafından gözlemlenen kısmını en iyi şekilde yansıtma özelliğine sahiptir : görünür spektrumun kırmızısı ve gözümüzle görülmeyen kızılötesi. Öte yandan, görünür spektrumun mavisini çok kötü yansıtır. Çok kırılgan altın tabaka da ince bir cam tabakasıyla kaplanmıştır. Aynaların yüzeyine rengini veren altındır.
Hubble'ınkinden altı kat daha büyük olan birincil ayna alanı , teleskopun öncekinden dokuz kat daha hızlı bir görüntü toplamasını sağlar. Teleskopun çözme gücü ulaştığında 0.1 ark saniye içinde kızıl ötesi (0.6 ' 27'de mikron dalga boyu). Hubble'dan farklı olarak ultraviyole ve görünürde ışık tayfının gözlemlenmesine izin vermez.
İkincil ayna0.74 metre çapındaki ikincil ayna, birincil aynadan gelen ışığı yoğunlaştırır ve üçüncül aynaya geri gönderir. Üçayak şeklindeki bir yapı ile birincil aynanın üzerine asılır. Berilyum aynanın yönü, altı serbestlik dereceli aktüatörler kullanılarak ayarlanabilir .
Optik parçanın diğer elemanlarıOptik parçanın diğer elemanları arasında sabit üçüncül ayna, ışık huzmesinin hassas ayarlanmasına izin veren ince yönlendirme aynası ve birincil aynayı destekleyen yapı bulunur.
Birincil aynanın elemanlarından birinin incelenmesi.
İkincil aynanın montajı.
İkincil ayna karbondioksit karı kullanılarak temizlenir.
Teleskop, birincil ayna tutucusunun arkasına takılı bir yapıya monte edilen ve ISIM'i ( Entegre Bilim Aleti Modülü ) oluşturan üç ana alet ve bir ikincil alet ile donatılmıştır . ISIM de, alet, bir kontrol sistemi ve bir veri yönetimi spesifik kontrol etmeye izin veren elektronik aletler düşük sıcaklığı korumak için araçların ısıyı tahliye araçlarının, kalorifer belirli bir mesafede en içerir ISIM , ICDH ( İsim Komut ve Veri İşleme ) ve MIRI cihazının sıcaklığını düşürmek için kullanılan mekanik kriyojenik soğutucu .
NIRCam ( Yakın Kızılötesi Kamera , Fransızca yakın kızılötesi kamera), 0,6 ila 5 µm arasında yakın kızılötesinde çalışan geniş alan kamerasıdır . Kamera, gökyüzünün 44 ark saniye ile ayrılmış bitişik kısımlarını kapsayan hemen hemen aynı iki alt düzeneğe sahiptir. Bu modüllerin her birinin optik alanı 2,2 × 2,2 ark dakikadır . İki cihazdan biri 0,6 ile 2,3 µm (kısa dalga) arasındaki dalga boylarını , diğeri ise 2,4 ile 5 mikron arasındaki dalga boylarını kapsar . Kısa dalga cihazından gelen ışık, her biri 2.040 × 2.040 piksel olan dört dedektöre (2 × 2) çarparken , ikinci cihazdan gelen ışık 2.040 × 2.040 piksellik tek bir dedektöre çarpar. Çözünürlük saniye birinci detektör seti ve 0.065 ark saniye piksel başına 0.032 ark saniyedir. Filtreler, belirli dalga boylarının seçilmesine izin verir. Kısa dalga enstrümanında geniş ( R ~ 4 ), dört orta (R ~ 10) ve üç dar (R ~ 100) bant seçen beş filtre bulunur . İkinci cihazda üç geniş, sekiz orta ve dört dar filtre bulunur. Enstrüman, ötegezegenler veya enkaz diskleri gibi çok parlak kaynaklara yakın çok soluk nesnelerin görüntülerini üretebilmek için bir koronografi moduna sahiptir. Cihaz ayrıca , R ~ 1700 çözünürlükle 2,4–5 μm spektral bantta yarıksız spektroskopinin yanı sıra küçük alanlarda hızlı görüntüleme gerçekleştirebilir . NIRCam , Arizona Üniversitesi ve Lockheed Martin İleri Teknoloji Merkezi'nden bir ekip tarafından geliştirilmiştir .
Kameranın özellikleri aşağıdaki hedeflere ulaşılmasına izin vermelidir:
NIRCam cihazının optik modülü Goddard Center'a ulaşır.
NIRCam optiklerinin yakından görünümü .
NIRCam odak düzlemi dedektörü .
NIRSpec ( Yakın Kızılötesi Sprektrometre , Fransızca'da "yakın kızılötesi için spektrometre"), yakın kızılötesinde 0,6 ila 5,3 µm arasında çalışan çok nesneli bir spektrometredir . Çok parlak olmayan ve çok sayıda kompakt kaynak olan çok uzak galaksilerin gözlemlenmesi için optimize edilmiştir.
Üç gözlem modu mevcuttur:
Örtüşen spektrumlar tarafından oluşturulabilecek karışıklığı önlemek için, gözlemlenebilir spektral bant (0,6 ila 5,3 µm ), ayrı olarak gözlemlenmesi gereken bir filtre tarafından seçilen üç alt banda bölünür.
Teknik açıdan NIRSpec , 14 aynanın yanı sıra bir dizi sekiz filtre ve yedi değiştirilebilir dağıtma elemanı içerir. Işık akısı, gözlemlenecek spektral bandın seçilmesine (> 0.7 μm , > 1 μm , > 1.7 μm , > 2.9 μm ) veya hedefe yönelik işaretleme işlemlerinin yapılmasına veya kalibrasyon yapılmasına olanak sağlayan bir birinci filtreden geçer. işlemler (net veya opak filtre). Yarıklardan veya MSA matrisinden geçtikten sonra radyasyon, dalga boyuna ve tercih edilen spektral çözünürlüğe göre seçilen kırınımlı bir optikten geçer. Odak düzlemi, Teledyne Görüntüleme Sensörleri tarafından geliştirilen ve 0,6 ila 5 µm dalga boylarına duyarlı iki adet 2048 × 2048 piksel cıva-kadmiyum tellürit kızılötesi fotodetektör içerir . Spektrumda bir boşlukla sonuçlanan 17.8 saniyelik bir ark aralığı ile ayrılırlar (bu, iki dedektöre yayılır). En büyük boyutu 1,9 metre olan NIRSpec cihazının kütlesi 200 kg'dır .
MSA matrisi , her biri × ekseninde (spektral dağılım yönü) 365 hücreye ve y yönünde 171 hücreye, yani toplamda 248.000 hücreye (kadran başına 62.000) bölünmüş dört kadrandan oluşan bir ızgaradan oluşur. 100 × 200 μm (birkaç kıl kalınlığında) olan her hücre, hareketli bir kapı ile kapatılmıştır. İki elektrot , bir yandan hücreyi kapatan kapıya, diğer yandan ikincisinin katlanabileceği bölmeye sabitlenir. Belirli bir hücrenin iki elektrotuna zıt yönde bir yük uygulanarak açılması tetiklenir. Hareketli bir manyetik kol, tüm kapılara etki etmeyi mümkün kılar. Bu mikro sistemler MEMS teknolojisini kullanır . MSA'nın sınırlamalarından biri, spektrumu dedektörün tüm genişliğini kullandığından, × eksenine paralel her satırda yalnızca bir yıldızın gözlemlenebilmesidir. Yıldız ayrıca hücrede ortalanmalıdır. Bu nedenle, belirli bir bölgedeki tüm yıldızları gözlemlemek için, her seferinde teleskopun işaret ettiği bir değişiklikten önce birkaç gözlem yapmak gerekir.
NIRSpec'in özellikleri , aşağıdaki hedeflerin yerine getirilmesini mümkün kılmalıdır :
NIRSpec , Avrupa Uzay Ajansı tarafından sağlanmaktadır ve gelişimi Hollanda'da ESTEC tarafından denetlenmektedir . Ana tedarikçisi konumundadır Airbus Savunma ve Uzay tesis içinde Ottobrunn'da , Almanya . Sensörler ve mikro panjur sistemi , NASA'nın Goddard Uzay Uçuş Merkezi tarafından sağlanmaktadır .
MSA mikro deklanşör dizisi . A: Aktif alan - B: Entegre alan spektroskopisi için pencere - C: sabit yarıklar - D: Spektral dağılım yönü - E: Hareketli manyetik kol - F: Dikey duvara sabitlenmiş 365 (sıra) elektrotlar (voltaj + V2) mıknatıs tarafı - G: Burulma çubuğu (menteşe) - H: 171 (kolonlar) elektrotlar (voltaj -v1) dedektör tarafındaki panjurlara sabitlenmiştir.
MSA'nın mikro kepenklerinin tasarımı ( Mikro Kepenk Grubu ): A: Panjurların üzerine sabitlenmiş manyetik şeritler (kolonlar yönünde) - B: Menteşe ve burulma çubuğu - C: Bölmenin elektrodu (yön yönünde) sıralar ) - D: Kızılötesi radyasyon yönü - E: Panjurları programlamak ve serbest bırakmak için manyetik kolun hareket yönü - F: Panjurları açmak ve kilitlemek için manyetik kolun hareket yönü M: Hareketli manyetik kol.
MIRI (İngilizce'de Orta Kızılötesi Enstrüman , "orta kızılötesi için araç" ), 5 ila 28 µm arasında orta kızılötesinde çalışan bir kamera ve spektrometreden (spektro-görüntüleyici) oluşan bir araçtır . Cihaz, özellikle genç ötegezegenlerin ve atmosferlerinin fotoğraflarını ve tayflarını çekmeyi, evrendeki ilk galaksileri tanımlamayı ve karakterize etmeyi ve genç yıldızların ve disklerin sıcak tozunu ve moleküler gazlarını analiz etmeyi mümkün kılmalıdır . Dört gözlem modu mümkündür:
MIRI aracı , Avrupa Uzay Ajansı tarafından sağlanmaktadır . İskoçya'daki Edinburgh Gözlemevi tarafından koordine edilen on Avrupa ülkesinden bir laboratuvar konsorsiyumu tarafından inşa ediliyor . MIRI iki ayrı bölümden oluşur: bir yanda MIRIM adı verilen görüntüleyici / koronograflar / spektro-düşük çözünürlüklü , Fransa'da CNES himayesinde CEA-Saclay Astofizik Departmanı tarafından CNES'in katılımıyla geliştirildi ve üretildi . LESIA (Paris Gözlemevi), Uzay Astrofizik Enstitüsü (IAS) ve Marsilya Astrofizik Laboratuvarı (LAM); ve diğer tarafta, Bilim ve Teknoloji Tesisleri Konseyi (STFC) English'in himayesi altında Rutherford Appleton Laboratuvarı (RAL) tarafından inşa edilen, MRS adı verilen Alan İntegral işlevselliğine (IFU) sahip orta çözünürlüklü spektrograf . RAL tüm alet ve test bileşenlerinin entegrasyon sağlar.
MIRI'nin her biri bir milyon piksel olan üç dedektörü vardır: biri MIRIM için ve ikisi MRS . Bu dedektörler tasarımlarında aynıdır.
MIRI aracının özellikleri , aşağıdaki hedeflerin karşılanmasını sağlamalıdır:
Dedektörler , her biri 1.024 × 1.024 piksel içeren üç arsenik katkılı çipten oluşur. Gözlenen dalga boyundaki alet, termal arka plana özellikle duyarlıdır. Mekanik bir kriyo soğutucu ile 7 K'ye soğutulur . Gerçekten de, birlikte enfraruj ısı gözlemler izin vermek için JWST , MIRI bir ile donatılmış olmalıdır ilave soğutma sistemi için de Jet Propulsion Laboratory bölgesinin (JPL) NASA sorumludur. Bu, buzdolapları ve klima sistemlerine benzer şekilde çalışır: "sıcak" kısımda soğuk sıcaklığa getirilen bir sıvı, kondansatöre geri dönmeden önce ısıyı emdiği soğuk kısma enjekte edilir. Bir ısı kaynağı uzay aracının kalıntısından gelir, diğeri ise aletlerin yakınında bulunan elektronik aksamından gelir. Elektroniklerin çoğu, çok daha sıcak uzay aracı otobüsünde bulunur ve elektroniklerin soğuk taraftaki ürettiği ısıyı azaltmak için çok sayıda boru gerekir. Bu nedenle "sıcak" kısımdan daha az ısı tahliye edilmelidir.
NIRISS ( Yakın Kızılötesi Görüntüleyici ve Yarıksız Spektrograf ), FGS ( Fine Guidance System (tr) ) ile ilişkili, ancak ondan bağımsız ikincil bir araçtır . Bu, spektral çözünürlüğü R ~ 150 olan 1 ila 2.5 mikron bandında geniş spektrumlu alanı, spektral çözünürlüğü R ~ 700 olan bir grismi kullanarak 0.6 ila 2.8 mikron bandındaki tek bir nesne üzerindeki spektrumları gerçekleştirmeye izin veren bir spektro-görüntüleyici ile ilgilidir . Ayrıca, 3 ila 4,8 mikron aralığındaki spektral bantta yedekli olmayan bir maske (NRM) kullanarak interferometri ile spektrum gerçekleştirmeyi mümkün kılar. Cihaz ayrıca görüntülerin geniş bir spektrumda (1 ila 5 mikron) ve 2,2 × 2,2 ark dakikalık bir optik alanda üretilmesine izin verir. Enstrüman, dar spektral bantları seçmek için iki set filtreye sahiptir. Radyasyon, odak düzlemine 2048 × 2048 pikselli bir cıva-kadmiyum tellür dedektörü ile ulaşır . Cihaz, Kanada Uzay Ajansı tarafından sağlanmaktadır . Ana üretici Honeywell'dir (eski adıyla COM DEV).
FGS ( Hassas Kılavuzluk Sistemi ), üç işlevi yerine getiren hassas bir kılavuzluk sistemidir:
Teknik düzeyde, FGS , gelen radyasyonu türeten bir birinci aynadan (POM toplama aynası ) ve bu radyasyonu bir aynaya doğru yönlendiren bir dizi üç aynadan ( üç ayna tertibatı ) oluşur. odak düzlemi. Bu, 0,6 ila 5 µm dalga boylarına duyarlı bir 2048 x 2048 piksel cıva-kadmiyum tellürit kızılötesi fotodetektör içerir . Duyarlılığı 1.25 µm dalga boyu için 58 µJy'dir . Enstrüman deklanşör ve optik filtre içermez. FGS tarafından sağlanmaktadır Kanada Uzay Ajansı . Ana üretici Honeywell'dir (eski adıyla COM DEV).
Yer FGS ve optik yolu.
FGS birleştirilmektedir.
: Bu makale için kaynak olarak kullanılan belge.
Referans dökümanlar