Informazioni generali

L'Hubble Space Telescope è un programma cooperativo dell'ESA (European Space Agency) e della NASA (National Aeronautics and Space Administration) per la gestione dell'osservatorio spaziale a lunga durata, a beneficio della comunità astronomica internazionale. L'HST è un osservatorio concepito per la prima volta nel 1940, progettato e costruito tra il 1970 e il 1980 e divenuto finalmente operativo solo nel 1990. Fin dal suo inizio, l'HST fu progettato come un tipo molto particolare di missione per la NASA: il fatto di essere un osservatorio permanente implica la pianificazione di regolari missioni di servizio per riparare guasti e sostituire apparecchiature superate dal progresso tecnologico.

Lo scopo di mandare un telescopio nello spazio è duplice:

• L'atmosfera ci protegge dai pericolosi raggi cosmici e dai raggi ultravioletti provenienti dal Sole, purtroppo però questa azione filtrante blocca radiazioni di particolare interesse per l'astronomia, ad esempio l'ultravioletto vicino.

• Dunque, per lo studio completo di un oggetto celeste, è necessario traportare gli strumenti di misura al di sopra dell'atmosfera mediante palloni sonda o razzi.
  La figura qui sotto mostra come varia la magnitudine limite in funzione della lunghezza d'onda: l'occhio umano vede solo una parte ristretta dello spettro, e arriva al massimo a scorgere astri di sesta magnitudine. Il più potente telescopio terrestre giunge fino alla ventitreesima magnitudine, ma è completamente "cieco" a particolari lunghezze d'onda (quelle bloccate dall'atmosfera). Il telescopio spaziale, invece, dato che opera al di fuori dell'atmosfera, consente un incremento nella magnitudine limite, ma soprattutto una visione "a tutto spettro" della volta celeste.

• L'atmosfera non è mai perfettamente calma: i venti di bassa e alta quota e le differenze di temperatura fanno sì che le immagini stellari, in teoria perfettamente puntiformi, vengano distorte fino a diventare "bolle" sempre in movimento.

• E' chiaro che questo degrada pesantemente la qualità delle immagini e la sensibilità delle osservazioni, perché la luce fioca delle stelle non si concentra in un punto ma viene sparsa tutto intorno.
  Il grafico seguente illustra come è cresciuto nel tempo, grazie ai progressi dell'ottica, il potere risolutivo, vale a dire il dettaglio più piccolo rilevabile (si misura in frazioni di grado). Il primo grande salto avvenne nel 1610 con la costruzione del telescopio di Galileo. Il telescopio da 5 metri di monte Palomar ha accresciuto solo di poco il record, che è stato stracciato da HST, giungendo fino a 0.1 secondi d'arco (1/36000 di grado). Per fare capire cosa significa, è come riuscire a vedere una moneta da 5 lire posta a 40 km di distanza !

Il telescopio Hubble ha grosso modo le dimensioni di un autobus, ruota su se stesso ed è in grado di rimanere puntato per ore in una certa direzione con una precisione elevatissima, grazie allo strumento FGS (sensore di guida fine). Lo specchio principale ha un diametro di 2,4 metri. HST è stato portato in orbita dall'equipaggio dello shuttle Discovery (STS-32) il 25 aprile 1990.

La responsabilità per la direzione e il coordinamento delle operazioni scientifiche dell'HST è in mano allo Space Telescope Science Institute (STScI) che ha sede nella Johns Hopkins University Homewood Campus di Baltimora (Maryland). L'STScI è gestita per la NASA dalla Association of Universities for Research in Astronomy (AURA).

Come progettato originariamente nel 1979, il programma Large Space Telescope prevedeva un ritorno a terra, una rimessa a nuovo e un rilancio ogni 5 anni, con un servizio in orbita di 2 anni e mezzo. I requisiti di durata e affidabilità degli strumenti erano basati su quei 2 anni e mezzo di intervallo tra due successive missioni di servizio. Nel 1985 le preoccupazioni per la contaminazione e per il carico strutturale associati al trasporto a terra a bordo dello shuttle hanno portato a eliminare dal programma il concetto di ritorno a terra.

La NASA decise che il servizio in orbita sarebbe stato adeguato per mantenere l'HST durante i suoi 15 anni di vita previsti. Fu adottato quindi un ciclo triennale di servizio in orbita. Le due missioni di servizio (dicembre 1993 e febbraio 1997) effettuate finora hanno avuto un enorme successo. Le future missioni sono programmate per la metà del 1999 e la metà del 2002. Possono anche essere aggiunti eventuali voli straordinari nel caso sia necessario effettuare compiti specifici che non possono aspettare la prossima missione regolare programmata (oppure per completare un compito non concluso in una missione precedente)

Un grave errore di costruzione dello specchio compromise i risultati della missione, ma la missione STS-61 (Endeavour) del dicembre 1993 eliminò completamente gli effetti dell'aberrazione sferica e ripristinò la totale funzionalità dell'HST.

Il corredo attuale di strumenti scientifici

Wide Field/Planetary Camera 2 (WFPC2) - Camera planetaria a grande campo

L'originale Wide Field/Planetary Camera (WF/PC1) fu sostituita con la WFPC2 durante la missione STS-61 del dicembre 1993. Il WFPC2 (pronuncia uiff-pic) era uno strumento di scorta sviluppato nel 1985 dal Jet Propulsion Laboratory di Pasadena (California).

Gli specchi secondari del WFPC2 sono affetti da un errore uguale e contrario a quello dello specchio principale, in modo da compensarsi a vicenda. (Lo specchio primario dell'HST è di 2 micron troppo piatto verso il bordo, così, le ottiche correttive del WFPC2 sono deformate della stessa quantità ma in modo contrario)

Il "cuore" del WFPC2 consiste di un trio di sensori a largo campo a forma di L e di una sensore per riprese di pianeti ad alta risoluzione, che va ad occupare l'angolo rimanente.

Space Telescope Imaging Spectrograph (STIS)

Uno spettrografo scompone la luce raccolta da un telescopio nelle varie frequenze che la compongono, in modo da poterla analizzare. Lo studio dello spettro fornisce alcune importanti proprietà di un corpo celeste quali: la composizione chimica qualitativa e quantitativa, la temperatura, la velocità radiale, la velocità di rotazione e i campi magnetici.

Lo STIS può studiare le radiazioni prodotte dai corpi celesti comprese tra la lunghezza d'onda dell'ultravioletto (115 nanometri) e quella del vicino infrarosso (1000 nanometri).

Lo STIS utilizza tre rilevatori: il fotocatodo Multi-Anode Microchannel Array (MAMA) a ioduro di cesio per le lunghezze d'onda comprese tra i 115 nm e i 170 nm, un MAMA a tellururo di cesio per i 165-310 nm, e un CCD (Charge Coupled Device) per l'intervallo dai 305 ai 1000 nm.

Tutti e tre i rilevatori hanno un formato di 1024x1024 pixel. Il campo visivo per ciascun MAMA è di 25x25 secondi d'arco mentre il campo del CCD è di 50x50 secondi d'arco.

Il principale vantaggio dello STIS è la sua capacità bidimensionale rispetto a quella unidimensionale di un normale spettroscopio. Ad esempio è possibile registrare simultaneamente lo spettro di diversi punti di una galassia, invece di eseguire una registrazione alla volta di ciascun punto. Lo STIS può anche rilevare in una sola volta una serie di varie lunghezze d'onda dello spettro di una stella.

Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer (NICMOS)

Il NICMOS è uno strumento in grado di eseguire sia osservazioni nell'infrarosso, che osservazioni spettroscopiche di oggetti astronomici.

Il NICMOS è sensibile alla radiazione con lunghezza d'onda compresa tra 0,8 e 2,5 micron, oltre il limite della sensibilità dell'occhio umano.

La matrice sensibile HgCdTe che costituisce i rilevatori dell'infrarosso nel NICMOS deve operare a temperature molto basse. Il NICMOS mantiene i suoi rilevatori a bassa temperatura all'interno di un condensatore criogenico (un contenitore termicamente isolato simile a una bottiglia "thermos") che contiene ghiaccio di azoto. Il condensatore mantiene freddi i detector per anni, più a lungo che in qualsiasi altro esperimento spaziale.

Il NICMOS è il primo strumento criogenico dell'HST.

Advanced Camera for Surveys (ACS)

La ACS è composta da tre camere fotometriche a multibanda, e ciascuna camera ha un rivelatore appropriato.

La prima, la "Wide Field Camera" WFC, utilizza due CCD thinned back-illuminated da 2048 x 4096 pixel (pixel size = 15 micron) realizzati dalla SITe che vengono montati a mosaico per un totale di 4096 x 4096 pixel, ed ha un campo di vista di 200" x 204" ed una scala di 0.051"/pixel. Questa camera viene utilizzata per le osservazioni nelle bande V ed I.

La High Resolution Camera HRC utilizza un CCD (SITe) da 1024 x 1024 pixel (pixel size = 24 micron) che ha uno speciale trattamento per ottenere elevate sensibilità nel range spettrale 200 - 400 nm. La HRC permette un campo di vista di 26" x 29" ed una scala di 0.025"/pixel, e viene utilizzata per le osservazioni ad alta risoluzione nella banda 200 - 1000 nm.

La Solar Blind Camera SBC è ottimizzata per ottenere una elevata efficienza di rivelazione nel range spettrale 150 - 170 nm. Essa fa uso di un rivelatore a "conteggio di fotoni" chiamato Multi Anode Microchannel Array (MAMA) formato da un Micro Channel Plate (MCP) a canali curvi con un fotocatodo allo Ioduro di Cesio (CsI) e da un anodo a multi-elettrodi capace di ottenere una area di 1024 x 1024 pixel con ciascun pixel da 25 micron. La SBC permette un campo di vista di 26" x 29" ed una scala di 0.030"/pixel e viene impiegata per osservazioni nella banda 150 - 200 nm.

Operazioni e osservazioni

Sebbene l'HST sia sempre operativo, non tutto il suo tempo è impiegato all'osservazione. Ogni orbita dura circa 95 minuti e il tempo viene suddiviso tra le funzioni di gestione e l'osservazione. Le funzioni di gestione includono la rotazione del telescopio per puntare ad un nuovo obiettivo, per evitare la Luna e il Sole, commutare le antenne di comunicazione e le modalità di trasmissione, ricevere comandi di trasmissione dati, calibrazioni e altre attività simili.

Quando l'STScI completa il suo piano di osservazione principale, il programma viene inviato al Goddard's Space Telescope Operations Control Center (STOCC) dove i piani scientifici e di gestione vengono incorporati in un dettagliato programma di operazioni.

Ciascun evento viene tradotto in una serie di comandi da inviare ai computer di bordo. I comandi vengono inviati diverse volte al giorno per far sì che il telescopio operi efficientemente.

Quando è possibile vengono usati contemporaneamente due strumenti scientifici per osservare regioni adiacenti del cielo. Per esempio, mentre lo spettrografo è focalizzato su una stella o una nebulosa scelta come bersaglio, il WF/PC può riprendere l'immagine di una regione di cielo leggermente spostata rispetto alla visuale del bersaglio. Durante l'osservazione il Fine Guidance Sensors (FGS) segue le loro rispettive stelle guida per mantenere il telescopio fermamente puntato verso l'obiettivo giusto.

Se un astronomo desidera essere presente durante l'osservazione, c'è un terminale allo STScI e un altro allo STOCC dove i monitor mostrano le immagini e altri dati durante l'osservazione. Da questi terminali è possibile inviare soltanto alcuni limitati comandi in tempo reale per l'acquisizione del bersaglio o per cambiare filtri, se il programma di osservazione lo prevede, ma non sono consentiti altri controlli arbitrari.

I dati tecnici e scientifici dell'HST, come pure le trasmissioni di comandi operativi, sono inviati per mezzo del sistema Tracking Data Relay Satellite (TDRS) e della stazione a terra collegata ad esso a White Sands nel Nuovo Messico. Il computer di bordo è in grado di conservare oltre 24 ore di comandi. I dati possono essere diffusi dall'HST alla stazione a terra direttamente oppure memorizzati e trasmessi in seguito.

Gli osservatori a terra possono esaminare le immagini "grezze" e altri dati in pochi minuti, per una prima, rapida analisi. Entro 24 ore il GSFC configura i dati per consegnarli all'STScI. L'STScI è responsabile per l'elaborazione dei dati (calibrazione, edizione, distribuzione e aggiornamento dei dati per la comunità scientifica).

La competizione per utilizzare il tempo di osservazione dell'HST è molto forte. Su dieci proposte, soltanto una viene accettata. Quest'unico osservatorio spaziale viene gestito come un centro internazionale di ricerca, come una risorsa per gli astronomi di tutto il mondo.