Teleskopet som ska stilla astronomernas hunger

Visst, Hubbleteleskopet är i storlek med en buss, men James Webb Space Telescope (JWST) kommer att bli som en tennisplan. Och tekniken går framåt. Hubble väger elva ton, JWST kommer bara att väga 6,2 ton. Hubble hade en enda spegel på 2,4 meter, medan JWST kommer att ha en på 6,5 meter. Som bekant hade Hubble synfel från början på grund av en illa slipad spegel (nåja, några mikrometer), varför JWST kommer att ha en segmenterad spegel som kan kalibreras i efterhand.

Till skillnad från Hubble är JWST avsett för den infraröda delen av spektrum, helt enkelt för att det är där man hittar det tidiga universum, de första galaxerna och kopplingen mellan Big Bang och Vintergatan. JWST kommer att kunna se igenom de enorma dammoln som döljer nyfödda solsystem.

JWST kommer att kosta ungefär en miljard dollar och är ett samarbete mellan Nasa, ESA och kanadensiska Rymdflygstyrelsen. I och med att ESA är sameuropeiskt har även lilla Sverige bidragit med vissa delar.

Klicka på bilden för förklaringar. Det där röda som hänger ned under solskyddet är påsar som solskyddsfilmen förvaras i under uppskjutningen.

Inget synligt ljus

Kommer det som en besvikelse att JWST inte ska kunna se synligt ljus? Synligt för människan alltså? Det har vi sett redan. Den nya, intressanta forskningen rör sig i den infrarörda delen av spektrum, för det är där man kan titta tvärs genom universums gigantiska dammoln. Det är också där alla tidiga galaxer lyser, alltså galaxerna som de såg ut nära tiden för universums födelse, för 13,5 miljarder år sedan.

På grund av rödförskjutningen som uppstår när universum hela tiden utvidgar sig, lyser de avlägsnaste galaxerna inte i synligt ljus utan i infrarött. Det är i IR som de verkiga mysterierna döljer sig och det område som astrohistorikerna är mest intresserade av. Det finns två typer av infrarött ljus, Near Infrared (NIR) och Far Infrared (FIR), eller Medium (MIR) om man måste hitta på en sådan och JWST kan se dem båda.

10-100 gånger bättre än Hubbe

Vad betyder det? Ett teleskops kvalitet beror på tre saker. Upplösningen, ”skärpan”, bestäms av hur stor spegel man kan förse det med, men begränsas av hur bra spegeln kan tillverkas, vilka fel den har osv. Störningar, mekaniska (spegeln skakar av gravitationsfenomen och värmeutvidgning), såväl som elektriska begränsar också upplösningen. Instrålad infraröd störstrålning ökar bruset i mätelektroniken vilket avgör hur svaga objekt man kan se. De första stjärnorna och galaxerna i det tidiga universum är så ljussvaga att man måste kunna se saker som är tio miljarder gånger ljussvagare än de stjärnor vi kan se med ett obeväpnat öga. Det är 10-100 gånger svagare än vad man kan se med Hubbleteleskopet.  Både Hubble och JWST har en upplösning på cirka 0,1 bågsekund per pixel. JWST:s fördelar ligger alltså inte i ännu skarpare bilder, utan att man kan samla in mycket, mycket mera ljus med mycket mindre störningar än med Hubble. Det är det som bilden ovan visar. Den stora skillnaden är dock att JWST kan se ned i långvågigt infrarött, något som Hubble inte kan. 0,1 bågsekunds upplösning innebär att man kan urskilja en femtioöring på 40 kilometers håll (Stockholm-Järna), eller en fotboll på 550 kilometers håll (Stockholm-Köpenhamn).

En fullskalemodell som visar att det handlar om rejäla grejor.

Planeter i andra solsystem

JWST anses kapabel att direkt se exoplaneter eller ”accreation disks” som rör sig runt andra, närliggande stjärnor. Åtminstone planeter i storlek med Jupiter.

Tidigare har man bara antagit att sådana planeter finns, genom att man har kunnat se hur huvudstjärnans ljus har fördunklats med jämna mellanrum när en planet passerat emellan stjärnan och oss. Det fungerar bara om det främmande solsystemet har sitt plan riktat mot oss. Kan man se planeterna direkt finns det därför många fler att upptäcka.

Spegeln

JWSTs spegel är 6,5 meter i diameter, men det kan den inte vara under uppskjutningen för då skulle den inte få plats inuti raketen, som bara är 5,2 meter. Därför är den uppdelad i 18 sexkatiga segment som ligger hopfällda och fälls ut när teleskopet väl kommit på rätt plats. Det är ungefär som en båt i en flaska. 
 

Varje segment är 1,3 meter i diameter, är gjort av sintrat berylliumpulver, som är starkt och lätt, och väger 20 kilo. För att öka reflektiviteten i infrarött täcks spegelns yta med guld.

Här provas en modell i 1/16 dels skala av spegeln (NASA är duktiga på bilder)

När solskärmen fällts ut och skyddar spegeln från solens hetta kommer spegelns temperatur att falla till 53 K (-220 °C). Man valde beryllium för att det inte förändrar formen när det kyls till sådana temperaturer.

Alla spegelsegment sitter på servon så de kan flyttas och justeras i efterhand när teleskopet kommit på plats och ska kalibreras. Vart och ett av segmenten kan flyttas i sju led: vridning x-y-z, fram-bak, två sidledsrörelser och radieförändring. Sekundärspegeln kan röras i sex led.

Ett av de 18 spegelelementen av sintrad beryllium.

Spegelelementen måste monteras på ett fackverk (bakplan) som är mycket formstabilt även i låga temperaturer. Ändå måste elementen kunna justeras om i efterhand.
 

Snabbfakta: Hubble och JWST

Jämförelse mellan de båda teleskopens speglar.

Instrumenten

Den kylda instrumentlådan Integrated Science Instrument Module (ISIM) vid hålet i spegelns mitt innehåller fyra instrument.

Nircam

 Nircam (Near Infrared Camera) är en infraröd kamera som täcker hela spektrum från precis där synligt rött tar slut (0,6 mikrometer) till kortvågig infraröd (Near Infrared, 5 mikrometer).

Nircam ska utföra många av de viktigaste venskapliga undersökningarna, som att hitta förstadier till stjärnor och galaxer, till exempel föregångarna till dagens globulära kluster, form och färg på galaxer med mycket hög rödförskjutning, och kartering av mörk materia med hjälp av gravitationslinsfenomen.

Den andra arbetsuppgiften, vågfrontsensorn, är att hjälpa till med sam-riktningen av de enskilda spegelelementen i huvudspegeln. Nircam har två del-kameror, en långvågig och en kortvågig och båda kan agera vågfrontsensorer, eftersom det är en viktig uppgift.

Läs mer på: www.stsci.edu/jwst/instruments/nircam

Nirspec

Det röda är strålgången

Nirspec (Near Infrared Spectrograph) som täcker samma spektrum som NIRCam, 0,6 - 5 mikrometer. Därför ser den samma objekt, men andra egenskaper hos dem, till exempel hur galaxer formas, deras kemiska sammansättning och objekts hastigheter. Instrumentet kan köras i tre lägen med olika upplösning med hjälp av ett filterhjul som kan snurra in olika prismor och gitter i strålgången. Instrumentet kan bestämma spektrum för cirka 100 objekt åt gången.

Läs mer på: www.stsci.edu/jwst/instruments/nirspec

Mikroslutare

Ett problem när man vill titta på svaga ljuskällor, som de första galaxerna i universum, är att alla starka förgrundsstjärnor i vår egen galax totalt kan dränka bilden av de svaga objekten. Därför har Nirspec arrayer av mikroslutare (microshutters) i strålgången så man kan stänga för de ställen där det finns starka stjärnor och undvika att döda instrumentet med starkt ljus.  Arrayerna är i storlek med ett frimärke och har 1000 x 500 slutare var. Varje slutare är en liten lucka som är 100 x 200 mikrometer eller ungefär 3 x 6 hårstrån. Slutar-arrayerna sitter i större arrangemang (waffle grids) och teleskopet har totalt fyra waffle-grids.  
Slutarna kan vara antingen öppna eller stängda. En öppen slutare hålls kvar av ett minimalt elektrostatiskt fält, men hela arrayen kan återföras i stängt läge av en permanentmagnet som dras över den.

Läs mer på: www.stsci.edu/jwst/instruments/nirspec/mems.html

Miri

 MIRI (Mid InfraRed Instrument) ska avbilda och spektrografera de medellånga infraröda våglängderna, mellan 5 och 27 mikrometer. MIRI är speciell eftersom den måste kylas ned till 6,5 K för att kunna se kraftigt rödförskjutna galaxer med z större än 5, hur stjärnor och planeter formas, hur de första tunga grundämnena skapades och hitta källan till de grundämnen som utgör basen för allt liv i universum.

Objekt som är så långt ifrån oss att vi ser dem som de såg ut vid universums födelse, rör sig så fort ifrån oss att de är så kraftigt rödförskjutna att deras ljus har förskjutits ända ned till den långvågiga värmestrålningen.

Läs mer på: www.stsci.edu/jwst/instruments/miri

FGS

FGS (Fine Guidance Sensor) används till att hitta en ledstjärna på himlen och använda denna till att hålla teleskopets riktning stabil under exponeringarna. En exponering ska kunna hålla på i 100.000 sekunder. 
Huvudkameran i FGS ska närmare bestämt:

1. Ta bilder som ska användas för inriktning för senare observationer, genom att man jämför dem med en stjärnkatalog på jorden, för att hitta rätt objekt.
2. Hitta förvalda ledstjärnor. Proceduren börjar med att man hittar en ledstjärna inom ett pixelfönster på 8 x 8 pixel. Därefter gör teleskopet små manövrer så att ledstjärnan till sist hamnar i mitten av synfältet. Då kan de övriga instrumenten ta vid eftersom de då är korrekt inriktade.
3. Lämna stjärnpositioner till attitydstyrsystemet, genom att mäta upp ett antal ledstjärnor 16 gånger per sekund. Dessa mätningar används för att hålla teleskopets riktning ned på en tusendels bågsekund när.

När teleskopet tas i drift kommer FGS också att leverera felsignaler under tiden då huvudspegelns olika element fälls ut och fasas ihop.

FGS-TFI

Ytterligare en kamera finns i samma modul och kallas FGS Tunable Filter Imager (FGS-TFI). Framför denna kamera sitter ett filterhjul med olika smalbandiga filter mellan 1,5 - 5 mikrometer.

 Läs mer på: www.stsci.edu/jwst/instruments/guider

Instrumenttabell

Det mesta är kryogeniskt

(Kryo: latin för kyla) Ett infrarödteleskops värsta fiende är dess egen värmestrålning. Om man ska kunna se källor som är nästan lika kalla som universums kyla måste teleskopet vara lika kallt. Annars kommer dess egen strålning att dränka själva nyttobilden. Varm elektronik kan stråla så mycket IR att den totalt förstör mätningarna. ”Varm” i det här fallet är rumstemperatur, omkring 20 grader, medan sensorerna som ska vara kalla ska hållas på 6,5 K.

Spegeln kommer att hålla sig själv kring 50 K och i övrigt hålls de instrument som så kräver nere kring 35-40 K.

Det kritiskaste instrumentet är MIRI (Mid Infrared Instrument) som, utöver att själv ligga på 6,5 K kan värmas upp av tilledarna från den övriga elektroniken. Därför har man virat tilledarna runt en annan del av kylkretsen, som håller dem på 18 K. Efter att solskärmen fällts ut kommer det att ta fyra månader innan teleskopet intagit rätt temperatur. Grumman Aerospace har utvecklat en särskild kylenhet (cryocooler) enkom för detta projekt som klarar att kyla 90 kilo utrustning ned till 6,5 K på 30 dagar.

En unik egenskap är att man placerat den hela 12 meter bort från det kylda. Anledningen till att den måste sitta så långt bort från instrumenten är dels att den strålar värme i sig själv och dels att den vibrerar. Den drar en elektrisk effekt på 260 watt och så är den ju en kompressor.

Solskärmen

Solskärmen under utvecklingsarbetet

JWST har en enorm keps, 22 x 12 meter för att vara exakt, som ska skärma av solens strålning. Den består av fem lager förspeglad, metalliserad kaptonfilm, 0,1 tusendels millimeter tjocka, som hålls ute av armar som fälls ut efter att teleskopet intagit sin position. Filmen är delvis virad kring det övriga teleskopet under färden till Lagrange.

Solskärmen behövs dels för att dämpa ljuset från Solen, dels för att reflektera bort all infraröd strålning från sagda himlakroppar, som annars skulle störa den kryogeniskt kylda elektroniken. Det sparar helium och energi att inte behöva kompensera för solstrålningen hela tiden.

Lagrangepunkterna är fulla av mikrometeoriter och under den tioåriga drifttiden kommer kaptonfilmen att bombarderas av mycket små sandkorn, såväl som mängder av olika typer av strålning. Det måste stå emot nötning, dragspänning och sprickbildning i alla temperaturer mellan 400 K (120 °C) ned till 30K.

Ombordkommunikation med Spacewire

Totalt lämnar alla instrument på JWST ifrån sig 66 megapixel i varje tagning, som ska kommuniceras, samlas ihop och skickas till Jorden. Förr var de flesta rymdskepp byggda med specialutvecklade kommunikationsprylar. Inte många standarder har använts, utöver möjligen kortracken med VME-busskort som funnits med ett tag nu, och bland annat sitter i marsbilarna.

Tidigare satt alla instrument anslutna direkt till sitt gränssnittskort. Det är bara på senare tid som nätverk börjat flyga i rymden. Spacewire är ett standardiserat, paketorienterat nätverk på 200 Mbps som ska sköta datatransporten i JWST. 

Det här kretskortet (Multi-SpaceWire Concentrator Card) innehåller kretsar för den elektriska kommunikationen ombord, samt styrkretsar för SpaceWire Protocol.

Spacewire, eller mera formellt ECSS-E50-12A utvecklades ursprungligen av ESA för att binda samman sensorer, massminnen och datorer och här gäller samma sak som på jorden. Nätverk innebär att kostnaderna för hopkoppling minskar, mängden kablage likaså, tillförlitligheten ökar, medan utvecklingstiden minskar.

Tillverkarna tvingas göra sina enheter mer och mer kompatibla vilket gynnar alla. Även framtida rymdfärder gynnas eftersom det blir lättare att återanvända utrustning.

Mot jorden 

Eftersom det blir Deep Space Network, Nasas rymdkommunikationsnätverk som ska ta hand om kommunikationen med JWST får man förmoda att radiolänken kommer att ligga på de gängse X-bandfrekvenserna kring 7,1 GHz.

Och, nej, tcp/ip blir det säkert inte. Snarare CFDP (CCSDS File Delivery Protocol) som används vid kommunikation med marsbilarna och satelliterna där. CFDP är konstruerat ungefär som ftp med kommandon som cp, mv, rm, mkdir etc.

Läs också: Så fungerar ett interplanetärt Internet

Kraft och gyroskop

En av Hubbleteleskopets black om foten har varit dess sex mekaniska gyron som gått sönder ett efter ett och fått bytas ut. Hubble kompenserar sin egen rörelse med mätningar mot gyroskop, för att behålla riktningen. För JWST har man lärt sig och använder istället elektromagnetiska gyron i vakuum, som inte förslits. Men även om de skulle gå sönder så kan man rikta teleskopet med riktkameran och är inte så beroende av gyroskop.

Teleskopet kommer sannolikt att riktas om med gyroskopkraft. Genom att vrida på ett tungt gyro inuti teleskopet kommer teleskopkroppen att söka sig åt motsatt håll. På det sättet förbrukar man inget bränsle vid vridningar.

NASA är förtegna om kraftförsörjningen, men vissa CAD-bilder visar solceller. Solceller är helt rimliga att använda på det avstånd JWST befinner sig från solen. I annat fall får man anta att kraften kommer från en radioaktiv kraftkälla. Det vanligaste är en plutoniumklump som värmer termoelement, vars andra ände vänder ut mot rymden och kyls genom utstrålning. Eftersom bara kylkompressorn drar 260 watt kan man tänka sig att hela farkosten torde förbruka uppåt en kilowatt.

Värmen i den varma elektronikdelen kommer förmodligen att bibehållas med gängse metoder, dels genom elektronikens egenvärme, dels genom RTG-er (radioactive thermal generator), plutoniumtabletter som genererar ett par watts effekt, inkapslade i tjock metall, i storlek med ett ficklampsbatteri. Modulens väggar är sannolikt isolerade med aerogel, det bästa isolationsmaterial som finns.

JWST är inte avsett att kunna repareras i efterhand. Det är inte möjligt (med nuvarande budget) att skicka en bemannad färd till L2. Eventuellt ska NASA förse det med ett handtag som något framtida rymdskepp ska kunna ta tag i om några större fel behöver åtgärdas.

Varför andra lagrangepunkten?

 Det finns ett antal stabila punkter i och kring Jordens omloppsbana där ett föremål kan ligga still (betraktat från Jorden) utan att behöva använda drivmotorer för att kompensera för avdrift, eftersom det får en omloppstid som är lika med Jordens. Det var fransmannen Joseph-Louis Lagrange (1736-1813) som räknade fram deras existens år 1776.

Lagrangepunkterna uppstår tack vare jämvikter i jordens och solens gravitation och det finns fem stycken, L1-L5. JWST kommer att läggas i L2, 1,5 miljoner kilometer från jorden, utåt från solen räknat. På så sätt kommer jorden, månen och solen alla att ligga åt samma håll sett från teleskopet och det räcker med en enda solskärm för att täcka bort dem alla.

Lagrangepunkterna är inte punktformiga, utan större områden och deras absoluta centrum vinglar lite hela tiden på grund av att jordens bana inte är absolut stabil, Månen är med och rör om osv. Därför lägger man teleskopet i en liten omloppsbana kring punktens centrum.

Eftersom Lagrangepunkterna är stabila vet man att de samlar på sig rymdskräp. Nasa har inte berättat hur de ska ta hand om det, ej heller hur man ska hantera meteoriter som slår in i spegeln. Spegeln har ju inget skydd, som Hubbleteleskopet har. Mikrometeoritträffar får sannolikt bara tålas.

NASA har tidigare erfarenhet av att ha saker i L2. Mikrovågs-karteringssatelliten WMAP ligger redan där och arbetar med att kartera den kosmiska bakgrundsstrålningen.

När blir det klart?

Teleskopet ska skickas upp 2013, så bara de delar som kräver lång framförhållning har konstruerats, som till exempel speglarna. Grumman experimenterar fortfarande med kryokylanordningen och solskärmen.

Andra rymdteleskop i skamvrån

Hubble

 Hubble är det teleskop som gjort astronomi till en skön konst. Det är idag en åldrande pensionär som trots upprepade läkarbesök snart går i graven.

Läs mer:
www.nasa.gov/mission_pages/hubble/main/index.html
http://hubble.nasa.gov
http://hubblesite.org

Spitzer

Spitzer har aldrig fått det erkännande det varit värt. Som det första infraröda teleskopet utanför jordens atmosfär visade det upp ett helt nytt universum.

Läs mer här:
www.nasa.gov/mission_pages/spitzer/main/index.html

COBE

 Big Bang var bara en teori tills Cosmic Background Explorer (COBE) bevisade den genom att mäta mikrovågsstrålningen från det tidiga universum.

Läs mer här:
http://nssdc.gsfc.nasa.gov/nmc/masterCatalog.do?sc=1989-089A

WMAP

Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) bättrade på COBEs resultat och ökade upplösningen ordentligt. Temperaturen i det som är kvar av Big Bang ligger kring 200 mikrokelvin.

Läs mer här:
http://map.gsfc.nasa.gov/resources/featured_images_5yr_release.html

Och sedan?

Om vi ska kunna se exoplaneter på riktigt, hitta spår av liv eller läsa nummerplåtarna på månbilarna, måste teleskopen bli radikalt mycket större än de vi har idag. Very Large Telescope i Paranal med sina 8 meters diameter har inte mycket att komma med.
  European Southern Observatory jobbar på med planerna på E-ELT (European Extremely Large Telescope), ett 42-meters spegelteleskop, efter att ha avslutat konceptstudierna för OWL (OverWhelmingly Large telescope, bilden ovan), ett tänkt 100-meters markbaserat teleskop, med flera.

Det räcker bra med 42 meter. 1385 kvadratmeters ljusinsamlande yta mot VLTs 50 kvadratmeter (eller egentligen 150, eftersom det är tre teleskop i interferometrisk koppling). E-ELT avses vara i drift omkring 2017.

Med sin tilltänkta 0,0005 bågsekunders upplösning blir det 200 gånger skarpare än Hubbleteleskopet. Det kommer att bli möjligt att studera meteorologin på våra närmaste planeter och månar på regelbunden basis, se vulkaner och ringarna kring Saturnus lika bra som vi ser dem med Cassini idag, fast till betydligt lägre kostnad. Det finns även andra, mycket stora teleskop på gång.

Men framtiden ligger ändå i rymden, utan atmosfäriska problem, med kallare omgivning och utan viktrestriktioner som får konstruktionen att böja sig. Förslag finns på större rymdbaserade teleskop, eventuellt bestående av flera sammankopplade teleskop som formationsflyger i omloppsbana. Andra funderingar har riktat in sig på optiska- och radioteleskop på månens baksida, befriade från radiostrålning från jorden.

Utsikterna har aldrig varit bättre än nu!

Så går du vidare

Rymdforskningsorganisationer

• Nasa: www.jwst.nasa.gov
• Northrop Grummans kryokylare: www.jwst.nasa.gov/cryocooler.html
• Nasa om Spacewire: www.nasa.gov/vision/universe/watchtheskies/jwst_spacewired.html
• ESA om Spacewire: http://spacewire.esa.int/content/Home/HomeIntro.php

Storteleskop

• ESO:s tänkta OWL finns på: www.eso.org/sci/facilities/eelt/owl
  Det är dock nedlagt för E-ELT.
• Euro50, ett sameuropeiskt projekt:www.astro.lu.se/~torben/euro50
  Det är också nedlagt för E-ELT
• E-ELT, som kommer att byggas: www.eso.org/sci/facilities/eelt
• Andra stora teleskop: http://lot.astro.utoronto.ca/relatedprojects.html
• Teleskop med flytande speglar: www.astro.ubc.ca/LMT/index.html

Celest mekanik

• Om Lagrangepunkter: sv.wikipedia.org/wiki/Lagrangepunkter
• Om rödförskjutning och avlägsna galaxer: cosmos.phy.tufts.edu/~zirbel/ast21/sciam/RadioGalaxies.pdf

Enheter

Okej, vad är en bågsekund? En bågsekund är en rymdvinkel, alltså en kon av rymd uttryckt som en 3600-dels grad. En grad = 60 minuter = 3600 sekunder.

z är ett mått på rödförskjutningen och därmed också på objektets ålder som uppstår bland annat på grund av universums expansion. Värdet på z är högre ju mera rödförskjutet objektet är och mätningen baseras på hur mycket en känd våglängd, till exempel en absorptionslinje i ett observerat spektrogram är förskjuten mot samma linje i ett ostört spektrogram.

z = ((observerad våglängd – ostörd våglängd)/ostörd våglängd)

Några typiska värden:
z = 0,1 typiska kvasarer,
z = 6,4 avlägsnaste kvasaren
z = 6,96 den avlägsnaste galaxen
z = 10 avlägsna galaxer sedda genom gravitationslinser
z = 15 - 30 de första stjärnorna bildas 12,7 - 12,9 miljarder år
z = 1089 den kosmiska bakgrundsstrålningen, vilket anger en ålder på 13,7 miljarder år.

K är en temperatur i Kelvin, ungefär Celsiusgrader men räknat från den absoluta nollpunkten på -273,16 °C och uppåt. 0 K är sålunda -273 °C, 6,5 K är -266,5 °C, 50 K är -223 °C och rumstemperatur är 293 K. Människan trivs alltså i ungefär 300 K. Den kosmiska bakgrundsstrålningen är bara 2,7 K. Kelvin tar man gärna till i kryogeniska sammanhang för att det är lättare att räkna med.

Grunddata om Spacewire

Drivkretsarna för nätverket är utförda som 1,5 watts FPGA:er med cirka 66 MHz klocka och karaktäriseras av extrem stråltålighet och extrema temperaturtoleranser.