Космический телескоп Хаббла

Космический телескоп Хаббла (HST)
Тип:	Космический телескоп
Страна:	США Соединенные Штаты Европы Европа
Оператор:	Национальное управление по аэронавтике и исследованию космического пространства НАСА ЕКА Европейское космическое агентство
COSPAR-ID :	1990-037B
Даты миссий
Габаритные размеры:	11,600 кг
Размер:	Длина; Диаметр 13,1 м : 4,3 м
Начинать:	24 апреля 1990 г., 12:33 UTC
Место старта:	КСК , ЛК-39Б
Пусковая установка:	Космический шаттл " открытие"
Положение дел:	в употреблении
Данные об орбите
Орбитальное время :	95,4 мин.
Наклонение орбиты :	28,5 °
Высота апогея :	549 км
Высота перигея :	545 км

Космический телескоп Хаббла ( английский Космический телескоп Хаббла , HST для короткий ) является космический телескоп , который был разработан совместно с помощью НАСА и ЕКА , и назван в честь астронома Эдвина Хаббла . Он работает в диапазоне электромагнитного спектра от инфракрасного диапазона через видимый свет до ультрафиолетового диапазона . Диаметр зеркала 2,4 метра.

HST был запущен 24 апреля 1990 года с шаттлом миссией STS-31 и выпустил на следующий день из трюма Discovery . Это был первый из четырех космических телескопов, запланированных НАСА в рамках программы Большой обсерватории . Три других космических телескопа - это гамма-обсерватория Комптона , рентгеновская обсерватория Чандра и космический телескоп Спитцера .

После экспонирования телескопа быстро стало очевидно, что качество изображения не соответствует ожиданиям. Неисправность главного зеркала привела к тому, что изображения стали практически непригодными для использования. Три года спустя, в 1993 году, ошибка была успешно исправлена ​​с помощью системы зеркал COSTAR (Corrective Optics Space Telescope Axial Replacement). После этой первой ремонтной миссии STS-61 были выполнены следующие ремонтные работы: STS-82 , STS-103 , STS-109 и STS-125 . С последней миссией по техническому обслуживанию поправка COSTAR стала излишней, так как у всех приборов была своя система исправления ошибки зеркала.

В 2021 году космический телескоп Джеймса Уэбба может сменить космический телескоп Хаббла. Это совместный проект NASA, ESA и Канадского космического агентства (CSA).

Цели миссии

Космический телескоп Хаббла был создан в первую очередь для того, чтобы обойти ограничения, налагаемые земной атмосферой. Молекулы в атмосфере ограничивают разрешающую способность телескопов на поверхности Земли, и различные спектральные диапазоны блокируются. Космический телескоп должен достичь разрешения , которого раньше не было . Поэтому цели миссии чрезвычайно широки и включают практически все существенные объекты и явления Вселенной :

• Планеты в солнечной системе и за ее пределами ( экзопланеты )
• Звезды
• Все виды тумана
• Черные дыры и их окружение
• Галактики практически любого расстояния и возраста
• Темная материя и темная энергия
• Возраст вселенной

предыстория

Первая серьезная концепция научного телескопа на орбите был представлен Лайман Спитцер , то профессор в Йельском университете , в 1946 году. В научном издании « Астрономические преимущества внеземной обсерватории» (нем. «Астрономические преимущества космической обсерватории») он описал неизбежные в то время возмущения земной атмосферы , которые ограничивали разрешающую способность любого наземного телескопа. Кроме того , атмосфера также поглощает все рентгеновские лучи , что делает невозможным наблюдение очень горячих и активных космических явлений. В качестве решения он предложил телескоп на орбите за пределами атмосферы.

Некоторое время спустя Национальная академия наук обратилась к Спитцеру, который сейчас преподавал в Принстонском университете , с просьбой нанять его в качестве главы специального комитета для разработки Большого космического телескопа . Во время первой встречи в 1966 году были проведены обширные исследования по использованию такого телескопа. Три года спустя была опубликована статья, озаглавленная « Научное использование большого космического телескопа », в которой комитет призвал к созданию такого телескопа, поскольку это «существенный вклад в наши знания о космологии ».

Чтобы воплотить этот проект в жизнь, они обратились к НАСА, поскольку ни у одной другой организации не было ресурсов и возможностей для выполнения такого амбициозного проекта. Он уже провел несколько внутренних исследований, в том числе под руководством Вернера фон Брауна , на космических телескопах, которые, однако, планировались с меньшими зеркалами. Решение построить космический шаттл в середине 1960-х годов дало компании гибкость для дальнейшего развития существующих конструкций. В 1971 году тогдашний директор НАСА Джордж Лоу создал Научную руководящую группу по Большому космическому телескопу (англ .: «Научный руководящий комитет по Большому космическому телескопу»), которая должна была провести первые технико-экономические обоснования .

Между тем, спутники Орбитальной астрономической обсерватории достигли значительного успеха, что дало толчок сторонникам большого космического телескопа. Спутники работали в основном в ультрафиолетовом диапазоне и имели телескопы с основными зеркалами от 30,5 до 97 см. В 1983 году для инфракрасных наблюдений был запущен телескоп IRAS с диаметром зеркала 60 см. Спутники-шпионы KH-11 Kennan Национального разведывательного управления считаются техническими предшественниками телескопа Хаббла ; они были запущены с 1976 по 1988 год и имеют главное зеркало, сопоставимое с телескопом Хаббла.

Следующим шагом было обеспечение государственного финансирования проекта. Из-за высокой цены от 400 до 500 миллионов (по сегодняшней оценке около двух миллиардов) долларов США , первая заявка была отклонена бюджетным комитетом Палаты представителей в 1975 году . В результате началось интенсивное лоббирование под руководством Спитцера, Джона Н. Бахколла и другого ведущего астронома из Принстона. Кроме того, один обратился за финансированием солнечных батарей в ESRO (предшественник ESA), которому взамен было предложено наблюдение и научное сотрудничество. В том же году она заявила о своем согласии. За счет дополнительного уменьшения размера главного зеркала с 3,0 до 2,4 метра цена может быть снижена примерно до 200 миллионов долларов США. Новая концепция была одобрена Конгрессом два года спустя, так что можно было начать работу над новым телескопом.

Самые важные заказы были присуждены в 1978 году: PerkinElmer должен был разработать оптическую систему, включая главное зеркало, Lockheed отвечал за конструкцию и спутниковую шину , а солнечные элементы и прибор ( камера для слабых объектов ) должны были быть произведены в Европе. производство. Из-за важности главного зеркала PerkinElmer также было поручено использовать субподрядчика для изготовления резервного зеркала на случай повреждения. Выбор пал на Eastman Kodak , который выбрал более традиционный производственный процесс (Perkin-Elmer использовал новый лазерный и компьютерный процесс шлифования ). Хотя оба зеркала прошли контроль качества, который позже был признан ошибочным, по мнению некоторых ученых, модель Kodak оказалась лучше. Несмотря на это, Перкин Эльмер решил использовать собственное зеркало. Первоначально предполагалось, что телескоп будет запущен в 1983 году. Данную дату не удалось сохранить из-за задержек в строительстве оптики, окончательная готовность к запуску была достигнута в декабре 1985 года. В то же время, Научный институт космического телескопа был основан в Университете Джона Хопкинса в 1983 году , который должен был взять на работу нового телескопа в рамках Ассоциации университетов по исследованиям в области астрономии . В том же году он был переименован в Космический телескоп Хаббла (сокращенно HST) в честь Эдвина Хаббла , первооткрывателя расширения Вселенной .

начинать

После того, как из-за внутренних проблем начало отсрочки было отложено на два года, новая дата начала в октябре 1986 года также не могла быть соблюдена. Это произошло из-за катастрофы Челленджера 28 января, в которой все семь астронавтов из-за материального сбоя на одном из твердых - Ракета-носитель погибли. Поскольку Хаббл должен был транспортироваться на космическом шаттле, запуск был отложен еще на четыре года из-за обширных мер по улучшению других космических кораблей.

24 апреля 1990 года в 12:33 UTC , то космический челнок Discovery , наконец , снял с телескопом на борту от стартового комплекса 3 в Космическом центре Кеннеди во Флориде . Миссия под названием STS-31 прошла гладко, несмотря на рекордную высоту в 611 км, телескоп был успешно запущен на следующий день и был активирован, как и планировалось.

Дефект главного зеркала

Хотя после изготовления главного зеркала были предприняты меры по обеспечению качества , уже при первом же свете были обнаружены массивные ошибки изображения (см. Рисунок). Согласно спецификациям точечная цель (например, звезда) должна концентрировать 70% света в течение 0,1  угловой секунды . Фактически, это было более 0,7 угловых секунд, что значительно снизило научную ценность телескопа. Последующие измерения с помощью широкоугольной / планетарной камеры , камеры для слабых объектов и датчиков волнового фронта трех датчиков точного наведения с высокой степенью достоверности показали сильную сферическую аберрацию из-за неровностей на главном зеркале.

Когда было установлено, что это была большая и сложная ошибка, директор НАСА Ричард Харрисон Истинно приказал сформировать комитет по расследованию (Совет по исследованиям оптических систем космического телескопа Хаббла) , который должен дополнительно выявить и исправить ошибку. Исследования были сосредоточены на инструменте, который использовался в производстве для контроля качества и который должен был отображать сферическую аберрацию : корректор нуля , довольно простой оптический инструмент, который проецирует специальный волновой фронт на зеркало, которое, если оно правильно заземлено, отражается. как точно круговой узор. На основании отклонений от этого кругового рисунка вы можете увидеть, нужны ли еще полировальные и шлифовальные работы и в какой степени. Однако для получения надежных результатов линзы, встроенные в корректор нуля, должны быть точно выровнены и отрегулированы. При осмотре оригинального корректора, хранившегося после доставки главного зеркала, было обнаружено, что одна линза находилась на 1,3 мм дальше от другой. Затем было проведено компьютерное моделирование, чтобы вычислить влияние этой ошибки на главное зеркало. Тип и степень результатов очень точно соответствовали наблюдаемым аберрациям телескопа на орбите , так что неправильное расстояние между линзами в корректоре в конечном итоге было причиной ошибки главного зеркала.

В ходе дальнейших исследований было обнаружено большое количество отказов и препятствующих конструкций в области обеспечения качества:

• Лица, ответственные за обеспечение качества, не были интегрированы в команду проекта.
• Независимые проверки нейтральными филиалами не проводились.
• Не было задокументированных критериев для тестов, по которым можно было бы отличить неудачу от успеха.
• Сотрудники отдела контроля качества не имели доступа к значительной части отдела корректуры.

Поскольку Перкин-Элмер использовал некоторые новые и в значительной степени непроверенные компьютерные технологии для изготовления главного зеркала, НАСА поручило компании Kodak изготовить резервное зеркало, изготовленное с использованием более традиционных средств. Однако, поскольку сферическая аберрация в Перкин-Элмер не была обнаружена перед взлетом, зеркало Kodak осталось на Земле. После того, как ошибка была обнаружена, считалось, что Хаббл снова будет захвачен шаттлом и заменено зеркалом на модель Kodak. Однако это оказалось чрезвычайно сложным и дорогостоящим, поэтому была разработана система коррекции, которая исправляет ошибку главного зеркала до того, как собранный свет достигнет инструментов. Он носит название Corrective Optics Space Telescope Axial Replacement (сокращенно COSTAR) и был установлен через два с половиной года после запуска во время первой служебной миссии. Только после этой миссии телескоп без каких-либо проблем, о которых стоит упомянуть, смог начать свою научную работу. Однако COSTAR занимал один из пяти отсеков для инструментов, которые на самом деле предназначались для научных систем (в частности, во время установки пришлось снимать высокоскоростной фотометр (HSP)). По этой причине все следующие инструменты были оснащены собственными внутренними системами коррекции, чтобы они снова могли получать свет непосредственно от главного зеркала без необходимости проходить через COSTAR. Во время последней четвертой «служебной миссии» система была удалена и заменена научным прибором, спектрографом космического происхождения (COS). В современных условиях дефект главного зеркала практически не играет роли.

Выбросы от обслуживания

	начинать	СМ 1	СМ 2	SM 3A	SM 3B	СМ 4
Дата	Апрель 1990 г.	Декабрь 1993	Февраль 1997 г.	Декабрь 1999	Март 2002 г.	Май 2009 г.
Миссия Шаттл	СТС-31 Открытие	СТС-61 Индевор	СТС-82 Открытие	STS-103 Открытие	STS-109 Колумбия	СТС-125 Атлантис
Повышение высоты трека	618 км	590 км + 8 км	596 км +15 км	603 км	577 км + 6 км	567 км
Instr. 1	WF / ПК	WFPC2				WFC3
Instr. 2	GHRS		STIS			STIS (R)
Instr. 3 (осевое положение)	HSP	COSTAR				COS
Instr. 4-й	FOC				ACS	САУ (R)
Instr. 5	FOS		NICMOS		Кулер NICMOS
Гироскопы	Шестой	4 (R)	2 (R)	6 (R)	2 (R)	6 (R)
Фотоэлектрические	SA1	SA2			SA3

Телескоп «Хаббл» с самого начала разрабатывался для обслуживания на орбите, что позволило провести в общей сложности пять миссий космических челноков для ремонта и модернизации. Они перечислены и описаны ниже; точные технические изменения можно найти в соответствующих разделах по ссылкам.

Сервисная миссия СМ 1

• Номер миссии: СТС-61
• Период: со 2 декабря 1993 г. (09:27 UTC) по 13 декабря (05:25 UTC)
• Количество выходов в открытый космос : 5
• Общее время выхода в открытый космос: 28,5 часов

Основная цель первой служебной миссии заключалась в исправлении оптической ошибки главного зеркала. С этой целью высокоскоростной фотометр был удален и заменен системой линз COSTAR , которая могла обеспечить все другие инструменты правильным и безошибочным изображением. Новая широкоугольная и планетарная камера 2, пришедшая на смену своей предшественнице, уже имела собственную систему коррекции и, следовательно, не зависела от COSTAR. Это должно быть удалено снова в долгосрочной перспективе, чтобы снова иметь возможность использовать пространство с научной точки зрения, поэтому все следующие недавно установленные инструменты были оснащены собственной конструкцией для коррекции аберрации главного зеркала.

Кроме того, были заменены, модернизированы и обслуживались некоторые другие технические системы. Были установлены новые солнечные крылья, потому что старые слишком сильно деформировались при частых перепадах температуры. В области позиционного контроля были заменены два датчика магнитного поля , две измерительные системы для гироскопов и их предохранители. Кроме того, главный компьютер получил дополнительную систему сопроцессора .

Сервисная миссия SM 2

• Номер миссии: СТС-82
• Период: с 11 февраля 1997 г. (08:55 UTC) по 21 февраля (08:32 UTC)
• Количество выходов в открытый космос: 5
• Общее время выхода в открытый космос: 33,2 часа

Основная цель второй служебной миссии заключалась в замене двух датчиков. С одной стороны, спектрограф высокого разрешения Годдарда был заменен на спектрограф для визуализации космического телескопа; с другой стороны, спектрограф слабых объектов был расширен для размещения камеры ближнего инфракрасного диапазона и многообъектного спектрометра. В результате разрешающая способность и спектральная точность могли быть значительно увеличены, и впервые появилась возможность проводить наблюдения в инфракрасном диапазоне.

Также были проведены обширные работы по модернизации и техническому обслуживанию технических систем. В области управления положением датчик точного наведения был заменен новой сертифицированной и откалиброванной моделью, система OCE-EK была модернизирована для повышения точности выравнивания, и был заменен один из четырех узлов реактивного колеса . Кроме того, обслужены две из трех систем хранения на магнитной ленте , третья заменена на гораздо более мощный твердотельный рекордер . Кроме того, были заменены блок интерфейса передачи данных и система юстировки для одного из двух солнечных крыльев. В конце концов, изоляция телескопа отремонтировали незапланированной во время последней космического аппарата миссии , после того, как значительный ущерб уже был ранее обнаружен. Здесь использовались запасные материалы, которые фактически предназначались для возможного ремонта солнечных крыльев.

Сервисное задание SM 3A

• Номер миссии: STS-103
• Период времени: с 20 декабря 1999 г. (00:50 UTC) по 28 декабря (00:01 UTC).
• Количество выходов в открытый космос: 3
• Общее время выхода в открытый космос: 26,1 часа

Первоначально должна быть только одна миссия под названием «SM 3», во время которой должны быть снова установлены улучшенные научные инструменты. Однако RWA, необходимые для юстировки, неожиданно оказались ненадежными. После того, как третий из шести гироскопов вышел из строя, НАСА решило разделить миссию на две части. В первой миссии SM-3A должны были быть установлены новые гироскопы, а во второй экспедиции SM-3B планировалась установка новых приборов. 13 ноября 1999 года, за хороший месяц до запланированного начала первой миссии, бортовая электроника перевела телескоп в безопасное состояние, которое гарантировало только работу важнейших технических систем. Причина заключалась в выходе из строя четвертого гироскопа, а это означало, что только два из них все еще работали. Однако для нормальной работы требовалось как минимум три экземпляра, поэтому научная эксплуатация телескопа была невозможна.

Во время первой эксплуатации подвесного двигателя все три узла реактивного колеса и датчик точного наведения были немедленно заменены новыми моделями, благодаря чему Хаббл снова заработал. Кроме того, позже были обслужены или модернизированы другие технические системы. Старый центральный компьютер DF-224 был заменен на более мощную модель, а другой ленточный накопитель был заменен усовершенствованным твердотельным записывающим устройством . На аккумуляторы также были установлены комплекты для повышения напряжения / температуры для улучшения процесса зарядки. Неисправный передатчик S-диапазона также был заменен на новый, что было очень трудоемкой и сложной операцией, поскольку такая замена никогда не предназначалась и не была частью концепции ORU. Наконец, импровизированная тепловая защита Mission SM 2 была удалена и заменена двумя новыми устройствами .

Сервисная миссия SM 3B

• Номер миссии: STS-109
• Период: с 1 марта 2002 г. (11:22 UTC) по 12 марта (09:32 UTC)
• Количество выходов в открытый космос: 5
• Общее время выхода в открытый космос: 35,7 часа

После того, как в миссии SM 3A были выполнены только ремонтные и технические работы, телескоп также получил новый научный инструмент с миссией SM-3B: Advanced Camera for Surveys. Он заменил камеру для слабых объектов и расширил диапазон спектра от Хаббла до далекого ультрафиолетового диапазона. Для восстановления мощностей в инфракрасном диапазоне прибор NICMOS был оснащен дополнительной системой охлаждения, которая работает постоянно и не выходит из строя по прошествии определенного периода времени. С установкой новых, значительно более эффективных солнечных крыльев телескоп также имел примерно на треть больше доступной электроэнергии, что позволило четырем научным инструментам вместо двух работать параллельно. Чтобы это стало возможным, также пришлось заменить блок управления мощностью , который используется для централизованного распределения электроэнергии. Кроме того, был заменен еще один RWA и присоединено еще одно устройство для изоляции телескопа.

Сервисная миссия СМ 4

• Номер миссии: СТС-125
• Период: с 15 мая 2009 г. (18:01 UTC) по 24 мая (15:39 UTC)
• Количество выходов в открытый космос: 5
• Общее время выхода в открытый космос: 36,9 часа

Во время этой последней служебной миссии были предприняты обширные меры по модернизации и продлению срока службы, чтобы обеспечить максимально долгую работу телескопа. Планетарная камера с широким полем зрения 2 была заменена модернизированной моделью под названием Wide Field Camera 3, что означало, что система COSTAR могла быть удалена, поскольку все инструменты теперь имели внутренние методы для коррекции зеркальной аберрации. Спектрограф Cosmic Origins был установлен на свое место, что означает, что у телескопа снова есть специальный спектрограф. Кроме того, потребовался ремонт двух других инструментов: усовершенствованной камеры для исследований, которая была практически непригодной для использования с июля 2006 года из-за неисправности внутренней электроники, и спектрографа для получения изображений космического телескопа, система электропитания которого вышла из строя в августе 2004 года. Оба инструмента можно было легко удалить целиком, но было принято решение попытаться отремонтировать в космосе, даже если это не было предусмотрено конструкцией. Несмотря на сложные процессы - только на ACS пришлось открутить 111 винтов, некоторые с помощью специально изготовленных инструментов - оба ремонта прошли успешно, так что инструменты снова могут работать (при этом один из трех датчиков ACS не был отремонтирован и все еще неисправен. ).

В дополнение к приборам обслуживались многие технические системы. Все шесть гироскопов и все три аккумуляторных модуля были заменены новыми моделями. Наконец, на внешнюю обшивку были установлены три последние оставшиеся защитные панели NOBL и механизм мягкого захвата . Последний расположен в задней части телескопа и позволяет легко стыковать другой автономный космический корабль. Таким образом, целевое и безопасное возвращение в атмосферу Земли должно быть возможным после того, как телескоп был выключен по окончании срока его службы.

будущее

Телескоп Хаббл, вероятно, будет использоваться для исследований как минимум до 2026 года.

Космический телескоп Джеймса Уэбба в настоящее время планируется заменить телескопом Хаббла , и его запуск запланирован на конец октября 2021 года. У него есть зеркало, которое более чем в пять раз больше по размеру и, особенно в инфракрасном диапазоне, имеет значительно большую емкость, чем Хаббл, с его помощью можно лучше изучать объекты за особенно плотными туманностями или на больших расстояниях.

Нэнси Грейс Роман Космический телескоп будет охватывать оптическое поле в будущем. Она достигает разрешения, аналогичного широкоугольной камере 3, но имеет в 100 раз большее поле зрения. Этот телескоп вступит в строй не ранее 2026 года.

Чтобы иметь возможность исследовать ультрафиолетовый диапазон в будущем, была представлена ​​концепция под названием Advanced Technology Large-Aperture Space Telescope (ATLAST); тем временем это было доработано в LUVOIR . Это космический телескоп с зеркалом от 8 до 16 метров с приборами для видимого и ультрафиолетового спектрального диапазона.

Технология и структура

На следующем изображении в разобранном виде показана основная конструкция телескопа Хаббл. Графика чувствительна к ссылкам , щелчок по соответствующему компоненту приводит к соответствующему разделу. Краткая быстрая информация отображается при наведении курсора мыши на объект на короткое время.

Общая структура

Космический телескоп Хаббла обычно представляет собой цилиндрическую конструкцию длиной 13,2 м, диаметром до 4,3 м и массой 11,11 тонны. Большую часть объема занимает оптическая система , в конце которой научные инструменты размещаются в структуре фокальной плоскости (FPS). Эти два компонента заключены в несколько соединенных между собой цилиндров, так называемого «модуля опорных систем» (SSM). Это также включает в себя полое кольцо в середине телескопа, в котором находится большинство всех технических систем для его управления. Необходимая электрическая энергия вырабатывается двумя солнечными парусами , которые также установлены посередине. Два кантилевера, каждый с высокопроизводительной антенной, также прикреплены к SSM для связи .

В передней части Хаббла имеется заслонка диаметром 3 м, с помощью которой при необходимости можно полностью закрыть отверстие оптической системы. Он выполнен из алюминия - соты и имеет снаружи светоотражающее покрытие для защиты от солнечного света. Это постоянно контролируется несколькими датчиками, поскольку слишком высокий уровень падающего света может повредить высокочувствительные научные инструменты. Если солнце находится менее чем на 20 ° от оси юстировки телескопа, эта система автоматически закрывает заслонку менее чем за 60 секунд, если только она не была отключена вручную с помощью наземного пульта управления.

Сама заслонка крепится к светозащитному цилиндру (перегородке) длиной 4 м . Он состоит из магния в форме гофрированного железа , который защищен от сильных температурных колебаний во время полета изолирующим слоем. С внешней стороны расположены ручки для космонавтов и элементы крепления для закрепления в грузовом отсеке космического челнока следующих компонентов: антенна с низким коэффициентом усиления , два магнитометра и два датчика солнца .

Следующий цилиндр также имеет длину 4 м, изготовлен из алюминия и усилен дополнительными распорками и опорными кольцами. Как и в случае светозащитного цилиндра, существует несколько устройств для крепления телескопа, посредством чего прикреплен особенно устойчивый механизм, к которому может пристыковаться манипулятор космического челнока. Снаружи есть не только четыре магнитных крестовины, но и кронштейны для двух плеч с антеннами с высоким коэффициентом усиления . В этом разделе также прикрепляются изоляционные материалы к поверхности, чтобы уменьшить тепловую нагрузку.

Следующий компонент - самый важный из всего модуля системы поддержки: раздел оборудования. Это кольцо в форме пончика , полностью закрывающее телескоп. В нем около 90% всех технических систем в общей сложности десять индивидуальных отсеков оборудования ( англ. Bays ). Каждый из этих отсеков имеет размер примерно 0,9 м × 1,2 м × 1,5 м и легко доступен снаружи через откидную крышку. Они спроектированы в виде сот, и у каждого есть своя изоляция на поверхности. Отдельные отсеки заняты следующим образом:

• Отсек 1: Обработка данных ( центральный компьютер и DMU )
• Отсек 2: Источник питания ( аккумуляторный модуль и два тактовых генератора)
• Отсек 3: Источник энергии (аккумуляторный модуль и DIU )
• Отсек 4: Распределение питания ( PCU и два PDU )
• Отсек 5: Хранение и передача данных ( система связи и два E / SDR )
• Отсек 6: Контроль положения ( RWA )
• Отсек 7: механические системы для выравнивания солнечного паруса и DIU
• Отсек 8: Хранение данных и аварийные системы (E / SDR и PSEA )
• Отсек 9: Управление положением (RWA)
• Отсек 10: Обработка данных ( SI C&DH и DIU)

Телескоп закрывается последним цилиндром длиной 3,5 м в задней части телескопа. Как и в предыдущем разделе, он также сделан из алюминия и усилен распорками. Между этим цилиндром и кольцом оборудования также есть четыре отсека для установки трех ФГУ и радиального научного прибора (№ 5). Остальные четыре прибора расположены за люками для обслуживания внутри конструкции в осевом положении. В конце цилиндра находится финальная алюминиевая сотовая пластина толщиной 2 см. К нему прикреплена антенна с низким коэффициентом усиления, которая имеет отверстия для нескольких газовых клапанов и электрических разъемов. Последние позволяют работать внутренним системам через зарядные кабели от космического челнока во время служебных выбросов, если необходимо отключить собственное производство электроэнергии солнечными элементами.

источник питания

Вся электрическая энергия для работы телескопа вырабатывается двумя крыльевидными солнечными модулями, разработанными и построенными ESA . Первоначально кремний- модули на основе доставлены выход , по меньшей мере 4550 Вт ( в зависимости от ориентации на Солнце), измеренный 12,1 м × 2,5 м каждый и весил 7,7 кг каждый. Поскольку сам телескоп, как и отсек полезной нагрузки космического челнока, имеет круглое поперечное сечение, два крыла нельзя было просто сложить, как обычно. Вместо этого отдельные панели были прикреплены к поверхности, сделанной из стекловолокна и каптона , кабельная разводка была реализована с использованием находящейся под ним матрицы из серебряных нитей , которая затем была защищена другим слоем каптона. Эта комбинация имела толщину всего 0,5 мм и могла быть намотана на барабан, который, в свою очередь, можно было сложить для экономии места.

Однако проблемы быстро стали очевидными из-за высоких изгибающих сил, вызванных интенсивным тепловым напряжением при входе в земную тень и выходе из нее. Из-за быстрого перехода между светом и тенью панели быстро нагревали от −100 ° C до +100 ° C, а также снова охлаждали, что приводило к нежелательному скручиванию и деформации и, следовательно, к вибрациям всего телескопа. По этой причине во время сервисной миссии SM 1 они были заменены более новыми моделями, у которых больше не было этой проблемы.Достижения в технологии солнечных элементов позволили через девять лет установить более совершенные солнечные модули на основе арсенида галлия для сервисной миссии SM 3B , которые обеспечивают примерно на 20% больше энергии, несмотря на сокращение площади на 33%. Меньшая площадь крыльев также обеспечивает меньшее сопротивление атмосферы, так что телескоп не теряет высоту так быстро.

Из-за низкой орбиты телескопа солнечные модули освещаются только около двух третей времени, поскольку земная тень блокирует солнечное излучение. Чтобы снабжать системы и инструменты энергией в это время, были интегрированы шесть никель-водородных аккумуляторов , которые заряжаются, как только солнечный свет попадает на солнечные модули, в результате чего в процессе зарядки используется около трети генерируемой электроэнергии. Каждый из оригинальных аккумуляторов мог хранить около 75  Ач , что достаточно для непрерывной работы в течение 7,5 часов или пяти полных оборотов. Потребляемая мощность телескопа составляет около 2800 Вт. Эта избыточная мощность требуется, потому что некоторые наблюдаемые объекты расположены таким образом, что солнечные паруса не имеют хорошей ориентации на солнце и, соответственно, обеспечивают меньшую мощность. Аккумуляторы имеют собственные системы контроля заряда, температуры и давления и состоят из 22 отдельных ячеек . Три аккумулятора объединены в модуль, поэтому космонавты могут безопасно их менять в открытом космосе. Такой модуль имеет размеры примерно 90 см × 90 см × 25 см и вес 214 кг.

Чтобы компенсировать естественное старение аккумуляторов, они были оснащены комплектом повышения напряжения / температуры (VIK) для служебной задачи SM 3A , который снижает тепловую нагрузку и проблемы с перезарядкой, в частности, за счет улучшенных систем управления зарядкой. В служебной миссии SM 4 все шесть батарей были заменены на улучшенные модели. Благодаря новым производственным процессам они стали значительно более надежными и увеличили емкость до 88 Ач, из которых, однако, из-за тепловых ограничений можно использовать только 75 Ач. Однако эта избыточная емкость обеспечивает больший резерв износа, что обеспечивает еще больший срок службы (старые аккумуляторы работали уже 13 лет).

Энергия распределяется централизованно с помощью блока управления питанием (PCU), который весит 55 кг и установлен в отсеке 4 секции оборудования. Этот блок подает на бортовой компьютер постоянное напряжение 5 вольт.К нему подключены четыре блока распределения питания (PDU), каждый весом 11 кг, к которым подключены шинные системы приборов. Они также содержат контрольно-измерительные приборы и устройства защиты от сверхтоков . В сервисной миссии SM 3B PCU был заменен новой моделью, чтобы иметь возможность полностью использовать увеличившееся производство энергии солнечных элементов, которые также являются новыми. Вся совокупность систем электроснабжения известна как Подсистема Электроэнергии (EPS). В случае SM4 PCU был заменен еще раз в качестве меры предосторожности.

16 июня 2021 года появилась информация о том, что компьютер, с помощью которого управляли научными приборами, отключился из-за ошибки. Сначала предполагалось, что причиной ошибки был неисправный модуль памяти; замена одного из трех других модулей памяти не решила проблему. Последовали различные безуспешные попытки перезагрузить компьютер или переключиться на резервный компьютер. 13 июля ошибка была окончательно локализована в блоке управления питанием (PCU). Схема управления контролирует бортовое напряжение и отправляет на компьютер сигнал в случае отклонения вверх или вниз, который выключает компьютер в целях безопасности. Существует резервный PCU, который может выполнять эту функцию, но полная активация всех необходимых компонентов резервного копирования заняла несколько дней, прежде чем снова стала возможной нормальная работа. В некоторых случаях были задействованы резервные системы, которые были включены впервые с начала миссии. Плановые научные работы были возобновлены 17 июля 2021 года, а новые изображения могут быть снова получены 19 июля 2021 года. Наблюдения, которые потерпели неудачу до этого момента, должны быть исправлены в другой день.

Электроника и обработка данных

Компьютеры NSSC-1 с 1974 года использовались для управления космическим кораблем до 2001 года . С 2001 года один из этих компьютеров был заменен компьютером 1980-х годов с памятью CMOS в качестве ОЗУ. В 2009 году компьютер, установленный в 2001 году, был снова заменен.

Все системы обработки и хранения данных организованы в подсистеме управления данными (DMS).Вплоть до сервисной миссии SM 3A его сердцем был центральный компьютер DF-224, который отвечал за верхний уровень управления всеми техническими и научными системами. Она содержала три идентичных, на 1,25 МГц с тактовой частотой 8 бит - процессоры , всегда был использован только один, а два других служили в качестве резерва в случае неудачи. Память состоит из шести модулей по 192 кбит каждый. Внутренняя шина спроектирована с тройным резервированием, соединение с внешними системами - с двойным резервированием. Компьютер имеет размеры 40 см × 40 см × 30 см, вес 50 кг и был запрограммирован на специфическом для него языке ассемблера .

Всего через несколько лет после запуска вышли из строя два из шести модулей памяти (по крайней мере, три необходимы для работы), поэтому для обслуживания SM 1 была установлена ​​дополнительная система сопроцессоров. Она состоит из резервированной комбинации с Intel 80386 x86 CPU и Intel 80387 - сопроцессор , восемь общих модулей хранения с мощностью 192 КИБИТ и 1 МиБ памяти исключительно для 80386 CPU. Сопроцессор системного программирования выполнен на Си .

Во время сервисной миссии SM 3A вся компьютерная система, включая сопроцессор, была удалена и заменена значительно более мощным Advanced Computer . Он имеет три 32-битных процессора Intel 80486 с тактовой частотой 25 МГц и примерно в 20 раз быстрее, чем у компьютера DF-224. Каждый ЦП размещается на собственной печатной плате , каждый с 2 ​​МБ SRAM и 1 МБ EPROM . Вся система имеет размеры 48 см × 46 см × 33 см и вес 32 кг.

Центральным элементом для распределения данных внутри компьютера является блок управления данными (DMU). Помимо маршрутизации , DMU весом около 38 кг отвечает за распределение времени, используемого по всей системе, для чего он подключен к двум резервируемым высокоточным генераторам .Большинство систем напрямую подключаются к DMU, ​​но некоторые компоненты подключаются к ним только через четыре 16-килограммовых интерфейсных блока данных (DIU).

Блок управления научными приборами и обработки данных (SI C&DH), установленный в отсеке 10, отвечает за управление научными приборами . Это комплекс из нескольких электронных компонентов, которые управляют приборами, считывают их данные и форматируют их. Основным элементом этой системы является блок управления / форматирование научных данных (CU / SDF). Он форматирует команды и запросы от наземной станции в формате, соответствующем целевой системе или инструменту. В обратном направлении он также переводит потоки данных от подключенных компонентов в формат, подходящий для наземной станции. Стандартный космический компьютер НАСА (NSCC-I) отвечает за интерпретацию форматированных данных и команд . Он имеет восемь модулей памяти емкостью 148 кбит каждый, в которых могут храниться последовательности команд. Это позволяет телескопу работать, даже если он не контактирует с наземной станцией. Команды, сгенерированные или вызванные самим NSCC-I, затем снова передаются в CU / SDF через прямой доступ к памяти . Кроме того, все компоненты SI C&DH спроектированы с резервированием, так что идентичный резервный модуль доступен в случае отказа.

Три регистратора инженерных / научных данных (E / SDR) доступны для хранения данных, которые не могут быть переданы на Землю в реальном времени . Изначально это были ленточные накопители емкостью 1,2 Гбайт каждый, весом 9 кг каждый и размерами 30 см × 23 см × 18 см.Поскольку магнитные ленты должны перемещаться с помощью электродвигателей для чтения и записи, одна копия уже была заменена флэш- памятью, известной как твердотельный регистратор (SSR), во время сервисной миссии SM 2 . В нем нет механических компонентов, поэтому он намного надежнее и имеет более длительный срок службы. Кроме того, SSR имеет емкость 12 ГБ, что примерно в десять раз больше, и обеспечивает параллельный доступ для чтения и записи.

Помимо резервирования важных компонентов, существует программно-аппаратная система безопасности для обеспечения безопасности работы телескопа. Программная система представляет собой серию программ, которые выполняются на центральном компьютере и контролируют различные рабочие параметры. Если обнаруживается какая-либо, но не очень опасная неисправность, все научные инструменты выключаются, а телескоп остается в текущей ориентации. Этот режим можно отменить только вмешательством наземного пульта управления после устранения ошибки. Однако в случае серьезных отклонений в энергосистеме телескоп настраивают таким образом, чтобы солнечные паруса оптимально освещались солнцем, чтобы производить как можно больше электроэнергии. Кроме того, принимаются меры по поддержанию всех компонентов при их рабочей температуре, чтобы обеспечить быстрое возобновление научных исследований после снятия режима безопасности.

В случае критических сбоев или неисправностей системы существует другая система безопасности, называемая сборкой электроники наведения / безопасного режима (PSEA). Это 39-килограммовый комплекс из 40 специальных печатных плат, на которых размещены программы, предназначенные исключительно для обеспечения выживания телескопа. В отличие от программной системы безопасности в центральном компьютере, они постоянно подключены к аппаратному обеспечению PSEA , что делает их значительно более устойчивыми к помехам. Система PSEA активируется при возникновении одной или нескольких из следующих ситуаций:

• Неисправность центрального компьютера
• Два из трех RGA выходят из строя .
• В аккумуляторы теряют более 50% от их заряда.
• Отказ DMS

После активации проводные программы гарантируют, что солнечные паруса оптимально выровнены по отношению к солнцу и что все компоненты, которые не являются необходимыми для выживания, отключены. Температурный контроль регулируется таким образом, чтобы все системы поддерживались выше их температуры, необходимой для выживания. Чтобы оставаться в состоянии действовать даже в случае серьезного повреждения основных систем, комплекс PSEA подключен к критически важным компонентам телескопа с помощью собственных линий передачи данных. Чтобы компенсировать отказ RGA, есть также три резервных гироскопа, которые, однако, гораздо менее точны и могут обеспечить только грубую юстировку, что не позволяет выполнять какие-либо научные операции. Таким образом, система PSEA может работать полностью автономно; подключение к наземной станции необходимо только для устранения неисправностей.

коммуникация

Хаббл имеет две антенны с высоким коэффициентом усиления и две антенны с низким коэффициентом усиления (называемые HGA и LGA) для связи. Две антенны с высоким коэффициентом усиления спроектированы как параболические антенны в сотовой конструкции ( алюминиевые соты между двумя пластинами из углепластика ) и установлены на двух отдельных плечах длиной 4,3 м, которые также служат волноводами из-за своей коробчатой ​​конструкции . Они имеют диаметр 1,3 м и могут поворачиваться до 100 градусов по двум осям, так что связь со спутником TDRS возможна в любом положении. Поскольку HGA имеют высокую скорость передачи данных из-за их сильной направленности , это свойство важно для передачи очень обширных научных изображений и данных измерений за приемлемое время.Отправляемые сигналы генерируются S-Band Single Access Transmitter (SSAT). Этот трансивер имеет мощность передачи 17,5 Вт и использует фазовую модуляцию для достижения скорости передачи данных до 1 Мбит / с. В целом, таким образом на наземную станцию ​​отправляется около 120 ГБит данных в неделю с использованием частот 2255,5 МГц и 2287,5 МГц. Второй идентичный SSAT доступен в качестве резервного, который пришлось ввести в эксплуатацию после выхода из строя основного приемопередатчика в 1998 году. В декабре 1999 года он был заменен действующей моделью во время сервисной миссии SM 3A.

Две антенны с низким коэффициентом усиления доступны для передачи технических данных и для экстренных случаев. Они неподвижны и имеют очень широкую диаграмму направленности антенны . В сочетании с этим возможна связь с телескопом, даже если его HGA неправильно выровнены. Однако слабый эффект направленности сильно ограничивает скорость передачи данных, так что могут передаваться только короткие команды технического управления и данные о состоянии. Частоты здесь 2106,4 и 2287,5 МГц. Два резервных трансивера, известные как передатчики множественного доступа (MAT), используются для генерации сигналов. Команды принимаются со скоростью 1 кбит / с, данные могут отправляться со скоростью до 32 кбит / с.

Контроль положения

Поскольку предполагается, что Хаббл наблюдает за объектами с очень высоким разрешением, весь телескоп должен быть выровнен и отслежен чрезвычайно точно . Система, отвечающая за это, называемая подсистемой управления наведением (PCS), может выровнять телескоп с точностью до 0,01 дюйма и отслеживать объект в течение 24 часов с точностью не менее 0,007 дюйма. Если бы Хаббл находился в Сан-Франциско , он мог бы использовать узкий луч света, чтобы осветить движущуюся 10-центовую монету над Лос-Анджелесом , примерно в 600 км от него . Для достижения такой высокоточной юстировки используется всего пять различных сенсорных комплексов.

В общей сложности четыре датчика грубого солнечного света (CSS), два из которых расположены на носу и корме, определяют ориентацию на солнце,Две системы магнитного зондирования (MSS) на крышке телескопа используют измерения магнитного поля Земли для определения ориентации относительно Земли, а три звездных датчика , известные как фиксированные датчики звезды (FHST), каждый регистрируют ориентацию по определенному ориентиру. звезда .Движения по трем пространственным осям регистрируются трехскоростными гироскопическими установками (RGA). Каждый RGA имеет два гироскопа ( блок измерения скорости, RSU), которые могут обнаруживать и измерять ускорение вдоль соответствующих осей. Хаббл имеет в общей сложности шесть гироскопов, по крайней мере три из которых необходимы для работы. Поскольку они относительно быстро после старта показали высокую степень износа, от двух до шести из них заменяли в каждой служебной миссии.

Фактически основная система, обеспечивающая высокую точность телескопа, - это комплекс из трех датчиков точного наведения (FGS). Они берут свой свет из краевых областей области освещения основной оптики и, таким образом, работают коаксиально и параллельно с научными инструментами. Поскольку оптические аберрации наиболее высоки в краевой области , каждый FGS имеет большое поле зрения , так что вероятность обнаружения подходящей опорной звезды по-прежнему высока. Если он обнаружен, он точно регистрируется и фокусируется с помощью сложной системы небольших электродвигателей, призм и зеркал, чтобы направить его свет на два интерферометра , которые, в свою очередь, состоят из двух фотоумножителей . Эти комплексы фиксируют фазу падающего света, которая точно такая же, когда ведущая звезда находится точно в центре поля зрения . Если телескоп приближается к краю изображения, между двумя интерферометрами возникает фазовый сдвиг , который регистрируется компьютерной системой. Это вычисляет необходимую коррекцию выравнивания и отправляет соответствующие команды в систему управления положением. Поскольку комплекс способен обнаруживать отклонения от 0,002 8 ″, корректирующие маневры могут быть инициированы до появления значительных отклонений (от 0,005 ″). Однако FGS может регистрировать отклонение только в одном пространственном измерении, что означает, что для правильного выравнивания требуется по крайней мере два из них, третья система также измеряет угловое положение звезды. Каждый FGS имеет длину 1,5 м, диаметр 1 м и вес 220 кг. Во время сервисных миссий SM 2, SM 3A и SM 4 каждый датчик был заменен новой откалиброванной и сертифицированной моделью.Кроме того, во время миссии SM 2 была установлена система под названием Optical Control Electronics Enhancement Kit (OCE-EK). Он позволяет выполнять незначительные корректировки и калибровки FGS без внешнего вмешательства, благодаря чему их точность может сохраняться до определенной степени без новых выбросов в результате эксплуатации.

Движения, запрашиваемые системами управления, в основном реализуются четырьмя узлами реактивного колеса (RWA). В каждом из них есть по два реактивных колеса , которые при изменении скорости вращения передают угловой момент телескопу и, таким образом, выравнивают его. Каждое колесо имеет диаметр 59 см, вес 45 кг и может вращаться со скоростью до 3000 оборотов в минуту. У Хаббла всего шесть таких колес, только три из которых необходимы для работы, остальные оставлены в качестве запасных.Кроме того, для управления положением используются четыре магнитных затвора . Это электромагниты, которые взаимодействуют с магнитным полем Земли и, таким образом, регулируют скорость инерционных колес с помощью передачи импульсов. В случае, если RWA полностью выйдет из строя, телескоп может использовать эти крутящие моменты, чтобы достичь положения, в котором он может выровнять солнечные модули с солнцем, чтобы продолжать вырабатывать электричество.

Оптическая система

Оптическая система (называемая оптическим телескопом, сокращенно OTA) является настоящим сердцем Хаббла, поскольку она собирает свет, необходимый для научных исследований, и распределяет его по отдельным приборам. Это конструкция Ричи-Кретьена-Кассегрена , состоящая всего из двух зеркал. Первое - это главное зеркало, которое отвечает за сбор света. Оно имеет диаметр 2,4 м и гиперболическую форму, благодаря чему падающий свет падает на вторичное зеркало размером 30 см. Это отражается на научных инструментах и ​​трех FGS. Особенностью телескопа Хаббла является то, что все инструменты получают фиксированную часть собранного света и поэтому могут работать одновременно. В противном случае обычно «переключаются» между разными датчиками, так что одновременно может быть активным только одно измерение. Таким образом, общая оптическая конструкция длиной 6,4 м обеспечивает фокусное расстояние 57,6 м с диафрагменным числом / 24.

Главное зеркало Хаббла было изготовлено компанией Perkin-Elmer (ныне часть Raytheon ) с использованием специального стекла от компании Corning , которое практически не деформируется при изменении температуры и, таким образом, сохраняет качество изображения. Из него была изготовлена ​​лицевая поверхность толщиной 3,8 см, которая была дополнительно стабилизирована сотовой структурой, также изготовленной из этого стекла, толщиной 25,4 см. Эта конструкция позволила снизить вес до умеренных 818 кг; обычный цельный стеклянный корпус весил бы около 3600 кг для достижения тех же характеристик. Чтобы гарантировать отсутствие напряжения в корпусе, его очень медленно охлаждали от температуры литья (1180 ° C) до комнатной температуры в течение трех месяцев, прежде чем доставить в Perkin-Elmer для окончательного производства. Там передняя поверхность была впервые доведена до почти гиперболической формы с помощью алмазных шлифовальных станков , при этом с передней поверхности было отшлифовано около 1,28 см материала. Затем опытные оптики вручную удалили еще 7,6 мм. Наконец, использовалась компьютерная лазерная система, которая формировала желаемый профиль поверхности с отклонением менее 31,75 нм (если бы зеркало имело размер Земли, отклонение не более 15 см было бы большим). Несмотря на точное изготовление и контроль качества, было обнаружено значительное отклонение, которое было обнаружено только на орбите и сделало телескоп практически бесполезным ( подробности выше ). Только установка специальной системы коррекции под названием COSTAR в служебной миссии SM 1 три года спустя сделала возможными запланированные научные исследования. Фактические отражательные свойства зеркала определяются алюминиевым слоем толщиной 100 нм, который защищен от воздействия окружающей среды дополнительным фторидом магния толщиной 25 нм . Кроме того, этот слой увеличивает коэффициент отражения зеркала (более 70%) в области серии Лаймана , что имеет большое значение для многих научных исследований. В видимом спектре рефлексивность более 85%. За главным зеркалом находится специальная опорная конструкция из бериллия , содержащая несколько нагревательных элементов и 24 небольших исполнительных механизма . Первые обеспечивают поддержание оптимальной температуры зеркала около 21 ° C, с помощью исполнительных механизмов форму зеркала можно минимально изменить с помощью команды управления с пола. Вся конструкция, в свою очередь, удерживается на месте полым титановым опорным кольцом массой 546 кг и толщиной 38 см.

Первичное зеркало имеет такую ​​форму, что весь собранный свет попадает на вторичное зеркало диаметром 30 см. Его отражающее покрытие также состоит из фторида магния и алюминия, но для корпуса зеркала использовалось стекло Zerodur , которое является еще более гиперболическим. Он удерживается в центре телескопа рядом с отверстием с помощью сильно усиленной конструкции из углепластика. Он также покрыт многослойной изоляцией , чтобы дополнительно минимизировать деформации из-за разницы температур. Это очень важно для правильной работы телескопа, поскольку отклонения положения более 0,0025 мм достаточно, чтобы вызвать серьезные аберрации. Как и в случае с главным зеркалом, здесь также есть шесть исполнительных механизмов, с помощью которых можно в небольшой степени скорректировать выравнивание. Затем свет направляется на инструменты через отверстие диаметром 60 см в центре главного зеркала.

Для защиты от паразитного света , который в основном исходит от Земли, Луны и Солнца, есть три перегородки . Они представляют собой удлиненные цилиндрические конструкции, внутренняя стенка которых имеет глубокую черную мелко- и крупнозернистую структуру. Он поглощает или рассеивает свет, исходящий от объектов, которые находятся поблизости от целевой цели и, таким образом, могут помешать исследованиям. По своему назначению она похожа на бленду объектива, но конструкция, которая часто встречается во многих имеющихся в продаже камерах в области вокруг датчика и, реже, на передней части объектива, расположена внутри телескопа. . Самая большая первичная перегородка прикреплена к краю главного зеркала, сделана из алюминия и простирается до отверстия телескопа, в результате чего длина составляет 4,8 м. Еще одна центральная перегородка длиной 3 м прикреплена в центре зеркала для защиты света, отраженного от вторичного зеркала, на котором также была установлена ​​такая конструкция.Все части оптики соединены и удерживаются вместе каркасной структурой из углепластика. Это 5,3 м в длину и вес 114 кг.

Изоляция и контроль температуры

Из-за низкой орбиты телескоп очень часто и долгое время проходит через тень Земли. Это создает очень высокие тепловые нагрузки, когда снова выходит из тени и сразу же подвергается воздействию интенсивного солнечного света. Чтобы уменьшить эту нагрузку, вся поверхность Хаббла окружена различными изоляционными материалами.Многослойная изоляция (MLI) с долей 80% является наиболее важным компонентом. Он состоит из 15 слоев каптона, напыленных алюминием, и последнего приклеенного слоя так называемого«Гибкий оптический солнечный отражатель» (FOSR). Это наклеиваемая тефлоновая пленка, покрытая паром из серебра или алюминия, что придает Хабблу типичный блестящий вид. Он также использовался для защиты поверхностей, которые не были дополнительно защищены слоем MLI, самые большие области здесь - это передняя крышка и боковые поверхности телескопа (они менее интенсивно освещены солнцем, чем верхняя и нижняя части). Поскольку научные инструменты имеют разные оптимальные диапазоны температур, между четырьмя осевыми отсеками для инструментов также предусмотрены изоляционные материалы для создания индивидуальных температурных зон.

Хотя тефлон является очень эластичным и прочным материалом, небольшие трещины в материале FOSR уже были очевидны во время проверки в рамках первой служебной миссии. К моменту следующей миссии, SM 2, они значительно расширились всего за три года; было подсчитано более 100 трещин длиной более 12 см. Во время самой миссии был проведен первый внеплановый импровизированный ремонт с использованием прихваченных липких лент FOSR. Чтобы окончательно и безопасно решить проблему эрозии пленки FOSR, было разработано новое покрытие:Blanket Layer New Outer (NOBL). Это конструкция из панели из нержавеющей стали со специальным покрытием, которая вставляется в стальную раму. Эта рама индивидуально адаптирована к конкретному отсеку в секции оборудования, где модуль NOBL устанавливается поверх старой поврежденной изоляции для защиты от дальнейшей эрозии. Кроме того, некоторые модули также оснащены радиатором для улучшенного охлаждения. Это было необходимо, потому что с продолжающейся модернизацией телескопа было установлено все более и более мощная электроника, которая выделяла больше тепла, чем их предшественники, что, в свою очередь, нарушало тепловой баланс Хаббла. В общей сложности семь из этих защитных панелей были установлены во время работы подвесных лодок в миссиях SM 3A, SM 3B и SM 4.

Помимо пассивных изоляционных материалов, телескоп имеет систему активного регулирования температуры. Это регистрируется внутри и снаружи более чем 200 датчиками, что означает, что оптимальная тепловая среда может быть создана специально для каждого важного компонента. Это достигается за счет использования индивидуально размещенных нагревательных элементов и радиаторов.

Научные инструменты

В настоящее время

Следующие пять приборов в настоящее время установлены и используются для научных исследований , за исключением неисправного NICMOS . Поскольку в настоящее время не планируется дальнейших миссий по обслуживанию (по состоянию на декабрь 2013 г.), все приборы останутся на борту до конца миссии.

Расширенная камера для обзоров (ACS)

Этот прибор был разработан для наблюдения за большими площадями космоса в видимом , ультрафиолетовом и ближнем инфракрасном спектрах . Как правило, это позволяет использовать широкий спектр приложений. В частности, необходимо изучить галактики , которые образовались вскоре после Большого взрыва и, таким образом, демонстрируют высокое красное смещение . Прибор был установлен в служебной миссии СМ 3Б, перемещая камеру слабых объектов из приборного отсека №3 . Для исследований доступны три различные подсистемы: канал высокого разрешения для детальных измерений ( High Resolution Channel, HRC), канал для широкоугольной записи ( Wide Field Channel, WFC) и специальный канал для ультрафиолетового спектрального диапазона ( Solar Blind). Канал, SBC). Кроме того, доступны 38 различных фильтров для проведения целевых исследований, а также специальная оптика для исправления ошибки главного зеркала без помощи COSTAR. Из-за сбоев электроники в июле 2006 г. и январе 2007 г. каналы HRC и WRC не работали до сервисной миссии SM 4. Во время обслуживания отремонтировали только канал WRC, повреждение канала HRC было слишком глубоким, поэтому его больше нельзя использовать.

Канал WFC имеет два ПЗС-датчика с задней подсветкой на основе кремния . Каждый из них имеет размер 2048 × 4096 пикселей и чувствителен в диапазоне от 350 до 1100 нм, при этом квантовый выход до 800 нм составляет около 80%, а затем равномерно падает до менее 5% на длине волны 1100 нм. При размере пикселя 225 µm² и поле зрения 202 ″ × 202 ″ канал достигает разрешения 0,05 ″ / пиксель. Напротив, канал HRC с высоким разрешением имеет гораздо более узкое поле зрения 29 ″ × 26 ″ и, несмотря на меньший ПЗС-датчик с 1024 × 1024 пикселей, обеспечивает примерно вдвое более высокое разрешение 0,027 ″ / пиксель. Кроме того, он уже имеет квантовый выход около 35% от 170 нм , который увеличивается до 65% от 400 нм и, как и в случае с каналом WFC, непрерывно уменьшается с 700 до 1100 нм. В остальном оба датчика имеют идентичную конструкцию и работают при температуре −80 ° C. Особенностью канала HRC является возможность наблюдать слабосветящиеся объекты в непосредственной близости от сильных источников света. Для этого на пути луча вставляется специальная маска ( коронограф ), которая блокирует свет от яркого источника. Канал SBC, который также использует оптическую конструкцию канала HRC, доступен для наблюдений в ультрафиолетовом спектре. Йодид цезия датчика на основе запасной части для STIS инструмента. Он имеет 1024 × 1024 пикселей размером 25 мкм² каждый, что обеспечивает квантовый выход до 20% в диапазоне 115–170 нм. С полем зрения 35 ″ × 31 ″ канал достигает разрешения 0,032 ″ / пиксель.

Широкоугольная камера 3 (WFC3)

Камера Wide Field Camera 3 (WFC3) позволяет одновременно наблюдать и получать изображения обширной пространственной области с высоким разрешением и большой спектральной полосой (200–1700 нм). В видимом и инфракрасном диапазоне ее характеристики лишь немного ниже уровня Advanced Camera for Surveys, поэтому в случае неудачи можно использовать WFC3 в качестве альтернативы. Однако в ультрафиолетовом и видимом диапазонах он явно превосходит все другие инструменты с точки зрения поля зрения и ширины полосы, что делает его идеальным для крупномасштабных исследований в этом спектральном диапазоне. Соответственно, цели наблюдений разнообразны и варьируются от исследования близлежащих областей звездообразования в ультрафиолетовом диапазоне до чрезвычайно далеких галактик с использованием инфракрасного излучения. Инструмент был установлен во время служебной миссии SM 4 в аксиальном приборном отсеке № 5, где ранее находилась широкоугольная / планетарная камера 2 .

WFC3 имеет два отдельных канала для визуализации в ближнем инфракрасном (ИК) и ультрафиолетовом / видимом (UVIS) диапазоне. Для последнего используются два объединенных ПЗС-сенсора на кремниевой основе с разрешением 2051 × 4096 пикселей, температура которых поддерживается на уровне -83 ° C за счет четырехступенчатого охлаждения Пельтье . Они достигают квантовой эффективности от 50 до 70%, максимум составляет около 600 нм. Комбинируя пиксели 225 мкм² с полем зрения 162 ″ × 162 ″, этот канал достигает разрешения около 0,04 ″ / пиксель в спектральном диапазоне от 200 до 1000 нм. В отличии от этого , квадрата КРТА - CMOS - датчик ближнего инфракрасного канала составляет всего 1 Мп по размеру и, несмотря на его меньшее поле зрения 136 "× 123", только обеспечивает разрешение 0,13 "/ пикселя. С другой стороны, его квантовый выход почти непрерывный 80% по всему спектру (900–1700 нм) значительно лучше. Поскольку инфракрасные детекторы особенно неблагоприятно реагируют на тепло, они также оснащены более мощной шестиступенчатой ​​системой охлаждения, которая обеспечивает рабочую температуру -128 ° C. Оба канала также имеют большое количество фильтров (62 для UVIS и 16 для IR), чтобы иметь возможность исследовать специфические свойства наблюдаемой области. Особый интерес представляют три решетчатые призмы (одна для UVIS, две для ИК), которые позволяют обоим каналам создавать классические спектры для объекта, расположенного в центре изображения. Они лишь слегка разрешены (70–210), но вместе простираются по спектру от 190–450 нм и 800–1700 нм.

Спектрограф Cosmic Origins (COS)

COS - это, по сути, спектрометр , поэтому он обычно выдает не изображения, а измеренные значения для одной целевой точки. Таким образом, необходимо исследовать структуру Вселенной и эволюцию галактик, звезд и планет. Диапазон измерения (от 90 до 320 нм) перекрывает диапазон прибора STIS , хотя он примерно в десять раз более чувствителен для точечных целей. Для обследований вы можете выбирать между каналом дальнего ультрафиолета ( дальний ультрафиолет, FUV) и каналом ближнего ультрафиолета ( ближний ультрафиолет, NUV). Обоим датчикам предшествует одна из семи специальных оптических решеток , которые разделяют падающий свет и отклоняют его в разной степени в зависимости от длины волны . Части с короткой длиной волны попадают на нижележащий ПЗС-сенсор больше в середине, в то время как длинноволновые компоненты больше попадают в область края. По положению и заряду пикселей можно получить спектр интенсивности в зависимости от длины волны, что, в свою очередь, позволяет делать выводы о химической структуре наблюдаемого объекта. Инструмент был установлен во время сервисной миссии SM 4 и заменил систему COSTAR, поскольку в то время все другие инструменты были оснащены внутренними механизмами коррекции и больше не были нужны.

В канале FUV для измерений используются два соседних ПЗС-датчика на основе иодида цезия с объединенными 16 384 × 1024 пикселей. Достигается квантовый выход до 26% при 134 нм, спектральное разрешение и ширина полосы спектра в основном определяются используемой оптической решеткой. Две части оптимизированы для высокого разрешения (от 11500 до 21000 в диапазоне от 90 до 178 нм), в то время как широкополосная решетка может работать в большом диапазоне длин волн от 90 до 215 нм, но имеет только низкое разрешение от 1500 до 4000. Ситуация аналогична в канале NUV, здесь есть три узкополосные решетки с высоким разрешением (от 16000 до 24000 с шириной полосы около 40 нм) и одна широкополосная решетка, которая достигает разрешения всего от 2100 до 3900 в 165 до 320 нм. Однако в этом канале используется другая микросхема ПЗС. Он основан на цезий - теллура соединения и имеет 1024 × 1024 пикселов, которые достигают квантовый выход до 10% при длине волны 220 нм. Квадратная структура также обеспечивает режим измерения изображения для этого канала, с которым достигается разрешение 0,0235 дюйма / пиксель с полем обзора 2 дюйма. Поскольку сильное виньетирование происходит при угле обзора 0,5 ″ от центра изображения , можно надежно наблюдать только небольшие и компактные объекты.

Спектрограф космического телескопа (STIS)

Инструмент STIS - это спектрограф, который охватывает широкий диапазон от ультрафиолетового до инфракрасного излучения (от 115 до 1030 нм). В отличие от прибора COS , который специализируется на одиночных мишенях, STIS может использоваться для создания спектров до 500 точек в записи, что позволяет быстро исследовать обширные объекты. Однако результаты измерений менее точны, чем с помощью прибора COS, но особенно подходят для поиска и анализа черных дыр и их струй . Всего для наблюдений доступно три канала: канал CCD с большой полосой пропускания (от ультрафиолета до инфракрасного) и NUV и FUV для ближнего и дальнего ультрафиолетового спектра. Спектры генерируются с помощью оптических сеток, аналогичных прибору COS. Прибор был установлен во время сервисной миссии SM 2 в приборном отсеке № 1, где он заменил спектрограф высокого разрешения Годдарда . В период с августа 2004 г. по май 2009 г. STIS не работал из-за сбоя во внутреннем электроснабжении. После установки новой печатной платы во время сервисного обслуживания SM 4 прибор снова работает без каких-либо сбоев.

STIS имеет два датчика MAMA с аналогичной структурой для генерации спектров . Каждый из них имеет 1024 × 1024 пикселей и размер 625 мкм². Поле зрения 25 ″ × 25 ″ дает разрешение 0,025 ″ / пиксель. Разница между двумя датчиками заключается в их спектральной полосе пропускания и квантовой эффективности. Датчик CsI в канале дальнего ультрафиолета (FUV) чувствителен в диапазоне от 115 до 170 нм и имеет квантовую эффективность до 24%, датчик CsTe канала дальнего ультрафиолета (FUV) работает в диапазоне от 160 до 310 нм. нм с эффективностью всего 10%. Для формирования спектров доступно большое количество оптических решеток. Они обеспечивают разрешение от 500 до 17 400 при полосе пропускания около 60 или 150 нм. Используя решетки Эшелле и специальные методы обработки данных, можно достичь значений разрешения более 200 000 при аналогичной полосе пропускания. В дополнение к двум датчикам MAMA для измерений доступна микросхема CCD. Он также имеет размер в один мегапиксель, но его спектр намного шире (164–1100 нм) и обеспечивает более широкое поле зрения (52 ″ × 52 ″). Кроме того, квантовая эффективность почти постоянно превышает 20%, при этом 67% достигают максимума при 600 нм. Всего шесть оптических решеток обеспечивают разрешение от 530 до 10 630 с полосой пропускания от 140 до 500 нм.

Камера ближнего инфракрасного диапазона и многообъектный спектрометр (NICMOS)

NICMOS - относительно узкоспециализированный прибор, что в основном связано с его ориентацией на ближний инфракрасный спектральный диапазон (800-2500 нм). В свою очередь, все три существующих измерительных канала (с немного разными областями обзора) могут использоваться одновременно, поэтому нет необходимости внутренне переключаться для разных методов исследования. Еще одна уникальная особенность - сложная система охлаждения. Для наблюдения ближнего инфракрасного спектра решающее значение имеет минимально возможная температура датчиков, поскольку в противном случае их собственный тепловой шум накладывал бы почти все сигналы, собираемые главным зеркалом. Вот почему они размещены в сложном четырехстороннем изолированном сосуде Дьюара , который занимает добрую половину доступного объема внутри прибора. Охлаждение происходило только за счет подачи 109 кг твердого азота . Во время обслуживания SM 3B была установлена ​​закрытая система охлаждения, так как азот был израсходован после почти двух лет эксплуатации. После хороших шести лет эксплуатации его нельзя было надежно запустить после обновления программного обеспечения, поэтому прибор не работал с конца 2008 года из-за слишком высокой температуры датчика. До отказа прибор был особенно хорошо приспособлен для наблюдения за объектами внутри или за плотными облаками пыли и газа из-за его спектра, который достигал очень далекого инфракрасного диапазона, поскольку это коротковолновое излучение в видимом и ультрафиолетовом диапазонах, в отличие от к инфракрасному свету, очень сильно поглощают. NICMOS уже был установлен в приборном отсеке № 2 во время служебной миссии SM 2, где он заменил спектрограф слабых объектов .

Каждый из трех каналов измерения (сетевая карта 1–3) имеет идентичный датчик на основе HgCdTe с размером 256 × 256 пикселей каждый. Таким образом, каналы различаются только по нескольким аспектам:

канал	Поле зрения (″)	Разрешение (″ / пиксель)	особенности
Сетевая карта 1	11 × 11	0,043	Измерение поляризации при 800-1300 нм
Сетевая карта 2	19 × 19	0,075	Измерение поляризации на длине волны 1900–2100 нм, коронограф с радиусом 0,3 ″
Сетевая карта 3	51 × 51	0,20	3 сеточные призмы

Всего в NICMOS 32 фильтра, 3 решетчатые призмы и 3 поляризационных фильтра для проведения специальных исследований. Все эти компоненты установлены на конструкции из углепластика в самой внутренней части дьюара. Этот комплекс вместе с замороженным азотом находился в конверте, который поддерживался холодными газами при температуре около 60 К. Для дальнейшего улучшения изоляции этот комплекс окружен двумя кожухами, охлаждаемыми Пельтье, прежде чем дьюар будет закрыт внешним сосудом высокого давления.

Запас замороженного азота изначально предназначался для обеспечения достаточного охлаждения датчиков в течение примерно четырех с половиной лет. Однако в процессе его таяния образовались кристаллы льда, и произошла неожиданно сильная деформация, так что глубоко замороженная опорная структура из углепластика вступила в контакт с самой внутренней оболочкой дьюара. Это привело к значительному увеличению теплового потока, что, с одной стороны, привело к еще большим деформациям и, в свою очередь, вызвало повышенную потребность в азотном охлаждении. Результатом стало сокращение вдвое времени полета прибора и сильная расфокусировка трех измерительных каналов из-за произошедших деформаций. Последний может быть снижен до приемлемого уровня, по крайней мере для NIC 3, с помощью внутренней системы компенсации.

Чтобы все каналы NICMOS снова стали работать, Хаббл установил замкнутую систему охлаждения в задней части служебной миссии SM 3B. У этого есть мощный компрессор кондиционера, который работает с неоном в качестве хладагента. Вырабатываемое тепло передается через насос к радиатору на внешней конструкции телескопа, откуда оно излучается в открытое пространство. С другой стороны, сжатый неон расширяется в теплообменнике , благодаря чему он охлаждает другой газовый контур неона за счет эффекта тепла испарения . Это ведет к самой внутренней части дьюара через специальный интерфейс, который изначально был предназначен для непрерывного охлаждения прибора во время напольных испытаний, что в конечном итоге охлаждает датчики. Комплекс эксплуатируется только периодически, потому что он требует много энергии - 375 Вт электроэнергии. Поскольку Дьюар по-прежнему очень хорошо изолирован, несмотря на его деформацию, охлаждение длится долгое время, так что система редко нуждается в активации, благодаря чему температура датчика поддерживается на стабильном уровне 77 Кельвина.

После перерыва в наблюдении и охлаждении в сентябре 2008 года система охлаждения, к удивлению, больше не могла быть запущена в работу. Компрессор охлаждения работал, но замкнутый неоновый газовый контур Дьюара требовал дополнительного насоса охлаждающей жидкости, который больше не запускался. Предполагается, что причиной является скопление водяного льда в их жилище. Чтобы снова его разжижить, инструмент не охлаждали в течение нескольких недель. 16 декабря эта мера оказалась успешной, поскольку насос первоначально можно было запустить в эксплуатацию. Однако всего четыре дня спустя он снова потерпел неудачу. Дальнейшие попытки в 2009 году также в значительной степени не увенчались успехом, поэтому было решено полностью отключить прибор на неопределенный период времени.

Исторический

Следующие инструменты были сняты в ходе служебных миссий и доставлены на Землю с помощью космического челнока. Большинство из них сейчас выставлено на всеобщее обозрение.

Осевая замена космического телескопа с корректирующей оптикой (COSTAR)

COSTAR - это не научная система в прямом смысле слова, а система коррекции для нейтрализации ошибки главного зеркала . Для этой цели были разработаны небольшие корректирующие зеркала, которые также имеют неидеальную форму и неравномерно отражают падающий свет. Однако отклонения были рассчитаны таким образом, что они в точности обратны отклонениям главного зеркала. Таким образом, после того, как свет отражается двумя неравномерными зеркалами, он снова принимает правильную форму и может быть использован для научных исследований. В принципе, система аналогична обычным очкам , но вместо линз используются зеркала . После установки во время службы миссии СМ 1, они были введены в положение трех манипуляторами перед въездными проемами следующих инструментов: Camera Object Faint , тусклые объектами спектрограф и Годдард спектрографа высокого разрешения . Поскольку эти приборы имеют более одного измерительного канала, необходимо было использовать в общей сложности десять корректирующих зеркал, каждое диаметром от 1,8 до 2,4 см. С миссией обслуживания SM 4 COSTAR был снова расширен, так как все новые инструменты теперь имеют свои собственные механизмы коррекции. Сегодня он выставлен на всеобщее обозрение в Национальном музее авиации и космонавтики в Вашингтоне .

Вся разработка, производство и проверка COSTAR заняли всего 26 месяцев, при этом во многих областях одна задача была поручена двум совершенно отдельным командам с разными подходами, чтобы исключить дальнейшие ошибки, такие как создание главного зеркала. Измерение его погрешности было определено, с одной стороны, путем исследования производственного предприятия, которое все еще оставалось полностью неповрежденным, а с другой - путем расчетов, основанных на искаженных изображениях, переданных Хабблом. Обе группы пришли к практически идентичным результатам измерений, а значит, этот шаг был выполнен правильно с высокой степенью достоверности. Изготовленные впоследствии корректирующие зеркала также проверялись двумя независимыми группами на предмет отсутствия ошибок. Для этого в COSTAR была впервые встроена специальная тестовая система, называемая COSTAR Alignment System (CAS), которая проверяла эти зеркала с помощью специальных тестов. Оптико-механический симулятор Хаббла (HOMS) был разработан, чтобы исключить, что ошибки в CAS приводят к неверным результатам . Это имитировало отклонения главного зеркала так, чтобы корректирующие зеркала могли быть проверены в соответствии с их выходным изображением. Система HOMS также была протестирована двумя независимыми группами, при этом ЕКА также приняло участие, предоставив техническую модель камеры для слабых объектов. Окончательное сравнение тестовых систем и COSTAR с изображениями с телескопа Хаббла окончательно показало правильность корректирующего зеркала.

Камера для слабых объектов (FOC)

Эта камера была телеобъективом Хаббла, потому что она обеспечивала самое высокое разрешение изображения среди всех инструментов. Он покрывает большую часть ультрафиолетового и видимого спектра с высокой чувствительностью. В свою очередь, однако, поле зрения пришлось значительно уменьшить, чтобы изображение могло отображать только небольшую часть комнаты. Этот профиль делает прибор особенно интересным для исследования мелких объектов и тонких структур. На поле зрения и соответствующее разрешение можно влиять, выбирая между двумя отдельными измерительными каналами, при этом детекторы конструктивно идентичны. Из-за хороших показателей производительности, FOC оставался на борту Хаббла в течение длительного времени и был заменен только усовершенствованной камерой для съемок во время предпоследней миссии обслуживания SM 3B . Инструмент был основным вкладом ЕКА в проект и был построен Дорнье . После того, как его сняли и перевезли обратно, он был передан в музей Дорнье во Фридрихсхафене , где теперь выставлен на всеобщее обозрение.

Оба измерительных канала оптически сконструированы таким образом, что увеличивают изображение от главного зеркала в два или четыре раза. Это увеличение фокусного расстояния уменьшает число f, поэтому два канала названы: / 48 для двойного увеличения и ƒ / 96 для четырехкратного увеличения (число f главного зеркала: ƒ / 24). С установкой COSTAR оптическая формула была значительно изменена, поэтому диафрагма составляет / 75,5 и ƒ / 151 в реальном выражении. Поля обзора соответственно изменяются в два раза: 44 ″ × 44 ″ или 22 ″ × 22 ″. С другой стороны, детекторы идентичны в обоих каналах и чувствительны к спектру от 115 до 650 нм. Чтобы иметь возможность регистрировать даже слабые сигналы, FOC имеет три последовательно соединенных усилителя изображения, которые увеличивают исходный электронный ток, генерируемый окном из фторида магния, примерно в 10 000 раз. Электроны затем преобразуются обратно в фотоны через люминофорное окно, которые направляются на пластину с кремниевыми диодами через систему оптических линз. Затем они считываются электронным лучом и интерпретируются таким образом, что в конце можно сохранить изображение размером 512 × 512 пикселей. Разрешение до 0,014 дюйма на пиксель может быть достигнуто в канале ƒ / 96.

Спектрограф слабых объектов (FOS)

Этот высокочувствительный спектрограф использовался для химического исследования далеких и слабых объектов. Этот прибор оказался особенно полезным при исследовании черных дыр, поскольку его можно было использовать для точного измерения скорости и движения окружающих газовых облаков, что позволило сделать выводы о самой черной дыре. Для исследований доступны два независимых измерительных канала, которые различаются только охватываемыми спектральными диапазонами. Вместе они могут охватывать диапазон от 160 до 850 нм (от дальнего ультрафиолета до ближнего инфракрасного). Инструмент был вытеснен NICMOS в рамках служебной миссии SM2 и теперь выставлен на всеобщее обозрение в Национальном музее авиации и космонавтики в Вашингтоне.

Эти два детектора называются синим и красным каналами в соответствии с их спектральными диапазонами. Оба имеют линейные датчики с 512 кремниевыми фотодиодами каждый , которые "бомбардируются" электронами с разных фотокатодов . В синем канале в качестве материала катода используется Na ₂ - K - Sb , в красном канале также был добавлен цезий (в результате получается Na ² -K-Sb-Cs). Эта дисперсия значительно изменила спектральную чувствительность: синий канал очень чувствителен в диапазоне от 130 до 400 нм (квантовая эффективность 13–18%) и теряет эффективность в области около 550 нм, тогда как красный канал лучше всего работает в диапазоне от 180 до 450 нм. диапазон (эффективность 23–28%) и достигает своего верхнего предела только на длине волны 850 нм. Независимо от этого, оба детектора достигают разрешения до 1300 с полем зрения 3,71 ″ × 3,66 ″ (после установки COSTAR до 4,3 ″ × 4,3 ″). Из-за ошибки главного зеркала и ошибок в конструкции прибора (одно зеркало было грязным, а экранирование фотокатодов было недостаточным), первоначальные наблюдения были возможны только со значительными ограничениями. Только после установки COSTAR и сложной перекалибровки возможности прибора можно было использовать в полной мере.

Высокоскоростной фотометр (HSP)

Этот инструмент специализируется на изучении переменных звезд , особенно цефеид , и поэтому относительно прост (без движущихся частей). Используя пять отдельных детекторов, яркость и поляризацию можно измерять до 100 000 раз в секунду, что означает, что также можно регистрировать чрезвычайно высокочастотные колебания. Рассматриваемые звезды в основном расположены в дальнем УФ-спектре, но измерения можно проводить и в ближнем инфракрасном диапазоне. Поскольку HSP не смог внести значительный вклад в достижение многих исследовательских целей миссии из-за своей сильной специализации, он был расширен во время первой служебной миссии, чтобы освободить место для системы коррекции COSTAR. Это было на всеобщее обозрение с 2007 года в Космического Место в в Университете штата Висконсин - Мэдисон .

Четыре из общей сложности пяти детекторов используются для измерения яркости, два из которых состоит из Cs - Тот основанных фотоэлементы и магний фторида фотокатод и еще два Bikali фотоэлементов ( по аналогии с тем , из ФОС ) с кварцевым стеклом катодами. Первые покрывают спектральный диапазон от 120 до 300 нм, вторые - от 160 до 700 нм. Три детектора, а также a. GaAs - фотоумножитель , используемый для фотометрии , оставшийся используется для поляриметрии , где квантовая эффективность с только от 0,1 до 3% - это очень низкий показатель. Раскрытие оптической системы может быть уменьшено до секунды дуги, чтобы сфокусировать измерение как можно точнее за счет маскировки фона и соседних объектов. Чтобы точно ограничить длину волны, которая должна быть измерена, также доступны 23 фильтра, эффект которых очень силен в зависимости от цели.

Широкоугольная / планетарная камера (WFPC)

Эта система камер была разработана для многоспектральной записи относительно больших пространственных областей и поэтому подходит для большого количества научных исследований. Здесь особенно полезен широкий спектр от дальнего УФ до ближнего инфракрасного диапазона . Кроме того, существуют также некоторые фильтры и оптические решетки, с помощью которых спектрографические измерения могут проводиться в ограниченном объеме. Инструмент имеет два измерительных канала: широкоугольный канал (Wide Field), который имеет особенно большое поле зрения за счет разрешения, и планетарная камера, которая имеет меньшее поле зрения, но использует разрешение главное зеркало в полной мере можно. Вначале WFPC был размещен в единственном осевом инструментальном отсеке (№ 5), но был заменен на улучшенную модель во время второй сервисной миссии ( WFPC2 ). После возвращения прибор был разобран, чтобы можно было утилизировать конструктивные детали для камер третьего поколения ( WFPC3 ).

Оба канала имеют четыре ПЗС - матрицы с обратной экспозицией , каждый с разрешением 800 × 800 пикселей. Они имеют размер 15 мкм и используют кремний в качестве полупроводникового материала с дополнительным слоем из коронок, который преобразует УФ-свет в видимые фотоны и, таким образом, делает его обнаруживаемым. Измеряемый спектр находится в диапазоне приблизительно от 130 до 1400 нм, квантовая эффективность обычно составляет от 5 до 10% близко к этим пределам, но постоянно увеличивается в диапазоне от 430 до 800 нм и достигает максимума в 20% при 600 нм. Система охлаждения Двухступенчатый была интегрирована , чтобы уменьшить в темновой ток . Датчик охлаждается с помощью серебряной пластины и элемента Пельтье , который затем передает тепло через тепловую трубку, заполненную аммиаком, к установленному снаружи радиатору, где оно излучается в космос. Таким образом, датчик можно охладить до −115 ° C. Из-за разных задач каналов они имеют разную оптическую конфигурацию. В то время как широкоугольный канал имеет поле зрения 2,6 × 2,5 дюйма (угловые минуты) и диафрагму f  / 12,9, эти значения составляют 66 × 66 дюймов и f  / 30 для широкоугольного канала . Таким образом достигается разрешение 0,1 и 0,043 дюйма на пиксель. Чтобы можно было наблюдать особенно яркие объекты без симптомов перегрузки, на колесе установлено несколько светопоглощающих фильтров. Кроме того, спектры могут быть получены с помощью всего 40 оптических решеток и решетчатых призм .

Широкоугольная / планетарная камера 2 (WFPC2)

WFPC2 - это улучшенная версия WFPC, которую он заменил в сервисной миссии SM 3B в единственном радиальном приборном отсеке № 1. Задачи исследования прибора остались неизменными: исследование относительно больших пространственных областей с хорошим разрешением и широким спектром. В свою очередь, камера относительно нечувствительна к экстремальному ультрафиолетовому и инфракрасному излучению и не достигает каких-либо пиковых значений с точки зрения разрешения.

Наиболее важным улучшением по сравнению с предыдущей камерой является встроенная система коррекции для компенсации ошибки главного зеркала. Таким образом, WFPC2 больше не зависит от COSTAR, который приблизил его расширение на один шаг. Из-за ограниченного бюджета конструкцию не удалось существенно улучшить. Детекторы имеют одинаковую конструкцию, но изготовлены по-разному. Было отмечено только значительное увеличение производительности в областях темнового шума (в восемь раз ниже), шума считывания ( примерно в два раза ниже) и динамического диапазона (вдвое больше). В целях экономии было произведено только четыре ПЗС вместо восьми предыдущих, что вдвое уменьшило площадь записи. Кроме того, сенсоры больше не подсвечиваются сзади, что несколько ухудшает отношение сигнал / шум и снижает разрешение . Остальные параметры практически идентичны параметрам WFPC.

Спектрограф высокого разрешения Годдарда (GHRS)

Этот инструмент - первый спектрограф телескопа. Он работает исключительно в ультрафиолетовом диапазоне от 115 до 320 нм, так как диапазон измерения четко ограничен системой коррекции COSTAR. Спектры генерируются с помощью оптических ( эшелле ) сеток, а затем измеряются двумя детекторами с разрешением до 80 000. Инструмент также может создавать изображения в УФ-диапазоне, но он не оптимизирован для этой задачи, поэтому значения производительности довольно низкие. GHRS был расширен во время сервисной миссии 2 и заменен STIS , который имеет улучшенные значения производительности.

В качестве детекторов используются два детектора Digicon из разных материалов. В первой модели , как назначенный D1 представляет собой йодид цезия - фотокатод за фторидом лития , используемого окном, когда детектор D2 занимает цезий катод позади магний фторида окна используется. В результате получается диапазон измерения 110–180 нм (D1) и 170–320 нм (D2). Электроны, генерируемые за окнами, затем ускоряются и электронным способом отображаются на матрицу ПЗС с 500 измерительными диодами; еще 12 диодов используются для калибровки.

Для создания спектров доступны пять оптических решеток и две эшелле-решетки. Первые имеют полосу пропускания от 800 до 1300 нм и разрешение от 15000 до 38000. В решетках ECHELLE покрывают большую пропускную способность (до 1500 нм) с более высоким разрешением (до 80000), но сила сигнала очень мала, так что только очень яркие объекты могут быть эффективно наблюдаться или очень длительное время экспозиции являются необходимым. С помощью четырех фокусирующих диодов на краю цифровых изображений можно также создавать элементарные изображения. С 0,103 ″ / пиксель это высокое разрешение, но поле зрения 1,74 ″ × 1,74 ″ чрезвычайно мало, что ограничивает научную пользу очень специальными исследованиями и целевыми объектами.

Задачи и результаты

Работа телескопа за пределами земной атмосферы имеет большие преимущества, поскольку он не фильтрует определенные длины волн в электромагнитном спектре, например, в ультрафиолетовом и инфракрасном диапазонах. Также отсутствуют возмущения от движения воздуха ( мерцания ), которые можно компенсировать только с большими усилиями с помощью наземных телескопов.

Космический телескоп Хаббл со сложным оборудованием был разработан для решения множества задач. Особое внимание было уделено программе определения точного расстояния до этих галактик по наблюдениям цефеидов в близлежащих галактиках (до расстояния около 20  Мпк ). Сравнивая ее с лучевой скоростью галактик, можно будет вычислить постоянную Хаббла , которая определяет протяженность Вселенной и, следовательно, ее возраст. После решения начальных проблем HST добился успеха в этой и других областях. Хорошо известные результаты:

• Высокочувствительные записи для изучения эволюции галактик, таких как Hubble Deep Field , Hubble Ultra Deep Field и Hubble Extreme Deep Field .
• Калибровка шкалы космических расстояний по цефеидам в ближайших галактиках
• Исследование ускоряющегося космического расширения путем наблюдения далеких сверхновых (см. Космологическую постоянную или темную энергию )
• Обнаружение черных дыр в ядрах многих близлежащих галактик.

Телескоп Хаббла в СМИ

• Использование результатов измерений:
  • Некоторые из снимков, сделанных телескопом Хаббла, были из научно-фантастического сериала « Звездный путь: Вояджер» и служили фоновыми изображениями Вселенной . Таким образом, многие из представленных туманностей не были созданы на компьютере, а скорее возникли из реальности.
  • Программа Google Sky использует изображения с телескопа Хаббл.
• Использование как драматургический элемент:
  • В результате, когда инопланетяне нападают на сериал Футурама , телескоп Хаббла принимают за вражеский космический корабль и уничтожают.
  • В фильме Mystery Science Theater 3000 телескоп Хаббла сгорает после тарана космической станции.
  • В фильме Армагеддон , телескоп Хаббл используются взять первые изображения астероида.
  • В фильме « Гравитация один » показано поведение экипажа космического шаттла во время ремонтных работ на космическом телескопе Хаббл, вызванное градом космического мусора , который, среди прочего, разрушил телескоп.

Видимость с Земли

Как и другие большие спутники Земли, Космический телескоп Хаббла виден невооруженным глазом с Земли как звездоподобный объект, движущийся с запада на восток. Из-за небольшого наклона орбиты и средней высоты орбиты это возможно только в областях, которые находятся не более чем примерно на 45 градусов к северу или югу от экватора. Поэтому его не видно, например, в Германии, Австрии и Швейцарии, потому что он не поднимается над горизонтом . Космический телескоп Хаббла может достигать максимальной яркости в 2  магнита .

Смотри тоже

• Космический телескоп Herschel
• Последовательность Хаббла
• Миссия космической интерферометрии
• Никель-водородный аккумулятор
• Хронология освоения космоса

литература

• Дэниел Фишер , Хилмар Дуэрбек : Хаббл: новое окно в космос . Birkhäuser Verlag Basel, Бостон, Берлин, 1995, ISBN 3-7643-5201-9
• Дэниел Фишер , Хилмар Дуэрбек: Вселенная Хаббла: новые изображения и идеи . Утвержденное лицензионное издание Weltbild Verlag, Аугсбург, 2000, авторское право Kosmos Verlagsgesellschaft (ранее Birkhäuser), ISBN 3-8289-3407-2
• Ларс Линдберг Кристенсен, Давиде де Марин и Ракель Юми Шида: Космические столкновения - Атлас галактик Хаббла , Spectrum Academic Publishing House, Heidelberg 2010 ISBN 978-3-8274-2555-3
• Роберт Ноубл и Сара Ригли, Нью-Йорк: расширяющаяся вселенная . Verlag Taschen, Кельн, 2015. По случаю 25-летия космического телескопа Хаббл, текст Оуэна Эдвардса , Чарльза Ф. Болдена и других. ISBN 978-3-8365-4922-6 на английском, немецком и французском языках - многочисленные большие резкие «снимки Хаббла» .
• Дэвид Дж. Шейлер и др.: Космический телескоп Хаббла - от идеи к успеху. Спрингер, Нью-Йорк, 2016 г., ISBN 978-1-4939-2826-2 .

веб ссылки

• Литература с космического телескопа Хаббл и о нем в каталоге Национальной библиотеки Германии
• Страница НАСА о телескопе Хаббла (на английском языке)
• Веб-сайт Научного института HST (на английском языке)
• Страница ESA Hubble (английский)
• Коллекция обработанных снимков Хаббла (англ.)
• На что сейчас смотрит Хаббл? В: spacetelescopelive.org
• Слежение за космическим телескопом имени Хаббла ЕКА
• hubble25th.org

источники

1. ↑ Данные орбиты по данным HST. N2YO, 20 марта 2017, доступ к 22 марта 2017 . 
2. ↑ Космический телескоп Хаббла (HST). NASA, архивируются с оригинала на 29 июня 2013 года ; Доступ к 29 июня 2013 года . 
3. ↑ ^{б с д е е г} Краткая история космического телескопа Хаббла. NASA, архивируются с оригинала на 29 июня 2013 года ; Доступ к 29 июня 2013 года . 
4. ↑ «[...] Шаттл не мог поднять 3-метровый телескоп на требуемую орбиту. Кроме того, переход на 2,4-метровое зеркало снизил бы затраты на изготовление за счет использования производственных технологий, разработанных для военных шпионских спутников». Эндрю Дж. Дунар, Стивен П. Уоринг: Сила исследовать: История Центра космических полетов Маршалла, 1960–1990 . 1999 г. 
5. ^ ^{A b} Уильям Дж. Броуд: У Хаббла есть резервное зеркало, неиспользуемое. Нью - Йорк Таймс, 18 июля 1990, в архиве с оригинала на 30 июня 2013 года ; Доступ к 30 июня 2013 года . 
6. ↑ ^{a b c d} Отчет об отказе оптических систем космического телескопа Хаббл. (PDF, 5,9 MB) NASA, 1 ноября 1990, в архиве с оригинала апреля 7, 2013 ; Доступ к 6 апреля 2013 года . 
7. ↑ ^{a b} Космический отчет: STS-61. spacefacts.de, архивируются с оригинала на 20 октября 2012 года ; Проверено 20 октября 2012 года . 
8. ↑ ^{а б в} Команда Хаббла: служебные миссии. Space Science Institute телескоп, архивируются с оригинала на 13 октября 2012 года ; Доступ к 13 октября 2012 года . 
9. ↑ ^{a b c} ДОБАВЛЕННАЯ ЦЕННОСТЬ: преимущества обслуживания Хаббла. (PDF, 191 кБ) Goddard Space Flight Center, архивируются с оригинала на 14 октября 2012 года ; Доступ к 14 октября 2012 года . 
10. ↑ ^{a b c d} Отчет о космическом полете: STS-82. spacefacts.de, архивируются с оригинала на 19 октября 2012 года ; Проверено 20 октября 2012 года . 
11. ↑ ^{б с} миссией обслуживанием- ЕКА, архивируются с оригинала на 19 октября 2012 года ; Доступ к 20 октября 2012 года . 
12. ↑ ^{a b} Космический отчет: STS-103. spacefacts.de, архивируются с оригинала на 20 октября 2012 года ; Проверено 20 октября 2012 года . 
13. ↑ ^{a b} Обслуживающая миссия 3A. ESA, архивируются с оригинала на 20 октября 2012 года ; Доступ к 20 октября 2012 года . 
14. ↑ ^{a b} Космический отчет: STS-109. spacefacts.de, архивируются с оригинала на 20 октября 2012 года ; Проверено 20 октября 2012 года . 
15. ^ Обслуживающая миссия 3B. ESA, архивируются с оригинала на 20 октября 2012 года ; Доступ к 20 октября 2012 года . 
16. ↑ ^{a b} Космический отчет: STS-125. spacefacts.de, архивируются с оригинала на 14 декабря 2012 года ; Проверено 14 декабря 2012 года . 
17. ↑ ^б обслуживание Миссия четвёртое ЕКА, архивируется с оригинала на 14 декабря 2012 года ; Доступ к 14 декабря 2012 года . 
18. ↑ Нил В. Патель: Космический телескоп: как долго прослужит Хаббл? В: Обзор технологий , 7 апреля 2021 г.
19. ↑ Джонатан Хофингер: Преемник преемника Хаббла? raumfahrer.net, 14 июля 2015, доступ к 24 июля 2015 года . 
20. ^ Марк Постман: Космический телескоп с большой апертурой передовых технологий (ATLAST). (PDF, 9,7 MB) Научный институт космического телескопа, май 2009, архивируются с оригинала на 29 июня 2013 года ; Доступ к 29 июня 2013 года . 
21. ↑ ^{a b c} Основы Хаббла: краткие факты. Space Science Institute телескоп, архивируются с оригинала на 16 октября 2012 года ; Доступ к 16 октября 2012 года . 
22. ↑ ^{a b c d e f g h i j k l m n o p q r s t u v w x y z aa ab ac ad ae af ag ah ai aj ak al am an ao ap aq ar as at au av aw Axe ay az ba bb bc bd be bf} Hubble Space Telescope Systems. (PDF, 686 кБ) Goddard Space Flight Center, октябрь 1999, архивируются с оригинала на 13 октября 2012 года ; Доступ к 13 октября 2012 года . 
23. ↑ 10 фактов о… Как Хаббл получил свои крылья. ЕКА, 13 декабря 2010, в архиве с оригинала на 13 октября 2012 года ; Доступ к 13 октября 2012 года . 
24. ↑ Панели солнечных батарей Хаббла. ESA, архивируются с оригинала на 13 октября 2012 года ; Доступ к 13 октября 2012 года . 
25. ↑ Космический телескоп Хаббл, обслуживающий батареи миссии 4. (PDF) Goddard Space Flight Center, сентябрь 2007, архивируются с оригинала на 13 октября 2012 года ; Доступ к 13 октября 2012 года . 
26. ↑ Линн Дженнер: Идут операции по восстановлению компьютера с полезной нагрузкой на телескопе Хаббла НАСА. 14 июля 2021, доступ к 15 июля 2021 . 
27. ↑ Линн Дженнер: Хаббл возвращается к полноценным научным наблюдениям и публикует новые изображения. 19 июля 2021, доступ к 21 июля 2021 . 
28. ↑ https://www.golem.de/news/hubble-uralttechnik-ohne- Ersatz-versagt-im-orbit- 2106-157498.html
29. ↑ ^{а б в} Космические технологии НАСА: от первопроходца до любопытства. ZDNet, 14 сентября 2012, в архиве с оригинала на 14 октября 2012 года ; Доступ к 14 октября 2012 года . 
30. ↑ ^{а б в} DF-224 / Сопроцессор. Научный институт космического телескопа, 25 февраля 1999, в архиве с оригинала на 14 октября 2012 года ; Доступ к 14 октября 2012 года . 
31. ↑ ^{a b c} Факты о НАСА - сопроцессор. (PDF, 63 кБ) Goddard Space Flight Center, июнь 1993, архивируются с оригинала на 14 октября 2012 года ; Доступ к 14 октября 2012 года . 
32. ↑ ^{а б в г д} Как работает остальная часть Хаббла (во всяком случае, частично) - Компьютеры и связь. (PPT, 1,1 МБ) 25 февраля 1999, в архиве с оригинала на 3 ноября 2012 года ; Доступ к 3 ноября 2012 года . 
33. ↑ Quicklook: Hubble Space Telescope (HST) , по состоянию на 9 августа 2017 г.
34. ↑ ^{а б в г д} Зеркало Хаббла. Наука Уточнено, архивируются с оригинала на 17 октября 2012 года ; Доступ к 16 октября 2012 года . 
35. ^ Системы космических аппаратов. Проверено 31 октября 2012 года . 
36. ↑ ^{a b} Улучшение космической брони Хаббла. NASA 21 августа 2008, в архиве с оригинала на 28 октября 2012 года ; Доступ к 28 октября 2012 года . 
37. ↑ ^{a b c} Космический телескоп Хаббла, миссия по обслуживанию 4 - Новый слой теплового одеяла. (PDF, 1,1 МБ) НАСА, 9 августа 2007, в архиве с оригинала на 28 октября 2012 года ; Доступ к 28 октября 2012 года . 
38. ↑ ^б Advanced Camera для обследования прибора Руководство для цикла 20 (PDF, 8,2 MB) Научный институт космического телескопа, архивируются с оригинала на 14 декабря 2012 года ; Доступ к 14 декабря 2012 года . 
39. ↑ ^б Wide Field Camera 3 Руководство Инструмент для цикла 21 (PDF, 17,7 MB) Научный институт космического телескопа, Архивировано из оригинала на 6 апреля 2013 года ; Доступ к 6 апреля 2013 года . 
40. ↑ ^б Cosmic Origins Справочник Спектрограф инструмента для цикла 21 (PDF; 5,9 MB) Научный институт космического телескопа, архивируются с оригинала на 21 декабря 2012 года ; Доступ к 21 декабря 2012 года . 
41. ↑ ^б Космический телескоп изображений Спектрограф Справочник инструментов для цикла 21 (PDF; 11,2 MB) Научный институт космического телескопа, архивируются с оригинала на 22 декабря 2012 года ; Доступ к 22 декабря 2012 года . 
42. ↑ ^{б с д е} ближней инфракрасной камеры и Multi-Object Спектрометр Справочник Инструмент для цикла 17 (PDF, 6,5 MB) Научный институт космического телескопа, Архивировано из оригинала на 4 апреля 2013 года ; Доступ к 4 апреля 2013 года . 
43. ↑ Космический телескоп Хаббл Грунтовка для цикла 21 (PDF, 2,0 MB) Научный институт космического телескопа, стр. 81 , Архивировано из оригинала на 4 апреля 2013 года ; Доступ к 4 апреля 2013 года . 
44. ↑ ^{a b} Факты НАСА - Замена оси космического телескопа с корректирующей оптикой (COSTAR). (PDF, 319 кБ) Goddard Space Flight Center, июнь 1993, архивируются с оригинала на 27 декабря 2012 года ; Доступ к 27 декабря 2012 года . 
45. ↑ ^{a b} Справочник по прибору камеры для слабых объектов. (PDF) Научный институт космического телескопа, архивируются с оригинала на 25 декабря 2013 года ; Доступ к 25 декабря 2013 года . 
46. ↑ ^{a b} Справочник по прибору спектрографа слабых объектов. (PDF) Научный институт космического телескопа, архивируются с оригинала на 24 августа 2013 года ; Доступ к 24 августа 2012 года . 
47. ↑ Оригинал космического телескопа Хаббла возвращается в Висконсин. (PDF) Университет Висконсин-Мэдисон, архивируются с оригинала на 24 августа 2013 года ; Доступ к 29 августа 2012 года . 
48. ↑ ^{a b} Справочник по прибору спектрографа слабых объектов. (PDF) Научный институт космического телескопа, архивируются с оригинала на 29 августа 2013 года ; Доступ к 29 августа 2012 года . 
49. ↑ ^{a b} Wide Field - Планетарная камера. Руководство по приборам, версия 3.0. (PDF) Научный институт космического телескопа, архивируются с оригинала на 22 октября 2013 года ; Доступ к 22 октября 2013 года . 
50. ↑ ^{a b} Руководство по приборам для широкоугольной и планетарной камеры 2. (PDF) Научный институт космического телескопа, архивируются с оригинала на 24 декабря 2013 года ; Доступ к 24 декабря 2013 года . 
51. ↑ ^{a b} Справочник по прибору для спектрографа высокого разрешения Годдарда (GHRS). (пс) Научный институт космического телескопа, архивируются с оригинала на 24 декабря 2013 года ; Доступ к 24 декабря 2013 года . 
52. ↑ Сара Лофф: Панорамный вид Галактики Андромеды в высоком разрешении, сделанный телескопом Хаббл. 24 февраля 2015, доступ к 9 января 2019 . 
53. ^ Инге Хейер: Странные новые миры # 2: Связь "Вояджер-Хаббл". В: http://www.startrek.com . 13 мая 2012, доступ к 9 марта 2018 . 
54. ↑ Google Sky - Космический телескоп для ПК. In: computerbild.de , дата обращения 13 сентября 2010 г.
55. ↑ Крис Пит: Космический телескоп Хаббла - Видимые проходы. В: Небеса выше. 20 марта 2017 г., по состоянию на 22 марта 2017 г. (на английском языке, видимость зависит от местонахождения наблюдателя).