【hst】的意思_什么是hst

基本信息

哈勃空间望远镜（H.S.T.Hubble Space Telescope)

NSSDC ID: 1990-037B

发射时间：　 April 24,1990

脱离轨道：　 Likely between 2013 and 2021

重量：　 11,110 kg （24,250 lb)

轨道类型：近地接近圆形轨道Near-circular low Earth orbit

轨道高度：　 589 km （366 mi)

轨道周期：　 96–97 min

轨道速度：　 7,500 m/s （17,000 mph)

轨道重力加速度： 8.169 m/s² （26.80 ft/s²)

望远镜类型： Ritchey-Chretien reflector

观测波段：光学，紫外，近红外

直径：　 2.4 m （94 in)

Collecting area approx. 4.5 m² （46 ft²)[2]

焦距：　 57.6 m （189 ft)

搭载仪

NICMOS infrared camera/spectrometer

ACS optical survey camera (mostly failed)

WFPC2 wide field optical camera

STIS optical spectrometer/camera (failed)

FGS three fine guidance sensors

NICMOS

near infrared camera and multi-object spectrometer/近红外照相机和多目标分光计

NICMOS是一个装载在HST上的红外波段天文观测的科研仪器，工作于1997-1999，2002-现在。它是由美国亚利桑那州立大学的Steward天文台的NICMOS 仪器研发中心构思，并由Ball Aerospace & Technologies Corp 公司制造的。它能够使哈勃望远镜观测0.8-2.4微米波长的红外光，并能够成像和无缝分光（slitless spectrophotometric）。NICMOS在三个光学通道中有三个近红外探测仪，能够提供高达0.1角秒左右的分辨率，能够观测日冕的偏振图像，还有，无缝分光镜使用在11，19，52平方角秒的视场中。每个光学通道包含一个256×256像素的光电二极管阵列，这个阵列是一个以蓝宝石衬底的Hg0.554Cd0.446Te 红外探测仪，并按四个独立的128×128区域读出来。

在做红外观测的时候，必须要保持观测仪器的低温状态，从而避免来自仪器内部的热辐射所造成的红外干扰。NICMOS有一个采用固体氮冰的低温杜瓦瓶，能够将探测仪器冷却在61K左右，1997年NICMOS安装好之后，杜瓦真空瓶里面有104KG的氮冰。从1997年三月四号开始的仪器试运行，由于热消耗，氮冰的消耗远远大于预期，到了1999年1月就消耗完了。在2002年的Hubble Service Mission 3B的维护中，一个外部制冷机和外部散热器安装到了哈勃望远镜中，一直到现在这些仪器都能够通过氖循环来正常冷却NICMOS。在那次维护后，NICMOS一直正常工作到现在。

ACS

第三代有轴仪器

advanced camera for surveys/增强型观测照相机

ACS是装载在HST上的第三代有轴仪器（axial instrument）。ACS的最初设计和科研能力的设定是由一个属于约翰霍普金斯大学的小组来做的。然后，ACS由Ball Aerospace & Technologies Corp 公司来装配并广泛测试。在Goddard空间飞行中心和经受了Kennedy空间中心的最终飞行测试，然后装载到Columbia orbiter中的货舱，并于2002年的三月一号作为Servicing Mission 3B (STS-109）的任务的一部分发射，并在7号装到了HST上，取代了原来的FOC（Faint Object Camera），那个最后一个最初的仪器。

多功能的仪器

ACS是一个多功能的仪器，并且很快成为了HST上面的主要成像仪器。他提供了一些比HST上的其他仪器要多的优点：三个独立、高分辨率的通道包含了从紫外到近红外光谱区域，更广阔的观测范围和更高的光子转换效率。从而使得HST的发现效率提高了10 倍，大量滤光片的补充，日冕观测的，偏振的，棱栅的能力（a rich complement of filters,and coronagraphic,polarimetric,and grism capabilities）。在ACS支持下的观测给了天文学家一个独特的高敏感度的观看宇宙的视角，以Hubble Ultra Deep Field最为典型，包括了一系列的广阔的天文现象，从彗星到太阳系的行星，再到最遥远的我们已知的类星体。

2006年的六月二十五号，由于电子器件的故障，ACS不能工作了。当启用了备用电子系统（Side-2）之后，它又重新启动了。ACS的主要器件，CCD探测仪，在经过检测后，看来还是工作得很好，ACS后来在七月四号重新工作。在2006年的九月二十三号，ACS又出现故障了，到了十月九号，问题被诊断出来并解决了。到了2007年的一月二十七号，ACS因为备用电源的短路而停止工作。2007年的二月十九号，ACS的SBC(solar blind channel）系统在应用了side-1的电子设备，重新恢复工作。但是，至少在2008年的第四次维修任务之前，它两个主要的紫外和可见光通道，HRC（high resolution channel高分辨率通道），和WFC(wide field channel广角通道）都仍然无法工作。

WFPC2

成像原理

Wide Field and Planetary Camera 2/广角和行星照相机

WFPC2是在1993年的servicing mission 1中安装到HST上的，用来取代原来的WFPC，WFPC2用来成像了1995年的Hubble deep field,1996年的hourglass nebula & egg nubula.

WFPC2上的CCD观测到了120nm到1100nm的电磁辐射。这包括380nm到780nm的可见光谱，和所有的近紫外和小部分的超紫外波段，和绝大部分的近红外波段。这些CCD的敏感度分布都很平均，最强的在700nm左右，最弱的几乎到达了CCD的工作极限。WFPC2的特点是有四个相同的CCD探测仪，每个都是800×800像素，其中三个排成L型，构成了HUBBLE`SWIDE FIELD CAMERA. 临近他们的是行星照相机（PC），第四个CCD具有不同于他们的窄聚焦（narrower-focused）的光学特性。这就提供了一个细节更丰富的更小区域的视场。WFC和PC的图像很有特色地结合起来，就产生了WFPC2特有的“阶梯图像”（stairstep image）。当散发那些非科研用途的JPEG图像文件时，图像的PC部分和WFC部分都是用相同的分辨率展示出来，但是天文工作者收到的是RAW----用于科学工作的图像文件，这样展现出来的是PC的更本质的，高细节的图像。

为了让科学家观测到电磁波谱的各种特性，WFPC2有一个滚轮，它能够移动不同的光学滤光片到光的通道中（在WFPC2的光圈到CCD探测器之间）。

滤光器

48个滤光器包含：

*偏振滤光片

*单向滤光片（graduated filter），一系列特有的很窄带的滤光片，通过对目标物体在视场中的精确定位，观测者能够用一个经过精确选择的窄带滤光片。（尽管是在一个很小的视场中）

*大量的不同的光学滤光片，使得观测者能够从大量的不同响应特征的滤光片中去选择

正如预想中的，经过一系列的任务之后，WFPC2的CCD开始老化了，从而产生了有缺陷的像素点（亮点“hot”）。望远镜的工作人员按月来校准这些并记录下来。WFPC的光孔关闭的时候，进行大量的长时间的曝光，那些明显的区别于周围其他黑色的像素点被标记下来。为了避免由于宇宙线的穿过特定的像素而引起的错误，不同的输出的校准是要经过比较的。那些老是“亮”的点被记录下来，那些分析RAW文件的天文工作者会受到一个这些点的校准表单。天文工作者一般都通过软件去调整图像从而扣除掉那些坏点。

WFPC2是由NASA的喷气推进实验室（Jet Propulsion Laboratory）研制，该实验室也研制了发射于1990年的WFPC1。WFPC2包含内部的光学纠正部件，用来修正哈勃主镜的球面相差。规划中的WFC3（由NASA Goddard space flight center制造），准备在SERⅥCE MISSION4中发射。WFC3的特点是有2个UV/ⅥSIBLE 观测CCD，每个都是2048×2048像素，能够接受红外辐射到1700nm，SM4已经被批准了。

STIS

Space Telescope Imaging Spectrograph/空间望远镜成像光谱摄制仪

STIS是一个安装在HST上面的光谱摄像仪，工作于1997至2004年。它做过许多重要的观测，其中包括第一次的太阳系外行星Osiris的光谱观测。

STIS是在1997年的第二次SERⅥCING MISSION中由Mark Lee 和 Steven Smith安装到HST上去的，用来取代High Resolution Spectrograph and the Faint Object Spectrograph（高分辨率光谱成像仪和暗天体光谱成像仪）。它的设计使用年限是5年。在2004年的八月三号，一个电子器件的故障致使STIS彻底损坏，这是在超过它的设计使用年限2年之后。为了使他能够再次恢复工作，计划与第四次的SERⅥCING MISSION中由宇宙飞船的太空人将其维修，时间安排在2008年的十月。

FGS

干涉仪器

Fine Guidance Sensor/精密制导传感器

FGS是一个安装在HST上面的干涉仪器，能够提供和天文台控制系统高度吻合的高精度的指向信息。

在James Webb Space Telescope上，也有一个FGS，但是它采用的是另外一种技术方法。

在一些专门的应用中，比如说天体测量，FGS也能够用作一种科学研究用的仪器。

HST有三个FGS，其中的两个用来指向并锁定望远镜的观测目标，另外一个用来做位置测量----也叫做天体测量（astrometry）。因为FGS相当精确，他们能够用来测量恒星的距离和双星系统。

三个FGS被安装在望远镜视场周围，以90度相隔一定距离放置。为了达到哈勃的高精度要求，FGS被设计成干涉仪从而能够分析出入射光线的特征。正式因为这样的高精确度，传感器能够发现到邻近恒星的运动中的晃动，从而分析出星团的状态，即分析出那些恒星是否是双星，测量出恒星，星系的角直径等等。

FGS上的照相机能够照出两个临近的视场，每个视场大约是2.4角分×2.4角分，并且能够被设置成以每秒16次的频率去观测一个8×8像素范围的小区域。甚至就是通过这些一系列的短促的连续观测，FGS已经足够精确地达到58 µJy at 1.25 µm(~Jab = 19.5）。这样联合起来的天区覆盖和观测的高精度保证了我们在指向天空的任何一个方向，我们有95%的可能性去找到我们所指位置的星，包括高银纬区域。

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