Polskie Forum Astronautyczne
Astronautyka => Encyklopedia Forum => Wątek zaczęty przez: Scorus w Lipiec 13, 2010, 21:09
-
WPROWADZENIE
Kosmiczny teleskop Hubblea (Hubble Space Telescope - HST, Space Telescope, Hubble) jest pierwszym obserwatorium wystrzelonym w ramach flagowego programu NASA Wielkie Obserwatoria (Great Observatories Program). Później wystrzelono jeszcze trzy inne teleskopy tego programu - Comptona, Chandra i Spitzera. Pojazd jest 2.4 metrowym teleskopem Ritcheya - Chretiena (f/24). Zadaniem HST jest wykonywanie szczegółowych obserwacji najróżniejszych obiektów astronomicznych - od najbardziej odległych galaktyk, poprzez gwiazdy do ciał Układu Słonecznego. Satelita ten wykonuje obserwacje w świetle widzialnym, bliskiej podczerwieni, oraz w bliskim ultrafiolecie (od 1150 A do 1 nm). Uzupełnia tym samym porycie widma elektromagnetycznego pozostałych Wielkich Obserwatoriów. Pozycja teleskopu poza atmosferą umożliwia obserwacje z rozdzielczością kątową znacznie lepszą niż teleskopy naziemne. Rozdzielczość HST wynosi około 0.05 - 0.1 sekundy kątowej.
-
KONSTRUKCJA
HST ma masę 11 600 kilogramów. Ma kształt w przybliżeniu walcowaty. Ma długość 13.1 metra, i średnicę 4.3 m w najszerszym miejscu. Górna, węższa część pojazdu - sekcja optyczna (Optical Section) zawiera na jednym z końców otwór wejściowy zamykany za pomocą ruchomych drzwi (Aperture Door). Drzwi te maja chronią optykę teleskopu. Są zamykane, gdy HST nie prowadzi obserwacji, w celu zapobieżenia uderzaniu jasnego światła w zwierciadła i instrumenty. Otaczające światło jest także blokowane i nie wchodzi do teleskopu dzięki zastosowaniu osłon świetlnych (Light Shield). We wnętrzu sekcji optycznej zainstalowano układ optyczny teleskopu (Optical Telescope Assembly - OTA), w niej też są skupiane wiązki światła. Łączy się ona z krótką sekcją wyposażenia (Equipment Section) zawierającą wiele ważnych podsystemów, w tym komputery pokładowe. W dolnej, najszerszej części teleskopu - sekcji instrumentów (Instruments Section) umieszczono jego zasadnicze instrumenty naukowe. Teleskop został zaprojektowany modułowo, co umożliwia łatwy demontaż jego zużytych lub przestarzałych części, i wymianę ich na nowe podczas misji serwisowych wahadłowców.
Światło wchodzi do teleskopu przez otwór wejściowy, a następnie wędruje w dół sekcji optycznej w głównej przegrodzie. Przegroda ta jest wyłożona substancją eliminującą zabłąkane światło. Następnie jest odbijane przez główne zwierciadło o średnicy 2.4 m na mniejsze (średnica 0.3 m) zwierciadło wtórne z przegrodą wtórną. Zwierciadło wtórne odbija światło, które przechodzi przez centralną przegrodę zwierciadła głównego, i jako skupiona wiązka pada na płaszczyznę ogniskowej, gdzie (w sekcji instrumentów) umieszczono instrumenty naukowe. Główne zwierciadło teleskopu ma słynną wadę optyczną - abberację sferyczną, która powstała podczas jego szlifowania. Polega ona na zeszlifowaniu brzegu zwierciadła zbyt płasko o 2.2 mikrona (w przybliżeniu jedna pięćdziesiąta grubości ludzkiego włosa). Powodowało to rozmazywanie obrazów wykonywanych przez teleskop, ponieważ część światła z obserwowanych obiektów była rozpraszana. Wada ta została zniwelowana poprzez zainstalowanie systemu korekcyjnej optyki osiowej teleskopu kosmicznego (Corrective Optics Space Telescope Axial Replacement - COSTAR) w sekcji instrumentów podczas pierwszej misji serwisowej SM1. System ten składał się z 5 par zwierciadeł korekcyjnych o wielkości monety. Cała jednostka COSTAR miała wielkość budki telefonicznej. Znalazła się przed instrumentami FOC, FOS, i GHRS. Obecnie jednak każdy instrument HST posiada własną optykę korekcyjną, i COSTAR nie jest już potrzebny. Został zdezaktywowany podczas misji SM3B.
Teleskop jest stabilizowany trójosiowo. System pozycjonowania teleskopu (Pointing Control System - PCS) jest złożony, w celu polepszenia jakości obserwacji astronomicznych. Służy do ustawiania teleskopu na cel obserwacji, i utrzymywania go w stabilnej orientacji przestrzennej przez czas obserwacji. Dokładność pozycjonowania wynosi 0.01 sekundy kątowej (jeśli teleskop zostałby umieszczony w Los Angeles, to mógłby utrzymywać wiązkę światła na monecie dziesięciocentowej w San Francisco bez zbaczania wiązką o średnicę monety). Manewry są wykonywane z użyciem systemu czterech kół reakcyjnych (Reaction Wheel Assemblies - RWA), będących głównymi urządzeniami wykonawczymi PCS. Jedno z nich zostało wymienione w trakcie misji SM2, drugi w trakcie lotu SM3B, a pozostałe znajdują się na teleskopie od czasu startu. Koła reakcyjne są monitorowane z użyciem czterech z sześciu żyroskopów (3 zapasowe, 3 są niezbędne dla utrzymywania odpowiedniej orientacji w trakcje obserwacji), będących głównymi sensorami systemu PCS. Żyroskopy umieszczone w zestawach sensorów tempa (Rate Sensor Assembly) są połączone po dwa w 3 tzw. jednostki sensorów tempa (Rate Sensor Unit) umieszczone w sekcji wyposażenia. Dwie jednostki zostały wymienione w trakcie misji SM1, a wszystkie żyroskopy w trakcie lotu SM3A. Do wymiany przewidziano wszystkie 6 żyroskopów w trakcie lotu SM4. Wewnątrz każdego żyroskopu znajduje się koło, obracające się z szybkością ponad 19 000 razy na minutę, oraz elektronika służąca do wykrywania bardzo małych odchyleń osi wirowania koła. Są to najdokładniejsze żyroskopy nawigacyjne na świecie, i mogą utrzymywać odpowiednią orientację teleskopu nawet podczas bardzo długich obserwacji, do 24 godzin. Żyroskopy są kontrolowane przez dwa jednostki elektroniki kontrolującej żyroskopy (Gyroscope Electronic Control Units). Niestety żyroskopy ulegają awarią. Nie stanowi to problemu, ponieważ są dwa zapasowe. Jednak w przypadku awarii 4 żyroskopów w normalnym trybie teleskop może nie prowadzić normalnych obserwacji. To zdarzyło się na kilka tygodni przed misją serwisową SM3A, podczas której wszystkie 6 żyroskopów zostało wymienione. Później opracowano technikę kontroli orientacji z zastosowaniem tylko 2 żyroskopów. Uważa się, ze źródłem problemów jest korozja cienkich drutów we wnętrzu żyroskopów. Do kontroli szybkości kół reakcyjnych służy drugi rodzaj urządzeń wykonawczych - 4 systemy magnetyczne (Magnetic Torquers) umieszczone w sekcji wyposażenia. Reagują one z polem magnetycznym Ziemi, zmniejszając szybkość kół reakcyjnych. Dodatkowo danych nawigacyjnych dostarczają trzy sensory kierunkowych (Fine Guidance Sensors - FGS), które wykonują obserwacje dwóch gwiazd - przewodników, w celu uzyskania niezależnych informacji na temat orientacji. Dzięki temu pozwalają na zmniejszenie dryfu pojazdu (poprzez utrzymywanie jego stałej pozycji względem gwiazd). Pozwala to na znaczne zwiększenie dokładności pozycjonowania teleskopu. Zostały one umieszczone w sekcji wyposażenia. FGS były wymieniane podczas misji SM2 i SM3A. Do pozostałych sensorów systemu PCS należą: 4 sensory Słońca (Coarse Sun Sensors) - 2 na spodzie sekcji instrumentów i 2 z przodu sekcji optycznej umożliwiające utrzymywanie orientacji względem Słońca głównie w czasie otwierania i zamykania drzwi apertury; system pomiarów magnetycznych (Magnetic Sensing System) w postaci dwóch magnetometrów w pobliżu i na drzwiach wejściowych, utrzymujących orientację HST względem pola magnetycznego Ziemi (wymienione w czasie misji SM1); oraz 3 szperacze gwiazd (Fixed Head Startrackers) w jednostce instrumentów, utrzymujących orientacje teleskopu poprzez śledzenie specyficznych gwiazd w polu widzenia.
-
Energii elektrycznej na poziomie 2 400 W dostarczają dwa skrzydła fotoogniw słonecznych, umieszczone po bokach korpusu teleskopu. Przed misją serwisową SM3B teleskop był wyposażony w drugi komplet skrzydeł (Solar Array 2 - SA2). Dwa skrzydła złożone z pojedynczych paneli o wymiarach 2.4 x 12.1 m, które przed rozłożone na orbicie były zwinięte wokół swojej osi. Na orbicie zostały rozwinięte, i napięte za pomocą linek. Panele te zastąpiły pierwotny komplet (Solar Array 1 - SA1) już podczas pierwszej misji serwisowej SM1. Wymania była konieczna, ponieważ były one nadwrażliwe na zmiany temperatur, i wyginały się podczas przechodzenia z nocnej części orbity na dzienną, powodując wibracje teleskopu i zakłócenia obserwacji. Nowy komplet paneli posiadał złożony system sprężyn zmniejszających wibracje podczas tych wahań temperatury. W trakcje misji SM3B wymieniono je ponownie na trzeci komplet (Solar Array 3 - SA3). Skrzydła te są mniejsze i wydajniejsze. Każde składa się z czterech sztywnych, prostokątnych paneli (tego samego typu co użyte w satelitach telekomunikacyjnych Iriduum). Każde skrzydło ma wymiary 2.6 x 7.1 m, i powierzchnię mniejszą o 1/3 od startych (mimo to produkują 20% więcej mocy). Panel składa się ze sztywnej ramy pokrytej komórkami słonecznymi, przyłączonej do kasety w centralnej osi skrzydła. Całe skrzydło składa się z 10 indywidualnych powierzchni komórek słonecznych, z których każda zawiera ich 2438. Więcej mocy umożliwia działanie wszystkim instrumentom naukowym jednocześnie, co sprawia, że teleskop jest sprawniejszy niż w przeszłości. Ponadto panele te są miej podatne na zmiany temperatur i wpływ dryfu atmosferycznego, dzięki mniejszym wymiarom i sztywności. Wszystkie komplety paneli miały możliwość obracania się za Słońcem. Energia zasila wszystkie systemy pokładowe, w tym dwa komputery i instrumenty naukowe, a także ładuje 6 baterii niklowo - wodorowych, które dostarczają energii w czasie około 25 minut na każdej orbicie, podczas okresów gdy teleskop znajduje się w cieniu Ziemi. Każda bateria składa się z 22 komórek, oraz pomocniczych komponentów takich jak dodatkowe grzejniki i elektronika. Baterie są umieszczone po dwa w trzech modułach o masie ok. 214 kg każdy. Każda bateria ma pojemność 75 A/h. Wystarcza to, aby utrzymać teleskop przy normalnym działaniu przez 7.5 godziny. Rozprowadzenie energii z paneli słonecznych do baterii i innych elementów teleskopu jest kontrolowane poprzez jednostkę kontroli mocy (Power Control Unit - PCU). Została ona wymieniona w trakcie misji SM3B.
Do kontroli wszystkich funkcji teleskopu służą systemy elektroniczne zebrane w dwa moduły systemów komputerowych (Computer Support Systems Modules) w sekcji wyposażenia. Kontrolują one komunikację, nawigację, zarządzanie energią i danymi itp. Jeden z komputerów został wymieniony w czasie misji SM3A. Do kontroli i i zarządzania danymi przemieszczanymi pomiędzy jednostką sterująca a innymi komponentami HST służą 2 złącza transmisji danych (Data Interface Units - DIU), które zostały wymienione podczas lotu SM2. Do kontroli obrotu paneli słonecznych za Słońcem służy elektronika ruchu paneli słonecznych (Solar Array Drive Electronics - SADE). SADE został wymieniony w trakcie lotu SM1, a później został odremontowany na Ziemi, i wrócił w kosmos podczas misji SM2.
Łączność z teleskopem zapewniają dwie anteny kierunkowe umieszczone na wysięgnikach rozciągających się od sekcji wyposażenia. HST przekazuje dane do satelitów TDRS (Tracking and Data Relay Satellite System), a te kierują je na Ziemię. Odebrane dane są kierowane do Centrum Kontroli i Operacji Teleskopu Kosmicznego (Space Telescope Operations Control Center - STOCC) w Greenbelt, w stanie Maryland. W okresach gdy żaden satelita TDRS nie jest widoczny ze statku, dane są rejestrowane przez pokładowy rejestrator, celem przesłania później. Pierwotny rejestrator składał się z trzech rejestratorów taśmowych (Science Tape Recorders - STR), które zostały zastąpione przez rejestrator jednoczęściowy (Solid State Recorder - SSR) w czasie misji SM2. W trakcie misji SM3A został wymieniony na nowszą wersję. Pojazd może także przekazywać dane w czasie rzeczywistym bezpośrednio do stacji naziemnych, co umożliwia wykonywanie drobnych korekt w trakcje obserwacji astronomicznych. HST był pierwszym satelitą naukowym, którego projekt umożliwiał pełne wykorzystanie systemu TDRS, w tym komunikację w wielu kanałach.
-
WYPOSAŻENIE
Teleskop jest wyposażony w bogaty zestaw instrumentów naukowych. Wiele instrumentów działało na nim w przeszłości, i było zastąpionych nowymi podczas misji serwisowych. Zaliczały się do nich: kamera obiektów słabych (Faint Object Camera - FOC); spektrograf obiektów słabych (Faint Object Spectrograph - FOS); spektrograf wysokich rozdzielczości Goddarda (Goddard High-Resolution Spectrograph - GHRS); fotometr wysokiej szybkości (High-Speed Photometer - HSP); oraz kamera szerokokątna i planetarna 1 (Wide-Field and Planetary Camera 1 - WFPC 1). Obecnie w skład sprzętu którym dysponuje obserwatorium wchodzą: zaawansowana kamera do przeglądów (Advanced Camera for Surveys - ACS); system korekcyjnej optyki osiowej teleskopu kosmicznego (Corrective Optics Space Telescope Axial Replacement - COSTAR); sensory kierunkowe (Fine Guidance Sensors - FGS); kamera bliskiej podczerwieni i spektrometr multiobiektowy (Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer - NICMOS); spektrometr obrazujący teleskopu kosmicznego (Space Telescope Imaging Spectrometer - STIS); oraz kamera szerokokątna i planetarna 2 (Wide-Field and Planetary Camera 2 - WFPC 2). Planuje się także, że w przyszłości (podczas piątej i ostatniej misji serwisowej) na HST zostaną zainstalowane następujące instrumenty: spektrograf początków kosmosu (Cosmic Origins Spectrograph - COS); oraz kamera szerokokątna 3 (Wide-Field Camera 3 - WFPC 3).
Od wyniesienia HST na orbitę na jego pokładzie znajdowały się następujące instrumenty: FOC, FOS, GHRS, HSP, WFPC 1, oraz FGS (tzw. instrumenty "pierwszego pokolenia"). Po pierwszej misji serwisowej instrumentarium przedstawiało się następująco: FOC, FOS, GHRS, COSTAR, WFPC 2, oraz FGS (instrumenty "drugiego pokolenia" - COSTAR, oraz WFPC 2, odpowiednio za HSP i WFPC 1). Po drugiej misji w skład instrumentów wchodziły: FOC, NICMOS, STIS, COSTAR, WFPC 2, oraz FGS (instrumenty "trzeciego pokolenia" - STIS oraz NICMOS odpowiednio za GHRS i FOS). W czasie trzeciej misji - SM3A nie instalowano nowych instrumentów. Po czwartej misji - SM3B wyposażenie naukowe wyglądało następująco: ACS, NICMOS, STIS, COSTAR, WFPC 2, oraz FGS (instrument "czwartego pokolenia" - ACS zamiast FOC). Planuje się jeszcze wykonanie ostatniej misji serwisowej, po której instrumentarium będzie przedstawiać się następujące: ACS, NICMOS, STIS, COS, WFC 3, oraz FGS (instrumenty "piątego pokolenia" - COS i WFC 3 zamiast odpowiednio COSTAR i WFPC 2).
Wszystkie instrumenty naukowe HST, z wyjątkiem trzech sensorów FGS umieszczonych w sekcji wyposażenia, znajdują się we wnętrzu sekcji instrumentów naukowych. Instrumenty FOC, FOS, GHRS, HSP, ACS, COSTAR, NICMOS, STIS, oraz COS zajmują przestrzeń w tylnej części tej sekcji. Są umieszczone równolegle do osi teleskopu. Do tego sprzętu prowadzą dwuklapowe wrota łatwo otwierane podczas prac na orbicie. Instrumenty WFPC 1, WFPC 2, oraz WFC 3 znajdowały się, znajdują, albo będą się znajdować w zatoce w przedniej części sekcji instrumentów Teleskopu Hubblea. Są ustawione radialnie względem jego osi. Mogą zostać łatwo wysunięte z zatoki celem demontażu, lub łatwo do niej wsuniętej celem montażu.
-
FOC
Kamera obiektów słabych była kamerą służąca do obrazowania bardzo słabych obiektów astronomicznych, z oszałamiającą jak na tamte czasy rozdzielczością - ponad 7 razy większą od słynnej kamery WFPC 2. Miała możliwość zliczania pojedynczych fotonów. Pracowała w zakresie światła widzialnego i ultrafioletu. Obserwowano za jej pomocą najróżniejsze obiekty - od odległych galaktyk poprzez gwiazdy do ciał Układu Słonecznego. Jednym z jej największych sukcesów było wykonanie pierwszych obrazów traczy gwiazdy - Betelgezy. Został zdemontowany i zabrany na Ziemię podczas czwartej misji serwisowej SM3B (STS-109) wykonanej przez wahadłowiec Columbia w dniach 01.03.2002 - 11.03.2002r. W jej miejsce zainstalowano znacznie czulszą i bardziej nowoczesną kamerę ACS.
Kamera FOC dysponowała dwoma systemami detektorów. Każdy składał się ze wzmacniacza obrazu, generującego obraz na ekranie luminoforu. Obraz ten był 10 000 razy jaśniejszy od światła które go wytwarzało. Był następnie skanowany przez kamerę telewizyjną używającą detektora wykonanego z krzemu bombardowanego elektronami (Electron-Bombarded Silicon - EBS). W dalszej kolejności obraz był ucyfrawiany, i kierowany do transmisji lub zapisania w rejestratorze teleskopu. Kamera FOC była tak wrażliwa, że zastosowano w niej system filtrów, który przyciemniał obiekty o jasności ponad 21 magnitudo, aby uniknąć nasycenia detektorów. Instrument pracował w zakresie długości fal 1220 - 5500 A. FOC mógł działać w trzech trybach, o różnym stosunku ogniskowej f/x. We wszystkich trybach obrazy były wykonywane w standardowym formacie telewizyjnym. Pole widzenia wynosiło 22 x 22 sekundy kątowej w trybie niskiej rozdzielczości (f/48); 11 x 11 '' w trybie średniej rozdzielczości (f/96); i 3.6 x 3.6 '' w trybie wysokiej rozdzielczości (f/288). Rozdzielczość kątowa wynosiła: 0.043 '' w trybie niskiej rozdzielczości; 0.022 '' w trybie średniej rozdzielczości; oraz 0.0072 '' w trybie wysokiej rozdzielczości. Urządzenie mogło zaobserwować obiekty słabsze o 50 razy od obserwowalnych za pomocą naziemnych teleskopów. Wysoka rozdzielczość była możliwa dzięki użyciu dużego stosunku ogniskowej, oraz detektorów czułych na pojedyncze fotony. Obraz z kamery miał wymiary 64 x 64 piksele. Wymiary pojedynczego piksela wynosiły 25 x 25 mikrometrów. W przypadku obserwacji bardzo słabych gwiazd i słabych rozciągłych obiektów wymagane było łączenie pojedynczych ekspozycji w czasie obróbki danych, aby odróżnić promieniowanie pochodzące z badanego obiektu od zakłóceń. FOC był w stanie wykonywać obrazy i pomiary fotometryczne obiektów punktowych o jasnościach wizualnych od 21 do 28 magnitudo; oraz obiektów rozciągłych o jasnościach wizualnych od 15 do 22 magnitudo zajmujących obszar jednej sekundy kątowej. Kamera ta wymagała do prawidłowego działania korekcyjnego systemu optycznego teleskopu - COSTAR.
Instrument FOC został dostarczony przez ESA.
-
FOS
Spektrograf obiektów słabych (Faint-Object Spectrograph - FOS) służył do uzyskiwania spektrogramów obiektów astronomicznych o najmniejszych możliwych do zarejestrowania jasnościach, słabszych od badanych przez instrument HRS. Pracował w zakresie do bliskiego ultrafioletu, przez bliską podczerwień do światła czerwonego. Spektrograf pokrywał szeroki zakres widmowy, i został zaprojektowany głównie do wykonywania obserwacji spektralnych w wąskich zakresach długości fal. Profile widmowe emisji w szerokim zakresie długości fal, linie absorpcyjne, oraz rozkłady emisji kontinuum były uzyskiwane zarówno dla źródeł punktowych, jak i rozciągłych. Obserwacje umożliwiały określenie takich parametrów obiektów jak ich skład chemiczny, temperatura, szybkość radialna, szybkość obrotowa, i pole magnetyczne. Urządzenie znajdowało się w obserwatorium od czasu jego umieszczenia na orbicie. Zostało zdemontowane podczas misji serwisowej SM2 (STS-82) wykonanej przez wahadłowiec Discovery w dniach 11.02.1997 - 21.02.1997r. FOS został zabrany na Ziemię, a jego miejsce zajął spektrograf STIS o znacznie większych możliwościach.
FOS był spektrografem pracującym w zakresie długości fal 1140 - 7000 A. Urządzenie mogło także pracować w trybie niedyspersyjnym, w którym uzyskiwało obrazy źródeł do celów naukowych, lub namierzania celu obserwacji. Analiza polaryzacji była możliwa w zakresie długości fal 1200 - 3500 A. Instrument FOS był wyposażony w detektory Digicon (512 liniowo połączonych diod zliczających fotony). Do pokrycia pełnego zakresu długości fal użyto dwóch takich detektorów. Sensor dalekiego ultrafioletu i światła niebieskiego był zaopatrzony w tarczę wykonaną z fluorku magnezu, oraz w fotokatodę. Pracował w zakresie 1150 - 5500 A (od dalekiego UV do światła żółtego). Sensor bliskiego ultrafioletu i bliskiej podczerwieni był wyposażony w okno krzemowe, oraz fotokadotę. Pracował w zakresie 1800 - 8000 A (bliskie UV do światła czerwonego). Światło do instrumentu wchodziło przez jeden z 11 różnych otworów o średnicy kątowej 0.1 - 1.0''. Urządzenie było wyposażone także w dwa systemy przesłaniające, które w trakcie obserwacji zasłaniały centrum badanego źródła, i pozwalały na analizie promieniowania pochodzącego tylko z jego obrzeży. Pozwalało to na przykład na badania otoczek gazowych wokół czerwonych olbrzymów, oraz słabych galaktyk macierzystych kwazarów.
FOS mógł pracować w trzech trybach: trybie wysokiej rozdzielczości (High Resolution Mode), oraz w dwóch trybach niskiej rozdzielczości (Low Resolution Modes). W trybach niskiej rozdzielczości mógł obserwować obiekty o jasności do 26 magnitudo przez 1 godzinę z rozdzielczością 5 A przy 1200 A). W trybie dużej rozdzielczości osiągał podczas godziny obserwacji obiekty o jasności tylko 22 magnitudo, rozdzielczością 0.9 A przy 1200 A).
-
GHRS
Spektrograf wysokich rozdzielczości Goddarda służył do uzyskiwania szczegółowych, wysokorozdzielczych spektrogramów obiektów astronomicznych różnego rodzaju. Pracował w ultrafiolecie. Obserwacje umożliwiały określenie takich parametrów obiektów jak ich skład chemiczny, temperatura, szybkość radialna, szybkość obrotowa, i pole magnetyczne. W przeciwieństwie do spektrografu FOS, spektrograf GHRS koncentrował się całkowicie na spektroskopii UV, a zamiast możliwości obserwacji bardzo słabych obiektów, pozwalał na wykonywanie badań z bardzo dużą rozdzielczością widmową. Urządzenie to zostało wymienione na kamerę NICMOS podczas misji serwisowej SM2 (STS-82) wykonanej przez wahadłowiec Discovery w dniach 11.02.1997 - 21.02.1997r i sprowadzone na Ziemię.
Światło było rozszczepiane przez cztery siatki dyfrakcyjne pracujące w zakresie widmowym 1100 - 3200 A, a każda siatka była używana tylko w okolicach jej maksymalnej wydajności. Sensorem było 512-kanałowe urządzenie Digicon (podobnie jak w spektrografie FOS, ale bez wrażliwości na światło widzialne). Urządzenie to działało jak system do wykonywania obrazów, i mogło być używane jako system obrazujący wykonujący zdjęcia centralnej gwiazdy i mapujący pole widzenia, eliminując potrzebę użycia oddzielnego szperacza gwiazd lub kamery przy rozcięciu wejściowym. Digicon składał się z dwóch detektorów - jednego z fotokatodą wykonaną z CsTe (czułą na zakres 1050 - 1700 A), i drugiego z fotokatodą CsI (czułą na zakres 1150 - 3200 A). GHRS posiadał dwa otwory wejściowe, mające pole widzenia o polach kątowych odpowiednio 1 kontowej sekundy kwadratowej, oraz 0.3 kątowej sekundy kwadratowej.
Urządzenie pracowało w trzech trybach: niskiej rozdzielczości widmowej (Low Resolution Mode), średniej rozdzielczości widmowej (Medium Resolution Mode); oraz wysokiej rozdzielczości widmowej (High Resolution Mode). W trybie niskiej rozdzielczości rozdzielczość wynosiła 0.6 A przy 1200 A. Urządzenie mogło tu badać obiekty o jasności do 19 magnitudo. W trybie średniej rozdzielczości wynosiła ona 0.06 A przy 1200 A, a instrument mógł obserwować obiekt o jasności 16 magnitudo (przy 1200 A). W trybie rozdzielczości wysokiej rozdzielczość wynosiła 0.012 A przy 1200 A. Ten tryb mógł zostać zastosowany do obiektów o jasności 14 magnitudo lub większej. Obserwacje nie były ograniczone czasowo. Spektrograf mógł pracować w świetle słonecznym, i mógł obserwować wybrany obiekt o każdej porze, chyba że został on zasłonięty przez Ziemię albo Księżyc. Wysoki zasięg dynamiczny, oraz możliwość swobodnego wyboru rozproszenia umożliwiał obserwowanie różnych obiektów w szerokim zakresie ich jasności, od bardzo jasnych do umiarkowanie słabych.
-
HSP
Fotometr wysokiej szybkości służył do wykonywania obserwacji fotometrycznych zmiennych obiektów z wysoką rozdzielczością czasową (do 10 mikrosekund) w zakresie światła widzialnego i ultrafioletu (1150 - 8700 A); oraz prowadzenia obserwacji fotometrycznych w zakresie widmowym 2100 - 7000 A szerokiej gamy obiektów astronomicznych. Instrument ten został zastąpiony systemem COSTAR podczas misji serwisowej SM1 (STS-61) wykonanej przez wahadłowiec Endeavour w dniach 02.12.1993 - 13.12.1993r.
Instrument składał się z czterech detektorów obrazujących: dwóch czułych na promieniowanie ultrafioletowe i poświatę Słońca, oraz dwóch wrażliwych na światło widzialne i bliską podczerwień. Instrument dysponował szerokimi możliwościami wybory pasma widmowego w którym wykonywano obserwacje, poprzez zastosowanie filtra szerokopasmowego, oraz szeregu filtrów interferencji. Zostały one umieszczone w pobliżu miejsca skupiania wiązek świetlnych przez system optyczny HST. Kilka filtrów było pokrytych materiałem polaryzującym. Urządzenie posiadało trzy otwory wejściowe o różnym polu widzenia: 0.4, 1.0, i 10.8 sekundy kątowej. Sensory mogły otrzymać rozkaz odebrania fotoelektronów od koło 100 możliwych kombinacji filtr - otwór wejściowy - polaryzator. Instrument był bardzo prosto zbudowany, jedyną jego ruchomą częścią było koło filtrów. Mógł wykonywać do 100 000 pomiarów na sekundę.
-
WFPC 1
Kamera szerokokątna i planetarna 1 była instrumentem służącym do wykonywania szerokokątnych oraz wysokorozdzielczych zdjęć najróżniejszych obiektów astronomicznych - od galaktyk, poprzez gwiazdy do ciał Układu Słonecznego w zakresie od bliskiego ultrafioletu poprzez światło widzialne do bliskiej podczerwieni (1150 - 10 000 A). Instrument ten został zastąpiony nowszą kamerą WFPC 2 podczas misji serwisowej SM1 (STS-61) wykonanej przez wahadłowiec Endeavour w dniach 02.12.1993 - 13.12.1993r. Wrócił na Ziemię.
W skład instrumentu WFPC 1 wchodziły dwie kamery: kamera szerokokątna (Wide-Field Camera - WF); oraz kamera planetarna (Planetary Camera - PC) umieszczone w jednym module. Każda kamera używała prostej techniki optycznej. Do wytwarzania obrazów były używane cztery detektory CCD o wymiarach 800 x 800 pikseli. Czułość widmowa każdego detektora była rozciągnięta od światła widzialnego do ultrafioletu przez specjalną obróbkę. Całkowita kwantowa wydajność instrumentu wynosiła 5% w zakresie od 121.6 nm (linia Lyman-alfa) do 350 nm; i podnosiła się do 30% w zakresie 450 - 800 nm, a potem spadała stopniowo w kierunku podczerwieni. Połączenie optyki i czterech detektorów CCD dostarczało pola widzenia o wymiarach 1600 x 1600 pikseli. Stosunek ogniskowej wynosił f/12.9 dla kamery szerokokątnej i f/30 dla kamery planetarnej. Dawało to pole widzenia o powierzchni kątowej 68.7 kwadratowej minuty kontowej dla kamery szerokokątnej i 2.67 kwadratowej minuty kątowej dla kamery planetarnej. Rozdzielczość kątowa wynosiła 0.1 '' dla kamery szerokokątnej; oraz 0.043 '' dla kamery planetarnej. Instrument zawierał także zestaw 50 filtrów, polaryzatory, oraz siatki transmisyjne. Komponenty te znajdowały się na 10 kołach.
Kamera WFPC 1 dostarczyła wielu spektakularnych zdjęć podczas swojej trzy letniej pracy, jednak ich jakość nieco zmniejszyła wada optyczna głównego zwierciadła teleskopu Hubblea. Jeszcze przed wstrzeleniem teleskopu rozpoczęto prace nad jej unowocześniona wersją - WFPC 2. W tą kamerę wbudowano układ optyczny znoszący skutki abberacji sferycznej głównego zwierciadła, przez co jej wyniki przyćmiły dokonania poprzednika.
-
COSTAR
System korekcyjnej optyki osiowej teleskopu kosmicznego nie był prawdziwym instrumentem naukowym, ale systemem korygującym wadę optyczną głównego zwierciadła Teleskopu Hubblea, bardzo utrudniającej obserwacje.
System COSTAR został zainstalowany w sekcji instrumentów naukowych Teleskopu Hubblea podczas pierwszej misji serwisowej SM1 (STS-61) wahadłowca Endeavour. Był umieszczony równolegle do osi teleskopu. Lot ten trwał w dniach 02.12.1993 - 13.12.1993r. COSTAR został umieszczony w miejscu fotometru wysokiej szybkości HSP. Został on zdemontowany i zabrany na Ziemię. Po umieszczeniu teleskopu Hubblea na orbicie wszystkie nowe instrumenty naukowe tego obserwatorium były budowane z własnym układem optyki korekcyjnej. Po zdemontowaniu ostatniego instrumentu pracującego na HST od samego początku - kamery obiektów słabych (Faint Object Camera - FOC) w trakcie misji SM3B (STS-109) wahadłowa Columbia COSTAR nie był już potrzebny. Został odłączony od układu elektrycznego teleskopu w trakcie tej samej misji, trwającej w dniach 01.03.2002 - 11.03.2002r. Pozostał jednak na miejscu. Planuje się, że zostanie zastąpiony instrumentem COS w trakcie misji serwisowej SM4.
System ten składał się z 5 par zwierciadeł korekcyjnych o wielkości monety. Cała jednostka COSTAR ma kształt prostopadłościanu o wielkość budki telefonicznej. Jest tak skonstruowana, że wymagała niewielu zaczepów we wnętrzu struktury teleskopu, oraz niewielu połączeń z jego układem elektrycznym. Dzięki temu mogła być sprawnie zainstalowana przez astronautów. Znalazła się przed instrumentami FOC, FOS, i GHRS, i umożliwiała wykonywanie przez nich obserwacji bez zaburzeń optycznych ze strony głównego zwierciadła. Instrumenty FOS i GHRS poradziłyby sobie bez optyki korekcyjnej przy niektórych obserwacjach, ale była ona niezbędna dla kamery FOC. W czasie misji SM1 inne urządzenie HST - kamera WFPC 1 została zastąpiona nowym instrumentem WFPC 2, który posiadał własny układ korekcyjny, i od początku nie używał urządzenia COSTAR.
-
FGS
Trzy sensory kierunkowe wykonują obserwacje dwóch gwiazd - przewodników, w celu uzyskania niezależnych informacji na temat orientacji, i dzięki temu zmniejszenia dryfu pojazdu (poprzez utrzymywanie jego stałej pozycji względem gwiazd). Pozwala to na znaczne zwiększenie dokładności pozycjonowania teleskopu. Dodatkowo urządzenia te służą do dokładnych pomiarów astrometrycznych, dzięki czemu HST nie posiada osobnego instrumentu przeznaczonego to obserwacji tego typu. Umożliwiają wykonywanie pomiarów paralaks i ruchów słabych gwiazd, oraz pozwalają na poszukiwania struktur w pobliżu obserwowanych obiektów. Urządzenia te mogą być wykorzystywane do pomiarów odległości gwiazd, określania czy gwiazda podwójna rzeczywiście nią jest, poszukiwać towarzyszy planetarnych, oraz do pomiarów średnic kątowych gwiazd, galaktyk itp.
Na HST znajdują się trzy identyczne sensory FGS, umieszczone w sekcji wyproszenia teleskopu. Są to jedyne instrumenty naukowe, które nie zostały zainstalowane w sekcji instrumentów naukowych. Są rozlokowane w pierścieniu wokół osi optycznej teleskopu, w odstępach 90 stopni, prostopadle do osi teleskopu. Jednostka każdego sensora ma wymiary 0.5 x 1.0 x 1.6 m. FGS znajdowały się na HST od czasu jego wystrzelenia (komplet FGS1). Pierwotne sensory nie były jednak zaprojektowane z uwzględnieniem abberacji sferycznej głównego zwierciadła, przez co ich pomiary były zakłócone. Aby zniwelować te zakłócenia zapasowe sensory zostały zaopatrzone w odpowiedni mechanizm. Komplet FGS1 został wymieniony podczas misji SM2 (misja STS-82 wahadłowca Discovery z 11.02.1997 - 21.02.2007) na komplet FGS1R. Zestaw sensorów FGS1R został ulepszony w stosunku do sensorów FGS1 poprzez dołączenie zestawu zwierciadeł (Articulating Mirror Assembly - AMA) znoszącego abberację sferyczną. Potem, w trakcie lotu SM3A (misja STS-103 wahadłowca Discovery z 12.11.1999 - 28.11.1999) wymieniono komponent FGS2. Kolejna wymiana jednego z sensorów FGS jest planowana na misję serwisową SM4 (lot STS-125 wahadłowca Atlantis).
FGS są interferometrami dwuosiowymi pracującymi w świetle białym 4670 - 7000 A. Każdy sensor ma pole widzenia wynoszące 69 kwadratowych minut kątowych. W czasie normalnego działania do pozycjonowania teleskopu służą dwa sensory. Sensor który nie jest wtedy używany jest w tym czasie głównym instrumentem astrometrycznym. Kardy sensor zawiera zestaw ruchomych filtrów, oraz monitory temperatury, napięcia i innych parametrów. Urządzenia te mogą wykrywać gwiazdy o jasnościach w przybliżeniu 4 - 17 magnitudo. Względna pozycja gwiazdy może zostać zmierzona z dokładnością około 0.002''.
Każdy sensor FGS zawiera dwa interferometry, ich połączone elementy optyczne i mechaniczne, oraz 4 rurki fotopowielaczy S-20 (Photo Multiplier Tubes - PMT). Światło pochodzące z systemu optycznego teleskopu OTA jest przejmowane przez zwierciadło z przodu płaszczyzny ogniskowej HST i jest kierowane do FGS. Wiązka jest kolimowana (o czynnik ok. 60) przez asferyczne zwierciadło kolimacyjne i kierowana do optycznych elementów selekcjonera gwiazd A (Star Selector A - SSA) z serwomechanizmem. Ten system dwóch zwierciadeł i pięcioelementowej grupy korektora może zostać obrócony w osi optycznej teleskopu. Grupa korektora koryguje optyczne odchylenia wywołane przez system optyczny teleskopu i zwierciadło asferyczne. Zwierciadło to powoduje astygmatyzm i abberację sferyczną. Interferometr składa się z polaryzującego rozdzielacza wiązki i dwóch pryzmatów Koestera. Rozdzielacz dzieli niespolaryzowaną wiązkę światła wchodząca do interferometru na dwie wiązki z polaryzacją prostopadłą. Rozdzielacz kieruje następnie wiązkę do pryzmatu i jego optyki i fotopowielaczy PTM. Każdy sensor FGS posiada koło filtrów umieszczone przed rozdzielaczem wiązek. Koło zawiera 5 otworów o średnicy 42 mm z filtrami.
Urządzenia te zostały zbudowane przez firmę Perkin-Elmer Corporation w Danbury (obecnie Goodrich Corporation's Optical and Space Systems).
-
ACS
Zaawansowana kamera do przeglądów jest nowoczesną kamerą elektroniczną służącą do wykonywania szczegółowych zdjęć najróżniejszych obiektów astronomicznych - od najodleglejszych galaktyk we Wszechświecie poprzez gwiazdy do ciał Układu Słonecznego. Pracuje w zakresie od bliskiego ultrafioletu poprzez światło widzialne do bliskiej podczerwieni (120 - 1000 nm). Jej pole widzenia jest ponad 2 razy większej od pola widzenia kamery WFPC 2, a dzięki doskonałej jakości i rozdzielczości obrazów znacznie powiększyła możliwości HST. Szczególną właściwością kamery jest możliwość zobrazowania dużych fragmentów nieba w wysokiej rozdzielczości. Może ona także wykonywać badania spektroskopowe dzięki urządzeniom optycznym typu grism. Został zainstalowany na teleskopie podczas czwartej misji serwisowej SM3B (STS-109) wykonanej przez wahadłowiec Columbia w dniach 01.03.2002 - 11.03.2002r. Kamera ta zastąpiła instrument FOC - ostatnie urządzenie naukowe znajdujące się na teleskopie od czasu jego umieszczenia na orbicie. FOC wrócił na Ziemię w trakcie tej misji. W skład ACS wchodzą trzy komponenty umieszczone we wspólnym module: kamera szerokokątna (Wide Field Camera - WFC); kamera wysokich rozdzielczości (High Resolution Camera - HRC); oraz kamera zaślepiająca Słońce (Solar Blind Camera - SBC).
Kamera szerokokątna WFC służy do wykonywania obrazów galaktyk i gromad galaktyk, takrze tych najdalszych, obserwowanych w okresie młodości Wszechświata. Badania rozkładu przestrzennego tych obiektów umożliwiają wykonanie studiów ewolucji Wszechświata. Urządzenie to charakteryzuje się dużą wydajnością, szerokim polem widzenia o wymiarach kątowych 202" x 202", oraz rozdzielczością kątową 0.049". Pracuje w podczerwieni i w zakresie światła widzialnego w przedziale 350 - 1050 nm (3700 - 11000 A), ale jest zoptymalizowana do przeglądów w bliskiej podczerwieni, w celu poszukiwania najdalszych galaktyk. Projekt optyczny opiera się na trzech zwierciadłach posrebrzanych. WFC używa osobnej ścieżki optycznej, w przeciwieństwie do kamer HRC i SBC o wspólnej ścieżce optycznej. Kamera ta jest wyposażona w dwa detektory CCD o wymiarach 2048 × 4096 piksele, gdzie 1 piksel ma szerokość 15 um. Detektory bazują na dostępnych handlowo CCD opracowanych przez formę Scientific Imaging Technologies (SITe). Zastosowano w nich konfigurację hipa ST008A specjalnie zmodyfikowanego na potrzeby ACS. Normalnie ma on 4096 piksele wzdłuż krawędzi, ale ich ilość została zmniejszona, celem przeciwstawienia się degradacji spowodowanej przez promieniowanie w kosmosie. Podzielono go na dwie części tak, że może wykonywać mozaikę 2 x 1. Obszar obrazujący składa się z 4096 kolumn, a w każdej znajduje się 2048 pikseli. Pomiędzy oboma detektorami znajduje się szpara o szerokości 30 pikseli, co odpowiada 1.5". Każdy CCD ma wymiary 6.88 × 3.46 cm. Jest umieszczony na grubej ceramicznej podstawie, która gwarantuje, ze pozostanie płaski.
Kamera wysokich rozdzielczości HRC umożliwia wykonywanie obrazów o bardzo wysokiej rozdzielczości przedstawiających jądra aktywnych galaktyk z masywnymi czarnymi dziurami, a także zwykłe galaktyki, mgławice z dyskami protoplanetarymi, oraz gromady gwiazd. Charakteryzuje się polem widzenia o wymiarach kątowych 29.1" x 26.1" i rozdzielczością kątową 0.028" × 0.025". Pracuje w zakresie 200 - 1050 nm (2000 - 11000 A). Projekt optyczny jest oparty na trzech zwierciadłach wykonanych z aluminium pokrytego MgF2. Kamera posiada detektor CCD o wymiarach 1024 x 1024 piksele, gdzie 1 piksel ma szerokość 21 um. Jest on uczulony na promieniowanie ultrafioletowe. Detektor został zbudowany przez SITe na postawie detektora instrumentu STIS. Optymalizacja w zakresie UV wymagała innej budowy detektora niż ma to miejsce w przypadku WFC. 1024 rzędy pikseli w CCD są podzielone na dwie grupy po 512 rzędy. W każdym końcu detektora znajduje się wzmacniacz produkowanego sygnału, umieszczony w każdym z dwóch rejestratorów sygnału. W ten sposób powierzchnia może zostać podzielona na dwa kwadraty o wymiarach 512 x 512 w celu zmaksymalizowania transferu danych. Podczas odzyskiwania informacji może zostać użyty jeden lub wszystkie wzmacniacze. W normalnym trybie działania używany jest jeden wzmacniacz, a czas odczytu wynosi 30 s. CCD jest umieszczone w próżniowej obudowie, będącej projektem opracowanym dla STIS. Pojedyncze wejściowe okno krzemionkowe jest ustawione równolegle do wiązki światła w celu zmniejszenia światła pozaosiowego. Powierzchnia CCD jest pochylona, aby można było użyć najlepszej powierzchni obrazującej. Kamera HRC jest ponadto wyposażona w koronograf, zdolny do powiększenia kontrastu HST podczas obserwacji jasnych obiektów o czynnik ponad 10. Służy do obserwacji galaktyk macierzystych kwazarów, rejonów jąder galaktyk aktywnych, dysków protoplanetranych i dysków wypływowych wokół gwiazd, dysków protogwiezdnych i materii odrzucanej przez gwiazdy, oraz obserwacji obiektów planetarnych takich jak torus Io. Koronograf ten posiada maskę koronograficzną złożoną z dwóch kolistych urządzeń zakrywających.
Kamera zaślepiająca Słońce SBC ma zdolność blokowania światła słonecznego, co umożliwia rejestrowanie słabego promieniowania ultrafioletowego. Umożliwia to badanie atmosfer i mechanizmów pogodowych planet Układu Słonecznego, w tym zórz na Jowiszu; a ponadto gorących gwiazd oraz kwazarów. Kamera ta jest zoptymalizowana do obserwacji słabych, odległych obiektów, oraz źródeł rozciągłych. Charakteryzuje się polem widzenia 34.59" x 30.8", oraz rozdzielczością kątową 0.033" x 0.030" na piksel. Pracuje w zakresie 115 - 180 nm (1150 - 1700 A). Projekt optyczny jest oparty na 3 zwierciadłach wykonanych z aluminium pokrytego MgF2. Do obrazowania służy detektor w postaci multianodowej powierzchni z mikrokanałami (Multi Anode Microchannel Array - MAMA) z fotokatodą Csl. Ma on wymiary 1024 x 1024 piksele, gdzie jeden piksel ma szerokość 25 um. Architektura detektora jest oparta na pojedynczym detektorze MCP. Detektor ten jest zapasowym detektorem instrumentu STIS. Składa się z wejściowego okna indu MgF2 zamykającego komorę z fotokatodą, MCP i powierzchnię anody. Fotony wchodzące do detektora są zamieniane na elektrony w fotokatodzie. MCP jest powielaczem elektronów. Składa się z połączonych rurek szklanych. Elektrony wchodzą w te kanały i produkują więcej elektronów, które wytwarzają kolejne itp. Powierzchnia anody jest umieszczona blisko, aby powstała chmura elektronów nie rozproszyła się zbytnio. Detektor na którym oparty jest czujnik MAMA kamery SBC - STIS FUV-MAMA sprawia nieco problemów podczas obrazowania jasnych obiektów. Jest on związany ze zmianą wydajności kwantowej i związanej z tym stabilności fotometrycznej. Dla systemu STIS FUV MAMA są także oczekiwane miejscowe skutki spowodowane starzeniem, jednak MAMA ACS ma kilka mechanizmów ochronnych: drzwi kalibracyjne mogą zostać zamknięte w celu ochrony detektora przed silnym promieniowaniem; koło filtrów SBC może zostać użyte jako migawka (co 3 pozycja jest nieprzezroczyste) kiedy miejscowe promieniowanie jest nadmiarowe, i kiedy SBC nie jest używany; oraz składane zwierciadło M3 HRC może powstrzymywać promieniowanie przed dotarciem do SBC.
-
Naprawa ACS
Po instalacji na HST kamera ACS pracowała bez problemów. Jednakże później nastąpiła seria 3 awarii, które uniemożliwiły prowadzenie za jej pomocą większości obserwacji. 19 czerwca 2004 roku awarii uległ podstawowy system zasilający niskiego napięcia (Low Voltage Power Supply 1 - LVPS-1), dostarczający energii do jednostek elektroniki CCD (CCD Electronics Boxes - CEBs). Po awarii stasowanie systemy LVPS-1 uniemożliwiało stosowanie kanałów HRC i WFC, możliwe było natomiast stosowanie kanału SBC. Z tego powodu instrument został przełączony na zapasowy system LVPS-2. 23 września 2006 roku podczas normalnej rekonfiguracji instrumentu system przełączający napięcie CCD +35V nie przełączył się prawidłowo i instrument automatycznie przeszedł ę w tryb bezpieczny. Udało się potem przywrócić pełną sprawność instrumentu. 27 stycznia 2007r spięcie spowodowało przerwanie bezpiecznika +28V. Na skutek awarii niemożliwe stało się stosowanie zapasowej jednostki zasilania. Instrument został przełączony na system główny, co wykluczyło prowadzenie obserwacji za pomocą kanałów WFC i HRC, sprawny pozostał kanał SBC. Zespół inżynierów w GSFC opracował plan naprawy instrumentu (ACS Repair - ACS-R), który został przewidziany do wykonania podczas misji serwisowej SM4, czyli lotu STS-125 wahadłowca Atlantis. Naprawa będzie polegać na otworzeniu drzwi modułu instrumentów HST, a następnie zdjęciu osłony jednostki elektroniki kanału WFC. Następnie astronauci muszą zainstalować zamiennik jednostki elektroniki CCD (CCD Electronics Box Replacement - CEB-R) po usunięciu istniejącej jednostki elektroniki kanału WFC (ACS posiada 2 jednostki CEB - dla kanału HRC i WFC). CEB-R zastąpi następnie funkcje oryginalnego CEB. Po wymianie możliwe będzie ponadto dostarczenie zasilania do CEB HRC, co w konsekwencji przywróci sprawność kanału HRC. Konieczne jest ponadto zainstalowanie zamiennika systemu zasilającego niskiego napięcia (Low Voltage Power Supply Replacement - LVPS-R), który dostarczy energię do CEB-R. System ten składa się z dwóch redundancyjnych zasilaczy zasilających CEB-R. Posiada on też 2 dodatkowe zasilacze (jeden zapasowy), zasilające jednostkę CEB HRC. Główne przyłącze mocy dla ACS zostanie połączone z rozdzielaczem mocy HST kierującym zasilanie do LVPS-R za pomocą elementu przejmującego energię (Power Intercept Element - PIE). LVPS-R zostanie połączony z CEB-R za pomocą elementu wyjścia energii (Power Output Element - POE). System ten pozwoli na zasilanie CEB-R z LVPS-R, oraz transmisję danych między nimi. Po naprawie zamknięta zostanie osłona elektroniki WFC oraz drzwi modułu instrumentów naukowych HST.
-
NICMOS
Kamera bliskiej podczerwieni i spektrometr multiobiektowy jest instrumentem służącym do obrazowania oraz badań spektrometrycznych najróżniejszych obiektów astronomicznych - od najodleglejszych galaktyk poprzez gwiazdy do ciał Układu Słonecznego. Pracuje w zakresie bliskiej podczerwieni, w przedziale widmowym 0.8 - 2.5 nm (8000 - 25 000 A). Instrument ten dostarczył astronomom pierwszych obrazów Wszechświata w bliskiej podczerwieni w zakresie 0.8 - 2.5 mikrometrów. NICMOS umożliwia badania zapylonych jąder galaktycznych, gwiazd, i planet, a także obiektów zbyt odległych dla wcześniejszych optycznych i ultrafioletowych instrumentów HST. Został zainstalowany na teleskopie podczas drugiej misji serwisowej SM2 (STS-82) wykonanej przez wahadłowiec Discovery w dniach 11.02.1997 - 21.02.1997r. Kamera ta zastąpiła spektrograf FOS.
Instrument NICMOS składa się z czterech głównych elementów: grafitowo - epoksydowej struktury podstawowej, kriostatu, montażu elementów optycznych, oraz jednostki elektroniki. Optyka oraz detektory zostały umieszczone wewnątrz kriostatu. Urządzenie jest wyposażone w 3 sąsiadujące kamery (NICMOS Camera 1 - NIC 1, NICMOS Camera 2 - NIC 2 i NICMOS Camera 3 - NIC 3), które mogą pracować całkowicie samodzielnie. Kamera NIC 2 może prowadzić obserwacje w trybie koronograficznym.
Detektorami w NICMOS są trzy niskoszumowe macierze HgCdTe. Mają wymiary 256 x 256 pikseli każda. Są utrzymywane w temperaturze 75 - 86K. NICMOS posiada trzy tryby odczytywania informacji z detektorów plus tryb namierzania celu: ACCUM, MULTIACCUM, BRIGHT-OBJ, oraz ACQ. Tryb BRIGHT-OBJ jest używany do określania środka bardzo jasnych celów dla koronografu. ACCUM jest najprostszym trybem i dostarcza pojedynczej integracji na źródło. BRIGHT-OBJ został zaprojektowany do wykonywania obserwacji bardzo jasnych źródeł, które mogłyby spowodować nasycenie detektorów. MULTIACCUM dostarcza pośredniej szybkości zliczeń fotonów podczas ekspozycji. Używany jest on w większości obserwacji. Dla obserwacji koronograficznych są stosowane trzy tryby namierzania celu. Tryb ACQ rozkazuje instrumentowi umieszczenie najjaśniejszego obiektu w polu widzenia za koronografem. Tryb RE-USE TARGET OFFSET może zostać użyty do pozycjonowania celu względem poprzednio uzyskanego obrazu. Tryb INT-ACQ służy do namierzania celu w trybie rzeczywistym.
Każda kamera NICMOS posiada osobne koło filtrów z 20 pozycjami - 19 filtrami i 1 czystym oknem. Nie wszystkie filtry znajdują się we wszystkich kamerach. Filtry są zainstalowane w sposób najlepiej wykorzystujący detektory NICMOS. Główne filtry wąskopasmowe fal krótkich zostały umieszczone w kole kamery NIC 1. Koło kamery NIC 2 pracują głównie w zakresie fal dłuższych. Kamera NIC 3 posiada także zestaw grismów, umożliwiających wykonywanie badań spektrometrycznych w zakresie 0.8 - 2.5 mikrona. Światło ze wszystkich obiektów w polu widzenia NIC 3 jest rozszczepiane w celu wykonania spektroskopii wielu obiektów w polu widzenia. Urządzenie posiada 3 elementy typu grism (G096, G141 i G206) wykonane z krzemu, które pokrywają cały zakres długości fal NICMOS. Znajdują się one w kole filtrów NIC 3, i przestrzenna rozdzielczość spektroskopii jest taka sama jak rozdzielczość obrazowania (ok. 0.203" na piksel). Grism jest wstawiany do wiązki światła. Wtedy tworzy spektrum obiektu w polu widzenia kamery. Celem obserwacji jest najjaśniejszy obiekt w FOV, ale inne obiekty także powodują wytworzenie użytecznych spektrogramów. NICMOS zawiera ponadto optykę, która umożliwia obrazowanie polaryzacyjne z wysoką rozdzielczością przestrzenną i wysoką wrażliwością na linearnie spolaryzowane światło w zakresie 0.8 - 2.1 mikrona. Koła filtrów kamer NIC 1 i 2 zawierają po trzy filtry polaryzacyjne. Dla NIC 1 polaryzatory pokrywają zakres widmowy 0.8 - 1.3 mikrona (fale krótkie), a dla NIC 2 1.9 - 2.1 mikrona (fale długie).
Instrument NICMOS może pracować w trzech trybach. W trybie niskiej rozdzielczości (Low Resolution Mode) pole widzenia ma wymiary kątowe 51.5 x 51.5''. W trybie średniej rozdzielczości (Medium Resolution Mode) jego wymiary wynoszą 17.5 x 17.5 ''. W trybie wysokiej rozdzielczości (High Resolution Mode) wartość ta wynosi 11.0 x 11.0 ''.
-
DEGRADACJA KRIOSTATKU
Urządzenie NICMOS jest chłodzone kriogenicznie, i jest to pierwszy oraz jedyny tego typu instrument na HST. W jego wnętrzu zainstalowano kriostat - oddzielony termicznie od otoczenia pojemnik wypełniony lodem azotowym. Lód azotowy sublimował, a zimny gaz chłodził tarczę chłodzoną parą (Vapor Cooled Shield - VCS), która dostarczała zimnego środowiska dla detektorów i elementów optycznych takich jak filtry, polaryzatory i grismy. VCS jest łączony z innymi elementami za pomocą dwuwarstwowych osłon termicznych. Przed startem kriostat został wszechstronnie przetestowany. Został napełniony 240 funtami ciekłego azotu, który został następnie utrwalony przez podanie zimnego gazu przez odpowiedni system z przodu kriostatu. To zmniejszyło temperaturę azotu do ok. 40K. Podczas testów i składowania blok stałego azotu powoli się ocieplał, zgodnie z oczekiwaniami. Aby nie dopuścić do osiągnięcia temperatury 63K, blok był ochładzany średnio 6 - 8 razy w tygodniu, z użyciem zimnego helu wpuszczanego przez tylną wężownicę. Podczas tego procesu gaz azotowy zamarzł na wężownicy chłodzącej. To zmniejszyło ciśnienie pary w tylnym końcu systemu, i skutecznie pompowało gaz z cieplejszego przedniego końca do tylnego. Ponieważ kriostat ogrzewał się, lód w tylnym końcu zwiększył swoją objętość i spowodował deformacje urządzenia. W 1996 roku całkowita deformacja wynosiła 4 mm i podjęto kroki w celu zapobieżenia deformacją w trakcie kolejnych cykli oziębiania. Gdy NICMOS został zainstalowany na HST, kriostat rozgrzał się do temperatury ok. 57K. Ta wysoka temperatura nigdy nie została osiągnięta podczas testów naziemnych. Rozszerzanie się lodu spowodowało dodatkowe rozszerzenie się kriostatu, do poziomu w którym jedna z przegród optycznych zetknęła się z traczną VCS. Wynikający z tego przepływ ciepła spowodował, że lód rozgrzał się nawet do 60K, co jeszcze bardziej zdeformowało kriostat. Powiększyło to strumień ciepła przechodzący do wewnętrznej osłony termicznej o czynnik 2.5. Zmniejszyło to żywotność kriostatu z planowanych 4.5 +/-0.5 roku do 2 lat. Mieszanina chłodząca wsublimowała całkowicie w styczniu 1999 roku, co spowodowało, że instrument stał się bezużyteczny do badań naukowych.
Naprawa NICMOS
NASA wraz z firmą Creare, Inc. opracowały nowy system chłodzący kamery NICMOS (NICMOS Cooling System - NCS). Dołączono go w trakcie misji serwisowej SM3B (lot STS-109 wahadłowa Columbia z 01.03.2002 - 11.03.2002). Interfejsem łączącym go z instrumentem jest zewnętrzna instalacja w tylnej części kriostatu, która służyła na Ziemi do okresowego ochładzania azotu podczas testów. NCS wpuszcza w zamknięty obieg chłodzący schłodzony gaz neon, który przechodzi przez wężownice chłodzące w kriostacie i ochładza detektory. Dzięki temu NICMOS może nadal pracować. Z NCS NICMOS pracuje w wyższej temperaturze (około 78K) niż podczas pierwszych 2 lat swojej działalności. W skład NCS wchodzą trzy elementy: chłodziarka kriogeniczna; kapilarna pętla pąpująca (Capillary Pumped Loop - CPL), która transportuje ciepło z chłodziarki do zewnętrznego radiatora; oraz pętla cyrkulatora, która transportuje ciepło z wnętrza kriostatu do chłodziarki przez wymiennik ciepła. Chłodziarka zawiera kompresor i dwa wymienniki ciepła. Ciepło jest przenoszone przez amoniak odparowywany na gorącym końcu pętli kapilarnej i kondensowany na zimnym końcu CPL. Dodatkowymi elementami NCS są: elektronika konwersji mocy (Power Conversion Electronics - PCE), która dostarcza do 400 W mocy potrzebnej chłodziarce; oraz moduł elektroniki (Electronic Support Module - ESM) który zawiera mikroprocesor kontrolujący funkcje NCS i przepływ ciepła (temperaturę zbiornika CLP, oraz reguluje ilość ciepła transportowanego do radiatora przez CPL), a także zbiera dane telemetryczne z NCS. System został zaprojektowany do funkcjonowania przez co najmniej 5 lat.
-
STIS
Spektrometr obrazujący teleskopu kosmicznego jest urządzeniem łączącym kamerę i spektrograf. Pokrywa szeroki zakres długości fal: od bliskiego ultrafioletu przez światło widzialne do bliskiej podczerwieni, w przedziale widmowym 115 - 1000 nm (1150 - 10 000 A). STIS może wykonywać dwuwymiarowe obserwacje spektrometryczne, co jest postępem w stosunku do obserwacji jednowymiarowych, np może wykonywać obserwacje jednocześnie wielu miejsc w galaktyce, a nie jednego punktu przez dłuższy czas. Może zaobserwować obszerny zakres długości fal w spektrum gwiazd. Dzięki temu jest znacznie bardziej skuteczny w uzyskiwaniu danych naukowych niż wcześniejsze spektrografy HST. Urządzenie to dostarcza danych o rozdzielczości widmowej większej 30 razy od wcześniejszych tego typu urządzeń. Rozdzielczość przestrzenna jest lepsza 500 razy. Jedną z największych zalet STIS jest możliwość badania supermasywnych czarnych dziur. Badania te polegają na rejestrowaniu dynamiki gwiazd i pyłu wokół jąder galaktyk. STIS bada także rozkład materii we Wszechświecie poprzez obserwacje linii absorpcyjnych w świetle odległych kwazarów. Dzięki wysokiej rozdzielczości przestrzennej umożliwia badania procesów formowania się gwiazd w odległych galaktykach, i obrazowanie ciał Układu Słonecznego. Został zainstalowany na teleskopie podczas drugiej misji serwisowej SM2 (STS-82) wykonanej przez wahadłowiec Discovery w dniach 11.02.1997 - 21.02.1997r. Urządzenie to zastąpiło spektrograf GHRS. GHRS wrócił na Ziemię w trakcie tej misji.
Projekt optyczny STIS zawiera optykę korygująca dla abberacji sferycznej HST, teleskop z kołem filtrów w płaszczyźnie ogniskowej, optykę kolimacyjną, mechanizm selekcji siatek dyfrakcyjnych, oraz detektory w płaszczyźnie ogniskowej. Niezależny system lamp kalibracyjnych może oświetlić płaszczyznę ogniskowej w zakresie kontinuum i linii emisyjnych. W instrumencie tym siatki dyfrakcyjne pierwszego rzędu pokrywają pełny zakres długości fal i zostały zaprojektowane do spektroskopii przestrzennej. Siatka Echelle, dostępna tylko w obserwacjach ultrafioletowych została zaprojektowana w celu zmaksymalizowania pokrycia widmowego podczas obserwacji pojedynczych źródeł. Optyka i detektory STIS pozwalają na maksymalne wykorzystanie wysokiej rozdzielczości przestrzennej HST.
W skład dwuwymiarowych detektorów instrumentu STIS wchodzą: multiandowa powierzchnia z mikrokanałami (Multi-Anode Microchannel Array - MAMA) z fotokatodą z jodku cezu (CsI) do obserwacji w zakresie FUV 115 - 170 nm (1150 - 1700 A); detektor MAMA z fotokatodą z tellurku cezu (Cs2Te) pracujący w zakresie NUV 165 - 310 nm (1600 - 3100 A); oraz detektor CCD dla zakresu 305 - 1000 nm (2000 - 10 300 A). Wszystkie trzy detektory mają wymiary 1024 x 1024 piksele. Pole widzenia detektora MAMA FUV ma wymiary kątowe 25.1 x 25.3'', a MAMA NUV - 25.1 x 25.4''. Detektory te mają rozdzielczość kątową 0.024 kwadratowej sekundy kątowej na piksel. Każdy piksel MAMA ma wymiary 25 x 25 um. Pole widzenia trzeciego detektora instrumentu STIS - CCD ma wymiary 50 x 50''. CCD został wykonany przez firmę Scientific Image Technologies (SITe). Rozdzielczość kątowa tego detektora wynosi ok. 0.05 kwadratowej sekundy kątowej na piksel. Każdy piksel ma wymiary 21 x 21 um. CCD jest niskoszumowym urządzeniem, o wysokiej wrażliwości zarówno w bliskim ultrafiolecie, jak i w świetle widzialnym.
Instrument STIS może pracować w dwóch trybach: tzw. trybie spektroskopii z długą szczeliną wejścią (Long Slit Spectroscopy Mode) w którym spektrogramy wielu różnych obiektów są uzyskiwane równocześnie; oraz w tzw. trybie spektroskopii Echelle (Echelle Spectroscopy Mode), gdzie spektrogram pojedynczego obiektu jest rozciągane na cały detektor, co daje lepszą rozdzielczość widmową w pojedynczej ekspozycji. STIS posiada także koronograf, który umożliwia zasłaniania światła jasnego źródła, i obserwacje słabszych obiektów znajdujących się w jego pobliżu.
-
Naprawa STIS
16 maja 2001 roku w instrumencie awarii uległ podstawowy system zasilający niskiego napięcia (Low Voltage Power Supply 1 - LVPS-1), po około 21 000 godzin pracy. Awarii uległ najprawdopodobniej kondensator. Instrument został przełączony na system zapasowy i pracował jeszcze 27 000 godzin. 2 sierpnia 2004 roku system zapasowy LVPS-2 w głównej jednostce elektroniki 1 (Main Electric Box 1 - MEB 1) uległ jednak awarii. Instrument w tej konfiguracji został wprowadzony w tryb bezpieczny i nie nadawał się dalej do obserwacji. Komputer został wyłączony, ale grzejniki pozostały aktywne. W GSFC po awarii została powołana komisja badająca anomalię (Failure Review Board - FRB). Zespół w GSFC opracował plan naprawy instrumentu (STIS Repair - STIS-R) polegający na wymianie uszkodzonego LVPS-2 na jego zamiennik (Low Voltage Power Supply 2 Replacement - LVPS-2R) podczas misji serwisowej SM4, czyli lotu STS-125 wahadłowca Atlantis. Procedura naprawy wymagała zaprojektowania kilku nowych narzędzi do użycia podczas EVA. Będzie to też pierwsza naprawa wykonywana na orbicie polegająca na wymianie jednej płyty elektroniki. Po otwarciu drzwi +2V w module instrumentów teleskopu astronauci muszą dostać się do wnętrza instrumentu. Przed otworzeniem MEB konieczne jest usunięcie klamer oraz poręczy pomagającej przy EVA. W tym celu zaprojektowano 2 nowe narzędzia - narzędzie usunięcia poręczy (Handrail Removal Tool - HRT), oraz narzędzie usunięcia klamer (Clamp Removal Tool - CRT). W celu uzyskania dostępu do uszkodzonej płyty, wymagane będzie usunięcie 111 śrub z osłony MEB 1. W celu odkręcenia śrub w GSFC opracowano odpowiedni śrubokręt - miniaturowe narzędzie elektryczne (Mini-Power Tool - MPT). W celu przechwycenia śrub i możliwych opiłków metalu, które mogłyby uszkodzić inne instrumenty zaprojektowano płytę chwytającą (Fastener Capture Plate - FCP), która wymaga przymocowania do pokrywy MEB. Jest to płyta z pleksiglasu z otworami umożliwiającymi umieszczeni w nich śrubokrętu i odkręcenie śrub. Po ich odkręceniu cała płyta FCP może być usunięta razem z pokrywą MEB i odkręconymi śrubami. Kolejną wymaganą operacją jest usunięcie uszkodzonej płyty LVPS-2. W tym celu zaprojektowano specjalne narzędzie do wyciągnięcia płyty (Card Extraction Insertion Tool - CEIT). Po wymianie LVPS-2 na LVPS-2R wymagane jest zamknięcie jednostki MEB. Aby nie przykręcać ponownie 111 śrub zaprojektowana została uproszczona wersja panelu zamykającego (MEB Cover-R). Jej zainstalowanie wymaga jedynie zatrzaśnięcia 2 zatrzasków. Potem wymagane jest tylko zamknięcie drzwi +V2. W czasie gdy wahadłowiec będzie nadal połączony z HST wykonane zostaną testy żywotności (Aliveness Testing - AT) oraz testy funkcjonalności (Functional Testing - FT). Po uwolnieniu HST dalsze testy instrumentu będą trwały około tygodnia. Jego systemy będą włączane stopniowo, w kontrolowanych warunkach, ponieważ większość z nich była wyłączona przez 3 lata.
-
WFPC 2
Kamera szerokokątna i planetarna 2 jest instrumentem służącym do wykonywania szerokokątnych oraz wysokorozdzielczych zdjęć najróżniejszych obiektów astronomicznych - od galaktyk, poprzez gwiazdy do ciał Układu Słonecznego w zakresie od bliskiego ultrafioletu poprzez światło widzialne do bliskiej podczerwieni (1200 - 10 000 A). Instrument ten zastąpił starą kamerę WFPC 1 podczas misji serwisowej SM1 (STS-61) wykonanej przez wahadłowiec Endeavour w dniach 02.12.1993 - 13.12.1993r. Kamera WFPC 1 wróciła na Ziemię w trakcie tej misji. W przyszłości, podczas misji piątej misji serwisowej SM4 planuje się zastąpienie tej kamery kamerą WFC 3.
W skład instrumentu WFPC 1 wchodzą dwie kamery: kamera szerokokątna (Wide-Field Camera - WF); oraz kamera planetarna (Planetary Camera - PC) umieszczone w jednym module. Każda kamera używa prostej techniki optycznej. Do wytwarzania obrazów są używane cztery detektory CCD o wymiarach 800 x 800 pikseli. Całkowita kwantowa wydajność instrumentu wynosi 5% w zakresie od 121.6 nm (linia Lyman-alfa) do 350 nm; i podnosi się do 30% w zakresie 450 - 800 nm, a potem spadała stopniowo w kierunku podczerwieni. Połączenie optyki i czterech detektorów CCD dostarcza pola widzenia o wymiarach 1600 x 1600 pikseli. Stosunek ogniskowej wynosił f/12.9 dla kamery szerokokątnej i f/30 dla kamery planetarnej. Daje to pole widzenia o powierzchni kątowej 68.7 kwadratowej minuty kątowej dla kamery szerokokątnej i 2.67 kwadratowej minuty kątowej dla kamery planetarnej. Rozdzielczość kątowa wynosi 0.1 sekundy kątowej na piksel dla kamery szerokokątnej; oraz 0.043 sekundy kątowej na piksel dla kamery planetarnej. Instrument zawiera także zestaw 48 filtrów, polaryzatory/filtry, oraz siatki transmisyjne. Komponenty te znajdują się na 10 kołach.
Kamera WFPC 2 jest zmodyfikowanym zapasowym instrumentem WFPC 1 opracowanym w roku 1986 w JPL. Urządzenie dostarczyło i nadal dostarcza wielu spektakularnych zdjęć. Ich jakość jest lepsza od obrazów uzyskiwanych za pomocą kamery WFPC 1, dzięki wbudowywanemu układowi optycznemu niwelującemu abberację sferyczną głównego zwierciadła HST. W WFPC 2 zastosowano ponadto udoskonalony zestaw filtrów, oraz lepszą ochronę przed zanieczyszczeniami. Jest to najczęściej wykorzystywany instrument naukowy Teleskopu Hubblea.
-
COS
Spektrograf początków kosmosu jest nowym instrumentem dla HST, zaplanowanym do umieszczenia na Obserwatorium, podczas ostatniej misji serwisowej - SM4. COS jest wysokoprzepustowym spektrografem zakresu ultrafioletu (1150 - 3200 A), który został zaprojektowany do obserwacji słabych źródeł punktowych. Jest to najwrażliwszy spektrograf UV jaki zostanie umieszczony na HST. Posłuży do rozstrzygnięcia takich problemów jak: jonizacja i zawartość barionów w ośrodku międzygalaktycznym; początki wielkoskalowych struktur we Wszechświecie; wiek, dynamika i wzbogacania materii w galaktykach; oraz początki gwiazd i planet. Osiągnięcie tych celów wymaga obserwacji spektroskopowych o umiarkowanej rozdzielczości słabych źródeł UV, takich jak kwazary. Instrument ten umożliwi także wykonywanie badań wygaszania promieniowania UV w Galaktyce oraz gazów w atmosferach ciał Układu Słonecznego. Instrument umożliwia badania słabych obiektów w zakresie UV, zdolności, którą nie będzie dysponował żaden przyszły teleskop orbitalny przez dekady. Modele początku i ewolucji struktur we Wszechświecie zostaną ograniczone przez obserwacje odległych kwazarów. COS umożliwia wykonanie spektrogramów setek więcej kwazarów niż istniejące instrumentu UV. Baza danych COS będzie zawierać informacje o liniach widmowych z wystarczającą rozdzielczością, aby określić dokładną gęstość, obfitość i kinematykę materii międzygalaktycznej w czasach formowania się pierwszych galaktyk i syntezy pierwszych ciężkich pierwiastków. COS umożliwia także określenie obfitości i kinematyki gazu w halo galaktyk poprzez obserwowanie przechodzącego przez nie światła kwazarów. Dane te pozwolą na ograniczenie modeli ewolucji galaktyk poprzez zobrazowanie rozkładu produkcji metali wzbogacającej gaz galaktyczny w funkcji czasu. COS pozwala także na obrazowanie pobliskich galaktyk gwiazdotwórczych w promieniowaniu metali, które pomagają w modelowaniu chemicznego wzbogacania ośrodka międzygwiazdowego. Obserwacje gromad kulistych umożliwią leprze określenie ich wieku, i co za tym idzie wieku najstarszych gwiazd. Początki gwiazd i systemów planetarnych mogą być badane poprzez obserwacje procesów fizycznych i substancji chemicznych w zimnych obłokach molekularnych. Gdy COS będzie obserwował gorące obiekty za takimi obłokami, umożliwi wykonanie sondowania gęstych obłoków w których rozpoczynają się procesy formowania gwiazd. Umożliwi wykonanie pomiarów obfitości faz atomowych i cząsteczkowych w rejonach gdzie zaczynają powstawać ziarna pyłu. Są to najwcześniejsze fazy formowania się gwiazd i systemów planetarnych. Dane z COS będą bardziej przydatne dla kosmologii i badań Galaktyki, niż dla badań planetarnych, ale jego wysoka rozdzielczość umożliwi także wykonanie pewnych nowych obserwacji spektroskopowych ciał Układu Słonecznego. Dostarczą one wskazówek na temat składu i warunków panujących w zewnętrznej pierwotnej mgławicy słonecznej. Umożliwią także wykonywanie badań atmosfer planet i komet podczas wywoływanych przez nie zakryć gwiazd. Otworzą nowe drogi dla badań UV Plutona i Trytona, które umożliwią wykrycie emisji fluorescencyjnej z atmosfer tych ciał, a atmosfery te będą ulegały stopniowym sezonowym zmianą w pierwszej połowie XXI wieku. Do pozostałych celów obserwacji w Układzie Słonecznym zaliczają się: zorze planet jowiszowych oraz komety - cechy emisji z komy. Instrument ten umożliwi wykonywanie także bardzo wielu innych badań astrofizycznych, takich jak: promieniowanie UV z galaktyk eliptycznych; monitorowanie odległych supernowych w zakresie UV; monitorowanie rozwoju pozostałości po supernowej SN1987A; badania wiatrów gwiazdowych i właściwości UV masywnych gwiazd w LMC i SMC; badania zmiennych kataklizmatycznych i innych układów zmiennych z dyskami akrecyjnymi; monitorowanie promieniowania UV z gorącej plazmy w kolumnach akrecyjnych młodych gwiazd; obserwacje emisji chromosferycznej z chłodnych gwiazd i rozwoju magnetosfery u młodych gwiazd; obserwacje emisji wysokozjonizowanego gazu z halo Drogi Mlecznej; badania zewnętrznej fali uderzeniowej Mgławicy Krab; fal uderzeniowych innych pozostałościach po supernowych; oraz dżetów obiektów Hebringa - Haro. Instrument ten zajmie miejsce systemu COSTAR podczas piątej misji serwisowej SM4.
-
W skład instrumentu COS wchodzą dwa kanały: kanał dalekiego ultrafioletu (COS Far-Ultraviolet Channel - COS FUV) pracujący w zakresie 1150 - 1775 A; oraz kanał bliskiego ultrafioletu (COS Near-Ultraviolet Channel - COS NUV) pracujący w zakresie 1700 - 3200 A. Oba kanały mają osobną optykę, siatki dyfrakcyjne i detektory.
Główny otwór wejściowy instrumentu (Primary Science Aperture - PSA) ma wielkość kątową 2.5'' przepuszcza około 97% padającego światła. PSA będzie użyty do większości obserwacji instrumentu COS. Ponadto instrument jest wyposażony w otwór jasnych obiektów (Bright-Object Aperture - BOA), także o średnicy kątowej 2.5''. Zawiera on filtr neutralnej gęstości (Neutral Density - ND2), który umożliwi obserwowanie celów o jasności kilka razy większej niż ograniczenia jasności otworu PSA. Rozdzielczość widmowa spektrografu zależy od natury celu obserwacji - czy cel jest punktowy czy rozciągły. Chociaż COS nie był do tego zaprojektowany, może obserwować słabe rozciągłe obiekty, ale z mniejszą rozdzielczością widmową.
Kanał COS FUV używa wklęsłych siatek dyfrakcyjnych. Jest to zasadniczo spektrograf Rowlanda zmodyfikowany na potrzeby HST. Między otworem wejściowym i detektorem jest jedno odbicie. Siatki mają asferycznie wklęsłe zewnętrzne elementy, służące do skompensowania abberacji sferycznej głównego zwierciadła HST. Wygenerowane holograficznie bruzdy służą do rozszczepiania wiązki światła, i poprawiają astygamtyzm. Dwie statki dyfrakcyjne - G130M i G160M są używane do pokrycia zakresu widmowego 1150 - 1775 A przy pośredniej rozdzielczości. Trzecia siatka - G140L pokrywa cały zakres 1230 - 2050 A, ale z gorszą rozdzielczością. Wszystkie trzy siatki są umieszczone na obrotowym mechanizmie. Detektorem jest płyta z mikrokanałami MCP z fotokatodą CsI. Czwarty element optyczny służący do kierowania światła do kanału COS NUV został umieszczony na obrotowym mechanizmie wybierania optyki 1 (Optics Select Mechanism 1 - OSM 1).
Kanał COS NUV odbiera światło kierowane przez zwierciadło NCM1 umieszczone na mechanizmie OSM 1. Wiązka świtała jest następnie kolimowana przez drugi zestaw optyki (NCM2), i kierowana do mechanizmu wybierania optyki 2 (Optics Select Mechanism 2 - OSM 2), który zawiera siatki dyfrakcyjne pierwszego rzędu, oraz zwierciadło używane do obrazowania podczas testowania instrumentu, oraz podczas wyboru celu obserwacji. Trzy siatki r(G185M, G225M, i G285M) pracują w zakresach widmowych odpowiednio 1700 - 2100; 2100 - 2500; oraz 2500 - 3200 A. Światło rozproszone przez te siatki jest następnie kierowane na detektor w postaci multiandowej powierzchni z mikrokanałami (MAMA) z fotokatodą z CsTe za pomocą trzech systemów optycznych kamer (NCM 3a, b, i c). Detektor MAMA został zapożyczony z instrumentu STIS. Czwarta siatka dyfrakcyjna - G230L pracuje w zakresie 1700 - 3200 A. Piątym elementem optycznym na OSM 2 jest płaskie zwierciadło TA1 pozwalające na obrazowanie odcinka kilku sekund kątowych.
Instrument COS nie został zaprojektowany w celu podwojenia potężnych zdolności obserwacyjnych instrumentu STIS w zakresie obserwacji jasnych słabo rozciągłych źródeł promieniowania ultrafioletowego. Jego właściwości są unikalne. Jest znacznie bardziej wrażliwy na bardzo słabe źródła promieniowania UV, co otworzy nowe możliwości badań. Jest to związane z różnymi podejściami w projektowaniu obu instrumentów, a nie z zastosowania nowych technologii. W czasie obserwacji za pomocą instrumentu, jego dwa kanały nie mogą działać jednocześnie, ponieważ jest konieczne obrócenie mechanizmu kierującego światło do jednego z nich. Obserwator wybiera cel badań i określa jego współrzędne. Wtedy jest wybierany kanał, otwór wejściowy, oraz siatka dyfrakcyjna za pomocą której będą wykonywane badania. Na końcu będzie wybierana jest centralna długość fali ekspozycji z ogólnego zakresu 1150 - 3200 A.
-
WFC 3
Kamera szerokokątna 3 jest nowym instrumentem dla HST, planowanym do instalacji na Obserwatorium podczas ostatniej misji serwisowej - SM4. Jest kamerą służącą do wykonywania szerokokątnych zdjęć najróżniejszych obiektów astronomicznych - od galaktyk, poprzez gwiazdy do ciał Układu Słonecznego w zakresie od bliskiego ultrafioletu poprzez światło widzialne do bliskiej podczerwieni (200 - 1700 nm) dzięki zastosowaniu dwóch optycznych/ultrafioletowych detektorów CCD oraz detektora podczerwieni HgCdTe. Dzięki użyciu bogatego zestawu filtrów wąsko, średnio i szerokopasmowych instrument jest bardzo przydatny do rozmaitych nowych badań astrofizycznych. Szeroki zakres długości fali w połączeniu z wysoką wrażliwością, wysoką rozdzielczością przestrzenną, szerokim polem widzenia i szerokim zestawem elementów spektralnych czynią ten instrument niezwykle wszechstronnym. Głównymi obszarami w których WFC 3 przyniesie największe korzyści są: poszukiwania galaktyk z przesunięciem ku czerwieni do z~10; badania fizyki formowania gwiazd w pobliskich i odległych galaktykach; badania powstawania populacji gwiazd w ultrafiolecie, świetle widzialnym i w podczerwieni; oraz wysokorozdzielcze obrazowanie obiektów Układu Słonecznego. Szczególnie zdolności spektralne kamery są przydatne w obszernych badaniach powstawania i rozwoju galaktyk; narodzin, rozwoju i śmierci gwiazd oraz relacji tych procesów z ośrodkiem międzygwiazdowym; a także badań meteorologicznych planet zewnętrznych. Instrument ten zastąpi starą kamerę szerokokątną i planetarną WFPC 2.
Konstrukcja kamery WFC 3 jest w dużej mierze oparta na wcześniejszych kamerach WFPC 1 i 2, ale zastosowano w niej szereg daleko idących modyfikacji. W skład instrumentu wchodzą dwa niezależne kanały: kanał ultrafioletu i światła widzialnego (Ultraviolet and Visible Channel - UVIS) pracujący w zakresie długości fal 200 - 1000 nm; oraz kanał bliskiej podczerwieni (Infrared Hannel - IR) pracujący w przedziale spektralnym 850 - 1700 nm. Odpowiednie zwierciadło kieruje światło z systemu optycznego obserwatorium do instrumentu. Tam wewnętrzne zwierciadło selekcji kanału kieruje światło do kanału IR, a po usunięciu ze ścieżki optycznej pozwala światłu na wejście do kanału UVIS. Nie są możliwe jednoczesne obserwacje za pomocą obu kanałów, ale obserwacje za pomocą UVIS i IR mogą być wykonywane sekwencyjnie podczas tej samej orbity HST. Elementy optyczne w każdym kanale są dostosowane do abberacji sferycznej głównego zwierciadła HST. Kanał UVIS posiada mechaniczną migawkę, a kanał IR jest zamykany przez detektor.
-
Kanał UVIS charakteryzuje się polem widzenia FOV o wymiarach kątowych 163 x 164''; i rozdzielczością kątową 0.04'' na piksel. Detektorami są tu dwa układy CCD o formacje 2k x 4k (4096 x 2051 pikseli). Są to detektory Marconi CCD. Oba detektory tworzą łącznie powierzchnię 4096 x 4102 pikseli ze szparą między detektorami o szerokości około 50 pikseli (2 sekundy kątowe). Optyka kanału jest zoptymalizowana do obserwacji UV i charakteryzuje się wysoką przepustowością w zakresie 200 - 350 nanometrów dzięki zastosowaniu aluminiowych zwierciadeł z warstwami fluorku magnezu (MgF2). Pomimo optymalizacji dla UV optyka sprawdza się dobrze do czerwonej części widma z współczynnikiem odbijalności ~88%. Całkowita przepustowość w części R wynosi ~50% przepustowości ACS/WFC. Kanał jest zoptymalizowany do obserwacji w zakresie długości fal 200 - 400 nm, gdzie ma najwyższe osiągi. W kanale UVIS zastosowano zestaw 62 szeroko, pośrednio, i wąskopasmowych filtrów. Ponadto kanał UVIS dysponuje jednym grismem do badań spektrometrycznych. Kanał ten posiada wyremontowany system wybieralnych filtrów (Selectable Optical Filter Assembly - SOFA) starej kamery WFPC 1. Zawiera on 12 kół z filtrami. Na każdym kole umieszczono 4 filtry oraz pozycję wolną. W sumie dostępnych jest 48 szczelin dla filtrów i grims. Umieszczono w nich 42 filtry wąsko, średnio i szerokopasmowe, 1 grism UV, oraz 5 filtrów poczwórnych (każdy zawiera 4 pojedyncze filtry w konfiguracji mozaikowej 2 x 2). W sumie dostępnych jest 62 indywidualnych elementów spektralnych. Zestaw filtrów zawiera kilka bardzo szerokopasmowych filtrów dla niezmiernie głębokiego obrazowania, filtry zastosowane w WFPC 2 (w celu zachowania ciągłości wcześniejszych obserwacji), oraz filtry zoptymalizowane do obserwacji różnych parametrów gwiazd. Zastosowano także szeroki zakres filtrów wąskopasmowych do badań warunków panujących w ośrodku międzygwiazdowym, mgławicach i w Układzie Słonecznym. UV grism, G280 pozwala na spektroskopię w zakresie 200 - 500 nm. W większości przypadków spektroskopia jest wykonywana razem z obrazowaniem w celu zidentyfikowania źródła i kalibrowania długości fali. Tryb ogólnych obserwacji kanału UVIS (General Observers - GOs) jest określany jako ACCUM, w którym fotony są zliczane przez CCD jako ładunek akumulujący się po początkowym kasowaniu. Minimalny czas ekspozycji wynosi 0.5 sekundy. Ładunek jest odczytywany pod koniec ekspozycji. Można stosować cały obszar detektora, a także wkonywać subklatki w celu zmniejszenia ilości produkowanych danych w sytuacji gdy zmniejszenie pola widzenia jest naukowo uzasadnione (np. obserwacje jasnych źródeł punktowych, małych pól, obiektów Układu Słonecznego, albo w trakcie monitorowania zjawisk szybko zmieniających się w czasie).
Kanał IR charakteryzuje się polem widzenia o wymiarach kątowych 123 x 137'' oraz rozdzielczością kątową 0.13'' na piksel. W skład kanału IR wchodzą: mechanizm selekcji kanału (Channel Select Mechanism - CSM); system dwóch zwierciadeł skupiających światło (Focusing Mechanism); soczewka - powierzchnia korekcji refakcji (Refractive Corrector Plate - RCP) korygująca abberację sferyczną; mechanizm wyboru filtrów (Filter Selection Mechanism - FSM); oraz detektor podczerwieni (IR Detector) umieszczony w komorze próżniowej zamkniętej przezroczystym oknem. Elementy optyczne są pokryte warstwą srebra w celu zapewnienia maksymalnej przepustowości. Kanał jest zoptymalizowany do obserwacji w zakresie 900 - 1700 nm. Detektorem jest tu powierzchnia czuła na podczerwień HgCdTe (Rockwell) o formacie 1k x 1k (1024 x 1024 pikseli). Piksele mają szerokość 18 um. Detektor ten jest oparty na detektorze kamery NICMOS o wymiarach 256 x 256 piksele i detektorze w obserwatorium na Hawajach o wymiarach 1024 x 1024 pikseli. Aby uniknąć stosowania skompilowanych i ograniczających czas życia instrumentu systemów chłodzących z mieszaniną kriogeniczną, do chłodzenia detektora zastosowano chłodziarkę termoleketryczną. Schładza ona detektor do nominalnej temperatury 145 K. Podczas projektowania kanału szczególny nacisk położono na wyeliminowanie wewnętrznego tła ciepła i zmniejszenia ładunku cieplnego na detektorze. Chłodzone jest również koło filtrów. Elementy spektralne zostały umieszczone na FSM. W kanale IR użyto zestawu składającego się z 15 filtrów szeroko, pośrednio, i wąskopasmowych. Kanał IR dysponuje także dwoma komponentami grism oraz nieprzezroczystą pozycją walną. W skład zestawu filtrów wchodzą zarówno filtry pokrywające duże obszary widma, jak i filtry skoncentrowane na pasmach molekularnych. Użyto także kilka filtrów wąskopasmowych sondujących linie mgławic i ośrodka międzygwiazdowego. Grism "niebieski" G102 pracuje w zakresie długości fal 900 - 1150 nm. Grism "czerwony" - G141 pracuje w zakresie 1080 - 1700 nm. W większości przypadków obserwacje z grism są wykonywane jednocześnie z obrazowaniem w celu identyfikacji źródła i kalibrowania długości fali. Standardowym trybem operacji dla kanału IR jest tzw. MULTIACCUM, zaczynający się kasowanie detektora po jednym albo kilku odzyskiwaniach informacji. Ilość odzyskiwań informacji może być wybrana przez obserwatora i wszystkie odczyty są zapisywane i transmitowane na Ziemię do analizy. Wiele obserwacji w podczerwieni będzie wykonywanych z subklatkami. Kanał IR posiada 4 tryby odzyskiwania informacji subklatek, uwzględniające krótkie czasy ekspozycji przy obserwacji jasnych celów (np gwiazdy albo jasne ciała Układu Słonecznego), oraz w celu redukcji produkowanych danych. Subklatki zawsze są scentrowane na centrum detektora i mają wielkość 64 x 64, 128 x 128, 256 x 256, i 512 x 512 pikseli.
-
PRZEBIEG MISJI
Futurystyczna idea umieszczenia dużego teleskopu optycznego na orbicie zrodziła się w latach 40-tych 20 wieku. Teleskop Hubblea został zaprojektowany i zbudowany w latach 70 i 80-tych. Początkowo Program Dużego Obserwatorium Kosmicznego (Large Space Telescope Program) zakładał sprowadzanie teleskopu na Ziemię, jego odnowę i ponowne wynoszenie na orbitę co 5 lat, oraz naprawy na orbicie co 2.5 roku. Sprzęt został opracowany dla żywotności 2.5 roku, pomiędzy kolejnymi misjami naprawczymi. W roku 1985 jednak zauważono, że ponowne sprowadzanie obserwatorium na Ziemię mogłoby spowodować jego zanieczyszczenia i naruszenie struktury, przez co porzucono ten pomysł. NASA zdecydowała, że misje serwisowe na orbicie w zupełności wystarczą do utrzymania sprawności HST przez okres 15 lat jego planowanego użytkowania. Zaaprobowano wykonywanie takich misji co około 3 lata.
Teleskop Hubblea wystartował po wielokrotnych opóźnieniach w ładowni wahadłowca Discovery, w ramach misji STS-31 dnia 24 kwietnia 1990 roku, o godzinie 12:33:51 UTC.
Załogę misji stanowili:
Dowódca: Loren J. Shriver (2 lot)
Pilot: Charles F. Bolden, Jr. (2 lot)
Specjalista misji 1: Steven A. Hawley (3 lot)
Specjalista misji 2: Bruce McCandless (2 lot)
Specjalista misji 3: Kathryn D. Sullivan (2 lot)
Teleskop został bez problemu umieszczony na zaplanowanej kołowej orbicie dnia 25 kwietnia 1990 toku. Wahadłowiec wrócił na Ziemię 29 kwietnia 1990 roku, po 5 dniach, 1 godzinie, i 16 minutach lotu. Teleskop został umieszczony na orbicie na wysokości 600 kilometrów ponad Ziemią. Jednak z czasem orbita obniża się, i jest podwyższana podczas misji serwisowych.
W czasie swojej długiej misji obserwatorium było obsługiwane w trzech odmiennych fazach. Podczas pierwszej fazy misji, czyli weryfikacji orbitalnej (Orbital Verification - OV) statek kosmiczny był prowadzony przez Centrum Kosmiczne im. Marshalla (Marshall Space Center). Faza OV polegała na trwającym prawie 8 miesięcy testowaniu pojazdu - jego komputerów pokładowych, systemu kontroli orientacji, paneli słonecznych itp. Po tym etapie nastąpiła faza weryfikacji naukowej (Science Verification - SV), trwająca prawie rok. W tym czasie wykonano testy wszystkich 6 instrumentów znajdujących się na teleskopie od chwili startu, polegające na zweryfikowaniu ich przydatności, oraz zdefiniowania ich bezpiecznych ustawień podczas badań naukowych. Statek był wtedy kierowany z Centrum Lotów Kosmicznych im Goddarda (Goddard Space Flight Center). Ostatnia faza - obserwacji (General Observer - GO) rozpoczęła się po zakończeniu fazy SV, i potrwa aż do zakończenia misji. Polega ona na szczegółowych obserwacjach obiektów astronomicznych. Podczas tego etapu misja jest kierowania przez Instytut Naukowy Teleskopu Kosmicznego (Space Telescope Science Institute - STScI) przy Johns Hopkins University w Baltimore w stanie Maryland. STScI prowadzi prace dla NASA w ramach Stowarzyszenia Uniwersytetów dla Badań Astronomicznych (Association of Universities for Research in Astronomy - AURA). Okresowo obserwacje były także wykonywane podczas wcześniejszych faz. Rozpoczęcie ostatniej fazy opóźniło się poważnie, z powodu opóźnień w realizacji faz OV i SV. W międzyczasie (25 czerwca 1990 roku) wykryto abbercaję sferyczną głównego zwierciadła teleskopu, która znacznie zmniejszała jego możliwości. Dodatkowo wystąpił problem z panelami słonecznymi, które podczas wychodzenia z cienia Ziemi wyginały się, zmniejszając stabilność pozycjonowania teleskopu. W celu naprawy tych wad stosukowo szybko zaplanowano pierwszą misje serwisową.
-
SM1
Pierwsza misja serwisowa (Servising Mission 1 - SM1), oznaczona w grafiku lotów wahadłowców jako STS-61 została wykonana przez wahadłowiec Endeavour.
Załogę misji stanowili:
Dowódca: Richard O. Covey (4 lot)
Pilot: Kenneth D. Bowersox (2 lot)
Dowódca ładunku użytecznego: F. Story Musgrave (5 lot)
Specjalista misji 1: Kathryn C. Thornton (3 lot)
Specjalista misji 2: Claude Nicollier (2 lot, ESA/Szwajcaria)
Specjalista misji 3: Jeffrey A. Hoffman (4 lot)
Specjalista misji 4: Thomas D. Akers (3 lot)
Do podstawowych celów tej misji należało: zamiana fotometru o wysokiej szybkości HSP na system optyki korekcyjnej COSTAR; wymiana kamery WFPC 1 na nowocześniejszą kamerę WFPC 2 z ulepszoną optyką; oraz wymiana wadliwych paneli słonecznych. Pozwalało to na zniwelowanie wszystkich wad teleskopu znacznie utrudniających obserwacje. Wahadłowiec wystartował 2 grudnia 1993 roku z KCS. Pojazd sprawnie przechwycił teleskop. Astronauci podczas 5 spacerów kosmicznych wymienili kamerę, panele słoneczne, oraz zainstalowali COSTAR. Do innych elementów wymienionych w trakcie tej misji zaliczały się także: elektronika ruchu paneli słonecznych SADE; magnetometry; kompresory komputera nawigacyjnego; dwie jednostki sensorów tempa; dwa zestawy elektroniki kontrolującej żyroskopy; oraz zestawy redundancji GHRS (GHRS Redundancy Kit). Lot zakończył się pełnym sukcesem. Wahadłowiec wrócił na Ziemię 13 grudnia 1993 roku, po 10 dniach, 19 godzinach, oraz 59 minutach lotu.
-
SM2
Druga misja serwisowa (Servising Mission 2 - SM2), czyli STS-82 została wykonana przez wahadłowiec Discovery.
Załogę stanowili:
Dowódca: Kenneth D. Bowersox (4 lot)
Pilot: Scott J. Horowitz (2 lot)
Specjalista misji 1: Mark C. Lee (4 lot)
Specjalista misji 2: Steven A. Hawley (4 lot)
Specjalista misji 3: Gregory J. Harbaugh (4 lot)
Specjalista misji 4: Steven L. Smith (2 lot)
Specjalista misji 5: Joseph R. Tanner (2 lot)
Misja ta znacznie zwiększyła ona możliwości naukowe teleskopu. Instalacja nowych instrumentów rozciągnęła zakres obserwowanych długości fal do bliskiej podczerwieni, zarówno w obrazowaniu jak i w spektroskopii, co pozwoliło na obserwowanie najdalszych rejonów wszechświata. Wymiana zdegradowanych lub przestarzałych komponentów statku kosmicznego zwiększyło także jego wydajność i polepszyła ogólne funkcjonowanie. Wahadłowiec wystartował z KSC 11 lutego 1997 roku. Po przechwyceniu HST astronauci przystąpili do jego wielu modyfikacji. W skład nowo zainstalowanych instrumentów naukowych weszły: spektrometr obrazujący ultrafioletu STIS (zamiast GHRS), oraz kamera i spektrometr bliskiej podczerwieni NICMOS (zamiast FOS). W czasie tej misji wymieniono także następujące główne komponenty statku kosmicznego: detektor FGS1 został zastąpiony jego nową wersją FGS1R umożliwiającą korygowanie pozycjonowania teleskopu z Ziemi; rejestratory danych STR zastąpiono rejestratorem SSR, który był mniejszy, bardziej elastyczny, i bardziej pojemny; oraz jedno z czterech kół reakcyjnych zastąpiono odnowionym kołem zapasowym. Dodano ponadto elektronikę kontrolująca układ optyczny (Optical Control Electronics Enhancement Kit - OCE-EK) dodającą elektroniczną ścieżkę dla rozkazów z sensorów układu PCS. Dokonano także wymiany mniej znaczącego sprzętu, w tym: 2 złącza transmisji danych DIU zostały zastąpione zapasowym, odnowionym i unowocześnionym złączem, w którym wyeliminowano przyczyny problemów pojawiających się w pierwotnej wersji; oraz elektronika ruchu paneli SADE została wymieniona na odnowioną jednostkę SADE (teraz nazywaną SADE-2) zdemontowaną podczas pierwszej misji serwisowej. Załoga wykonała także ponad 150 innych drobnych prac za pomocą zasilanych elektrycznie narzędzi. Lot trwał 9 dni, 23 minuty, i 37 sekund, i zakończył się lądowaniem 21 lutego 1997 roku.
-
SM3A
Trzecia misja serwisowa (Servising Mission 3A - SM3A) - STS-103 została wykonana przez wahadłowiec Discovery.
W skład załogi lotu wchodzili:
Dowódca: Curtis L. Brown (6 lot)
Pilot: Scott J. Kelly (1 lot)
Specjalista misji 1: Steven L. Smith (3 lot)
Specjalista misji 2: C. Michael Foale (5 lot)
Specjalista misji 3: John M. Grunsfeld (3 lot)
Specjalista misji 4: Claude Nicollier (4 lot, ESA)
Specjalista misji 5: Jean-Francois Clervoy (3 lot, ESA)
Głównym zadaniem misji miało być wykonanie kilku konserwacji i modyfikacji teleskopu potrzebnych do jego sprawnego działania. Jednak po 13 listopada 1999 roku stała się ważną misją naprawczą, z powodu awarii czwartego z sześciu żyroskopów. Awaria ta spowodowała, że teleskop chwilowo przerwał obserwacje, przechodzą w Safe Mode. To spowodowało, że pierwotny plan misji został podzielony na dwie części - SM3A (wymiana żyroskopów), oraz SM3B (modyfikacje teleskopu i instalacja nowych instrumentów). Zmodyfikowany plan lotu, z poznaczeniem SM3A został szybko zatwierdzony, i przygotowany do realizacji w zaledwie 7 miesięcy. Prom wystartował z Przylądka Canaveral 19 grudnia 1999 roku. W trakcie prac przy teleskopie astronauci wymienili wszystkie 6 żyroskopów pokładowych. Do innych modyfikacji zaliczały się: wymiana komputera pokładowego na nowy i potężniejszy; wymiana 6 systemów poprawiających woltaż baterii i kontrolę ich temperatury na nowe; wymiana rejestratora SSR na rejestrator nowej generacji; wymiana nadajnika radiowego na nowy; wymiana sensora FGS2 na nowy, poprawiony; oraz zainstalowanie 3 arkuszy nowej izolacji termicznej (New Outer Blanket Layer - NOBL). Misja zakończyła się lądowaniem dnia 27.12.1999r, po 7 dniach, 23 minutach i 11 sekundach od startu.
-
SM 3B
Czwarta misja serwisowa (Servising Mission 3B - SM3B) - STS-109 została wykonana przez wahadłowiec Columbia.
W skład załogi wchodzili:
Dowódca: Scott D. Altman (3 lot)
Pilot: Duane G. Carey (1 lot)
Dowódca ładunku użytecznego: John M. Grunsfeld (4 lot)
Specjalista misji 1: Nancy J. Currie (4 lot)
Specjalista misji 2: James H. Newman (4 lot)
Specjalista misji 3: Richard M. Linnehan (3 lot)
Specjalista misji 4: Michael J. Massimino (1 lot)
Zadaniem misji było zainstalowanie nowego instrumentu naukowego - kamery ACS, wymiana paneli słonecznych, oraz dokonanie kilku innych modyfikacji. Wahadłowiec wystartował 1 marca 2002 roku z KSC. W czasie modyfikacji teleskopu astronauci bez problemów zainstalowali kamerę ACS w miejsce FOC. Astronauci zainstalowali także chłodziarkę kriogeniczną kamery NICMOS (NICMOS Cooling System - NCS), która pozwoliła na wznowienie działania przez ten nieaktywny od pewnego czasu instrument. Urządzenie to schłodziło kamerę do temperatury około -203C (70 K), co umożliwia ponowne wykonywanie obserwacji w bliskiej podczerwieni przez wiele lat. Urządzenie to jest wyposażone w mikroturbiny, które wirują z szybkością 200 000 rpm. Tą technologię zademonstrowano w roku 1998 podczas misji STS-95 wahadłowca Discovery (start 29.10.1998, lądowanie 07.11.1998). W czasie lotu SM3B drugi komplet (zdegradowany przez promieniowanie) paneli słonecznych został także wymieniony na komplet 3. Wymianie podległa także jednostka kontroli mocy PCU. Nowe PCU umożliwiło wykorzystanie pełnej mocy produkowanej przez nowe panele słoneczne. Wymieniono także jedno z kół reakcyjnych. Ponadto zainstalowano 4 arkusze nowej izolacji termicznej NOBL. W trakcie lotu SM3B astronauci wykonali aż 5 spacerów kosmicznych. Misja zakończyła się pełnym sukcesem i pozostawiła obserwatorium w znakomitym stanie. Zakończyła się lądowaniem dn. 11.03.2002r, po 10 dniach, 22 minutach i 10 sekundach do startu.
-
SM4 (data publikacji 26.12.2008)
Misja SM4, czyli lot STS-125 wahadłowca Atlantis pozwoli na znaczne zwiększenie możliwości teleskopu.
Załogę misji stanowią:
Dowódca: Scott D. Altman (4 lot)
Pilot: Gregory C. Johnson (1 lot)
Specjalista misji 1: Andrew J. Feustel (1 lot)
Specjalista misji 2: K. Megan McArthur (1 lot)
Specjalista misji 3: John M. Grunsfeld (5 lot)
Specjalista misji 4: Michael J. Massimino (2 lot)
Specjalista misji 5: Michael T. Good (1 lot)
Podczas lotu planowane jest: wymiana wszystkich żyroskopów oraz zdegradowanych baterii niklowo - wodorowych, a także instalacji nowych instrumentów - COS (w miejsce COSTAR), oraz WFC 3 (w miejsce WFPC 2). Ponadto naprawie poddane zostaną instrumenty STIS i ACS, oraz ponownie wymieniony zostanie sensor FGS 2. Zostanie on zastąpiony sensorem zdemontowanym podczas misji SM3A.W trakcie misji wymianie zostanie poddany zestaw wszystkich 6 baterii. Baterie nie były nigdy wymieniane, i po 18 latach pracowały 13 lat dłużej niż planowano, dłużej niż na jakimkolwiek statku kosmicznym na niskiej orbicie okołoziemskiej. Astronauci usuną stare moduły z zatok wyposażenie 2 i 3, a potem zainstalują nowe na tym samym miejscu. W trakcie misji do wymiany przeznaczono wszystkie 6 żyroskopów obserwatorium. Na HST zainstalowano również 3 nowe arkusze izolacji termicznej. Do teleskopu domontowany zostanie również system miękkiego pochwytu (Soft Capture and Rendezvous System - SCRS), który pozwoli na łatwe dołączenie do HST bezzałogowego statku kosmicznego, który pozwoli na jego deorbitację pod koniec misji. System ten składa się z mechanizmu miękkiego pochwytu (Soft Capture Mechanism (SCM), oraz z systemu nawigacji względnej (Relative Navigation System - RNS). SCM jest złożony z systemu cumowniczego (Low Impact Docking System - LIDS). Ma on 72 cale średnicy i 2 stopy wysokości. Zostanie dołączony do dolnej powierzchni HST za pomocą 3 kompletów zatrzasków w miejscu gdzie na HST znajduje się szpila cumownicza. System RNS składa się z optycznych sensorów nawigacyjnych oraz z ich elektroniki. Misja pozwoli na kontynuowanie obserwacji astronomicznych do co najmniej 2012 roku.
Pierwotnie po zakończeniu eksploatacji teleskopu planowano go sprowadzić na Ziemię podczas misji wahadłowca i umieścić w muzeum. To oczywiście nie jest już aktualne. Obecnie planuje się jego deorbitację za pomocą silnika rakietowego, który pierwotnie miał zostać przyłączony podczas ostatniej misji serwisowej. Ocenie planuje się wysłanie silnika rakietą jednorazowego użytku, i automatyczne cumowanie do Teleskopu.
-
https://www.nasa.gov/mission_pages/hubble/servicing/index.html
-
Ciekawe czy Starship zdąży sprowadzić HST na Ziemię? Szkoda taki historycznej wartości złom ;) tak po prostu palić w oceanie. To lepiej byłoby pchnąć go wyżej na orbitę albo do L1 żeby latał tam dla dobra ludzkości. Przyszli turyści mieliby gdzie latać.
-
Tymczasem:
http://www.collectspace.com/news/news-121420a-hubble-space-telescope-innovation-coin-sale.html