James-Webb (telescopio spaziale)

Telescopio spaziale James Webb
James Webb Space Telescope Descrizione di questa immagine, commentata anche di seguito Rappresentazione artistica del telescopio spaziale James Webb . Dati generali
Organizzazione NASA , ESA e ASC
Programma Origini
Campo Astronomia a infrarossi
Stato In sviluppo
Lanciare non prima della metàNovembre 2021
Centro spaziale della Guyana
lanciatore Arianna 5
Durata 5,5 anni (missione primaria)
Luogo stsci.edu/jwst
Caratteristiche tecniche
Messa al lancio ~ 6.200  kg
Orbita
Orbita Eliocentrico
Posizione Punto di Lagrange  L 2
Telescopio
genere Korsch
Diametro 6,50  m
La zona 25  m 2
focale 131,40  m
Lunghezza d'onda Da arancione a metà infrarossi (0,6-28  micron )
Strumenti principali
NIRCam Termocamera nel vicino infrarosso
NIRSpec Spettrometro grandangolare vicino all'infrarosso
MIRI Spettrografo di imaging nel medio infrarosso
NIRISSI Termocamera nel vicino infrarosso

Il telescopio spaziale James Webb ( James Webb Space Telescope , o JWST, precedentemente Next Generation Space Telescope o NGST) è un telescopio spaziale sviluppato dalla NASA in collaborazione con l' Agenzia spaziale europea (ESA) e l' Agenzia spaziale canadese (ASC). Il suo lancio è previsto per la metàNovembre 2021.

Il JWST esegue le sue osservazioni dell'arancione dello spettro visibile alla media infrarossa da 0,6 a 28  micrometri . Supera le prestazioni del telescopio spaziale Hubble per l'osservazione a infrarossi, ma non consente, a differenza del telescopio spaziale Hubble , di osservare lo spettro della luce nell'ultravioletto e nella luce visibile (entrambi osservabili da telescopi terrestri). Con una massa di 6.200  chilogrammi , ha uno specchio primario di 6,5 metri di diametro (contro i 2,4 metri di Hubble ): il suo potere risolutivo raggiunge 0,1  secondi d'arco nell'infrarosso e può raccogliere un'immagine nove volte più velocemente di Hubble . La risoluzione dei suoi strumenti deve essere utilizzata, tra l'altro, per osservare le prime stelle e galassie formatesi dopo il Big Bang .

Il progetto, ribattezzato nel 2002 con il nome del secondo amministratore della NASA James E. Webb , è al termine della fase di progettazione con una data prevista per la prima messa in servizio nel 2019. Il telescopio sarà lanciato da un razzo Ariane 5 da Kourou e sarà posizionato in orbita attorno al punto di Lagrange  L 2 del sistema Sole-Terra, a 1,5 milioni di chilometri dalla Terra dal lato opposto al Sole. Per mantenere questa posizione, l'osservatorio dovrebbe apportare correzioni periodiche utilizzando piccole spinte. Le riserve di carburante previste a tal fine dovrebbero consentirle di rimanere funzionante, in posizione, per circa dieci anni.

Storia del progetto

Primi schizzi (1989-1994)

Nel 1989, il direttore dello Space Telescope Science Institute , il centro responsabile delle operazioni del telescopio spaziale Hubble , avviò una riflessione sul telescopio che dovrebbe subentrarne intorno al 2005. Le conclusioni del workshop, organizzato con il supporto della NASA , propongono che l'agenzia spaziale studi un telescopio di otto metri di diametro che osserva nel vicino infrarosso con un sistema di raffreddamento passivo. I problemi incontrati da Hubble poco dopo il suo lancio (1990) posero temporaneamente fine allo studio di questo progetto di telescopio, soprannominato “  Next Generation Space Telescope  ” (NGST). Nel 1993 è stato creato un comitato dalla NASA e dalla comunità astronomica per definire le future esigenze degli astronomi: hanno proposto di prolungare la vita di Hubble fino al 2010 e di studiare la fattibilità di un telescopio spaziale con uno specchio di quattro metri che soddisfi l'obiettivo di studiando il processo di formazione di galassie, stelle, pianeti e vita, con enfasi sugli inizi dell'Universo. La risposta a queste specifiche è nel 1994 lo sviluppo di un telescopio di quattro metri chiamato Hi-Z, che circola in un'orbita di 1×3  unità astronomiche .

La scelta del telescopio da otto metri (1995-1996)

Daniel Goldin , l'amministratore della NASA del 1995 e promotore di Faster, Better, Cheaper , incoraggia la comunità astronomica a fare scelte coraggiose e ad aggrapparsi a uno specchio di otto metri identificando le tecnologie per ridurre i costi. Gli astronomi stanno riprendendo questo orientamento, che sembra scientificamente necessario per studiare le galassie con un redshift da uno a cinque o anche più, stanno proponendo nuovi progetti basati sul principio di uno specchio dispiegabile di otto metri e posto in orbita attorno al punto di Lagrange , con ottica senza baffle, raffreddata passivamente da una visiera parasole multistrato. Uno studio di fattibilità , effettuato nel 1996 da quattro società, ha concluso che è possibile produrre tale telescopio uno ad un costo di US $ 500  milioni di , a condizione che l'assemblea, ivi compresi gli strumenti, è sviluppato dalla stessa società. Quest'ultima ipotesi si rivelerà successivamente inapplicabile, in particolare per gli strumenti. Simulazioni più dettagliate effettuate successivamente consentono di specificare la necessaria strumentazione scientifica. Ora si prevede di osservare le galassie con un redshift di 15 che richiede di essere in grado di osservare nel medio infrarosso. Queste simulazioni evidenziano la necessità della spettroscopia , perché gli strumenti situati sulla Terra non possono supportare questo aspetto dell'osservazione (come avviene per Hubble ) a causa del grande spostamento nel rosso, causando l' assorbimento della radiazione luminosa da parte dell'atmosfera .

Il progetto prende forma (1997-2001)

Dal 1997 al 2000, un gruppo di lavoro formato dalla comunità astronomica, il Science Working Group , si riduce a definire i principali obiettivi scientifici che il futuro telescopio dovrà essere in grado di raggiungere, e ne deduce la strumentazione che deve permettere di raggiungerli. Il telescopio NGST includerà una fotocamera nel vicino infrarosso a campo ampio, uno spettrografo nel vicino infrarosso multioggetto e uno spettrofotometro nel medio infrarosso. In quel momento furono poste le basi per la collaborazione della NASA con l'Agenzia spaziale canadese e l'Agenzia spaziale europea. Vengono effettuati i primi studi tecnici per lo sviluppo di specchi a bassa massa, il sistema di rilevamento e controllo del fronte d'onda, rivelatori e attuatori . Alla fine del 2000, un'analisi dettagliata ha mostrato che il costo del telescopio ha superato il budget pianificato di diverse centinaia di milioni di dollari USA. Il lancio non è possibile prima del 2008, data la lunghezza del ciclo di sviluppo del mirror. Per ridurre i costi, il diametro dello specchio primario è stato ridotto nel 2001 a sei metri.

Selezione dei produttori (2003-2004)

Vengono selezionati i due principali produttori del telescopio -  TRW / Ball Aerospace e Lockheed-Martin  -, mentre viene selezionato il Jet Propulsion Laboratory per lo sviluppo del MIRI (Mid-Infrared Instrument  ) . Nelgiugno 2002, lo sviluppo della NIRCam  (en) ( Near-InfraRed Camera ) è affidato a un team dell'Università dell'Arizona . Il telescopio viene rinominato insettembre 2002James Webb Space Telescope (JWST), in onore di questo amministratore a capo della NASA durante il programma Apollo . Il lanciatore Ariane 5 , finanziato dall'ESA , è stato selezionato nel 2003 per mettere in orbita il telescopio, al posto del razzo Atlas V , inizialmente previsto ma di capacità inferiore. Allo stesso tempo, la superficie dello specchio si riduce da 29,4 a 25  m 2 mentre il numero di elementi dello specchio primario passa da 36 a 18 . La NASA seleziona il berillio come materiale per la fabbricazione di questo specchio primario di 6,5 metri di diametro. Il telescopio entra nel 2004 in una fase di specifiche dettagliate ( Fase B ) che durerà 4 anni. I costi del telescopio sono rivisti alla luce del risultato delle specifiche dettagliate.

Obiettivi scientifici

I quattro principali obiettivi scientifici di JWST sono:

Studio delle prime stelle e galassie

Tutti questi obiettivi vengono raggiunti in modo più efficiente studiando la radiazione infrarossa piuttosto che la luce visibile . Il redshift , la presenza di polvere e la temperatura molto bassa della maggior parte degli oggetti studiati richiedono al telescopio di effettuare le sue osservazioni nell'infrarosso, ad una lunghezza d'onda compresa tra 0,6 e 28 micron. Affinché queste misurazioni non siano disturbate dalle emissioni infrarosse del telescopio stesso e dei suoi strumenti, l'assieme deve essere mantenuto in un intervallo di temperatura inferiore a 55  K (circa 40  K , cioè -233,15  ° C ).

A tal fine, il telescopio dispone di un grande scudo termico metallizzato che riflette i raggi infrarossi del Sole, della Terra e della Luna. Il JWST sarà posizionato nel punto di Lagrange  L 2 del sistema Sole - Terra , che permette al telescopio di essere costantemente all'ombra della Terra e di avere sistematicamente lo scudo termico tra i suoi sensori e le tre stelle.

Formazione di galassie

Le galassie mostrano come la materia nell'universo è organizzata su larga scala. Forniscono indizi sulla natura e la storia dell'universo. Gli scienziati stanno cercando di determinare come si è organizzata questa materia e come è cambiata dal Big Bang studiando la distribuzione e il comportamento della materia a diverse scale della particella, dal livello subatomico alle strutture galattiche. In questo contesto, il telescopio JWST dovrebbe rispondere alle seguenti domande sulle galassie:

I sistemi protoplanetari e le stelle nascono enormi masse di gas e polvere che bloccano la luce visibile. Nello spettro infrarosso è possibile osservare la formazione di stelle e pianeti all'interno di questi ammassi. Il JWST dovrebbe consentire di osservare queste regioni inondate di radiazioni con una finezza senza pari.

Studio degli esopianeti e l'origine della vita

Il telescopio JWST prende il posto del telescopio spaziale Hubble , che raggiungerà la fine della sua vita quando sarà lanciato. Copre solo una parte dello spettro della luce visibile che il suo predecessore poteva osservare, ma più nell'infrarosso .

Dopo la scomposizione dello spettro infrarosso di un esopianeta in transito davanti alla sua stella, le sue righe di assorbimento ci permettono di dedurre la composizione molecolare della sua atmosfera . Questo è uno degli elementi chiave per valutare la possibile presenza della vita .

Progettazione della missione

Il JWST rispetto a Hubble e Herschel
Caratteristica JWST Hubble Herschel
lunghezze d'onda 0,6–28  µm
Vicino e medio infrarosso		 0,1–2,5  µm
Visibile e vicino infrarosso		 60–500 µm Infrarosso 
medio e lontano
Dimensioni 22 × 12  m Lunghezza: 13,2  m
Diametro: 4,2  m 		Lunghezza: 7,5  m
Diametro: 3,3  m
Massa 6,2  tonnellate . 11  t . 3,3  tonnellate .
Orbita Punto di Lagrange  L 2 Orbita bassa Punto di Lagrange  L 2

Lo sviluppo dell'osservatorio spaziale JWST è particolarmente ambizioso e complesso perché introduce diverse innovazioni tecniche per raggiungere le prestazioni prefissate. Questi richiedono un telescopio con un'apertura molto grande (6,5  m ), una temperatura dei rivelatori molto bassa ottenuta senza fluido criogenico per non limitare la durata della missione e condizioni di osservazione prive di luce diffusa. Per raggiungere questo obiettivo, l'osservatorio spaziale è protetto dalla luce proveniente dal Sole e dalla Terra da un enorme scudo termico che mantiene passivamente la temperatura dei rivelatori a 37  Kelvin , che permette di ottenere ottime prestazioni nel vicino e medio infrarosso. Le osservazioni vengono effettuate nella banda spettrale di 0,6–28 micron. La sensibilità del telescopio è limitata solo dalla luce zodiacale e supera quella dei più grandi osservatori terrestri di un fattore da 10 a 100.000 a seconda del modo di osservazione e della lunghezza d'onda. L'osservatorio è progettato per funzionare per un minimo di cinque anni e trasporta materiali di consumo (propellenti) per dieci anni. La sua massa totale è di 6,5 tonnellate. Le principali innovazioni sono lo specchio principale dispiegato in orbita e poi regolato con precisione, l'implementazione dello scudo termico e l'introduzione di un sistema di micro-otturatore utilizzando la tecnologia MEMS .

Il telescopio James Webb combina un'apertura molto ampia con una qualità dell'immagine caratterizzata da bassa diffrazione e sensibilità su un ampio spettro infrarosso. Nessun osservatorio terrestre o spaziale ha le sue caratteristiche. L'apertura del telescopio spaziale Hubble è molto più piccola e può osservare solo nell'infrarosso fino a 2,5  µm contro i 28  µm del JWST . Spitzer , il grande telescopio spaziale a infrarossi della NASA , lanciato nel 2003 ha un'apertura molto più piccola (83  cm ), è molto meno sensibile e ha una risoluzione angolare molto più bassa. In spettroscopia , il telescopio James Webb ha, grazie alla sua modalità multioggetto e a pieno campo, capacità assenti in Hubble e Spitzer. Le sue caratteristiche gli permettono di osservare tutte le galassie il cui redshift è compreso tra 6 e 10 e di rilevare la luce delle prime galassie apparse dopo il Big Bang , il cui redshift è di circa 15 . Webb è progettato per essere complementare ai futuri grandi osservatori terrestri, come il Thirty Meter Telescope in lunghezze d'onda fino a 2,5  µm . Conserva la sua superiorità oltre questa lunghezza d'onda, perché gli osservatori terrestri sono ostacolati dalle emissioni termiche dall'atmosfera.

Realizzazione del telescopio spaziale

Fabbricazione, test e assemblaggio di componenti (2004-2016)

La realizzazione delle parti più complesse del telescopio, che richiedono una lunga fase di sviluppo, ovvero gli strumenti e i 18 segmenti dello specchio primario, parte da marzo 2004. Nelagosto 2006Lo strumento NIRCam ( Near-InfraRed Camera ) e MIRI (Mid-Infrared Instrument)  (in) superano la revisione critica del progetto, che consente di avviare la realizzazione dei modelli di volo. Digennaio 2007 a dicembre 2008, commissioni, interne alla NASA ed esterne, esaminano la progettazione e la pianificazione del progetto e danno la loro approvazione per il passaggio alla fase C (definizione dettagliata) e D (costruzione). Nelluglio 2008, il costruttore della struttura ISIM ( Integrated Science Instrument Module  (en) ), in cui sono alloggiati gli strumenti, la consegna al Goddard Space Center per una serie di test. Questi devono consentire di verificare che la struttura sia in grado di resistere al lancio e quindi all'ambiente termico dello spazio, mantenendo gli strumenti in una posizione precisa rispetto alla parte ottica. Nelmarzo 2010, il JWST supera la revisione critica del progetto, il cui obiettivo è garantire che il telescopio spaziale soddisfi tutti gli obiettivi scientifici e tecnici fissati dalle specifiche. Nelnovembre 2011, la produzione degli specchi primari è completata. Questi, dopo la lucidatura, sono stati ricoperti da un sottile strato d'oro, e hanno superato con successo un test criogenico volto a verificarne il comportamento quando esposti al freddo dello spazio. Il Goddard Space Center ricevegennaio 2012i primi due strumenti scientifici - lo spettrometro MIRI , operante nel mezzo dell'infrarosso, fornito dall'Agenzia Spaziale Europea e lo spettro -imager NIRISS ( Near Infrared Imager and Spectrograph Slitless  (in) fornito dall'Agenzia Spaziale Canadese - nonché l'FGS ( Fine Guidance System  (en) ), consegnato dalla stessa agenzia. Ball consegna i primi tre segmenti dello specchio primario al Goddard Center, mentre Northrop Grumman e il suo partner ATK completano la fabbricazione della parte centrale della struttura che sostiene il specchio primario.febbraiola costruzione delle due parti mobili del supporto dello specchio primario è completata, mentre gli ultimi due strumenti scientifici, la telecamera NIRCam e lo spettrografo NIRSpec  (in) ( Near InfraRed Spectrograph ), sono consegnati rispettivamente dall'Università dell'Arizona e dall'European Space Agenzia. La costruzione della piattaforma , che riunisce tutte le attrezzature di supporto, è stata completata nel 2014. Grumman ha prodotto un modello ingegneristico in scala 1 dello scudo termico, per testarne la piegatura e il dispiegamento. Nello stesso anno, il modulo ISIM , in cui sono stati assemblati i quattro strumenti scientifici, viene sottoposto con successo ad una serie di test termici che consentono di verificare le prestazioni e il comportamento dell'elettronica associata. Nelottobre 2015, viene assemblata la parte ottica del telescopio (l'OTE, per Optical Telescope Element  (en) ), comprendente i 18 segmenti dello specchio primario, la struttura di supporto e lo specchio secondario. Nelmarzo 2016, la parte ottica e l' ISIM con gli strumenti scientifici sono a loro volta assemblati.

Collaudi finali e montaggio (2017)

All'inizio del 2017 l'assieme formato dalla parte ottica e gli strumenti collegati all'ISIM sono stati trasportati via nave al Johnson Space Center di Houston (Texas). Qui, i test ottici vengono eseguiti nella camera vuota A . Quindi lo scudo termico, la piattaforma, l' ISIM e l'ottica vengono assemblati nel 2018, presso Northrop Grumman, quindi preparati per la spedizione alla base di Kourou. Al ricevimento, vengono eseguiti test limitati e quindi viene effettuato il rifornimento. Il telescopio spaziale è posto in posizione piegata sotto la sua carenatura , che è attaccata alla parte superiore del lanciatore Ariane 5 ECA selezionato per il lancio in orbita. Il lancio viene ripetutamente posticipato (vedi sotto).

Ritardi e costi alle stelle

Evoluzione del costo (quota USA) e data di lancio
Anno di
stima		 Lancio
pianificato		 budget
stimato
1997 2007 0,5 miliardi di USD $
1998 2007 1
1999 dal 2007 al 2008 1
2000 2009 1.8
2002 2010 2,5
2003 2011 2,5
2005 2013 3
2006 2014 4.5
2008 2014 5.1
2010 dal 2015 al 2016 6.5
2011 2018 8.7
2013 2018 8.8
2018 30 marzo 2021 9.66
2020 31 ottobre 2021

Nel 2005 il costo totale del progetto è stato stimato in 4,5 miliardi di dollari, di cui 3,3 miliardi di dollari per la progettazione, costruzione, lancio e messa in servizio, e circa 1 miliardo di dollari per la fase operativa, stimata in 10 miliardi di dollari all'anno. L'Agenzia spaziale europea (ESA) contribuisce con 300 milioni di euro. Questo bilancio include:

Stimato in 3 miliardi di dollari nel 2005 (in parte finanziato dalla NASA ), il costo del telescopio viene regolarmente rivalutato negli anni successivi. Nel 2009 il costo del progetto è stato nuovamente rivisto al rialzo. È fissato a circa 3,5 miliardi di euro (4,92 miliardi di dollari). Per alcuni attori del programma scientifico, il suo costo è diventato troppo elevato, mettendo a dura prova i budget delle agenzie spaziali, compresi quelli delle altre missioni scientifiche NASA . Durante l'estate del 2011 è prevista la cancellazione del progetto da parte di alcuni rappresentanti del Congresso americano a seguito di una rivalutazione finale del costo, ora stimato in 8,8 miliardi di dollari USA inclusa la gestione operativa, ma senza contare la partecipazione dell'Agenzia spaziale europea (650 milioni di dollari USA). Infine, il progetto sfugge alla cancellazione ma alla NASA viene ordinato di fornire una valutazione mensile dello stato di avanzamento del progetto e del suo costo.

Nel 2018 il costo è stimato in $ 9,66 miliardi e il lancio è stato posticipato a maggio 2020, poi a 30 marzo 2021.

Il 10 giugno 2020, Thomas Zurbuchen , direttore dei programmi scientifici della NASA , annuncia che un lancio inmarzo 2021non è più possibile. Secondo lui, quando il calendario era già molto serrato, la pandemia di Covid-19 ha sconvolto completamente il ritmo di lavoro delle squadre. Il16 luglio 2020, si annuncia che la data di lancio è stata posticipata a 31 ottobre 2021.

Svolgimento pianificato della missione

Lancio, implementazione e calibrazione

L'osservatorio spaziale James Webb sarà lanciato nello spazio nell'autunno del 2021 da un razzo Ariane 5 ECA lanciato dal centro spaziale di Kourou nella Guyana francese . Inizia quindi il suo viaggio verso la sua destinazione, il punto di Lagrange L 2 , a 1,5 milioni di chilometri dalla Terra. Durante il transito, che dura circa un mese, il telescopio viene gradualmente dispiegato. I pannelli solari che forniscono l'energia sono operativi nelle prime ore, ma le altre operazioni di spiegamento non iniziano prima di 2,5 giorni dopo il lancio e si svolgono in diversi giorni. Una volta lì, l'osservatorio spaziale si inserisce in un'orbita attorno al punto di Lagrange. Il piano di questa orbita è perpendicolare all'asse Terra-Sole e al piano dell'eclittica e lo allontana fino a 800.000  km dal punto di Lagrange. JWST percorre questa orbita in circa sei mesi, apportando correzioni ogni 21 giorni circa. La temperatura del JWST diminuisce gradualmente e, due mesi dopo il suo lancio, è sufficientemente bassa da consentire il funzionamento dei fotorilevatori a infrarossi. 33 giorni dopo il lancio, il sistema di guida fine FGS e gli strumenti NIRCam e NIRSpec vengono attivati . Gli operatori si assicurano che l'immagine raggiunga la telecamera NIRCam . Durante il secondo e il terzo mese, gli specchi primario e secondario sono allineati in modo che l'immagine che si forma sul piano focale del telescopio spaziale raggiunga le prestazioni desiderate. Inizia un periodo di test e calibrazione degli strumenti, che termina sei mesi dopo il lancio. Il telescopio può quindi iniziare la sua missione scientifica.

Durata della vita del telescopio spaziale

Per soddisfare gli obiettivi scientifici JWST è stato progettato per funzionare per almeno 5,5 anni. A differenza degli osservatori a infrarossi come Herschel, questa durata non è limitata dalla quantità di liquido criogenico disponibile perché i suoi rilevatori che non devono essere raffreddati a basse temperature sono raffreddati meccanicamente ( MIRI ) o passivamente. Gli unici fattori limitanti sono l'usura dei componenti elettronici o meccanici e soprattutto la quantità di propellenti per mantenere il telescopio nella sua orbita, perché non è completamente stabile. JWST trasporta abbastanza propellenti per rimanere in orbita per almeno 10 anni. Come la maggior parte dei telescopi spaziali ma a differenza dell'Hubble Space Telescope (fino al ritiro dello Space Shuttle americano ), il JWST non può essere riparato e i suoi strumenti non possono essere sostituiti perché la sua lontananza impedisce qualsiasi intervento umano.

Selezione delle osservazioni

La missione dello Space Telescope Science Institute è quella di gestire il funzionamento del telescopio in orbita, selezionare e programmare le osservazioni, raccogliere dati, distribuirli e archiviarli. Come per gli altri grandi osservatori spaziali della NASA il 10% del tempo di osservazione durante la vita dello strumento è assegnato agli astronomi che hanno partecipato alla realizzazione degli strumenti ( Guaranteed Time Observer o GTO), ovvero 4.020 ore per 3 primi cicli di osservazione che coprono 30 mesi. Nello stesso periodo il 10% del tempo di osservazione rimane a discrezione del STScI ( Director's Discretionary Time o DD) mentre l'80% del tempo è assegnato agli astronomi di tutto il mondo ( Guest Observer o GO). Questi ultimi, per poter utilizzare il telescopio, sottopongono le loro proposte di osservazione ad un comitato, chiamato JWST Advisory Committee , composto da astronomi e rappresentanti delle agenzie spaziali coinvolte nello sviluppo del JWST . Il comitato seleziona le proposte più interessanti, tenendo conto degli obiettivi generali della missione. Le osservazioni del primo ciclo annuale devono rientrare negli obiettivi dell'Early Release Science Program definiti al fine di ottenere rapidamente il maggior ritorno scientifico possibile e misurare con precisione le capacità degli strumenti. La quota di tempo destinata al GTO sarà maggiore per questo primo ciclo (tra il 25 e il 49%).

Copertura del cielo

Per mantenere la temperatura dei rivelatori e del vano ottico ai suoi valori, l'orientamento del JWST deve essere tale che lo scudo termico intercetti interamente la radiazione del Sole e della Terra. Per modificare il suo puntamento, il telescopio può ruotare di 360 ° attorno all'asse di sostegno dello specchio primario, senza che venga modificata l'incidenza della radiazione solare. D'altra parte, date le dimensioni e la forma dello scudo termico, l'angolo tra esso e la direzione del Sole deve essere compreso tra -5 ° e 40 ° (vedi diagramma sotto). A causa di questo vincolo, l'area osservabile in un dato momento rappresenta circa il 40% della volta celeste (Hubble 80%). L' orbita del JWST intorno al Sole gli consente di effettuare osservazioni dell'intera volta celeste per almeno 100 giorni nel corso di un anno. Nella regione zodiacale, tra 85 e 90 ° , l'osservazione può essere continua.

spettacoli

Il James Webb Space Telescope ha un potere risolutivo di 0,1  secondi d'arco a una lunghezza d'onda di 2 micron. Questa capacità permette di distinguere un pallone da calcio posto ad una distanza di 550  km . È approssimativamente equivalente a quello del telescopio spaziale Hubble, sebbene abbia uno specchio con un diametro molto più piccolo (2,75 volte più piccolo). Ma questo fa le sue osservazioni a lunghezze d'onda più corte (circa 0,7 micron). Tuttavia, a parità di dimensioni dello specchio, il potere risolutivo è tanto maggiore quanto più corta è la lunghezza d'onda.

Performance per modalità e strumento spettacoli
Moda Strumento Lunghezze d'
onda 		Risoluzione
spaziale 		Risoluzione
spettrale (λ / Δλ) 		Campo Nota
Immagine Immagine NIRCam 0,6-2,3  µm 0,032 - 2,2 × 2,2
NIRCam 2,4–5  µm 0,065 - 2,2 × 2,2
NIRISSI 0,9–5  µm 0,065 - 2,2 × 2,2
MIRI 5-28  µm 0.11 - 1,23 ′ × 1,88 ′
Interferometria con maschera di apertura NIRISSI 3,8–4,8  µm 0,065 - 5.1 ′ × 5.1
Coronografia NIRCam 0,6–2,3  µm 0,032 - 20 ″ × 20 ″
NIRCam 2,4–5  µm 0,065 - 20 ″ × 20 ″
MIRI 10,65  µm 0.11 - 24 ″ × 24 ″
MIRI 11,4  µm 0.11 - 24 ″ × 24 ″
MIRI 15,5  µm 0.11 - 24 ″ × 24 ″
MIRI 23  µm 0.11 - 30″×30″
Analisi spettrale Spettroscopia senza fessura NIRISSI 1–2,5  µm 150 2,2 × 2,2
NIRISSI 0,6–2,5  µm - 700 modalità speciale
NIRCam 2,4–5  µm - 2000 2,2 × 2,2
Spettroscopia multioggetto NIRSpec 0,6–5  µm - 100, 1000, 2700 3,4 ′ × 3,4 ′
0,2 × 0,5 ′
Spettroscopia a fessura NIRSpec 0,6–5  µm 100, 1000, 2700 0,4 ″ × 3,8 ″
0,2 ″ × 3,3 ″
1,6 ″ × 1,6 ″
MIRI 5–14  µm - 2000 0,6 ″ × 5,5 ″
Spettroscopia a campo integrale NIRSpec 0,6–5  µm 100, 1000, 2700 3.0″ × 3.0″
MIRI 5–7,7  µm - 3500 3,0 ″ × 3,9 ″
MIRI 7,7–11,9  µm - 2800 3,5 ″ × 4,4 ″
MIRI 11,9-18,3  µm - 2700 5,2 ″ × 6,2 ″
MIRI 18,3–28,8  µm - 2200 6,7 ″ × 7,7 ″
 

Caratteristiche tecniche del telescopio spaziale

Il telescopio è composto da quattro sottogruppi:

piattaforma

La piattaforma dell'Osservatorio James Webb riunisce l'attrezzatura che funge da supporto per il funzionamento del telescopio spaziale. È attaccato al lato illuminato del parasole vicino al centro di massa del veicolo spaziale. Ha una forma parallelepipeda di 3,5 × 3,5 metri di lato e alta circa 1,5 metri. La sua parte centrale è occupata da una struttura conica in plastica con rinforzo in fibra di carbonio di 2,5 metri di diametro alla base che è fissata al razzo e sostiene il peso della visiera parasole e della parte ottica. Alla base di questo cono si trova il sistema di propulsione principale del telescopio spaziale. I pannelli solari che forniscono l'energia elettrica formano un'ala fissa lunga 5,9 metri fissata sulla piattaforma formando un angolo fisso di 20 ° rispetto al piano del parasole. L'orientamento del telescopio viene modificato e la mira viene mantenuta con una precisione di 0,01  µrad utilizzando sei ruote di reazione (di cui due di riserva) che quando saturate vengono scaricate da piccoli motori a razzo . Questi traggono i loro propellenti dai serbatoi situati nella piattaforma. Le comunicazioni sono assicurate per mezzo di un'antenna parabolica ad alto guadagno e in caso di passaggio in modalità sopravvivenza da due antenne omnidirezionali. La piattaforma contiene anche il computer di bordo che riceve e interpreta le operazioni da svolgere, le ritrasmette, raccoglie e memorizza i dati scientifici prima di trasmetterli a Terra.

Scudo termico

Lo scudo termico , lungo 22 metri e largo 12, mantiene il telescopio all'ombra in modo che esso e i suoi strumenti scientifici rimangano alle temperature estremamente basse necessarie per l'osservazione della radiazione infrarossa. Lo scudo termico è costituito da un'ampia superficie esagonale allungata delle dimensioni di un campo da tennis composta da sei strati di polimero metallizzato. Una serie di travi e cavi ne consente il dispiegamento una volta che il telescopio è in orbita. Divide l'osservatorio spaziale in due parti: una parte calda esposta alle radiazioni del Sole, della Terra e della Luna. Su questo lato si trova anche la piattaforma contenente l'elettronica che è essa stessa una sorgente a infrarossi. La parte fredda ( 300  K più fredda del lato caldo) situata sull'altro lato dello scudo termico comprende il telescopio e gli strumenti scientifici. Lo schermo aiuta anche a ridurre le variazioni termiche che potrebbero distorcere lo specchio primario.

Sottogruppo ottico

La parte ottica è costituita da un sistema anastigmatico a tre specchi con lunghezza focale di 131,40  m per un'apertura di f/20.

Specchio primario

Lo specchio primario è del tipo segmentato, con un diametro di circa 6,5  m (all'inizio del progetto era previsto 8  m ) e una massa di 705  kg . Lo specchio è poco meno di tre volte il diametro del telescopio Hubble (2,4  m ) e la sua area di raccolta è di 25  m 2 . Lo specchio primario è troppo grande per stare sotto il cofano del lanciatore, quindi è diviso in 18 elementi esagonali larghi 1,3 metri che permettono di piegarsi in tre parti per il lancio e poi dispiegare una volta nell' spazio. I segmenti dello specchio primario sono fissati ad una struttura rigida in materiale composito di carbonio. Ogni segmento è fatto di berillio che è relativamente rigido. È sagomato in modo tale da trovarsi idealmente alla temperatura di 40  K una volta nello spazio. Sei attuatori fissati a ciascun segmento consentono di regolarne la posizione e un settimo consente di modificarne il raggio di curvatura.

Il berillio è stato scelto perché è un metallo durevole, leggero e il cui coefficiente di dilatazione termica è estremamente basso alle temperature incontrate nello spazio (tra 30 e 80  K ). È stato utilizzato con successo dai telescopi spaziali a infrarossi Spitzer e IRAS . Lo strato di berillio ha uno spessore di 1  mm , il che consente di limitare la massa totale dello specchio primario a 625  kg contro 1  t per lo specchio di vetro Hubble .

La superficie dello specchio primario, come altri specchi JWST , è ricoperta da un sottile strato d' oro (spessore di 100  nm o 48,25  g per l'intero specchio). L'oro ha la proprietà di riflettere in modo ottimale la parte dello spettro elettromagnetico osservata dagli strumenti JWST  : il rosso dello spettro visibile e l'infrarosso invisibile ai nostri occhi. D'altra parte, riflette molto male il blu dello spettro visibile. Lo strato d'oro molto fragile è a sua volta ricoperto da un sottile strato di vetro. È l'oro che dà il suo colore alla superficie degli specchi.

L'area dello specchio primario sei volte più grande di quella di Hubble consente al telescopio di raccogliere un'immagine nove volte più velocemente rispetto al suo predecessore. Il telescopio potere risolutivo raggiunge 0,1  secondo d'arco nel campo dell'infrarosso (0,6 ' a 27  micron di lunghezza d'onda). A differenza di Hubble , non può osservare lo spettro della luce nell'ultravioletto e nel visibile.

Specchio secondario

Lo specchio secondario, con un diametro di 0,74 metri, concentra la luce dallo specchio primario e la rimanda allo specchio terziario. È sospeso sopra lo specchio primario da una struttura a forma di treppiede. L'orientamento dello specchio in berillio può essere regolato mediante attuatori con sei gradi di libertà .

Altri elementi della parte ottica

Gli altri elementi della parte ottica comprendono lo specchio terziario fisso, lo specchio di orientamento fine che consente regolazioni precise del fascio luminoso, nonché la struttura che sostiene lo specchio primario.

  • Particolare della parte ottica

  • Ispezione di uno degli elementi dello specchio primario.

  • Installazione dello specchio secondario.

  • Lo specchio secondario viene pulito con neve di anidride carbonica.

Strumenti scientifici

Il telescopio è dotato di tre strumenti principali e uno strumento secondario, che sono assemblati in una struttura fissata sul retro del supporto dello specchio primario e formano l'ISIM ( Integrated Science Instrument Module ). L' ISIM comprende anche, a una certa distanza dagli strumenti, radiatori che evacuano il calore degli strumenti per mantenerne la bassa temperatura, apparecchiature elettroniche che consentono di controllare gli strumenti, un sistema di controllo e gestione dei dati specifico dell'ISIM , l'ICDH ( ISIM Command and Data Handling ) nonché il raffreddatore criogenico meccanico utilizzato per abbassare la temperatura dello strumento MIRI .

Fotocamera NIRCam

NIRCam ( Near-InfraRed Camera , in francese Near InfraRed Camera ) è una telecamera ad ampio campo operante nel vicino infrarosso da 0,6 a 5  µm . La fotocamera ha due sottogruppi praticamente identici che coprono porzioni adiacenti del cielo separate da 44 secondi d'arco. Il campo ottico di ciascuno di questi moduli è di 2,2 × 2,2  minuti d'arco . Uno dei due strumenti copre lunghezze d'onda comprese tra 0,6 e 2,3  µm (onde corte) l'altro tra 2,4 e 5 micron. La luce dello strumento a onde corte colpisce quattro rivelatori (2 × 2) di 2.040 × 2.040  pixel ciascuno, mentre la luce del secondo strumento colpisce un singolo rivelatore di 2.040 × 2.040 pixel. La risoluzione è 0,032 secondi d'arco per pixel per il primo set di rivelatori e 0,065 secondi d'arco per il secondo. I filtri consentono la selezione di particolari lunghezze d'onda. Lo strumento a onde corte ha cinque filtri che selezionano le bande larghe ( R ~ 4 ), quattro medie (R ~ 10) e tre strette (R ~ 100). Il secondo strumento ha tre filtri larghi, otto medi e quattro stretti. Lo strumento dispone di una modalità coronografia per essere in grado di produrre immagini di oggetti molto deboli vicino a sorgenti molto luminose come esopianeti o dischi di detriti. Lo strumento può anche eseguire immagini rapide su piccole aree e spettroscopia senza fessura nella banda spettrale di 2,4-5  μm con risoluzione R ~ 1700. NIRCam è sviluppato da un team dell'Università dell'Arizona e del Lockheed Martin Center for Advanced Technology .

Le caratteristiche della telecamera devono consentire il raggiungimento dei seguenti obiettivi:

  • NIRCam

  • Il modulo ottico dello strumento NIRCam arriva al Goddard Center.

  • Primo piano dell'ottica NIRCam .

  • Rilevatore del piano focale NIRCam .

Spettrometro NIRSpec

NIRSpec ( Near-InfraRed Sprectrometer , in francese "spettrometro per il vicino infrarosso") è uno spettrometro multioggetto operante nel vicino infrarosso da 0,6 a 5,3  µm . È ottimizzato per l'osservazione di galassie molto distanti, poco luminose e molte sorgenti compatte.

Sono disponibili tre modalità di osservazione:

  • NIRSpec ha una modalità multi-oggetto grazie ad una matrice di micro-otturatori programmabili ( Micro-Shutter Assembly MSA) che permette di realizzare contemporaneamente lo spettro di 100 oggetti selezionati in un campo di 3,6×3,6 minuti di arco. Ogni oggetto viene osservato attraverso un'apertura corrispondente a un campo di 0,20 × 0,45 secondi d'arco. La risoluzione spettrale può essere 100, 1000 o 2700;
  • spettroscopia a fessura. Questa modalità rimane disponibile quando si utilizza MSA (nessuna sovrapposizione). Lo strumento ha uno slot da 0,4 ″ × 3,8 ″, tre slot da 0,2 ″ × 3,3 ″ e un'apertura larga 1,6 ″ × 1,6 ″. La risoluzione spettrale può essere 100, 1000 o 2700;
  • Spettroscopia “a tutto campo” su un campo di 3 × 3 secondi d'arco. La risoluzione spettrale può essere 100, 1000 o 2700. Il campo è suddiviso in 30 immagini di 0,1 × 3 secondi d'arco. L'apertura corrispondente è chiusa quando questa modalità non è utilizzata.

Per evitare la confusione che potrebbe essere generata dalla sovrapposizione degli spettri, la banda spettrale osservabile (da 0,6 a 5,3  µm ) è suddivisa in tre sottobande, selezionate da un filtro, che devono essere osservate separatamente.

Da un punto di vista tecnico NIRSpec comprende 14 specchi oltre a un set di otto filtri e sette elementi dispersivi intercambiabili. Il flusso luminoso passa attraverso un primo filtro che permette sia di selezionare la banda spettrale da osservare (> 0.7  μm ,> 1  μm ,> 1.7  μm ,> 2.9  μm ) o di effettuare operazioni di puntamento verso il target o di eseguire la calibrazione operazioni (filtro trasparente o opaco). Dopo aver attraversato le fenditure o la matrice MSA , la radiazione passa attraverso un'ottica diffrattiva che viene selezionata in base alla lunghezza d'onda e alla risoluzione spettrale che si vuole favorire. Il piano focale contiene due fotorivelatori a infrarossi al tellururo di mercurio-cadmio da 2048 × 2048 pixel sensibili a lunghezze d'onda da 0,6 a 5  µm e sviluppati da Teledyne Imaging Sensors . Sono separati da un intervallo di 17,8 secondi d'arco che si traduce in un gap nello spettro (questo è distribuito sui due rivelatori). Lo strumento NIRSpec , che misura 1,9 metri nella sua dimensione più grande, ha una massa di 200  kg .

La matrice MSA è costituita da una griglia formata da quattro quadranti ciascuno suddiviso in 365 celle sull'asse × (direzione di dispersione spettrale) e 171 celle in direzione y, ovvero 248.000 celle in tutto (62.000 per quadrante). Ogni cella, che misura 100 × 200  μm (lo spessore di pochi capelli), è sigillata con uno sportello mobile. Due elettrodi sono fissati da un lato alla porta di chiusura della cella, dall'altro al tramezzo su cui quest'ultimo può essere ripiegato. Applicando una carica in senso opposto ai due elettrodi di una data cella, si innesca la sua apertura. Un braccio magnetico mobile permette di agire su tutte le ante. Questi microsistemi utilizzano la tecnologia MEMS . Uno dei limiti dell'MSA è che può essere osservata solo una stella su ciascuna riga parallela all'asse × perché il suo spettro utilizza l'intera larghezza del rivelatore. Anche la stella deve essere centrata nella cella. Per osservare tutte le stelle in una data zona è quindi necessario effettuare più osservazioni, precedute ogni volta da una modifica del puntamento del telescopio.

Le caratteristiche di NIRSpec devono consentire il raggiungimento dei seguenti obiettivi:

  • studiare la formazione delle stelle e l'abbondanza di elementi chimici in giovani galassie lontane;
  • ricerca di strutture in dischi di gas in nuclei di galassie attive  ;
  • studiare la distribuzione di massa degli elementi chimici nei giovani ammassi stellari.

NIRSpec è fornito dall'Agenzia spaziale europea e il suo sviluppo è supervisionato da ESTEC nei Paesi Bassi. Il principale fornitore è l'Airbus Difesa e Spazio impianto a Ottobrunn , in Germania . I sensori e il sistema di micro-otturatori sono forniti dal Goddard Space Flight Center della NASA .

  • Array di micro-otturatori MSA

  • L'array di micro otturatori MSA . A: Area attiva - B: Finestra per spettroscopia di campo integrale - C: fenditure fisse - D: Direzione di dispersione spettrale - E: Braccio magnetico mobile - F: 365 (righe) elettrodi (tensione + V2) fissati sulla parete verticale del lato magnete - G: Barra di torsione (cerniera) - H: 171 (colonne) elettrodi (tensione -v1) fissati sugli otturatori lato rivelatore.

  • Progettazione delle micro persiane del MSA ( Micro Shutter Assembly ): A: Bande magnetiche fissate sopra le ante (in direzione delle colonne) - B: Cerniera e barra di torsione - C: Elettrodo della parete (in direzione della file ) - D: Direzione della radiazione infrarossa - E: Direzione di movimento del braccio magnetico per programmare e rilasciare le ante - F: Direzione di movimento del braccio magnetico per aprire e bloccare le ante M: Braccio magnetico mobile.

Fotocamera/spettrometro MIRI

Il MIRI (in inglese Mid InfraRed Instrument , "strumento per l'infrarosso medio" ) è uno strumento comprendente una telecamera e uno spettrometro ( spettro -imager), operante nel medio infrarosso da 5 a 28  µm . Lo strumento dovrebbe consentire in particolare di scattare foto e spettri di giovani esopianeti e della loro atmosfera, identificare e caratterizzare le prime galassie nell'universo e analizzare la polvere calda ei gas molecolari di giovani stelle e dischi protoplanetari . Sono possibili quattro modalità di osservazione:

  • realizzazione di immagini attraverso dieci filtri. La risoluzione di MIRIM È 0,11 secondi d'arco per pixel, per un campo massimo di 74 × 113 secondi d'arco. Saranno inoltre disponibili diversi campi più piccoli (7 × 7, 14,1 × 14,1, 28,2 × 28,2, 56,3 × 56,3 secondi d'arco) per consentire un breve tempo di esposizione (immagini riprese di oggetti luminosi o ambiente luminoso);
  • coronografia su un campo visivo di 15 × 15 secondi d'arco con una risoluzione di 0,11 secondi d'arco. I coronografi si trovano sul piano focale del JWST all'ingresso dello strumento MIRIM. Sono composti da tre maschere di fase monocromatiche del tipo 4QPM ( Maschere di fase a quattro quadranti ) e una maschera di Lyot . Le tre maschere di fase operano rispettivamente a 10,65  µm , 11,4  µm e 15,5  µm , mentre la maschera di Lyot opera a 23  µm . La funzione di un coronografo è quella di attenuare o sopprimere il flusso di un oggetto molto luminoso (una stella per esempio) al fine di osservare il suo ambiente quasi scarsamente illuminato (un esopianeta per esempio). La separazione angolare tra una stella ed il suo sistema planetario essendo molto piccolo, l'uso di coronographs classici con Lyot pellet Non è adatto. Una nuova generazione di coronografi a fase a quattro quadranti, denominata 4QPM , è stata sviluppata e studiata da un team di ricercatori dell'Osservatorio di Parigi ( LESIA ) guidato da D. Rouan . Questi coronografi consentono di attenuare il flusso della stella e di osservare oggetti angolarmente molto vicini. Centrando l'immagine di una stella su un 4QPM , l'energia diffratta viene respinta al di fuori della pupilla geometrica del sistema. Un diaframma posto nel piano pupillare blocca il flusso della stella. D'altra parte, un pianeta angolarmente vicino alla stella non sarà centrato sulle 4QPM e non subirà questo effetto. Gran parte del suo flusso passerà attraverso la pupilla geometrica senza essere bloccato dal diaframma;
  • spettroscopia a bassa risoluzione (risoluzione spettrale di 100) tra 5 e 11  µm  ;
  • spettroscopia "full field" su un campo di 3 × 3 secondi d'arco con una risoluzione spettrale di circa 1500 .

Lo strumento MIRI è fornito dall'Agenzia Spaziale Europea . È in costruzione da un consorzio di laboratori di dieci paesi europei, coordinati dall'Osservatorio di Edimburgo in Scozia. Il MIRI è composto da due parti distinte: da un lato l'imager/coronografi/spettro-bassa risoluzione denominato MIRIM, sviluppato e prodotto sotto l'egida del CNES in Francia dal Dipartimento di Astofisica del CEA-Saclay , con la partecipazione di LESIA (Osservatorio di Parigi), l' Istituto di Astrofisica Spaziale (IAS) e il Laboratorio di Astrofisica di Marsiglia (LAM); e dall'altro lo spettrografo a media risoluzione, dotato di una funzionalità Field Integral (IFU), chiamato MRS, costruito dal Rutherford Appleton Laboratory (RAL) sotto l'egida dello Science and Technology Facilities Council (STFC) inglese. Il RAL garantisce l'integrazione di tutti gli strumenti e dei componenti di prova.

MIRI ha tre rilevatori, ciascuno un milione di pixel: uno per MIRIM e due per MRS . Questi rivelatori sono identici nel loro design.

Le caratteristiche dello strumento MIRI devono consentire di raggiungere i seguenti obiettivi:

  • rilevare l'emissione di idrogeno e ricercare i primi oggetti luminosi;
  • osservare la formazione delle prime galassie nell'universo;
  • studiare la formazione di stelle e sistemi protoplanetari;
  • osservare nane brune e pianeti giganti;
  • studiare l'evoluzione dei sistemi planetari, le dimensioni degli oggetti nella fascia di Kuiper e le comete debolmente luminose;
  • studiare la formazione di condensa di polveri e la loro evoluzione nel tempo nei fenomeni delle Supernovae (in particolare SN 1987A ).

I rivelatori sono costituiti da tre chip drogati con arsenico , ciascuno composto da 1024 × 1024 pixel. Lo strumento nella lunghezza d'onda osservata è particolarmente sensibile allo sfondo termico. Viene raffreddato a 7  K da un criorefrigeratore meccanico. Infatti, per effettuare osservazioni nell'infrarosso termico con il JWST , il MIRI deve essere dotato di un sistema di raffreddamento aggiuntivo , di cui è responsabile il Jet Propulsion Laboratory (JPL) della NASA . Funziona in modo simile ai frigoriferi e agli impianti di condizionamento: un fluido portato a freddo nella parte "calda", viene iniettato nella parte fredda dove assorbe il calore, prima di tornare al condensatore. . Una fonte di calore proviene da un residuo di quella della navicella, ma un'altra proviene dalla sua elettronica situata vicino agli strumenti. La maggior parte dell'elettronica risiede nel bus spaziale molto più caldo, ed è necessaria una grande quantità di tubi per ridurre il calore prodotto dall'elettronica sul lato freddo. Meno calore deve quindi essere evacuato dalla parte "calda".

Termocamera NIRISS nel vicino infrarosso

NIRISS ( Near Infrared Imager and Slitless Spectrograph ) è uno strumento secondario associato all'FGS ( Fine Guidance System  (en) ) ma indipendente da esso. Si tratta di uno spettrofotometro che permette di realizzare spettri di grande campo nella banda da 1 a 2,5 micron con risoluzione spettrale R ~ 150 , spettri su un singolo oggetto nella banda da 0,6 a 2,8 micron utilizzando un grism con risoluzione spettrale R ~ 700 . Consente inoltre di eseguire spettri per interferometria utilizzando una maschera non ridondante (NRM) nella banda spettrale compresa tra 3 e 4,8 micron. Lo strumento consente inoltre di produrre immagini su un ampio spettro (da 1 a 5 micron) e un campo ottico di 2,2 × 2,2 minuti d'arco. Lo strumento dispone di due set di filtri per selezionare bande spettrali strette. La radiazione arriva al piano focale su un rivelatore al tellururo di mercurio-cadmio con 2048 × 2048 pixel. Lo strumento è fornito dall'Agenzia spaziale canadese . Il produttore principale è Honeywell (precedentemente COM DEV).

Altre attrezzature per il carico utile

Sistema di guida fine FGS

L'FGS ( Fine Guidance System ) è un sistema di guida fine che svolge tre funzioni:

  • fornire immagini dell'intero campo del telescopio per trovare la regione del cielo che deve essere studiata all'inizio di una nuova campagna di osservazione;
  • identificare nella regione vista dal telescopio una stella guida che compare nel catalogo registrato nella memoria del telescopio spaziale. Una volta individuata la stella guida, questa viene centrata in una finestra di 8×8 pixel quindi si cambia l'orientamento del telescopio per posizionare la stella guida in un'area della finestra prestabilita in modo che la porzione di cielo osservata sia in linea con l'asse del telescopio;
  • fornire al sistema di controllo dell'assetto misurazioni che consentano di mantenere il puntamento del telescopio spaziale verso la stella guida con una precisione di 1 arco millisecondo riprendendo un'immagine 16 volte al secondo.

A livello tecnico, l' FGS è costituito da un primo specchio che deriva la radiazione incidente ( specchio POM pick-off ) e da un insieme di tre specchi (gruppo a tre specchi ) che collima questa radiazione verso uno specchio che la focalizza su un rivelatore situato nel piano focale. Questo comprende un 2048 × 2048 pixel mercurio-cadmio tellururo infrarossi fotorivelatore sensibile alle lunghezze d'onda da 0,6 a 5  micron . La sua sensibilità è di 58  µJy per una lunghezza d'onda di 1,25  µm . Lo strumento è senza otturatore e filtro ottico. L' FGS è fornito dall'Agenzia spaziale canadese . Il produttore principale è Honeywell (precedentemente COM DEV).

  • Lo strumento FGS

  • Localizzazione dell'FGS e percorso ottico.

  • L' FGS in fase di assemblaggio.

Note e riferimenti

Appunti

  1. L'orbita intorno a questo punto di Lagrange è instabile.

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Vedi anche

Bibliografia

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Documenti di riferimento
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Caratteristiche tecniche dello strumentoAltre fonti

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