Kompendium wiedzy o Teleskopie Spitzera

[Scorus]

WPROWADZENIE

Teleskop Kosmiczny Sitzera (SST, Spitzer Space Telescope, Space InfraRed Telescope Facility - SIRTF, Spitzer) jest czwartym i ostatnim obserwatorium wystrzelonym w ramach flagowego programu NASA Wielkie Obserwatoria (Great Observatories Program). Wcześniej wystrzelono jeszcze trzy satelity tego typu (teleskopy Hubblea, Comptona i Chanda). Spitzer jest zaopatrzony w 0.85 metrowy teleskop z trzema chłodzonymi instrumentami wykonujący obserwacje w zakresie podczerwieni, w przedziale widmowym 3 - 180 mikronów. Umożliwia on obrazowanie i wykonywanie pomiarów fotometrycznych w zakresie 3 - 180 mikronów, spektroskopię w zakresie 5 - 40 mikronów, oraz spektrofotometrię w zakresie 50 - 100 mikronów. Spitzer obserwuje w podczerwieni najróżniejsze obiekty astronomiczne - od odległych galaktyk w młodym Wszechświecie, poprzez gwiazdy do ciał Układu Słonecznego. Do czasu startu satelity Hershel pod względem średnicy zwierciadła był największym teleskopem podczerwieni jaki umieszczono w kosmosie. Jego wrażliwe instrumenty dają unikalny możliwości badawcze. Pozwalają na obserwowanie obszarów niedostępnych dla teleskopów optycznych, np. zasłoniętych przez pył obszarów formowania się gwiazd, obszarów centralnych galaktyk i niedawno uformowanych układów planetarnych. Umożliwiają także obserwowanie obiektów zbyt chłodnych, aby były widoczne w innych zakresach, takich jak obłoki molekularne i planety pozasłoneczne. Pozwalają także na identyfikowanie różnych cząsteczek w przestrzeni kosmicznej, takich jak związki organiczne.

[Scorus]

KONSTRUKCJA

Teleskop Spiztera ma masę własną  865 kilogramów. Jego kształt jest w przybliżeniu walcowaty. Składa się z dwóch zasadniczych części: modułu statku kosmicznego (Spacecraft Module); oraz modułu wyposażenia teleskopu kriogenicznego (Cryo-Telescope Assembly Module - CTA). Moduł statku kosmicznego został opracowany przez Lockheed Martin. Głównym wykonawcą CTA był Ball Aerospace & Technologies Corp.

[Scorus]

Moduł statku kosmicznego ma kształt graniastosłupa ośmiokątnego. Składa się z dwóch elementów: zasadniczej struktury statku (Spacecraft Bus), oraz systemu paneli słonecznych (Solar Panel Assembly). Zasadnicza struktura zawiera główne komponenty statku kosmicznego, oraz elektronikę instrumentów naukowych. jej konstrukcja składa się z 8 paneli zewnętrznych - 4 bocznych i 4 narożnych. Wewnątrz jest podzielona na 9 komór w których umieszczono wyposażenie. Poszczególne komponenty statku są zgromadzone w czterech modułach bocznych i czterech modułach narożnych. Rozdziela je 8 paneli wyposażenia. Panele są umieszczone między modułami i zapewniają maksymalną sztywność struktury. Panele te były wyjmowane i umożliwiały dostęp  do wewnętrznych komór podczas budowy statku. Komora środkowa zawiera zbiornik paliwa i inne komponenty systemu napędowego. W czasie prac konstrukcyjnych była otwierana od góry.

Pojazd jest stabilizowany trójosiowo za pomocą kół reakcyjnych i silniczków używających zimnego gazu (azotu). Zbiornik azotu znajduje się we wnętrzu centralnej komory statku kosmicznego. Silniczki znajdują się na krótkich wysięgnikach na zewnątrz tego modułu. Danych nawigacyjnych dostarczają dwie bezwładnościowe jednostki odniesienia (Inertial Reference Units - IRU) z przyspieszeniomierzami i żyroskopami, oraz szperacze gwiazd (Start Tracker). Komponenty te zostały umieszczone na zewnątrz modułu statku.

Łączność z Ziemią zapewnia antena wysokiego zysku (High Gain Antenna - HGA) ustawiona na dolnej powierzchni modułu statku, oraz dwie anteny niskiego zysku (Low Gain Antennas - LGAs) umieszczone na jednej z jego bocznych powierzchni. Przed transmisja dane są rejestrowane przez rejestrator jednoczęściowy (Solid-State Recorder), nie zawierający żadnych ruchomych części - złożony z kości pamięci. Dane są odbierane wyłącznie przez stacje należącej do NASA sieci DSN.

[Scorus]

Energii elektrycznej na poziomie 427 W dostarczają dwa panele fotoogniw słonecznych, ustawione jak płaty dachu na osłonie przeciwsłonecznej pokrywającej całą długość obserwatorium. Energia jest wykorzystywana na bieżąco, a także ładuje baterie chemiczne używane w czasie gdy pojazd znajduje się w cieniu. Każdy panel jest wyłożony 392 komórkami słonecznymi. Każda komórka ma wymiary 5.5 x 6.5 cm. Powierzchnia paneli jest w 50% pokryta komórkami słonecznymi, a w 50% reflektorami promieniowania słonecznego. Reflektory zmniejszają temperaturę paneli do około 330 K. Panele słoneczne są oddzielone szczeliną od powierzchni modułu teleskopu, w celu polepszenia ich orientacji względem Słońca, a także polepszenia izolacji termicznej zarówno samych paneli jak i teleskopu. Panele nie mogą zostać ustawione w pozycji odleglejszej od kierunku do Słońca większej niż 120 stopni. Przekroczenie tej wartości uniemożliwia właściwe oświetlenie panele.

[Scorus]

Moduł wyposażenia teleskopu kriogenicznego CTA ma kształt walca i łączy się za pomocą małej struktury kratownicowej  z modułem statku kosmicznego. Jest odizolowany termicznie od statku dzięki zastosowaniu kratownicy z materiałów o niskim przewodnictwie cieplnym oraz tarczy chroniącej przed promieniowaniem cieplnym. W przeciwieństwie do modułu statku kosmicznego w czasie misji nominalnej był chłodzony do temperatury kilku stopni powyżej zera absolutnego za pomocą ciekłego helu. Moduł ten składa się z czterech głównych części: grupy osłon zewnętrznych (Outer Shell Group); kriostatu helowego (Helium Cryostat); wspólnej komory instrumentów naukowych (Multiple Instrument Chamber - MIC); oraz teleskopy Ritcheya - Chretiena (Ritchey - Chretien Telescope).

[Scorus]

Zespół osłon zewnętrznych umożliwia utrzymywanie modułu CTA w odpowiedniej temperaturze. Chroni przed promieniowaniem cieplnym ze statku poprzez wypromieniowywanie go w przestrzeń. Składa się z osłony zewnętrznej (Outer Shell); osłon cieplnych (Thermall Shells); osłony słonecznej (Sun Shell); oraz osłony przeciwpyłowej (Dust Cover). Osłona zewnętrzna otacza moduł CTA i wypromieniowuje nadmiar ciepła w stronę przeciwna do Słońca. Jest oparta na lekkiej aluminiowej strukturze przypominającej plaster miodu. Jest pomalowana na czarno od strony przeciwsłonecznej. Od strony Słońca jest natomiast błyszcząca. Pozwala to na skuteczne odrzucanie promieniowania cieplnego ze Słońca, paneli słonecznych, statku kosmicznego i szperaczy gwiazd. Osłona przeciwsłoneczna chroni CTA przed promieniowaniem słonecznym. Na niej są ustawione panele słoneczne. Promieniowanie cieplne z paneli i z modułu statku kosmicznego jest przyjmowane przez osłony termalne - środkową i wewnętrzną. Osłona przeciwpyłowa chroniła otwór wejściowy teleskopu przed zanieczyszczeniami w czasie startu. Po wejściu na odpowiednią orbitę została odstrzelona. Wszystkie osłony CTA są odpowiednio ukształtowane, dzięki czemu w normlanje orientacji przestrzennej pojazdu cały moduł CTA jest ocieniony.

[Scorus]

Kriostat został umieszczony w dolnej części modułu teleskopu. Służył do chodzenia osłony zewnętrznej, środkowej i wewnętrznej, oraz instrumentów naukowych (bardzo czułych na ciepło nawet własne) za pomocą par helu pochodzących ze zbiornika tego gazu w postaci nadciekłej. Zastosowano 360 litrów helu. Zbiornik jest otoczony osłoną próżniową oraz zewnętrzną i pośrednią parą chłodzonych osłon. Zawiera także system zarządzania płynem. W okresie funkcjonowania kriostatu pary helu wypuszczane ze zbiornika odbierały ciepło z poszczególnych struktur w obrębie CTA i ulatniały się w przestrzeń.  Umożliwiało to schłodzenie instrumentów do temperatury 1.4 K.

[Scorus]

W obrębie osłony próżniowej kriostatu, bezpośrednio na zbiorniku helu umieszczono wspólną komorę chłodzonych instrumentów (MIC), zawierającą wszystkie instrumenty naukowe obserwatorium (bez ich zasadniczej elektroniki), oraz jednostki kalibracyjne i sensory odniesienia dla pozycjonowania, będące systemu kontroli orientacji przestrzennej. Komora MIC ma średnicę 84 cm i wysokość 20 cm. Płyta podstawowa jest wykonana z aluminium. Światło do tej komory wchodzi przez otwór wejściowy w komorze próżniowej. W czasie prac naziemnych i startu otwór ten był zamknięty przez odpowiednie wrota. Zostały one otworzone dopiero na orbicie. Odpowiednia konfiguracja MIC zapewnia, że do instrumentów nie dochodzi żadne światło oprócz pochodzącego z obserwowanego obiektu.

[Scorus]

Nad MIC, na schłodzonych osłonach kriostatku znajduje się właściwy teleskop podczerwieni w układzie Ritcheya - Chretiena. W okresie misji kriogenicznej był on chłodzony za pomocą par helu do temperatury 35 K. Ma on niewielką masę, tylko ok. 50 kg. Wszystkie komponenty, z wyjątkiem struktury podpierającej zwierciadła są wykonane z berylu. Beryl był tutaj materiałem szczególnie dogodnym. Jest odpornym materiałem, dobrze sprawdzającym się w konstrukcji teleskopów podczerwieni dzięki niskiej pojemności cieplnej w niskich temperaturach. W czasie budowy teleskopu zmaksymalizowano użycie materiałów o wysokim stosunku sztywności do gęstości, wysokim przewodnictwie cieplnym i niskim cieple właściwym w temperaturach kriogenicznych. Cały teleskop zbudowano z tego samego materiału, aby uniknąć różnic pomiędzy rozszerzalnością cieplną różnych komponentów. Wybrano konfigurację minimalizującą rozmiary całego teleskopu. Ponadto zastosowano najprostszy możliwy plan konstrukcji w celu ograniczenia do minimum ilości części. Pozwoliło to na zmniejszenie czasu i kosztów prac projektowych, a także okresu budowy i integracji teleskopu.

Światło wchodzi do teleskopu przez otwór wejściowy, a następnie wędruje w dół jego struktury. Następnie jest odbijane przez główne zwierciadło na mniejsze zwierciadło wtórne z przegrodą wtórną. Zwierciadło wtórne odbija światło, które przechodzi przez centralną przegrodę zwierciadła głównego i jako skupiona wiązka pada na płaszczyznę ogniskowej, gdzie (w MIC) umieszczono instrumenty naukowe.

[Scorus]

WYPOSAŻENIE

W skład osprzętu naukowego Spitzera wchodzą trzy instrumenty: kamera matrycowa podczerwieni (Infrared Array Camera - IRAC); spektrograf podczerwieni (InfraRed Spectrograph - IRS); oraz wielopasmowy fotometr obrazujący (Multiband Imaging Photometer - MIPS). Wszystkie instrumenty umieszczono w komorze MIC w obrębie kriostatu modułu CTA. Ich nie chłodzona elektronika znajduje się w module statku kosmicznego, w jego zasadniczej strukturze.

Pracami nad instrumentami zajmowały się głównie następujące ośrodki: Cornell University, University of Arizona, Smithsonian Astrophysical Observatory, Goddard Spaceflight Center oraz firma Ball Aerospace.

[Scorus]

IRAC

Kamera podczerwieni jest systemem obrazującym pracującym w zakresie bliskiej i środkowej podczerwieni. Służy do obrazowania najróżniejszych obiektów astronomicznych, od najodleglejszych galaktyk, poprzez gwiazdy do ciał Układu Słonecznego. Do jej głównych zadań naukowych zaliczają się: wykonanie badań wczesnego Wszechświata; wykonanie poszukiwań i badań brązowych karłów oraz nadolbrzymów; wykonanie obserwacji jąder galaktyk aktywnych; oraz wykonanie poszukiwań i badań dysków protoplanetarnych. Jednak cele te nie wyczerpują możliwości IRAC. Dzięki wysokiej wrażliwości, posiadaniu szerokiego pola widzenia i możliwości jednoczesnego obrazowania w czterech zakresach spektralnych jest to potężne narzędzie do dużych przeglądów o bardzo różnorodnych celach. Instrument był w pełni sprawny tylko w okresie misji kriogenicznej. Po jej zakończeniu przydatne są tylko dwa kanały fal krótkich.

Kamera zawiera cztery detektory w postaci powierzchni czułych na podczerwień, każdy o wymiarach 256 x 256 pikseli. W czasie misji kriogenicznej działały one w temperaturze około 6 K. Detektory te pracują odpowiednio w zakresie 3.6, 4.5, 5.8, oraz 8 mikronów.  Komplet dwóch detektorów fal krótkich (3.6 i 4.5 mikrona) jest wykonany z indku antymonu (InSb). Detektory fal długich (5.8 i 8 mikronów) są wykonane z krzemu z domieszką arsenu (Si:As). Są to tzw. detektory przewodnikowe z pasmem zanieczyszczeń (Impurity-Band Conduction - IBC). Pola widzenia FOV tych czterech kanału instrumentu mają wymiary odpowiednio:  5.21' x 5.21', 5.18' x 5.18', 5.21' x 5.21', oraz 5.21' x 5.21'. Moc rozdzielczości wynosi odpowiednio: 4.7, 4.4, 4.0, oraz 2.8. Szerokość kątowa pikseli to odpowiednio: 1.221'', 1.213'', 1.222'', oraz 1.220''. Dwa detektory fal krótkich oraz dwa detektory fal długich posiadają przyległe pola widzenia. Służą do jednoczesnego obrazowania. Pola widzenia tych dwóch kompletów są oddalone na niebie o około 1.5 minuty kątowej, więc nie zachodzą na siebie.

IRAC pozwala na obrazowanie z pograniczna dyfrakcją. Jasność otrzymywanego obrazu jest ograniczona głównie przez teleskop obserwatorium. Jedynym ruchomym elementem instrumentu jest migawka. Światło z teleskopu obserwatorium jest odbijane do instrumentu prze zwierciadło kierujące, które rozdziela je także na dwie wiązki dla dwóch pól widzenia instrumentu. Następnie skupione wiązki padają na płaszczyznę ogniskowej Spitzera, gdzie znajdują się detektory. Na detektory światło przechodzi poprzez dwa dublety soczewek. Rozdzielacz wiązek w każdym polu widzenia kieruje fale krótkie na detektory fal krótkich, a fale długie - na detektory fal długich. Cztery detektory pracują równocześnie lub niezależnie. Podczas normalnych, pełnowymiarowych obserwacji są używane wszystkie detektory.

IRAC zawiera dwa typy wewnętrznych lamp kalibracyjnych. Lampy transmisyjne zostały zaprojektowane do oświetlenia wszystkich czterech detektorów i umożliwienia wykonania wewnętrznych pomiarów ich czułości. Instrument posiada ponadto dwie transmisyjne kule kalibracyjne, z których każda zawiera dwie lampy. W celu oświetlenia detektorów migawka jest zamykana, lampa transmisyjna włączana, a światło odbija się od zwierciadła umieszczonego na odwrocie migawki, padając następnie na detektory. Kalibratory zalewowe natomiast oświetlają każdy detektor z osobna. Mogą być kontrolowane indywidualnie, a ponadto mogą być używane gdy migawka jest zamknięta lub otwarta. Służyły one do testów naziemnych. podczas normalnych warunków w trakcie misji  migawka nie powinna być używana, a więc kalibratory te nominalnie nie są wykorzystywane.

Instrument IRAC może pracować w dwóch trybach obserwacyjnych. W celu zmniejszenia efektywnego szumu odczytu danych z detektorów używany jest tryb próbkowania wielokrotnego  (Mulitiple Sampling Mode). Tryb ten polega na pobieraniu odczytów zaraz po kasowaniu detektora oraz dalszych odczytów pod koniec ekspozycji. Są one odejmowane przez rzez elektronikę IRAC w celu otrzymania jednej wartości piksela na ekspozycję. wartości ta jest jest rejestrowana na statku kosmicznym i wysyłana na Ziemię. Innym trybem jest tryb subklatek (Subarray Mode). W trakcie jego wykorzystywania z jednego detektora odczytywany jest tylko jeden róg - pwoierzchnia o wymiarach 32 x 32 piksele Wielkość piksela subklatki jest taka sama jak wielkość piksela w trybie pełnowymiarym. Próbki są pobierane tak jak w poprzednim trybie, ale wykonywany jest komplet 64 obrazów subklatek. Następnie są one łączone mozaikowo do pełnego obrazu o wymiarach 256 x 256 pikseli. Następnie dane są wysyłane do elektroniki statku kosmicznego celem zapisania i puźniejszej transmisji na Ziemię. Tryb ten jest przydatny do obserwacji bardzo jasnych źródeł oraz do otrzymywania wysokiej rozdzielczości czasowej.

Kamera IRAC została zbudowana w Centrum Lotów Kosmicznych im. Goddarda (Goddard Space Flight Center - GSFC). Centrum operacji naukowych instrumentu znajduje się w obserwatorium SAO (Smithsonian Astrophysical Observatory).

[Scorus]

IRS

Spektrograf podczerwieni został zaprojektowany do wykonywania badań spektrometrycznych słabych źródeł podczerwieni w zakresie środkowej części podczerwieni. Spektrogramy niższej rozdzielczości (R = 60 - 120) były uzyskiwane w zakresie widmowym 5.3 - 40.0 mikronów, a spektrogramy wysokiej rozdzielczości (R około 600) - w zakresie 10.0 - 37.0 mikrona. Urządzenie to było przydatne do obserwacji tylko w okresie misji kriogenicznej.

Instrument ten składa się z czterech modułów: modułu fal krótkich wysokiej rozdzielczości (Short-Hi Module); modułu fal długich wysokiej rozdzielczości (Long-Hi Module); modułu fal krótkich niskiej rozdzielczości (Short-Lo Module); oraz modułu fal długich niskiej rozdzielczości (Long-Lo module).

Moduły Short-Hi i Long-Hi są są spektrometrami Echelle. Pokrywają kolejno zakresy 10.0 - 19.5 i 19.3 - 37.0 mikronów. Charakteryzują się mocą rozdzielczości widmowej 600. Moduł Short-Lo pracuje w zakresie 5.3 - 14.2 mikrona. Charakteryzuje się mocą rozdzielczości widmowej w zakresie 60 - 120. Moduł Long-Lo pokrywa zakres 14.2 - 40.0 mikronów z mocą rozdzielczości widmowej 60 - 120.

Każdy moduł ma odrębną szczelinę wejściową w płaszczyźnie ogniskowej teleskopu obserwatorium. Moduły krótszych długości fal mają długie szczeliny, które umożliwiają uzyskiwanie zarówno podstawowych informacji widmowych, jak i informacji przestrzennych na tym samym detektorze. Dwa małe subklatki obrazowania obrazujące (Peak-up Arrays) pozwalają na precyzyjne pozycjonowanie obserowanego obiektu dokładnie nad szczeliną wejściową. Dostarczają ponadto obrazów obiektów przydatnych w badaniach fotometrycznych i strukturalnych. Wrażliwość modułów niskiej rozdzielczości w czasie 1s wynosi 0.06 mJy przy 6 - 15 mikronów oraz 0.4 mJy przy 14 - 38 mikronów (w przypadku 512 sekund integracji przy niskim tle).Wrazlwiość modułów wysokich rozdzielczości fal krótkich i długich wynosi  odpowiednio 2.7 x 10^-19 W/m^2 oraz  8.5 x 10^-19 W/m^2 (dla 512 sekund integracji przy niskim tle). IRS został zaprojektowany do osiągnięcia wysokiej wrażliwości kosztem zredukowania zasięgu dynamicznego. Dlatego użytkownicy instrumentu muszą bardzo uważać podczas interpretacji słabych cech widmowych.

Każdy z modułów instrumentu jest złożony z pojedynczego detektora zamontowanego w płaszczyźnie ogniskowej (Focal Plane Mount Assembly - FPMA). Wszystkie detektory są powierzchniami o wymiarach 128 x 128 pikseli. Sensory fal krótkich są wykonane z krzemu z domieszką arsenu (Si:As). Detektory fal długich są złożone z krzemu z domieszką antymonu (Si:Sb). Detektory Si:As pracują w zakresie 5 - 26 mikronów, a detektory Si:Sb w zakresie 14 - 40 mikronów. Każdy detektor jest połączony elektrycznie przez krótkie kable do ochłodzonej tablicy łącznikowej (Cold Interface Board - CIB) umieszczonej w zimnej sekcji instrumentu, na płycie podstawowej IRS. Zasadnicza elektronika instrumentu znajduje się natomiast w module statku kosmicznego.

Wszystkie zwierciadła i siatki dyfrakcyjne są wykonane z diamentów zamontowanych na podstawach z aluminium. Powierzchnie optyczne są pokryte złotem, co poprawia ich współczynnik odbijalności w zakresie podczerwieni. Projekt optyczny każdego z modułów opera się na takim samym schemacie. Szerokość szczelin wejściowych odpowiada dwóm pikselom detektora. Długość szczelin jest tak duża jak było to możliwe. Czynnikami ograniczającymi były głownie wielkości powierzchni detektorów oraz przestrzeń dostępna w komorze MIC.

Instrument IRS nie posiada żadnych ruchowych części. W celu przesuwania obserowanego źródła wzdłuż szczeliny wejściowej wykorzystywany jest ruch całego teleskopu. Każda szczelina w modułach niskiej rozdzielczości jest podzielone na dwie podszczeliny.  Każdy moduł wysokiej rozdzielczości posiada szczelinę pojedynczą. System optyczny nie posiada układów aktywnej kontroli ostrości. Poprawne skupianie obrazu widoma w płaszczyźnie ogniskowej zostało osiągnięte przez umieszczenie właściwie wykonanej mechanicznej płyty spacjonatora pomiędzy FPMA i komorami modułów. Instrument jest zdolny to automatycznego testowania zdolności właściwego ogniskowania obrazu. Poprzez zastosowanie wewnętrznego źródła  kalibracyjnego (oświetlacza zalewowego) umieszczonego blisko każdego detektora można monitorować działanie całego instrument.

[Scorus]

MIPS

Wielopasmowy fotometr obrazujący jest instrumentem umożliwiającym obrazowanie (w trzech obszarach widmowych scentrowanych na 24, 70 i 160 mikronów) i ograniczone pomiary spektrometryczne (w zakresie 55 - 95 mikronów) w obszarze dalekiej podczerwieni. Umożliwiał on wykrywanie źródeł podczerwieni około 100 razy słabszych od źródeł możliwych do wykrycia za pomocą wcześniejszych detektorów podczerwieni. Do jego podstawowych celów naukowych należało: wykonanie poszukiwań bardzo odległych galaktyk z okresu kiedy powstały w nich pierwsze metale i pył; wykonanie obserwacji pobliskich gwiazd w celu wykrycia dysków złożonych z pyłu i większych odłamków sugerujących istnienie planet; wykonanie poszukiwań i badań brązowych karłów oraz nadolbrzymów; oraz wykonanie obserwacji jąder galaktyk aktywnych. MIPS umożliwiał wykonywanie pomiarów z bezprecedensową wrażliwością i rozdzielczością kątową. Oprócz głównych celów naukowych umożliwiał prowadzenie różnorodnych bardzo wszechstronnych obserwacji. Instrument ten był przydatny tylko w okresie misji kriogenicznej.

W skład instrumentu wchodzą trzy detektory w postaci powierzchni czułych na podczerwień: detektor wykonany z krzemu z domieszką arsenu (Si:As) o wymiarach 128 x 128 pikseli obrazujący w zakresie 24 mikronów; detektor wykonany z germanu z domieszką galu (Ge:Ga) o wymiarach 32 x 32 piksele obrazujący w zakresie 70 mikronów;  oraz detektor wykonany z germanu z domieszką galem (Ge:Ga) o wymiarach 2 x 20 obrazujący w zakresie 160 mikronów. Detektor Ge:Ga o wymiarach 32 x 32 pikseli wykonuje także spektrogramy niskiej rozdzielczości w zakresie 50 - 100 mikronów. Pole widzenia (FOV) instrumentu ma wymiary kątowe 5 x 5' w najkrótszej długości fali (24 mikrony). W zakresie 70 mikronów pole to miało mieć wielkość 5 x 5', ale problem z okablowaniem zmniejszył je do 2.5 x 5 sekund kątowych. Detektor 160 mikronów ma pole widzenia o wielkości 0.5 x 5 minut kątowych, ale poprzez wielokrotne ekspozycje można je zwiększyć do 2 x 5 minut kątowych. Wszystkie trzy detektory obserwują niebo równocześnie. Wielopasmowe obrazowanie danego punktu jest umożliwione przez ruchy teleskopu. Oprócz detektorów w zimnej sekcji instrumentu znajdują się kalibartoty, optyka i zwierciadło skanujące. Jedyną ruchomą częścią jest zwierciadło skanujące pozwalające na skuteczne mapowanie dużych obszarów nieba.

Światło z teleskopu jest wprowadzane do wnętrza instrumentu poprzez dwie powierzchniowe zwierciadła kierującego. Następnie jest ono odbijane przez dwa inne zwierciadła w celu wytworzenia dwóch pól widzenia na zwierciadle skanującym. Pojedynczy kriogeniczny mechanizm zwierciadła skanującego (Cryogenic Scan Mirror Mechanism - CSMM) jest używany do wszystkich operacji obserwacyjnych. Pozwala na selekcję różnych ścieżek optycznych i kompensowanie ruchu obrazu podczas obrazowania polegającego na skanowaniu nieba. Zwierciadło to jest przesuwane z częstotliwością 0.1 Hz. Pozwala na kierowanie wiązki światła do wybranej ścieżki optycznej instrumentu. Światło jest jednocześnie wysyłane do 3 ścieżek optycznych szerokiego pola widzenia, do ścieżki wąskiego pola widzenia (tylko 70 mikronów), albo do ścieżki optycznej SED (55 - 95 mikronów).

Funkcja rozciągania punktu (Point Spread Function - PSF) pozwala na rozmycie źródła punkowego do szerokości 6", 18" i 40" w odpowiednio 24, 70 i 160 mikronach. Aby zapewnić odpowiednie próbkowanie PSF dla precyzyjnej fotometrii i obrazowania z wysoką rozdzielczością zastosowane wielkości pikseli są nieco mniejsze niż konwencjonalne. Detektory takie zastosowano w kanałach 24 i 160 mikronów. Ich piksele mają wielkości kątowe odpowiednio 2.55 x 2.55'' i 16 x 18''. Piksele detektora 70 mikronów są nieco większe niż optymalne dla trybu szerokiego pola widzenia (jednym z dwóch trybów w których pracuje ten detektor). Mają szerokość kątową 9.98''. Skala ta została dobrana w celu zapewnienia maksymalnej wrażliwości przy 70 mikronach przy stałej obecności uderzeń cząstek energetycznych w powierzchnię. Spowodowało to jednak zmniejszenie rozdzielczości przestrzennej. Dla trybu wąskiego pola widzenia detektora 70 mikronów jego piksele mają wielkość kątową 5.2''. Są wystarczająco małe do dostarczenia doskonałych pomiarów fotometrycznych i wysokiej rozdzielczości. Taka wielkość pikseli powoduje jednak zmniejszenie wrażliwości.

Instrument może pracować w czterech podstawowych trybach użytkowych i odpowiadających im szablonach obserwacji astronomicznych (Astronomical Observation Templates - AOTs). AOT obrazowania skanującego (Scan Mapping Mode) jest używany do skanowania dużych obszarów nieba w jednym lub dwóch pasmach jednocześnie. AOT fotometrii i wysokiej rozdzielczości (Photometry and Super Resolution Mode) jest używany do obrazowania źródeł o średnicy poniżej 1'', w tym źródeł punktowych. AOT trybu widmowego rozkładu energii (Spectral Energy Distribution Mode) jest używany od otrzymywani spektrogramów o niskiej rozdzielczości (R~20). AOT trybu mocy całkowitej (Total Power Mode - TP) jest używany do mierzenia całkowitej jasności bardzo rozciągłej emisji podczerwieni, np. światła zodiakalnego. Karrdy AOT zawiera pewną liczbę opcji, dostarczających wysokiej elastyczności podczas planowania obserwacji.

[Scorus]

HISTORIA MISJI

Możliwości stosowania teleskopów podczerwoni w misjach kosmicznych były rozważane na początku lat 70-tych. Projekt SIRTF został wybrany jako jeden z dwóch zestawów astronomicznych dla laboratoriów Spacelab projektowanych do wynoszenia w ładowniach wahadłowców. Zdefiniował to raport "A Strategy for Space Astronomy and Astrophysics for the 1980s" opracowany przez Narodową Akademię Nauk w 1979r. Przeprowadzona w tym okresie misja satelity IRAS (1983r) pobudziła rozwojów detektorów podczerwoni do zastosowań w astronomii. W początkowym okresie prac nad projektem SIRTF miał być zestawem instrumentów wynoszonych w ładowni wahadłowca. W okresie tym założenia projektu wahadłowca mówiły o częstych lotach trwających nawet 30 dni. W maju 1983r założenia programu SIRTF mówiły o wykonaniu kilku lotów na wahadłowcu. W późniejszym czasie odpowiednie instrumenty miały zostać zainstalowane na dedykowanym satelicie albo na stacji kosmicznej. Jako część laboratorium Spacelab SIRTF miał być wyposażony w teleskop o średnicy 1 metra. Pierwszy lot planowano wykonać około roku 1990. Kolejne loty miały odbywać się w odstępach rocznych. Dalsze badania wykazały jednak, że środowisko ładowni wahadłowca nie będzie dogodne dla teleskopu pracującego w podczerwoni. Od września 1983 rozważano przeprowadzenie misji w postaci osobnego satelity. Jego początkowy projekt zakładał wyniesienie na orbitę za pomocą wahadłowca. Jednak do wprowadzenia obserwatorium na zaplanowaną odległą orbitę okołoziemską konieczne było zastosowanie stopnia Centaur z paliwem ciekłym (LH2/LOX). Przystosowanie tego stopnia do lotów w ładowni wahadłowców zostało zaniechane po katastrofie Challengera. Z tego powodu SIRTF stał się jednym Wielkim Obserwatorium przeznaczonym do wyniesienia za pomocą rakiety jednokrotnego użytku.

W latach 90-tych w projekcje przeprowadzono serię zmian w celu zmniejszenia kosztów. W efekcie powstał obserwatorium mniejsze od pierwotnie planowanego, ale nadal zapewniające unikalne możliwości badań. Przeskalowanie pojazdu zostało w dużej mierze skompensowane zastosowaniem orbity okołosłonecznej. Ułatwiła ona chłodzenie instrumentów, przedłużyła okres żywotności misji i uprościła pozycjonowanie teleskopu. Wymusiła jednak zastosowanie sieci DSN do utrzymywania łączności.

Nazwa Spizter została przyjęta 18 grudnia 2003r, po publicznym konkursie. Pochodzi od nazwiska Lymana Spitzera, fizyka - teoretyka i astronoma, znanego z prac dotyczących możliwości zastosowania teleskopów kosmicznych z połowy XX wieku.

[Scorus]

PRZEBIEG MISJI

Teleskop Spitzera wystartował dnia 25 sierpnia 2003 roku, o godzinie 05:35:00 UTC. W przeciwieństwie do innych Wielkich Obserwatoriów nie został wyniesiony na orbitę przez wahadłowiec. Poleciał na dwustopniowej rakiecie Delta 2 7920H. Pierwszy stopień oraz pierwsze uruchomienie stopnia drugiego umieściło teleskop na niskiej, parkingowej orbicie okołoziemskiej. Ponowne odpalenie drugiego stopnia spowodowało opuszczenie orbity okołoziemskiej i przejście na orbitę okołosłoneczną. Następnie stopień ten został odrzucony. Ostatecznie obserwatorium znalazło się na orbicie heliocentrycznej. Pokrywa się ona w dużej mierze z orbitą Ziemi. Jednak pojazd zawsze znajduje się w dużej odległości od Ziemi, dzięki czemu nie jest narażony na odbite od niej promieniowanie podczerwone lub emisję z  atmosfery. Oddala się od Ziemi o 0.1 AU na rok. Jest to pierwsze obserwatorium astronomiczne umieszczone na takiej okołosłonecznej trajektorii. To nowatorskie podejście sprawiło, że do utrzymania teleskopu w bardzo niskiej temperaturze nie są wymagane duże ilości środka chłodzącego. Znacznie zmniejszyło to koszty misji.

Po wejściu na odpowiednią orbitę teleskop odrzucił osłonę przeciwpyłową chroniącą otwór wejściowy przed zanieczyszczeniami podczas startu. Następnie rozpoczęto okres testów statku kosmicznego i instrumentów naukowych. Po jego pozytywnym zakończeniu, w grudniu 2003 roku obserwatorium rozpoczęło okres bardzo udanych obserwacji astronomicznych. Misja nominalna trwała 2.5 roku. Następnie została przedłużona o kolejne 2.5 roku. Środek chłodzący wyczerpał się 15 maja. Po tym okresie obserwatorium jest nadal wykorzystywane. Funkcjonalne pozostają jednak tylko dwa kanały fal krótkich instrumentu IRAC.

W czasie swojej misji Teleskop Spitzera obserwował i obserwuje nadal tysiące obiektów. Ważnymi obserwacjami były na przykład badania komety 9P/Tempel 1 wykonane krótko przed i po uderzeniu w jej jądro impaktora sondy Deep Impact 4 lipca 2005 roku. Spitzer obserwował kometę przed, w trakcie i po zderzeniu w podczerwieni. Poszukiwał materiału pochodzącego z wnętrza komety poprzez poszukiwania zmian w składzie chemicznym komy.

Misja jest zarządzana przez Jet Propulsion Laboratory oraz Spitzer Science Center w Caltech.