James Webb gelecekte bilimsel gözlem görevlerini nasıl gerçekleştirecek? Hangi bilimsel ekipmanlardan oluşur?
JWST (James Webb Uzay Teleskobu) bilimsel ekipmanı, optikten orta kızılötesine (0.6-28.3 mikron) kadar geniş bir dalga boyu aralığında gözlemler gerçekleştiren dört cihazdan oluşur ve bunlardan ilki orta kızılötesi cihazlardır.
Orta kızılötesi cihaz MIRI, JWST'ye 4,9 ila 28,8 m'lik orta kızılötesi dalga boyu aralığını gözlemleme yeteneği sağlar. Dar, orta ve geniş filtrelerle gök cismi görüntülemesi elde edilebilir. Spektrum, düşük spektral çözünürlük modu ile elde edilebilir. Bu mod iki seçenek içerir: split ve no split. O zaman, bilim adamının verilerini ve görev gereksinimlerini görmeniz gerekecek ve ayrıca orta çözünürlüklü bir entegrasyon saha birimi de kullanabilirsiniz. MIRI ayrıca orta kızılötesi spektral bölge için optimize edilmiş Lyot ve 4 çeyrek faz koronagrafını da içerir. MIRI, Avrupa Birliği ve Jet Tahrik Laboratuvarı JPL ile işbirliği içinde geliştirilmiştir. MIRI'nin Avrupa'daki ana araştırmacısı, Birleşik Krallık'taki Gillian Wright Astronomi Merkezi ve ABD'deki ana araştırmacı, Arizona Üniversitesi'nden George Rieke'dir. MIRI projesinin bilim adamları, UKTC'den Alistair Glasse ve JPL'den Michael Ressler.
Daha sonra, yakın kızılötesi kamerayı tanıtacağım.Yakın kızılötesi kamera (NIRCAM), 0,6 ila 5 m dalga boyu aralığına sahip JWST'nin ana görüntüleyicisidir. Gökyüzünün bitişik alanlarını gözlemleyebilen ve aynı anda kullanılabilen neredeyse aynı ve tamamen yedekli iki optik modülden oluşur. Her modül aynı zamanda eş zamanlı gözlem için dikroik kısa dalga boylu kanalları (0.62.3m) ve uzun dalga boylu kanalları (2.45.0m) kullanabilir.
Çok çeşitli dar, orta ve geniş filtre görüntülemeye ek olarak, NIRCAM ayrıca geniş alanlı kesintisiz (GRISM) spektroskopi ve korona görüntüleme modlarının yanı sıra yüksek hassasiyetli fotometrik izleme ve spektrofotometrik izleme için zaman serileri ve GRISM zaman serileri sağlar. Gözlem modu. NIRCAM ayrıca JWST ana ayna segmentinin periyodik hizalaması ve faz ayarı için kritik öneme sahip ön dalga algılama ölçümleri elde etti. NIRCAM, Arizona Üniversitesi'nden ve Lockheed Martinin Gelişmiş Teknoloji Merkezi'nden bir ekip tarafından oluşturuldu ve Arizona Üniversitesi'nden baş araştırmacı Marcia Rick tarafından yönetildi.
NIRCAM görüntüleme, toplam alanı 9,7arcmin² olan iki bitişik alanı kapsar. Hem uzun dalga boyu hem de kısa dalga boyu aynı anda gözlenir. PSF boyutundaki değişiklik nedeniyle, kısa dalga boyu her modülde dört dedektör kullanırken, uzun dalga boyu bir dedektör tarafından kapsanmaktadır.
NIRISS, Kanada Uzay Ajansı'nın JWST projesine yaptığı önemli katkılardan biridir. Honeywell International, cihazı Montreal Üniversitesi'nden baş araştırmacı Ren Doyon'un liderliğindeki bir ekip ile birlikte tasarladı ve üretti. Kanada, Herzburg'daki Kanada Astronomi ve Astrofizik Enstitüsü Ulusal Araştırma Konseyi ek teknik destek sağladı.
Yerçekimi lens kümesi MACS J0416.1-2403'ün yakın kızılötesi spektrumunun geniş alanlı kesintisiz spektrum simülasyonu. Sol: Görüntü, F200W filtresinden geçer. Merkez ve sağ: Görüntüleme için iki ışık plakası GR150R GRISM ve GR150C GRISM kullanan F200W filtresinden kesintisiz spektrum.
Bir sonraki bilimsel ekipman, JWST'nin yakın kızılötesi spektrometresi NIRSpec'dir NIRSpec, 0,6 ila 5,3 m çalışma dalga boyu aralığına sahip çok işlevli bir spektrometredir. NIRSpec, mikro deklanşör bileşenleri kullanarak sabit yarıklar, uzamsal olarak çözümlenmiş alt alanlar, birim spektrum ve güçlü çok hedefli spektrum modları aracılığıyla yüksek gözlem verimi sağlar. NIRSpec ayrıca, astronomi topluluğu için geniş bir diyafram açıklığı aracılığıyla yüksek verimli / yüksek hassasiyetli spektrofotometrik izleme yetenekleri sağlayan parlak bir hedef zaman serisi moduna sahiptir.
NIRSpec, Avrupa Uzay Ajansı için Airbus Industries tarafından inşa edildi ve NASA, Micro Shutter Array (MSA) ve detektör alt sistemini yaptı. NIRSpec MOS modu spektrumunun bir işlevi, tek tip aydınlatma sağlamak için kalibre edilmiş bir düz alan lambası kullanmak ve G140M + F100LP spektrum yapılandırmasının MSA deklanşör yarığını kullanmaktır. Sabit yarığın spektrumu ortada gösterilir. Açılamayan MSA deklanşör, tek deklanşör spektrumu olarak görüntülenir (yukarıdaki şekilde gösterildiği gibi sağda vurgulanmıştır).
NIRCAM'ın iki modülü vardır ve her modülün görüş alanı 2.2x2.2 ark dakikadır. Her modülde, ışık dikroik olarak bölünür ve eşzamanlı gözlem için kısa dalga boyu (0.6-2.3m) ve uzun dalga boyu (2.4-5m) kanallarına gönderilir. Kısa dalga boylu kanalın ölçeği piksel başına 0.032'dir.Bilim adamları PSF'yi 2 mikronda örneklemişlerdir.Uzun dalga boylu kanalın piksel oranı 0.065'tir. Her kanalın bir dizi geniş, orta ve dar bant filtreleri vardır.
NIRISS'ın görüntüleme aralığı 0,8 ila 5 m'dir ve görüş alanı 2,2x2,2 ark dakikadır. NIRCAM'den yedek bir filtre bankası kullanır ve her pikselin piksel oranı, NIRCAM uzun dalga kanalının örneklemesine uyan 0.065 "dir. Genel anlamda, yakın kızılötesi kamera JWST ile yakın kızılötesi görüntüleme için tercih edilen kameradır, çünkü Görüş alanı, yakın kızılötesi görüntülemenin iki katıdır ve hem "mavi" hem de "kırmızı" görüntüler elde edilir NIRISS ve NIRCAM'in paralel kullanımı, bu dalga boylarında gökyüzü kapsamını potansiyel olarak artırabilir.
MIRI, 0,11 piksel oranıyla 74x113 ark saniyelik görüş alanında 5 ila 27m geniş bant (R ~ 5) görüntüleme sağlar.
NIRISS açıklık maskesi interferometresi kullanabilir NIRISS modülündeki 7 delikli yedeksiz maske, 3-5m'den başlayarak interferometrik yüksek çözünürlüklü görüntüleme sağlar. İlk panel, öğrenci maskesini gösterir, orta panel simüle edilmiş görüntüyü gösterir ve son panel, Fourier uzayında nokta yayma fonksiyonunun güç spektrumunu gösterir.
Yedeksiz açıklık maskesi (NRM) kullanarak, NIRISS, JWST'nin en yüksek çözünürlüklü görüntülemesini sağlar. Maske, teleskopun tüm açıklığını akıllı bir diziye dönüştürür, böylece her bir taban çizgisi (yani, iki deliğin merkezlerini bağlayan vektör) benzersizdir ve görüntü düzleminde benzersiz bir uzamsal frekansa sahip bir saçak oluşturur. Bu gözlem yeteneği, özellikle parlak yıldızlar etrafındaki ışık kaynaklarının yüksek kontrastlı görüntülenmesi ve galaksi çekirdeklerinin ve yıldız kümelerinin yapısal özelliklerinin ölçülmesi için kullanışlıdır. NRM, parlaklık (kontrast) oranı 10.5'ten az olan, 0.1-0.5 ile ayrılmış noktasal ışık kaynaklarını tespit etmek için tasarlanmıştır. En uzun taban çizgisi tarafından sağlanan çözünürlük 4,6 m'de ~ 0,075'tir. NRM, 3,5-5 m'lik üç orta frekans filtresi aracılığıyla yapılan gözlemler için optimize edilmiştir ve 2,8 m'lik geniş bantlı bir filtre ile gözlemlenebilir.
NIRSpec'in geniş görüş alanı modu, 3,2 x 3,3 ark dakikalık bir görüş alanında 100'den fazla ışık kaynağının aynı anda gözlemlenmesine izin vermek için açılıp kapatılabilen yaklaşık 250.000 mikro bileşen MSA içerir. Görüş alanındaki hedef, genellikle çoklu açıklıklar oluşturmak için MSA'da kapak seti açılarak seçilir. Mikro perde yapısı, gözleme benzeri bir ızgara düzeninde düzenlenmiştir ve her birim, 0.2 (dağınık) x 0.46 (boşluk) açısında gökyüzüne yansıtılır. Mıknatıs, tüm çalıştırılabilir kapak yapılarını açmak için MSA'nın yüzeyini süpürür. Bireysel panjur yapıları elektronik olarak adreslenebilir ve kapatılabilir.
MIRI, tüm dalga boyu aralığında R ~ 3000 spektrumu sağlamak için iki 1024x1024 piksel detektörde dağınık gökyüzü görüntüleri oluşturmak için dört görüntü dilimleyici kullanır. Her IFU kanalının spektral penceresi üç ayrı ızgarayla kaplıdır. IFU, her spektral pencerenin merkez dalga boyunda en iyi PSF örneklemesini sağlamak için farklı piksel ölçeği tasarımları kullanır. Bu nedenle, kanalın görüş alanı 3.6 inç x 3.6 inç ile 7.6 inç x 7.6 inç arasında değişmektedir.Dalga boyu arttıkça, dilim sayısı 30'dan 12'ye düşmektedir.
JWST, tek bir hedefi gözlemlemek için birden fazla seçenek sunar. Bu modlardan bazıları parlak hedefler için kullanılır (dış gezegenlerin spektrumu gibi), ancak tüm modlar herhangi bir astronomik hedefi gözlemlemek için kullanılabilir. Tam kareyi okumak için gereken sürede doygunluğu önlemek için, yalnızca dedektör alt dizisini kullanan hızlı bir okuma modu kullanılabilir.
NIRSpec, 0.2 x 3.3, 0.4 x 3.8 ve 1.6 x 1.6 yaylık sabit yarıklar aracılığıyla üç spektral çözünürlüğün (R ~ 1001000 ve 2700) gözlemlerini sağlar. Bu kalıcı olarak açık yarık delikler, esas olarak tek bir hedefin yüksek dinamik aralık gözlemi için kullanılır.
NIRISS tek nesneli kesintisiz spektroskopi SOSS modu, parlak yıldız spektroskopisi için optimize edilmiştir. Optik tasarım, ışığı parlak hedeflerden uzaklaştırır ve detektörü doyurmadan gözlem için üç sıraya dağıtır. Bu mod, 0,6 ila 2,5 m arasında R = 750 spektral çözünürlük sağlar.
MIRI düşük çözünürlüklü spektrometre LRS, R ~ 100 uzun yarıklar ve 5m'den 12m'ye kadar kesintisiz spektrumlar sağlar ve kompakt ışık kaynaklarının gözlemini optimize eder. Yarık modu, 5,5 inç uzunluğunda ve 0,6 inç genişliğinde bir giriş açıklığı sağlarken, yarıklı mod, çok doğru zaman serisi gözlem spektrofotometrisi sağlar.
JWST'nin ilgili bilimsel ekipmanı hakkında konuşmayı yeni bitirdik, şimdi bilim adamlarının bu bilimsel ekipmanı nasıl bir araya getirip kullanım amacına ulaşabileceğinden bahsedebiliriz.
Aslında, JWST'nin iki belirgin sıcak alanı vardır: güneş tarafında 300 K sıcak taraf ve 40K soğuk taraf. Uzay aracının otobüsü Hotbian'da bulunuyor. Sıcak ve soğuk yüzeyler, güneş enerjisinden 200.000 watt'tan fazla radyan enerji toplayan ve sadece yaklaşık 1W'ı OTE ve ISIM'e ileten güneşlik ile ayrılıyor. Güneşin enerjisini uzaya yayarak, güneş koruma önlemleri OTE ve ISIM'in soğutucu akışkan tüketmeden pasif olarak düşük sıcaklıklara soğumasını sağlayabilir. Güneşlik, 40K optik teleskop elemanı (OTE) ve entegre bilimsel enstrüman modülü (ISIM) ile ayrılan 300 K uzay aracı veriyolu gösterilmektedir.
JWST uzay aracı veri yolu güç, iletişim, tutum kontrolü, termal kontrol, izleme ve güvenlik işlevleri, komut ve veri işleme, iletişim hizmetleri ve yörünge yerleştirme, yörünge bakımı ve tahrik sağlar. Daha sonra çok önemli bir ekipmandan, yani güneşlikten bahsettik.
Daha sonra güneşlik hakkında konuştuk.Güneşliğin soğutma yöntemi, beş katmanlı tenis kortu büyüklüğünde özel bir malzeme file örtü ile gerçekleştiriliyor.Amaç, teleskop ve bilimsel aletleri güneş, dünya, ay ve JWST uzay aracının enerjisinden izole etmektir. Gel.
Güneşlik, Kapton adı verilen beş kat alüminyum kaplı poliimid filmden oluşan bir elmas blok sistemidir. Her katın boyutları yaklaşık 21 metre uzunluğunda ve 14 metre genişliğindedir. Birbirini izleyen her gölge katmanı, aşağıdaki katmanlardan daha soğuktur. Çünkü ısı katmanların arasından yayılacaktır.
Periyodik dalga cephesi kontrol sensörü WSC, ana ayna alanlarını hizalı ve aşamalı tutacak, böylece dalgaları doğru şekilde eşleşecek ve bu ön dalga bölümleri 18 ayrı teleskop yerine sadece büyük bir teleskoptur.
Fırlatıldıktan sonra teleskop devreye alma süreci birkaç ay içinde gerçekleştirilecektir, yani yörünge üzerinde ilk kalibrasyonun oluşturulması için birkaç aşamalı yinelemeli algılama ve hizalama düzeltmesi. Bilimsel işlemler sırasında düzenli izleme gözlemleri ve ara sıra yapılan kalibrasyonlar, birincil aynanın konumunu koruyacaktır.
Uzay ortamının özel koşulları nedeniyle, JWST'nin ön dalga algılama sisteminin yapısı, büyük yer teleskoplarından farklıdır. En önemlisi, JWST, Dünya'daki teleskopların hızlı kalibrasyonunu gerektiren ana faktörler olan atmosferik bozukluklardan ve yerçekiminden etkilenmez. Bunun aksine, JWST'nin yalnızca dalga cephesi sapmalarını düzeltmesi gerekir ve bu sapmalardaki değişiklikler, tipik bilimsel gözlemlerin süresinden çok daha yavaştır.
JWST hata ayıklaması sırasında, tüm cihazlar bazı ön dalga sensörleri için kullanılacaktır, ancak NIRCAM, JWST'nin ana dalga cephesi sensörüdür ve modül çarkı, dalga cephesi bilgilerini ölçmek için birden fazla bileşen içerir. Tüm gözlemevinin işleyişi açısından önemi nedeniyle, NIRCAM iki tamamen yedekli modülden oluşur. Zayıf lens, dalga cephesi bilgisi sağlamak için kızılötesi yakın filtre çarkına odaklanır. Yerdeki dalga cephesi hatasını analiz etmek ve belirlemek için aşağı bağlantı görüntü verilerini kullanın ve ardından hizalamayı düzeltmek için gerekli aynalama komutlarını JWST'ye yükleyin.
Her bir ana ayna bölümünün arkasında altı derece serbestlik sağlayabilen ve eğrilik yarıçapını kontrol edebilen aktüatörler vardır. İkincil ayna da altı serbestlik derecesinde kontrol edilir. Bu nedenle, teleskop her zaman 132 derece kalibre edilme özgürlüğüne ve ayrıca MIRI hariç her bilimsel aletin odaklanma mekanizmasına sahiptir. Yer tabanlı gözlemevinin montaj sürecinde üçüncü ve ince direksiyon aynaları gibi diğer hizalama cihazları da kurulmuştur.Bu cihazlar yeterince güçlüdür ve fırlatıldıktan sonra düzeltme gerektirmez.
JWST'nin Mart 2021'de piyasaya sürülmesinden ve konuşlandırılmasından sonra, birincil ayna bölümü, ikincil ayna ve bilimsel araçlar arasındaki göreceli sapma yalnızca birkaç milimetre olacaktır. Birkaç tür dalga önü algılama ve kontrol kullanan yinelemeli bir işlem, bu aynaları onlarca nanometre içinde hizalayacaktır. Geniş dinamik aralık (milimetreden nanometreye), birkaç farklı algılama aşaması ve türü gerektiği anlamına gelir. Sınırlı algılama doğruluğu ve kaba seviyeli aktüatör tasarımının doğasında bulunan mekanik belirsizlik nedeniyle, hata giderme süreci tekrarlanmalıdır. Bu nedenle, optik teleskop bileşenlerinin OTE hata ayıklaması iki küçük ölçekte ve daha büyük ölçeklerde yinelenecektir.
İkincil dikiz aynasının açılması, ana dikiz aynasının üç katlanır dikiz aynasının yan bölümleri ve fırlatma engelleme cihazından başlayarak bölümün ön açılışı, fırlatmadan yaklaşık 16 gün sonra başlayacak. Teleskop ve alet çalışma sıcaklıklarına yeterince soğuduktan sonra (fırlatıldıktan yaklaşık 40 gün sonra), wavefront algılama ve düzeltme işlemi başlayacaktır. Bu aşama, çeşitli dalga önü algılama ve kontrol görevlerini dağıtacaktır. Ana aşamalar şunlardır: (1) bölümlere ayrılmış konumlandırma ve tanımlama; (2) bölümlere ayrılmış ön dalga kontrolü; (3) bölümlere ayrılmış faz içi; (4) çok cihazlı iletim Duygu ve kontrol. Altı aylık devreye alma aşaması da dahil olmak üzere bu sürecin birkaç ay sürmesi bekleniyor. NIRCAM ana dalga cephesi sensörü olduğundan, teleskop hata ayıklama süresinin yarısında, önce NIRCAM üzerinde yüksek kaliteli görüntüler elde edilecek ve ardından diğer cihazlar kullanılacaktır. Ardından, çoklu cihaz algılama süreci, tüm enstrüman paketinin görüntü kalitesini optimize etmek için ikincil aynaların hizalamasını ayarlar.
Rutin bilimsel gözlem sürecinde, dalga cephesi düzenli olarak izlenecek ve gerektiğinde hizalama düzeltmesi yapılacaktır. Nominal olarak wavefront, kızılötesine yakın zayıf bir lens kullanılarak her iki günde bir ölçülür. Düzeltme sıklığının nispeten düşük olması, belki de yılda sadece birkaç kez olması beklenmektedir. Algılama ve kontrol süreci, gözlemevinin kalibrasyon ek yükünün bir parçası olan gözlemevinin zamanının% 1-2'sini alacaktır.
Uçuşta elde edilen performansa göre algılama ve kontrol ölçümlerinin sıklığı sonraki aşamalarda ayarlanabilir. Bu, alet kalibrasyon planı ile birlikte her döngü için kalibrasyon planının bir parçası olarak yapılacaktır. Bilimsel gözlemlerde, iki günlük bir algılama aralığı tolerans ölçümü de gereklidir.Amaç, herhangi bir zaman kritik gözlemlere uyum sağlamak için dalga önü algılama gözlemlerini düzenlemektir. Bununla birlikte, kalibrasyonun amacının teleskopun hizalamasını kasıtlı olarak değiştirmek değil, korumak olduğu unutulmamalıdır. Başka bir deyişle, düzeltmenin etkisi, devreye alma süresinin sonunda OTE'yi kalibrasyon durumuna geri döndürmek ve bu durumda kalmaya devam etmesini sağlamak olmalıdır.
Az önce, JWST teleskopunun momentumunun, tutum kontrol sistemi tarafından gerçek zamanlı olarak tahmin edildiğini ve yönetildiğini, böylece gözlemevinin her zaman kontrol altında olduğunu belirttik. Bilimsel gözlem sürecinde, güneş fotonlarının basıncı, reaksiyon çarkında açısal momentum oluşmasına neden olur. Bu açısal momentum, fırlatma iticisi tarafından periyodik olarak serbest bırakılmalıdır. Motivasyon nasıl oluşur? Bilimsel gözlemler sırasında, gözlemevi, güneş kalkanının basınç merkezinin gözlemevinin kütle merkezi ile aynı hizada olmadığı bir hedefi gösterecektir. Güneş fotonları büyük güneş kalkanına çarptığında, tüm gözlemevine bir an uygularlar. Karakteristik kontrol alt sistemi ACS, reaksiyon çarkında açısal momentumun bir sonucu olarak reaksiyon tekerleğindeki dönüş oranını uygun şekilde değiştirerek bu torka karşı koyar. Momentum birikimi, güneşin eğim açısına, teleskobun yuvarlanma yönüne ve belirli bir nişan konumunda gözlem süresine bağlıdır. Reaksiyon çarkının açısal momentum dönüş hızı, çalışma sınırları dahilinde kontrol edilmelidir.
Doygunluk nedeniyle bir veya daha fazla reaksiyon çarkının işaretleme kontrolünün kaybedilmesi, tüm gözlemevini tehlikeye atabileceğinden, ACS önemli bir koruyucu önlem oluşturmuştur. JWST işlemleri olay odaklı olduğundan, gerçek etkinlik sırası planlanandan farklı olabilir. Örneğin, bir gözlemde navigasyon yıldızı edinimi başarısız olursa, gözlem atılacak ve teleskop bir sonraki planlanan gözlemle devam edecektir. Bu açıkça gerçek ivme dağılımını planlanandan farklı kılar.
Her ziyarete başlamadan önce, araç işletim sistemi mevcut momentum durumunu kontrol eder. Momentum durumunun ziyareti güvenli bir şekilde tamamlamak için yeterli olmadığına inanırsa, ziyaret başlamadan önce momentum ayarlamasının yapılmasını otomatik olarak isteyecektir.
Daha sonra, bir sonraki önemli noktadan bahsedeceğiz, Entegre Bilimsel Enstrüman Modülü (ISIM), dört bilimsel alet ve bir hassas kılavuz sensör (FGS) içeren bir gözlem unsuru. Ayrıca, cihaz dedektörlerini ve mekanizmalarını kontrol etmek, (2) termal ortamı korumak ve (3) bilimsel cihazlar ve FGS için komutlar ve veri işleme sağlamak için elektronik ekipman (1) içerir.
ISIM komut ve veri işleme ICDH alt sistemi, tüm bilimsel araçlar için komut, telemetri yönlendirme ve işleme işlevleri sağlar. ICDH, bilimsel veriler üzerinde okuma modu işlemesi gerçekleştirir, yani uzay aracı katı hal kaydedicisine iletmeden önce her maruz kalma için bilimsel verileri formatlar. ICDH'de bulunan yazılım, hedef yakalama için verilerin bir kısmını analiz eder.
JWST'deki katı hal kayıt cihazı (SSR), en az 58,8 GB kayıtlı bilimsel veriyi tutabilir. Normal bilimsel işlemler sırasında, JWST dünya için verileri 12 saatlik aralıklarla günde iki kez iletecektir. Bir veri aktarım sürecinde, JWST en az 28,6 GB bilimsel veri aktarabilir. Bir temas noktası kaçırılırsa, bilimsel gözlem sıfırlanmadan veya yeniden başlatılmadan devam edebilir ve yer alan gözlemevi bir sonraki temas noktasına yetişebilir.
Bilimsel verilerin SSR'ye yazılma hızı, ISIM komutu ve veri işleme alt sistemi ICDH tarafından kontrol edilir. Maksimum ICDH sürekli veri hızı saniyede yaklaşık 48 Mbittir, bu da yaklaşık 62048 × 2048 tam çerçeve görüntü dosyasının her 10,5 saniyede bir okunup yazılabilmesine eşdeğerdir. Gerçek veri hızı, eşzamanlı olarak kullanılan dedektörlerin sayısına, bunların maruz kalma parametrelerine ve pozlama okumasının ICDH'ye ulaştığı kesin zamana bağlıdır. Herhangi bir zamanda kullanılan dedektör sayısı 14'e kadar çıkabilir.
Paket kaybını veya hasarını önlemek için APT şablonu, kullanılan dedektörlerin sayısını ve veri oluşturma hızını ayarlar. Örneğin, NIRCAM hızlı okuma modunda, ngruplar = 1 ile yalnızca bir NIRCAM modülü (beş 2K × 2K dedektör) kullanılabilir. Hızlı okuma modunda iki modül (102K × 2K dedektör) kullanmak için nGroup değerinin 2'ye eşit olması gerekir. Birden fazla alet kullanan kombinasyonlar 48 Mbps sınırında kalmalıdır.
JWST'nin hassas yönlendirme sensörü (FGS), JWST'ye sabit ve ince açılı bir tutum sağlamak için JWST düzlemindeki navigasyon yıldızını kullanır. JWST'nin hassas yönlendirme sensörü FGS, entegre bilimsel araç modülü ISIM'de bulunan kızılötesi yakın NIR kameradır. Yakın kızılötesi bilimsel bir alete benzer şekilde 0.6 ila 5.0m geçiş bandına sahiptir. FGS'nin iki kanalı vardır, her kanalın 2,3 '× 2,3' FOV'u vardır.
FGS işlevleri şunları içerir:
1. Navigasyon yıldızını belirlemek ve elde etmek için, iki navigasyon kanalından birinde konumunu ölçün ve bu verileri, durumu belirlemek için JWST durum kontrol alt sistemi ACS'ye sağlayın.
2. Duruş stabilitesi için doğru işaretleme verisi sağlayın. FGS bu verileri sabit ve hareketli hedef gözlemler için sağlar
3. Gezinme yıldız konumu verileri, ACS tarafından gökyüzü düzleminde sağa yükselme ve dik açı işaretleme ve işaretleme kontrolü (eğim ve sapma) için kullanılır. ACS, uzay aracının açısını ve yönünü kontrol etmek için eksen dışı yıldız izleyicilerinden gelen verileri kullanır.
FGS'nin yaklaşık 0,6 ila 5,0 m arasında filtrelenmemiş bir geçiş bandına sahip olduğundan bahsetmiştim. Her odak düzlemi dizisi, dahili alan distorsiyonunu düzelttikten sonra 2,3 '× 2,3' fov ile 2048 × 2048 HgCdTe sensör çipi düzeneğidir. Merkezdeki 2040 × 2040 piksel ışığa duyarlıdır; en dıştaki dört sıra ve dört sütun sapma ölçümü için referans piksellerdir.
James Webb Uzay Teleskobu Mart 2021'de fırlatılacak. Bu kadar yüksek teknolojiyi bir araya getiren James Webb ne kadar performans gösterebilir? Bekleyelim ve görelim.
