Herschel – przegląd misji

0

Satelita astronomiczny Herschel (Herschel Space Observatory, Far Infrared and Submillimetre Telescope – FIRST) jest przygotowywanym europejskim (ESA) obserwatorium dalekiej podczerwieni i fal submilimetrowych (60 – 670 nm).

{jathumbnail off}Jest to pierwsze obserwatorium kosmiczne, które w pełni poryje ten zakres. Do jego podstawowych celów naukowych zaliczają się: wykonanie badań powstania i ewolucji pierwszych galaktyk we Wszechświecie; zbadanie procesów formowania się gwiazd, i ich oddziaływań z ośrodkiem międzygwiazdowym; zbadanie składu chemicznego powierzchni i atmosfer komet, planet i ich księżyców; oraz wykonanie dalszych badań chemii molekularnej  Wszechświata. Pojazd jest zdolny do przeniknięcia głęboko do wnętrza zakrytych pyłem obszarów formowania się gwiazd, w celu dostrzeżenia protogwiazd, formujących się układów planetarnych, i młodych, uformowanych już układów. Satelita wykona spektrometrię, spektrometrię obrazującą, oraz fotometrię obrazującą za pomocą 3 instrumentów. W misji bierze udział również NASA (dostarczenie teleskopu, oraz pomoc w budowie instrumentów HIFI i SPIRE). W budowie instrumentów, oprócz USA i ESA bierze ponadto udział Kanada.

KONSTRUKCJA

Satelita Herschel ma masę startową (wraz z paliwem i gazem chłodzącym) wynoszącą 3 300 kilogramów. Ma kształt w przybliżeniu walcowaty. Jego wysokość wynosi około 7.5 metra, a szerokość – 4 metry. Składa się z dwóch zasadniczych części: modułu serwisowego (Service Module), oraz modułu instrumentów naukowych (Payload Module).

Moduł serwisowy stanowi dolną, mniejszą część statku. Ma kształt niskiego graniastosłupa ośmiokątnego. Zawiera zasadnicze komponenty inżynieryjne obserwatorium, zapewniające energię elektryczną, łączność itp. Energii elektryczna na poziomie 1 000 W jest dostarczana przez komórki słoneczne, którymi wyłożono tylną część osłony przeciwsłonecznej obserwatorium (patrz dalej). Statek jest stabilizowany trójosiowo. Kontrolę orientacji przestrzennej zapewniają koła reakcyjne, oraz silniczki rakietowe. Koła reakcyjne będą używane podczas obserwacji naukowych. Silniczki zostały umieszczone w kilku zespołach w dolnej części modułu serwisowego. Ich paliwem jest hydrazyna. Zostaną użyte głównie w początkowym etapie misji do korekt trajektorii. Danych nawigacyjnych dostarczają szperacze gwiazd, sensory Słońca, oraz żyroskopy. Pozycjonowani jest dokładniejsze od 3.7 sekundy kątowej. Kontrolę temperatury wewnętrznej zapewniają radiatory, grzejniki, oraz wielowarstwowa izolacja. Statek kosmiczny jest wyposażony we własny system komputerowy, który umożliwia autonomiczne dziane satelity w okresach braku łączności z Ziemią. Dane przed transmisją na Ziemię będą zapisywane przez rejestrator jednoczęściowy (Solid-State Recorder – SSR). W module serwisowym umieszczono także anteny służące do łączności z Ziemią. Szybkość transmisji danych naukowych wyniesie 100 kbps. W tym module znajdują się także komponenty instrumentów naukowych nie wymagające chłodzenia (głównie elektronika).

Moduł instrumentów naukowych stanowi górną, większą część satelity. Ma kształt walcowaty. Jest połączony z górną częścią modułu serwisowego za pomocą struktury kratownicowej, i jest od niego odizolowany termicznie. Zawiera teleskop w układzie Ritcheya – Chretiena, oraz jego wszystkie instrumenty naukowe. Jest w zasadzie dużym kriostatem. Na jego szczycie umieszczono teleskop, który nie jest osłonięty osłoną przeciw rozproszonemu światłu, i jego komponenty znajdują się na zewnątrz statku. Składa się z dwóch zwierciadeł – głównego i wtórnego. Zwierciadło główne ma średnicę 3.5 metra, i jest największym zbudowanym na potrzeby obserwatorium kosmicznego (większe będzie dopiero zwierciadło Teleskopu Kosmicznego Jamesa Webba). Jest podtrzymywane przez kratownicową strukturę podtrzymującą. Jest wykonane z węgliku krzemu, który jest lekkim, ceramicznym materiałem zdolnym do wytrzymania niskich temperatur w których teleskop będzie pracował. Daje się także polerować jak szkło, a dla Herschela jest wymagana bardzo wysoka gładkość zwierciadła. Największe nierówności nie są wyższe od 1 mikrona. Zwierciadło wtórne znajduje się na trójnogu nad zwierciadłem wtórnym. Światło będzie odbijane przez zwierciadło główne, a następnie będzie padać na zwierciadło wtórne, odbijać się od niego jako skupiona wiązka, przechodzić przez przegrodę zwierciadła głównego, i padać na instrumenty naukowe umieszczone w płaszczyźnie ogniskowej teleskopu, wewnątrz kriostatu, będącego główną częścią modułu instrumentów naukowych.Wewnątrz kriostatu znajdują się komponenty instrumentów wymagające chłodzenia, w tym detektory. Są otoczone przez toroidalny zbiornik nadciekłego helu o  temperaturze 1.65 K. Jest on wypełniony ponad 2 000 litrami tego gazu. Pary helu ochładzają instrumenty do temperatury poniżej -271st C, a następnie ulatniają się w przestrzeń kosmiczną. Niektóre komponenty (bolometry instrumentów PACS i SPIRE) są zaopatrzone we własne chłodziarki, ponieważ wymagają środowiska chłodniejszego do zapewnianego przez kriostat. Do modułu instrumentów naukowych jest także przytwierdzona za pomocą kratownicowej struktury podpierającej duża osłona przeciwsłoneczna. Ma ona kształt dachu osłaniającego cały moduł instrumentów naukowych, w tym teleskop. Dzięki ocienieniu teleskop jest utrzymywany w temperaturze poniżej 70 – 90 K.

WYPOSAŻENIE

Wszystkie instrumenty naukowe Herschela zostały umieszczone w jego module instrumentów naukowych (niesłodzona elektronika znajduje się w module serwisowym). W skład wyposażenia naukowego wchodzą 3 instrumenty: instrument heterodynowy dla dalekiej podczerwieni (Heterodyne Instrument for the Far-Infrared – HIFI); fotoprzewodnikowa kamera macierzowa i spektrometr (Photoconductor Array Camera and Spectrometer – PACS); oraz obrazujący odbiornik spektralny i fotometryczny (Spectral and Photometric Imaging Receiver – SPIRE). 3 instrumenty wzajemnie się uzupełniają. SPIRE i PACS dostarczają obrazów przestrzennych, a HIFI ma bardzo wysoką rozdzielczość spektralną, ale posiada tylko jedną linię obrazu. Linie emisyjne głównych zimnych składników ośrodka międzygwiezdnego znajdują się w zasięgu PASC, ale zachodzą na zakres SPIRE dla bardzo odległych obiektów. Połączenie danych ze wszystkich instrumentów pozwoli na określenie rozkładu widmowego energii (Spectral Energy Distributions – SED), czyli sumy energii wypromieniowywanej przez ciało niebieskie mierzonej  w watach. Pozwoli także na określenie jasności całkowitej, i dokładne określenie pozycji źródła. SPIRE i PACS będą wykonywały zarówno głębokie przeglądy za pomocą sowich fotometrów, w celu znalezienia galaktyk w młodym Wszechświecie; jaki i badania spektroskopowe najbardziej interesujących obiektów.

HIFI

Instrument heterodynowy dla dalekiej podczerwieni jest spektrometrem heterodynowym o bardzo dużej rozdzielczości. Nie będzie wykonywał obrazów, ale wysokorozdzielcze spektrogramy. Instrument ten pokrywa zakres 480 – 1910 Ghz (ok. 157 – 625 mikronów) w 7 pasmach pomiarowych. Jest to pierwsze urządzenie heterodynowe pokrywające zakres dalekiej podczerwieni i fal submilimetrowych, i jedyny instrument zdolny do wykonywania wysokorozdzielczych przeglądów widmowych w tym zakresie. Do celów naukowych instrumentu zaliczają się: wykonanie badań chemii atomowej i molekularnej ośrodka międzygwiazdowego i stref wokół rodzących się i umierających gwiazd; oraz określenie ruchów, temperatur i innych parametrów badanych w ten sposób substancji chemicznych. Instrument będzie badał obłoki molekularne (procesy formowania się gwiazd), galaktyki (ewolucja), oraz planety i komety w Układzie Słonecznym (dynamika atmosfer).

Instrument HIFI (Cred. ESA)

Urządzenie stosuje heterodynową metodę pomiarów. Polega ona na mieszaniu częstotliwości każdego przybywającego fotonu z częstotliwością jednego fotonu wyprodukowanego przez instrument. Skutkiem jest niższa częstotliwość sygnału (mikrofale zamiast dalekiej podczerwieni lub fal submilimetrowych), który jest łatwiejszy do wzmocnienia i skupienia.

Instrument składa się z oddzielnych odbiorników dla każdego badanego pasma widmowego i dwóch spektrometrów. Te pasma to: 1 (480 – 640 Ghz), 2 (640 – 800 Gh), 3 (800 – 960 Ghz), 4 (960 – 1120 Ghz), 5 (1120 – 1250 Ghz), 6L (1410 – 1600 Ghz), i 6H (1600 – 1910 Ghz). Każdy z 7 pasm pomiarowych instrumentu HIFI jest pokrywany przez odbiornik, złożony z miksera, oraz oscylatora miejscowego. Mikser łączy każdy foton pochodzący ze sfery niebieskiej z sygnałem wygenerowanym przez oscylator miejscowy, zmniejsza jego częstotliwość, i przesyła wytworzony w ten sposób sygnał o pośredniej częstotliwości do spektrometrów do analizy. Dla pasm 1 – 5 są używane miksery nadprzewodnik – izolator – nadprzewodnik (Superconductor-Insulator-Superconductor – SIS). Każdy wykorzystuje efekt kwantowy tunelowania elektronu. Ten rozdaj urządzenia jest zdolny do wykrycia bardzo słabego sygnału z bardzo niskim stopniem hałasu. Odbiorniki z mikserami SIS są najwrażliwszym rodzajem odbiorników który można obecnie zbudować. Niestety dla kanałów 6L i 6H aktualna technologia nadprzewodników nie pozwala na wyprodukowanie odbiorników SIS. Zastosowano tu więc miksery w postaci bolometrów gorących elektronów (Hot Electron Bolometer – HEB). Oba rozdaje  mikserów są bardzo małe.

HIFI używa dwóch spektrometrów do analizy promieniowania z mikserów – spektrometru szerokopasmowego (Wide Band Spectrometer), oraz spektrometru wysokiej rozdzielczości (High Resolution Spectrometer). Spektrometr szerokopasmowy jest spektrometrem typu akustooptycznego, i pokrywa pełny zakres  4 GHz, utyskując pełny spektrogram promieniowania, ale w niskiej rozdzielczości widmowej. Jego rozdzielczość widmowa wynosi 1 MHz. Spektrometr wysokiej rozdzielczości jest spektrometrem typu autokorelacyjnego, i uszykuje spektrogramy ze znacznie wyższą rozdzielczością, ale umożliwia wykonywanie pomiarów tylko w wybranych zakresach długości fal. Pracuje w paśmie 1 GHz dla rozdzielczości normalnej i 0.5 GHz dla rozdzielczości wysokiej. Dla tych trybów rozdzielczość widmowa wynosi odpowiednio  0.27 i 0.135 MHz. Każdy ze spektrometrów jest zdolny do przetwarzania sygnałów o dwóch polaryzacjach równocześnie.

Instrument HIFI jest budowany przez międzynarodowe konsorcjum prowadzone przez Organizację Badań Przestrzeni Kosmicznej Holandii (Space Research Organization Netherlands – SRON). W skład konsorcjum wchodzi NASA. Agencja dostarczyła  elementy mieszające dla dwóch kanałów pomiarowych najwyższych częstotliwości kanałów 5 i 6H. NASA dostarczyła także źródła częstotliwości (oscylatory miejscowe) dla kanału 5, 6L i 6H, oraz elementy dla pozostałych źródeł częstotliwości. Zostały one rozwinięte przez laboratorium Napędu Odrzutowego (Jet Propulsion Laboratory – JPL).

PACS

Fotoprzewodnikowa kamera macierzowa i spektrometr jest fotometrem i spektrometrem o średniej rozdzielczości. PACS pracuje w zakresie widmowym  60 – 210 mikronów, w którym promieniują tworzące się systemy planetarne, gwiazdy i galaktyki. Ten zakres jest optymalny dla obserwacji odległych, silnie zapylonych galaktyk gwiazdotwórczych, ponieważ ich linie widmowe oraz promieniowanie kontinuum jest przesunięte na skutek przesunięcia ku czerwieni. Do jego celów naukowych zaliczają się: wykonanie badań powstania i ewolucji pierwszych galaktyk we Wszechświecie; zbadanie procesów formowania się gwiazd, i ich oddziaływań z ośrodkiem międzygwiazdowym; zbadanie procesów formowania się układów planetarnych; oraz badania źródeł energii emitowanej przez jądra galaktyk aktywnych. Urządzenie to łączy wrażliwość fotometryczną potrzebną do wykonywania obserwacji w szerokim zakresie dynamicznym, oraz wysoką czułość i rozdzielczość spektroskopową, potrzebną do zidentyfikowania i scharakteryzowania bardzo odległych obiektów, oraz zinterpretowania zjawisk formowania się gwiazd, formowania się galaktyk, oraz zjawisk wysokoenergetycznych w jądrach galaktyk i dżetach młodych gwiazd.


Instrument PACS – system zawierający detektor Ga:Ge (Cred. ESA)

Instrument składa się z dwóch macierzy bolometrów dla fotometrii obrazującej tworzonych fotometr obrazujący (Imaging Photometer)., oraz dwóch macierzy fotoprzewodnikowych z germanu i galu dla liniowej spektroskopii obrazującej tworzących spektrometr (Integral Field Spectrometer).

W trybie fotometrii obrazującej PACS jednocześnie obrazuje fragment nieba w zakresie 130 – 210 mikronów, oraz jednym z dwóch zakresów (do wyboru) – 60 – 90 lub 90 – 130 mikronów. Pole widzenia używanych tu detektorów w postaci bolometrów jest takie samo dla obu zakresów, i ma wymiary kątowe 1.75 x 3.5′. Jeden z detektorów ma wymiary 32 x 16 elementów, a drugi – 64 x 32 elementy. W tym trybie zostaną wykonane głębokie przeglądy szerokopasmowe, w celu zaobserwowania promieniowania pyłu międzygwiazdowego, oraz emisji źródeł nietermalnych z powstających galaktyk i kwazarów. Umożliwi on także badana pobliskich AGN i galaktyk oddziałujących na siebie.

W trybie spektrometrii instrument będzie badał zakres 55 – 210 mikronów. Zostanie tu użyta siatka odbiciowa, zawierająca na powierzchni odbijającej liczne bruzdy ustawione w regularnych odstępach, które rozszczepiają światło jak pryzmat.  Pole widzenia używanych tu detektorów Ge:Ga ma wymiary 47 x 47”. Każdy detektor ma wymiary 16 x 25 elementów. Instrument wykona tu badania promieniowania pochodzącego z bardzo odległych źródeł, w subtelnych liniach jonów, wykona szczegółową spektroskopię AGN w celu badań produkcji energii, oraz zaobserwuje przejścia energetczne w cząsteczkach i atomach w bardzo odległych obiektach w celu wykonania badań formowania się gwiazd i wytwarzania ciężkich pierwiastków w młodym Wszechświecie.

Instrument PACS jest budowany przez międzynarodowe konsorcjum pod kierownictwem Instytutu Fizyki Pozaziemskiej im. Maxa Plancka (Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics) w Garching w Niemczech. NASA nie brała udziału w tworzeniu tego urządzenia.

SPIRE

Obrazujący odbiornik spektralny i fotometryczny jest urządzeniem łączącym spektrometr o rozdzielczości niskiej do średniej, oraz fotometr. Do naukowych celów instrumentu zaliczają się: wykonanie badań formowania się i ewolucji bardzo młodych galaktyk; oraz wykonanie badań wczesnych etapów formowania się gwiazd, gdy są one jeszcze zasłonięte przez chmury pyłu. Szczególnie, SPIRE zbada formowanie się galaktyk eliptycznych. Instrument ten będzie także użyty do badań formowania się i wczesnej ewolucji kwazarów oraz AGN, w celu stwierdzenia jak supermasywne czarne dziury tworzyły się w młodych i bardzo odległych galaktykach, oraz przestudiowania wielkoskalowej struktury młodego Wszechświata. SPIRE wykona także obserwacje słabych obiektów w Układzie Słonecznym.

Bolometr stosowany w instrumencie SPIRE (Cred. NASA/ESA)
Bolometr stosowany w instrumencie SPIRE (Cred. NASA/ESA)

Urządzenie to wykrywa fotony bezpośrednio, za pomocą 5 detektorów w postaci macierzy bolometrów. Bolometry mogą wykrywać bardzo małe ilości energii i przekształcać je na sygnały elektryczne. Są one aktualnie najwrażliwszymi bezpośrednimi detektorami światła widzialnego i dalekiej podczerwieni w zakresie długości fal do milimetra. Urządzenie składa się z dwóch zasadniczych części: fotometru SPIRE (Spire Photometer), oraz spektrometru z przekształceniem Fouliera (Fourier Transform Spectrometer – FTS).

Fotometr używa do tworzenia obrazów 3 z 5 powierzchni bolometrów, zawierających łącznie 326 bolometrów, które wykonują obserwacje w 3 zakresach widmowych scentrowanych na 250, 350, i 500 mikronów. Ilość detektorów w powierzchni dla tych zakresów wynosi odpowiednio 139, 88, oraz 43. Wymiary tych powierzchni wynoszą odpowiednio 45 x 23, 45 x 23, oraz 45 x 23 mm. Fotometr obrazuje fragment nieba w tych trzech kanałach równocześnie. Jego pole widzenia ma wymiary 4 x 8 minut kątowych. Każda powierzchnia bolometrów pracuje w innym zakresie, fotometr pokrywa cały zakres 208 – 583 mikronów. Każdy z bolometrów składa się z siatki przypominającej sieć pająka wykonanej z azotku krzemu, która pochłania światło i przeprowadza je do małego termistora, który znajduje się w centrum sieci. Termistor jest umieszczony na traktowanym neutronami (Neutron Transmutation Doped – NTD) germanie, substancji wytworzonej w reaktorze jądrowym. Termistor pobiera około 100 fotonów dalekiej podczerwieni/zakresu submilimetrowego, i wytwarza sygnał cieplny. Struktura sieci pająka sprawa, ze każdy bolometr jest około 30 razy lżejszy od poprzednio stosowanych, i ma kilka innych korzyści. Ma znacznie zmniejsza pojemność cieplną bolometru (tzn. pobiera znacznie mniej energii w celu zarejestrowania zmiany temperatury) w porównaniu z bolometrami o pochłaniaczach w postaci jednolitych powierzchni. Daje to SPIRE wysoką szybkość mapowania (pozwala na szybie zebranie informacji o danym obiekcie i przejście do następnego, a nie długie wpatrywanie się w jeden obiekt celem zebrania dużej ilości fotonów). Zmniejsza także oddziaływania z promieniowaniem kosmicznych, ponieważ powierzchnia w którą uderzają cząstki jest mniejsza. Zmniejsza “reakcję mikrofonową” – tendencję do przetwarzania wibracji wyposażenia na szum elektryczny. Bolometry SPIRE są bardzo skutecznie odizolowane od ciepła otaczającego je wyposażenia. To niskie przewodnictwo cieplne daje urządzeniu wysoką wrażliwość, z minimum hałasu przeszkadzającego w wykrywaniu bardzo słabych sygnałów. Ten typ bolometru, który zostanie także zastosowany w instrumencie HFI satelity Planck został z powodzeniem użyty w wielu eksperymentach, takich jak obserwacje mikrofalowego promieniowania reliktowego BOOMERANG. Bolometry te działają w temperaturze bliskiej 0.3 K, a ich sygnały są bardzo małe i trudne do odczytania. Konwencjonalna elektronika nie działa dobrze w tak niskich temperaturach, więc została opracowana specjalna elektronika w celu wzmocnienia sygnału. Taka elektronika nie była nigdy wcześniej stosowana w kosmosie. System ten zawiera wzmacniacze w postaci tranzystorów JFET (Junction Field Effect Transistor), które działają w temperaturach 130 K, ale są umieszczone na błonach które izolują je bardo skutecznie od środowiska o temperaturze zaledwie 10 K położonego w odległości tylko 1/4 cala. Wyposażenie działające w temperaturze 10 K jest także termicznie odizolowane do urządzeń działających w temperaturze 0.3K. Fotometr może pracować w trzech trybach: fotometrii źródła punktowego (Point Source Photometry Mode); obrazowania pola (Field Mapping Mode), z maksymalną wielkością pola 4 x 4 minut kątowych; oraz obrazowania skanującego (Scan Mapping Mode), z polem widzenia 4 x 8 minut kątowych.

Spektrometr obrazujący z przekształceniem Fouliera FTS używa 2 z 5 bolometrów SPIRE, w celu badania zakresu widmowego 200 – 670 um. Fotometr jest oparty na konfiguracji Macha – Zehndera. Jeden port wejściowy otrzymuje wiązkę wejściową do teleskopu, a w tym czasie drugi port otrzymuje wiązkę ze źródła kalibracyjnego. Sygnał odebrany przez te porty pada na osobną macierz detektorów, jedną dla 200 – 300 um (37 detektorów), i drugą dla 300 – 670 um (19 detektorów). Spektrometr tego typu ma większą szybkość, rozdzielczość i wrażliwość od konwencjonalnych spektrometrów absorpcyjnych. Spektrometr ma kołowe pole widzenia o średnicy 2.6′. Ten typ spektrometru wytwarza intefrerogram z przybywającego szerokopasmowego promieniowania (funkcja intensywności sygnału w stosunku do czasu), który jest następnie ocyfrawiany i przekształcany do widma absorpcyjnego za pomocą przekształcenia Folulierowskiego.  FTS rejestruje promieniowanie w zakresie 200 – 670 mikronów. Może wykonywać spektrometrię w całym zakresie równocześnie, dostarczając dobrych pomiarów linii widomych, które są potrzebne do określenia fizycznych parametrów badanych obiektów. Dzięki obrazowaniu umożliwia zmapowanie całkowitej intensywności promieniowania w danych liniach w całym obserwowanym obszarze gwiazdotwórczym za jednym razem.

SPIRE został przez zespół amerykańskich i europejskich naukowców i inżynierów, pod kierownictwem Queen Mary and Westfield College w Anglii. W pracach brała także udział NASA (JPL). W JPL rozwinięto bolometry fotometru.

PLAN PRZEBIEGU MISJI

Start satelity Herschel był pierwotnie planowany na luty 2007 roku. Jednak opóźnienia w budowie i testowaniu satelity przeniosły go na środek 2009r. Pojazd wystartuje razem z satelitą Planck, za pomocą rakiety Ariane 5. Miejscem startu będzie kosmodrom ESA Guiana Space Centre w Kouru w Gujanie Francuskiej. Satelita w czasie startu będzie połączony z pojazdem Planck za pomocą specjalnego łącznika. Planck będzie się znajdował pod Herschelem, i będzie się łączył z górnym stopniem rakiety.

Uzyskiwane obrazy satelity Herschel (Cred. ESA)
Uzyskiwane obrazy satelity Herschel (Cred. ESA)

Dwa pierwsze stopnie oraz pierwsze odpalenie silników stopnia trzeciego umieszczą obie satelity na niskiej parkingowej orbicie okołoziemskiej. Następnie drugie odpalenie silników stopnia 3 umieści kompleks na orbicie transferowej do docelowego punktu libacyji L2. Po wyłączeniu silników zostanie uwolniony Herschel, a później Planck, który będzie podążał osobną trajektorią na inną orbitę wokół L2. Lot Herschela do punktu L2 potrwa 4 – 6 miesięcy. W tym czasie statek wykona pewną liczbę manewrów za pomocą swoich silników. Po 1 dniu od startu zostanie wykonana korekta szybkości w perygeum. Po 2 dniach od startu zostanie wykonana korekta trajektorii usuwająca skutki niedokładnego startu. Kolejny manewr tego typu, ale na większą skalę zostanie wykonany po 12 dniach od startu. Potem rozpocznie się faza lotu do L2, która potrwa jeszcze 4 – 5 tygodni. Następnie rozpoczną się testy działania komponentów inżynieryjnych statku, oraz jego instrumentów naukowych. Dzięki temu po dotarciu do celu obserwatorium będzie gotowe do rozpoczęcia obserwacji astronomicznych. Ostatecznie statek wejdzie na roboczą orbitę Lissajousa wokół punktu L2, położonego w odległości 1.5 miliona kilometrów od Ziemi. Orbity Lissajousa są naturalnymi sposobami ruchów satelitów wokół współliniowych punktów libracji w układzie dwóch ciał, i wymagają mniejszych zmian pędu w celu utrzymania pojazdów na orbitach niż orbity halo (w których satelity wykonują prosty ruch po torach kołowych lub eliptycznych). Wybrana orbita sprawi, że Hersech będzie schodził 500 000 kilometrów ponad lub powyżej płaszczyzny ekliptyki, z maksymalnym oddaleniem od każdej strony punktu L2 wynoszonym 800 000 kilometrów. Odległość statku od Ziemi będzie się zmieniać w zakresie od 1.2 do 1.8 miliona kilometrów. Orbity wokół L2 są niestałe dynamicznie, i małe zaburzenia równowagi rosną wykładniczo z czasem około 23 dni. Dlatego Herschel użyje swoich silników w celu wykonania manewrów korekty orbity potrzebnych do jej utrzymania średnio raz w miesiącu. Taka orbita jest optymalna do obserwacji w zakresie podczerwieni i fal submilimetrowych, ponieważ znajduje się daleko od Ziemi obficie promieniującej w podczerwieni i odbijającej rozproszone światło, a ponadto statek zawsze będzie się znajdował za Ziemią względem Słońca, i pole widzenia teleskopu nie będzie zasłaniane przez Słońce, Ziemię i Księżyc.

Źródło: ESA

Share.

Comments are closed.