Autor Wątek: Hubble Space Telescope - HST (kompendium)  (Przeczytany 12008 razy)

0 użytkowników i 1 Gość przegląda ten wątek.

Scorus

  • Gość
Hubble Space Telescope - HST (kompendium)
« dnia: 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.

Scorus

  • Gość
Odp: Hubble Space Telescope - HST (kompendium)
« Odpowiedź #1 dnia: Lipiec 13, 2010, 21:10 »
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.


Scorus

  • Gość
Odp: Hubble Space Telescope - HST (kompendium)
« Odpowiedź #2 dnia: Lipiec 13, 2010, 21:10 »
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.

Scorus

  • Gość
Odp: Hubble Space Telescope - HST (kompendium)
« Odpowiedź #3 dnia: Lipiec 13, 2010, 21:10 »
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.

Polskie Forum Astronautyczne

Odp: Hubble Space Telescope - HST (kompendium)
« Odpowiedź #3 dnia: Lipiec 13, 2010, 21:10 »

Scorus

  • Gość
Odp: Hubble Space Telescope - HST (kompendium)
« Odpowiedź #4 dnia: Lipiec 13, 2010, 21:11 »
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.

Scorus

  • Gość
Odp: Hubble Space Telescope - HST (kompendium)
« Odpowiedź #5 dnia: Lipiec 13, 2010, 21:11 »
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).

Scorus

  • Gość
Odp: Hubble Space Telescope - HST (kompendium)
« Odpowiedź #6 dnia: Lipiec 13, 2010, 21:11 »
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.

Scorus

  • Gość
Odp: Hubble Space Telescope - HST (kompendium)
« Odpowiedź #7 dnia: Lipiec 13, 2010, 21:12 »
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.

Scorus

  • Gość
Odp: Hubble Space Telescope - HST (kompendium)
« Odpowiedź #8 dnia: Lipiec 13, 2010, 21:12 »
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.

Scorus

  • Gość
Odp: Hubble Space Telescope - HST (kompendium)
« Odpowiedź #9 dnia: Lipiec 13, 2010, 21:12 »
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.

Scorus

  • Gość
Odp: Hubble Space Telescope - HST (kompendium)
« Odpowiedź #10 dnia: Lipiec 13, 2010, 21:13 »
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).

Scorus

  • Gość
Odp: Hubble Space Telescope - HST (kompendium)
« Odpowiedź #11 dnia: Lipiec 13, 2010, 21:13 »
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.

Scorus

  • Gość
Odp: Hubble Space Telescope - HST (kompendium)
« Odpowiedź #12 dnia: Lipiec 13, 2010, 21:14 »
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.

Scorus

  • Gość
Odp: Hubble Space Telescope - HST (kompendium)
« Odpowiedź #13 dnia: Lipiec 13, 2010, 21:14 »
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 ''.

Scorus

  • Gość
Odp: Hubble Space Telescope - HST (kompendium)
« Odpowiedź #14 dnia: Lipiec 13, 2010, 21:15 »
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.

Polskie Forum Astronautyczne

Odp: Hubble Space Telescope - HST (kompendium)
« Odpowiedź #14 dnia: Lipiec 13, 2010, 21:15 »