Autor Wątek: Hubble Space Telescope - HST (kompendium)  (Przeczytany 11998 razy)

0 użytkowników i 1 Gość przegląda ten wątek.

Scorus

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

Scorus

  • Gość
Odp: Hubble Space Telescope - HST (kompendium)
« Odpowiedź #16 dnia: Lipiec 13, 2010, 21:15 »
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.

Scorus

  • Gość
Odp: Hubble Space Telescope - HST (kompendium)
« Odpowiedź #17 dnia: Lipiec 13, 2010, 21:16 »
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.

Scorus

  • Gość
Odp: Hubble Space Telescope - HST (kompendium)
« Odpowiedź #18 dnia: Lipiec 13, 2010, 21:16 »
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.

Polskie Forum Astronautyczne

Odp: Hubble Space Telescope - HST (kompendium)
« Odpowiedź #18 dnia: Lipiec 13, 2010, 21:16 »

Scorus

  • Gość
Odp: Hubble Space Telescope - HST (kompendium)
« Odpowiedź #19 dnia: Lipiec 13, 2010, 21:16 »
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.

Scorus

  • Gość
Odp: Hubble Space Telescope - HST (kompendium)
« Odpowiedź #20 dnia: Lipiec 13, 2010, 21:17 »
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.

Scorus

  • Gość
Odp: Hubble Space Telescope - HST (kompendium)
« Odpowiedź #21 dnia: Lipiec 13, 2010, 21:17 »
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.

Scorus

  • Gość
Odp: Hubble Space Telescope - HST (kompendium)
« Odpowiedź #22 dnia: Lipiec 13, 2010, 21:17 »
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.

Scorus

  • Gość
Odp: Hubble Space Telescope - HST (kompendium)
« Odpowiedź #23 dnia: Lipiec 13, 2010, 21:18 »
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.
« Ostatnia zmiana: Lipiec 29, 2013, 11:09 wysłana przez Scorus »

Scorus

  • Gość
Odp: Hubble Space Telescope - HST (kompendium)
« Odpowiedź #24 dnia: Lipiec 13, 2010, 21:19 »
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.
« Ostatnia zmiana: Lipiec 29, 2013, 11:09 wysłana przez Scorus »

Scorus

  • Gość
Odp: Hubble Space Telescope - HST (kompendium)
« Odpowiedź #25 dnia: Lipiec 13, 2010, 21:19 »
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.
« Ostatnia zmiana: Lipiec 29, 2013, 11:09 wysłana przez Scorus »

Scorus

  • Gość
Odp: Hubble Space Telescope - HST (kompendium)
« Odpowiedź #26 dnia: Lipiec 13, 2010, 21:20 »
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.
« Ostatnia zmiana: Lipiec 29, 2013, 11:09 wysłana przez Scorus »

Scorus

  • Gość
Odp: Hubble Space Telescope - HST (kompendium)
« Odpowiedź #27 dnia: Lipiec 13, 2010, 21:21 »
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.

Offline mss

  • Weteran
  • *****
  • Wiadomości: 5610
  • Space is not only about science, it is a vision,
    • Astronauci i ich loty...
Intel Core i5-2320 3GHz/8GB RAM/AMD Radeon HD 7700 Series/HD 1 TB/Sony DVD ROM...

Offline ekoplaneta

  • Weteran
  • *****
  • Wiadomości: 7145
  • One planet Once chance
Odp: Hubble Space Telescope - HST (kompendium)
« Odpowiedź #29 dnia: Sierpień 24, 2020, 11:26 »
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.

Polskie Forum Astronautyczne

Odp: Hubble Space Telescope - HST (kompendium)
« Odpowiedź #29 dnia: Sierpień 24, 2020, 11:26 »