Kosmiczny Teleskop Jamesa Webba (ang. James Webb Space Telescope, JWST) – budowany w latach 2007–2021 i operacyjny od 2022 r. teleskop kosmiczny do obserwacji w podczerwieni, będący dopełnieniem Kosmicznego Teleskopu Hubble’a. Projekt nadzorowany i w znacznej części finansowany przez agencje: amerykańską NASA, we współpracy z europejską ESA i kanadyjską CSA. Teleskop został nazwany na cześć Jamesa Webba, drugiego administratora NASA. Najważniejszymi celami misji są: obserwacje pierwszych gwiazd powstałych po Wielkim Wybuchu, badanie formowania się i ewolucji galaktyk, badanie powstawania gwiazd i systemów planetarnych. 11 lipca 2022 roku NASA przedstawiła publiczne pierwsze zdjęcie wykonane po uruchomieniu Teleskopu Webba. == Budowa == W strukturze teleskopu występują następujące komponenty: Statek kosmiczny (Spacecraft Element, SE) Platforma satelitarna (Spacecraft Bus, SB) Osłona słoneczna Panele słoneczne Antena wysokiego zysku Urządzenia odpowiedzialne za kontrolę i orientację teleskopu System optyczny (Optical Telescope Element, OTE) Zwierciadło główne Zwierciadło pomocnicze Podsystem optyczny (AFT) Elementy strukturalne Podsystem zarządzania temperaturą Radiatory (ADIR) Moduł urządzeń naukowych (Integrated Science Instrument Module, ISIM) MIRI (Mid-Infrared Instrument) NIRSpec (Near-Infrared Spectrograph) NIRCam (Near-Infrared Camera) FGS/NIRISS (Fine Guidance Sensor and Near Infrared Imager and Slitless Spectrograph) === Platforma satelitarna === Platforma satelitarna (Spacecraft Bus, SB) jest najważniejszym komponentem pomocniczym teleskopu. Utrzymuje razem różne części teleskopu i w niej znajduje się wiele urządzeń strukturalnych, obliczeniowych, komunikacyjnych i napędowych. Tu znajduje się również część urządzeń naukowych (Command and Data Handling system i system chłodzenia MIRI). Platforma podtrzymuje 6,5-tonowy teleskop przy 350 kg masy własnej, jest wykonana głównie z kompozytu grafitowego. Ważnym elementem umieszczonym w SB są: centralny komputer, pamięć i system komunikacyjny. Procesor i oprogramowanie zapewniają dwustronną komunikację pomiędzy instrumentami naukowymi, rdzeniem pamięci oraz anteną, umożliwiając zbieranie, magazynowanie i przesyłanie danych na Ziemię i do teleskopu. Komputer ponadto kontroluje ustawienie teleskopu w przestrzeni, zbierając dane z żyroskopów i szukaczy gwiazd, oraz przesyła komendy do kół reakcyjnych i pędników. === Osłona słoneczna === Aby obserwacje odległych obiektów astronomicznych były niezakłócane przez promieniowanie samego teleskopu, będzie on pracował w bardzo niskiej temperaturze – poniżej 50 K (−223 °C). Urządzenie jest wyposażone w zaprojektowaną przez Northropa Grummana osłonę blokującą światło i ciepło dochodzące ze Słońca, która po rozłożeniu ma rozmiar 21,197 m × 14,162 m. Składa się z pięciu warstw – każda kolejna jest chłodniejsza, a próżnia między nimi zapewni izolację. Największa z warstw (oznaczona cyfrą 1) jest zwrócona ku Słońcu, a najmniejsza (5) w stronę zwierciadła. Warstwy są tak ułożone, że Słońce oświetla prawie wyłącznie pierwszą i niewielką część drugiej, natomiast zwierciadło „widzi” jedynie warstwę 5 i czasem niewielki fragment 4. Brzegi warstw są dalej od siebie niż ich centra, co ułatwia wypromieniowywanie ciepła. Pierwsza warstwa zatrzymuje 90% energii. Pięciowarstwowa osłona jest wykonana z kaptonu powleczonego obustronnie glinem, by poprawić zdolność odbijania światła. Ponadto, dwie największe membrany są dodatkowo powleczone po stronie zwróconej ku Słońcu krzemem domieszkowanym glinem, co nadaje im purpurowy odcień. Domieszkowanie zapewnia przewodnictwo elektryczne, co zapobiega gromadzeniu się ładunków statycznych na membranach. Warstwy mają następującą grubość: kapton - 0,05 mm (osłona 1) / 0,025 (osłony 2-5) glin - 100 nm (wszystkie osłony obustronnie) krzem - 50 nm (osłony 1-2). === System optyczny === System optyczny teleskopu składa się z 4 zwierciadeł, elementów konstrukcyjnych i podsystemów wspomagających. Z optycznego punktu widzenia jest trójzwierciadlanym anastygmatem Korscha. Pierwsze zwierciadło jest wklęsłe, a drugie wypukłe. Trzecie eliminuje astygmatyzm i spłaszcza płaszczyznę ogniskową. Czwarte, płaskie zwierciadło (fine-steering mirror) zapewnia precyzję celowania i stabilizację obrazu. Taki układ zwierciadeł został wybrany ze względu na możliwość wyeliminowania aberracji sferycznej, komatycznej, astygmatyzmu i krzywizny pola. Główne zwierciadło jest zbudowane z 18 sześciokątnych elementów ułożonych w formie plastra miodu. Pojedynczy element mierzy 1,32 m od krawędzi do krawędzi. Razem formują sześciokąt o rozpiętości 6,5 m i powierzchni zbierającej światło równej 25 m² (co odpowiada powierzchni kolistego zwierciadła o ok. sześciometrowej średnicy). Zanim teleskop przystąpi do pracy, główne zwierciadło zostanie rozłożone, a jego pojedyncze elementy dopasowane do siebie, by działały jak jedno wielkie zwierciadło. W trakcie podróży do punktu L2, zostanie wykorzystana NIRCam i technika odzyskiwania fazy (phase retrieval technique), aby błąd powierzchni falowej był mniejszy niż 150 nm. W tym celu każdy element zwierciadła głównego ma 6 siłowników o 10 nm skoku. Siódmy siłownik znajduje się w centrum każdego elementu i pozwala na zmianę jego krzywizny. Zwierciadła są wykonane z berylu i pokryte złotem oraz krzemionką. Beryl zapewnia lekkość całej konstrukcji – zwierciadło główne waży 705 kg (dla porównania, zwierciadło Hubble’a o średnicy 2,4 m i 4,5 m² powierzchni zbierającej waży 828 kg). Pojedynczy element berylowy waży 20 kg, a z oprzyrządowaniem – ok. 40. Z tylnej części elementów usunięto znaczną część metalu, tworząc strukturę plastra miodu, by zagwarantować lekkość, wytrzymałość i stabilność konstrukcji. Dodatkową zaletą berylu jest jego wyjątkowo niski współczynnik rozszerzalności w temperaturach rzędu 30-80 K. Wypolerowane elementy zostały pokryte 100 nm warstwą czystego złota techniką osadzania z fazy gazowej. Warstwa ta umożliwia pracę teleskopu w zakresie podczerwieni. Na złotą warstwę odbijającą naniesiono warstwę ochronną z amorficznej krzemionki, zabezpieczającą zwierciadło przed urazami mechanicznymi. Wypukłe zwierciadło pomocnicze jest okrągłe o średnicy 74 cm, podtrzymywane przez trzy podpory. Zwierciadła podtrzymuje struktura wykonana z kompozytu grafitowego. Ten specjalnie zaprojektowany materiał zmienia swoje rozmiary o nie więcej niż kilka nm w zakresie 40-50 K. Ważną częścią systemu optycznego jest układ chłodzący (ADIR, Aft Deployable Infrared Radiator). Dwa radiatory są położone za zwierciadłem głównym. Wykonano je z wysokiej czystości aluminium i pokryto specjalnym materiałem ułatwiającym rozpraszanie ciepła (BIRB, Ball InfraRed Black) W grudniu 2011 lustra przeszły pomyślnie testy kriogeniczne, co według pracowników NASA było największym wyzwaniem technicznym. W Goddard Space Flight Center w Greenbelt w stanie Maryland zespół inżynierów umieścił na stelażu sześciokątny segment zwierciadła o średnicy 1,3 m i masie około 40 kg. Proces instalacji poszczególnych elementów zakończył się na początku 2016 roku. Lustra powstały w Ball Aerospace & Technologies w Boulder, Kolorado. Instalacją zajmował się Harris Corporation z Rochester w stanie Nowy Jork. === Oprzyrządowanie naukowe === Moduł urządzeń naukowych (Integrated Science Instrument Module, ISIM) to struktura, która zapewnia zasilanie, zasoby obliczeniowe, chłodzenie, a także stabilność strukturalną teleskopu Webba. Wykonany jest z kompozytu grafitowo-epoksydowego i przymocowany do spodniej części struktury teleskopu. W skład oprzyrządowania wchodzą 4 instrumenty naukowe: NIRCam (Near InfraRed Camera kamera bliskiej podczerwieni) – przyrząd ten ma podwójne zadanie: obserwację nieba w zakresie podczerwieni i kontrolę poprawności ustawienia elementów głównego zwierciadła. Ma dwa kompletne systemy optyczne, które mogą działać jednocześnie i niezależnie. Układ optyczny typu refraktor jest złożony z trzech soczewek wykonanych z LiF, BaF2 i ZnSe. Skolimowane światło pada na dziesięcioelementowy układ detektorów rtęciowo-kadmowo-tellurowych (HgCdTe) o rozdzielczości 2048 x 2048 pikseli każdy. Pole widzenia każdego z systemów to 2,2 x 2,2 minuty kątowej przy rozdzielczości kątowej 0,07 sekundy kątowej/2 mikrony. Pola te przylegają do siebie, tworząc obraz o rozmiarach 2,2 x 4,4 minuty kątowej. Obserwowany zakres długości fali jest rozdzielony na pasmo krótkie (0,6-2,3 μm) i pasmo długie (2,4-5 μm). NIRCam działa w temperaturze 37 K (-236 °C). Jest wyposażony w koronograf, co pozwala mu obserwować obiekty o magnitudo +29 (jak planety pozasłoneczne i dyski wokół gwiazd) przy ekspozycji trwającej 10 000 s (ok. 2,8 godziny) oraz przeprowadzać spektroskopię. NIRSpec (Near InfraRed Spectrograph spektrograf bliskiej podczerwieni) – wyposażony w dwa rtęciowo-kadmowo-tellurowe sensory o rozdzielczości 4 megapikseli każdy, NIRSpec jest wielozadaniowym spektrografem zdolnym dokonać jednoczesnego pomiaru spektrum nawet 100 obiektów. Pomiar może zostać dokonany w niskiej, średniej lub wysokiej rozdzielczości i obejmuje pole widzenia o rozmiarach 3*3 minuty kątowej. Działa w temperaturze -235 °C i jest pasywnie chłodzony. MIRI (Mid-InfraRed Instrument) – kamera i spektrograf działający w zakresie średniej do długiej podczerwieni (5-28 μm). Pole widzenia instrumentów różni się: kamera może obserwować wycinki nieba o rozmiarach 74 x 113 sekund kątowych przy rozdzielczości 0,11 sekundy kątowej/piksel, a spektrograf 3,5 x 3,5 sekundy kątowej. Detektory (jeden dla kamery i dwa dla spektrografu) mają rozdzielczość 1024 x 1024 piksele (każdy) i są wykonane z krzemu domieszkowanego arsenem. Instrument jest również wyposażony w koronograf (co umożliwi np. detekcję planet) oraz dwustopniowy aktywny system chłodzący, ponieważ wymaga do pracy temperatury 7 K. FGS/NIRISS (Fine Guidance Sensor and Near Infrared Imager and Slitless Spectrograph) – ten instrument jest złożony z dwóch elementów połączonych fizycznie, ale oddzielnych optycznie. FGS wspiera