Ein Beitrag von Günther Glatzel. Quelle: NASA.

Zu den neuen Geräten gehört eine Weitwinkelkamera, wobei „Weitwinkel“ relativ zu sehen ist. Das Sichtfeld der Wide Field Camera 3 umfasst im Infrarotbereich 123 x 137 Bogensekunden (ca. ein Dreißigstel Grad) und im Bereich des sichtbaren Lichts bzw. ultravioletter Strahlung 160 x 160 Bogensekunden (etwa ein Zweiundzwanzigstel Grad). Die neue Wide Field Camera 3 ersetzt die 1993 in Hubble eingebaute Wide Field and Planetary Camera 2 (WFPC 2). Untersuchungsobjekte sind wie bei der Vorgängerin vergleichsweise großflächige Objekte wie Galaxien, Sterne in unserer Galaxis und Objekte in unserem Sonnensystem. Die Kamera verfügt dazu über zwei erweiterte Beobachtungskanäle. Für nahes UV-Licht und den kompletten sichtbaren Bereich existiert der UVis-Kanal mit einem CCD-Sensor mit 16 Megapixeln. Dieser kann das Licht der Wellenlängen 200 bis 1.000 Nanometer etwa 35-mal empfindlicher detektieren als die Advanced Camera for Surveys (ACS), die sich ebenfalls an Bord von Hubble befindet und während der Shuttle-Mission STS 125 instand gesetzt wurde.

Der Kanal für nahes Infrarot (NIR) verfügt über einen hochempfindlichen Halbleitersensor aus Quecksilber-Cadmium-Tellurid, der gekühlt wird und damit Wellenlängen von 850 bis 1.700 nm und darüber hinaus detektieren kann. Er verfügt über 1 Megapixel und ist etwa 15-mal empfindlicher als bisherige NICMOS-Sensoren im Hubble Space Telescope (Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer).

Ebenfalls neu ist der Cosmic Origins Spektrograph COS. Er wurde anstelle der 1993 installierten und mittlerweile überflüssig gewordenen Korrekturoptik eingebaut. Alle neuen Geräte korrigieren den Spiegelfehler selbstständig.

Spektrographen zerlegen das einfallende Licht in einzelne Wellenlängen, beim sichtbaren Licht spricht man auch von Farben. Da chemische Elemente bestimmte charakteristische Farblinien aussenden bzw. absorbieren, kann man auch aus Millionen Lichtjahren Entfernung messen, welche Zusammensetzung ein selbstleuchtender Körper oder eine durchleuchtete Gaswolke hat. Außerdem kann man auch Angaben über Temperatur und Geschwindigkeit des beobachteten Objekts gewinnen.

COS dient vor allem der Grundlagenforschung. Man will damit Erkenntnisse über die Struktur des Universums im großen Maßstab gewinnen. Dazu verfügt der Spektrograph über zwei Kanäle im Bereich der Ultravioletten Strahlung. Kanal 1 (Far Ultraviolet = FUV) arbeitet im Bereich von 115 bis 177 Nanometern. Dafür steht ein 32 Megapixel-Detektor bereit. Im Unterschied zu unseren Digitalkameras gewinnt dieser aber keine Bilder sondern Daten über die Stärke der Strahlung verschiedener Wellenlängen des angegebenen Bereiches. Dazu löst das einfallende UV-Licht Elektronen aus einem Material heraus, die in einer Mikrokanalplatte (Micro Channel Plate) vervielfacht werden und einen messbaren Impuls ergeben. COS ist dabei 30-mal empfindlicher als der Space Telescope Imaging Spectrograph (STIS), der seit 1997 im Hubble Space Telescope installiert ist.

Kanal 2 arbeitet im nahen Ultraviolettbereich (Near Ultraviolet = NUV) von 175 bis 300 Nanometern Wellenlänge. Sein Sensor ist ein Multi-Anode Microchannel Array (MAMA) mit 1 Million Sensorzellen und doppelt so gut wie ein entsprechender STIS-Sensor. COS besitzt gegenüber STIS nicht nur eine größere Empfindlichkeit sondern erweitert mit dem FUV-Kanal auch den Wellenlängenbereich. Das sichtbare Licht hat übrigens Wellenlängen von etwa 350 nm (violett) bis 700 nm (rot).

Mit den neuen Geräten wurde sowohl das Auflösungsvermögen bedeutend verbessert als auch der Wellenlängenbereich, in dem Untersuchungen angestellt werden können, sowohl in den lang- als auch in den kurzwelligeren Bereich erweitert. Dass die Bilder und Messwerte genauer werden, kann man auf den ersten Veröffentlichungen deutlich sehen.

„Das ist der Anfang eines neuen Hubble-Teleskops“, sagte Ed Weiler, NASA-Verantwortlicher für die Mission des Weltraumteleskops: „Das Teleskop hat eine umfassende Generalüberholung bekommen und ist nun deutlich leistungsstärker als vorher – damit ist es bestens gerüstet, weit bis ins nächste Jahrzehnt hinein Beobachtungen anstellen zu können.“

Siehe auch:

• NASA-Galerie der neuen Hubble-Bilder (engl.)

Ausführlicher Artikel zur Generalüberholung:

• STS-125-Missionsberichte (12.-24. Mai)

Raumcon:

• Hubble-Thread

Der Beitrag Hubbles neue Sehschärfe erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Günther Glatzel. Quelle: NASA (STS-125-Presskit).

Der neue Spektrograph wurde anstelle der 1993 installierten Korrekturoptik eingebaut. Diese spezielle Spiegelanordnung war notwendig geworden, nachdem man festgestellt hatte, dass der 2,40 m große Hauptspiegel aufgrund eines minimalen Fehlers falsch geschliffen worden war. Die neuen Geräte korrigieren diesen bekannten Fehler aber selbstständig und so ist COSTAR (Corrective Optics Space Telescope Axial Replacement) überflüssig geworden. An seiner Stelle wurde der nagelneue Cosmic Origins Spectrograph (COS) eingebaut.

Spektrographen zerlegen das einfallende Licht in einzelne Wellenlängen, beim sichtbaren Licht spricht man auch von Farben. Da chemische Elemente bestimmte charakteristische Farblinien aussenden, kann man auch aus Millionen Lichtjahren Entfernung messen, welche Zusammensetzung ein selbstleuchtender Körper oder eine durchleuchtete Gaswolke hat. Außerdem kann man auch Angaben über Temperatur und Geschwindigkeit des beobachteten Objekts gewinnen.

COS soll vor allem der Grundlagenforschung dienen. Man will damit Erkenntnisse über die Struktur des Universums im großen Maßstab gewinnen. Dazu verfügt der Spektrograph über zwei Kanäle im Bereich der Ultravioletten Strahlung. Kanal 1 (Far Ultraviolet = FUV) arbeitet im Bereich von 115 bis 177 Nanometern. Dafür steht ein 32 Megapixel-Detektor bereit. Im Unterschied zu unseren Digitalkameras gewinnt dieser aber keine Bilder sondern Daten über die Stärke der Strahlung verschiedener Wellenlängen des angegebenen Bereiches. Dazu löst das einfallende UV-Licht Elektronen aus einem Material heraus, die in einer Mikrokanalplatte (Micro Channel Plate) vervielfacht werden und einen messbaren Impuls ergeben. COS ist dabei 30-mal empfindlicher als der Space Telescope Imaging Spectrograph (STIS), der seit 1997 im Hubble Space Telescope installiert, aber seit fast 5 Jahren defekt ist.

Kanal 2 arbeitet im nahen Ultraviolettbereich (Near Ultraviolet = NUV) von 175 bis 300 Nanometern Wellenlänge. Sein Sensor ist ein Multi-Anode Microchannel Array (MAMA) mit 1 Million Sensorzellen und doppelt so gut wie ein entsprechender STIS-Sensor. COS besitzt gegenüber STIS nicht nur eine größere Empfindlichkeit sondern erweitert mit dem FUV-Kanal auch den Wellenlängenbereich. Das sichtbare Licht hat übrigens Wellenlängen von etwa 350 nm (violett) bis 700 nm (rot).

Die zweite Aufgabe von John Grunsfeld und Andrew Feustel war die Reparatur der Elektronik der Advanced Camera for Surveys (ACS), die seit 2002 in Hubble installiert, aber nach zwei Defekten seit Januar 2007 fast vollständig ausgefallen ist. Die ACS arbeitet mit 3 Kanälen vom nahen ultravioletten über das sichtbare bis zum infraroten Licht. Der Solar Blind Channel, der empfindlich für ultraviolette Strahlung ist, funktioniert noch. Der bis zum Ausfall am häufigsten genutzte Wide Field Channel wurde durch den Austausch von 4 Platinen und die Außenmontage einer Stromversorgungseinheit repariert. Da weder Stomversorgung noch Elektronik für eine Reparatur im All vorgesehen waren, hatte man auf der Erde einen ausgeklügelten Plan entworfen und beim heutigen Ausstieg in die Tat umgesetzt. Ein Teil der Gerätewand wurde aufgeschnitten, diverse Schrauben wurden gelöst, mit Spezialwerkzeugen die Platinen entnommen und durch eine einfach zu montierende, weiterentwickelte Ersatzelektronik ausgetauscht. Diese enthält programmierbare Prozessoren (ASICs), die man je nach Bedarf für verschiedene Aufgaben einsetzen kann.

Durch Wiederherstellung der Stromversorgung und Steuerung des Wide Field Channels besteht auch die Möglichkeit, dass der offenbar nur durch Überlastung blockierte High Resolution Channel wiederhergestellt wird. Dann wäre die Kamera wieder voll einsatzbereit. Der Wide Field Channel arbeitet mit einem 16 Megapixel-CCD-Sensor im Wellenlängenbereich von 300 bis 1.100 Nanometern (Nahes UV – Sichtbares Licht – nahes IR) mit einem Sichtbereich von 202 x 202 Bogensekunden, der High Resolution Channel mit einem 1 Megapixelsensor im Bereich von 170 bis 1.100 Nanometern auf 26 x 29 Bogesekunden (etwa 1 Hundertdreißigstel Grad) und der Solar Blind Channel mit einem 1-Megapixel-Sekundärelektronenvervielfacherfeld (MAMA) auf 31 x 35 Bogensekunden. Für alle Kanäle stehen mehrere Filter zur Verfügung, um wie bei Falschfarbenbildern bestimmte Eigenschaften besonders hervorzuheben und andere zeitweilig zu unterdrücken.

Zum Schluss des sechseinhalbstündigen Ausstieges wurde noch eine neue Thermoisolierung angebracht (New Outer Blanket Layer = NOBL). Dazu und zu weiteren Einzelheiten des dritten Außenbordeinsatzes der Mission STS 125 lesen Sie unsere täglichen Statusberichte.

Die grundsätzliche Funktion beider Geräte, sowohl COS als auch ACS, konnte bereits nach ersten „Aliveness Tests“ bestätigt werden. Zur Zeit wird COS einer eingehenderen Funktionsüberprüfung unterzogen, später dann auch die ACS.

Raumcon:

• STS-125-Thread ab EVA 3

Der Beitrag Hubbles Modernisierung und Reparatur schreitet voran erschien zuerst auf Raumfahrer.net.