ジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡：宇宙の起源を解き明かす

ジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡（JWST）の打ち上げにより、人類の宇宙理解、そしてその起源への理解が飛躍的に深まることでしょう。

当初は次世代宇宙望遠鏡（NGST）と呼ばれ、2002年9月に元NASA長官ジェイムズ・ウェッブに敬意を表して改名されたJWSTは、NASA、カナダ宇宙機関（CSA）、欧州宇宙機関（ESA）、航空宇宙メーカーのノースロップ・グラマン、そして打ち上げ後に望遠鏡を運用する宇宙望遠鏡科学研究所など、国際的なパートナーシップを代表するものです。

赤外線技術

歴史的なハッブル宇宙望遠鏡のような先行する宇宙望遠鏡とJWSTを異ならせるものは何か？ まず、1990年打ち上げのハッブルは光学望遠鏡ですが、JWSTは赤外線望遠鏡です。光波が膨張し続ける宇宙を旅すると「引き伸ばされ」、より長い、より赤いエネルギー波長へシフトします。ある時点で、宇宙で最も遠方にある恒星からのかつての可視光は、ハッブルのような光学望遠鏡では検出できない赤外線波長へシフトします。JWSTは、それらの赤外光波を捉え、最先端の分光法で分析するように特別に設計されています。

JWSTが宇宙探査に赤外線技術を用いた初めてのケースではありません。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赤外線望遠鏡としました。米国、オランダ、英国の共同プロジェクトとして、地上559マイル（約900キロ）を周回し、10か月間のミッションで12、25、60、100マイクロメートル波長で25万以上の赤外線源を観測しました。このミッションの成功は、1985年にスペースシャトル・チャレンジャー号（STS-51）にヘリウム冷却赤外線望遠鏡を搭載することにつながり、最終的に2003年打ち上げのスピッツァー宇宙望遠鏡の開発へとつながりました。

その間のマイルストーンとして、欧州宇宙機関がNASAおよび日本の宇宙科学研究所（ISAS）と協力して、1995年11月に赤外線宇宙観測衛星（ISO）を打ち上げ、約3万の赤外線源観測、2.5〜240マイクロメートル範囲での撮像、2.5〜196.8マイクロメートル範囲での分光観測、データのリアルタイム地上伝送を目的とした3年間のミッションを実施しました。また1997年には、NASAがハッブル光学望遠鏡に近赤外線カメラ・マルチオブジェクト分光計（NICMOS）を搭載するサービスミッション2（STS-82）で赤外線機能を付与しました。

ボール・エアロスペース&テクノロジーズ社が設計・製造したNICMOSは、撮像装置と分光器を兼ね、サファイア基板に接合された3つの水銀カドミウムテルル近赤外線検出器を備え、0.8〜2.5マイクロメートル波長で動作するよう設計されていました。NICMOSは1997〜1999年に冷却材切れで停止しましたが、サービスミッション3B（STS-109）で新しい極低温冷却システムが設置されてから2002〜2008年に再稼働しました。最終的に2009年、サービスミッション4（STS-125）で広視野カメラ3（WFC3）に置き換えられました。WFC3は厳密には赤外線専用機器ではありません（UVと光学チャンネルも備え、200〜1000nm波長で撮像可能）が、800〜1700nm波長で撮像可能な近赤外線検出器を搭載していました。NICMOSに比べ赤外線能力は限定的（1700nm対2500nm）でしたが、WFC3は熱電冷却が可能で、極低温冷却の必要がありませんでした。

主鏡

おそらく宇宙に打ち上げられた最も技術的に高度な科学機器であるJWSTは、ハッブルとスピッツァー宇宙望遠鏡の優れた点を合わせ持つだけでなく、まず主鏡のサイズからしてそれらを大きく凌駕します。ウェッブの鏡は直径6.5メートルで、ハッブルの2.4メートル、スピッツァーのコンパクトな0.8メートルと比較されます。

このサイズの鏡は現行の打ち上げロケットには収まらないため、軽量ベリリウム製の18個の個別の六角形セグメントで構成され、軌道上で展開・自動調整されます。各セグメントは真空蒸着で厚さわずか1000オングストローム（100ナノメートル）の金薄膜でコーティングされます。室温での金の密度（19.3 g/cm³）を考慮すると、これは48.25グラムの金、つまりゴルフボール程度の質量で、25m²の表面積をコーティングすることになります。なぜ金か？ 優れた反射率のためです。金は集めた赤外線の98%を反射しますが、アルミニウムのような材料では可視光の約85%しか反射しません。

JWSTは地球から150万キロメートル上空のL2点を周回するように設計されています。地球の大気から遠ければ遠いほど、データ品質に悪影響を与える要素が少なくなります。また地球の保護的磁場から十分離れているため、高エネルギー宇宙線が信号に干渉したり、望遠鏡の感度の高い機器を損傷させたりする電荷を生成したりすることを防げます。追加の保険として、JWSTは電圧蓄積によるサンシールドとサブシステムの損傷を防ぐ特別なシールドと導電性材料で設計されています。望遠鏡はL2を198日で1周します…もし観測したいなら。

サンシールド

望遠鏡のサンシールドはテニスコートほどの大きさ（21.197m×14.162m）で、JWSTの最大構成要素です。シリコンコートされたデュポン™カプトン®の5層からなり、各層は1mm未満の厚さです。サンシールドの主目的は、機器が収められている望遠鏡の冷側と、太陽を向く側を分離することです。第1層の耐熱温度は383K（約231°F）、第5層は最高221K（約-80°F）、最低36K（約-394°F）です。赤外線検出器は低温を好み、JWSTの船内システムからの熱が集められる赤外線信号を汚染する可能性があるため、望遠鏡の好ましい動作温度は50K（約-370°F）未満です。

サンシールドの大きさと材料の薄さを考えると、設計者たちが直面したエンジニアリング課題の一つは、宇宙飛行の厳しさに耐えられる十分な強度を持たせることでした。彼らは、脆くならずに必要な構造的安定性を提供する独創的な支持リブシステムを考案することでこれを達成しました。このシステムは、宇宙ゴミによる小さな裂け目や破れも許容し、機能不全に陥りません。

技術の観点から、JWSTは3つのセクションに分解できます：統合科学機器モジュール（ISIM）、光学望遠鏡エレメント、宇宙船エレメント。

科学機器

ISIMにはJWSTの4つの主要科学機器が含まれます：近赤外線カメラ（NIRCam）、近赤外線分光器（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・スリットレス分光器（FGS/NIRISS）。

アリゾナ州立大学とロッキード・マーチンが製造した近赤外線カメラは2つの重要な機能を果たします。第1に、600nm〜5000nm波長域で10,000秒露光（約2.8時間）で画像を撮影します。37K（約-393°F）で動作するよう設計され、ビッグバン後の宇宙で形成された最初の恒星や銀河からの光を観測・記録します。もう1つの重要な機能は、主鏡の18セグメントの性能を常時監視し、望遠鏡が焦点を保ち続けることを確実にすることです。

欧州宇宙機関（ESA）が提供した近赤外線分光器は、3分角×3分角の視野内で最大100天体を同時に分析できる点でユニークです。600nm〜5000nm波長域で、約25万個のマイクロシャッター（各100×200ミクロン）を含む4つのプログラマブル・スリットマスクアレイという革新的なシステムのおかげです。NIRCamと同様に、宇宙起源からの光を分析するのに使用されます。

中赤外線機器はカメラと分光器の両方として働き、近赤外線機器のカバー範囲を超える5000nm〜28000nm波長域の光を捕捉・分析します。その性能の鍵は、1024×1024ピクセルの解像度を持つ砒素ドープシリコン検出器、いわゆる焦点面モジュール（FPM）です。極低温で7K（約-447°F）まで冷却されるMIRIには、ゲルマニウム金属と硫化亜鉛プリズムを備えた低分解能分光器も搭載され、5000nm〜12000nm波長域を分析できます。またコロナグラフも装備され、系外惑星の研究が可能です。

最後に、カナダ宇宙機関製のファイン・ガイダンス・センサー/近赤外線イメージャー・スリットレス分光器は、800nm〜5000nm波長域の光を観測し、2つの機能を果たします。ファイン・ガイダンス・センサーはJWSTの方向感覚を提供し、指定目標へ向けます。近赤外線イメージャー・スリットレス分光器は、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ち、系外惑星の検出と分析のために設計されています。

光学望遠鏡エレメント（OTE）は、その名の通りJWSTの「目」です。NASAによると、6.5メートル主鏡を構成する18個の六角形セグメント、直径0.74メートルの円形副鏡、第3鏡と微動鏡、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支持具（機器モジュールも収容）、熱管理サブシステム、後方展開型ISIMラジエーター（ADIR）、宇宙船の波面検知・制御システムで構成されます。

サブシステム

最後のピースは宇宙船エレメントで、サンシールドと宇宙船バスからなります。望遠鏡全体の6500kgの質量を支えるだけでなく、グラファイト複合材製の宇宙船バスにはJWSTの6つの主要サブシステム、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&データ処理サブシステム、推進サブシステム、熱制御サブシステムが収められています。

電力サブシステムの主機能は、ソーラーパネルで集めたエネルギーを他のサブシステムに必要な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のディープスペース通信網を通じたデータとコマンド信号の伝送を処理します。コマンド&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（CTP）、固体レコーダー（SSR）データストレージデバイスが含まれます。推進サブシステムは望遠鏡を狙い、適切な軌道に維持するためのロケットと燃料タンクで構成されます。熱制御サブシステムは4つの展開型ラジエーターシェードアセンブリを制御し、宇宙船上の重要な動作温度を維持するように設計されています。

ハッブルとスピッツァー宇宙望遠鏡が収集したデータの量と質を考えると、JWSTから何を学べるかに対する期待と興奮が高いのは当然です。予定ミッション期間は5〜10年で、その間に科学者たちは宇宙の起源と形成についてより深く理解できるだけでなく、ブラックホール、超新星、幼い銀河、生命を支える可能性のある遠方の惑星など、他の謎についても貴重な情報を集めることを期待しています。

何を発見するにせよ、人気SFテレビシリーズ「スタートレック」の架空の宇宙船エンタープライズ号のように、JWSTは私たちに「かつて誰も行ったことのない場所へ」科学的に行く、まさに現実的な能力を与えてくれるでしょう。

この記事はPhotonics & Imaging Technology編集者、ブルース・A・ベネット氏（SAE Media Group、ニューヨーク）によって執筆されました。

出典

• Ivanova, Nelly. 2012. The James Webb Space
• Telescope Science Guide. Baltimore: Space
• Telescope Science Institute (STScl).
• https://jwst.nasa.gov/
• https://www.nasa.gov/