Teleskop Jamese Webba, společné dílo americké, evropské a kanadské kosmické agentury, je největším a také nejschopnějším teleskopem, jaký byl kdy vypuštěn do kosmického prostoru. Jeho primární zrcadlo tvoří 18 šestiúhelníkových segmentů, které byly vůči sobě zarovnány tak přesně, že fungují jako jeden obrovský odražeč o průměru 6,5 metru. Proces nastavení každého z těchto samostatně fungujících šestiúhelníkových zrcadlových segmentů vyžaduje i dnes neustálý dohled specializovaného týmu inženýrů a optiků. Marcio B. Meléndez, hlavní optik Webbova teleskopu ze Space Telescope Science Institute se před pár dny na webu NASA podělil o to, jaké výzvy obnášelo zarovnání segmentů po startu teleskopu a co je zapotřebí k tomu, aby bylo vše optimální i pro vědecký provoz. Tento článek je překladem zmíněného originálu ze webu NASA.
Zdroj: https://blogs.nasa.gov/
Krátce po úspěšném startu a rozložení Webbova teleskopu začal komplikovaný proces zarovnávání jeho zlatých zrcadel. Trvalo skoro tři měsíce, než jsme se od prvního vysouvání 18 individuálních nezaostřených segmentů, které se sotva dostaly do kosmického prostoru, dostali ke kompletně sladěnému optickému systému. Ačkoliv přesné sladění teleskopu bylo dokončeno začátkem roku 2022 během fáze uvádění do provozu, tak tento stav v důsledku různých faktorů nezůstává přirozeně stále takový. Kvůli faktorům jako jsou teplotní změny, či takzvané náklonové události (tilt events), je vyžadován program neustálé údržby. Tým pro snímání vlnoplochy, který je zodpovědný za udržování zrcadel na JWST v pořádku, během vědeckých činností průběžně monitoruje, analyzuje a občas také posouvá segmenty primárního zrcadla. Tyto činnosti jsou prováděny z provozního střediska Webbova teleskopu, které se nachází ve Space Telescope Science Institute v Baltimoru.
Program neustálé údržby sestává ze série pozorování, která využívají speciální vybavení v kameře NIRCam. To je opatřeno souborem čoček, které záměrně rozostří snímek hvězd. Důležité je, že toto rozostření má známou úroveň. Tyto snímky rozostřených hvězd obsahují měřitelné útvary, které umožňují týmu odvodit informace o sladění teleskopu s využitím procesu, který se označuje „vyhodnocování fáze vlnového pole“ (phase retrieval) k určení toho, čemu se říká odchylka vlnoplochy (wavefront error). Pozorování pro monitoring teleskopu jsou aktuálně prováděna každý druhý den a jsou prokládána vědeckými pozorováními Webbova teleskopu, přičemž vyžadují jen krátký čas (okolo 20 minut). Všechna pozorování pro monitoring teleskopu jsou veřejně dostupná díky archivu MAST. Uživatelé observatoře a další zainteresovaní výzkumníci mohou také sledovat a modelovat optickou kvalitu s využitím MAST.
Zdroj: https://blogs.nasa.gov/
Program údržby také pořizuje selfie s využitím speciální čočky pro tzv. pupil imaging. V jeho rámci se čtyřikrát do roka nepořizuje snímek oblohy, ale segmentů zrcadel. Tyto snímky jsou využívány ke zhodnocení stavu primárního zrcadla. Tým během každého pozorování měří stabilitu zaměření teleskopu, tzv. jitter (česky bychom řekli nejspíše chvění či třes). Tato hodnota zůstává šestkrát nižší, než co bylo uvedeno v návrhových požadavcích mise. Tzv. Fine Guidance Sensor se využívá k posílání pokynů pro pohyblivé zrcadlo, které udržuje pohled teleskopu nehybně zaměřený na pozorovaný objekt, zatímco se JWST pohybuje po své oběžné dráze. Odchylka od ideální pozice přitom nepřekročí úhlovou velikost, která odpovídá tloušťce lidského vlasu, který pozorujeme na vzdálenost 11 kilometrů!
Celkový optický výkon teleskopu je mnohem lepší, než co stanovily požadavky návrhu. To znamená, že pozorování slabých objektů jsou ještě citlivější a vhodnější k rozeznávání jemných rysů, než se očekávalo. Optické požadavky JWST byly stanoveny na odchylku vlnoplochy 150 nanometrů, což vychází ze součtu nekorigovatelných nedokonalostí povrchu a korigovatelných nesrovnalostí dalekohledu. Současné nekorigovatelné odchylky jsou velmi nízké – jen asi 65 nanometrů. Program pro sladění teleskopu se snaží této úrovně dosáhnout a udržet ji. Když se pozorované nesrovnalosti naakumulují nad předem stanovený limit, dostanou segmenty primárního zrcadla pokyn a celý systém se znovu sladí.
Zdroj: https://blogs.nasa.gov/
Každý segment primárního zrcadla může být přeorientován v šesti stupních volnosti, což znamená šest různých typů pohybů. Zahnutý povrch segmentu může být trochu poupraven k úpravě ohniskové vzdálenosti. Zrcadla Webbova teleskopu si pasivně uchovávají zarovnání díky stabilní podpoře podpůrné konstrukce. Když se JWST otáčí v prostoru, aby mohl pozorovat různé části oblohy, mění se množství pohlceného tepla od Slunce. To způsobuje malé teplotní změny (v řádu desetin °C) podpůrné konstrukce, což vyvolává drobné fyzické pohyby. Tyto drobné posuny způsobují nesrovnalosti v zarovnání zrcadel. Jedná se skutečně o velmi drobné posuny, které představují pouze několik nanometrů změny vlnoplochy. Kromě toho jsou zde také náhlé posuny struktury, které nazýváme náklonové události. Tyto výrazné skoky se samy o sobě nesrovnají zpátky a naše současné chápání tohoto jevu je takové, že je spojen s malým, ale náhlým uvolněním energie, která byla uložena v podpůrné struktuře zrcadla.
Aktualizace ovládání zrcadla teleskopu musely být méně časté než jednou za dva týdny. Když tým zaznamená nesrovnalost, dokáže provést korekci do 48 hodin podle dobře koordinovaného postupu mezi různými systémy. V té době experti vytvářejí soubor pohybů zrcadla, které plánují pro znovusladění segmentů. Tyto pohyby jsou pak převedeny do pokynů, které se následně odešlou na teleskop, kde dojde k jejich vykonání. Po provedení těchto korekčních kroků proběhne další soubor pozorování, který má potvrdit správné srovnání teleskopu. Od zahájení vědeckého provozu už proběhlo více než 25 takových korekcí. Časová řada všech měření vlnoplochy a odpovídajících posunů segmentů je znázorněna na přiloženém obrázku. 3. října byla provedena korekce zrcadla, a to po rekordních 186 dnech od předchozí aktualizace řízení zrcadla.
Díky zevrubnému programu údržby měření, se tým zodpovědný za vlnoplochu stará o zajištění optických výkonů Webbova teleskopu na nejvyšší možné úrovni, aby bylo možné odkrývat skryté záhady vesmíru. To, že seřízení primárního zrcadla JWST vyžadovalo méně korekcí, než se předpokládalo, nejenže poskytuje více pozorovacího času pro vědecké činnosti Webbova teleskopu, ale nabízí také důležité poznatky pro budoucí mise. Menší počet úprav znamená lepší stabilitu teleskopu, než se očekávalo. To bude zásadní pro budoucí mise, jako je zvažovaný teleskop Habitable Worlds Observatory. Ten bude prvním vesmírným teleskopem určeným k pátrání po životě, jak ho známe, na planetách velikosti Země kolem blízkých hvězd podobných Slunci. Zároveň bude zkoumat mnoho širších přelomových astrofyzikálních otázek, které odhalí tajemství vesmíru.
Přeloženo z:
https://blogs.nasa.gov/
Zdroje obrázků:
https://webbtelescope.org/…/telescope-overview/_images/STScI-J-webb-light-path-f-1730×1123.jpg
https://blogs.nasa.gov/webb/wp-content/uploads/sites/326/2024/11/figure_in_focus_WL_image_version2.png
https://blogs.nasa.gov/webb/wp-content/uploads/sites/326/2024/11/WFE_Trending_version4.png
https://blogs.nasa.gov/webb/wp-content/uploads/sites/326/2024/11/TA_OPD_version2_smaller_size_840_420.gif
To, co se měří, se česky souhrnně nazývá optické chyby soustavy – jsou vícero druhů a mnohé z nich známe od očního lékaře či z charakteristik fotografických objektivů: astigmatismus, koma, různé aberace… V čem je rozdíl, proč se tady mluví v jiných termínech jako odchylka vlnoplochy? Ty běžně známé pojmy jsou ve skutečnosti poměrně hrubé a souhrnné – také proto oprava obrazu takto hrubými metodami není dokonalá (např. brýle). Tady máme mnohem jemnější možnost, a to je úprava přímo tvaru hlavního optického členu. Proto se můžeme věnovat příčině a přímo tvarováním toho prvku tvarovat i tu vlnoplochu co nejblíže teoretickému ideálu.
Mimochodem, nikdy jsem u toho nebyl, ale představuji si, že podobně to ladí při laserové operaci očí, kde tvarují čočku v oku. Nebo podobně se to ladí u těch čoček pro objektivy apod. To jsem dokonce přímo vlastníma rukama dělal, takže to potvrdit můžu 🙂
Ještě by někoho mohla napadnout otázka, jak se to měří. Přeci nikdo nevidí nějakou kolem běžící vlnoplochu, natož aby si ji mohl zastavit a proměřit. Proto musíme porovnávat změny v obraze s našimi počítačovými modely. Využívá se interference světla (v obraze se objeví nepatřičné tmavé pruhy, kruhy apod.), jelikož z článku vidíme, že ty rozdíly jsou v řádu zlomků vlnové délky použitého světla – tj. mají přesně tento interferenční efekt.
Mě spíše udivuje to, že to dělají ručně resp. tak jsem to pochopil z článku. Já bych si to představoval jako automatizovaný systém průběžné kalibrace, která se bude sama provádět co po nějakém nastavením čase a k tomu bude jeden člověk, který na to bude dohlížet a bude to kontrolovat. Tady to vypadá na tým lidí, kteří se o to starají a pak se divíme kolik stojí provoz.