James Webb Weltraumteleskop:


Bild: NASA

Das nach dem ehemaligen NASA-Administrator James Webb 
(1906- 1992) benannte Weltraumteleskop wurde nach einer Entwicklugszeit
von über 20 Jahren zu seiner für eine Dauer von 5-10 Jahren geplante Mission mittels einer  Ariane 5 Rakete (VA256) in Kourou gestartet.
Es wurde ab 1996 als gemeinsames Projekt der Weltraumagenturen
NASA, ESA und CSA entwickelt.

         


Ariane 5 Rakete VA256 der ESA:



Bild: arianespace


Einsatzort:

Das James Webb Weltraumteleskop auch JWST genannt, welches am Weihnachtstag 25.12.2021 von der ESA in
Kourou Frz. Guiana zum
Einsatzort am La Grange  Punkt L2 befördert wurde, ist nicht nur um ein Vielfaches grösser als das Hubble Weltraumteleskop HST, welches seit
dem 24. April 1990 im Einsatz ist, sondern es arbeitet auch viel weiter von der Erde entfernt, nämlich in einer Entfernung von 1.5 Millionen km.

 
Bild: NASA


Der Weg zum Ziel am La Grange Punkt L2 mit den Zwischenstationen der Entfaltung.


Bild: astronomy


Vergleich James Webb (JWST) mit Hubble (HST):


Bereits der Grössenunterschied ist frappant. Der Hauptspiegel des JWST ist mit seinen 6.6m fast 3x grösser als der 2.4m Spiegel des HST.
Während die Spiegel des Hubble Teleskops in einem grossen Metallzylinder untergebracht sind, stehen der grosse aus 18 wabenförmigen Spiegelelementen
bestehende Hauptspiegel und der runde Sekundärspiegel mit 0.74m Durchmesser des JWST im 'Freien', abgeschirmt durch einen 5-lagigen 'Sonnenschirm'.


Bild: pbs.twimg


Abmessungen des James Webb Weltraumteleskops:

Das JWST hat fast die Grösse eines Tennisplatzes und wiegt ca. 6.5 Tonnen..

Bild: space.stackexchange


Einsatzbereich:

Nicht nur die Grösse ist unterschiedlich sondern auch die Funktion. Während das Hubble primär im Bereich des sichtbaren Lichtes fotografierte,
macht dies das James Webb im nahen und mittleren Infrarotbereich. Das ist auch der Grund für die vergoldeten Spiegel, weil Infrarotlicht auf Gold
am besten reflektiert wird.


Bild: scinexx


Es gibt noch andere Weltraumteleskope wie das Spitzer, welches auch im Infrarotbereich arbeitet (ferner Infrarotbereich)
Der Hauptspiegel des Spitzer Teleskops ist mit seinen 0.85m sogar noch viel kleiner als der des Hubble Teleskops.


Bild: scinexx


Auf Grund des grösseren Spiegels und vor allem der Infrarotkameras soll das James Webb Weltraumteleskop auch noch
viel weiter in die Vergangenheit des Universums blicken können als Hubble es bisher konnte. Damit sollte es möglich sein
in die Zeit bis 200 Millionen Jahre nach dem Urknall zurück zu blicken bis in die Zeit als die ersten Sterne entstanden.


Bild: Forbes


Die Rotverschiebung alter Objekte in den Infrarotbereich entsteht durch die zunehmende Ausdehnung des Universums.
Deshalb arbeitet das James Webb Weltraumteleskop ausschliesslich im Infrarotbereich.


Bildbasis: nature


Infrarot-Teleskope haben auf der Erde ein Problem, weil die Atmosphäre je nach Dichte die Infrarotstrahlung aus dem All dämpft.
Infrarot-Teleskope müssen sich deshalb so weit wie möglich in der Höhe befinden, wo die Luftschichten dünner sind.
Deshalb wurde SOFIA in ein fliegendes Teleskop verwandelt, das in einer Boeing 747SP (kurzer Jumbo) in 15km Höhe mitfliegt.
Noch besser ist es 
Infrarot-Teleskope im All zu positionieren, wo es keine dämpfende oder absorbierende Atmosphäre gibt.

Selbst das sichtbare Licht wird durch die Erdatmosphäre teilweise gedämpft.
Für Infrarotastronomie gibt es nur ein schmales Fenster im Bereich von 10µm.
Der gesamte Infrarotbereich des JWST von 
0.8 bis 5.0µm wird teilweise gedämpft sowie der Infrarotbereich von
5 bis 28
µm liegt teilweise auch ausserhalb des schmales Fensters und wird deswegen absorbiert.


Bild: wikipedia

Wärmeschutz des James Webb Weltraumteleskops:

Um im Infrarotbereich (Wärmestrahlung) arbeiten zu können, benötigt das JWST einen ganz speziellen Schutz gegen die
Wärmestrahlung der Sonne. Dafür wurden die ausfaltbaren Wärmeschutzschirme entwickelt, die das ganze Teleskop im
Schatten halten, wo es der Kälte des Weltraums bei -233°C ausgesetzt ist.


Bild: NASA


Diese
Wärmeschutzschirme sorgen für eine stufenweise Abschirmung der Strahlungswärme und leiten diese zwischen
den aufgespannten Schutzschirmen nach aussen ab. So wird inm Bereich des Telekops eine Temperatur von -233°C erreicht.


Bild: NASA


Das Ausklappen und Spannen der 
Wärmeschutzschirme wurde mehrfach vor dem Start getestet.


Bild: esa


Die riesigen
Wärmeschutzschirme mussten im zusammengefalteten Zustand wie bei Origami nach dem Prinzip
'das Eckige muss in das Runde' hochgeklappt werden, damit das riesige James Webb Teleskop in die
Schweizer Lastverkleidung (RUAG) der Ariane 5 Rakete passte.

     
 
Bilder: scinexx


Lastverkleidung für das JWST von RUAG aus Emmen.


Bild: RUAG


Zusammenstellung der Kompnenen für das JWST die aus der Schweiz kommen:
Nutzlastverkleidung
Nutzlast Adapter System
On-Board Computer der Nutzlastverkleidung
Mechanismus für das NIRSpec Instrument
Mechanische Umhüllung für das MIRI Instrument
Antennensystem für die Kommunikation
Support für Erdgebundene Unterstützung


Bild: RUAG


Einsatzwinkel des JWST:

Das JWST kann nur im Schatten des
Sonnenschutzschildes gegen die Wärmestrahlung der Sonne arbeiten.
Deshalb ist sein Einsatzwinkel im Verhältnis zur Sonne stark begrenzt.
Der Winkel für kontinuierliche Beobachtungen liegt bei ±5° in einem Umkreis von 360° in der Ebene.
Der Betriebswinkel liegt bei
max.  ±45°. Andernfalls würden die Systeme wegen der Sonnenstrahlung überhitzen.


Bild: esa


Bild: esa


Spiegel des James Webb Weltraumteleskops:

Das James Webb Weltraumteleskop ist ein Spiegelteleskop, das im wesentlichen aus vier Spiegeln besteht,
abgesehen von den Umlenkspiegeln in den Instrumeneten. Die Brennweite beträgt satte 131.4m.

Strahlengang des Teleskops:


Bild: stsci


Gesamtes Spiegelset des JWST bestehend aus 18 Spiegelelementen des Hauptspiegels, dem Sekundärspiegel,
dem Tertiärspiegel und dem kleinen hochpräzise steuerbaren Stabilisierungsspiegel.

Bild: NASA


Alle Spiegel sind mit Gold beschichtet, Schichtdicke 1000 Angström (100 Nanometer = 0.1μm
= 0.0000001m), weil Gold Infrarot an besten reflektiert.

Spiegeltypen des JWST:
Hauptspiegel (Primary Mirror)   Durchmesser 6.6 m, aus 18 wabenförmig angeordneten ausrichtbaren konkaven Spiegelsegmenten aus Beryllium.
Sekundärspiegel (Secondary Mirror)      Durchmesser 0.74 m, runder konvexer Fangspiegel ausrichtbar in sechs Freiheitsgraden.
Tertiärspiegel  (Terziary Mirror)   Abmessungen 0.73 × 0.52 m. Er befindet sich innerhalb des AOS (after optic subsystems).
Stabilisierungsspiegel (Fine Steering Mirror)  Er befindet sich innerhalb des AOS (after optic subsystems) und dient der steuerbaren Bildstabilisierung.


Hauptspiegel:

Allein die schiere Grösse dieses Spiegels ist beeindruckend. Mit seinem Gesamtdurchmesser von 6.6m übertrifft er das Hubble Weltraumteleskop
um ein Vielfaches.


Bild: NASA



Bild: esa

Der Hauptspiegel besteht aus achtzehn sechseckigen Segmenten mit einem Durchmesser von jeweils ~1,4 m, die,
wenn sie richtig aufeinander abgestimmt sind, wie ein einzelner Spiegel mit einem Durchmesser von ~6,5 m wirken.

Die einzelnen Segmente haben im Mittel einen Flächenfehler von besser als 25 nm rms. Der Hauptspiegel dient als Aperturblende
für die meisten JWST-Beobachtungsmodi, mit Ausnahme der Koronagraphie und der Aperturmaskierungsinterferometrie (AMI).

Die freie Sammelfläche des Hauptspiegels beträgt 25,4 m2. (Die gesamte polierte Fläche ist mit 26,3 m2 etwas größer,
aber die Stützstreben des Sekundärspiegels verdecken einen kleinen Teil.)
Eine undurchsichtige Umrandung um den äußeren Rand der Primärseite trägt dazu bei, Streulicht zu minimieren.

Jedes Hauptspiegelsegment verfügt auf der Rückseite über Aktoren, die eine Steuerung der 6 räumlichen Freiheitsgrade mit einer
Genauigkeit von besser als 10 nm ermöglichen. Ein siebter Aktuator an jedem Segment steuert seinen Krümmungsradius,
wodurch leichte Fertigungsabweichungen korrigiert werden können, um sicherzustellen, dass die Brennweiten aller 18 Segmente
sehr genau übereinstimmen. Zwei Segmente benötigten größere Krümmungsradienkorrekturen als die anderen und haben daher
etwas höhere Oberflächenreste. Diese Segmente wurden primär an Stellen positioniert, die durch die Lyot-Stopps und die Aperturmaske
blockiert wurden, insbesondere die Positionen A1 und C3, wodurch der Wellenfrontfehler für die Koronographie- und Aperturmaskierungsmodi
minimiert wurde, die für solche Reste am empfindlichsten sind.

Je nach Montageposition sind die Spiegel unterschidlich geschliffen (A1-A6, B1-B6,C1-C6).


Bild: NASA


Bild: NASA


Die Spiegelelemente sind aus Gewichtsgründen nicht massiv sondern haben auf der Rückseite
eine Wabenartige Struktur.


Bild: NASA


Alle Spigel sind in sechs Freiheitsgraden und in der Krümmung verstellbar über drei Aktuatorenpaare und einen zentralen
Aktuator, die auf einer Plattform aus Beryllium montiert sind (Beryllium Delta Frame).


Bild: NASA


Beryllium:

Beryllium ist ein Leichtmetall (Atomsymbol: Be), das viele Eigenschaften hat, die es für Webbs Hauptspiegel wünschenswert machen.
Beryllium ist im Verhältnis zu seinem Gewicht sehr stark und kann seine Form über einen Temperaturbereich hinweg gut halten.
Beryllium leitet Strom und Wärme gut und ist nicht magnetisch.
Da es leicht und stark ist, wird Beryllium oft verwendet, um Teile für Überschallflugzeuge sowie das Space Shuttle zu bauen.
Es wird auch in bodenständigeren Anwendungen wie Federn und Werkzeugen verwendet.
Besondere Vorsicht ist beim Umgang mit Beryllium geboten, da das Einatmen oder Verschlucken von Berylliumstaub ungesund ist.



Sekundärspiegel:

Der Sekundärspiegel ist ein konvexer Rundspiegel mit einem Durchmesser von 0.74 m. Ein Satz von sechs Aktuatoren ermöglicht
die Steuerung der Position und Ausrichtung des Spiegels, ähnlich der Steuerung der Primärsegmente.
Primär und Sekundär bringen das Licht zuerst zu einem anfänglichen Cassegrain-Fokus kurz vor der Eintrittsöffnung des hinteren
Optiksystems, wo eine feste Blende auch hilft, Streulicht zu blockieren.


Bild: NASA


Der Sekundärspiegel lässt sich ebenfalls in allen sechs Freiheitsgraden justieren:
vorwärts (foreward), rückwärts (back), auf (up), ab (down), links (left), rechts (right)
Drehung X-Achse (yaw), Drehung Y-Achse (roll), Drehung Z-Achse (pitch)


Bild: wikipedia


Tertiärspiegel:


Der Tertiärspiegel ist ein konkaver asphärischer Spiegel mit einer länglichen Form von etwa 0.73 × 0.52 m Größe.
Er bildet die Primärblende auf dem FSM neu ab, während Aberrationen ausgelöscht werden, um eine hervorragende Bildqualität über
das gesamte Sichtfeld zu bieten. Wie bei den Primär- und Sekundärspiegeln ist die Oberflächenzahl des Tertiärspiegels besser als 25 nm rms.
Da sich der 
Tertiärspiegel in einer mittleren Brennebene befindet, zwischen einer Brennebene und einer Pupillenebene, sehen Bilder,
die an verschiedenen Feldpositionen aufgenommen wurden, unterschiedliche Teile dieser Oberflächenfigur.
Dies wird einer der Faktoren sein, die zur Feldabhängigkeit der Punktverteilungsfunktionen beitragen.



Bild: NASA


Ausrichtspiegel:

Der FSM (fine steering mirror) ist ein hochwertiger flacher Spiegel, der verwendet wird, um das Bild während wissenschaftlicher
Beobachtungen zu stabilisieren. Während der Beobachtungen wird er kontinuierlich in X- und Y-Achsen-Neigungen angepasst,
basierend auf Messungen, die vom Lageregelungssystem als Teil des Feinführungsregelkreises durchgeführt wurden.
Die OTE-Austrittspupille ist das Bild des Primärspiegels, das vom feinen Steuerspiegel in Richtung der ISIM-Fokusebene und
der Instrumente reflektiert wird. Eine Maske um den Außenrand des feinen Lenkspiegels trägt zur weiteren Minimierung von Streulicht bei.



Bild: NASA

Das hintere Optiksystem (AOS) enthält den festen Tertiärspiegel und den beweglichen Stabilisierungsspiegel FSM (Fine Steering Mirror).



Instrumente des James Webb Weltraumteleskops:

Die vier Hauptinstrumente des JWST (NIRCam, NIRSPEC, NIRISS, MIRI) arbeiten alle im Infrarotbereich.

NIRCam    
Nahinfrarot  (Near Infrared) Kamera für hochauflöende Bilder bei einer Wellenlänge von 0.6 bis 5 Mikrometer.
NIRSPEC 
Nahinfrarot  (Near Infrared) Spektrometer zur zur Analyse der chemischen Elemente und deren Temperaturen.
NIRISS     
Nahinfrarot  (Near Infrared) Kamera und Slitless Spectrograph untersuchent Erstlichtdetektion, Exoplanetendetektion und -charakterisierung.
FGS          Präziser Führungssensor (Fine Guidance Sensor) richtet das Teleskop hochpräzise auf ein Objekt aus (Autoguiding) und ist ein Teil des NIRISS.

MIRI           Kamera und Spektrograph (Mid-Infrared Instrument) für Bilder und Analyse bei einer Wellenlänge von 5 bis 28 Mikrometer.


Bildbasis: nature


NIRCam:

Die Near Infrared Camera (NIRCam) ist Webbs primärer Imager, der den Infrarotwellenlängenbereich von 0,6 bis 5 Mikrometer abdeckt.
NIRCam erkennt Licht von den frühesten Sternen und Galaxien im Entstehungsprozess, der Sternenpopulation in nahegelegenen Galaxien
sowie jungen Sternen in der Milchstraße und den Objekten des Kuipergürtels. NIRCam ist mit Koronagraphen ausgestattet, Instrumenten,
die es Astronomen ermöglichen, Bilder von sehr schwachen Objekten um ein zentrales helles Objekt, wie beispielsweise Sternsysteme,
aufzunehmen. Die Koronagraphen von NIRCam blockieren das Licht eines helleren Objekts und ermöglichen es Ihnen, das dunklere Objekt
in der Nähe zu sehen - genauso wie Sie die Sonne mit einer erhobenen Hand vor Ihren Augen abschirmen können, um sich auf die Sicht vor
Ihnen zu konzentrieren. Mit den Koronagraphen hoffen Astronomen, die Eigenschaften von Planeten zu bestimmen, die nahe Sterne umkreisen.

NIRCam arbeitet bei -233°C.
Die notwendige Kühlung übernimmt ein fix montierter ISIM Radiator (FIR).

Aufbau der NIRCam Komponenten:


Bild: caltech


Strahlengang der NIRCam:

Bild: stsci


Ansicht der NIRCam von oben mit ihren beiden grossen Filterrädern im Zentrum.


Bild: wikimedia


NIRSpec:


Der Nahinfrarot-Spektrograph (NIRSpec) arbeitet über einen Wellenlängenbereich von 0,6 bis 5 Mikrometer.
Ein Spektrograph (manchmal auch Spektrometer genannt) wird verwendet, um Licht von einem Objekt in ein Spektrum zu zerlegen
Die Analyse des Spektrums eines Objekts kann uns über seine physikalischen Eigenschaften, einschließlich Temperatur, Masse
und chemische Zusammensetzung, Auskunft geben. Die Atome und Moleküle im Objekt prägen tatsächlich Linien in sein Spektrum
ein, die einen eindeutigen Fingerabdruck jedes vorhandenen chemischen Elements aufweisen und eine Fülle von Informationen über
physikalische Bedingungen im Objekt enthüllen können.
Spektroskopie und Spektrometrie (die Wissenschaften zur Interpretation dieser Linien) gehören zu den schärfsten Werkzeugen zur
Erforschung des Kosmos.

NIRSpec arbeitet bei -233°C. Die notwendige Kühlung übernehmen zwei fix montierte ISIM Radiatoren (FIR).

Strahlengang des NIRSpec:

Bild: spie

Ansicht des NIRSpec von schräg oben.


Bild: spie


NIRISS (FGS/NIRISS):


Der Fine Guidance Sensor FGS ermöglicht es Webb extrem präzise auszurichten, um qualitativ hochwertige Bilder zu erhalten.

Der Nahinfrarot-Imager und der Slitless Spectrograph-Teil des NIRISS werden verwendet, um die folgenden wissenschaftlichen
Ziele zu untersuchen: Erstlichtdetektion, Exoplanetendetektion und -charakterisierung sowie Exoplanetentransitspektroskopie.

FGS/NIRISS hat einen Wellenlängenbereich von 0.8 bis 5.0 Mikrometer und ist ein spezialisiertes Instrument mit drei Hauptmodi,
von denen jeder einen separaten Wellenlängenbereich adressiert.
FGS ist eine Art "Guider", der beim Ausrichten des Teleskops hilft.

FGS/NIRISS arbeitet bei -233°C. Die notwendige Kühlung übernimmt der ausklappbare Radiator ADSI.

Strahlengang des NIRISS:

Bild: wikimedia


Aufbau des FGS:


Bild: wikimedia


Ansicht des Doppelinstruments FGS/NIRISS. FGS ist oben, NIRISS ist unten.


Bild: NASA



MIRI:

Das Mid-Infrared Instrument (MIRI) verfügt sowohl über eine Kamera als auch über einen Spektrographen, die Licht im mittleren
Infrarotbereich des elektromagnetischen Spektrums mit Wellenlängen, die länger sind als unsere Augen sehen.

MIRI deckt den Wellenlängenbereich von 5 bis 28 Mikrometer ab. Seine empfindlichen Detektoren ermöglichen es ihm,
das rotverschobene Licht entfernter Galaxien, neu entstehender Sterne und schwach sichtbarer Kometen sowie Objekte im Kuipergürtel
zu sehen.
Die Kamera von MIRI bietet eine Weitfeld-Breitband-Bildgebung, die die atemberaubende Astrofotografie fortsetzt,
die man bei Hubble so allgemein bewundert hat.
Der Spektrograph ermöglicht Spektroskopie mit mittlerer Auflösung
und neue physikalische Details entfernter Objekte, die er beobachtet.

MIRI arbeitet bei -266°C (7°K), das sind 7° vor dem absoluten Nullpunkt bei -273°C und benötigt deshalb eine zusätzliche Kühlung.
Die notwendige Kühlung übernimmt die Kryokompressoren-Einheit bestehend aus CCA, RLDA, CHA, CCEA .



Bild: iopscience


Ansicht des MIRI von der Seite.


Bild: wikimedia


Blockdiagramm des MIRI:


Bild: iopscience


Gesamtes Kühlsystem des MIRI:

Bild: iopscience



Kühlkreislauf des MIRI:

                                           Umgebungstemperatur                          
                 Umgebungstemperatur                   Umgebungstemperatur
                                                        -233°C                                                             -133°C bis +20°C                                     +27°C

Bild: wikimedia


Kryokühlersystem CCA (Cryocooler Compressor Assembly) des MIRI:


Bild: NASA



Gesamtspektrum aller Instrumente:


Bild: researchgate


Technische Spezifikationen der vier Instrumente:


Bild: esa


ISIM  Integrated Science Instrument Module:

Das ISIM ist das Herzstück des James-Webb-Weltraumteleskops, was Ingenieure als Hauptnutzlast bezeichnen.
Es beherbergt die vier Hauptinstrumente, die Licht von fernen Sternen und Galaxien sowie Planeten, die andere Sterne umkreisen, erkennen.

Das ISIM Electronics Compartment (IEC) ist eine der wichtigsten technischen Herausforderungen des Observatoriums.
Es beherbergt warme (300 K) Instrumentenelektronik, die sich in der Nähe der kryogenen (40 K) Wissenschaft befinden muss
Instrumente aufgrund von Kabellängenbeschränkungen. Daher muss es sich auf der kryogenen Seite der Sonnenblende befinden.
Die elf Elektronikboxen in der IEC verbrauchen insgesamt 230W, die aus Platzgründen abgewiesen werden müssen, sodass die
Wärme (sowohl strahlend als auch durch strukturelle Schnittstellen und elektrische Kabelbäume geleitet) an die Umgebung abgegeben wird.
Das kryogene System wird auf ungefähr 350 mW geregelt, was ungefähr 1/3 der gesamten kryogenen Wärme des ISIM entspricht die
zum eigentlichen Observatorium gelangt.
Die Kontrolle der IEC-Verlustleistung ist für den Betrieb des JWST von entscheidender Bedeutung. Präzise Kontrolle von Wärmelecks ist
unabdingbar für den thermischen Ausgleich von Teleskop und Instrumenten sowie zur Vermeidung von infrarotem Streulicht.
Die IEC-Leistung wird über einen Flachstrahler, der sich hinter einer Reihe von zylindrischen Verbundwerkstoffen befindet,
in den Weltraum über Spiegel (Baffles) geleitet, um ein Strahlmuster zu erzeugen, das ein Auftreffen auf benachbarte kryogene Oberflächen vermeidet.



Bild: core.ac

Währentauscher mit Ablenklamellen:


Bild: core.ac

Bild: NASA


Die Integration von vier Hauptinstrumenten und zahlreichen Subsystemen in eine Nutzlast, das ISIM, ist ein gewaltiges Unterfangen.
Um die Integration zu vereinfachen, haben Ingenieure das ISIM in drei Regionen unterteilt.

Die Komponente 'Region 1' ist das kryogene Instrumentenmodul. Dadurch werden die Detektoren auf 39 K heruntergekühlt,
eine notwendige Kühlleistung der ersten Stufe, damit die eigene Wärme des Raumfahrzeugs das Infrarotlicht (eine Form von Wärme),
das von entfernten kosmischen Quellen erfasst wird, nicht stört. Das ISIM/OTE-Wärmemanagement-Subsystem bietet passive Kühlung.
Durch zusärtliche Kühlung (Kryokompressor) werden die Detektoren noch kälter.

Die Komponente 'Region 2' ist die IEC-Elektronikfach, das die Montageoberflächen und die thermisch kontrollierte Umgebung
für die Instrumentensteuerelektronik bereitstellt. Die Elektronikkomponeneten (-20°C bis +45°C spezofiziert) arbeiten in einer
klimatisierten Metallbox.

Die Komponente 'Region 3', die sich im Spacecraft Bus befindet, ist das ISIM Command and Data Handling Subsystem mit
integrierter ISIM Flugsoftware und dem MIRI Kryokühlerkompressor und der Steuerelektronik. 
Die Elektronikkomponeneten
arbeiten in einer klimatisierten Metallbox.


Das ISIM besteht aus folgenden Modulen bzw. Elektronikeinheiten:

Region 1 direkt hinter dem Hauptspiegel bei einer Umgebungstemperatur von -233°C:
MIRI           Kamera und Spektrograph (Mid-Infrared Instrument) für Bilder und Analyse bei einer Wellenlänge von 5 bis 28 Mikrometer,
                   zusätzlich gekühlt auf -266°C durch Kryokompressoren.
NIRCam    
Nahinfrarot  (Near Infrared) Kamera für hochauflöende Bilder bei einer Wellenlänge von 0.6 bis 5 Mikrometer.
NIRSPEC 
Nahinfrarot  (Near Infrared) Spektrometer zur zur Analyse der chemischen Elemente und deren Temperaturen.
NIRISS     
Nahinfrarot  (Near Infrared) Kamera und Slitless Spectrograph untersuchent Erstlichtdetektion, Exoplanetendetektion und -charakterisierung.
FGS          Präziser Führungssensor (Fine Guidance Sensor) richtet das Teleskop hochpräzise auf ein Objekt aus (Autoguiding) und ist ein Teil des NIRISS.


Region 2 untehalb der gekühlten Kammer mit den astronomischen Instrumenten bei einer Umgebungstemperatur von -233°C:
IEC           ISIM Electronics Compartment, die Elektronikkomponeneten (-20°C bis +45°C spezifiziert) arbeiten in einer klimatisierten Metallbox
                 bei ca. +27°C deren Wärne über Wärmetauscher mit Lamellen auf der Rückseite ins All abgestrahlt wird ohne dadurch das
                 eigentliche Teleskop zu beeinflussen.
HR            Harness Radiator dient der Kühlung der Kabelverbindungen vom IEC zu den Instrumenten des Teleskops.

Region 3 seitlich an der zentralen Versorgungseinheit (Bus) bei einer Temperatur von ca.+ 55°C
IDCH       Command and Data Handling System, die Elektronikkomponeneten arbeiten in einer klimatisierten Metallbox
                deren Wärne über 
ausklappbare Radiatoren mit auf der Unterseite des Sonnenschutzschirms abgestrahlt wird.


Blockdiagramm des ISIM Kühlsystems:


Bild: core.ac

IEC ISIM Electronics Compartment:





JWST SpaceWire Protocol und Physical Layer Chips auf dem Multi-SpaceWire Concentrator Board.


Bild: NASA

JWST Physical Layer Chips verbinden die SpaceWire Protocol Chips mit dem SpaceWire Stecker und der Verkabelung.


Bild: NASA



ICDH Command and Data Handling :

Das Command and Data Handling (ICDH) System ist das Gehirn der zentralen Versorgungseinheit. Das System verfügt über einen Computer,
den Command Telemetry Processor (CTP), der die Befehle vom Kommunikationssystem aufnimmt und an den entsprechenden Empfänger weiterleitet.
Das ICDH hat auch den Speicher/Datenträger für das Observatorium, den Solid State Recorder (SSR).
Das CTP 
kontrolliert die Interaktion zwischen den  wissenschaftlichen Instrumenten, dem SSR und dem Kommunikationssystem.
An Board befindet sich auch ein PC.

On-board PC als Teil des C&DH/IRSU:
PowerPC mit VxWorks mit > 118 JWST MIPS
44MB RAM
4 MB EEPROM (+10MB auf Housekeeping Modul)
64KB SUROM

Bild: core.ac


Das Datenverarbeitungssystem (Command and Data Handling ICDH) ist in einer Box auf einer Seite der würfelförmigen
zentralen Versorgungseinheit
angebracht, um die Sonneneinstrahlung und dadurch die thermische Belastung zu minimieren (braun).

Bild. NASA


APT berechnet die erwartete Datenrate für Beobachtungen und warnt Benutzer, wenn geplante Beobachtungen die Datenvolumengrenzen überschreiten könnten.
Bei der Erstellung des wöchentlichen Beobachtungsplans überprüft das JWST-Planungssystem, ob die Datenraten bei jedem Besuch akzeptabel sind und dass
das zwischen den Kontakten anzusammelnde Datenvolumen die Downlink-Kapazität oder die SSR-Kapazität nicht überschreitet.

Die Geschwindigkeit, mit der wissenschaftliche Daten in das SSR geschrieben werden können, wird durch das ISIM Command and Data Handling Subsystem (ICDH)
geregelt. Die maximale aufrechterhaltene ICDH-Datenrate beträgt etwa 48 Mbits pro Sekunde, einschließlich des Overheads der Datenpaketisierung.
Dies entspricht etwa sechs 2048 × 2048 Vollbild-Bilddateien alle 10,7 s. Die tatsächliche Datenrate hängt von der Anzahl der gleichzeitig verwendeten Detektoren,
ihren Belichtungsparametern und dem genauen Zeitpunkt ab, zu dem ihre Belichtungsauslesungen in der ICDH zur Verarbeitung eintreffen.
Die Anzahl der gleichzeitig verwendeten Detektoren kann bis zu 14 betragen. Zum Beispiel würden Beobachtungen mit beiden NIRCam-Modulen (10 Detektoren)
zusammen mit parallelen NIRSpec-Beobachtungen (2 Detektoren) und dem FGS zur Führung Daten von 13 Detektoren zum ICDH.
Der relative Zeitpunkt der Ankunft von Datenpaketen ist unvorhersehbar, und diese Unsicherheit wird in die Grenze von 48 Mbps eingerechnet.

Um den Verlust oder die Beschädigung von Paketen zu verhindern, legen die APT-Vorlagen die Anzahl der verwendeten Detektoren und die Rate fest,
mit der Daten generiert werden. Im Schnellauslesemodus NIRCam kann beispielsweise nur ein NIRCam-Modul (fünf 2K × 2K-Detektoren) mit
Ngroups = 1 verwendet werden.
Um beide Module (zehn 2K × 2K-Detektoren) im Schnellauslesemodus zu verwenden, sind Ngroups = 2 erforderlich.
Die Verwendung mehrerer Geräte muss innerhalb der 48-Mbit/s-Grenze bleiben.



Zentrale Versorgungseinheit:

Unterhalb des Teleskops auf der Sonnenseite befindet sich die zentrale Versorgungseinheit auch Spacecraft Bus genannt.
Darin sind verschiedene betriebsnotwendige Systeme untergebracht.
Sie befindet sich auf der Unterseite des Sonnenschutzschirms, damit die abgestrahlte Wärme das Teleskop nicht negativ beinflusst.

Die zentrale Versorgungseinheit umfasst folgende Systeme:
Elektrisches Energieversorgungssystem
Lageregelungssystem
Kommunikationssystem
Datenverarbeitungssystem
Antriebssystem
Thermisches Kontrollsystem


Bild: NASA


Elektrisches Energieversorgungssystem:

Das elektrische Energieversorgungssystem wandelt Sonnenlicht, das auf die Solarpanels scheint, in die elektrische Energie von 28V um,
die in wiederaufladbaren Batterien gespeichert wird, welche die zum Betrieb der anderen Subsysteme in der
zentralen Versorgungseinheit
sowie der wissenschaftlichen Instrumente im ISIM benötigt wird.

Bild. NASA


Zentrale Versorgungseinheit mit ausfahrbarem (entfaltbarem) 6m Solarpanel (hellgrün) als Enegriequelle und
ausklappbaren Radiatoren (helbraun) als Wärmetauscher,
zur Temperaturregelung zentralen Versorgungseinheit.
Die Elektronik des 
elektrischen Energieversorgungssystems besteht nebst den Solarzellen aus dem Laderegler (SAR),
einer Energiesteuerung (power control unit PCU) und  aus einer Telemetrie Erfassung (telemetry acquisition unit TAU).
Diese Elektronikmodule zur Energieversorgung sind aus Sicherheitsgründen redundant ausgelegt.
Die gesamte Elektronik für die zentrale Versorgungseinheit ist auf der Seite angebracht um die Sonneneinstrahlung zu minimieren (braun).



Bild. NASA


Bild: explordeepspace

Das 6m lange 2000W Solarpanel im Test:


Bild: NASA

Der gesamte elektrische Energiebedarf des JWST liegt bei ca. 1000W, d.h. es sind 100% Reserve vorhanden.


Lageregelungssystem:

Das Lageregelungssystem erfasst die Ausrichtung des Observatoriums, hält das Observatorium in einer stabilen Umlaufbahn und liefert
die grobe Ausrichtung des Observatoriums auf den Bereich am Himmel, den die Wissenschaftsinstrumente beobachten möchten.

Dazu werden auch die drei Weitwinkelkameras (Star Trackers) auf der Frontseite der 
zentralen Versorgungseinheit eingesetzt,
welche die Sterne abbilden, an denen sich das
Lageregelungssystem orientiert.

Beispiel von
ESA Weitwinkelkameras (Star Trackers):


Bild: esa

Das JWST ist dreiachsenstabilisiert und vefügt zur Lagekontrolle über Sonnensensoren, drei Weitwinkelkameras (Star Trackers) auf der
Frontseite der 
zentralen Versorgungseinheit, Gyroskope, sechs Reaktionsräder sowie vier Steuerdüsenpaare.
Die 
Weitwinkelkameras haben ein Gesichtsfeld von etwa 16° und einen 512 × 512-Pixel-Sensor. Sie sind im Winkel von 45° zur Teleskopachse
und gegeneinander angeordnet. Die beobachteten Fixsterne mit einer Magnitude bis 6. Die werden in Echtzeit mit einer im System gespeicherten
Referenzsternkarte verglichen. Daran wird die aktuelle Raumausrichtung in allen drei Achsen erkannt. Die Ausrichtung der Teleskopachse geschieht
durch Ausrichtung der gesamten Sonde. Die allgemeine Ausrichtung der Teleskopachse gemäss der Lagekontrolle liegt bei ca. 8″ (Bogensekunden)
und das 
bevor ein Leitstern von den Kameras erfasst wird und die Feinregulierung die Stabilisierung einsetzt.

Die hochpräzise Feinregulierung, die über
den Ausrichtspiegel FSM (fine steering mirror) erfolgt, ist ein Teil des Teleskops und des
Fine Guidance Sensor FGS
und gehört nicht zur Lagekontrolle in der zentralen Versorgungseinheit.

Die Lage im Raum gegenüber der Sonne und dem umkreisten Himmelskörper wird stattdessen bei der Lageregelung durch Reaktionsräder Sensoren
festgestellt. Die so ermittelten Daten werden im
Lageregelungssystem in Steuerbefehle an Reaktionsschwungräder umgerechnet.

Das Ausrichten und Schwenken von JWST erfolgt durch die Flugsoftware des Raumfahrzeugs, welche die Daten von Lagesensoren,
Anweisungen vom Integrated Science Instrument Module (ISIM) und dem JWST-Bodensystem verarbeitet und Befehle an Aktoren ausgibt.
Das 
Lageregelungssystem (ACS) ist verantwortlich für die Aufrechterhaltung der Lage und Ausrichtung, Schwenkmanöver, Impulsentlastung,
Delta-V-Manöversteuerung (Bahnkorrektur), Antennenausrichtung mit hoher Verstärkung, sichere Modi des Observatoriums und Sicherstellen,
dass das Observatorium innerhalb der Beschränkungen zur Sonnenvermeidung bleibt.

Bei wissenschaftlichen Beobachtungen wird das Observatorium auf ein Ziel ausgerichtet, und zwar in einer Ausrichtung,
bei der der Druckpunkt der Sonnenblende nicht mit dem Massenschwerpunkt des Observatoriums ausgerichtet ist.
Wenn Sonnenphotonen auf die grosse Sonnenblende treffen, üben sie ein Drehmoment auf das Observatorium als Ganzes aus.
Das Lageregelungssystem (ACS) wirkt diesem Drehmoment entgegen, indem es die Durchdrehrate an den Reaktionsrädern entsprechend ändert,
mit der Folge, dass sich Drehimpuls in den Reaktionsrädern ansammelt. Die Impulsakkumulation hängt vom Sonnenneigungswinkel,
der Rollorientierung des Teleskops und der Verweildauer an einer bestimmten Beobachtungsposition ab.
Der Drehimpuls (Spin-Rate) der Reaktionsräder muss innerhalb der Betriebsgrenzen gehalten werden.

Das Planungs- und Scheduling-System sagt das Impulsprofil für einen gegebenen Abschnitt des an das Observatorium gelieferten Zeitplans
auf der Grundlage eines angenommenen Startimpulses und eines Zeitplans von Observatoriumsausrichtungen vorher.
Momentum-Änderungen können auf einer bestimmten Ebene durch die Art und Weise gesteuert werden, wie eine Abfolge von Beobachtungen geplant wird.
Dies geschieht durch Beobachten bei einer Orientierung, die Impuls in einem bestimmten Reaktionsrad aufbaut,
gefolgt von einer Beobachtung bei einer Orientierung, die Impuls von diesem Rad entfernt.

Die Bewältigung der Dynamik ist jedoch nur eine von mehreren Planungsbeschränkungen. Irgendwann müssen ein oder mehrere Räder eingestellt werden,
um innerhalb der Betriebsgrenzen zu bleiben. Das Planungs- und Scheduling-System fügt geplante Impulsentladungen nach Bedarf in den Fahrplan ein,
basierend auf der Modellierung des erwarteten Impulsaufbaus, der derzeit voraussichtlich 1-2 Mal pro Woche erfolgt.
Jede Entladeaktivität dauert einige Stunden, in denen das Observatorium in eine bestimmte Richtung schwenkt, um den Aufprall auf die Umlaufbahn
zu minimieren und dann nach Bedarf Triebwerke startet, um die Drehgeschwindigkeit der Reaktionsräder einzustellen.
Das Observatorium schliesst sich dann wieder der im Voraus geplanten Beobachtungszeitachse an.

Beispiel von Reaktionsrädern (in Tetraederanordnung):


Bild: wikimedia

Da der Verlust der Zielkontrolle durch die Sättigung eines oder mehrerer Reaktionsräder das gesamte Observatorium gefährden könnte,
ist eine wichtige Sicherheitsvorkehrung in das ACS eingebaut. Da JWST-Operationen ereignisgesteuert sind, kann die tatsächliche Abfolge
der Aktivitäten von der geplanten abweichen. Wenn beispielsweise eine Leitsternerfassung bei einer Beobachtung fehlschlägt,
wird diese Beobachtung verworfen und das Observatorium geht zur nächsten geplanten Beobachtung über.
Dadurch wird sich das tatsächliche Momentum-Profil offensichtlich von dem unterscheiden, was geplant war.

Das Onboard-Betriebssystem prüft vor jedem Beobachtungseinsatz den aktuellen Momentum-Zustand.
Wenn beurteilt wird, dass der Momentum-Zustand nicht ausreicht, um diesen 
Beobachtungseinsatz sicher abzuschliessen,
fordert es selbstständig vor Beginn des Besuchs an, dass ein Momentum-Entladen durchgeführt wird.
Auch wenn Margen in die geplante Zeitachse eingebaut werden, wird das ACS, wenn sich aus irgendeinem Grund eines
der Reaktionsräder seiner Sättigungsgrenze nähert, die wissenschaftlichen Aktivitäten autonom beenden,
den Momentum an der aktuellen Ausrichtung entladen und das Observatorium in einen 'sicheren Modus' versetzen .
Die Wiederherstellung aus dem abgesicherten Modus würde erst beim nächsten Bodenkontakt erfolgen,
wenn eine Echtzeitkommunikation hergestellt werden kann.
Eine Überprüfung des Betriebssystems vor jedem Besuch soll verhindern, dass dieses Sicherheitsnetz jemals benötigt wird,
aber das Sicherheitsnetz dient als Massnahme gegen eine gefährliche Situation für die Sternwarte.


Kommunikationssystem:

Das Kommunikationssystem ist das Ohr und der Mund des Observatoriums. Das System empfängt Anweisungen (Befehle) vom
Operations Control Center und sendet (überträgt) die Wissenschafts- und Statusdaten an das OCC.


Das Kommunikationssystem von JWST ist der Teil der zentralen Versorgungseinheit der während bestimmter Bodentestaktivitäten
und während der gesamten Betriebsphase eine 2-Wege-Kommunikation zum und vom Observatorium bereitstellt.
S-Band-Frequenzen werden für Befehls-Uplink, Low-Rate-Telemetrie-Downlink und Ranging verwendet.
Ka-Band-Frequenzen werden für Hochgeschwindigkeits-Downlink von wissenschaftlichen Daten und Telemetrie verwendet.
Die gesamte Kommunikation wird über das Deep Space Network der NASA mit drei Bodenstationen in Canberra (Australien),
Madrid (Spanien) und Goldstone (USA) geleitet. Das Onboard-Datenvolumen und die Datenansammlungsraten sind begrenzt.

JWST verfügt über eine 0,6 m Ka-Band High-Gain-Antenne (HGA) sowie eine 0,2 m S-Band Medium-Gain-Antenne (MGA).
Beide sind auf einer gemeinsamen Gelenkplattform montiert, die allgemein als HGA-Plattform bezeichnet wird.
Die HGA-Plattform kann so angelenkt werden, dass sie für jede Ausrichtung des Observatoriums auf die Erde zeigt.
Das breite Strahlmuster des MGA stellt sicher, dass 40-kbps-Echtzeit-S-Band-Telemetrie mit jeder sichtbaren Bodenstation verfügbar ist.
S- und Ka-Band-Links können gleichzeitig betrieben werden und unterstützen die gesamte Kommunikation für die Inbetriebnahme und den Normalbetrieb.

Die Ka-Band-Downlink-Datenrate hat 3 wählbare Geschwindigkeiten: 0,875, 1,75 und 3,5 Mbyte/s. Die höchste Geschwindigkeit ist die Standardeinstellung.
Die niedrigeren Raten können bei Bedarf gewählt werden, um schlechtes Wetter an der Bodenstation zu berücksichtigen.


Routinemäßige 2-Wege-Kommunikation, einschliesslich Downlink von wissenschaftlichen Daten vom der SSD, kann während wissenschaftlicher Beobachtungen
und während Slews auftreten. Von der Linie Sonne-Erde L2 aus gesehen, hat der Ka-Band-Downlink eine Strahlbreite von ungefähr der gleichen Winkelgrösse
wie die Erde. Daher muss die HGA-Ausrichtung regelmässig angepasst werden, um die Erde zentriert zu halten.
Es wird erwartet, dass die HGA-Neuausrichtungsmanöver zu einer kleinen, aber messbaren Ausrichtungsstörung führen, daher ist geplant,
dass sie während wissenschaftlicher Integrationen nicht auftreten. Die HGA  (High Gain Antenna) muss alle 10'000 s (ca.2.8h) verschoben werden,
was die maximale Nenndauer einer Wissenschaftsintegration begrenzt. Eine Ausnahme hiervon gibt es für bestimmte Beobachtungsmodi,
die lange ununterbrochene Integrationen erfordern, bei denen jedoch kleine Lücken im wissenschaftlichen Datenstrom aufgrund einer
Ausrichtungsabweichung akzeptabel sind.

Einige Engineeringaktivitäten des JWST können nur während eines Echtzeit-Kommunikationskontakts stattfinden und erfordern deshalb
die Aussetzung wissenschaftlicher Beobachtungen.

Bild. NASA

Die Antennen befinden sich auf der Unterseite der zentralen Versorgungseinheit.


JWST Antennesystem für S-Band und Ka-Band von RUAG Schweiz:


Bild: RUAG


Antriebssystem:

Das Antriebssystem enthält die Treibstofftanks und die Raketen, die, wenn sie vom Lageregelungssystem gesteuert werden,
kurzzeitig in Betrieb genommen werden, um die Umlaufbahn aufrechtzuerhalten.


Bild: Northrop-Grumman

Webb hat zwei Arten von Raketentriebwerken (Thrusters). Eine Art wird 'Secondary Combustion Augmented Thrusters' (SCAT) genannt.
Sie werden für die Bahnkorrektur verwendet (wie die Geschwindigkeitsänderungen für jedes Manöver des Raumfahrzeugs und auch für das Halten
der Umlaufbahn). Webb hat zwei Paare davon (gepaart für Redundanz). Sie verwenden Hydrazin und Distickstofftetroxid als Treibstoff bzw. Oxidationsmittel,
was SCAT zu dem macht, was die Ingenieure als 'Doppeltreibstoff'-Triebwerk bezeichnen.
Die andere Art von Triebwerk auf Webb wird als MRE-1 oder Monopropellant-Raketentriebwerk bezeichnet, da es nur Hydrazin verwendet.
Es gibt acht MRE-1s auf dem JWST. Sie werden für die Lageregelung und die Impulsentlastung der Reaktionsräder verwendet.

Bild. NASA

Treibstoffversorgung der verschiedenen Antriebssysteme, deren Tanks sich im Zentrum der
zentralen Versorgungseinheit befinden.


Bild. NASA


Thermisches Kontrollsystem:

Das Thermische Kontrollsystem hält die Betriebstemperatur der zentralen Versorgungseinheit aufrecht.


Aufbauen der zentralen Versorgungseinheit:


Bild: NASA


Wissenschatliche Untersuchungen:


Die Wissenschaft möchte immer mehr wissen über den Ursprung des Universums und die Entstehung sowie das Vorkommen von Exoplaneten,
also Planeten ausserhalb unseres Sonnesystems und ob dort eventuell Leben in irgend einer Form vorhanden sein könnte.

Deshalb wurden in den letzten Jahrzehnten immer neue Raumsonden die mit Teleskopen bestückt sind entwickelt und in Betrieb genommen.


Bild: forbes


Mit den Instrumenten des JWST will man bis in die Anfänge des Universums zurückblicken, dahin wo 300 Millionen Jahre
nach dem Urknall die ersten Sterne und Galaxien entstanden.


Bild: NASA


Astrophysiker wollen mit den Instrumenten des JWST weitere Explaneten entdecken und genauer untersuchen.

Beispiel des Lichtspektrums eines Exoplaneten mit den signifikanten chemischen Elementen und Molekülen:
Molekularer Sauerstoff, Ozon, Wasser, Methan und Kohlendioxyd.


Bild: webbtelescope


Vergleichebilder: Sichtbares Licht - Infrarot:


Bild: NASA


Bild: NASA


Gemischtes Bild: Infrarot - X-Ray unserer Nachbargalaxie Abdeomeda (M31).


Bild: NASA


Man darf gespannt sein, was das James Webb Weltraumteleskop in den nächsten Jahren alles entdecken wird.