OSOBNÍ STRANA

PLANETY

SLUNÍČKO

VESMÍR A VůBEC

LINKY



Hubbleův vesmírný dalekohled

zpracoval: Jiří Svršek

1. Historie Hubbleova vesmírného dalekohledu

Hubbleův vesmírný dalekohled vznikl ve společném programu Evropské agentury pro vesmír ESA (European Space Agency) a Národního úřadu pro letectví a astronautiku NASA (National Aeronautics and Space Administration). Představuje dlouhodobou vesmírnou observatoř pro plnění výzkumných programů mezinárodní astronomické komunity. Myšlenka Hubbleova vesmírného dalekohledu se poprvé objevila ve 40. letech 20. století. Projekt dalekohledu byl navržen a vypracován v 70. a 80. letech a do provozu byl dalekohled uveden v 90. letech 20. století.

Na rozdíl od předchozích projektů NASA byl Hubbleův vesmírný dalekohled od počátku navrhován s jiným cílem, jako dlouhodobá vesmírná observatoř. Aby se podařilo splnit plánované cíle a zajistit celý systém proti případnému selhání jeho komponent, NASA naplánovala servisní kosmické lety. Hubbleův vesmírný dalekohled má speciální konstrukci, 76 nosníků a je stabilizován ve všech třech osách. Vlastní dalekohled je reflektor o průměru zrcadla 2,4 metru, který byl uveden do provozu na nízké oběžné dráze Země (600 kilometrů) posádkou raketoplánu Discovery (STS- 31) 25. dubna 1990.

Provoz, řízení a koordinaci výzkumných programů Hubbleova vesmírného dalekohledu zajišťuje Vědecký ústav Hubbleova dalekohledu STScI (Space Telescope Science Institute) na Univerzitě Johns Hopkins University Homewood Campus v Baltimore v americkém státě Maryland. Vědecký ústav Hubbleova dalekohledu STScI je provozován Asociací univerzit pro astronomický výzkum AURA (Association of Universities for Research in Astronomy, Inc.).

Základní vybavení systému Hubbleova vesmírného dalekohledu zahrnuje tři kamery, dva spektrografy a přesné naváděcí senzory (primárně použité pro astrometrická pozorování). Protože celý systém je umístěn nad zemskou atmosférou, vědecké přístroje Hubbleova vesmírného dalekohledu produkují snímky astronomických objektů s vysokým rozlišením. Pozemské dalekohledy mohou za velmi příznivých atmosférických podmínek vytvářet snímky s rozlišením nejvýše jedné obloukové vteřiny. Rozlišení Hubbleova vesmírného dalekohledu je asi desetkrát vyšší, kolem 0,1 obloukové vteřiny.

Podle původního programu Large Space Telescope z roku 1979 mělo být zařízení Hubbleova vesmírného teleskopu každých pět let dopraveno na Zemi a každých 2,5 roku měla být provedena servisní kontrola a nezbytné opravy. Životnost a spolehlivost přístrojů Hubbleova vesmírného dalekohledu byla založena na předpokladu, že každých 2,5 roku bude provedena servisní kontrola a opravy. V roce 1985 ale byl tento původní program opuštěn kvůli nebezpečí kontaminace a možného poškození citlivých přístrojů při jejich dopravě na Zemi. Národní úřad pro letectví a kosmonautiku NASA rozhodl, že životnost zařízení Hubbleova vesmírného dalekohledu by měla být 15 let a že každé tři roky bude provedena servisní mise. První servisní mise proběhla v prosinci roku 1993, druhá v únoru 1997. Následující dvě servisní mise jsou naplánovány na pololetí roku 1999 a pololetí roku 2002. Je možné, že v tomto období dojde k neplánovaným misím za účelem plnění specifických úkolů a nebude nutné čekat na plánované servisní mise.

Hubbleův vesmírný dalekohled byl uveden do provozu v roce 1990. Jako závada se objevila sférická aberace dalekohledu. Vědcům se ale podařilo nalézt praktické řešení tohoto problému. Mise STS-61 raketoplánu Endeavour v prosinci 1993 tuto závadu odstranila a obnovila plnou funkčnost dalekohledu.

2. Současné vědecké přístroje

Širokopásmová a planetární kamera 2
Wide Field/Planetary Camera 2

Původní kamera WF/PC1 (Wide Field/Planetary Camera) byla při misi STS-61 v prosinci 1993 nahrazena kamerou WF/PC2, kterou vyvinula v roce 1995 Jet Propulsion Laboratory v Pasadeně v Kalifornii.

Systém WF/PC2 se skládá ze čtyř kamer. Přenosová zrcadla systému WF/PC2 jsou sféricky odchylná, aby upravila sférickou aberaci primárního zrcadla observatoře (primární zrcadlo má na svém okraji 2 mikrony odchylku od přesné sférické geometrie, takže korektivní optika WF/PC2 tuto odchylku dorovnává).

Jádrem systému WF/PC2 je trojice širokopásmových senzorů a malá "planetární" kamera s vysokým rozlišením, umístěná ve zbývajícím rohu čtverce.

Obrazový spektrograf vesmírného dalekohledu
Space Telescope Imaging Spectrograph

Spektrograf zachycuje záření přicházející do objektivu dalekohledu a umožňuje jeho analýzu spektrálním rozkladem na soustavě optických čoček a hranolů. Ze spektrogramů svítících kosmických těles lze zjistit jejich chemické složení a případné zvláštnosti, povrchovou teplotu, rychlost radiálního pohybu, rychlost vlastní rotace a informace o magnetickém poli. Systém STIS (Space Telescope Imaging Spectrograph) umožňuje studovat záření svítících objektů od ultrafialové části spektra (115 nm) přes viditelnou část spektra až po blízké infračervené spektrum (1000 nm).

STIS používá tři detektory: cesium-iodidovou fotokatodu MAMA (Multi-Anode Microchannel Array) pro vlnové délky od 115 nm do 170 nm, cesium-telluridovou fotokatodu MAMA pro vlnové délky od 165 nm do 310 nm a CCD kameru (Charge Coupled Device) pro vlnové délky od 305 nm do 1000 nm. Všechny tři detektory mají formát 1024 x 1024 bodů (pixelů). Každý z detektorů MAMA je schopen snímat oblast o rozměru 25 x 25 obloukových vteřin. Detektor CCD je schopen snímat oblast o úhlovém rozměru 50 x 50 obloukových vteřin.

Hlavní výhodou spektroskopu STIS je jeho schopnost dvoj- rozměrné místo jednorozměrné spektroskopie. Například spektroskop je schopen v jeden okamžik simultánně zpracovávat spektrum více objektů v nějaké galaxii namísto objektu jediného. STIS je také schopen zpracovat širší oblast vlnových délek současně. Z těchto důvodů je STIS mnohem výkonnější zařízení pro získávání vědeckých dat než dřívější spektrografy Hubbleova vesmírného dalekohledu.

Kamera v blízkém infračerveném spektru a multiobjektový spektrometr
Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer

Infračervený systém NICMOS (Near Infrared Camera and Multi- Object Spectrometer) je zařízení pro pořizování snímků v blízkém infračerveném spektru a pro spektroskopickou analýzu kosmických objektů. Systém NICMOS detekuje světlo vlnových délek 0,5 až 2,5 mikrometrů, tedy světlo delších vlnových délek, než je schopno zachytit lidské oko.

Velmi citlivé jednotky HgCdTe, které představují infračervené detektory systému NICMOS, musí pracovat za velmi nízkých teplot. Proto jsou detektory NICMOS umístěny v kryogenní Dewarově nádobě (tepelně izolované nádobě), která obsahuje pevný dusík. Dewarova nádoba ochlazuje detektory řadu let, mnohem déle, než bylo dosud dosaženo ve všech předchozích experimentech. NICMOS je prvním kryogenním zařízením na Hubbleově vesmírném teleskopu.

Korektivní optika

COSTAR (Corrective Optics Space Telescope Axial Replacement) není vědeckým přístrojem. Jde o systém korektivní optiky, který nahradil fotometr High Speed Photometer během první servisní mise Hubbleova vesmírného dalekohledu. COSTAR opticky koriguje efekty aberace primárního zrcadla kamery FOC (Faint Object Camera). Všechny další přístroje instalované na začátku provozu Hubbleova vesmírného teleskopu obsahují vlastní korektivní optiku. Až bude kamera FOC nahrazena jiným zařízením, COSTAR ztratí svoji funkci.

Kamera pro snímání slabých objektů
Faint Object Camera

Kamera pro snímání slabých objektů FOC (Faint Object Camera) byla sestrojena Evropskou agenturou pro vesmír ESA (European Space Agency). Kamera obsahuje dva kompletní detektorové systémy. Každý detektor používá tubus obrazového zesilovače, umožňující zobrazit objekty asi stotisíckrát jasněji, než je původní jas těchto objektů, na fosforové obrazovce. Tato obrazovka je snímána citlivou televizní kamerou EBS (electron-bombarded silicon). Celý systém je natolik citlivý, že objekty s jasností vyšší než 21 magnituda musí být zastíněny systémem filtrů, aby nedošlo ke zničení detektorů kamery. Dokonce s použitím těchto filtrů lze měřit přesně svítivost objektů do 20 magnitudy.

Kamera FOC pracuje s třemi různými ohniskovými poměry: f/48, f/96 a f/288 se standardním televizním formátem. Snímek poměru f/48 zaujímá oblast 22 x 22 obloukových vteřin a má rozlišení (velikost pixelu) 0,043 obloukové vteřiny. Snímek poměru f/96 zaujímá oblast 11 x 11 obloukových vteřin a má rozlišení 0,022 obloukové vteřiny. Snímek poměru f/288 zaujímá oblast 3,6 x 3,6 obloukových vteřin s rozlišením do 0,0072 obloukových vteřin.

Spektrograf pro studium slabých objektů
Faint Object Spectrograph

Spektrograf FOS (Faint Object Spectrograph) slouží pro výzkum slabých objektů a umožňuje studovat spektrum těchto objektů od ultrafialové části spektra (1150 Angstromů) přes viditelnou část spektra až po infračervenou část spektra (8000 Angstromů).

Spektrograf FOS používá dva senzory Digicon (jako zesilovače světla) s 512 elementy. "Modrý" senzor je citlivý v oblasti 1150 až 5500 Angstromů (od ultrafialové po žlutou). "Červený" senzor je citlivý od 1800 do 8000 Angstromů (od delší ultrafialové po červenou). Dopadající světlo ve spektrografu prochází jedenácti různými otvory o průměru od 0,1 do 1,0 obloukové vteřiny. Navíc spektrogram obsahuje optický systém, který zabraňuje průchodu světla ze středu objektu a ponechává pouze světlo z jeho okraje. Tento systém umožňuje studovat oblasti plynu kolem rudých obrů ve slabých galaxiích s aktivním jádrem.

Spektrograf pracuje v jednom ze dvou operačních módů, v módu s nízkým rozlišením nebo v módu s vysokým rozlišením.

Goddardův spektrograf s vysokým rozlišením
Goddard High Resolution Spectrograph

Spektrograf s vysokým rozlišením HRS (Goddard High Resolution Spectrograph) odděluje přicházející světlo na jeho spektrální komponenty, takže lze studovat různé chemické a fyzikální vlastnosti zkoumaných objektů, jako je chemické složení, teplota nebo rotační pohyb.

Na rozdíl od spektrografu FOS (Faint Object Spectrograph) tento přístroj se soustřeďuje téměř výhradně na ultrafialovou část spektra a umožňuje studovat velmi slabé objekty a je schopen rozlišit velmi jemné detaily v získaných spektrech. Podobně jako FOS, spektrograf HRS používá dva 521 kanálové elektronické detektory světla Digicon, ale na rozdíl od FOS tyto detektory nezachycují viditelnou část spektra. Jeden detektor je citlivý v oblasti od 1050 do 1700 Angstromů, druhý v oblasti od 1150 do 3200 Angstromů.

Spektrograf HRS pracuje v jednom ze tří rozlišovacích módů. Přitom mód s nízkým rozlišením poskytuje vyšší rozlišení než nejlepší rozlišení spektrografu FOS. Mód s vysokým rozlišením lze použít pouze pro objekty do 14 magnitudy nebo jasnější. Zařízení je schopno rozlišit variace světla v intervalech do 100 ms každý.

3. Činnost Hubbleova vesmírného dalehohledu

Ačkoliv činnost Hubbleova vesmírného teleskopu je naplánována na minuty, není veškerý čas určen pro pozorování. Každý cyklus, trvající kolem 95 minut, je rozdělen na pozorování a servisní funkce. Servisní funkce zahrnují nastavení dalekohledu na nový cílový objekt, kdy se optika dalekohledu musí vyhnout světlu Slunce nebo Měsíce, přepnutí komunikačních antén, nastavení módů datového přenosu, přijímání povelů, přenos dat, kalibraci a další podobné činnosti.

Když Vědecký ústav Hubbleova dalekohledu STScI (Space Telescope Science Institute) připraví základní plán pozorování, je časový rozvrh odeslán Goddardovu řídícímu středisku Hubbleova vesmírného teleskopu STOCC (Goddard's Space Telescope Operations Control Center). Každé pozorování je převedeno do posloupnosti řídících povelů, které jsou odeslány palubnímu počítači Hubbleova vesmírného dalekohledu. Povely jsou odesílány několikrát denně, aby se zajistil optimální výkon dalekohledu.

Pokud je to možné, jsou pro zkoumání přilehlých objektů použity současně alespoň dva vědecké přístroje. Například, pokud spektrograf je zacílen na vybranou hvězdu nebo mlhovinu, kamera WF/PC2 může snímat oblast oblohy poblíž zacíleného objektu. Během pozorování naváděcí senzory FGS (Fine Guidance Sensors) trvale navádějí systém na pozorované objekty.

Astronomové, kteří chtějí být přítomni pozorování, mají k dispozici konsolu ve Vědeckém ústavu Hubbleova vesmírného dalekohledu STScI a v řídícím středisku STOCC, kde lze sledovat jednak získávané snímky a jednak příslušná data z pozorování. Průběh pozorování lze v reálném čase z těchto míst do jisté míry ovlivnit. Pokud je ale pozorovací program jednou nastaven, nelze jej změnit.

Systémová a vědecká data z Hubbleova vesmírného teleskopu a operační povely jsou přenášeny pomocí systémů satelitu TDRS (Tracking Data Relay Satellite) a pozemské stanice ve White Sands v Novém Mexiku. Operační povely lze palubnímu počítači zasílat kdykoliv během dne.

Data z Hubbleova vesmírného teleskopu jsou pozemským stanicím zasílány buď bezprostředně nebo jsou zaznamenávány na magnetické pásky a zasílány později.

Pozorovatel na Zemi má k dispozici "nezpracované" snímky a další data během několika minut pro základní analýzu. Během 24 hodin jsou data z Hubbleova vesmírného dalekohledu zformátována a odeslána Vědeckému ústavu Hubbleova vesmírného dalekohledu STScI, kde je provedeno jejich datové zpracování (kalibrace, editace, distribuce) a jsou dána k dispozici vědecké komunitě.

Pozorovací čas Hubbleova vesmírného dalekohledu je velmi přísně přidělován a obvykle jeden z každých deseti návrhů je přijat. Tato jedinečná vesmírná observatoř je provozována jako mezinárodní vědecké středisko a slouží astronomům celé Země.

Literatura:

[X1] The Space Telescope Science Institute. The Association of Universities for Research in Astronomy, Inc., Last Updated: 31 March 1997. [M1]

(c) 1998 Intellectronics