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Die Instrumente des HST

Einführung

Das Hubble Weltraumteleskop (HST) ist das bis zum Start des JWST größte Weltraumteleskop, es ist auch das populärste und eines der erfolgreichsten Raumfahrtprojekte überhaupt. Um es angemessen zu würdigen habe ich daher den Artikel über den HST in drei Teile aufgeteilt, damit dieser nicht zu lang wird.

Die Instrumente des HST waren die einzigen Elemente die für einen Austausch vorgesehen waren. Ursprünglich sollte dazu das Instrument alle zweieinhalb Jahre zur Erde zurückgebracht werden. Die Kosten- und Terminprobleme des Space Shuttle Programms führten dazu, dass man sie im Orbit austauschte.

Das Weltraumteleskop profitierte vor allem von den Fortschritten in der Sensortechnik. Als es entwickelt wurde waren CCD-Sensoren gerade erst erfunden worden und hatten nur wenige Pixel und kleine Detektoren. So verwendete das empfindlichste Instrument auch noch Photokathoden die eingeführt und damals viel empfindlicher als CCD-Detektoren waren. Die erste WPFC hatte 0,64 Megapixel, die heutige 16 MP. Ganz neue Möglichkeiten eröffneten abbildende Spektrometer die monospektrale "Bilder" in Tausenden von Wellenlängen aufnehmen können. Diese Instrumente wurden erst erfunden als das HST schon gebaut wurde.

Verglichen mit erdgebundenen Teleskopen hinkt das Weltraumteleskop trotzdem hinterher. Es dauert viel länger eine weltraumqualifizierte Kamera zu entwickeln als eine für ein Erdteleskop. Schließlich kann man nichts reparieren oder neu justieren. Dazu kommt das jede Servicemission etwa 2 Jahre lang vorbereitet sein muss. Schon für den Beginn des Trainings müssen aber Mockups der Instrumente für das EVA-Training bereitstehen. So arbeitet das HST mit 16 MPixel großen Kameras. Die 2015 gestartete ESA-Raumsonde Gaia dagegen mit einer 1 GPixel-Kamera aus 106 CCD mit je 10 MPixeln.

Das HST startete mit fünf Instrumenten. Bis zum Abschluss der Wartung mit Servicemission 3M4A wurden sechs weitere Experimente entwickelt, zusammen also 11. Dies sind:

Die Instrumente

In der Fokalebene befinden sich die Instrumente die alle während der Betriebszeit schon ausgetauscht wurden. Es gab fünf Buchten für fünf Instrumente. Nach der Servicemission 1 waren bis zur Service Mission 4 aber nur vier aktiv, da ein Platz für die Korrekturoptik COSTAR benötigt wurde.  Ausgewählt wurden ursprünglich folgende Instrumente:

Wide Field and Planetary Camera

Die primäre Kamera von Hubble zur Abbildung von Objekten. Sie setzte erstmals CCD Sensoren in einem astronomischen Satelliten ein. Die 292 kg schwere Kamera mit einem Stromverbrauch von 190 Watt setzt speziell behandelte CCD mit 800 x 800 Pixeln ein. Die Sensoren wurden an der Rückseite abgeschliffen um sie beleuchten zu können, das steigert ihre Empfindlichkeit. Durch spezielle Bearbeitung sind die empfindlich zwischen dem UV und visuellen Bereich (121,6 bis 800 nm Wellenlänge). Dabei ist die Quantenausbeute sehr unterschiedlich. Sie liegt bei 5% bei 121,6 nm Wellenlänge und steigt an bis auf 30% bei 800 nm. Die Empfindlichkeit wird auch durch Kühlung auf -97°C erhöht.

Intern sind es zwei Kameras, die Planetary Camera mit einer Vorsatzlinse und einem Öffnungsverhältnis von 1:12,9 und der Wide Field Kamera, ebenfalls mit einer Vorsatzlinse mit einem Öffnungsverhältnis von 1:30. Beide Kameras setzen zusammen vier CCD ein, die zusammen ein Bildfeld von 1600 x 1600 Pixeln haben. Diese decken eine Fläche von 160 x 160 Bogensekunden (Widefield Camera) beziehungsweise 67,2 x 67,2 Bogensekunden (Planetary Camera) mit einer Auflösung von 0,1 und 0,043 Bogensekunden ab. Die Planetary Camera erreicht damit die beugungsbegrenzte Auflösung des Teleskops.

Wie der Name schon sagt ist die Planetary Camera dazu gedacht die Planeten abzubilden. Jupiter ist z. B. bis zu 48 Bogensekunden groß. Die meisten anderen Planeten sind selbst unter günstigen Umständen kleiner. Selbst die Widefieldkamera bildet aber nur ein kleines Blickfeld ab. Der Mond z.B. ist von dem Erdboden aus gesehen mehr als zehnmal größer als das Blickfeld der größeren Kamera. 48 Filter erlaubten die Anfertigung von Farbaufnahmen aber auch die Aufnahmen in speziellen Emissionslinien wie die des Wasserstoffs oder Sauerstoffs.

Die CCD-Sensoren sind in einem Quadrat angeordnet, da die Planetary Camera aber nur ein Viertel des Gesichtsfeldes hat erhält man in der Praxis Aufnahmen die so aussehen als hätte man aus dem letzten Viertel (rechts oben) ein "L" ausgestanzt.

Nach dem Ausbau der WPFC bei Servicemission 1 wurde die WPFC zuerst zur Erde zurückgebracht, später demontiert und mechanische Teile in der WPFC3 erneut verwendet.

Parameter Wert
Abmessungen: 0,80 x 2,0 x 2,20 m
Gewicht: 292 kg
Spektrale Empfindlichkeit 250 bis 1000 nm
Blickfelder 160 x 160 und 66 x 66 Bogensekunden
Auflösung: 0,1 und 0,043 Bogensekunden
Detektoren 8 CCD mit je 800 x 800 Pixel je 15 µm Pixelgröße
3 x WF2  (je 80 x 80 Bogensekunden, 0,1 Bogensekunden/Pixel
4 x PC (33 x 33 Bogensekunden, 0,043 Bogensekunden/Pixel
Brennweiten:  F/D=12,9 (WFC) und 30 (PC)
Belichtungszeit: 0,11 bis 3000 s
Empfindlichkeit: 16,6 bis 27,5 mag (WFC)
16,0 bis 27,0 mag (PC)

Faint Object Camera

Dieses von ESA gestellte Instrument hatte wie der Name schon sagt die Aufgabe sehr lichtschwache Objekte abzubilden. Sie hatte das kleinste Sichtfeld aller Instrumente, es betrug nur 14 x 14 Bogensekunden. Das ist ungefähr ein Drittel des Durchmessers des Planeten Jupiters. Die Pixel hatten eine Auflösung von 0,014 Bogensekunden, waren also nominell höher auflösend als das Teleskop, das eine Auflösung von etwa 0,05 Bogensekunden hatte. Weiterhin war es das einzige Instrument an Bord, das sehr UV-empfindlich war. Es konnte Strahlung von 115 bis 650 nm Wellenlänge empfangen. Die höchste Empfindlichkeit gab es bei 340 nm Wellenlänge.

Die Faint Objekt Camera bestand aus zwei Kameras identischer Bauweise. Sie unterschieden sich durch Vorschaltlinsen, welche das Bild vergrößerten. Bei der einen Kamera betrug die Vergrößerung der Faktor 2, bei der anderen 4 bis 12. Entsprechend variierten die Gesichtsfelder und die Auflösung. In der höchsten Auflösungsstufe ist ein Pixel nur 0,014 Bogensekunden groß, also deutlich kleiner als als dei theoretische Auflösung des Teleskops von 0,05 Bogensekunden im sichtbaren Bereich. Dies macht für bestimmte Beobachtungen Sinn. So kann man die Helligkeit und Helligkeitsschwankungen besser bestimmen, wenn das Licht sich auf mehrere Pixel verteilt. Bei Beobachtungen kann man mehre##re Aufnahmen überlagen und so eine Aufnahme gewinnen die detailreicher ist als eine die nur beugungsbegrenzt ist.

Die FOC setzt als Detektor keine CCD ein, sondern Electron bombarded Silicon Tubes, vergleichbar TV-Röhren. Licht schlägt aus einem Halbleitermaterial Elektronen heraus, sie werden durch ein Magnetfeld beschleunigt und erhalten mehr Energie und beriechen beim Auftreffen auf einen Schirm durch die hohe Energie eine Verstärkung anstatt einem werden nun viel mehr Elektronen freigesetzt. Dieses Signal wird abgetastet, wobei es verschiedene Auflösungen gibt. Die nächste beträgt 800 x 800 Pixel. Die Quantisierung ist ebenfalls wählbar. Aufgrund des begrenzten Speichers ist sie aber bei größeren Bildformaten auf 8 Bit begrenzt. "Helle Objekte" erzeugen dann einen Überlauf. Trotz der Bezeichnung "Faint Object Kamera" hat die Kamera mit Quantenausbeuten von 6,6 bzw. 9,6% die schlechteste Quantenausbeute aller Instrumente.

Die FOC kann nach 45 Minuten ohne COSTAR Optik eine Magnitude von 26 erreichen. Mit Costar verlängert sich die Brennweite um etwa den Faktor 1.6 die kommt dann in 5 Stunden auf Magnitude 26,5.

Parameter Wert
Abmessungen: 0,90 x 0,90 x 2,20 m
Gewicht: 3 kg
Stromverbrauch: 130 Watt
Blickfelder 28 x 28 und 14 x 14 Bogensekunden
Auflösung: 0,028 und 0,14 Bogensekunden
Detektoren MgF2 Photokathoden mit 40 x 40 mm Größe.
Brennweiten: F/75,5 (F/48 ohne COSTAR) und F/151 (F/96 ohne Costar)

Highspeed Photometer

Eine Photometer ist ein Gerät mit dem man die Helligkeit eines Objektes genau messen kann. Das ist von Bedeutung, weil zahlreiche Quellen variabel sind. Es gibt Sterne deren Helligkeit periodisch schwankt, z. B. die Cepheiden. aber auch normale Sterne können Veränderungen haben, die von ihrer Oberfläche herrühren. Mittels Photometrie kann man aber auch die Helligkeit und dadurch oft auch die Entfernung von Objekten messen. Das High-Speed Photometer profitiert von einigen Vorteilen Hubbles:

Das Highspeed Photometer besteht aus vier Vidiconröhren und einer Photomultipilerröhre. Beide funktionieren nach demselben Grundprinzip: Ein Photon trifft auf eine lichtempfindliche Schicht und schlägt ein Elektron heraus, je nach Energie auch mehrere. Diese werden durch ein elektrisches Feld beschleunigt und treffen dann auf ein Ziel wo sie durch die höhere Energie noch mehr Elektronen freischlagen die dann gemessen werden und einen Strom proportional zu der Energie und Anzahl der Photonen ergeben. Die Photomultipilerröhre hat den Vorteil das sie auch im UV empfindlich ist und schwächere Quellen erfassen kann.

Das Instrument hat zwei Zeitauflösungen von 10,6 und 1 ms. Abhängig vom Strom. Bei mehr als 1 Million Ereignissen war nur die höhere Zeitauflösung möglich. Eine Einschränkung des Spektralbereichs war möglich durch die Vorschaltung von Filtern oder Selektion einer Wellenlänge mit einem Prisma. Relativ lange dauerte es ein Ziel zu wechseln, das dauerte etwa 30 bis 60 s. Das ganze System wurde von einem Intel 8080 Mikroprozessor mit 8 KByte ROM und 24 KByte RAM mit einer Taktfrequenz von 1 MHz.

Parameter Wert
Abmessungen: 0,90 x 0,90 x 2,20 m
Gewicht: 273 kg
Stromverbrauch: 165 Watt
Blickfelder 0,4 Bogensekunden, 1,0 Bogensekunden und 10,8 Bogensekunden
Auflösung: 10,6 µs (< 1 Million Ereignisse/s) und 1 ms (>1 Million Ereignisse/s)
Detektoren CSI/MGF2 Videoröhren und Bialkali Photokathoden.
Wellenlängenbereich 115 bis 870 nm, linear empfindlich zwischen 210 bis 700 nm
Fehler < 2 %
Quanteneffizienz 0,1 bis 3% je nach Wellenlänge
Filter 23 UV/Vis Filter, 6 Polarimetriefilter

Goddard High Resolution Spectrograph

Der Goddard High Resolution Spectrograph (GHRS) ist das erste von zwei Spektrographen an Bord des Teleskops. Ein Spektrograph (heute eher als Spektrometer bezeichnet) ist ein Gerät das Licht in ein Spektrum aufteilt und dieses aufzeichnet. Ein Spektrograph misst analog die Helligkeit der einzelnen Wellenlängen, bildlich vorstellbar als "Graph", ein Spektrometer dagegen durch viele Elemente die Lichtmenge bei sehr vielen Wellenlängen meist mit einem Detektor der das analoge Signal in ein digitalen Wert konvertiert. Die Bezeichnung Spektrograph stammt noch aus der Zeit als das Spektrum auf Film aufgezeichnet wird.

Der GHRS ist ein klassisches Spektrometer, das heißt er misst das Licht nur von einer Punktquelle. Dafür wird zuerst die Öffnung auf einen Schlitz verkleinert. Der Rest des Bildfeldes wird also ignoriert. Dann wird das Spektrum senkrecht zu diesem Schlitz aufgespalten. Früher durch Prismas, heute durch Beugungsgitter. Der Detektor ist dann ein Halbleiterelement oder etwas ähnliches. Wobei auf jedes Detektorelement "Pixel" eine andere Wellenlänge fällt. Die Intensität entspricht dann der Intensität des Lichts bei dieser Wellenlänge.

Das GHRS arbeitete nur im UV-Bereich zwischen 115 und 320 nm. Dieser Bereich wurde durch die Beschichtung des Teleskops und die verwendeten Detektoren vorgegeben. Detektoren waren wie beim Faint Object Spectrograph Digicons, also eine Kombination von Photokathoden und Photodioden. Diese haben im UV-Bereich eines sehr hohe Quantenausbeute von bis zu 70%.

Es gab zwei Eingangsschlitze die die Menge des Lichtes bzw. die Größe des Untersuchungsbereiches vorgaben. Diesen wurden verschiedene Gitter angeschaltet die das Spektrum aufteilten. Sie hatten verschiedene spektrale Auflösungen und unterschieden sich nach zu untersuchendem Wellenlängenbereich. Mit einer Spitzenauflösung von Δλ/λ von 80.0000 kann man z.B. bei 180 nm Wellenlänge ein Spektrum mit einer spektralen Auflösung von 180/80000 = 0,0225 nm anfertigen. Δλ/λ = 1000 bedeutet: Ein Element des Detektors nimmt das Lichter eines Bereichs von 1/1000 der Wellenlänge auf.

Es gibt zwei Detektoren und mehrere Gitter die verschiedene spektrale Auflösungen erlauben. Das bedeutet ein Detektorelement kann einmal einen Wellenlängenbereich von 0,1 nm abbilden und mit einem anderen Gitter auch einen kleineren. Der GHRS hat eine sehr hohe spektrale Auflösung. Aber die Zeitauflösung ist relativ gering. Zwar kann ein Spektrum in 0,2 s gewonnen werden, aber Einschränkungen im operationellen Betrieb und die Vorgaben für das Signal/Rauschverhältnis limitieren die minimale Belichtungszeit auf 27,2 s.

Parameter Wert
Spektrale Empfindlichkeit: 115 - 180 nm Δλ/λ = 2.000, 25.0000 und 80.000
115 - 320 nm Δλ/λ = 25.0000
168 - 340 nm Δλ/λ = 80.0000
Räumliche Auflösung: 0,22 und
1,74 Bogensenkunden
Photometrische Genauigkeit: absolut: 10%, relativ: 1%
Zeitauflösung: 0,2 s, Ein Spektrum kann aber nur alle 27,2 s gewonnen werden

Faint Object Spectrograph

FOSDer zweite Spektrograph des Hubble Weltraumteleskops. Er ist nicht dafür gedacht hochauflösende Spektren anzufertigen, dafür von sehr lichtschwachen Quellen niedrig aufgelöste Spektren. Beide Anforderungen schließe sich gegenseitig aus und da man um so mehr Licht verliert je stärker das Spektrum aufgespalten wird kann man beide Aufgaben nicht mit einem Spektrometer erledigen. So erfasst der FOC ein größeres Blickfeld von 4,3 Bogensekunden. 70% des Lichts dieses Abschnitts gelangen noch in das Instrument. Beim GHRS sind es nur 50%. Weitere Schlitze senkten die Auflösung je nach Modus auf bis zu 0,1 Bogensekunden ein.

Anders als der GHRS betrug die Auflösung Δλ/λ nur 100 bis 1000. Die maximale spektrale Auflösung je nach Modus 0,5 bis 0,09 nm. Dafür war es bis ins nahe Infrarot, nicht wie der GHRS nur im UV empfindlich. Detektoren waren Digicons. Dies sind Photokathodden die durch Licht eine Kaskade von Elektronen freisetzen. Diese wurden durch ein Array aus Siliziumdioden digitalisiert. Die Digicons waren sehr empfindlich so konnte nach einer Stunde Belichtungszeit ein niedrigaufgelöstes Spektrum eines 26 mag hellen Sterns gewonnen werden. Das bedeutet dass man z.B. das Spektrum der Sonne in noch 600.000 Lichtjahren Entfernung gewinnen könnte.

Die Installation der Korrekturlinsen für COSTAR beeinträchtigte die Funktion des Instrumentes stark. Nun war der UV-Bereich unter 150 nm, darunter die sehr wichtige Lyman-Alpha Linie bei 121,6 nm nicht mehr zugänglich. Es war daher beschlossen das FOS bei der zweiten Servicemission zu ersetzen. Heute ist das Instrument Bestandteil der Ausstellung des National Air and Space Museums in Washington DC.

Parameter Wert
Abmessungen 91,4 x 91,4 x 213,4 cm
Gewicht: 308,4 kg
Spektrale Empfindlichkeit: 115 - 800 nm Δλ/λ  1/250
Räumliche Auflösung: 0,09 nm  und 0,5 nm (bei 120 nm Wellenlänge)
   
Empfindlichkeit: 26 mg nach 1 Stunde bei 0,5 nm Empfindlichkeit
22 mg nach 1 Stunde bei 0,09 nm Empfindlichkeit

Zweite Generation

Der Austausch der Instrumente war von vorneherein geplant. Das HST wurde in den späten Siebzigern konzipiert und durch die Startverzögerungen waren neuere und bessere Instrumente schon bei der ersten Servicemission verfügbar. Daneben war ein wichtiger Punkt, das die neuen Instrumente nicht die Korrekturlinsen brauchten die man einbaute um die Unschärfe durch den fehlgeschliffenen Spiegel auszugleichen. Die nötige Servicemission für den Einbau dieser Korrekturlinsen  ermöglichte es nur ein Instrument bei der ersten Servicemission mitzunehmen, dies war die Wide Field and Planetary Camera 2. Sie gehört eigentlich noch zur ersten Generation, hat aber wie alle anderen Instrumente der zweiten Generation schon die COSTAR Optik integriert.

Bei der Servicemission SM2 wurden der GHRS und FOS durch den STIS und NICMOS ersetzt. Die WPFC" wurde schon bei der ersten Servicemission ersetzt. Damit war von den Urspungsinstrumenten  nach der zweiten Servicemission nur noch die Faint Object Camera aktiv.  Das Highspeed Photometer war wegen des Einbaus von COSTAR nicht nutzbar, wurde aber erst 2009 entfernt. Solange arbeitete das HST immer nur mit vier Instrumenten.

Von 1997 arbeitete das HST bis 2002 mit den Instrumenten FOC, NICMOS, WPFC2, STIS.

Wide Field and Planetary Camera 2

Die WPF2 hat auf den ersten Blick keine größeren Änderungen zur ersten Kamera. So sind die Detektoren genauso groß (jeweils 800 x 800 Pixel) und auch das Blickfeld fast gleich groß, nur bei der Planetary Camera sinkt es von f/30 auf f/28.3. Der Vorteil der neuen Sensoren ist eine höhere Sensitivität. Sie erreicht 40% bei 800 nm (WPFC: 20% bei 600 nm) und ist vor allem im UV-Bereich höher.  Ihre Sensitivität geht auch in den infraroten Bereich (bis 1,1 µm hinein. Zugleich haben die CCD einen größeren dynamischen Bereich. Das Maximum der Empfindlichkeit gibt es bei 580 nm. Um ihre Empfindlichkeit zu erhöhen werden sie gekühlt. Bis 1994 erreichte man -76 Grad, danach sogar -88 Grad. Neben der Empfindlichkeit reichten die Detektoren auch stärker in den UV und sichtbaren Bereich hinein.

Die Bauweise ist identisch zur WPF. Es gibt also drei CCD die in "L"-Form die Weitwinkelkamera (WFC) bilden und ein CCD in der rechten, oberen Ecke, das bei gleicher Pixelzahl ein viel kleineres Bildfeld hat und dieses mit höhere Auflösung abbildet (Planetary Camera, PC). Anders als bei der WFPC ist hier aber nur ein Detektor anstatt 4, sodass das Gesichtsfeld von 66 auf 36,8 Bogensekunden schrumpfte.

Diese Ähnlichkeiten beruhen darauf, das die WPFC als Kerninstrument beim HST so wichtig war, das die NASA ein Backup (die WPFC2) schon vor dem Start des Weltraumteleskops in Auftrag gab. So würde falls dieses Instrument ausfiel ein Backup vorhanden sein. Der falsch geschliffene Spiegel führte dazu, dass man beschloss dieses Backup schon bei der ersten Servicemission zu starten und in die Kamera gleich die Korrekturlinsen einzubauen, sodass dieses Experiment nicht auf COSTAR angewiesen ist.

Ansonsten sind die technischen Details weitgehend identisch zur WPFC1. Die WPFC2 verwendet dieselbe mechanische Konstruktion wie die WPFC, jedoch neue Detektoren und eine integrierte Korrekturoptik. Ein neuer Shutter erlaubte auch kleinere Belichtungszeiten sodass nun auch Sterne mit 9 Magnitude erfasst werden konnten.

Parameter Wert
Abmessungen: 0,80 x 2,0 x 2,20 m
Gewicht: 281 kg
Spektrale Empfindlichkeit 115 bis 1100 nm
Blickfelder 80 x 80 und 36,8 x 36,8 Bogensekunden
Auflösung: 0,1 und 0,0455 Bogensekunden
Detektoren 4 CCD mit je 800 x 800 Pixel je 15 µµ Pixelgröße
3 x WF2  (je 80 x 80 Bogensekunden, 0,1 Bogensekunden/Pixel
1 x PC (36,8 x 36,8 Bogensekunden, 0,0455 Bogensekunden/Pixel
Brennweiten:  F/D=12,9 (WFC) und 28,3 (PC)
Filter: 48
Empfindlichkeit:  9 bis 28 mag

NICMOS (Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer)

Als das Weltraumteleskop konzipiert wurde gab es noch nicht so etwas wie Infrarotastronomie, darunter versteht man Instrumente die Infrarotstrahlung detektieren. Dieser Wellenlängenbereich schließt sich an das sichtbar Licht an (beginnend ab 0,8 Mikrometer) und geht bis 1 mm, ab dort spricht man dann von Mikrowellen. Infrarotstrahlung geben kühle Objekte ab, kühl heißt: verglichen mit den Sternen das können braune Zwerge, Planeten aber auch Gasnebel sein die nur wenige Kelvin "wärmer" als der kosmische Hintergrund sind. Die Erde gibt ihre Wärmestrahlung zwischen 10 und 15 µm ab, abhängig von der Oberflächentemperatur, Infrarotsatelliten haben Detektoren die bis 240 mm empfindlich sind, damit können sie die Strahlung von Objekten erfassen die nur wenige Kelvin wärmer als der absolute Nullprunkt (-273°C) sind.

Die Entwicklung von Detektoren machte große Fortschritte und in den Neunzigern waren erstmals CCD verfügbar die infrarot Strahlung in dem Bereich detektieren konnten die sich an den sichtbaren Bereich anschließen. So kam der Wunsch auf ein solches Instrument an Bord des HST zu haben. Doch das Teleskop war nicht dafür ausgelegt, es war zu warm und gab selbst Infrarotstrahlung ab. Eine Untersuchung zeigte das ab einer Wellenlänge von 1,6 µm der Hauptspiegel die Hauptquelle für Störstrahlung war. darunter war es das Zodiakallicht, das ist Staub der von der sonne erwärmt ist und Licht streut aber auch Infrarotstrahlung aussendet.

Man entschloss sich zur Entwicklung eines Kamera für Infrarotaufnahmen und damit diese auch empfindlich genug war, wurde sie von einem Stickstoffblock von 104 Kg Gewicht in einem Dewar, einer riesigen besonders gut isolierten Thermosflasche umgeben. Dier Stickstoff sollte so das Instrument konstant auf 61 K herunter, die Filter erreichten maximal 105 K. Er verdampft langsam jedoch sollten die 104 kg reichen bis 2002 die nächste Servicemission anstand. Das verdampfende Kaltgas des Stickstoffblocks wurde genutzt die Instrumente zu kühlen. Weiterhin wurden diese isoliert um die Verdampfungsrate zu minimieren. Nominell sollte der Stickstoffblock für eine Kühlung über 4,5 ± 0,5 Jahre ausreichen.

Bei der Installation bei der NICMOS den Platz des FOS einnahm gab es jedoch einen "thermischen Kurzschluss" also ein Leck. Dadurch war Camera 3 nicht mehr im gleichen Fokus wie die anderen beiden Kameras und das Kühlmittel verdampfte schneller als geplant. Man entschloss sich dann ein neues Kühlsystem einzubauen, das auf der Basis einer kryogenen Flüssigkeit (Neon) arbeitete. Es wurde wurde im nun leeren Dewar installiert. Es bestand aus einem Kühler für das Instrument, einer Pumpe welche das Kühlmittel umwälzte und einem außen angebrachten Radiator wo die Wärme in den Weltraum abgestrahlt wurde. Diese Lösung benötigt keine Verbrauchsflüssigkeiten und erlaubt so einen Betrieb bis zum Missionsende. Er wurde bei SM3B installiert.

NICMOS besteht aus drei Kameras. Alle drei haben als Detektor einen HgCdTe-CCD Sensor mit 256 x 256 Pixeln. Die Gesichtsfelder unterschieden sich aber:

die Spektroskopie erfolgte durch ein Grism (Kombination aus Gitter und Prisma). Es erreichte eine Auflösung von Δλ/λ von 200. Drei Spektralbereiche von 0,8 bis 1,2, 1,1 bis 1,9 und 1,4 bis 2,5 Mikrometer standen für die Spektroskopie zur Verfügung. Dabei wurde kein Eingangsspalt eingesetzt, sodass auf den Sensoren man mehrere Objekte gleichzeitig spektroskopieren konnte wobei sich deren Spektren überlappten.

Polarimetrie wurde durch polarisierende Filter mit Ausrichtungen von 0, 120 und 240 Grad erreicht. Sie konnten vor Kamera 1 (Bereich 0,8 bis 1,2 Mikrometer) und Kamera 2 (Bereich 1,1 bis 1,9 Mikrometern geschaltet werden. Daneben gab es 8 Filter selektiv für bestimmte Bänder im Infraroten die man nutzen konnte um Falschfarbenaufnahmen im Infraroten anzufertigen.

Kamera 2 war zudem mit einem Koronographen ausgestattet. Eine kreisförmige Maske von 0,3 Bogensekunden Größe deckte einen Teil des Bildes ab. Diese Fähigkeit nutzte man um z.b. einen Protostern abzudecken und die ihn umgebende Staub- und Gasscheibe abzubilden oder Exoplaneten neben ihren Sternen aufzunehmen. (Coronograph).

Die Entwicklung von NICMOS kostete 136 Millionen Dollar. Im Oktober 2009 musste für eine Routineinspektion des Hubble NICMOS heruntergefahren werden. In der Folge gelang es nicht das Instrument zu reaktivieren, da es Probleme mit dem Kühlungskreislauf auf Basis von Neon gab. Seit 2013 ist NICMOS inaktiv. Die NASA gab für NICMOS an dass das Instrument die Leistung eines 8 m Teleskops auf der Erde hatte.

Parameter Wert
Abmessungen: 2,20 x 0,89 x 0,89 m
Gewicht: 370 kg
Spektrale Empfindlichkeit 800 bis 2400 nm
Kameras 3
Blickfelder 11, 19, 51 Bogensekunden
Auflösung: 0,043, 0,9 und 0,2 Bogensekunden
Detektoren 3 HgCdTe-CCD von je 256 x 256 Pixel
Brennweiten: F/80, F/45,7 F/19,2
Filter: 48
Empfindlichkeit: 21,5 bis 26,5 mag

Space Telescope Imaging Spectrograph (STIS)

Der Space Telescope Imaging Spectrograph (STIS) ersetzt gleich zwei Instrument nämlich die beiden Spektrographen der ersten Generation.  Es ist ein Spektrometer für das UV-Licht mit drei Detektoren. Anders als die beiden Vorgängerinstrumente ist es ein abbildender Spektrograph. Diese Art von Instrumenten wurde durch die Entwicklung von CCD die im infraroten empfindlich sind möglich. Verwendet werden dazu CCD aus der Legierung Quecksilber-Cadmium-Tellurid. Je nach Mischungsverhältnis der drei Elemente kann man Detektoren herstellen die in unterschiedlichen Infrarotbändern empfindlich sind. Die Legierung ist sensitiv ab 1,5 Mikrometer, kann aber auch bis 12 Mikrometer eingesetzt werden, allerdings kann kein Detektor den ganzen Bereich abdecken, man benötigt meistens drei mit unterschiedlichem Quecksilberanteil für das nahe, mittlere und ferne Infrarot.

Klassische Spektrometer bestand einen aus vielen Einzeldetektoren, meist Bolometern (im infraroten empfindliche Temperaturmesssensoren) oder einer Zeile aus diesen um so ein Spektrum eines Punktes aufzunehmen. Mit der Einführung von CCD kam nun eine zweite Dimension hinzu. Die Detektoren des STIS haben 256 x 256 Pixel. Bei einem eingangsspalt kann man so in der X-Dimension (Spalte) das Spektrum eines Punktes aufnehmen. In der Y-Dimension (Zeilen) dann die Spektren jeweils eines Punktes des Eingangsspaltes. der STIS kann so auf einmal 256 Spektren einer Spalte aufnehmen. Bewegt man nun den Spalt über das Gesichtsfeld so erhält man ein zweidimensionale Abbildung. Dabei gibt es für jeden Bildpunkt ein komplettes Spektrum. Nimmt man aus diesem Spektrum nun drei Wellenlängen von allen Bildpunkten und ordnet diese den drei Grundfarben Rot, Grün und Blau zu, so kann man ein Falschfarbenbild erstellen. Im Bild links wurde die Farbe Rot durch einen UV-Kanal ersetzt, wodurch die Aurora von Saturn rot aufleuchtet.

Der STIS hat zwei Typen von Detektoren, zum einen die schon vom NICMOS bekannten HgCDTe Detektoren und zum zweiten für den UV-Kanal die Multi-Anoden-Microchannel-Arrays, die man auch in Nachtsichtgeräten verwendet.

Es gibt zwei Modi in denen man entweder ein Spektrum der Punkte des ganzen Schlitzes mit mittlerer Auflösung oder das Spektrum einer Punktquelle mit höherer Auflösung gewinnen konnte. Dazu wurde das Spektrum durch andere Gitter stärker aufgespalten. Der Ausschnitt aus dem Spektrum verringerte sich so auf 20 oder 80 nm Breite. Dieser Modus war nur im UV möglich. Er ersetzte den GHRS.

Die MAMA-Detektoren wurden im UV eingesetzt, die CCD im visuellen Bereich und nahen Infrarot. Das ergänzte NICMOS der bis 2400 nm empfindlich war, während der STIS maximal bis 1030 nm eingesetzt werden konnte.

STISEin Koronograph konnte das Licht eines hellen Objektes ausblenden. Bilder konnten mit Belichtungszeiten zwischen 0,125 und 20 s pro Spalte angefertigt werden.

Parameter Wert
Abmessungen: 2,20 x 0,90 x 0,90 m
Gewicht: 318 kg
Wellenlängen: 164 - 1030 nm CCD
160 - 310 nm Cs2-Te MAMA 1
115 - 170 nm CSI-MAMA ("Solar Blind Channel")
Spektrale Empfindlichkeit Δλ/λ 500 niedrige Auflösung
Δλ/λ 17.000 mittlere Auflösung
Punktquellen Δλ/λ  30.000 bis 114.000
in einem Bereich von 20 und 80 nm Breite im UV (115-315 nm)
Detektoren: 3
Blickfelder 25 Bogensekunden 50 Bogensekunden
Auflösung: 0,025 Bogensekunden MAMA
0,05 Bogensekunden CCD
Detektoren 1 HgCdTe-CCD je 1024 x 1024 Pixel à 21 mm/Pixel
2 MAMA je 1024 x 1024 Pixel à 25 µm/Pixel
Gitter: 15
Empfindlichkeit: 9,8 bis 20,8 mag

Dritte Generation

De letzte Generation wurde bei SM3B installiert. Die ACS ersetzte die Faint Object Camera, das letzte Instrument der ersten Generation. Von 2002 bis 2009 arbeitet das HST daher mit folgenden Instrumenten: ACS, WPFC2, STIS, NICMOS.

Advanced Camera for Sky Surveys (ACS)

Die ACS wurde nach ihrer Installation bei SM 3B 2002 bald zum populärsten Instrument von Hubble. Der Name täuscht etwas. Denn die ACS hat nicht wie man annehmen könnte ein sehr großes Blickfeld ("Survey"). Das Blickfeld ist mit maximal 204 x 204 Bogensekunden nicht größer als das der WPFC2 mit 162 x 162 Bogensekunden. Was die Kamera aber auszeichnet ist, dass sie viel mehr Pixel als die WPFC hat, nämlich 16 Megapixel anstatt 0,64 Megapixel. Man erhält daher sehr gut aufgelöste Aufnahmen und sehr bald wurde die ACS zum meistgenutzten Instrument des Hubble Space Telescops. Sie deckt zudem einen breiten Wellenlängenbereich vom extremen Ultraviolett bis zum Sichtbaren Licht ab. Dazu hat die Kamera drei unterschiedliche Kanäle, jeweils mit eigenen Detektoren. Dazu kommt das die Kamera auch mit Gittern Spektren erzeugen kann und wie NICMOS einen eingebauten Coronographen hat der das Licht eines hellen Objekts abdeckt, damit man ein leuchtschwaches zweites Objekt daneben besser abbilden kann (wie Exoplaneten neben Sterne oder Staubscheiben um Protosterne). Dadurch ist die ACS das bis dahin universellste Instrument des Weltraumteleskops.

Die ACS besteht aus drei Kanälen:

Im Januar 2007 setzte ein Kurzschluss alle drei Kanäle außer Betrieb. Nach einer eingehenden Diagnose konnte der SBC im Februar 2007 wieder in Betrieb gehen. Bei der letzten Service Mission SM4 bauten die Astronauten die CCD-Elektronikbox aus. Eine heikle Arbeit, da diese nicht für einen Austausch vorgesehen war. Dann installierten sie eine neue Stromversorgung für die CCD und verbanden die Daten- und Stromleitungen mit den vorhandenen Anschlüssen. Das alles in klobigen Handschuhen. Diese diffizile Arbeit glückte und seitdem ist der WFC-Kannal des ACS wieder in Betrieb. der HRC ist weiterhin deaktiviert.

Die ACS kostete 86 Millionen Dollar.

Parameter Wert
Abmessungen: 404 kg
Gewicht: 1 x 1,3 x 0,5 m
Stromverbrauch:  
Blickfelder 162 x 162 Bogensekunden (UV/VIS) 136 x 123 Bogensekunden (IR)
Auflösung: 0,395 Bogensekunden (UV/Vis), 0,13 Bogensekunden (IR)
Detektoren 2 x 2K x 4K CCD (UV/Vis) (16 MPixel) , 1k x 1K HgCdTe CCD (IR) (15 bzw. 18 µm Pixelgröße
Wellenlängenbereich 200-1000 nm UV/Vis, 800 -1700 nm (IR)
Fehler < 2 %
Quanten Effizienz 0,25
Filter 62 Filter UV/Vis, 15 Filter IR

Vierte Generation

Ursprünglich war nach SM3B keine weitere Mission mehr geplant. Es gab zwar vage Pläne für eine SM4, doch da wenige Wochen nach der SM3B mit STS-107 die Columbia verlorenging setzte man eine weitere Entwicklung von Instrumenten erst aus. Dann 2006 wurde beschlossen, dass man keinen Mission zu Hubble mehr durchführen würde. Man revidieertte die Pläne wieder und so gab es 2009 doch noch eine letzte Mission zu Hubble, die einzige nach STS-107, die nicht zur ISS führte. Da die Ausmusterung des Space Shuttles schon beschlossen war, ersetzte man bei dieser Mission gleich zwei Instrumente bei einer Servicemission und reparierte zwei inzwischen ausgefallene.

  1. Die WPF2 wurde durch die WF3 mit der fünffachen Pixelzahl bei gleicher Fläche ersetzt.
  2. Das Highspeed Photometer wurde durch den Cosmic Origins Spektrographen ersetzt.

Dadurch stieg die Zahl der aktiven Instrumente zum ersten Mal seit 1993 nun wieder auf fünf angestiegen.

Wide Field Camera 3

Wide Field Camera 3Die WFC3 ersetzt die WPFC3. Das "Planetary" im Namen ist entfallen, da der kleinere CCD-Detektor mit halbem Gesichtsfeld, dafür doppelter Auflösung entfallen ist. Damit verlieren die Kamerabilder auch die bisher markanten Ausschnitte rechts oben. Wie bei den Vorgängerinstrumenten ist das Wörtchen "Camera" nicht wörtlich zu nehmen. Die "Kamera" wiegt 400 kg und hat die Größe eines großen Schreibtischs.

Die WFC3 soll die WPFC2 ersetzen und NICMOS ergänzen. Sie profitiert von den viel größeren CCD-Sensoren die man mittlerweile herstellen kann (ein Unterschied zwischen astronomischen Kameras und Digitalkameras ist der dass man bei Digitalkameras immer mehr Pixel auf einen gleich groß bleibenden Sensor packt, bei astronomischen CCD bleibt die Pixelgröße nahezu konstant - würde man sie verkleinern, so würde durch die geringere Fläche die Licht sammelt das Instrument unempfindlicher werden), dafür werden die Sensoren immer größer - sehr große und fehlerfreie Sensoren war früher unmöglich, heute ist es sehr teuer). Die WFC hat zwei Typen von Sensoren. Der eine ersetzt die WPFC2 und ist empfindlich im UV und sichtbaren licht. Das Blickfeld ist genauso groß wie bei der Widefieldcamera (162 x 162 Bogensekunden). Nun werden aber anstatt vier CCD von je 0,64 MPixeln zwei von jeweils 8 MPixel Größe eingesetzt, das bedeutet, bei gleichem Gesichtsfeld die Auflösung der neuen Kamera kleiner ist als bei der Planetary Camera und natürlich auch als bei der Widefield Camera 2. Sie beträgt 0,0395 Bogensekunden. Die WPFC2 erreichte 0,45 Bogensekunden. Jeder CCD hat 2051 x 4096 Pixel. Sie sind empfindlich zwischen 200 und 1000 nm Wellenlänge, das heißt im UV A-C, im visuellen und nahen Infrarot. Der Hauptvorteil der WFC3 ist das größere Gesichtsfeld von 162 x 162 Bogensekunden gegenüber 67,2 x 56,2 Bogensekunden, also mehr als das fünffache Gesischtsfeld. Der visuelle Detektor mit insgesamt 16 MPixeln wird passiv durch einen Radiator auf -83°C gekühlt.

 Dazu kommt ein CCD für IR-Aufnahmen. Es ist ein HgCDTe-CCD (dieses Material ist das Standardsubstrat für Sensoren empfindlich im nahen Infrarot. Er erweitert den Spektralbereich auf maximal 1700 nm und ist empfindlich ab 800 nm. Ohne aktive Kühlung wie bei NICMOS kann man nicht einen weiter in den langwelligen Bereich vorstoßen. Dafür hat der Sensor mit 1024 x 1024 Pixeln rund 16-mal mehr Pixel und mit 136 x 123 Bogensekunden auch ein viel größere Bildfeld als die größte Kamera von NICMOS. Die Auflösung liegt mit 0,135 x 0.121 Bogensekunden (rechtwinklige Pixel) zwischen der Kamera 2 und 3 von NICMOS. Der IR-Kanal wird ohne Kühlmittel abgekühlt auf 145 K. Für die Kühlung gibt es einen Radiator der die Wärme an die Außenseite abstrahlt. Mit den IR-Fähigkeiten ist Widefield Kamera auch ein Ersatz für NICMOS.

Wie bei den vorherigen Elementen gibt es eine Reihe von Filtern. Vier Räder fassen 45 Filter im sichtbaren/UV-Bereich. Vier weitere nehmen 15 Filter für Infrarotaufnahmen auf. Zwei weitere Vorteile hat die Kamera gegenüber ihrer Vorgängerin. Das eine ist eine im ganzen Spektralbereich höhere Empfindlichkeit. Die WPFC2 erreichte eine Gesamtempfindlichkeit von 0,15 in der Spitze, die WFC3 erreicht 0,25 (dies ist die Gesamtquantenausbeute, die Detektoren sind deutlich besser mit 60-80% im visuellen Bereich, aber die Optik streut Licht und Strahlenteiler und Prismen ebenfalls).

Die WFC3 übertrifft nach NASA-Angaben in den Parametern Blickfeld, Auflösung und Empfindlichkeit die Vorgängerinstrumente um den Faktor 15 bis 20. Der Sprung ist am Größen beim UV-Kanal, der nun 16 Millionen Pixeln hat, verglichen mit 65.536 beim letzten Instrument. Das Blickfeld ist beim UV-Kanal 35-mal größer. Kleiner ist der Sprung im visuellen Bereich. Im IR-Bereich liegt der Sprung gegenüber NICMOS bei 15-20, allerdings bei einem anderen Wellenlängenbereich.

Die WFC3 wurde bei der Servicemission 4 installiert.

Parameter Wert
Abmessungen: 404 kg
Gewicht: 1 x 1,3 x 0,5 m
Stromverbrauch:  
Blickfelder 162 x 162 Bogensekunden (UV/VIS) 136 x 123 Bogensekunden (IR)
Auflösung: 0,395 Bogensekunden (UV/Vis), 0,13 Bogensekunden (IR)
Detektoren 2 x 2K x 4K CCD (UV/Vis) (16 MPixel) , 1k x 1K HgCdTe CCD (IR) (15 bzw. 18 µm Pixelgröße
Wellenlängenbereich 200-1000 nm UV/Vis, 800 -1700 nm (IR)
Fehler < 2 %
Quanten Effizienz 0,25
Filter 62 Filter UV/Vis, 15 Filter IR

Cosmic Origin Spectrograph

COSNachdem nun alle Instrumente ihre integrierte Korrekturoptik hatten, konnte man COSTAR, das bei der Servicemission 1 als "Brille" eingebaut wurde entfernen. Den Platz nahm nun der Cosmisc Origins Spectrograph (COS) ein. Er wurde bei der Servicemission 4 installiert.

Der COS analysiert Licht im UV-Bereich. Es gibt zwei Kanäle. Der eine im fernen UV arbeitet mit Wellenlängen von 115 bis 177 nm. Der zweite im nahen UV mit Wellenlängen von 175 bis 300 nm. Das UV sind Lichtwellen mit einer Wellenlänge unter 380 nm, wo das blaue Licht anfängt. Zu uns dringt kein UV-Licht mit einer Wellenlänge von unter 280 nm. Die Ozonschicht filtert alle kurzwelleigen Strahlen aus. So kurzwelliges Licht kommt von heißen Quellen wie einigen sehr leuchtkräftigen Sternen, es kann aber auch Röntgenstrahlung sein, die durch die Rotverschiebung ins UV gerutscht ist, daher auch die Bezeichnung "Cosmic Origin", denn Quellen die diese Röntgenstrahlung aussenden und so weit entfernt sind, dass sie ins UV rutscht sind auch zeitlich weit von uns entfernt. Dies sind vor allem Quasare.

Der COS soll den STIS ergänzen. Er ist etwa 30-mal empfindlicher. Dafür musste man viel Arbeit investieren und vor allem die Wege des Lichts im Instrument optimieren, denn jeder Strahlenteiler oder Umlenkspiegel schluckt Licht.  COS kann aber nur im kurzwelligen UV arbeiten und er nimmt nur das Licht eines Punktes auf. STIS kann dagegen eine ausgedehnte Quelle "abscannen".

Wie bei jedem anderen Spektrographen wird das einfallende Licht zuerst durch einen Strahlenteiler in die beiden Kanäle aufgeteilt und dann durch mehrere Gitter und Umlenkspiegel aufgespalten und in die Detektoren geleitet. Dort wird es über ein Array geworfen. Jede Spalte liefert so die Intensität zu einer Wellenlänge. Das Instrument ist für die Erfassung von Punktquellen ausgelegt nicht wie ein abbildendes Spektrometer für Abtasten einer Fläche (durch langsames Bewegen des Spektrometers über das Objekt und Erfassung einer Zeile pro Messung).

Parameter Wert
Abmessungen: 385 kg
Gewicht: 0,9 x 0,9 x 2,2 m
  Faint UV Kanal Near UV Kanal
Detektortyp: Cross Delay Line Microchannel Plate NUV MAMA (multi-anode microchannel array)
spektrale Auflösung 16.000 bis 24.000 Medium
2.000 bis 3.000 Niedrig
16.000 bis 24.000 Medium
2.000 bis 3.000 Niedrig
Detektor Array (Pixel) 32.768 x 1.024 1.024 x 1.204
Pixelgröße 6 x 24 µm 25 x 25 µm
Beugungsgitter 3 4
Empfindlichkeit 30 x empfindlicher als STIS 2 x empfindlicher als STIS
Blickfeld: < 2,5 Bogensekunden < 2,5 Bogensekunden

COS Strahlengang

Aktueller Status

Beim letzten Überarbeiten des Artikels im Januar 2017 waren alle Instrumente bis auf NICMOS operationell. Derzeit operiert Das Hubble Space Telescope mit folgenden Instrumenten:

Links:

http://asd.gsfc.nasa.gov/archive/hubble/a_pdf/news/facts/CoProcessor.pdf

https://www.spacetelescope.org/static/archives/presskits/pdf/sm2-mediaguide.pdf 

http://asd.gsfc.nasa.gov/archive/hubble/a_pdf/news/SM3A-MediaGuide.pdf

https://www.nasa.gov/pdf/327688main_09_SM4_Media_Guide_rev1.pdf

https://ntrs.nasa.gov/archive/nasa/casi.ntrs.nasa.gov/19820025420.pdf

http://documents.stsci.edu/hst/wfpc2/documents/handbooks/dhb/wfpc2_dhb.pdf

http://www.stsci.edu/hst/wfpc/documents/HST_WFPC_Instrument_Handbook.pdf

https://asd.gsfc.nasa.gov/archive/hubble/a_pdf/news/facts/sm3b/fact_sheet_NICMOS.pdf

© des Textes: Bernd Leitenberger. Jede Veröffentlichung dieses Textes im Ganzen oder in Auszügen darf nur mit Zustimmung des Urhebers erfolgen.

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