กล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิล :Hubble Space Telescope

Hubble Space Telescope

🔥Pictures used to accompany the description:

1. The backup mirror, by Kodak; its inner support structure can be seen because it is not coated with a reflective surface

2. STS-31 lifts off, carrying Hubble into orbit

3. Hubble precision stellar distance measurement has been extended ten times further into the Milky Way

4. Hubble views the Fomalhaut system. This false-color image was taken in October 2004 and July 2006 with the Advanced Camera for Surveys

5. Exploded view of the Hubble Space Telescope

6. Hubble's STIS UV and ACS visible light combined to reveal Saturn's southern aurora

7. Hubble being deployed from Discovery in 1990

8. Astronaut Owen Garriott working next to Skylab's crewed solar space observatory, 1973

10. DF-224 in Hubble, before it was replaced in 1999.

Hubble Space Telescope

The Hubble Space Telescope (HST or Hubble) is a space telescope that was launched into low Earth orbit in 1990 and remains in operation. It was not the first space telescope, but it is one of the largest and most versatile, renowned as a vital research tool and as a public relations boon for astronomy. The Hubble Space Telescope is named after astronomer Edwin Hubble and is one of NASA's Great Observatories. The Space Telescope Science Institute (STSCI) selects Hubble's targets and processes the resulting data, while the Goddard Space Flight Center (GSFC) controls the spacecraft, Hubble features a 2.4 m (7 ft 10 in) mirror, and its five main instruments observe in the ultraviolet, visible, and near-infrared regions of the electromagnetic spectrum. Hubble's orbit outside the distortion of Earth's atmosphere allows it to capture extremely high-resolution images with substantially lower background light than ground-based telescopes. It has recorded some of the most detailed visible light images, allowing a deep view into space. Many Hubble observations have led to breakthroughs in astrophysics, such as determining the rate of expansion of the universe.

The Hubble Space Telescope was funded and built in the 1970s by NASA with contributions from the European Space Agency. Its intended launch was in 1983, but the project was beset by technical delays, budget problems, and the 1986 Challenger disaster. Hubble was launched on STS-31 in 1990, but its main mirror had been ground incorrectly, resulting in spherical aberration that compromised the telescope's capabilities. The optics were corrected to their intended quality by a servicing mission, STS-61, in 1993. Hubble is the only telescope designed to be maintained in space by astronauts. Five Space Shuttle missions repaired, upgraded, and replaced systems on the telescope, including all five of the main instruments. The fifth mission was Initially canceled on safety grounds following the Columbia disaster (2003), but after NASA administrator Michael D. Griffin approved it, the servicing mission was completed in 2009. Hubble completed 30 years of operation in April 2020/11 and is predicted to last until 2030 to 2040.

Hubble is the visible light telescope in NASA's Great Observatories program; other parts of the spectrum are covered by the Compton Gamma Ray Observatory, the Chandra X-ray Observatory, and the Spitzer Space Telescope (which covers the infrared bands). The mid-IR-to-visible band successor to the Hubble telescope is the James Webb Space Telescope (JWST), which was launched on December 25, 2021, with the Nancy Grace Roman Space Telescope due to follow in 2026.

Concept, design and aim

Proposals and precursors

In 1923 Hermann Oberth, considered a father of modern rocketry along with Robert H. Goddard and Konstantin Tsiolkovsky, published Die Rakete zu den Planetenräumen (The Rocket into Planetary Space'), which mentioned how a telescope could be propelled into Earth orbit by a rocket. The history of the Hubble Space Telescope can be traced to 1946, to astronomer Lyman Spitzer's paper "Astronomical advantages of an extraterrestrial observatory. In it, he discussed the two main advantages that a space-based observatory would have over ground-based telescopes. First, the angular resolution (The smallest separation at which objects can be clearly distinguished) would be limited only by diffraction, rather than by the turbulence in the atmosphere, which causes stars to twinkle, known to astronomers. as seeing. At that time ground-based telescopes were limited to resolutions of 0.5-1.0 arcseconds, compared to a theoretical diffraction-limited resolution of about 0.05 arcsec for an optical telescope with a mirror 2.5 m (8 ft 2 in) in diameter. Second, a space-based telescope could observe infrared and ultraviolet light, which are strongly absorbed by the atmosphere of Earth. Spitzer devoted much of his career to pushing for the development of a space telescope. In 1962, a report by the U.S. National

Academy of Sciences recommended development of a space telescope as part of the space program, and in 1965, Spitzer was appointed as head of a committee given the task of defining scientific objectives for a large space telescope. Also crucial was the work of Nancy Grace Roman, the "Mother of Hubble". Well before it became an official NASA project, she gave public lectures touting the scientific value of the telescope. After it was approved, she became the program scientist, setting up the steering committee in charge of making astronomer needs feasible to implement and writing testimony to Congress throughout the 1970s to advocate continued funding of the telescope. Her work as project scientist helped set the standards for NASA's operation of large scientific projects.

Space-based astronomy had begun on a very small scale following World War II, as scientists made use of developments that had taken place in rocket technology. The first ultraviolet spectrum of the Sun was obtained in 1946, and NASA launched the Orbiting Solar Observatory (OSO) to obtain UV, X-ray, and gamma-ray spectra in 1962 An orbiting solar telescope was launched in 1962 by the United Kingdom as part of the Ariel programme, and in 1966 NASA launched the first Orbiting Astronomical Observatory (OAO) mission. OAO-1's battery failed after three days, terminating the mission. It was followed by Orbiting Astronomical Observatory 2 (OAO-2), which carried out ultraviolet observations of stars and galaxies from its launch in 1968 until 1972, well beyond its original planned lifetime of one year. The OSO and OAO missions demonstrated the important role space-based observations. could play in astronomy. In 1968, NASA developed firm plans for a space-based reflecting telescope with a mirror 3 m (9.8 ft) in diameter, known provisionally as the Large Orbiting Telescope or Large Space Telescope (LST), with a launch slated for 1979. These plans emphasized the need for crewed maintenance missions to the telescope to ensure such a costly program had a lengthy working life, and the concurrent development of plans for the reusable Space Shuttle indicated that the technology to allow this was soon to become available.

Quest for funding

The continuing success of the OAO program encouraged increasingly strong consensus within the astronomical community that the LST should be a major goal. In 1970, NASA established two committees, one to plan the engineering side of the space telescope project, and the other to determine the scientific goals of the mission. Once these had been established, the next hurdle for NASA was to obtain funding for the instrument, which would be far more costly than any Earth-based telescope. The U.S. Congress questioned many aspects of the proposed budget for the telescope and forced cuts in the budget for the planning stages, which at the time consisted of very detailed studies of potential instruments and hardware for the telescope. In 1974, public spending cuts led to Congress deleting all funding for the telescope project, In 1977, then NASA Administrator James C. Fletcher proposed a token $5 million for Hubble in NASA's budget. Then NASA Associate Administrator for Space Science, Noel Hinners, instead cut all funding for Hubble, gambling that this would galvanize the scientific community into fighting for full funding. As Hinners recalls:

It was clear that year that we weren't going to be able to get a full-up start. There was some opposition on [Capitol] Hill to getting a new start on [Hubble]. It was driven, in large part as I recall, by the budget situation. Jim Fletcher proposed that we put in five million as a placeholder. I didn't like that idea. It was, in today's vernacular, a "sop" to the astronomy community. "There's something in there, so all is well"

I figured in my own little head that to get that community energized we'd be better off zeroing it out. Then they would say, "Whoa, we're in deep trouble", and it would marshal the troops. So I advocated that we not put anything in. I don't remember any of the detailed discussions or whether there were any, but Jim went along with that so we zeroed it out. It had, from my perspective, the desired impact of stimulating the astronomy community to renew their efforts on the lobbying front. While I like to think in hindsight it was a brilliant political move, I'm not sure I thought it through all that well. It was something that was spur of the moment. Five million would let them think that all is well anyway, but it's not. So let's give them a message. My own thinking, get them stimulated to get into action. Zeroing it out would certainly give that message. I think it was as simple as that. Didn't talk to anybody else about doing it first, just, "Let's go do that". Voila, it worked. Don't know whether I'd do that again.

The political ploy worked. In response to Hubble being zeroed out of NASA's budget, a nationwide lobbying effort was coordinated among astronomers. Many astronomers met congressmen and senators in person, and large-scale letter-writing campaigns were organized. The National Academy of Sciences published a report emphasizing the need for a space telescope, and eventually, the Senate agreed to half the budget that had originally been approved by Congress,

The funding issues led to a reduction in the scale of the project, with the proposed mirror diameter reduced from 3 m to 2.4 m, both to cut costs and to allow a more compact and effective configuration for the telescope hardware. A proposed precursor 1.5 m (4 ft 11 in) space telescope to test the systems to be used on the main satellite was dropped, and budgetary concerns also prompted collaboration with the European Space Agency (ESA). ESA agreed to provide funding and supply one of the first generation instruments for the telescope, as well as the solar cells that would power it, and staff to work on the telescope in the United States, in return for European astronomers being guaranteed at least 15% of the observing time on the telescope, Congress eventually approved funding of $36 million for 1978, and the design of the LST began in earnest, aiming for a launch date of 1983.

In 1983, the telescope was named after Edwin Hubble, Who confirmed one of the greatest scientific discoveries of the 20th century, made by Georges Lemaître, that the universe is expanding.

Construction and engineering

Once the Space Telescope project had been given the go-ahead, work on the program was divided among many institutions. Marshall Space Flight Center (MSFC) was given responsibility for the design, development, and construction of the telescope, while Goddard Space Flight Center was given overall control of the scientific instruments and ground-control center for the mission, MSFC commissioned the optics company Perkin-Elmer to design and build the optical telescope assembly (OTA) and Fine Guidance Sensors for the space telescope. Lockheed was commissioned to construct and Integrate the spacecraft in which the telescope would be housed.

Optical telescope assembly

Optically, the HST is a Cassegrain reflector of Ritchey-Chrétien design, as are most large professional telescopes. This design, with two hyperbolic mirrors, is known for good imaging performance over a wide field of view, with the disadvantage that the mirrors have shapes that are hard to fabricate and test. The mirror and optical systems of the telescope determine the final performance, and they were designed to exacting specifications. Optical telescopes typically have mirrors polished to an accuracy of about a tenth of the wavelength of visible light, but the Space Telescope was to be used for observations from the visible through the ultraviolet (shorter wavelengths) and was specified to be diffraction limited to take full advantage of the space environment. Therefore, its mirror needed to be polished to an accuracy of 10 nanometers, or about of the wavelength of red light. On the long wavelength end, the OTA was not designed with optimum infrared performance in mind, e.g. the mirrors are kept at stable (and warm about 15°C) temperatures by heaters. This limits Hubble's performance as an infrared telescope.

Perkin-Elmer (PE) intended to use custom-built and extremely sophisticated computer-controlled polishing machines to grind the mirror to the required shape. However, In case their cutting-edge technology ran into difficulties, NASA demanded that PE sub-contract to Kodak to construct a back-up mirror using traditional mirror-polishing techniques. (The team of Kodak and Itek also bid on the original mirror polishing work. Their bid called for. the two companies to double-check each other's work, which would have almost certainly caught the polishing error that later caused problems.) The Kodak mirror is now on permanent display at the National Air and Space Museum, An Itek mirror built as part of the effort is now used in the 2.4 m telescope at the Magdalena Ridge Observatory,

Construction of the Perkin-Elmer mirror began in 1979, starting with a blank manufactured by Corning from their ultra-low expansion glass. To keep the mirror's weight to a minimum it consisted of top and bottom plates, each 25 mm (0.98 in) thick, sandwiching a honeycomb lattice. Perkin-Elmer simulated microgravity by supporting the mirror from the back with 130 rods that exerted varying amounts of force. This ensured the mirror's final shape would be correct and to specification when deployed. Mirror polishing continued until May 1981. NASA reports at the time questioned Perkin-Elmer's managerial structure, and the polishing began to slip behind schedule and over budget. To save money, NASA halted work on the back-up mirror and moved the launch date of the telescope to October 1984. The mirror was completed by the end of 1981; It was washed using 9,100 L (2,000 imp gal; 2,400 US gal) of hot, deionized water and then received a reflective coating of 65-nm-thick aluminum and a protective coating of 25-nm-thick magnesium fluoride, Doubts continued to be expressed about Perkin-Elmer's competence on a project of this importance, as their budget and timescale for producing the rest of the OTA continued to Inflate. In response to a schedule described as "unsettled and changing daily", NASA postponed the launch date of the telescope until April 1985. Perkin-Elmer's schedules continued to slip at a rate of about one month per quarter, and at times delays reached one day for each day of work. NASA was forced to postpone the launch date until March and then September 1986. By this time, the total project budget had risen to $1.175 billion.

Spacecraft systems

The spacecraft in which the telescope and instruments were to be housed was another major engineering challenge. It would have to withstand frequent passages from direct sunlight into the darkness of Earth's shadow, which would cause major changes in temperature, while being stable enough to allow extremely accurate pointing of the telescope. A shroud of multi-layer insulation keeps the temperature within the telescope stable and surrounds a light aluminum shell in which the telescope and instruments sit. Within the shell, a graphite-epoxy frame keeps the working parts of the telescope firmly aligned Because graphite composites are hygroscopic, there was a risk that water vapor absorbed by the truss while in Lockheed's clean room would later be expressed in the vacuum of space; resulting in the telescope's Instruments being covered by ice. To reduce that risk, a nitrogen gas purge was performed before launching the telescope into space., As well as electrical power systems, the Pointing Control System controls HST orientation using five types of sensors (magnetic sensors, optical sensors, and six gyroscopes) and two types of actuators (reaction wheels and magnetic torquers).

While construction of the spacecraft in which the telescope and instruments would be housed proceeded somewhat more smoothly than the construction of the OTA, Lockheed experienced some budget and schedule slippage, and by the summer 1985, construction of the spacecraft was 30% over budget and three months behind schedule. An MSFC report said Lockheed tended to rely on NASA directions rather than take their own initiative in the construction.

Computer systems and data processing

The two initial, primary computers on the HST were the 1.25 MHz DF-224 system, built by Rockwell Autonetics, which contained three redundant CPUs, and two redundant NSSC-1 (NASA Standard Spacecraft Computer, Model systems, developed by Westinghouse and GSFC using diode-transistor logic (DTL).

A co-processor for the DF-224 was added during Servicing Mission 1 in 1993, which consisted of two redundant strings of an Intel-based 80386 processor with an 80387 math co-processor. The DF-224 and its 386 co-processor were replaced by a 25 MHz Intel-based 80486 processor system during Servicing Mission 3A in 1999. The new computer is 20 times faster, with six times more memory, than the DF-224 it replaced. It increases. throughput by moving some computing tasks from the ground to the spacecraft and saves money by allowing the use of modern programming languages Additionally, some of the science instruments and components had their own embedded microprocessor-based control systems. The MATs (Multiple Access Transponder) components, MAT-1 and MAT-2, use Hughes Aircraft CDP1802CD microprocessors, The Wide Field and Planetary Camera (WFPC) also used an RCA 1802 microprocessor (or possibly the older 1801 version). The WFPC-1 was replaced by the WFPC-2 during Servicing Mission 1 in 1993, which was then replaced by the Wide Field Camera 3 (WFC3) during Servicing Mission 4 in 2009. The upgrade extended Hubble's capability of seeing deeper into the universe and providing images in three broad regions of the spectrum.

Initial instruments

When launched, the HST carried five scientific instruments: the Wide Field and Planetary Camera (WF/PC), Goddard High Resolution Spectrograph (GHRS), High Speed Photometer (HSP), Faint Object Camera (FOC) and the Faint Object Spectrograph (FOS). WF/PC used a radial instrument bay, and the other four instruments were each installed in an axial instrument bay. WF/PC was a high-resolution imaging device primarily Intended for optical observations. It was built by NASA's Jet Propulsion Laboratory, and incorporated a set of 48 filters isolating spectral lines of particular astrophysical Interest. The instrument contained eight charge-coupled device (CCD) chips divided between two cameras, each using four CCDs. Each CCD has a resolution of 0.64 megapixels. The wide field camera (WFC) covered a large angular field at the expense of resolution, while the planetary camera (PC) took images at a longer effective focal length than the WF chips, giving it a greater magnification.

The Goddard High Resolution Spectrograph (GHRS) was a spectrograph designed to operate in the ultraviolet. It was built by the Goddard Space Flight Center and could achieve a spectral resolution of 90,000, Also optimized for ultraviolet observations were the FOC and FOS, which were capable of the highest spatial resolution of any instruments on Hubble. Rather than CCDs, these three Instruments used photon-counting digicons as their detectors. The FOC was constructed by ESA, while the University of California, San Diego, and Martin Marietta Corporation built the FOS., The final instrument was the HSP, designed and built at the University of Wisconsin-Madison. It was optimized for visible and ultraviolet light observations of variable stars and other astronomical objects varying in brightness. It could take up to 100,000 measurements per second with a photometric accuracy of about 2% or better. HST's guidance system can also be used as a scientific instrument. Its three Fine Guidance Sensors (FGS) are primarily used to keep the telescope accurately pointed during an observation, but can also be used to carry out extremely accurate astrometry, measurements accurate to within 0.0003 arcseconds have been achieved.

Ground support

The Space Telescope Science Institute (STScI) is responsible for the scientific operation of the telescope and the delivery of data products to astronomers. STScI is operated by the Association of Universities for Research in Astronomy (AURA) and is physically located in Baltimore, Maryland on the Homewood campus of Johns Hopkins University, one of the 39 U.S. universities and seven international affiliates that make up the AURA consortium. STScI was established in 1981 After something of a power struggle between NASA and the scientific community at large. NASA had wanted to keep this function in-house, but scientists wanted it to be based in an academic establishment. The Space Telescope European Coordinating Facility (ST-ECF), established at Garching bei München near Munich In 1984, provided similar support for European astronomers until 2011, when these activities were moved to the European Space Astronomy Centre. One complex task that falls to STScI is scheduling observations for the telescope. Hubble is in a low-Earth orbit to enable servicing missions, which results in most astronomical targets being occulted by the Earth for slightly less than half of each orbit. Observations cannot take place when the telescope passes through the South Atlantic Anomaly due to elevated radiation levels, and there are also sizable exclusion zones around the Sun (precluding observations of Mercury), Moon and Earth. The solar avoidance angle is about 50", to keep sunlight from illuminating any part of the OTA. Earth and Moon avoidance keeps bright light out of the FGSs, and keeps scattered light from entering the instruments. If the FGSs are turned off, the Moon and Earth can be observed. Earth observations were used very early in the program to generate flat-fields for the WFPC1 instrument. There is a so-called continuous viewing zone (CVZ), within roughly 24° of Hubble's orbital poles, in which targets are not occulted for long periods.

Due to the precession of the orbit, the location of the CVZ moves slowly over a period of eight weeks. Because the limb of the Earth is always within about 30° of regions within the CVZ, the brightness of scattered earthshine may be elevated for long periods during CVZ observations. Hubble orbits in low Earth orbit at an altitude of approximately 540 kilometers (340 mi) and an inclination of 28.5°.

The position along its orbit changes over time in a way that is not accurately predictable. The density of the upper atmosphere varies according to many factors, and this means Hubble's predicted position for six weeks' time could be in error by up to 4,000 km (2,500 mi). Observation schedules are typically finalized only a few days in advance, as a longer lead time would mean there was a chance the target would be unobservable by the time it was due to be observed. Engineering support for HST is provided by NASA and contractor personnel at the Goddard Space Flight Center in Greenbelt, Maryland, 48 km (30 mi) south of the STScl. Hubble's operation is monitored 24 hours per day by four teams of flight controllers who make up Hubble's Flight Operations Team.

Doctorate Degree (Ph.D) 🇹🇭

Surveyor / Recorder

By: Ratcharinda Teachaprasarn 🇹🇭

Location: Koh Lanta Island/เกาะลันตา

Saladan Subdistrict, Koh Lanta District, Krabi

Province, Thailand 🇹🇭

Compiled articles in English, Thai 🇹🇭

By: Ratcharinda Teachaprasarn 🇹🇭

QueenKlearmilly 8888 🇹🇭

Thailand 2026 🇹🇭

May 28, 2026, 15 : 40 p.m 🇹🇭

-----------------+++

กล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิล

(Hubble Space Telescope)

🔥 ภาพที่ใช้ประกอบคำอธิบาย :

1. กระจกมองข้างสำรองจาก Kodak สามารถมองเห็นโครงสร้างรองรับภายในได้ เนื่องจากไม่ได้เคลือบด้วยพื้นผิวสะท้อนแสง

2. ยาน STS-31 ทะยานขึ้นสู่ท้องฟ้า นำกล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิลขึ้นสู่วงโคจร

3. การวัดระยะทางดาวฤกษ์ที่แม่นยำของฮับเบิลได้รับการขยายออกไปไกลกว่าเดิมถึงสิบเท่าในทางช้างเผือก

4. กล้องโทรทัศน์อวกาศฮับเบิลสำรวจระบบดาวโฟมัลฮอต ภาพสีเทียมนี้ถ่ายในเดือนตุลาคม 2547 และกรกฎาคม 2549 ด้วยกล้อง Advanced Camera for Surveys

5. ภาพแสดงส่วนประกอบต่างๆ ของกล้องโทรทัศน์อวกาศฮับเบิล

6. แสงอัลตราไวโอเลตจาก STIS ของกล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิล และแสงที่มองเห็นได้จาก ACS เผยให้เห็นแสงออโรร่าทางใต้ของดาวเสาร์

7.กล้องโทรทัศน์วิทยุฮับเบิลถูกปล่อยจากยานอวกาศดิสคัฟเวอรีในปี 1990

8. นักบินอวกาศ โอเวน การ์ริออตต์ กำลังทำงานอยู่ข้างๆ หอดูดาวพลังงานแสงอาทิตย์สกายแล็บ ในปี 1973.

กล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิล

(Hubble Space Telescope)

กล้องโทรทัศน์อวกาศฮับเบิล (HST หรือ ฮับเบิล)

เป็นกล้องโทรทัศน์อวกาศที่ถูกส่งขึ้นสู่วงโคจรต่ำของโลกในปี 1990 และยังคงใช้งานอยู่จนถึงปัจจุบัน แม้จะไม่ใช่กล้องโทรทัศน์อวกาศตัวแรก แต่ก็เป็นหนึ่งในกล้องโทรทัศน์อวกาศที่ใหญ่ที่สุดและใช้งานได้หลากหลายที่สุด เป็นที่รู้จักในฐานะเครื่องมือวิจัยที่สำคัญและเป็นประโยชน์ต่อการประชาสัมพันธ์ด้านดาราศาสตร์ กล้องโทรทัศน์อวกาศฮับเบิลตั้งชื่อตามนักดาราศาสตร์ เอ็ดวิน ฮับเบิล และเป็นหนึ่งในหอดูดาวขนาดใหญ่ของนาซา สถาบันวิทยาศาสตร์กล้องโทรทัศน์อวกาศ (STSCI) เป็นผู้คัดเลือกเป้าหมายของฮับเบิลและประมวลผลข้อมูลที่ได้ ในขณะที่ศูนย์การบินอวกาศก็อดดาร์ด (GSFC) ควบคุมยานอวกาศ ฮับเบิลมีกระจกขนาด 2.4 เมตร (7 ฟุต 10 นิ้ว) และเครื่องมือหลักทั้งห้าชิ้นของมันสังเกตการณ์ในย่านรังสีอัลตราไวโอเลต แสงที่มองเห็นได้ และรังสีอินฟราเรดใกล้ของสเปกตรัมแม่เหล็กไฟฟ้า วงโคจรของฮับเบิลที่อยู่นอกเหนือการบิดเบือนของชั้นบรรยากาศโลกทำให้มันสามารถบันทึกภาพที่มีความละเอียดสูงมากโดยมีแสงพื้นหลังต่ำกว่ากล้องโทรทรรศน์ภาคพื้นดินอย่างมาก มันได้บันทึกภาพแสงที่มองเห็นได้ที่มีรายละเอียดมากที่สุดบางภาพ ทำให้สามารถมองเห็นห้วงอวกาศได้ลึก การสังเกตการณ์ของฮับเบิลหลายครั้งนำไปสู่ความก้าวหน้าในสาขาฟิสิกส์ดาราศาสตร์ เช่น การกำหนดอัตราการขยายตัวของจักรวาล.

กล้องโทรทัศน์อวกาศฮับเบิลได้รับการสนับสนุนด้านเงินทุนและสร้างขึ้นในช่วงทศวรรษ 1970 โดยนาซา โดยได้รับการสนับสนุนเพิ่มเติมจากองค์การอวกาศยุโรป กำหนดการปล่อยขึ้นสู่อวกาศคือในปี 1983 แต่โครงการประสบปัญหาความล่าช้าทางเทคนิค ปัญหาด้านงบประมาณ และภัยพิบัติยานชาเลนเจอร์ในปี 1986 ฮับเบิลถูกปล่อยขึ้นสู่อวกาศด้วยภารกิจ STS-31 ในปี 1990 แต่กระจกหลักของกล้องถูกเจียรอย่างไม่ถูกต้อง ส่งผลให้เกิดความคลาดเคลื่อนทรงกลมซึ่งลดทอนประสิทธิภาพของกล้องโทรทัศน์ เลนส์ได้รับการแก้ไขให้มีคุณภาพตามที่ตั้งใจไว้ในภารกิจซ่อมบำรุง STS-61 ในปี 1993

กล้องโทรทรรศน์ฮับเบิลเป็นกล้องโทรทรรศน์เพียงตัวเดียวที่ออกแบบมาเพื่อรักษาไว้ในอวกาศโดยนักบินอวกาศ ห้าภารกิจกระสวยอวกาศได้รับการซ่อมแซม และปรับปรุงและเปลี่ยนระบบต่างๆ บนกล้องโทรทรรศน์รวมถึงเครื่องดนตรีหลักทั้งห้าชนิดด้วยภารกิจที่ห้าถูกยกเลิกในตอนแรก

บริเวณที่ปลอดภัยตามโคลัมเบียภัยพิบัติ (2003)

แต่หลังจากที่ไมเคิล ดี. กริฟฟิน (Michael D. Griffin) ผู้บริหารนาซาอนุมัติ ภารกิจซ่อมบำรุงจึงเสร็จสมบูรณ์ในปี 2009 กล้องโทรทรรศน์ฮับเบิลใช้งานครบ 30 ปีในเดือนเมษายน 2020/11 และคาดว่าจะใช้งานได้ต่อไปจนถึงปี 2030 ถึง 2040 กล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิลเป็นกล้องโทรทรรศน์แสงที่มองเห็นได้ในโครงการหอดูดาวขนาดใหญ่ของนาซา ส่วนช่วงคลื่นแสงอื่นๆ นั้นครอบคลุมโดยหอดูดาวรังสีแกมมาคอมป์ตัน หอดูดาวรังสีเอ็กซ์จันทรา และกล้องโทรทรรศน์อวกาศสปิตเซอร์ (ซึ่งครอบคลุมช่วงอินฟราเรด) กล้องโทรทรรศน์อวกาศเจมส์ เวบบ์ (JWST) เป็นกล้องโทรทรรศน์อวกาศที่ครอบคลุมช่วงคลื่นอินฟราเรดกลางถึงแสงที่มองเห็นได้ ซึ่งถูกปล่อยขึ้นสู่อวกาศเมื่อวันที่ 25 ธันวาคม 2021 และกล้องโทรทรรศน์อวกาศแนนซี เกรซ โรมันมีกำหนดจะตามมาในปี 2026.

แนวคิด การออกแบบ และจุดมุ่งหมาย

(Concept, design and aim)

ข้อเสนอและปัจจัยเบื้องต้น

(Proposals and precursors)

ในปี ค.ศ. 1923 เฮอร์มันน์ โอเบิร์ธ (Hermann Oberth) ผู้ได้รับการยกย่องว่าเป็นบิดาแห่งวิทยาการจรวดสมัยใหม่ ร่วมกับ โรเบิร์ต เอช. ก็อดดาร์ด (Robert H. Goddard) และ คอนสแตนติน ซิโอลคอฟสกี (Konstantin Tsiolkovsky)

ได้ตีพิมพ์หนังสือชื่อ Die Rakete zu den

Planetenräumen (จรวดสู่ห้วงอวกาศ) ซึ่งกล่าวถึงวิธีการส่งกล้องโทรทรรศน์ขึ้นสู่วงโคจรของโลกโดยใช้จรวด ประวัติของกล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิลสามารถสืบย้อนไปได้ถึงปี 1946 ในบทความของนักดาราศาสตร์ ไลแมน สปิตเซอร์ เรื่อง "ข้อได้เปรียบทางดาราศาสตร์ของหอดูดาวนอกโลก" ในบทความนั้น เขาได้กล่าวถึงข้อได้เปรียบหลักสองประการที่หอดูดาวในอวกาศจะมีเหนือกล้องโทรทรรศน์บนพื้นดิน ประการแรก ความละเอียดเชิงมุม (ระยะห่างที่เล็กที่สุดที่สามารถแยกแยะวัตถุได้อย่างชัดเจน)

จะถูกจำกัดด้วยการเลี้ยวเบนเท่านั้น ไม่ใช่ความปั่นป่วนในชั้นบรรยากาศ ซึ่งทำให้ดาวกระพริบ หรือที่นักดาราศาสตร์เรียกว่า "การมองเห็น" ในเวลานั้น กล้องโทรทัศน์ภาคพื้นดินมีความละเอียดจำกัดอยู่ที่ 0.5-1.0 อาร์คเซคอนด์ เมื่อเทียบกับความละเอียดที่จำกัดด้วยการเลี้ยวเบนตามทฤษฎีประมาณ 0.05 อาร์คเซคอนด์สำหรับกล้องโทรทัศน์แบบออปติคอลที่มีกระจกขนาดเส้นผ่านศูนย์กลาง 2.5 เมตร (8 ฟุต 2 นิ้ว) ประการที่สอง กล้องโทรทัศน์ในอวกาศสามารถสังเกตแสงอินฟราเรดและอัลตราไวโอเลต ซึ่งถูกดูดซับอย่างมากโดยชั้นบรรยากาศของโลก สปิตเซอร์อุทิศอาชีพส่วนใหญ่ของเขาเพื่อผลักดันการพัฒนากล้องโทรทัศน์ในอวกาศ ในปี 1962 รายงานโดยสหรัฐอเมริการะดับชาติ.

สถาบันวิทยาศาสตร์ได้แนะนำให้พัฒนากล้องโทรทรรศน์อวกาศเป็นส่วนหนึ่งของโครงการอวกาศ และในปี 1965 สปิตเซอร์ ได้รับการแต่งตั้งให้เป็นหัวหน้าคณะกรรมการที่ได้รับมอบหมายให้กำหนดวัตถุประสงค์ทางวิทยาศาสตร์สำหรับกล้องโทรทรรศน์อวกาศขนาดใหญ่

อีกบทบาทสำคัญคืองานของแนนซี เกรซ โรมัน หรือ "มารดาแห่งฮับเบิล (Mother of Hubble) ก่อนที่โครงการนี้จะกลายเป็นโครงการอย่างเป็นทางการของนาซา เธอได้บรรยายสาธารณะเพื่อยกย่องคุณค่าทางวิทยาศาสตร์ของกล้องโทรทรรศน์ หลังจากที่โครงการได้รับการอนุมัติ เธอได้ดำรงตำแหน่งนักวิทยาศาสตร์ประจำโครงการ จัดตั้งคณะกรรมการกำกับดูแลที่รับผิดชอบในการทำให้ความต้องการของนักดาราศาสตร์สามารถนำไปปฏิบัติได้จริง และเขียนคำให้การต่อรัฐสภาตลอดช่วงทศวรรษ 1970 เพื่อเรียกร้องให้มีการสนับสนุนงบประมาณอย่างต่อเนื่องสำหรับกล้องโทรทรรศน์ งานของเธอในฐานะนักวิทยาศาสตร์ประจำโครงการช่วยกำหนดมาตรฐานสำหรับการดำเนินงานโครงการวิทยาศาสตร์ขนาดใหญ่ของนาซา.

ดาราศาสตร์อวกาศเริ่มต้นขึ้นในวงแคบๆ หลังสงครามโลกครั้งที่สอง เนื่องจากนักวิทยาศาสตร์ได้ใช้ประโยชน์จากการพัฒนาเทคโนโลยีจรวด สเปกตรัมรังสีอัลตราไวโอเลตของดวงอาทิตย์ชุดแรกได้มาในปี 1946 และนาซาได้ส่งกล้องโทรทรรศน์อวกาศโคจร (OSO) ขึ้นสู่อวกาศเพื่อบันทึกสเปกตรัมรังสีอัลตราไวโอเลต รังสีเอ็กซ์ และรังสีแกมมาในปี 1962 สหราชอาณาจักรได้ส่งกล้องโทรทรรศน์อวกาศโคจรขึ้นสู่อวกาศในปี 1962 ภายใต้โครงการ Ariel และในปี 1966 นาซาได้ส่งกล้องโทรทรรศน์อวกาศโคจร (OAO) ชุดแรกขึ้นสู่อวกาศ แบตเตอรี่ของ OAO-1 ขัดข้องหลังจากสามวัน ทำให้ภารกิจต้องยุติลง ต่อมาได้มีการส่งกล้องโทรทรรศน์อวกาศโคจรชุดที่ 2 (OAO-2) ขึ้นสู่อวกาศเพื่อทำการสังเกตการณ์รังสีอัลตราไวโอเลตของดาวฤกษ์และกาแล็กซีตั้งแต่การปล่อยขึ้นสู่อวกาศในปี 1968 จนถึงปี 1972 ซึ่งยาวนานกว่าอายุการใช้งานที่วางแผนไว้เดิมหนึ่งปี ภารกิจ OSO และ OAO แสดงให้เห็นถึงบทบาทสำคัญที่การสังเกตการณ์จากอวกาศสามารถมีได้ในด้านดาราศาสตร์ ในปี 1968 นาซาได้วางแผนอย่างเป็นรูปธรรมสำหรับกล้องโทรทรรศน์สะท้อนแสงในอวกาศที่มีกระจกขนาดเส้นผ่านศูนย์กลาง 3 เมตร (9.8 ฟุต) ซึ่งรู้จักกันในชื่อชั่วคราวว่า กล้องโทรทรรศน์โคจรขนาดใหญ่ หรือ กล้องโทรทรรศน์อวกาศขนาดใหญ่ (LST) โดยมีกำหนดการปล่อยขึ้นสู่อวกาศในปี 1979 แผนเหล่านี้เน้นย้ำถึงความจำเป็นในการปฏิบัติภารกิจบำรุงรักษาโดยมนุษย์ไปยังกล้องโทรทรรศน์เพื่อให้แน่ใจว่าโครงการที่มีค่าใช้จ่ายสูงเช่นนี้จะมีอายุการใช้งานที่ยาวนาน และการพัฒนาแผนสำหรับกระสวยอวกาศที่สามารถนำกลับมาใช้ใหม่ได้ในเวลาเดียวกันนั้นบ่งชี้ว่าเทคโนโลยีที่จะช่วยให้สิ่งนี้เป็นไปได้กำลังจะพร้อมใช้งานในไม่ช้า.

แสวงหาเงินทุน

(Quest for funding)

ความสำเร็จอย่างต่อเนื่องของ OAO

คณะกรรมการหลายชุด โดยชุดหนึ่งทำหน้าที่วางแผนด้านวิศวกรรม ด้านหนึ่งของโครงการกล้องโทรทัศน์อวกาศ และภารกิจ เมื่อสิ่งเหล่านี้เสร็จสิ้นแล้วโครงการดังกล่าวส่งเสริมให้เกิดฉันทามติที่แข็งแกร่งขึ้นเรื่อยๆ ในวงการดาราศาสตร์ว่ากล้องโทรทรรศน์อวกาศเลเซอร์สแกนนิสต์ (LST) ควรเป็นเป้าหมายหลัก ในปี 1970 นาซาได้จัดตั้งโครงการอื่นๆ อีกสองโครงการเพื่อกำหนดเป้าหมายทางวิทยาศาสตร์ของโครงการนี้ อุปสรรคต่อไปสำหรับนาซาคือการหาเงินทุนสำหรับอุปกรณ์ดังกล่าว ซึ่งจะมีราคาแพงกว่ากล้องโทรทรรศน์บนโลกมาก รัฐสภาสหรัฐฯ ตั้งคำถามหลายแง่มุมเกี่ยวกับงบประมาณที่เสนอสำหรับกล้องโทรทรรศน์ และบังคับให้ตัดงบประมาณในขั้นตอนการวางแผน ซึ่งในที่สุด

ช่วงเวลาดังกล่าวประกอบไปด้วยการศึกษาอย่างละเอียดถี่ถ้วนของเครื่องมือและฮาร์ดแวร์ที่มีศักยภาพสำหรับกล้องโทรทรรศน์ ในปี 1974.

การตัดงบประมาณรายจ่ายของภาครัฐทำให้รัฐสภาตัดงบประมาณทั้งหมดสำหรับโครงการกล้องโทรทรรศน์ ในปี 1977 เจมส์ ซี. เฟลตเชอร์ ผู้บริหารนาซาในขณะนั้น เสนองบประมาณเพียง 5 ล้านดอลลาร์สำหรับกล้องโทรทรรศน์ฮับเบิลในงบประมาณของนาซา แต่โนเอล ฮินเนอร์ส รองผู้บริหารนาซาฝ่ายวิทยาศาสตร์อวกาศในขณะนั้น กลับตัดงบประมาณทั้งหมดสำหรับฮับเบิล โดยหวังว่านี่จะกระตุ้นให้ชุมชนวิทยาศาสตร์ต่อสู้เพื่อขอเงินทุนเต็มจำนวน ดังที่ฮินเนอร์สเล่าว่า: “ในปีนั้นเห็นได้ชัดว่าเราจะไม่สามารถเริ่มต้นได้อย่างเต็มที่ มีการต่อต้านในรัฐสภาเกี่ยวกับการเริ่มต้นใหม่สำหรับ [ฮับเบิล] ซึ่งส่วนใหญ่เกิดจากสถานการณ์ด้านงบประมาณ จิม เฟลตเชอร์เสนอให้เราใส่เงิน 5 ล้านดอลลาร์เป็นเงินมัดจำ ผมไม่ชอบความคิดนั้น ในภาษาปัจจุบัน มันเป็นเพียง ‘การเอาใจ’ ชุมชนดาราศาสตร์ ‘มีอะไรอยู่ในนั้นบ้าง ดังนั้นทุกอย่างก็โอเค’

ผมคิดในใจว่า เพื่อกระตุ้นชุมชนนั้น เราควรจะตั้งค่าทุกอย่างให้เป็นศูนย์เสียก่อน แล้วพวกเขาจะได้รู้ว่า "โอ้โห เรากำลังมีปัญหาใหญ่แล้ว" และนั่นจะเป็นการระดมกำลังพล ดังนั้นผมจึงเสนอว่าเราไม่ควรตั้งค่าอะไรเลย ผมจำรายละเอียดของการสนทนาหรือว่ามีการพูดคุยกันหรือไม่ไม่ได้ แต่จิมก็เห็นด้วย ดังนั้นเราจึงตั้งค่าทุกอย่างให้เป็นศูนย์ จากมุมมองของผม มันได้ผลตามที่ต้องการ คือกระตุ้นให้ชุมชนดาราศาสตร์กลับมาพยายามมากขึ้นในการล็อบบี้ แม้ว่าในภายหลังผมจะคิดว่ามันเป็นการเคลื่อนไหวทางการเมืองที่ชาญฉลาด แต่ผมก็ไม่แน่ใจว่าผมคิดไตร่ตรองมันอย่างรอบคอบนัก มันเป็นสิ่งที่เกิดขึ้นในชั่วขณะ ห้าล้านจะทำให้พวกเขาคิดว่าทุกอย่างเรียบร้อยดีอยู่แล้ว แต่ความจริงไม่ใช่ ดังนั้นเรามาส่งข้อความให้พวกเขาดีกว่า ความคิดของผมคือ กระตุ้นให้พวกเขาลงมือทำการตั้งค่าให้เป็นศูนย์จะสื่อความหมายนั้นได้อย่างแน่นอน ผมคิดว่ามันง่ายแค่นั้นเอง ไม่ได้ปรึกษาใครก่อน แค่พูดว่า "ไปทำกันเถอะ""(Let's go do that") แล้วก็ได้ผล ไม่รู้ว่าผมจะทำแบบนั้นอีกหรือไม่.

กลยุทธ์ทางการเมืองได้ผล ในการตอบโต้การที่งบประมาณของนาซาตัดกล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิลออกไปทั้งหมด ทำให้เกิดการประสานงานการล็อบบี้ทั่วประเทศในหมู่นักดาราศาสตร์ นักดาราศาสตร์หลายคนเข้าพบสมาชิกสภาผู้แทนราษฎรและวุฒิสภาด้วยตนเอง และมีการจัดแคมเปญเขียนจดหมายขนาดใหญ่ สถาบันวิทยาศาสตร์แห่งชาติได้เผยแพร่รายงานที่เน้นย้ำถึงความจำเป็นของกล้องโทรทรรศน์อวกาศ และในที่สุด วุฒิสภาก็ตกลงที่จะลดงบประมาณลงครึ่งหนึ่งจากที่สภาผู้แทนราษฎรอนุมัติไว้ในตอนแรก.

ปัญหาด้านเงินทุนส่งผลให้มีการลดจำนวนลง

ขนาดของโครงการ พร้อมด้วยข้อเสนอ

ลดขนาดเส้นผ่านศูนย์กลางของกระจกจาก 3 เมตร เหลือ 2.4 เมตร ทั้งเพื่อลดต้นทุนและเพื่อให้มีประสิทธิภาพมากขึ้น การกำหนดค่าที่กะทัดรัดและมีประสิทธิภาพสำหรับอุปกรณ์กล้องโทรทรรศน์ ต้นแบบที่เสนอ โครงการกล้องโทรทรรศน์อวกาศขนาด 1.5 เมตร (4 ฟุต 11 นิ้ว) ที่ใช้ทดสอบระบบที่จะใช้บนดาวเทียมหลักถูกยกเลิก และข้อกังวลด้านงบประมาณยังกระตุ้นให้เกิดความร่วมมือกับองค์การอวกาศยุโรป (ESA) ESA ตกลงที่จะให้ทุนสนับสนุนและจัดหาอุปกรณ์รุ่นแรกๆ สำหรับกล้องโทรทรรศน์ รวมถึงเซลล์แสงอาทิตย์ที่จะใช้ในการให้พลังงาน และบุคลากรที่จะทำงานเกี่ยวกับกล้องโทรทรรศน์ในสหรัฐอเมริกา เพื่อแลกกับ...

นักดาราศาสตร์ชาวยุโรปได้รับการรับประกัน

อย่างน้อย 15% ของเวลาสังเกตการณ์บน

กล้องโทรทรรศน์ ในที่สุดสภาคองเกรสก็อนุมัติ

ได้รับเงินทุนสนับสนุน 36 ล้านดอลลาร์สำหรับปี 1978 และการออกแบบเรือ LST ก็เริ่มต้นขึ้นอย่างจริงจัง โดยมีเป้าหมายที่จะปล่อยขึ้นสู่อวกาศในปี 1983, ในปี 1983 กล้องโทรทรรศน์นี้ได้รับการตั้งชื่อตามเอ็ดวิน ฮับเบิล ผู้ซึ่งยืนยันการค้นพบทางวิทยาศาสตร์ที่ยิ่งใหญ่ที่สุดครั้งหนึ่งในศตวรรษที่ 20 ซึ่งจอร์จ เลอแมตร์ได้ค้นพบไว้ว่า จักรวาลกำลังขยายตัว.

การก่อสร้าง และวิศวกรรม

(Construction and Engineering)

เมื่อโครงการกล้องโทรทัศน์อวกาศได้รับอนุมัติแล้ว งานในโครงการก็ถูกแบ่งออกไปให้สถาบันต่างๆ หลายแห่งรับผิดชอบ

ศูนย์การบินอวกาศมาร์แชลล์ (Marshall Space Flight Center (MSFC))

ได้รับมอบหมายให้รับผิดชอบด้านการออกแบบ การพัฒนา และการก่อสร้างกล้องโทรทรรศน์ ในขณะที่ศูนย์การบินอวกาศก็อดดาร์ดได้รับมอบหมายให้ควบคุมโดยรวมด้านเครื่องมือทางวิทยาศาสตร์และศูนย์ควบคุมภาคพื้นดินสำหรับภารกิจนี้ MSFC ได้ว่าจ้างบริษัทด้านเลนส์ Perkin-Elmer ให้เป็นผู้ออกแบบและสร้างชุดประกอบกล้องโทรทรรศน์ (OTA) และเซ็นเซอร์นำทางละเอียดสำหรับกล้องโทรทรรศน์อวกาศ บริษัทล็อกฮีดได้รับมอบหมายให้สร้างและประกอบยานอวกาศที่จะใช้เป็นที่ติดตั้งกล้องโทรทรรศน์.

ประกอบกล้องโทรทรรศน์แสง

(Optical telescope assembly)

ในทางทัศนศาสตร์ กล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิล (HST) เป็นกล้องโทรทรรศน์สะท้อนแสงแบบแคสเซเกรนของการออกแบบโดยริชเชย์-เครเตียน เช่นเดียวกับส่วนใหญ่ด้วยกระจกไฮเปอร์โบลิกสองบาน จึงเป็นที่รู้จักกันดีในเรื่องกล้องโทรทรรศน์ระดับมืออาชีพขนาดใหญ่ การออกแบบนี้ให้ประสิทธิภาพการถ่ายภาพที่ดีในมุมมองที่กว้าง แต่มีข้อเสียคือ กระจกมีรูปทรงที่ผลิตและทดสอบได้ยาก กระจกและระบบออปติกของกล้องโทรทรรศน์เป็นตัวกำหนดประสิทธิภาพขั้นสุดท้าย และได้รับการออกแบบตามข้อกำหนดที่เข้มงวด กล้องโทรทรรศน์แบบออปติกโดยทั่วไปจะมีกระจกที่ขัดเงาให้มีความแม่นยำประมาณหนึ่งในสิบของความยาวคลื่นของแสงที่มองเห็นได้ แต่กล้องโทรทรรศน์อวกาศจะใช้สำหรับการสังเกตการณ์ตั้งแต่แสงที่มองเห็นได้ไปจนถึงรังสีอัลตราไวโอเลต (ความยาวคลื่นสั้นกว่า)

และถูกกำหนดให้มีขีดจำกัดการเลี้ยวเบนเพื่อใช้ประโยชน์จากสภาพแวดล้อมในอวกาศอย่างเต็มที่ ดังนั้น กระจกของมันจึงต้องได้รับการขัดเงาให้มีความแม่นยำ 10 นาโนเมตร หรือประมาณหนึ่งในสิบของความยาวคลื่นของแสงสีแดง ในส่วนของความยาวคลื่นยาวนั้น กล้องโทรทรรศน์อวกาศไม่ได้ถูกออกแบบโดยคำนึงถึงประสิทธิภาพสูงสุดในย่านอินฟราเรด ตัวอย่างเช่น กระจกจะถูกรักษาไว้ที่อุณหภูมิคงที่ (และอุ่นประมาณ 15°C) โดยใช้เครื่องทำความร้อน สิ่งนี้จำกัดประสิทธิภาพของกล้องโทรทรรศน์ฮับเบิลในฐานะกล้องโทรทรรศน์อินฟราเรด.

บริษัท Perkin-Elmer (PE) ตั้งใจที่จะใช้เครื่องขัดเงาแบบสั่งทำพิเศษและควบคุมด้วยคอมพิวเตอร์ที่มีความซับซ้อนสูงมากในการขัดกระจกให้ได้รูปทรงตามที่ต้องการ

อย่างไรก็ตาม ในกรณีที่เทคโนโลยีล้ำสมัยของพวกเขาประสบปัญหา นาซ่าจึงเรียกร้องให้ PE ทำสัญญากับ Kodak เพื่อสร้างกระจกสำรองโดยใช้เทคนิคการขัดเงาแบบดั้งเดิม (ทีมงานของ Kodak และ Itek ก็ได้ยื่นประมูลงานขัดเงากระจกในครั้งแรกด้วย โดยการประมูลนั้นกำหนดให้ทั้งสองบริษัทตรวจสอบงานของกันและกัน ซึ่งเกือบจะแน่นอนว่าจะช่วยตรวจพบข้อผิดพลาดในการขัดเงาที่ก่อให้เกิดปัญหาในภายหลัง) ปัจจุบันกระจกของ Kodak จัดแสดงถาวรอยู่ที่พิพิธภัณฑ์การบินและอวกาศแห่งชาติ ส่วนกระจกของ Itek ที่สร้างขึ้นเป็นส่วนหนึ่งของโครงการนี้ ปัจจุบันถูกนำไปใช้ในกล้องโทรทรรศน์ขนาด 2.4 เมตร ที่หอดูดาว Magdalena Ridge.

การผลิตกระจก Perkin-Elmer เริ่มขึ้นในปี 1979 โดยเริ่มจากแผ่นกระจกเปล่าที่ผลิตโดย Corning จากกระจกที่มีการขยายตัวต่ำมาก เพื่อลดน้ำหนักของกระจกให้เหลือน้อยที่สุด จึงประกอบด้วยแผ่นบนและแผ่นล่าง แต่ละแผ่นหนา 25 มม. (0.98 นิ้ว) ประกบโครงสร้างตาข่ายรังผึ้งไว้ตรงกลาง

บริษัท Perkin-Elmer จำลองสภาวะไร้แรงโน้มถ่วงโดยใช้แท่งโลหะ 130 แท่งค้ำยันกระจกจากด้านหลัง โดยแท่งโลหะแต่ละแท่งออกแรงกดในปริมาณที่แตกต่างกัน วิธีนี้ช่วยให้มั่นใจได้ว่ารูปทรงสุดท้ายของกระจกจะถูกต้องและตรงตามข้อกำหนดเมื่อนำไปใช้งาน การขัดเงากระจกดำเนินต่อไปจนถึงเดือนพฤษภาคม ปี 1981 รายงานของ NASA ในขณะนั้นตั้งคำถามเกี่ยวกับโครงสร้างการบริหารจัดการของ Perkin-Elmer และการขัดเงาเริ่มล่าช้ากว่ากำหนดและใช้งบประมาณเกินกว่าที่ตั้งไว้ เพื่อประหยัดเงิน NASA จึงหยุดการทำงานกับกระจกสำรองและเลื่อนวันปล่อยกล้องโทรทรรศน์ไปเป็นเดือนตุลาคม ปี 1984 กระจกเสร็จสมบูรณ์ภายในสิ้นปี 1981

ถูกล้างด้วยน้ำปราศจากไอออนร้อน 9,100 ลิตร (2,000 แกลลอนอังกฤษ; 2,400 แกลลอนสหรัฐ) จากนั้นจึงเคลือบด้วยอะลูมิเนียมสะท้อนแสงหนา 65 นาโนเมตร และเคลือบป้องกันด้วยแมกนีเซียมฟลูออไรด์หนา 25 นาโนเมตร ยังคงมีข้อสงสัยเกี่ยวกับความสามารถของ Perkin-Elmer ในโครงการสำคัญเช่นนี้ เนื่องจากงบประมาณและระยะเวลาในการผลิตส่วนที่เหลือของ OTA ยังคงเพิ่มขึ้นอย่างต่อเนื่อง เพื่อตอบสนองต่อกำหนดการที่ถูกอธิบายว่า "ไม่แน่นอนและเปลี่ยนแปลงทุกวัน" NASA จึงเลื่อนวันปล่อยกล้องโทรทรรศน์ออกไปจนถึงเดือนเมษายน 1985 กำหนดการของ Perkin-Elmer ยังคงล่าช้าในอัตราประมาณหนึ่งเดือนต่อไตรมาส และบางครั้งความล่าช้าก็ถึงหนึ่งวันต่อการทำงานหนึ่งวัน NASA ถูกบังคับให้เลื่อนวันปล่อยออกไปจนถึงเดือนมีนาคม และจากนั้นเป็นเดือนกันยายน 1986 ในเวลานั้น งบประมาณโครงการทั้งหมดเพิ่มขึ้นเป็น 1,175 ล้านดอลลาร์ ($1.175 billion)

ระบบยานอวกาศ

(Spacecraft systems)

ยานอวกาศที่จะใช้บรรจุกล้องโทรทรรศน์และอุปกรณ์ต่างๆ นั้นเป็นอีกหนึ่งความท้าทายทางวิศวกรรมที่สำคัญ มันจะต้องทนทานต่อการเคลื่อนที่จากแสงแดดโดยตรงไปยังความมืดของเงาโลกบ่อยครั้ง ซึ่งจะทำให้เกิดการเปลี่ยนแปลงของอุณหภูมิอย่างมาก ในขณะเดียวกันก็ต้องมีความเสถียรมากพอที่จะช่วยให้สามารถเล็งกล้องโทรทรรศน์ได้อย่างแม่นยำสูงสุด ฉนวนหลายชั้นช่วยรักษาอุณหภูมิภายในกล้องโทรทรรศน์ให้คงที่ และห่อหุ้มเปลือกอะลูมิเนียมน้ำหนักเบาซึ่งเป็นที่อยู่ของกล้องโทรทรรศน์และอุปกรณ์ต่างๆ

ภายในเปลือกหุ้ม โครงกราไฟต์-อีพ็อกซีช่วยยึดชิ้นส่วนการทำงานของกล้องโทรทรรศน์ให้อยู่ในตำแหน่งที่มั่นคง เนื่องจากวัสดุคอมโพสิตกราไฟต์ดูดซับความชื้น จึงมีความเสี่ยงที่ไอน้ำที่ดูดซับโดยโครงสร้างขณะอยู่ในห้องปลอดเชื้อของล็อกฮีด

(Lockheed's) จะถูกปล่อยออกมาในสุญญากาศของอวกาศในภายหลัง ส่งผลให้เครื่องมือของกล้องโทรทรรศน์ถูกปกคลุมด้วยน้ำแข็ง เพื่อลดความเสี่ยงดังกล่าว จึงได้ทำการไล่ก๊าซไนโตรเจนออกก่อนที่จะส่งกล้องโทรทรรศน์ขึ้นสู่อวกาศ

นอกเหนือจากระบบพลังงานไฟฟ้าแล้ว ระบบควบคุมทิศทางยังควบคุมการวางแนวของยานอวกาศ HST โดยใช้เซ็นเซอร์ห้าประเภท (เซ็นเซอร์แม่เหล็ก เซ็นเซอร์แสง และไจโรสโคปหกตัว) และแอคทูเอเตอร์สองประเภท (ล้อปฏิกิริยาและตัวสร้างแรงบิดแม่เหล็ก) แม้ว่าการก่อสร้างยานอวกาศซึ่งจะบรรจุกล้องโทรทรรศน์และอุปกรณ์ต่างๆ จะดำเนินไปอย่างราบรื่นกว่าการก่อสร้าง OTA อยู่บ้าง แต่ล็อกฮีดก็ประสบปัญหาเรื่องงบประมาณและกำหนดการที่ล่าช้า และในช่วงฤดูร้อนปี 1985 การก่อสร้างยานอวกาศก็ใช้งบประมาณเกินกว่าที่กำหนดไว้ถึง 30%

และล่าช้ากว่ากำหนดถึงสามเดือน รายงานของ MSFC ระบุว่าล็อกฮีดมักจะพึ่งพาคำแนะนำของนาซามากกว่าที่จะริเริ่มด้วยตนเองในการก่อสร้าง.

ระบบคอมพิวเตอร์และการประมวลผลข้อมูล คอมพิวเตอร์หลักสองเครื่องแรกบนกล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิล (HST) คือระบบ DF-224 ความเร็ว 1.25 เมกะเฮิร์ตซ์ สร้างโดย Rockwell Autonetics ซึ่งประกอบด้วยซีพียูสำรองสามตัว และระบบ NSSC-1 (NASA Standard Spacecraft Computer, Model) สำรองอีกสองระบบ พัฒนาโดย Westinghouse และ GSFC โดยใช้ตรรกะไดโอด-ทรานซิสเตอร์ (DTL) มีการเพิ่มโคโปรเซสเซอร์สำหรับ DF-224 ในระหว่างภารกิจซ่อมบำรุงครั้งที่ 1 ในปี 1993 ซึ่งประกอบด้วยชุดโปรเซสเซอร์ Intel 80386 สองชุดที่สำรองกัน พร้อมด้วยโคโปรเซสเซอร์ทางคณิตศาสตร์ 80387 DF-224 และโคโปรเซสเซอร์ 386 ถูกแทนที่ด้วยระบบโปรเซสเซอร์ Intel 80486 ความเร็ว 25 เมกะเฮิร์ตซ์ ในระหว่างภารกิจซ่อมบำรุงครั้งที่ 3A ในปี 1999 คอมพิวเตอร์ใหม่นี้เร็วกว่า DF-224 ถึง 20 เท่า

และมีหน่วยความจำมากกว่าถึง 6 เท่า ช่วยเพิ่มประสิทธิภาพการทำงานโดยการย้ายงานคำนวณบางส่วนจากภาคพื้นดินไปยังยานอวกาศ และประหยัดค่าใช้จ่ายโดยอนุญาตให้ใช้ภาษาโปรแกรมสมัยใหม่ นอกจากนี้ เครื่องมือและส่วนประกอบทางวิทยาศาสตร์บางส่วนยังมีระบบควบคุมแบบฝังตัวที่ใช้ไมโครโปรเซสเซอร์เป็นพื้นฐาน ส่วนประกอบ MATs (Multiple Access Transponder) คือ MAT-1 และ MAT-2 ใช้ไมโครโปรเซสเซอร์ Hughes Aircraft CDP1802CD กล้อง Wide Field and Planetary Camera (WFPC) ก็ใช้ไมโครโปรเซสเซอร์ RCA 1802 (หรืออาจจะเป็นรุ่น 1801 ที่เก่ากว่า) WFPC-1 ถูกแทนที่ด้วย WFPC-2 ระหว่างการซ่อมบำรุงภารกิจ 1 ในปี 1993 ซึ่งต่อมาถูกแทนที่ด้วยกล้อง Wide Field Camera 3 (WFC3) ระหว่างการซ่อมบำรุงภารกิจ 4 ในปี 2009

การอัปเกรดนี้ช่วยขยายขีดความสามารถของกล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิลในการมองเห็นลึกเข้าไปในจักรวาลและให้ภาพในสามช่วงคลื่นความถี่กว้างๆ.

เครื่องมือเริ่มต้น

(Initial instruments)

เมื่อปล่อยขึ้นสู่อวกาศ กล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิล (HST) บรรทุกเครื่องมือทางวิทยาศาสตร์ 5 ชิ้น ได้แก่ กล้องถ่ายภาพมุมกว้างและดาวเคราะห์ (WF/PC), เครื่องสเปกโทรสโคปความละเอียดสูงก็อดดาร์ด (GHRS), เครื่องวัดแสงความเร็วสูง (HSP), กล้องถ่ายภาพวัตถุจาง (FOC) และเครื่องสเปกโทรสโคปวัตถุจาง (FOS) WF/PC ใช้ช่องติดตั้งเครื่องมือแบบรัศมี ในขณะที่เครื่องมืออีกสี่ชิ้นติดตั้งอยู่ในช่องติดตั้งเครื่องมือแบบแกน WF/PC เป็นอุปกรณ์ถ่ายภาพความละเอียดสูงที่ออกแบบมาเพื่อการสังเกตการณ์ด้วยแสงเป็นหลัก สร้างโดยห้องปฏิบัติการเจ็ทโพรพัลชันของนาซา และประกอบด้วยชุดฟิลเตอร์ 48 ตัวที่แยกเส้นสเปกตรัมที่มีความสำคัญทางดาราศาสตร์เป็นพิเศษ เครื่องมือนี้ประกอบด้วยชิปอุปกรณ์รับภาพประจุไฟฟ้า (CCD) 8 ชิ้น แบ่งระหว่างกล้องสองตัว โดยแต่ละตัวใช้ CCD 4 ตัว แต่ละ CCD มีความละเอียด 0.64 เมกะพิกเซล กล้องถ่ายภาพมุมกว้าง (WFC)

กว้าง (WFC) ครอบคลุมมุมมองภาพกว้างแต่ความละเอียดต่ำกว่า ในขณะที่กล้องดาวเคราะห์ (PC) ถ่ายภาพด้วยทางยาวโฟกัสที่มีประสิทธิภาพยาวกว่าชิป WF ทำให้มีกำลังขยายมากกว่า.

เครื่องมือวัดสเปกตรัมความละเอียดสูงก็อดดาร์ด (GHRS) เป็นเครื่องมือวัดสเปกตรัมที่ออกแบบมาเพื่อใช้งานในย่านรังสีอัลตราไวโอเลต สร้างโดยศูนย์การบินอวกาศก็อดดาร์ด และสามารถให้ความละเอียดเชิงสเปกตรัมได้ถึง 90,000 นอกจากนี้ เครื่องมือ FOC และ FOS ก็ได้รับการปรับให้เหมาะสมสำหรับการสังเกตการณ์ในย่านรังสีอัลตราไวโอเลตเช่นกัน ซึ่งมีความละเอียดเชิงพื้นที่สูงสุดในบรรดาเครื่องมือทั้งหมดบนกล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิล แทนที่จะใช้ CCD เครื่องมือทั้งสามนี้ใช้ดิจิคอนแบบนับโฟตอนเป็นตัวตรวจจับ FOC สร้างโดย ESA ในขณะที่มหาวิทยาลัยแคลิฟอร์เนีย ซานดิเอโก และบริษัทมาร์ติน แมริเอตตา สร้าง FOS เครื่องมือสุดท้ายคือ HSP ซึ่งออกแบบและสร้างขึ้นที่มหาวิทยาลัยวิสคอนซิน-แมดิสัน ได้รับการปรับให้เหมาะสมสำหรับการสังเกตการณ์แสงที่มองเห็นได้และรังสีอัลตราไวโอเลตของดาวแปรแสงและวัตถุทางดาราศาสตร์อื่นๆ ที่มีความสว่างเปลี่ยนแปลง สามารถทำการวัดได้มากถึง 100,000 ครั้งต่อวินาที

ด้วยความแม่นยำทางโฟโตเมตริกประมาณ 2% หรือดีกว่านั้น. ระบบนำทางของกล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิล (HST) ยังสามารถใช้เป็นเครื่องมือทางวิทยาศาสตร์ได้อีกด้วย เซ็นเซอร์นำทางละเอียด (FGS) ทั้งสามตัวของระบบนี้ใช้เป็นหลักในการรักษาทิศทางของกล้องโทรทรรศน์ให้แม่นยำในระหว่างการสังเกตการณ์ แต่ยังสามารถใช้ในการวัดตำแหน่งทางดาราศาสตร์ที่แม่นยำอย่างยิ่งได้อีกด้วย โดยสามารถวัดได้อย่างแม่นยำภายใน 0.0003 อาร์คเซคอนด์.

การสนับสนุนภาคพื้นดิน

(Ground support)

สถาบันวิทยาศาสตร์กล้องโทรทรรศน์อวกาศ

The Space Telescope Science Institute (STScI)

ศูนย์ปฏิบัติการด้านวิทยาศาสตร์และดาราศาสตร์ (STScI) มีหน้าที่รับผิดชอบการดำเนินงานทางวิทยาศาสตร์ของกล้องโทรทรรศน์และการส่งมอบข้อมูลให้กับนักดาราศาสตร์ STScI ดำเนินงานโดยสมาคมมหาวิทยาลัยเพื่อการวิจัยทางดาราศาสตร์ (AURA) และตั้งอยู่ที่เมืองบัลติมอร์ รัฐแมริแลนด์ ในวิทยาเขตโฮมวูดของมหาวิทยาลัยจอห์นส์ ฮอปกินส์ ซึ่งเป็นหนึ่งใน 39 มหาวิทยาลัยของสหรัฐอเมริกาและ 7 มหาวิทยาลัยพันธมิตรระหว่างประเทศที่ประกอบกันเป็นกลุ่ม AURA STScI ก่อตั้งขึ้นในปี 1981 หลังจากความขัดแย้งเรื่องอำนาจระหว่าง NASA และชุมชนวิทยาศาสตร์โดยรวม NASA ต้องการให้หน้าที่นี้ดำเนินการเองภายในองค์กร แต่เหล่านักวิทยาศาสตร์ต้องการให้ตั้งอยู่ในสถาบันการศึกษา ศูนย์ประสานงานกล้องโทรทรรศน์อวกาศแห่งยุโรป (ST-ECF) ซึ่งก่อตั้งขึ้นที่เมืองการ์ชิง ไบ มึนเชน ใกล้เมืองมิวนิก ในปี 1984

ได้ให้การสนับสนุนที่คล้ายคลึงกันแก่นักดาราศาสตร์ชาวยุโรปจนถึงปี 2011 เมื่อกิจกรรมเหล่านี้ถูกย้ายไปยังศูนย์ดาราศาสตร์อวกาศแห่งยุโรป งานที่ซับซ้อนอย่างหนึ่งที่ตกอยู่กับ STScl คือการกำหนดตารางการสังเกตการณ์สำหรับกล้องโทรทรรศน์ กล้องโทรทรรศน์ฮับเบิลโคจรอยู่ในวงโคจรต่ำของโลกเพื่อเปิดใช้งานภารกิจการซ่อมบำรุง ซึ่งส่งผลให้เป้าหมายทางดาราศาสตร์ส่วนใหญ่ถูกโลกบดบังเป็นเวลาน้อยกว่าครึ่งรอบเล็กน้อย การสังเกตการณ์ไม่สามารถเกิดขึ้นได้เมื่อกล้องโทรทรรศน์ผ่านบริเวณความผิดปกติของมหาสมุทรแอตแลนติกใต้เนื่องจากระดับรังสีที่สูงขึ้น และยังมีเขตห้ามขนาดใหญ่รอบดวงอาทิตย์ (ซึ่งขัดขวางการสังเกตการณ์ ดาวพุธ) ดวงจันทร์ และโลก

มุมหลีกเลี่ยงแสงอาทิตย์อยู่ที่ประมาณ 50 องศา เพื่อป้องกันไม่ให้แสงแดดส่องไปยังส่วนใดส่วนหนึ่งของตัวกล้องโทรทรรศน์ ส่วนมุมหลีกเลี่ยงโลกและดวงจันทร์จะช่วยป้องกันแสงจ้าไม่ให้ส่องไปยังเซ็นเซอร์รับภาพ (FGS) แล้วจะสามารถสังเกตการณ์ดวงจันทร์และโลกได้ การสังเกตการณ์โลกถูกนำมาใช้ในช่วงเริ่มต้นของโครงการเพื่อสร้างภาพพื้นหลังสำหรับเครื่องมือ WFPC1 มีสิ่งที่เรียกว่าเขตการมองเห็นต่อเนื่อง (CVZ) ภายในระยะประมาณ 24 องศาจากขั้ววงโคจรของฮับเบิล ซึ่งเป้าหมายจะไม่ถูกบดบังเป็นเวลานาน.

เนื่องจากการเคลื่อนที่ของวงโคจร ตำแหน่งของ CVZ จะเคลื่อนที่อย่างช้าๆ ในช่วงเวลาแปดสัปดาห์ และเนื่องจากขอบฟ้าของโลกอยู่ภายในระยะประมาณ 30° จากบริเวณภายใน CVZ เสมอ ความสว่างของแสงสะท้อนจากโลกที่กระจัดกระจายจึงอาจสูงขึ้นเป็นเวลานานในระหว่างการสังเกตการณ์ CVZ กล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิลโคจรอยู่ในวงโคจรต่ำของโลกที่ระดับความสูงประมาณ 540 กิโลเมตร (340 ไมล์) และมีมุมเอียง 28.5°

ตำแหน่งของกล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิล

ตามวงโคจรเปลี่ยนแปลงไปตามเวลาในลักษณะที่ไม่สามารถคาดการณ์ได้อย่างแม่นยำ ความหนาแน่นของชั้นบรรยากาศเบื้องบนแปรผันตามปัจจัยหลายประการ ซึ่งหมายความว่าตำแหน่งที่คาดการณ์ไว้ของฮับเบิลในอีกหกสัปดาห์ข้างหน้าอาจคลาดเคลื่อนได้ถึง 4,000 กิโลเมตร (2,500 ไมล์)

โดยปกติแล้วตารางการสังเกตการณ์จะได้รับการสรุปเพียงไม่กี่วันล่วงหน้า เนื่องจากหากใช้เวลานานกว่านั้น อาจมีโอกาสที่เป้าหมายจะไม่สามารถสังเกตได้เมื่อถึงเวลาสังเกตการณ์ การสนับสนุนด้านวิศวกรรมสำหรับกล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิลนั้นมาจากบุคลากรของ NASA และผู้รับเหมาที่ศูนย์การบินอวกาศก็อดดาร์ดในเมืองกรีนเบลต์ รัฐแมริแลนด์ ซึ่งอยู่ห่างจากสถานีอวกาศนานาชาติเซนต์ซัลเฟอร์ไดออกไซด์ (STScl) ไปทางใต้ 48 กิโลเมตร (30 ไมล์) การทำงานของกล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิลได้รับการตรวจสอบตลอด 24 ชั่วโมงโดยทีมควบคุมการบินสี่ทีมซึ่งประกอบกันเป็นทีมปฏิบัติการบินของกล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิล.

ปริญญาเอก (Ph.D) 🇹🇭

ผู้ทำการสำรวจ / บันทึกภาพ

โดย : น.ส รัชรินทร์ดา เตชะประสาน 🇹🇭

พิกัด : เกาะลันตา 🇹🇭

ตำบลศาลาด่าน อำเภอเกาะลันตา จังหวัดกระบี่

ประเทศไทย 🇹🇭

เรียบเรียงบทความ ภาษาอังกฤษ, ไทย 🇹🇭

โดย : น.ส รัชรินทร์ดา เตชะประสาน 🇹🇭

ควีนเคลียร์มิลลี่ 8888 🇹🇭

ประเทศไทย 2569 🇹🇭

วันที่ 28 เดือน พฤษภาคม พ.ศ 2569 🇹🇭

เวลา 15 : 40 น. 🇹🇭

#LongLiveTheKingThailand👑🇹🇭

#KingThailandKingRama10👑🇹🇭

#ThailandBrandKingRama10👑🇹🇭

#KingRama10NumberOneInTheWorld👑🇹🇭

#KingRamaXOfThailand👑🇹🇭

https://www.facebook.com/share/1BKFkZbLhf/

https://www.facebook.com/share/1aQAeDMjGd/