Hubble Space Telescope

Pubblicato il da Riccardo

Hubble Space Telescope prende nome dall’astronomo americano Edwin Hubble (1889-1953), il primo a intuire la natura delle galassie al di fuori della Via Lattea. Benché non sia il primo telescopio spaziale, e nemmeno l’unico in questo momento in orbita (gli altri sono Compton Gamma Ray Observatory, Chandra X-Ray Observatory e Spitzer Space Telescope), è sicuramente il più famoso e il più grande e versatile. Concepito negli anni Trenta del secolo scorso, progettato e costruito fra il 1970 e 80, doveva essere originariamente mandato in orbita nel 1983, ma problemi tecnici, finanziari, politici e, non ultimo, il disastro del Challenger, ritardarono il lancio di anno in anno, finché il 24 Aprile 1990, la navetta Discovery lo sollevò dalla rampa del Kennedy Space Center di Cape Canaveral, Florida. Il giorno dopo fu immesso nella sua orbita per cominciare il suo prezioso lavoro di osservazione al di fuori dell’atmosfera terrestre.





Edwin Powell Hubble (1889-1953). 





Lo scopo di mandare un telescopio nello spazio è duplice:

  • L'atmosfera ci protegge dai pericolosi raggi cosmici e dai raggi ultravioletti provenienti dal Sole, purtroppo però questa azione filtrante blocca radiazioni di particolare interesse per l'astronomia, ad esempio l'ultravioletto vicino. Essa, inoltre, non è mai perfettamente calma: i venti di bassa e alta quota e le differenze di temperatura fanno sì che le immagini stellari, in teoria perfettamente puntiformi, vengano distorte fino a diventare "bolle" sempre in movimento.
  • È chiaro che questo degrada pesantemente la qualità delle immagini e la sensibilità delle osservazioni, perché la luce delle stelle, già di per sé fioca, non si concentra in un punto ma viene sparsa tutto intorno.
  • Dunque, per lo studio completo di un oggetto celeste, è necessario trasportare gli strumenti di misura al di sopra dell'atmosfera mediante palloni sonda o razzi.

 

In origine, il progetto prevedeva un ritorno a terra, una rimessa a nuovo e un rilancio ogni 5 anni, con un servizio in orbita di 2 anni e mezzo. I requisiti di durata e affidabilità degli strumenti erano basati su quei 2 anni e mezzo di intervallo tra due successive missioni di servizio. Nel 1985 le preoccupazioni per la contaminazione e per il carico strutturale associati al trasporto a terra a bordo dello shuttle hanno portato a eliminare dal programma il concetto di ritorno a terra.


La NASA decise che il servizio in orbita sarebbe stato adeguato per mantenere l'HST durante i suoi 15 anni di vita previsti. Fu adottato quindi un ciclo triennale di servizio in orbita. Un grave errore di costruzione dello specchio compromise i risultati della missione, ma la missione STS-61 (Endeavour) del Dicembre 1993 eliminò completamente gli effetti dell'aberrazione sferica e ripristinò la totale funzionalità dell'HST.

 




Il Telescopio spaziale Hubble visto dallo Space Shuttle Discovery, durante la seconda missione di servizio, STS82 (11-21 Febbraio 1997).



Il lancio di STS 31 che collocherà Hubble in orbita.


 





 

 Descrizione tecnica








HST ha una massa di 24500 libbre, pari a 11113 chili, è lungo 43 piedi e 6 pollici, 13 metri e 25 centimetri, ha un diametro massimo di 94 pollici, 2,39 metri, ed è costato 2 miliardi di dollari. L’ottica di osservazione è basata su un riflettore con due specchi, dei quali il primarioè uno specchio parabolico concavo di 94 pollici di diametro, pari a 2388 millimetri, che rinvia la luce su uno specchio iperbolico convesso di circa 20 pollici di diametro, pari a 509 millimetri. Due pannelli solari generano l'elettricità, che serve principalmente per alimentare le fotocamere e i tre giroscopi usati per orientare e stabilizzare il telescopio. Dal 1990, Hubble ha ripreso più di 850.000 immagini astronomiche.

 












La suite strumentale comprende:



Wide Field/Planetary Camera 2 (WFPC2) - Camera planetaria a grande campo

L'originale Wide Field/Planetary Camera (WF/PC1) fu sostituita con la WFPC2 durante la missione STS-61 del Dicembre 1993.

Gli specchi secondari del WFPC2 sono affetti da un errore uguale e contrario a quello dello specchio principale, in modo da compensarsi a vicenda. (Lo specchio primario dell'HST è di 2 micron troppo piatto verso il bordo, così, le ottiche correttive del WFPC2 sono deformate della stessa quantità ma in modo contrario)

Il "cuore" del WFPC2 consiste di un trio di sensori a largo campo a forma di L e di una sensore per riprese di pianeti ad alta risoluzione, che va ad occupare l'angolo rimanente.



WFPC2 Facts

Instrument type

Camera

Weight

281 kg

Dimensions

0,8 m x 2.2 m x 2,0 m

Field of view

2.7 arcminutes

Wavelength range

120 to 1000 nm











 

Space Telescope Imaging Spectrograph (STIS)

Uno spettrografo scompone la luce raccolta da un telescopio nelle varie frequenze che la compongono, in modo da poterla analizzare. Lo studio dello spettro fornisce alcune importanti proprietà di un corpo celeste quali: la composizione chimica qualitativa e quantitativa, la temperatura, la velocità radiale, la velocità di rotazione e i campi magnetici.

Lo STIS può studiare le radiazioni prodotte dai corpi celesti comprese tra la lunghezza d'onda dell'ultravioletto (115 nanometri) e quella del vicino infrarosso (1000 nanometri).

Lo STIS utilizza tre rilevatori: il fotocatodo Multi-Anode Microchannel Array (MAMA) a ioduro di cesio per le lunghezze d'onda comprese tra i 115 nm e i 170 nm, un MAMA a tellururo di cesio per i 165-310 nm, e un CCD (Charge Coupled Device) per l'intervallo dai 305 ai 1000 nm.

Tutti e tre i rilevatori hanno un formato di 1024x1024 pixel. Il campo visivo per ciascun MAMA è di 25x25 secondi d'arco mentre il campo del CCD è di 50x50 secondi d'arco.

Il principale vantaggio dello STIS è la sua capacità bidimensionale rispetto a quella unidimensionale di un normale spettroscopio. Ad esempio è possibile registrare simultaneamente lo spettro di diversi punti di una galassia, invece di eseguire una registrazione alla volta di ciascun punto. Lo STIS può anche rilevare in una sola volta una serie di varie lunghezze d'onda dello spettro di una stella.

Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer (NICMOS)

Il NICMOS è uno strumento in grado di eseguire sia osservazioni nell'infrarosso, che osservazioni spettroscopiche di oggetti astronomici.

Il NICMOS è sensibile alla radiazione con lunghezza d'onda compresa tra 0,8 e 2,5 micron, oltre il limite della sensibilità dell'occhio umano.

La matrice sensibile HgCdTe che costituisce i rilevatori dell'infrarosso nel NICMOS deve operare a temperature molto basse. Il NICMOS mantiene i suoi rilevatori a bassa temperatura all'interno di un condensatore criogenico (un contenitore termicamente isolato simile a una bottiglia "thermos") che contiene ghiaccio di azoto. Il condensatore mantiene freddi i detector per anni, più a lungo che in qualsiasi altro esperimento spaziale.

Il NICMOS è il primo strumento criogenico dell'HST.

Advanced Camera for Surveys (ACS)

La ACS è composta da tre camere fotometriche a multibanda, e ciascuna camera ha un rivelatore appropriato.

La prima, la "Wide Field Camera" WFC, utilizza due CCD thinned back-illuminated da 2048 x 4096 pixel (pixel size = 15 micron) realizzati dalla SITe che vengono montati a mosaico per un totale di 4096 x 4096 pixel, ed ha un campo di vista di 200" x 204" ed una scala di 0.051"/pixel. Questa camera viene utilizzata per le osservazioni nelle bande V ed I.

La High Resolution Camera HRC utilizza un CCD (SITe) da 1024 x 1024 pixel (pixel size = 24 micron) che ha uno speciale trattamento per ottenere elevate sensibilità nel range spettrale 200 - 400 nm. La HRC permette un campo di vista di 26" x 29" ed una scala di 0.025"/pixel, e viene utilizzata per le osservazioni ad alta risoluzione nella banda 200 - 1000 nm.

La Solar Blind Camera SBC è ottimizzata per ottenere una elevata efficienza di rivelazione nel range spettrale 150 - 170 nm. Essa fa uso di un rivelatore a "conteggio di fotoni" chiamato Multi Anode Microchannel Array (MAMA) formato da un Micro Channel Plate (MCP) a canali curvi con un fotocatodo allo Ioduro di Cesio (CsI) e da un anodo a multi-elettrodi capace di ottenere una area di 1024 x 1024 pixel con ciascun pixel da 25 micron. La SBC permette un campo di vista di 26" x 29" ed una scala di 0.030"/pixel e viene impiegata per osservazioni nella banda 150 - 200 nm.

Nonostante numerosi problemi tecnici, tutti risolti da successive missioni Shuttle, ha fornito dati importanti per la comprensione dell’Universo e permesso nuove e inaspettate scoperte, benché, contrariamente a quanto si crede, sia stato utilizzato pochissimo nell’osservazione di pianeti extrasolari e solo in un caso sia riuscito a fotografarne uno (potrebbe anche trattarsi di una nana bruna, comunque). Negli ultimi anni si è discusso molto della sua utilità, alla luce dei costi elevati di gestione, un telescopio terrestre con la medesima capacità di risoluzione garantita dalle nuove tecniche interferometriche , costa annualmente cento volte meno di Hubble. C’è da dire però che solo una piccola percentuale degli oggetti celesti è accessibile dall’osservazione basata a terra, mentre HST può ottenere immagini ad alta risoluzione di ogni parte del cielo.













Piazzato su un’orbita relativamente bassa (559 km), e quindi esposto all’attrito di una pur tenue atmosfera presente anche a quelle quote, Hubble sta lentamente riavvicinandosi alla superficie della terra. Il suo rientro finale è previsto fra il 2011 e il 2030 (dipende dall’attività solare, le cui tempeste ionizzano gli strati alti dell’atmosfera, aumentano l’attrito sui corpi orbitanti a quelle altitudini). Definitivamente tramontato il progetto per riportarlo a terra ed esporlo allo Smithsonian (il costo di una missione Shuttle si aggira sul mezzo miliardo di dollari), Hubble terminerà la sua carriera in una fiammata probabilmente visibile a occhio nudo da terra. Sic transit gloria mundi.

Il sostituto di Hubble, un tempo noto come Next Generation Space Telescope e ora James Webb Space Telescope, dovrebbe essere lanciato non prima del 2013.




 



James Webb Space Telescope







Dati tecnici

Massa 24500 lb (11113 kg)

Orbita circolare bassa 559 km

Periodo 96 minuti

Otticva: diamentro 94 pollici (2388 mm)

Superficie dello specchio principale 48 piedi quadrati (4,46 metri quadrati)

Lunghezza ottica totale 189 piedi (57,61 mt)

 

   


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