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.
Wątek: Hubble Space Telescope - HST (kompendium) (Przeczytany 32091 razy)