ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡

ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡（JWST）の発売により、宇宙とその起源に対する人類の理解は飛躍的に高まります。

元々は次世代宇宙望遠鏡（NGST）と呼ばれ、2002年9月に元NASA管理者のジェイムズウェッブに敬意を表して改名されたJWSTは、NASA、カナダ宇宙庁（CSA）、欧州宇宙機関（ESA）などのパートナーの国際協力を表しています。航空宇宙メーカーのノースロップグラマンと、打ち上げ後に望遠鏡を運用する宇宙望遠鏡宇宙研究所。

赤外線テクノロジー

JWSTは、歴史を作るハッブル宇宙望遠鏡のように、それ以前の宇宙ベースの望遠鏡と何が違うのですか？一つには、1990年に発売されたハッブルは光学望遠鏡です。 JWSTは赤外線望遠鏡です。光波が膨張し続ける宇宙を通過すると、光波は「引き伸ばされ」ます。つまり、光波はより長く、より赤いエネルギー波長にシフトします。ある時点で、宇宙で最も遠い星からのかつて可視光が、ハッブルなどの光学望遠鏡では検出できなくなった赤外線波長にシフトします。 JWSTは、これらの赤外線光波の画像をキャプチャし、最先端の分光法を使用してそれらを分析するように特別に設計されています。

JWSTは、科学者が赤外線技術を使用して宇宙を探索するのは初めてではありません。 1983年、NASAは画期的な赤外線天文衛星（IRAS）を軌道に投入し、世界初の宇宙ベースの赤外線望遠鏡になりました。米国、オランダ、英国によって設計された共同プロジェクトであり、10か月間続いたミッションで、地球の559マイル上空を周回し、12、25、60、100マイクロメートルの波長で250,000を超える赤外線源を観測しました。その任務の成功により、1985年にスペースシャトルチャレンジャーにヘリウム冷却赤外線望遠鏡が搭載され（STS-51）、最終的には2003年に打ち上げられたスピッツァー宇宙望遠鏡が開発されました。

これらのマイルストーンの間に、NASAおよび日本の宇宙科学研究所（ISAS）と協力して、欧州宇宙機関は1995年11月に、約30,000の赤外線源を観測するように設計された3年間のミッションで赤外線宇宙天文台（ISO）を立ち上げました。 2.5〜240マイクロメートルの範囲でイメージングを実行し、2.5〜196.8マイクロメートルの範囲で分光法を実行し、データをリアルタイムで地球に送り返します。そして1997年、NASAは、サービスミッション2（STS-82）中に、近赤外線カメラおよび多目的分光計（NICMOS）を装備することにより、ハッブル光学望遠鏡に赤外線機能を提供しました。

Ball Aerospace＆Technologies Corp.によって設計および製造されたイメージングデバイスと分光計の組み合わせであるNICMOSは、サファイア基板に結合され、0.8〜2.5マイクロメートルの波長で動作するように設計された3つの水銀カドミウムテルル化物近赤外線検出器を備えていました。クーラントがなくなる前に1997年から1999年まで運用され、その後、サービスミッション3B（STS-109）中に新しい極低温冷却システムが設置された後、2002年から2008年まで運用されていたNICMOSは、最終的に2009年に広視野に置き換えられました。ミッション4（STS-125）のサービス中のカメラ3（WFC3）。厳密には赤外線機器ではありませんが、200〜1000 nmの波長範囲の画像を記録できるUVおよび光チャネルも備えていましたが、WFC3には、800〜1700nmの波長範囲の画像をキャプチャするように設計された近赤外線検出器がありました。 NICMOS（1700nm対2500nm）と比較して赤外線機能には制限がありますが、WFC3は熱電冷却が可能であり、極低温冷却の必要がありません。

ミラー

おそらくこれまで宇宙に打ち上げられた中で最も技術的に進んだ科学機器であるJWSTは、ハッブル宇宙望遠鏡とスピッツァー宇宙望遠鏡の最良の側面を組み合わせるだけでなく、主鏡のサイズから始めて、それらをはるかに超えます。ハッブルの2.4メートルの鏡やスピッツァーのコンパクトな0.8メートルの鏡と比較して、ウェッブの鏡の直径は6.5メートルになります。

そのサイズのミラーは現在の打ち上げロケットに収まらないほど大きいため、軽量ベリリウムで作られた18個の六角形のセグメントで構成され、軌道上で展開して自動的に形状に調整されます。各セグメントは、わずか1000オングストローム（100ナノメートル）の厚さの金の薄層でコーティングされた真空蒸着になります。これを概観すると、室温での金の密度（19.3 gm / cm ³ ）、これは48.25gの金（ゴルフボールとほぼ同じ質量）で、25m ² の表面積をコーティングします。 。なぜ金なのか？優れた反射率。金は収集された赤外光の98％を反射しますが、アルミニウムなどの材料は通常、可視光の約85％しか反射しません。

JWSTは、地球から150万キロメートル上にあるL2ポイントを周回するように設計されています。望遠鏡が地球の大気から離れるほど、収集されるデータの品質に悪影響を与える要素が少なくなります。また、高エネルギー宇宙線がその信号に干渉したり、望遠鏡の敏感な機器に損傷を与える可能性のある電荷を生成したりする可能性がある地球の保護磁場からも十分に離れています。追加の保険として、JWSTは、電圧が蓄積して航空機の日よけやサブシステムに損傷を与えるのを防ぐために、特別なシールドと導電性材料を使用して設計されています。望遠鏡は、198日ごとにL2の周りを完全に周回します...それを監視したい場合に備えて。

サンシールド

テニスコートとほぼ同じ大きさ（21.197m×14.162m）の望遠鏡の日よけは、JWSTの最大の要素です。シリコンコーティングされたDu-Pont™Kapton®の5層で構成され、各層の厚さは1mm未満です。サンシールドの主な目的は、計装が収納されている望遠鏡の冷たい側を太陽に面する側から分離することです。レイヤー1が耐えられる最高温度は383K（〜231°F）ですが、レイヤー5は最高温度221K（〜-80°F）と最低温度36K（〜-394°F）に耐えることができます。赤外線検出器は低温を好み、JWSTの搭載システムによって生成される熱は、収集される赤外線信号を汚染する可能性があるため、望遠鏡の推奨動作温度は50K（〜-370°F）未満です。

日よけのサイズとその材料の薄さを考えると、設計者が直面したエンジニアリング上の課題の1つは、宇宙旅行の過酷さに耐えるのに十分な強度を持たせることでした。彼らは、もろくなることなく必要な構造的安定性を提供するリブを支持する独創的なシステムを作成することによってそれを達成しました。このシステムは、スペースデブリによって引き起こされる小さな裂け目や裂け目を失敗することなく許容します。

技術の観点から、JWSTは、統合科学機器モジュール（ISIM）、光学望遠鏡要素、および宇宙船要素の3つのセクションに分類できます。

科学機器

ISIMには、JWSTの4つの主要な科学機器が含まれています。近赤外線カメラ（NIRCam）、近赤外線スペクトログラフ（NIRSpec）、中赤外線機器（MIRI）、ファインガイダンスセンサー/近赤外線イメージャーおよびスリットレススペクトログラフです。 （FGS / NIRISS）。

アリゾナ大学とロッキードマーティンによって構築された近赤外線カメラは、2つの重要な機能を実行します。 1つ目は、10,000秒の露光（約2.8時間）を使用して600nmから5000nmの波長範囲の画像をキャプチャすることです。 37K（〜-393°F）で動作するように設計されており、ビッグバンに続いて宇宙で形成された最初の星や銀河のいくつかによって生成された光を観測および記録します。その他の重要な機能は、主鏡の18セグメントのパフォーマンスを常に監視し、望遠鏡に焦点が合っていることを確認することです。

欧州宇宙機関（ESA）が提供する近赤外線分光器は、600nmから5000nmの波長範囲で3分角×3分角の視野で100個もの物体を同時に分析できるという点で独特です。これは、それぞれがわずか100×200ミクロンの約250,000個のマイクロシャッターを含むプログラム可能なスリットマスクの4つのアレイの革新的なシステムのおかげで実現できます。 NIRSpecには、マルチオブジェクト分光法（MOS）、面分光法（IFU）モード、高コントラストスリット分光法（SLIT）、およびイメージングモード（IMA）の4つの操作モードがあります。近赤外線カメラと同様に、宇宙の起源から集められた光を分析するために使用されます。

中赤外線機器は、カメラと分光器の両方として機能するように設計されており、近赤外線機器が離れた場所をピックアップし、5000nmから28000nmの波長範囲の光をキャプチャして分析します。この分野での性能の鍵は、1024×1024ピクセルの解像度を持つフォーカルプレーンモジュール（FPM）としても知られるヒ素をドープしたシリコン検出器です。極低温で7K（〜-447°F）に冷却されるMIRIには、5000nmから12000nmの波長範囲の光を分析できるゲルマニウム金属および硫化亜鉛プリズムを備えた低分解能分光計も含まれています。コロナグラフも装備されているため、太陽系外惑星を研究することができます。

最後に、カナダ宇宙庁によって構築されたファインガイダンスセンサー/近赤外線イメージャーおよびスリットレススペクトログラフは、800nmから5000nmの波長範囲の光を観測するように設計されており、2つの機能を実行します。ファインガイダンスセンサーは、JWSTの方向感覚を提供し、指定されたターゲットに向けます。 2048×2048ピクセルの水銀カドミウムアレイを備え、2.2フィート×2.2フィートの視野を持つ近赤外線イメージャーとスリットレススペクトログラフは、太陽系外惑星を検出して分析するように設計されています。

光望遠鏡要素（OTE）は、その名前が示すように、JWSTの目です。 NASAによると、6.5メートルの主鏡を構成する18個の六角形のセグメントで構成されています。 0.74メートルの円形副鏡。三次およびファインステアリングミラー;主鏡のバックプレーンアセンブリとメインバックプレーンサポートフィクスチャ。これには計器モジュールも収納されています。熱管理サブシステム。後方展開可能なISIMラジエーター（ADIR）;宇宙船の波面検知および制御システム。

サブシステム

パズルの最後のピースは、日よけと宇宙船バスで構成される宇宙船要素です。望遠鏡の6500kgの質量全体を支えることに加えて、グラファイト複合材料でできている宇宙船バスは、JWSTの6つの主要なサブシステム、すなわち電力サブシステム、姿勢制御サブシステム、通信サブシステム、コマンド、およびデータ処理サブシステム、推進サブシステム、および熱制御サブシステム。

電力サブシステムの主な機能は、ソーラーパネルによって収集されたエネルギーを他のサブシステムが必要とする電力に変換することです。姿勢制御サブシステムは、軌道上での望遠鏡の向きと安定性を管理します。通信サブシステムは、NASAの深宇宙通信ネットワークを介したデータとコマンド信号の送信を処理します。コマンドおよびデータ処理サブシステムには、JWSTのメインコンピューターとコマンドテレメトリプロセッサー（CTP）、およびそのソリッドステートレコーダー（SSR）データストレージデバイスが含まれています。推進サブシステムは、望遠鏡を狙い、適切な軌道に保つために必要なロケットと燃料タンクで構成されています。また、熱制御サブシステムは、4つの展開可能なラジエーターシェードアセンブリを制御し、宇宙船に搭載された重要な動作温度を維持するように設計されています。

ハッブル宇宙望遠鏡とスピッツァー宇宙望遠鏡によって収集されたデータの並外れた量と質に基づいて、私たちがJWSTから学ぶかもしれないことに対する期待と興奮の感覚は当然のことながら高いです。その計画された任務期間は5〜10年であり、その時間内に、科学者は私たちの宇宙の起源と形成についてもっと学ぶだけでなく、ブラックホール、超新星、赤ちゃん銀河、遠方などの他の謎に関する貴重な情報を集めることを望んでいます生命を支える可能性を秘めている可能性のある惑星。

人気のスタートレックテレビシリーズの架空のスターシップエンタープライズのように、発見したものに関係なく、JWSTは、「これまで誰も行ったことのない場所」に科学的に行くための非常に現実的な機能を提供します。

この記事は、SAE Media Group（ニューヨーク、ニューヨーク）のPhotonics＆ImagingTechnologyの編集者であるBruceA.Bennettによって書かれました。

ソース

• イワノワ、ネリー。 2012. The James Webb Space
• 望遠鏡科学ガイド 。ボルチモア：スペース
• 望遠鏡科学研究所（STScl）。
• https://jwst.nasa.gov/
• https://www.nasa.gov/