苹果防丢追踪器网页上线(哈勃望远镜的继任者韦伯望远镜有哪些升级)

1. 苹果防丢追踪器网页上线，哈勃望远镜的继任者韦伯望远镜有哪些升级？

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詹姆斯韦伯太空望远镜（James Webb Space Telescope）是一种空间望远镜，它将是哈勃太空望远镜的继承者。JWST将提供比哈勃更高的分辨率和灵敏度，并将能够在天文学和宇宙学领域进行广泛的研究。其主要目标之一是观察宇宙中最遥远的事件和物体，如最初星系的形成，这些类型的目标是目前地面和天基仪器无法达到的。其他目标包括了解恒星和行星的形成，以及直接想象外行星和新星。

JWST的主镜光学望远镜元件由18个由镀金铍制成的六角形镜段组成。它们结合在一起形成了一个直径6.5米（21英尺4英寸）的镜子，比哈勃望远镜的2.4米（7英尺10英寸）的镜子大得多。与哈勃望远镜不同的是，JWST望远镜可在近红外（0.1-1μm）光谱、可见光和近红外（0.6-27μm）光谱中观测，它将在较低的频率范围内从长波可见光到中红外（0.6-27μm）进行观测。这将使JWST能够观测到对哈勃和其他早期观测仪器来说太古老和太远的高红移天体。为了能够在红外线中不受干扰地观测，望远镜必须保持非常冷的温度，因此它将被部署在地球附近的空间——日地轨道的拉格朗日点，同时还要用5张表面涂有硅和铝膜的大型遮阳板将使JWST搭载的四台科学仪器温度低于50K。

JWST是由美国国家航空航天局（NASA）主导开发的，以美国政府官员詹姆斯·E·韦伯（James E.Webb）的名字命名，他是美国国家航空航天局（NASA）的第二任执行官，并参与过阿波罗计划。由于有许多延误和成本超支，并在2005年进行了重大的重新设计。 JWST项目多次推迟发射日期，目前的发射计划已推迟到2021年3月。

JWST最早起源于1996年，当时是下一代太空望远镜（NGST）。2002年，它以美国国家航空航天局第二任行政长官（1961-1968）詹姆斯·E·韦伯（1906-1992）的名字重新命名。

该望远镜的预期质量约为哈勃空间望远镜的一半，但其主镜（直径6.5米的金镀膜绿柱石反射镜）的收集面积将是哈勃空间望远镜的5倍（25平米或270平方英尺，而哈勃的数字是4.5平米或48平方英尺）。JWST面向近红外天文学，但也可以看到橙色和红色可见光，以及中红外区域。该设计强调近中红外的三个主要原因：高红移物体的可见光发射转移到红外波段，碎片盘和行星等冷物体在红外波段的发射最强烈，这一波段很难从地面或哈勃等现有空间望远镜进行研究。地面望远镜必须透过大气层，大气层在许多红外波段是不透明的。即使大气是透明的，许多目标化合物，如水、二氧化碳和甲烷，也存在于地球大气中，这使得分析变得非常复杂。现有的哈勃等空间望远镜不能研究这些波段，因为它们的反射镜不够冷（哈勃反射镜保持在大约15摄氏度），因此望远镜本身在红外波段辐射很强。

JWST将在离地球轨道约930000英里（1500000公里）的地球-太阳L2点附近运行。相比之下，哈勃轨道距离地球表面340英里（550公里），而月球距离地球大约25万英里（40万公里）。这种距离使得JWST硬件的发射后维修或升级几乎不可能。靠近这一点的物体可以与地球同步环绕太阳运行，使望远镜保持大致恒定的距离，并使用一个遮阳板阻挡太阳和地球的热量和光线。这将使航天器的温度保持在50K（-220°C；-370°F）以下，这对于红外观测是必要的。JWST的主承包商是诺斯罗普·格鲁曼公司。

为了在红外光谱中进行观测，JWST必须保持非常冷（低于50 K（-220°C；-370°F）），否则望远镜本身的红外辐射会压倒其仪器。因此，它使用一个巨大的屏蔽体来阻挡来自太阳、地球和月球的光和热，并且它靠近地球的位置——L2点使太阳、地球和月球始终保持在航天器的同一侧。它围绕L2的轨道避开了地球和月球的阴影，为遮阳板和太阳能电池板维持了一个恒定的环境。屏蔽在黑暗面的整个结构中保持稳定的温度，这对于保持主镜段的精确对准至关重要。

五层遮阳板由聚酰亚胺薄膜制成，薄膜一面涂有铝，另一面涂有硅酮。测试期间，精密薄膜结构曾出现意外撕裂。

遮阳板被设计成12次折叠，这样它就可以安装在里亚纳5号火箭的4.57米×16.19米有效载荷整流罩内。一旦部署在L2点，将展开到21.197米×14.162米。遮阳板是在阿拉巴马州亨茨维尔的Mantech（Nextolve）手工组装的，在交付美国加利福尼亚州托诺思罗普格鲁曼尼登多海滩进行测试之前。

JWST的主反射镜是一个直径6.5米的黄金涂层绿柱石反射镜，收集面积为25平方米。这对现有的运载火箭来说太大了，所以反射镜由18个六边形组成，在望远镜发射后将展开。图像平面波前传感的全相位检索将用于使用非常精确的微型电机在正确的位置定位镜段。在最初的配置之后，它们只需要每隔几天进行一次更新，以保持最佳的聚焦状态。这不同于像凯克这样的地面望远镜，凯克望远镜使用主动光学技术不断调整它们的镜段，以克服重力和风荷载的影响，而且由于缺乏环境因素，这是可能的。望远镜在太空中的转动扰动。

JWST的光学设计是三层滤过的去像散透镜，它利用弯曲的二次和三次镜来提供宽视野下无光学畸变的图像。此外，还有一个快速转向镜，可以每秒多次调整其位置，以提供图像稳定。

JWST主要携带了4台仪器，称为综合科学仪器模块（ISIM），由粘结石墨环氧复合材料连接到韦伯望远镜结构的底部。

近红外摄像机（NIRCAM）：是一种红外成像仪，其光谱覆盖范围从可见光边缘（0.6微米）到近红外（5微米）。NIRCAM还将作为观测台的波前传感器，用于波前传感和控制活动。Nircam是由亚利桑那大学领导的一个团队与首席调查官Arcia J.Rieke共同建造的。工业合作伙伴是洛克希德马丁公司位于加州帕洛阿尔托的先进技术中心。

近红外光谱仪（NIRSpec）：也将在相同的波长范围内进行光谱复制。它是由荷兰欧洲空间局（theeuropean space agencyatestecinnoordwijk）建造的。领先的开发团队由空客防务与空间公司、德国奥托布伦公司和弗里德里希·沙芬公司以及戈达德航天飞行中心的人员组成；由皮埃尔·费洛伊特（皮埃尔·科勒·诺梅尔苏普·里尤尔·德·里昂公司）担任NIRSpec项目科学家。NIRSpec设计提供了三种观测模式：使用棱镜的低分辨率模式、R~1000多目标模式和R~2700积分场单元或长缝光谱模式。通过操作波长预选机制（称为滤光轮组件）并选择相应的色散元件来切换模式。（棱镜或光栅）使用光栅轮装配机构。这两种机构均基于红外空间观测台成功的等光轮机构。多目标模式依赖于一个复杂的微型快门机制，允许在nirspec的视野中的任何地方同时观察数百个单独的物体。机械装置及其光学元件由德国奥伯科森的卡尔蔡司光电有限公司根据阿斯特里姆公司的合同进行设计、集成和测试。

中红外仪器（MIRI）：将测量5至27微米的中红外至长红外波长范围。它包含红外摄像机和成像光谱仪。MIRI是由美国国家航空航天局和欧洲国家联盟合作开发的，由美国亚利桑那大学的George Rieke和英国ASTR的Gillian Wright领导。爱丁堡经济技术中心是科学技术设施委员会（STFC）的一部分。MIRI具有与NIRSPEC类似的车轮机构，也是卡尔蔡司光电有限公司根据海德堡马普天文研究所的合同开发和建造的。完成的MIRI光学台架组装于2012年年中交付给Togoddardin，最终集成到ISIM中。MIRI的温度不得超过6k：位于环境保护罩暖侧的氦气机械冷却器提供冷却。

精细制导传感器和近红外成像仪和无缝光谱仪（FGS/NIRISS）：由加拿大航天局领导，由项目科学家约翰·哈钦斯（加拿大国家研究委员会赫茨伯格天体物理研究所）领导，用于稳定科学观测期间天文台的视线。fgs的测量既用于控制航天器的整体方向，也用于驱动精细的转向镜以实现图像稳定。加拿大航天局还提供了一个近红外成像仪和无缝光谱仪（NIRISS）模块，用于在0.8至5微米波长范围内进行天文成像和光谱分析，该模块由蒙特利尔大学的首席研究员任道扬领导。作为一个单一的单位，它们的用途完全不同，一个是科学仪器，另一个是天文台支持基础设施的一部分。

Nircam和Miri以星光阻断日冕图为特征，用于观察暗淡目标，如离明亮恒星很近的外行星和恒星盘。

NIRCAM、NIRSPEC、FGS和NIRISS模块的红外探测器由Teledyne成像传感器（前身为罗克韦尔科学公司）提供。詹姆斯·韦伯空间望远镜（JWST）综合科学仪器模块（ISIM）和指挥与数据处理（ICDH）工程团队使用空间线在科学仪器和数据处理设备之间发送数据。

太空船是詹姆斯·韦伯太空望远镜的主要支撑部件，它承载着大量的计算、通信、推进和结构部件，将望远镜的不同部分与非视场结合在一起，形成了太空望远镜的航天器元件。JWST是集成科学仪器模块（ISIM）和光学望远镜元件（OTE）。ISIM的区域3也在太空船总线内；区域3包括ISIM命令和数据处理子系统以及微制冷机。

航天器通过可展开塔组件与光学望远镜元件相连，该组件也与遮阳板相连。

航天器的结构必须支持6.5吨的太空望远镜，而它本身的重量为350千克（约770磅）。它主要由石墨复合材料制成到2015年它在加利福尼亚组装，之后它必须与太空望远镜的其余部分集成，才能实现2021年的发射计划。该总线可以提供一个弧秒的指向，并将振动隔离到两个微秒。

航天器位于面向太阳的“温暖”侧，工作温度约为300 K。面向太阳侧的所有设备都必须能够处理JWST Halo轨道的热条件，该轨道的一面在连续阳光下，另一面在航天器遮阳板的阴影下。

航天器的另一个重要方面是中央计算、存储器和通信设备。处理器和软件将数据从仪器发送到固态存储器核心，并将数据发送回地球并接收命令的无线电系统。计算机还控制指向和航天器的力矩，接收来自陀螺仪和星体跟踪器的传感器数据，并根据情况向反作用轮或推进器发送必要的命令。

对大型红外空间望远镜的需求可以追溯到几十年前，在美国，航天飞机正在开发的时候就计划好了航天飞机红外望远镜设施，当时人们承认了红外天文学的潜力与地面望远镜相比，空间天文台没有大气吸收红外线。对于天文学家来说，这将是一个全新的天空。

然而，红外望远镜有一个缺点，即它们需要保持极冷，红外波长越长，它们就越冷。如果不是这样，设备本身的背景热会压倒探测器，使其有效地变盲。这可以通过精心设计的航天器来克服，特别是通过放置遥控器来克服。使用超冷物质，如液氦，对望远镜进行降温，这意味着大多数红外望远镜的寿命都受到冷却液的限制，最短为几个月，最长可能为几年。一个例子是哈勃的nicmos仪器，它最初使用的是一块氮气冰，几年后耗尽，然后被转换成连续工作的冷却器。詹姆斯·韦伯太空望远镜的设计目的是在没有杜瓦瓶的情况下冷却自己，它将遮阳板和散热器与中红外仪器相结合，使用一个额外的低温冷却器。

哈勃太空望远镜的延迟和成本增加可以与哈勃太空望远镜自身造价相比。当哈勃于1972年正式启动时，它的开发成本估计为3亿美元（2006年固定美元约为10亿美元）。但到1990年它被送入轨道时，其成本大约是该望远镜的四倍。此外，新的仪器和到2006年维修的成本至少增加到90亿美元。

与其他拟议的空间天文台相比，大多数已被取消或搁置，包括地球轨道探测器（2011年）、空间干涉测量任务（2010年）、国际X射线天文台（2011年）、Maxim（微秒X射线成像任务）、SAFIR（单孔径远红外天文台）、SUVO（空间紫外可见光观测站）。

JWST的主要科学任务有四个关键目标：从宇宙大爆炸后形成的第一颗恒星和星系中寻找光，研究星系的形成和演化，了解恒星和行星系统的形成，研究行星系统和生命理论。这些目标可以更进一步实现。有效地通过近红外光而不是光谱可见部分的光进行观察。因此，JWST的仪器将无法像哈勃望远镜那样测量可见光或紫外线，但将具有更大的能力来进行红外天文学研究。JWST将对0.6（橙色光）到28微米（约100 K（-170°C；-280°F）下的深红外辐射）的波长范围敏感。

JWST将位于日地轨道的第二拉格朗日点（L2）附近，该点距离地球1500000公里（930000英里），与太阳正对面。通常情况下，绕太阳公转的物体比地球更远，完成其轨道需要一年以上的时间，但在这两点附近，地球和太阳的联合引力使航天器能够在绕太阳公转的同时绕地球公转。望远镜将围绕着哈洛轨道上的这2个点旋转，这个点相对于斜轴倾斜，半径约为800000公里（500000英里），大约需要半年时间才能完成。由于L2点只是一个没有引力的平衡点，所以哈洛轨道不是通常意义上的轨道：宇宙飞船是实际上在围绕太阳的轨道上，光晕轨道可以被认为是控制漂移，为了保持在这个点的附近，这需要飞船定期进行轨道调整。

JWST是哈勃太空望远镜（HST）的正式继承者，由于其主要重点是红外观测，所以它也是皮策太空望远镜的继承者。JWST将远远超过这两个望远镜，能够看到越来越多的老恒星和星系。红外观测是实现这一目标的关键技术，因为它能更好地穿透遮蔽的尘埃和气体。这样可以观察到更暗、更冷的物体。由于地球大气中的水蒸气和二氧化碳强烈吸收了大部分红外线，地面红外天文学仅限于较窄的波长范围，而大气层吸收的强度较低。此外，大气本身以红外线辐射，通常是被观测物体发出的压倒性光。这使得太空望远镜更适合红外线观测。

物体越远，看起来越年轻，它的光到达人类观察者需要更长的时间。因为宇宙在膨胀，随着光的传播，它会发生红移，因此，如果在红外线中观察到物体，那么在极端距离的物体就更容易看到了。JWST的红外线能力预计将使它能够及时地看到在大爆炸后仅几亿年后形成的第一个星系。

红外辐射可以更自由地通过散布可见光的宇宙尘埃区域。红外观测可以研究可见光谱中被气体和尘埃遮蔽的物体和空间区域，例如分子云。在恒星诞生的地方，产生顶行星的环形星盘，以及活动星系的核心。

相对较冷的物体（温度低于几千度）主要在红外线中发出辐射，这是普朗克定律所描述的。因此，大多数比恒星更冷的物体在红外波段得到了更好的研究。这包括星际介质的云、褐矮星、我们自己和其他太阳系中的行星、彗星和柯伊伯带物体，这些物体将用需要额外制冷机的中红外仪器（MIRI）观测到。

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