Úvod
Kosmický dalekohled Jamese Webba (James Webb Space Telescope, JWST) se po mnoha odkladech vydává do vesmíru. Jeho start se zařadí mezi takové milníky, jako bylo pozorování oblohy Galileem, nástup CCD kamer a kosmonautiky a start Hubbleova kosmického dalekohledu.
Někteří ho trochu nesprávně označují za nástupce Hubbleova dalekohledu. Oba vesmírné dalekohledy však nemají mnoho společného. JWST bude obíhat po odlišné dráze, pracovat v jiné části spektra a mít jinou strukturu a optickou soustavu. To vše si v následujících kapitolách popíšeme. Dozvíte se, z čeho se Webbův dalekohled skládá, jak funguje a jaké budou jeho úkoly.
Foto: NASA, ESA, Northrop Grumman
Start rakety s teleskopem o víkendu
Do vesmíru vynese JWST evropská nosná raketa Ariane 5 ECA z rampy ELA-3 na kosmodromu Kourou ve Francouzské Guyaně. Start se už několikrát posunul, aktuálně je naplánován na sobotu 25. prosince ve 13:20 našeho času. Na Živě ho budeme sledovat online.
Raketa Ariane 5 ECA
Ariane 5 odstartovala do vesmíru poprvé v roce 1996. JWST bude na vrcholu verze „ECA“, která letěla poprvé v roce 2002. Dosud tato verze odstartovala 78krát. Jeden start byl částečně (2018) a jeden zcela neúspěšný (2002).
ECA vynáší především družice a brzy ji nahradí nová raketa Ariane 6, která se z části vyrábí také v České republice. Pokud máte doma satelitní televizi, možná přijímáte signál z družice Astra 3B, kterou vynesla právě Ariane 5 ECA. Kromě toho dopravila do vesmíru sondy BepiColombo (průzkum Merkuru), Rossetta (průzkum komety) nebo astronomické dalekohledy Herschel, Planck či XMM-Newton.
Hlavní jádro (EPC) rakety má průměr 5,4 a výšku 30 metrů. Obsahuje 175 tun pohonných hmot – 25 tun kapalného vodíku a 150 tun kapalného kyslíku. Motor Vulcain 2 poskytuje 136 tun tahu a pracuje přibližně 9 minut.
JWST uvnitř rakety Ariane 5 ECA. Foto: ArianeSpace.com
Schéma rakety Ariane 5 ECA při startu s JWST. 1: JWST, 2: aerodynamický kryt, 3: adaptér pro připojení k raketě, 4: ESC-A, 5: EPC, 6: EAP. Foto: ArianeSpace.com
K hlavnímu jádru jsou připojeny dva velké boostery EAP na tuhé pohonné hmoty, které poskytují při startu dohromady 1200 tun tahu (90 % celkového tahu) a umožní tak Ariane se odlepit od Země. EAP mají průměr 3 metry a výšku 31 metrů. Svou činnost ukončí přibližně 2 minuty po startu. Poté se oddělí a dopadnou do Atlantického oceánu.
Průběh startu
Odhození boosterů (EAP): + 2 minuty po startu
Odhození aerodynamického krytu: + 3 minuty a 26 sekund (výška 120 km)
Odpojení hlavního jádra (EPC): + 9 minut
Vypnutí horního stupně (ESC-A): + 15 minut a 45 sekund
Odpojení JWST: +27 minut
Po odpojení EPC od zbytku rakety zahájí činnost kryogenní horní stupeň ESC-A, který má na palubě necelých 15 tun paliva (opět jde o kapalný kyslík a vodík). Motor HM7V poskytuje 6,5 tun tahu. Pracovat bude 15 minut a 45 sekund.
JWST bude ukrytý pod aerodynamickým krytem o průměru 5,4 metru a délce 17 metru. Uvnitř krytu bude 28 průduchů, které umožňují odtlakování během startu. Samotný Webb bude mít uvnitř v zabaleném stavu šířku 4,5 a výšku 10,6 metru.
Nahoře je aerodynamický kryt, dole poslední pohled na JWST. Foto: ESA / Manuel Pedoussaut
Oběžná dráha Webbova teleskopu
Hubblův kosmický dalekohled pracuje na oběžné dráze Země. JWST však bude pracovat v oblasti infračerveného záření. Pro svou činnost potřebuje velmi nízké teploty. Na jeho optickou část a vědecké přístroje nesmí nikdy dopadat sluneční paprsky nebo teplo z jakéhokoliv dalšího tělesa či předmětu.
Pokud by obíhal okolo Země, jako Hubble, rušilo by ho teplo Země, Měsíce a musel by neustále měnit svou orientaci vzhledem ke Slunci. Proto se Kosmický dalekohled Jamese Webba vydá do libračního centra L2 soustavy Slunce – Země.
Librační centrum
Librační centrum (librační bod, Lagrangeův bod) je v nebeské mechanice takový bod v soustavě dvou těles m1 a m2 rotujících kolem společného těžiště, v němž se vyrovnávají gravitační a odstředivé síly soustavy tak, že malé těleso umístěné do tohoto bodu nemění vůči soustavě svou polohu (zachovává od m1 i m2 konstantní vzdálenost). Zdroj: Wikipedia
Librační centra soustavy Slunce-Země. JWST bude v bodě L2. Foto: NASA, STScI
L2 je pro Kosmický dalekohled Jamese Webba ideální. Pokud by obíhal po heliocentrické dráze okolo Slunce, utekl by nám. Dobrým příkladem je vysloužilý dalekohled Kepler, který oběhne Slunce za 372 dnů. Postupně se vzdaluje od Země a za nějakých 30 let nás dožene. JWST v bodě L2 sice bude dál od Slunce než Země, ale díky speciální dráze zůstane v jistém smyslu „zavěšený“ na stále stejném místě. Je to ale jen nadsázka.
Velmi často se píše, že JWST bude umístěn v bodě L2. Ve skutečnosti je to poněkud složitější. Pokud to zjednodušíme, bude JWST obíhat okolo L2. Vzdálenost od L2 se bude měnit od 252 tisíc po 832 tisíc kilometrů. Jeden oběh zabere dalekohledu 6 měsíců. Samotný bod L2 se nachází ve vzdálenosti 1,5 milionu kilometrů od Země. JWST se díky pohybu okolo tohoto bodu dostane od Země nejdál do vzdálenosti 1,8 milionu kilometrů.
Mluvíme sice o oběhu okolo L2, ale JWST bude ve skutečnosti obíhat okolo Slunce. L2 je pouze rovnovážný bod bez gravitační síly. Nejedná se tedy o oběžnou dráhu v pravém slova smyslu. Dráhu si lze představit spíše jako řízený drift, který JWST umožní zůstat v blízkosti L2.
Přestože se zdá, že L2 je vzorem stability, dráha JWST bude ve skutečnosti nestabilní. Na druhou stranu je velikost oběžné dráhy obrovská a oběžná rychlost malá, takže se dráha „rozkládá“ pomalu. JWST jednou za asi tři týdny zapne své motory, aby dráhu udržel.
Dráha JWST. Vlevo promítnutá do roviny ekliptiky, vpravo je pohled podél přímky Země-Slunce. Foto: NASA
L2 rozhodně není novou destinací. Obíhaly v něm mimo jiné dalekohledy Planck a Herschel (oba startovaly pomoci Ariane 5 ECA). Dnes tam pracuje družice GAIA nebo rusko-německý Spektr-RG.
Cesta do L2 potrvá JWST přibližně jeden měsíc. Během této cesty se nebude kochat vesmírnou prázdnotou, ale bude se postupně rozkládat.
Rozložení JWST po startu
Kosmický dalekohled Jamese Webba čeká po startu poměrně složité rozložení, které potrvá velkou část cesty do bodu L2, kam se dostane po měsíci cesty. Kromě rozložení se bude JWST věnovat také korekčním manévrům.
Cesta JWST do bodu L2. Foto: NASA a M. Clampin, GSFC.
Základní harmonogram rozložení uvádíme níže. O jednotlivých částech dalekohledu se dočtete v dalších kapitolách.
- +31 minut po startu: Bez energie to nepůjde. Jako první se tak rozloží solární panel.
- + 2 hodiny po startu: Kromě energie je důležitá také komunikace. V dalším kroku se rozloží struktura s anténami.
- 3. den: Začne asi nejsložitější část a to rozložení velké sluneční clony. Nejdříve se vyklopí obě křídla.
- 4. den: Vysune se samotný dalekohled pomoci Sestavy rozkládací věže.
- 5. den: Sluneční clona se rozloží do stran.
- 7. den: Napnutí sluneční clony.
- 10. den: Vyklopí se struktura sekundárního zrcadla.
- 12. a 13. den: primární zrcadlo se skládá z centrální části a dvou křídel, která jsou sklopená. Každé křídlo obsahuje 3 segmenty. Necelé dva týdny po startu se křídla vyklopí.
Korekce dráhy
JWST na své cestě provede několik korekčních manévrů. Na palubě k tomu má motory.
- MCC-1a: 0,5 dne po startu (poskytne většinu energie pro let do L2)
- MCC-1b: 2,5 dne po startu. Může opravit případné chyby předešlého manévru.
- MCC-2: 30 dnů po startu
Kosmický dalekohled Jamese Webba (JWST)
Ve složeném stavu má JWST 4,5 x 10,7 metru. Po startu se ale postupně rozloží. Pokud byste chtěli JWST umístit do místnosti, musela by být velká 21,2 x 14,2 metru. Někdy se rozměry JWST přirovnávají tenisovému kurtu, který má rozměry 23,7 x 8,2 metru.
Foto: NASA
Dalekohled JWST můžeme rozdělit na několik základních částí:
- Spacecraft bus: sběrnice dalekohledu, které zajišťuje napájení, řízení, ovládání nebo komunikaci dalekohledu.
- OTE (Optical Telescope Element): Optický prvek dalekohledu
- ISIM (Integrated Science Instrument Module): Integrovaný vědecký přístrojový modul – obsahuje 4 vědecké přístroje.
- Sunshield: sluneční clona, která odstíní světlo ze Slunce a udrží optiku a vědecké přístroje v nízkých teplotách.
Základní části JWST. Foto: NASA
Základní informace o JWST
- Hmotnost: 6,5 tuny
- Plánovaná délka mise: 10 let
- Typ dalekohledu: Korschův
- Počet vědeckých přístrojů: 4
- Vlnové délky: 0,6 až 28,3 mikrometru
Sběrnice (Spacecraft bus)
Kosmický dalekohled Jamese Webba nejsou jen zrcadla a vědecké přístroje. Dalekohled musí mít zdroj energie, komunikovat, zpracovávat data i příkazy, mít motory pro dolet do L2 a udržení oběžné dráhy a také odvádět teplo. To a ještě další věci plní sběrnice dalekohledu (v angličtině „bus“) obsahuje šest subsystémů:
- Subsystém elektrické energie
- Subsystém zpracování příkazů a dat
- Komunikační subsystém
- Subsystém řízení polohy
- Subsystém pohonu
- Subsystém tepelné kontroly
Sběrnice JWST při přípravě na start a schéma. Foto: NASA, ESA, Northrop Grumman
Subsystém elektrické energie
JWST bude jako zdroj energie používat solární panely, které dodají 2kW energie. Jsou jednou z částí, která se rozloží poté, co bude dalekohled vypuštěn do vesmíru. Na délku mají solární panely 5,9 metru.
Solární panel ve složeném stavu. Foto: NASA/Chris Gunn
Subsystém zpracování příkazů a dat
Systém C&DH (Command and Data Handling) je mozkem kosmického dalekohledu. Systém obsahuje počítač CTP (Command Telemetry Processor), který přijímá příkazy z komunikačního systému a směruje je k příslušnému příjemci. CTP bude řídit interakci mezi vědeckými přístroji, SSR a komunikačním systémem.
Systém C&DH má také zařízení pro ukládání dat pro observatoř. Jedná se o polovodičový zapisovač SSR (Solid State Recorder). Polovodičový záznamník (SSR) kosmické lodi poskytuje nejméně 65 GB paměti pro vědecká data.
Komunikační subsystém
JWST má anténu s vysokým ziskem (HGA) v pásmu Ka o průměru 0,6 m a anténu se středním ziskem (MGA) v pásmu S o průměru 0,2 m. Obě jsou namontovány na společné kloubové platformě HGA. Plošinu HGA lze kloubově nastavit tak, aby směřovala k Zemi a umožňovala libovolnou orientaci dalekohledu.
Široký vyzařovací diagram antény MGA zajišťuje, že telemetrie v pásmu S o rychlosti 40 kb/s je dostupná v reálném čase pro jakoukoliv viditelnou pozemní stanici.
S ohledem na vzdálenost JWST v bodě L2 poletí signál z dalekohledu na Zemi řádově asi 5 sekund.
Antény JWST. Foto: NASA, ESA, Northrop Grumman
Během vědeckých pozorování může docházet k obousměrné komunikaci, včetně stahováni vědeckých dat z polovodičového zapisovače SSR.
Z bodu L2 má pásmo Ka šířku paprsku přibližně stejnou, jako je úhlová velikost Země. Z tohoto důvodu musí být směrování HGA periodicky upravováno, aby byla Země stále ve středu. Očekává se, že manévry HGA pro změnu směru povedou k malému, ale měřitelnému narušení orientace dalekohledu, takže k nim nedojde během vědeckých pozorování. HGA musí být přemístěn každých 10 000 s (cca 2,7 hodiny), což stanoví limit pro maximální nominální dobu trvání vědeckého pozorování.
Z tohoto pravidla existuje výjimka pro některé pozorovací režimy, které vyžadují dlouhé nepřerušované pozorování. V tomto případě nebude odesílání dat probíhat.
Komunikaci s Webbovým dalekohledem zajistí síť radioteleskopů DSN, které se nachází na třech místech: Canberra (Austrálie), Madrid (Španělsko) a Goldstone (USA). Rozmístění zaručuje, že minimálně jedna ze stanic bude mít na JWST vždy dobrý výhled.
Ke stahování vědeckých dat dochází ve dvou 4hodinových kontaktech denně. Maximální udržovaná datová rychlost je asi 48 Mbitů za sekundu. Každý den by se mělo stáhnout kolem 57 GB dat.
Tip: Na internetu můžete sledovat, s jakou družicí / sondou DSN zrovna komunikuje.
Subsystém pohonu
Na palubě má JWST dva typy motorů:
- Trysky SCAT (Secondary Combustion Augmented Thrusters) se používají pro korekci oběžné dráhy udržování dalekohledu na zvolené oběžné dráze. Jako palivo používají hydrazin a jako okysličovadlo oxid dusičitý. K dispozici jsou dva páry motorů (viz obrázek).
- Raketové motory DTM (Dual Thruster Modules) jsou typu MRE-1 a používají se pro řízení polohy a odlehčení reakčních kol od momentu hybnosti. Jako pohonné hmoty využívají hydrazin (jednosložkové palivo). Na sběrnici JWST najdeme 8 párů trysek DTM.
Součástí subsystému pohonu jsou také dvě titanové nádrže s héliem, které poskytují neregulovaný tlak pro všechny pohonné látky.
Motory JWST. V případě motorů DTM jsou šipkou pro lepší přehlednost znázorněny jen některé. Foto: Northrop Grumman
Subsystém řízení polohy
Ve sci-fi filmech se většinou stanice nebo loď otáčí pomoci motorů. Realita je ale trochu jiná. Aby se Webb otočil a mohl pozorovat vybrané objekty ve vesmíru, používá šest reakčních kol.
Reakční kola jsou v zásadě setrvačníky, které ukládají moment hybnosti. Zpomalením nebo zrychlením jednoho nebo více reakčních kol se změní celkový moment hybnosti celé observatoře a následně se observatoř otočí, aby zachovala moment hybnosti.
Ve vesmíru není žádný odpor vzduchu. Když se kolo otáčí jedním směrem, celý dalekohled se otáčí opačným směrem. Kola jsou upevněna na místě a otáčejí se 1 000 až 4 000 otáčkami za minutu. Reakční kola vyrobila firma Rockwell Collins Deutschland.
Reakční kola fungují v kombinaci se třemi hvězdnými sledovači a šesti gyroskopy, které poskytují zpětnou vazbu o tom, kam observatoř míří a jak rychle se otáčí.
Hvězdné sledovače jsou jednoduché dalekohledy, které JWST umožňují se orientovat. Dalekohled používá pro navádění vždy jen jednu hvězdu z katalogu hvězd. Pro jemné navádění na cíl se používá přístroj FGS, který je součástí jednoho z vědeckých přístrojů.
Reakční kola spolupracují s šesticí gyroskopů. JWST nepoužívá mechanické gyroskopy jako Hubble, ale jinou technologii zvanou hemisférické rezonátorové gyroskopy neboli HRG. Jsou velmi spolehlivé, protože nemají žádná ložiska, třecí části ani pružné spoje. HRG jsou tvořené vibrující křemennou polokoulí, která vibruje svou rezonanční frekvencí ve vakuu. Elektrody detekují změny, pokud se dalekohled pohybuje. JWST bude mít šest gyroskopů. K provozu jsou potřeba alespoň dva. Vzhledem k tomu, že se nejedná o mechanické části, neměl by s nimi být tak velký problém jako s gyroskopy na Hubblovu dalekohledu.
HRG gyroskop (ilustrační fotografie). Foto: Sagem, CC BY 4.0
Gyroskopy jsou senzory, které poskytují informace, zatímco reakční kola jsou zařízení, která fyzicky mění orientaci dalekohledu.
HRG nejsou novinkou. Jako první je v polovině 90. let využila sonda NEAR Shoemaker. Později pak třeba sonda Cassini, která zkoumala Saturn.
(A) sledovače hvězd a (B) klapka pro stabilizaci dalekohledu. Foto: NASA, ESA, Northrop Grumman
Pozor na Slunce!
Tlak slunečního záření dokáže velké divy. Ovlivnit dráhy planetek nebo pohánět sluneční plachetnice. V případě JWST je ale spíše na obtíž. Sluneční záření se opírá do obří sluneční clony a způsobuje nárůst úhlového momentu v reakčních kolech. JWST používá několik postupů, jak tento problém vyřešit.
První pomůckou je hybnostní klapka (momentum flap), která pomáhá korigovat vliv tlaku slunečního záření.
Změny hybnosti lze na určité úrovni řídit způsobem, jakým je plánována posloupnost pozorování. JWST provede pozorování v orientaci, která zvyšuje hybnost v určitém reakčním kole, po němž následuje pozorování v orientaci, která z tohoto kola hybnost odebírá.
Tento postup však řeší problém jen částečně. Plánovací a rozvrhovací systém vkládá do rozvrhu plánovaná uvolnění hybnosti podle potřeby na základě modelování očekávaného nárůstu hybnosti, který se v současné době očekává 1 až 2krát týdně.
Každý takový manévr trvá několik hodin. Dalekohled se natočí do určité orientace, aby se minimalizoval dopad na oběžnou dráhu, a poté podle potřeby zapne trysky, aby bylo možné upravit rychlost otáčení reakčních kol.
Kam se JWST dívá?
Oběžná dráha a postavení Slunce a Země (vždy ve stejném směru) limitují možnosti, kam se může JWST dívat.
Pro lepší pochopení musíme použít ekliptikální souřadnice. Jejich základem je rovina oběžné dráhy okolo Země. Podobně jako na globusu, také v tomto souřadnicovém systému najdeme póly nebo šířku a délku.
Pozorovatelnost pomocí JWST je závislá na ekliptikální šířce (latitude) daného cíle. Pod 45° ekliptikální šířky může JWST pozorovat cíle ve 2 oknech viditelnosti za rok se středem přibližně 6 měsíců od sebe, přičemž každé okno trvá nejméně 50 dní. Nad 45° ekliptikální šířky jsou okna mnohem delší, jak ukazuje obrázek níže.
Vlevo: Počty dnů v roce, po které může JWST pozorovat danou část oblohy v závislosti na ekliptické šířce. Vpravo totéž, počty dnů jsou znázorněny barevnou stupnicí. Červené „skvrny“ jsou CVZ (viz níže). Foto: NASA, Billy Edwards, CC BY 4.0
Možnosti JWST pozorovat různá místa na obloze se promítla do mise družice TESS. Do vesmíru se vydala v dubnu 2018, aby hledala exoplanety u blízkých jasných hvězd po velké části oblohy. Některé z objevených exoplanet bude zkoumat JWST.
TESS postupně pozoruje na jižní a severní obloze, přičemž různé části oblohy pozoruje různě dlouho. Nejdéle (téměř rok) pozoruje místa, které se označují jako continuous viewing zone (CVZ). Jedná se o oblasti na severní i jižní polokouli, ve kterých může JWST pozorovat po celý rok nepřetržitě. V kapitole o vědě prozradíme, proč je to zrovna u exoplanet poměrně důležité.
Optický prvek dalekohledu (OTE)
Optický prvek dalekohledu (OTE) se skládá z:
- Primárního zrcadla
- Sekundárního zrcadla
- Terciálního zrcadla a zrcadla pro jemné řízení, které jsou v Subsystém zadní optiky (Aft Optics Subsystem, AOS)
- Struktury dalekohledu
- Subsystému tepelného managementu
- Radiátoru ADIR
- Snímání a ovládání vlnoplochy
Optická část JWST. Foto: NASA
JWST používá dalekohled typu Korsh. Stejný typ je také pozemský dalekohled Very C. Rubinové (dříve LSST) nebo připravovaný Extrémně velký dalekohled (ELT). Pokud se podíváme do vesmíru, typu Korsh bude i Kosmický dalekohled Nancy Grace Romanové.
A: Hlavní (primární zrcadlo), B: sekundární zrcadlo, C: Subsystém zadní optiky s terciálním zrcadlem a zrcadlem jemného navádění. Foto: Northrop Grumman
Jedná se o typ třízrcadlového anastigmatového reflektorového dalekohledu popsaného v roce 1977.
Světlo vzdálených objektů se odrazí od velkého primárního zrcadla směrem do sekundárního, které ho vrátí zpět a nasměruje do terciálního zrcadla. Odtud pak putuje do některého ze čtyř vědeckých přístrojů.
Dráha světla. Foto: STScI
Primární zrcadlo
Od 90. let minulého století je běžné, že primární zrcadla velkých astronomických dalekohledů jsou segmentová.
Segmentová jsou zrcadla Keckových dalekohledů na Havaji (36 segmentů), Velkého kanárského dalekohledu (12 segmentů). V Chile nyní vyrůstá zmíněný dalekohled ELT, který bude mít zrcadlo ze 798 segmentů.
Primární zrcadlo JWST. Foto: NASA/Chris Gunn
Segmentová zrcadla mají řadu výhod od snadnější dopravy vysoko do hor až po redukci teplotních a výrobních vlivů (aktivní optika). V případě JWST jde samozřejmě především o to, aby se celá sestava vešla pod aerodynamický kryt rakety, ale význam má také v úspoře hmotnosti a umožňuje, aby bylo zrcadlo rozložitelné.
Primární zrcadlo se skládá z 18 šestiúhelníkových segmentů o průměru 1,4 metru, které dohromady vytváří zrcadlo o ekvivalentu 6,5 metru. Každý segment má hmotnost asi 20 kg.
12 segmentů se nachází v centrální části, která se po startu nerozkládá. Po bocích se nachází dvě křídla – každé má tři segmenty pod sebou (segmenty B6, C5, B5 a B2, C2, B3). Tato křídla budou po startu vyklopena.
U astronomického dalekohledu jde především o plochu. Čím je větší, tím více fotonů posbíráte. Nezakrytá sběrná plocha primárního zrcadla má 25,4 m². Celková leštěná plocha je o něco větší – 26,3 m², ale malou část zakrývají podpůrné vzpěry sekundárního zrcadla.
Jak se měnil průměr hlavního zrcadla JWST
V roce 1990 zpráva Decadal Survey doporučila, aby dalším velkým vesmírným teleskopem NASA byla chlazená infračervená observatoř s primárním zrcadlem o průměru 6 až 10 metrů. V roce 1995 si rozpočtová omezení vynutila zmenšení velikosti primárního zrcadla na průměr 4 metry. V roce 1996 projekt, tehdy známý jako NGST (New Generation Space Telescope), prošel opět změnou designu. Administrátor NASA Dan Goldin považoval 4metrové zrcadlo za příliš malé a snažil se zvětšit jeho velikost opět na 8 metrů. Protože by se podobně velké zrcadlo nevešlo pod aerodynamický kryt žádné rakety, bylo rozhodnuto postavit rozkládací segmentové zrcadlo. V polovině prvního desetiletí tohoto století byla velikost zrcadla opět zmenšena na průměr 6,5 metru
Zrcadla jsou vyrobena z beryllia. Tento kov byl zvolen z řady důvodů včetně hmotnosti, ale také pro jeho nízkoteplotní koeficient tepelné roztažnosti ve srovnání se sklem. JWST není prvním dalekohledem, který využívá zrcadla z beryllia. Před tím to byl třeba i dalekohled Spitzer.
Berylliová zrcadla jsou potažena velmi jemnou vrstvou zlata, aby odrážela infračervené světlo. Vrstvička ze zlata má tloušťku pouhých 100 nanometrů. Celkem padlo na zrcadla 48 gramů zlata. Na povrchu zlata je nanesena tenká vrstva oxidu křemičitého, která jej chrání před poškrábáním.
Každý segment má své označení. Foto: NASA
Pro vyrovnání každého segmentu zrcadla je na něj namontováno šest aktuátorů (akčních členů), které mohou daný segment nastavit v krocích po 5 nm.
Aktuátory na konci šestihranu posouvají segment do správného zarovnání s ostatními segmenty.
Sedmý aktuátor uprostřed na každém segmentu ovládá jeho poloměr zakřivení pomoci tlaku na vzpěry, což umožňuje korekci drobných výrobních odchylek a zajišťuje, že ohniskové vzdálenosti všech 18 segmentů jsou velmi přesně sladěny.
Zadní část segmentu. [1] aktuátory, [2] vzpěry, [3] šestihran, [4] berillium, [5] elektronika. Foto: ASU/NASA
Aktivní optika (ovládání vlnoplochy)
Velké astronomické observatoře dnes využívají aktivní a adaptivní optikou. Prvně jmenovaná koriguje vnější vlivy jako jsou změny teplot, mechanické napětí (způsobené hlavně náklonem zrcadla) apod. Adaptivní optika zase deformuje zrcadlo tak, aby se vyrovnaly rušivé vlivy atmosféry.
V případě JWST nebo kosmického dalekohledu obecně samozřejmě většina rušivých vlivů odpadá. Přesto bude mít JWST aktivní optiku, kterou bude moci korigovat pozice segmentů (vlnoplochu).
Korekce vlnoplochy budou potřeba většinou z důvodů teplotních změn, které způsobují mírnou tepelnou expanzi a kontrakci částí observatoře.
Primární zrcadlo. Foto: NASA/Desiree Stover
Hlavním vlnoplochovým senzorem pro JWST je přístroj NIRCam. Každý segment primárního zrcadla má na své zadní straně výše zmíněné aktuátory, které poskytují 6 stupňů volnosti a také kontrolu nad poloměrem zakřivení. Sekundární zrcadlo je také ovládáno ve svých 6 stupních volnosti. V dalekohledu je tedy celkem 132 stupňů volnosti, které je třeba seřídit, plus zaostřovací mechanismy v každém z vědeckých přístrojů kromě MIRI.
Po startu čeká JWST série korekcí a seřizování vlnoplochy. Po uvedení do provozu by měla být vlnoplocha měřena NIRCam každé dva dny. Očekává se, že opravy budou relativně vzácné, ne častěji než jednou za 2 týdny a možná jen párkrát za rok.
Je dobré poznamenat, že cílem korekcí je zachovat vyrovnání dalekohledu, nikoli ho cíleně měnit. Účinkem korekcí by mělo být uvedení optické soustavy dalekohled do nominálního vyrovnaného stavu, který měl na konci období uvádění do provozu, a zajistit, aby se tomuto stavu neustále blížil. Vlnoplocha tedy nebude upravována například pro potřeby jednotlivých vědeckých přístrojů apod.
Sekundární zrcadlo
Sekundární zrcadlo je konvexní kruhové zrcadlo o průměru 0,74 m. Nachází se ve vzdálenosti 7,2 metru od primárního zrcadla na trojici vzpěr o délce 7,6 metru. Přestože jsou velmi pevné a lehké, jsou to duté kompozitní trubky o tloušťce asi 1 milimtru.
Zleva: sekundární zrcadlo, pohled do sekundárního zrcadla a vzpěry sekundárního zrcadla. Foto: NASA/Chris Gunn, Ball Aerospace, Northrop Grumman
Subsystém zadní optiky
Od sekundárního zrcadla se světlo odrazí do terciálního zrcadla a zrcadla pro jemné navádění. Obě zrcadla se nachází v AOS (Subsystém zadní optiky, Aft Optics Subsystem).
Terciární zrcadlo je pevné konkávní asférické zrcadlo podlouhlého tvaru o rozměrech zhruba 0,73 × 0,52 m. Z něj jde světlo na pohyblivé zrcadlo pro jemné navádění (FSM).
FSM je ploché zrcadlo, které se používá ke stabilizaci obrazu během vědeckých pozorování. V průběhu pozorování bude průběžně upravováno v náklonu v osách X a Y na základě měření prováděných systémem řízení polohy jako součást řídicí smyčky jemného navádění.
Vlevo: Zadní optický subsystém, vpravo terciální zrcadlo. Foto: NASA/Chris Gunn, Ben Gallagher (Ball Aerospace) a Quantum Coating Incorporated.
Sestava rozkládací věže
Na základně OTE se nachází také Sestava rozkládací věže (Deployable Tower Assembly, DTA). Jedná se o komponentu, která spojuje OTE se sběrnicí dalekohledu.
Zatímco sluneční clona blokuje teplo ze Slunce, DTA musí izolovat dalekohled od tepla zbytku konstrukce.
DTA se vysouvá pomocí dvou teleskopických trubek z uhlíkových vláken, které se mohou mezi sebou posouvat na válečcích. DTA se ve vesmíru rozloží pomoci elektromotoru, který otáčí maticí s kuličkovým šroubem, která tlačí obě trubky od sebe. Když je DTA plně rozvinutá, má 3 metry.
Sestava rozkládací věže. Foto: NASA
Základní deska
Základní deska má důležitou funkci, protože musí nést nejen primární zrcadlo o průměru 6,5 metru a další optiku dalekohledu, ale také celý modul vědeckých přístrojů. Celkově základní deska nese více než 2400 kg hardwaru.
Ve skutečnosti existují dvě verze základní desky. Kromě letové verze ještě také testovací verze s názvem Pathfinder, která nemá dvojici křídel segmentů ale jen středovou část.
Vlevo: část základní desky a struktura sekundárního zrcadla, vpravo základní deska.
Foto: NASA/Desiree Stover
Sluneční clona
Infračervený dalekohled musí být chladnější než objekty, které bude pozorovat. Základním prvkem chlazení JWST je sluneční clona, která rozděluje Webbův dalekohled na dvě části – horkou a chladnou.
Clona chrání optickou část a vědecké přístroje před teplem z Měsíce, Země ale především Slunce. Do hry vstupuje výhoda dráhy okolo bodu L2. Pozice JWST umožňuje udržet Slunce, Zemi a Měsíc vždy na stejné straně.
Z toho pramení také rozmístění jednotlivých prvků. Na horké straně najdeme solární panel nebo komunikační antény a také sběrnici dalekohledu. Na chladné straně pak vědecké přístroje a optický prvek.
Sluneční clona JWST. Foto:
NASA, STScl
Sluneční clona o velikosti 22 metrů x 14 metrů má pět vrstev. Každá má zhruba velikost tenisového kurtu ale je tenká jako lidský vlas a je potažena hliníkem pro odrazivost.
Základním materiálem sluneční clony je Kapton potažený vrstvou hliníku o tloušťce 100 nm. Dvě nejbližší vrstvy ke Slunci jsou také potaženy vrstvou křemíku o tloušťce 50 nm. První vrstva clony je silná 0,05 mm, ostatní vrstvy mají tloušťku 0,025 mm.
V provozu bude sluneční clona přijímat asi 300 kilowattů slunečního záření, ale na druhou stranu projde pouze 23 miliwattů.
Každá vrstva má trochu jiný tvar a velikost. Vrstva 5 je nejblíže primárnímu zrcadlu a je nejmenší. Vrstva nejblíže ke Slunci se nazývá vrstva 1 a je větší a zakřivenější
Vrstvy jsou navrženy tak, aby Slunce, Země a Měsíc svítily na vrstvu 1 a občas na malou část vrstvy 2. Na druhou stranu musí platit, že prvky dalekohledu „uvidí“ pouze vrstvu 5 a někdy malou část vrstvy 4.
Sluneční clona při testech. Foto: NASA/Chris Gunn
Teplo jako nepřítel Webbova dalekohledu
Sluneční clona odvede kus práce, ale zdrojů tepla je více. Optický prvek dalekohledu je z pohledu tepla oddělený od sběrnice dalekohledu a má otevřenou architekturu. Mezi primárním a sekundárním zrcadlem je otevřený kosmický prostor. Součástí „pozorování“ však není jen optický prvek ale také část ISIM, která obsahuje vědecké přístroje. Také ony musí být chlazeny na kryogení teploty.
Kosmický dalekohled Jamese Webba používá z velké části pasivní chlazení pomoci jednostupňových kryogenních radiátorů. V případě ISIM najdeme radiátory „za“ primárním zrcadlem, jak ukazuje obrázek níže. Jde o 5 kryogenních radiátorů – tři fixní radiátory FIR (Fixed ISIM Radiators) pro některé vědecké přístroje od společnosti Ball Aerospace a 2 radiátory ADIR (Aft Deployable Infrared Radiator), které budou vyklopeny po startu a které vyrobila Northrup Grumman Aerospace Systems.
Jednotlivé radiátory na JWST. Foto: Northrop Grumman
Jen pasivní chlazená nestačí
Čím delší je však vlnová délka infračerveného záření, tím chladnější musí být detektor. Tři přístroje pracují s vlnovými délkami od 0,6 mikrometru do 5 mikrometrů a stačí jim pasivní chlazení na zhruba 37 Kelvinů (cca -235 °C).
Přístroj MIRI pracuje s vlnovými délkami od 5 do 28 mikrometrů. Jeho detektory mají i jiné složení (arsenem dotovaný křemík) a musí mít teplotu nižší než 7 Kelvinů (cca - 266 °C), aby správně fungovaly.
Dostat se na takovou teplotu už není možné pasivním chlazením. Je potřeba aktivního chlazení. Základem je CCA (Cryocooler Compressor Assembly), který využívá plynné hélium a to dokonce dvakrát, protože než se dostane k MIRI, je chlazené v předchladiči, který také využívá plynné hélium. V samotné CCA se hélium dostane na 14 Kelvinů, což je posun oproti pasivnímu chlazení, ale nestačí to. Jak se dostaneme ještě níže?
Cryocooler Compressor Assembly. Foto: NASA/JPL-Caltech
Pokud se znovu podíváte na schéma JWST a radiátory, všimnete si, že tam chybí radiátor pro MIRI. Je to docela paradox, když uvážíme, že se jedná z pohledu chlazení o nejdůležitější část. Ale právě v tom je ukryté kouzlo chlazení MIRI. CCA se totiž nenachází někde vedle „ochlazovaného“ přístroje ale ve sběrnici dalekohledu ve vzdálenosti 10 metrů od MIRI. Chladné plynné helium se pak prostřednictvím potrubí dostává k MIRI a chladí ho. Radiátor pro MIRI tak najdeme na sběrnici dalekohledu na horké straně.
Ale ze sběrnice zase zpátky „nahoru“ k přístroji MIRI. CCA je připojen k ISIM prostřednictvím sestavy CTA (Cryocooler Tower Assembly), což je dvojice pozlacených trubek z nerezové oceli (přívodní a zpětné potrubí), každá o průměru asi 2 milimetrů.
CTA se připojuje k poslednímu dílu kryochladiče zvanému Cryocooler ColdHead Assembly (CHA), který se nachází v ISIM. Uvnitř pozlaceného válce o velikosti a tvaru velké plechovky na kávu se nachází malý (méně než 1 milimetr) otvor, kterým prochází chlazené helium, což vede k expanzi a konečnému ochlazení plynného helia na teplotu přibližně 6 Kelvinů díky Jouleovu-Thomsonovu jevu.
Toto nejchladnější zchlazené helium prochází dalšími dvoumilimetrovými trubkami do měděného bloku velikosti dlaně připevněného na zadní straně detektorů MIRI.
Radiátory (A) a stínítka radiátorů (B). Foto: Northrop Grumman
Radiátory najdeme také na sběrnici. Kromě dvojce radiátorů je tam také radiátor baterie a stínítka (v angličitně shades, ale používáme označení stínítka, aby nedošlo k záměně s velkou sluneční clonou). Stínítka umístěné nad chladiči zlepšují účinnost chladiče tím, že blokují výhled na teplou sluneční clonu, která odráží sluneční záření.
ISIM aneb věda na palubě
Integrovaný vědecký přístrojový modul (Integrated Science Instrument Module, ISIM) je systém, který vědecké části Webbovu teleskopu poskytuje elektrickou energii, výpočetní zdroje, chladicí schopnosti a také strukturální stabilitu. Je vyroben z lepeného grafit-epoxidového kompozitu připevněného ke spodní straně konstrukce Webbova dalekohledu. V ISIM jsou umístěny čtyři vědecké přístroje a naváděcí kamera FGS (Fine Guidance Sensor).
Tři části ISIM
ISIM se rozděluje na tři oblasti, což do určité míry opět souvisí s prací při kryogenních teplotách (což jsme už probrali v samostatné kapitole o chlazení). První oblastí je kryogenní přístrojový úsek. V něm se pasivně chladí detektory až na 39 Kelvinů.
Oblast číslo dvě je řídicí elektronika (ISIM Electronics Compartment). Třetí oblast je umístěna ve sběrnici. Najdeme tam Zpracováni příkazů a dat (ISIM Command and Data Handling) a dále kryochladič pro přístroj MIRI a řídicí elektronikou pro tento přístroj, který musí pracovat při ještě nižších teplotách než jeho kolegové.
Tři oblasti (Region), na které lze ISIM rozdělit. Foto: NASA
Vědecké přístroje na palubě JWST
- NIRCam (Near-Infrared Camera)
- NIRSpec (Near-Infrared Spectrograph)
- MIRI (Mid-Infrared Instrument neboli MIR)
- FGS/NIRISS (Fine Guidance Sensor/Near InfraRed Imager a Slitless Spectrograph)
Vědecké přístroje na palubě JWST. Foto: Chris Gunn, NASA.
Vědecké přístroje na palubě JWST
| Přístroj |
Vlnové délky |
Komponenty |
| MIRI |
4,9 až 28,8 µm |
kamera, spektrometr, IFU, koronografy |
| NIRCam |
0,6 až 5 µm |
kamera, spektrografy, koronografy |
| NIRSpec |
0,6 až 5 µm |
spektrografy, IFU, MSA |
| NIRISS / FGS |
0,6 až 5 µm |
kamera, spektrografy, AMI |
Komponenty vědeckých přístrojů
Kamery: pořizují snímky vesmírných objektů. Kameru mají tři ze čtyř vědeckých přístrojů.
Spektrografy: rozkládají světlo do spektra. Webb má několik různých typů spektrografů, z nichž každý je určen k trochu jinému účelu. Všechny čtyři Webbovy přístroje mají spektrografy.
Koronografy: jsou přístroje, které dokáží odstínit světlo vzdálené hvězdy, takže lze pozorovat její okolí – protoplanetární disky, ze kterých se rodí planety nebo i samotné planety.
Filtry: jsou tenké vrstvy specializovaných materiálů navržené tak, aby propouštěly určitý rozsah vlnových délek světla a blokovaly všechny ostatní. Webbovy filtry jsou podobné světelným filtrům na ručních fotoaparátech a používají se ve spojení s kamerami, koronografy a spektrografy. Všechny čtyři přístroje obsahují řadu filtrů, včetně širokopásmových filtrů, které propouštějí široký rozsah vlnových délek, úzkopásmových filtrů, které propouštějí velmi úzký rozsah vlnových délek, a čirých filtrů, které propouštějí všechny vlnové délky zachycené dalekohledem.
Detektory: jsou místa, kde jsou fotony absorbovány a nakonec přeměněny na elektronická napětí. Všechny Webbovy detektory mají stejnou základní sendvičovou architekturu. Sendvič má tři části: tenkou polovodičovou absorpční vrstvu, vrstvu indiových spojů, které spojují každý pixel v absorpční vrstvě se čtecím zařízením, a křemíkový čtecí integrovaný obvod.
Webb používá dva různé typy detektorů: rtuť-kadmium-tellurid (zkráceně HgCdTe) detektory pro blízké infračervené záření (0,6 až 5 µm) a arsenem dopované křemíkové (zkráceně Si:As) detektory pro střední infračervené záření (5 až 28 µm).
Detektory a jejich počty
| Přístroj |
0,6 až 2,5 µm |
0,6 až 5 µm |
5 až 28 µm |
| NIRCam |
8 |
2 |
|
| NIRSpec |
|
2 |
|
| NIRISS / FGS |
|
3 |
|
| MIRI |
|
|
3 |
Detektor kamery NIRCam. Foto: University of Arizona/NASA
Speciální komponenty
Webbova soustava mikrozávěrů (MSA) je mřížka 248 000 malých „dvířek“, která lze otevírat a zavírat, aby propouštěla nebo blokovala světlo a umožnila současné pozorování více než 100 zdrojů v zorném poli o rozměrech 3,6 x 3,4 minut. NIRSpec je jediným přístrojem s MSA a Webb je jediným vesmírným dalekohledem s MSA.
Jednotky integrálního pole (IFU) je kombinace kamery a spektrografu, která slouží k pořizování a mapování spekter v celém zorném poli za účelem pochopení změn v prostoru.
Webbova aperturní maska (AFI) je kovová deska se sedmi šestiúhelníkovými otvory, která je umístěna před detektory, aby se zvýšilo efektivní rozlišení dalekohledu a pořídily se detailnější snímky extrémně jasných objektů (interferometrie s aperturní maskou). NIRISS je jediným přístrojem s aperturní maskou.
Režimy JWST
Z používání jednotlivých komponent vychází také režimy, ve kterých může Kosmický dalekohled Jamese Webba pracovat. V závorce jsou uvedeny přístroje, které v těchto režimech pracují.
Standardní zobrazování (NIRCam, NIRISS a MIRI): je ekvivalentem základní digitální fotografie a zahrnuje pořizování snímků nejrůznějších objektů a materiálů v prostoru, které vyzařují nebo odrážejí infračervené světlo.
Standardní zobrazení a velikost zorných polí jednotlivých přístrojů v obloukových vteřinách. Foto: STScI
Koronografické snímkování (NIRCam a MIRI): někdy se nazývá vysoce kontrastní snímkování. Zahrnuje použití koronografu, který blokuje světlo hvězdy, aby odhalil mnohem slabší světlo blízkých objektů (exoplanety, protoplanetární disky).
Interferometrie s clonovou maskou – AMI (NIRISS): zahrnuje použití clonové masky ke zvýšení efektivního rozlišení dalekohledu a pořízení detailnějších snímků. Když je aperturní maska na místě, k detektorům se dostane pouze světlo, které projde otvory – zbytek je blokován.
AMI simuluje efekt soustavy dalekohledů, v níž několik dalekohledů spolupracuje, aby simulovaly schopnost shromažďovat světlo jediného, mnohem většího dalekohledu (interferometrie). Podobně fungují třeba dalekohledy VLT v Chile. AMI se používá k oddělení světla jasných objektů, jako jsou hvězdy, které jsou blízko sebe ve vesmíru nebo na obloze.
AMI dokáže rozlišit bodové zdroje, které jsou od sebe vzdálené (tzv. separace) jen 0,09 obloukových vteřin. Může se tak pochlubit nejvyšším rozlišením na palubě Kosmického dalekohledu Jamese Webba.
Časosběrné snímání (MIRI a NIRCam): zahrnuje pořízení série snímků v pravidelných intervalech za účelem měření změn v čase.
Širokoúhlá bezštěrbinová spektroskopie (NIRCam a NIRISS): zahrnuje snímání celkového spektra širokého zorného pole – pole hvězd, části blízké galaxie nebo mnoha galaxií najednou. Výsledkem jsou často stovky, ne-li tisíce spekter, která se v konečném pozorování často překrývají.
Jednoobjektová bezštěrbinová spektroskopie (MIRI a NIRISS): zahrnuje snímání spektra jediného jasného objektu, například hvězdy v zorném poli.
Štěrbinová spektroskopie (NIRSpec a MIRI): umožňuje zachytit spektrum jednoho objektu – jedné hvězdy, nebo jedné vzdálené galaxie – v širokém zorném poli. Spektroskopie s jednou štěrbinou se také používá k analýze spektra malé oblasti objektu, který je v zorném poli velký, například galaxie nebo planety.
Víceobjektová spektroskopie (NIRSpec): zahrnuje použití soustavy mikroštěrbin k zachycení jednotlivých spekter až 100 objektů současně nebo míst v prostoru najednou. Víceobjektová spektroskopie je důležitá z hlediska efektivity, zejména při pozorování velmi vzdálených a slabých cílů, jako jsou staré galaxie, které vyžadují stovky hodin pozorovacího času.
Integrální spektroskopie – IFU (NIRSpec a MIRI): MIRI a NIRSpec obsahují jednotky integrálního pole (IFU) pro získání trojrozměrné spektroskopie integrálního pole (IFS) s vlnovou délkou podél jedné osy a polohou na obloze podél dalších dvou. Zorné pole je rozřezáno na několik dlouhých štěrbin, z nichž každá je znovu zobrazena na jiném místě detektoru.
Znázornění „krájení“ obrázku IFU. Foto: STScI
NIRSpec je vybaven IFU, který rozděluje zorné pole 3 x 3 obloukových vteřin na 30 řezů, každý o šířce 0,1 vteřiny a pokrývající vlnové délky od 0,6 do 5,3 μm.
MIRI používá čtyři IFU. Každá pokrývá jinou oblast vlnových délek. MIRI IFS se nazývá spektroskopie se středním rozlišením (MRS). Zorná pole kanálů MRS se s rostoucí vlnovou délkou pohybují od 3,9 x 3,9 vteřin po 7,7 x 7,7 vteřin, zatímco počet řezů se snižuje z 30 na 12.
Pozorování IFU umožňují astronomům zkoumat, jak se mění vlastnosti (například složení, teplota a pohyb) různých objektů, například hvězd v přeplněném hvězdném poli.
Spektroskopie časových řad (NIRCam, NIRSpec a MIRI): zahrnuje snímání spektra objektu nebo oblasti vesmíru v pravidelných intervalech s cílem pozorovat, jak se spektrum mění v čase. Spektroskopie časových řad se používá ke studiu planet při jejich tranzitech přes hvězdy.
ISIM. Foto: Chris Gunn, NASA.
NIRCam (Near InfraRed Camera)
Zhotovitel: University of Arizona, Advanced Technology Center (Lockheed Martin)
Hlavní kamera Kosmického dalekohledu Jamese Webba. Dokáže detekovat světlo z nejstarších galaxií v procesu formování, hvězd v blízkých galaxiích, mladých hvězd v Mléčné dráze a objektů ze vzdálené oblasti naší Sluneční soustavy zvané Kuiperův pás.
NIRCam při testech. Foto: NASA
NIRCam bude také sloužit jako vlnoplochový senzor observatoře, který je nezbytný pro seřízení vlnoplochy a to nejen po startu ale také průběžně (viz Aktivní optika v části o optickém prvku dalekohledu.)
Vědci se těší také na snímky získané prostřednictvím koronografu, který dokáže zakrýt hvězdu, abychom mohli pozorovat její okolí. NIRCam má 3 kulaté a dvě tyčové koronografické masky pro zakrytí jasného objektu.
Near-Infrared Spectrograph (NIRSpec)
Zhotovitel: ESA, Airbus Industries, NASA
NIRSpec je víceobjektový spektrograf pro blízkou infračervenou oblast. Díky inovativní sestavě mikrozávěrů je schopen pozorovat více než 100 objektů současně. Je určen mimo jiné ke studiu vzniku hvězd a chemického složení mladých vzdálených galaxií.
NIRSpec při testech. Foto: Astrium GmbH
Mid-Infrared Instrument (MIRI)
Zhotovitel: European Consortium, ESA, JPL
Tam, kde jiné přístroje JWST končí, tam MIRI začíná. Přístroj MIRI bude měřit střední až dlouhou infračervenou oblast vlnových délek od 5 do 27 mikrometrů. Obsahuje jak kameru pro střední infračervenou oblast, tak zobrazovací spektrometr. MIRI byl vyvinut ve spolupráci NASA a konsorcia evropských zemí. Teplota MIRI nesmí překročit 6 kelvinů (K). MIRI je také vybaven koronografem.
MIRI. Foto: NASA
Fine Guidance Sensors/Near-Infrared Imager and Slitless Spectrograph (FGS/NIRISS)
Zhotovitel: CSA
NIRISS shromažďuje spektra (podobně jako NIRSpec) a pořizuje snímky vesmíru v blízké infračervené oblasti vlnových délek (podobně jako NIRCam), přičemž pozoruje jak extrémně jasné, tak slabé objekty. NIRISS bude užitečný zejména pro studium složení atmosfér exoplanet a další výzkumy. FGS a NIRISS mají různé účely, ale jsou spojeny do jednoho celku.
Díky přítomnosti aperturní masky dokáže NIRISS pořizovat snímky jasných objektů s rozlišením větším, než je rozlišení teleskopu.
FGS je Webbova naváděcí kamera, která pomáhá zaměřit dalekohled na konkrétní cíl. FGS je navržen tak, aby našel předem vybrané naváděcí hvězdy, což umožňuje dalekohledu přesně zamířit na požadovaný cíl – FGS předává získané informace subsystému pro řízení polohy.
Má propustné pásmo od 0,6 do 5,0 μm a pracuje při teplotě 37 K. FGS má 2 kanály, každý se zorným polem o rozměru 2,3 x 2,3 minut.
FGS/NIRISS. Foto: NASA
Protože je modul NIRISS fyzicky namontován společně s FGS, často se o nich hovoří jako o jedné jednotce; slouží však ke zcela odlišným účelům – jeden je vědeckým přístrojem a druhý je součástí podpůrné infrastruktury observatoře.
Pozemské radosti i starosti
Z bodu L2 zpět na Zemi. Data z JWST budou přijímat stanice DSN, o kterých už byla řeč. Samotné řízení dalekohledu bude mít pod palcem Vědecký institut pro kosmický dalekohled STScl (Space Telescope Science Institute), který se nachází v Baltimoru ve státě Maryland v kampusu Homewood Univerzity Johnse Hopkinse.
V rámci STScl bude sídlit vědecké a provozní centrum (S&OC) pro JWST. V této funkci bude STScI zodpovědný za vědecký provoz dalekohledu a poskytování datových produktů astronomické komunitě.
Řídicí středisko JWST. Foto: NASA
Tři kosmické agentury
Kosmický dalekohled Jamese Webba je společným dílem tří organizací: NASA, ESA a CSA.
Evropská kosmická agentura (ESA) se stará o start, dále stojí za přístrojem NIRSpec a podílí se také na stavbě přístroje MIRI. Od roku 2008 je členem ESA také Česká republika, takže bez nadsázky můžeme říct, že je to i náš dalekohled.
Kanadská kosmická agentura (CSA) postavila přístroj FGS / NIRIS.
ESA má díky spolupráci na JWST garantováno nejméně 15 % pozorovacího času, CSA pak 5 %.
Dodavatelé JWST jsou po celých USA a Evropě, jak ukazuje interaktivní mapa níže.
Ekonomická katastrofa
O historii a peripetiích Kosmického dalekohledu Jamese Webba toho asi nemá smysl příliš psát, protože zážehem motorů rakety Ariane 5 ECA bude vše doufejme smazáno. Náklady na stavbu JWST byly vskutku astronomické. Dokonce tak velké, že fakticky zdecimovaly rozpočet NASA na jiné kosmické dalekohledy.
Ekonomická katastrofa, kterou JWST nepochybně je, nebyla daleko od pořádně hořké tečky. V roce 2011 byl dalekohled na pokraji zrušení Kongresem, ale jeho přípravy pokračovaly. Nakonec bylo dosaženo kompromisu díky intenzivní kampani ve prospěch projektu ze strany vědecké komunity.
Náklady na stavbu JWST postupně rostly až k 10 miliardám dolarů.
| Rok |
Rok startu |
Celkový rozpočet (miliard USD) |
| 1997 |
2007 |
0,5 |
| 1998 |
2007 |
1,0 |
| 1999 |
2007-2008 |
1,0 |
| 2000 |
2009 |
1,8 |
| 2002 |
2010 |
2,5 |
| 2003 |
2011 |
2,5 |
| 2005 |
2013 |
3,0 |
| 2006 |
2014 |
4,5 |
| 2008 |
2014 |
5,1 |
| 2010 |
2015-2016 |
6,5 |
| 2011 |
2018 |
8,7 |
| 2013 |
2018 |
8,8 |
| 2017 |
2019 |
8,8 |
| 2018 |
2020 |
≥8.8 |
| 2019 |
2021 |
9,7 |
Pozorovací čas JWST
Podobně jako u Hubbla bude moci kdokoli kdekoli na světě předkládat návrhy na pozorování. Každý rok bude předložené návrhy posuzovat několik komisí složených z astronomů, které vyberou projekty pro pozorování v nadcházejícím roce. Autoři vybraných návrhů budou mít obvykle jeden rok neveřejný přístup k novým pozorováním, poté budou data veřejně dostupná ke stažení komukoli z online archivu STScI.
Pozorovací časy JWST budou přidělovány prostřednictvím programu GO (General Observers), programu GTO (Guaranteed Time Observations) a programu DD-ERS (Director's Discretionary Early Release Science).
Program GTO poskytuje garantovaný pozorovací čas vědcům, kteří pro observatoř vyvinuli hardwarové a softwarové komponenty.
Program GO poskytuje všem astronomům možnost žádat o pozorovací čas a bude představovat většinu pozorovacího času. Programy GO budou vybírány na základě vzájemného hodnocení Výborem pro přidělování pozorovacího času (TAC), podobně jako je tomu při hodnocení návrhů Hubbleova vesmírného dalekohledu. Očekává se, že o pozorovací čas JWST bude velký zájem.
První cyklus GO
Jednotlivé pozorovací cykly trvají vždy půl roku. Pro první cyklus bylo předloženo 1 173 návrhů od více než 4 300 astronomů ze 44 zemí a 47 států a území USA, kteří požadovali více než 25 000 hodin. Dostupného času je ale jen 6 000 hodin. Uvádíme to jako ukázku toho, jak velký přetlak bude u pozorovacího času JWST. Celkem bylo pro první cyklus vybráno 280 programů od 2264 vědců.
Mimochodem – 374 návrhů bylo předloženo v členském státě ESA, což je pozoruhodných 31,9 % z celkového počtu. Jeden návrh byl z Maďarska, z ČR žel nic...
Získat pozorovací čas na JWST bude během na dlouhou trať. Občas ale není času nazbyt a pozorovací čas musí být přidělen okamžitě. Objeví se jasná kometa, výbuch supernovy apod. K tomu slouží „ředitelský čas“ alias DD (Director's Discretionary), kterému bude věnováno až 10 % dostupného času. Zbývající ředitelský čas u Hubbleova dalekohledu mimochodem vedl ke vzniku legendárních Hubblových hlubokých polí.
V cyklu 1 byla podstatná část tohoto času investována do speciálního jednorázového programu DD-ERS (Director's Discretionary Early Release Science). Jedná se o program JWST pro prvních pět měsíců vědeckých pozorování, který má ukázat schopnosti dalekohledu a pomoci komunitě s ním pracovat. Celkem bude realizováno 13 programů od 253 vědců z 18 zemí a 22 států USA. Jejich seznam je dostupný na stsci.edu.
James Edwin Webb
Kosmické dalekohledy můžeme podle názvů většinou rozdělit do dvou skupin. V první jsou dalekohledy a astronomické družice, do jejichž názvu se promítá nějaká zkratka vycházející z jejich poslání. Například TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite).
Ve druhé jsou dalekohledy pojmenované po osobnostech. Ve většině případů (nebo spíše vždy) šlo o vědce: Kepler, Planck, Herschel, Spitzer, Hubble, Newton, Fermi, Chandra, Einstein.
James Webb. Foto: NASA
JWST patřil do obou skupin. V roce 1996 se na něm začalo pracovat jako na teleskopu NGST (Next Generation Space Telescope). V roce 2002 byl přejmenován na James Webb Space Telescope (JWST).
JWST je pojmenován pro Jamesi Edwinu Webbovi (1906-1992), který působil jako ředitel NASA.
Dne 14. února 1961 přijal Webb jmenování prezidentem Johnem F. Kennedym do funkce administrátora NASA a převzal vedení od prozatímního ředitele Hugha L. Drydena.
Webb se stal v pořadí třetím šéfem NASA. Řídil realizaci Kennedyho cíle přistát s Američany na Měsíci do konce 60. let 20. století prostřednictvím programu Apollo.
Jeden z počátečních návrhů JWST. Foto: NASA
Kennedy své plány představil ve slavném projevu 25. května 1961. Webb až do do října 1968 lobboval za podporu NASA v Kongresu. Jako dlouholetý washingtonský odborník a s podporou prezidenta Lyndona B. Johnsona dokázal pro program Apollo zajistit trvalou podporu a zdroje.
Během jeho vlády se NASA vyvinula z volného souboru výzkumných středisek v koordinovanou organizaci. Webb měl klíčovou úlohu při vytváření Střediska pilotovaných kosmických lodí, ze kterého se poději stalo Johnsonovo vesmírné středisko v Houstonu. Navzdory tlakům na soustředění se na program Apollo Webb zajistil, aby NASA realizovala program průzkumu planet pomocí kosmických programů Mariner a Pioneer.
V době prvního přistání člověka na Měsíci už James Webb šéfem NASA nebyl, ale stál v jejím čele při nejhorších okamžicích programu Apollo – tragickém požáru Apolla 1 v roce 1967. Webb šel za prezidentem Johnsonem a požádal, aby NASA mohla vést vyšetřování nehody a řídit její likvidaci podle postupu, který byl stanoven po nehodě za letu Gemini 8. Agentura si dala za cíl zjistit podrobnosti tragédie, napravit problémy a pokračovat v postupu směrem k přistání Apolla 11 na Měsíci.
Webb informoval o závěrech vyšetřovací komise různé výbory Kongresu a téměř na každém jednání se osobně obviňoval. Ať už to byla náhoda, nebo záměr, Webbovi se podařilo odvrátit část reakcí na nehodu jak od NASA jako agentury, tak od Johnsonovy administrativy. Výsledkem bylo, že image NASA a podpora veřejnosti zůstaly v podstatě nepoškozeny.
Kontroverze
Už v roce 2002 vzbudilo pojmenováni chystaného obřího kosmického dalekohledu u mnoha vědců překvapení. Jednak z toho důvodu, že to s nimi nikdo nekonzultoval a neproběhla debata, ale také z toho důvodu, že nešlo o vědce ale o bývalého ředitele NASA.
Krátce před startem Kosmického dalekohledu Jamese Webba se na světlo dostaly i kontroverzní momenty jeho života.
Webb měl podle některých hrát roli při „potírání“ homosexuálů v řadách federálních úřadů, nebo tomu minimálně nezabránil. Přestože se téma otevřelo naplno až v roce 2021, jeho počátky sahají do roku 2015, kdy tomu ale nebyla věnována taková pozornost.
V roce 2021 podepsalo více než 1200 lidí petici, ve které žádali přejmenovaní dalekohledu. NASA provedla revizi historických dokumentů a hledala důkazy o Webbově přímé účasti na diskriminaci nebo propouštění zaměstnanců LGBTQ. Svůj názor však nakonec nezměnila. „V tuto chvíli jsme nenašli žádné důkazy, které by opravňovaly ke změně jména," uvedl šéf NASA Nelson v prohlášení.
JWST versus Hubble
„Panu Webbovi přeji samozřejmě mnoho úspěchů. Říkají, že je to můj nástupce, ale ve skutečnosti je více věcí, ve kterých se lišíme, než těch, které máme společné,“ řekl Hubbleův dalekohled pro VTM.
JWST versus JWST. Foto: NASA
Ale vážně. JWST je označován jako nástupce Hubbleova dalekohledu. Legendární astronomický přístroj je na oběžné dráze Země od dubna 1990. V roce 2009 proběhla poslední servisní mise raketoplánu.
V poslední době má Hubble technické problémy a je otázkou, jak dlouho ještě bude pracovat. Z hlediska časového rámce tedy jde o nástupce. Stejně tak bude JWST vlajkovou lodí kosmické astronomie a nepochybně i velkým hybatelem výzkumu vesmíru. Tím ale podobnost končí.
JWST má větší zrcadlo a pracuje v jiné části spektra. Foto: NASA a J. Olmsted (STScI).
JWST obíhá po jiné oběžné dráze, pracuje v jiné části spektra a bude mít jiné úkoly. Už se trochu zapomíná, že Hubble vznikl na počátku s cílem upřesnit hodnotu Hubbleovy konstanty a tedy stáří vesmíru. Nakonec se zabýval třeba i výzkumem exoplanet. V době startu jsme přitom ani o jedné z nich nevěděli. JWST má své oblasti výzkumu dané.
Oba dalekohledy se liší také po technické stránce.
| Parametr |
JWST |
Hubble |
| Oběžná dráha |
L2 |
Země |
| Hmotnost |
6 500 kg |
11 110 kg |
| Nosič |
Ariane 5 ECA |
raketoplán |
| Oblasti |
IR |
viditelné, blízko IR, blízké UV |
| Vlnové délky |
0,6 – 28,8 µm |
0,115 – 2,5 µm |
| Rozlišení |
0,03 vteřiny |
0,05 vteřiny |
| Zrcadlo |
18 segmentů |
Celistvé |
| Materiál zrcadla |
beryllium |
Sklo potažené hliníkem a fluoridem hořečnatým |
| Průměr hlavního zrcadla |
6,6 m |
2,4 m |
| Plocha hlavního zrcadla |
25,37 m² |
4,55 m² |
Kdo dnes vládne astronomii? Počty odborných studií za rok dle vědeckých přístrojů. ESO je Evropská jižní observatoř, VLT čtyři velké dalekohledy ESO pracující jako interferometr, Spitzer již nefungující infračervený kosmický dalekohled, Chandra a XMM jsou rentgenové kosmické dalekohledy. Hubble (HST) generuje nejvíce studií jako samostatný astronomický přístroj. JWST prvenství za pár let převezme. Foto: ESO
Věda Kosmického dalekohledu Jamese Webba
Kosmický dalekohled může mít teoreticky dvě výhody. První je funkční. Kosmický dalekohled neovlivňuje počasí, střídání dne a noci apod. Například kosmický dalekohled Kepler mohl pozorovat 3,5 roku jedno místo na obloze.
Druhou výhodou je absence atmosféry. Turbulence v atmosféře ovlivňují přesnost pozorování. Některé části spektra jsou navíc ze Země hůře nebo dokonce zcela nedostupné.
Obecně se to týká spíše krátkovlnných záření, ale ideální podmínky nejsou na Zemi ani pro infračervené záření. Vodní pára a oxid uhličitý v zemské atmosféře silně pohlcují většinu infračerveného záření.
Pozemská infračervená astronomie je omezena na úzké rozsahy vlnových délek, kde atmosféra pohlcuje méně silně. Kromě toho atmosféra sama vyzařuje v infračerveném spektru a často přehlušuje světlo pozorovaného objektu. Infračervené dalekohledy jsou umísťovány do suchých podmínek chilských hor, ale vesmír je vesmír.
Na domácím hřišti
Pozoroval někdy Hubble Měsíc? Kupodivu ano. Slunce je snad jediným objektem nebo spíše typem objektu, na který ho vědci nezamířili. Kvůli směrování dalekohledu (clony) nebude JWST pozorovat objekty, které jsou ve směru ke Slunci. Sluneční soustava ale bude mít v jeho repertoáru své místo.
Ve Sluneční soustavě máme řadu objektů, které se špatně hledají. Neodráží mnoho slunečního světla, za to je však sluneční záření ohřívá. Není to tak, že bychom na jejich povrchu mohli smažit vajíčka, ale i pár kelvinů nad nulou se hodí. Řeč je samozřejmě o planetkách. JWST se zaměří především na ty za dráhou Neptunu.
Podívá se ale také na komety. Poskytne informace o složení, průměru a albedu (míry odrazivosti) kometárních jader.
Mezi další cíle budou patřit všechny planety počínaje Marsem a konče Neptunem a samozřejmě také jejich měsíce jako Europa, Enceladus, Titan a další. JWST není úplně nejvhodnější pro objevování měsíců, ale hodí se pro jejich následná pozorování, potvrzení a upřesnění dráhy.
JWST se může také zaměřit na spektroskopii prstenců a malých měsíců Uranu a Neptunu, které nikdy nebyly předmětem výzkumu spektroskopických studií s vysokou rozlišovací schopností.
Hvězdy a exoplanety
Stelární astronomové infračervené záření milují. Otevírá jim okna do mnoha sexy témat oboru.
Jednou z nejslavnějších fotografií z Hubblova dalekohledu je snímek Sloupů stvoření. Jsou to tři útvary z hustého plynu a prachu, které leží na jihovýchodním okraji Orlí mlhoviny. Je to nádhera věru nadpozemská, ale to hlavní je uvnitř. Jsou to rodící se hvězdy. Viditelné světlo vyzařované těmito hvězdami je zakryto prachem.
Sloupy stvoření v Orlí mlhovině. Vlevo ve viditelné části spektra, vpravo v infračervené. Foto: NASA/ESA/Hubble Heritage Team (STScI/AURA)/J. Hester, P. Scowen (Arizona State U.), NASA, ESA, and the Hubble Heritage Team (STScI/AURA)
Infračervené záření si však s prachem z velké části poradí a my tak můžeme zkoumat hvězdné porodnice úplně jiným způsobem.
Infračervené záření a prach (znázorněné igelitovým sáčkem). Vlevo snímek ve viditelné části záření – co je pod sáčkem nevidíme. Vpravo v infračervené části spektra je vidět ruka, která vyzařuje teplo (analogie mladých hvězd). Foto: NASA/IPAC
JWST bude hledat odpovědi na otázky ohledně vzniku hvězd – jak se zhroutí mračno prachu a plynu do podoby hvězdy, proč se většina hvězd tvoří ve skupinách.
JWST se také zaměří na okolí hvězd – jednak na prachové disky, ze kterých vznikají planety, ale také na samotné exoplanety.
Exoplanetární astronomové jsou patrně jediní, kteří měli z odkladů startu JWST radost. Jedním z úkolů JWST je totiž výzkum atmosfér exoplanet. Odklady startu umožnily nejen zlepšit naše postupy, ale také najít vhodné cíle. Půjde o exoplanety, které z našeho pohledu přechází před svými hvězdami. Jejich počet významně rozšířil dalekohled Kepler, který sice odstartoval už v roce 2009, ale úlovky z jeho první mise v repertoáru JWST nenajdeme. Jsou moc daleko (o vzdálenost jde nepřímo, klíčová je jasnost hvězdy). Většinou půjde o planety objevené ze Země, druhou misí Keplera, jinými kosmickými dalekohledy či družicí TESS.
Metoda transmisní spektroskopie je už dnes využívána, ale JWST ji posune na novou úroveň. Pokud planeta přechází před svou hvězdou, prochází světlo hvězdy atmosférou planety. Ve spektru hvězdy pak atmosféra zanechá otisk. JWST bude zkoumat atmosféry velkých planet ale i těch potenciálně obyvatelných. Výběr cílů bude klíčový. Nebude to totiž tak snadné. JWST bude muset pozorovat větší množství tranzitů planety před hvězdou, aby detekoval zejména ty prvky, které nás zajímají nejvíce z pohledu možné přítomnosti života.
Foto: NASA, ESA, CSA, Dani Player (STScI)
Transmisní spektroskopie je nepřímý způsob výzkumu exoplanet. JWST planety neuvidí. Na palubě má však také koronografy. Normálně jsou planety přezářeny světlem mateřské hvězdy. Koronografy však dokáží odstínit světlo hvězdy a pozorovat planety přímo. V infračervené části spektra je navíc „přezářenost“ planet menší.
Pro přímé pozorování planet musí být dnes splněno několik podmínek. Většinou jde o mladé planetární systémy, u kterých jsou planety ještě „horké“ a tedy dostatečně jasné v infračervené části spektra. Musí jít také o blízké hvězdy a planety musí být od hvězdy dostatečně daleko.
JWST zlepší naše schopnosti přímého pozorování exoplanet, ale zázraky nečekejme. Pro pozorování normálních planet o velikosti Země bychom potřebovali dvakrát větší dalekohled.
Přímé pozorování exoplanety. Foto: ESO/Lagrange/SPHERE consortium, CC BY 4.0
Hity z vesmírného mládí
Čím je objekt vzdálenější, tím se jeví mladší. Jeho světlu trvalo déle, než se k nám dostalo. Protože se vesmír rozpíná, světlo se při svém putování stává červeně posunutým (směrem k červenému konci spektra). Objekty v extrémních vzdálenostech jsou proto lépe viditelné, pokud jsou pozorovány v infračervené oblasti spektra.
JWST nahlédne do minulosti vesmíru. Foto: STSci
Očekává se, že infračervené schopnosti JWST mu umožní nahlédnout zpět v čase až k prvním galaxiím, které se zformovaly jen několik set milionů let po velkém třesku.
JWST bude studovat první hvězdy ve vesmíru a období asi 750 milionů let po velkém třesku, které se nazývá „éra reionizace“, protože se vztahuje k době, kdy byl neutrální vodík reionizován (přizpůsoben tak, aby měl opět elektrický náboj) zářením těchto prvních hvězd.
Galaxie
JWST bude také studovat galaxie a pokusí se najít odpovědi na některé z otázek.
- Jak vznikají galaxie?
- Co jim dává tvar?
- Jak jsou v galaxiích rozloženy chemické prvky?
- Jak ovlivňují centrální černé díry v galaxiích jejich hostitelské galaxie?
- Co se stane, když se malé a velké galaxie srazí nebo spojí?
Webb téměř jistě překoná rekord nejvzdálenější galaxie, která byla kdy pozorována. V současnosti drží rekord nenápadná galaxie s názvem GN-z11, která leží 13,4 miliardy světelných let od Země.
Galaxie GN-z11. Foto: NASA, ESA, P. Oesch (Yale University), G. Brammer (STScI), P. van Dokkum (Yale University), G. Illingworth (University of California, Santa Cruz)
COSMOS-Web
Jedním z prvních projektů, do kterých se JWST zakousne, bude COSMOS-Webb. Přístroj NIRCam bude zkoumat oblasti o rozloze 0,6 čtverečních stupňů, což jsou asi tři Měsíce v úplňku. Menší část sektoru (0,2 čtverečního stupně) prostuduje také MIRI.
Průzkum COSMOS začal v roce 2002 jako program Hubblova dalekohledu k zobrazení mnohem většího kusu oblohy o rozloze 10 úplňků. Na projekt navázaly pozemské dalekohledy a nyní JWST.
Zorné pole pro projekt COSMOS-Web.
Foto: Anton Koekemoer (STScI) a Nick Scoville (Caltech), Jeyhan Kartaltepe (RIT); Caitlin Casey (UT Austin), Alyssa Pagan (STScI)
COSMOS-Webb bude studovat půl milionu galaxií v blízkém infračerveným záření a 32 000 galaxií ve střední infračervené oblasti. Předpokládá se, že JWST bude projektu věnovat 208 hodin času. Jedná se o největší program prvního cyklu GO. A cíle?
- První cíl se zaměřuje na éru reionizace, která proběhla 400 000 až 1 miliardu let po velkém třesku. Když se formovaly první hvězdy a galaxie, poskytovaly energii k reionizaci raného vesmíru a pravděpodobně k tomu došlo v malých kapsách. COSMOS-Webb si klade za cíl zmapovat rozsah těchto reionizačních „kapes“.
- Druhým cílem je použít přístroj MIRI k hledání plně vyvinutých galaxií s vysokým rudým posuvem, které zdánlivě dozrály brzy po vzniku vesmíru. Hubbleův vesmírný teleskop (HST) našel příklady těchto galaxií, které zpochybňují stávající modely o tom, jak se vesmír formoval, takže vědci doufají, že najdou více příkladů těchto galaxií s vysokým rudým posuvem a podrobněji je prostudují, aby pochopili, jak se mohly vyvinout tak rychle.
- Třetím cílem jsou čočky. Ne ty v polévce, ale slabé gravitační čočky. Hmotné objekty ohýbají a zesilují světlo vzdálených objektů. Vědce budou zajímat ty, které ovlivnila temná hmota. Věří, že se jim podaří zjistit, jak se v průběhu času temná hmota v galaxiích vyvíjela s hvězdným obsahem galaxií.
Bonus a zdroje
Společnost Google Arts & Culture se spojila s NASA a vytvořila 3D model Webbova dalekohledu. Pomocí telefonu můžete promítnout 3D model v rozšířené realitě a prozkoumat jej zblízka.
NASA nabízí také papírový model, který si můžete vytisknout a postavit:
Papírový model ke stažení (pdf)
Instrukce pro sestavení (pdf)
Píseň o JWST
Zdroje
Adblock test (Why?)
Vše, co potřebujete vědět o Kosmickém dalekohledu Jamese Webba (JWST) - Živě.cz
Read More
.jpg){kind=link}
