Космический телескоп был назван в честь Эдвина Хаббла, американского астронома, создавшего в 1929 году концепцию расширяющейся как воздушный шар Вселенной. Его работа положила начало теории о происхождении Вселенной в результате огромного взрыва, известной как теория "большого взрыва". Высоко над Землей, с четкостью и точностью изображения, недоступными для наземных оптических инструментов, наблюдает за Вселенной космический телескоп "Хаббл".

    Обычно астрономы строили свои обсерватории на вершинах гор, выше облаков и загрязненной атмосферы. Но даже тогда изображение искажалось воздушными потоками. Самое четкое изображение доступно только из внеатмосферной обсерватории - космоса. С помощью телескопа можно увидеть то, что недоступно человеческому глазу, поскольку телескоп собирает больше электромагнитного излучение. В отличие от подзорной трубы, в которой для сбора и фокусирования света используются лизны, в больших астрономических телескопах эту функцию выполняют зеркала. Телескопы с самыми большими зеркалами должны иметь наилучшее изображение, поскольку собирают наибольшее количество излучения. И хотя диаметр зеркала "Хаббла" только 2,4 м - меньше самых больших телескопов на Земле, - он может видеть объекты в 100 раз менее четкие, и детали в десять раз мельче, чем лучшие наземные телескопы. И это потому, что он находится выше искажающей атмосферы.
    "Хаббл" - это телескоп-рефлектор, О таком телескопе мечтали еще в 40-х годах. Проектировался и строился он в 70-х - 80-х. Сначала предполагалось спускать телескоп на Землю с помощью Шаттла через каждые 5 лет, чинить, подправлять, совершенствовать, кроме этого, каждые 2.5 года обслуживать на орбите. Часть "железа" телескопа имела срок надежности порядка 2.5 лет. Однако из-за опасения загрязнений и деформаций при подъемах от наземного обслуживания отказались.

Телескоп им. Хаббла - HST, который обошелся в 1,5 млрд. долларов США - самый дорогой из когда-либо построенных спутников. Он также самый крупный из когда-либо запущенных спутников для научных целей. Его длина - 13,1 м, вес - 11,5 т.

ТЕЛЕСКОП ИМ. ХАББЛА

    Космический телескоп "Хаббл" (HST) был запущен на околоземную орбиту космическим шаттлом "Дискавери" в апреле 1990 г. Для фотографирования неба на борту имеется два основных инструмента. Один, широкоугольная планетарная камера (WFPC), предназначен для фотографирования планет и больших небесных площадей. Другой - камера для слабых объектов (FOC) - может снимать крупным планом мелкие, расплывчатые объекты, например, отдельные галактики. После запуска HST операторы Национального агенства США по аэронавтике и исследованию космического пространства (НАСА) попытались сфокусировать телескоп, но к своему ужасу обнаружили, что ни на одном изображении даже приблизительно не было той четкости, на которую они расчитывали. Выяснение причины привело к основному зеркалу, считавшемуся самым совершенным. На самом же деле в результате исследования оказалось, что производитель отполировал зеркало под слегка неточным углом изогнутости, и поэтому оно имело неправильную форму.
    Ошибка в параметрах дуги составляла всего лишь одну пятнадцатую волоса человека, но это означало, что пучек световых лучей, падающих на внешнюю часть зеркала, не пересекается с пучком световых лучей, падающих на центральную часть. Эта погрешность называется сферической аберацией. Поразительно, но телескоп никогда не тестировался на земле, что могло бы предотвратить ошибку до его запуска. Ученые устранили компьютерным путем искажающий эффект на снимках телескопа. Среди увиденного был известный эффект гравитационной линзы. Явление наблюдается, когда луч света проходит через сильное гравитационное поле, отклоняясь и создавая несколько изображений. В данном случае светимость квазара разбивается на четыре отдельных изображения силой тяжести галактики, которая находится в 20 раз ближе к нам. Получившееся в результате изображение было похоже по форме на клеверный листок. Такие гравитационные линзы были предсказаны еще в 1915 г. Альбертом Эйнштейном в рамках теории относительности, а называют их "крестом Эйнштейна".
    Буквально через несколько месяцев после запуска HST в слое облаков над Сатурном - единственной планетой, окруженной кольцом, - разразилась огромной силы буря. Телескоп был немедленно нацелен на планету, ведь такие бури - явление крайне редкое, случающееся не чаще одного раза в 30 лет. В начале бури над Сатурном образовалось большое белое пятно, которое затем стало растягиваться, опоясав кольцом облаков экватор планеты, что дало возможность астрономам зафиксировать ветры, дующие на большой высоте.
    Конструкция телескопа позволяла ремонтировать его прямо на орбите. Инженеры предусмотрели дополнительную оптику, корректирующую отказы оптических устройств так же, как очки корректируют зрение человека. Эта система получита название COSTAR (блок корректирующей оптики). Запущенный в декабре 1993 г. космический челнок "Эндевор" достиг телескопа на высоте около 600 км. Дистанционно управляемая механическая рука захватила HST и завела его в грузовой отсек, где в течение пяти дней две бригады астронавтов монтировали сменные устройства, работая в открытом космосе.
    В марте 2002 г. телескоп "Хаббл" был дополнительно оборудован Усовершенствованной обзорной камерой (УОК), обладающей повышенной чувствительностью как к видимому, так и к ультрафиолетовому свету. Установка повысила эффективность наблюдений в 10 раз.
    Как стало известно в этом году (2005) из официального источника НАСА, скоро будет прекращено финансирование проекта. Хотя потом они отказались от своих слов. Так, что неизвестно сколько HST еще будет нести свою вахту.
    Основные рабочие инструменты телескопа:
    Широкоугольная/планетная камера (WFPC 2). Ей сделаны почти все потрясающие "пейзажные" снимки. Состоит из трех больших квадратных матриц ПЗС, расположенных углом и одной поменьше но с лучшим разрешением, вставленной в пустой угол. Из-за такой конструкции многие снимки имеют вид выщербленного квадрата.
    Двумерный спектрограф (STIS). Главное преимущество: способен записывать спектр многих объектов одновременно. Диапазон чувствительности - от 115 нм (жесткий ультрафиолет) до 10000 нм (инфракрасная область) - много шире, чем можно получить на Земле. Поле зрения - 50 Х 50 секунд дуги, матрица ПЗС - 1024 Х 1024 пикселей.
    Камера ближней инфракрасной области и многообъектный спектрометр (NICMOS). Чувствительна в области 0.8 - 2.5 микрона (за пределами видимого диапазона). Треует холода, поэтому работает в дьюаре (лабораторная разновидность термоса) с замороженным (твердым) азотом. Данный дьюар держит холод годами.
    Камера для слабых объектов. Сделана Европейским Космическим агентством. Имеет рекордное угловое разрешение: до 0.01 угловых секунды. Использует светоусилительные трубки. Звезда 21 величины должна экспонироваться со светофильтром, так как иначе все засветит. (Однако, этой камерой сделан уникальный снимок ярчайшего объекта: красного сверхгиганта Бетельгейзе, причем звезда разрешена в диск с несимметричным распределением яркости - B.S.) Управление полетом, съем данных и их первичная обработка осуществляются Центром полетов Годдарда. В течение суток данные передаются в Научный институт Космического телескопа (Space Telescope Science Institute, STScI), STScI отвечает за основную обработку и поддержку данных для использования научным сообществом. Телескоп Хаббл работает как международная обсерватория. Рассматриваются проекты со всего мира, хотя конкуренция за время наблюдений весьма жесткая: принимается в среднем один из 10 проектов.
Вторая большая космическая обсерватория США - CGRO (Комптон)
    Гамма-обсерватория им. Комптона была названа так в честь лауреата Нобелевской премии по физике Артура Холли Комптона. Она была запущена 5 апреля 1991 года на борту космического челнока "Атлантис". Гамма-обсерватория создана для изучения Вселенной в гамма-лучах. С ее помощью впервые проводился обзор всего неба в гамма-лучах, а также наблюдения Солнца, квазаров, пульсаров, сверхновых звезд, черных дыр и гамма-всплесков. Орбита обсерватории располагалась в 384 км от поверхности Земли. Вследствии низости орбиты обсерватория постоянно испытывала действие со стороны атмосферы (сопротивление), поэтому несколько раз ее приходилось поднимать на более высокую орбиту. Спутник весил 17 тонн. Поднятые над атмосферой, приборы Комптона смогли исследовать самые высокоэнергичные процессы во Вселенной в диапазоне гамма-излучения, где каждый фотон несет энергию в 100000 раз и более превосходящую энергию видимого света. Срок работы гамма-обсерватории намного превзошел планивовавшиеся 2–5 лет, но только отказ гироскопа, побудил NASA к завершению проекта и спуску аппарата в атмосферу. Научные результаты, полученные обсерваторией можно оценить уже по тому факту, что за время своей работы она обнаружила более 400 источников космического гамма-излучения — в 10 раз больше, чем было известно до ее запуска. Она также зарегистрировала более 2,5 тыс. гамма-всплесков, тогда как ранее было зафиксировано только около 300. Обсерватория была сведена с орбиты 4 июня 2001 года. Проработала 10 лет.
Третья большая космическая обсерватория США - Chandra (Чандра)
    Излучения всех небесных тел, исследуемых астрономами до начала ХХ века, описывались тепловыми механизмами, поэтому серьезных причин полагать, что в космосе существует заметное рентгеновское излучение, идущее от объектов с очень высокими температурами (до миллионов градусов), не было. Первый намек на то, что такое излучение все же существует, появился в конце 40-х годов прошлого века, когда впервые было зарегистрировано рентгеновское излучение от Солнца. В конце 50-х были сделаны первые оценки рентгеновских потоков, ожидаемых от излучения обычных звезд. И только в 1962-м счетчики Гейгера, установленные на американской ракете «Аэроби-150», запущенной на высоту 200 км, обнаружили в энергетическом диапазоне от 1,6 до 6,2 КэВ не фоновое излучение, а локальный, неподвижный относительно звезд источник. Определить его точное положение на небе было затруднительно, так как аппаратура не была рассчитана на точное наведение. Но стало ясно, что направление на источник (созвездие Скорпиона) не совладало ни с одним из объектов Солнечной системы. Пepвый же взгляд на небо в рентгеновских лучах поставил задачу, на решение которой потребовались долгие годы. А точка, располагавшаяся в созвездии Скорпиона, стала отправной в истории нового направления астрономии. Существование этого источника, названного SCO Х-1, было подтверждено в 1963 году. В 60-е годы рентгеновские исследования проводились с помощью приборов, установленных на борту ракет и высотных аэростатов. Точность этих приборов была невысока, но тогда ученых интересовали не столько характеристики рентгеновских источников, сколько сам факт их существования и распределения по Галактике. Установка же более сложного оборудования было делом невыгодным, так как по окончании полета ракеты оно разрушалось вместе с ней. 3а 8 лет ракетных и аэростатных исследований на рентгеновскую карту неба было нанесено всего 40 источников. Ситуация резко изменилась с появлением спутников, способных активно работать длительное время, к тому же их положение контролировалось с достаточной степенью надежности, а значит, и направление на источник могло быть выдержано с большой точностью.

Вверху: передающие решетки спектрометров; Собственное имя получают все большие телескопы. Свое название "Чандра" получила в честь выдающегося астрофизика, лауреата Нобелевской премии Субрахманьяна Чандрасекара (1910-1995), он родился в 1910 году в пакистанском городе Лахоре. Он был одним из первым ученых, который сочетал астрономию с физикой. Внизу: Шлифовка зеркал для "Чандры";

НАЗВАНИЕ

    Интересные результаты были получены с борта орбитальной станции «Салют-4». Помимо этого, рентгеновские детекторы, способные исследовать излучение источников в большом энергетическом диапазоне, работали и на борту станции «Салют-7», и на советской автоматической станции «Астрон». Первый широкомасштабный обзор «рентгеновского» неба был выполнен американским спутником «Ухуру», запущенным в декабре 1970 года, вес которого составил всего 175,5 кг, а разрешающая способность его бортового телескопа была ниже, чем у человеческого глаза в оптическом диапазоне. Результатом его работы стала первая подробная карта, где самым ярким источником был SCO Х-1, к тому же уже на пределе чувствительности были обнаружены другие источники, в 10 000 раз cлaбee его. По мере совершенствования техники на орбиту поднимались все более сложные и разнообразные приборы, с помощью которых были подробно изучены объекты, обнаруженные «Ухуру», и совершены новые открытия. В 1975 году секретный американский спутник «Вела» и астрономический нидерландский спутник ANS зарегистрировали рентгеновские барстеры - вспышки жесткого излучения. ANS удалось измерить рентгеновское излучение звёздных корон (верхних атмосфер) у Капеллы и Сириуса.
    В 1978 году отправился на орбиту спутник-обсерватория «Эйнштейн». На его борту был установлен первый большой рентгеновский телескоп с зеркалами косого падения с диаметром входного отверстия 60 см. По своему разрешению он был аналогичен разрешению оптического телескопа Галилея 1610 гoдa! Дo «Эйнштейна» астрономы смотрели на рентгеновское небо как бы невооруженным глазом, он открыл телескопическую эру рентгеновской астрономии. В задачу «Эйнштейна» входил не только поиск новых источников, но и исследование избранных объектов, список ко торых включал практически все типы небесных тел. «Эйнштейну» удалось наблюдать объекты, которые в миллион paз слабее самого яркого источника SCO Х-1, 1 определить точное положение более 7 000 источников. Наблюдения показали, что почти каждая звезда благодаря горячей газовой короне является источником рентгеновского излучения. В этом диапазоне наблюдались остатки вспышек сверхновых - сброшенные звездами расширяющиеся оболочки, заполненные горячим газом. Оказалось, что рентгеновское излучение во Вселенной - явление такое же обычное, как и оптическое. Рентгеновское небо заполнено квазарами, активными галактиками и скоплениями галактик.
    В 80-е годы стартовали новые рентгеновские телескопы на японских спутниках «Тенма» и «Гинга», советских - «Астроне», «Кванте» и «Гранате» и на европейском спутнике EXOSAТ. В 90-е годы, когда к работе подключились совместная американо-европейская обсерватория ROSAT и японский спутник ASCA, началось изучение горячих газовых дисков вокруг нейтронных звезд, или черных дыр, входящих в состав тесных звездныx пар, активных ядер галактик. На карту было нанесено уже 100 000 источников рентгеновского излучения. Цифра внушительная, но если бы оптические телескопы смогли увидеть только 100 000 звезд, они остановились бы на звездах 9-й величины, которые только в 20 раз слабее видимых невооруженным глазом в безлунную ночь. В оптическом диапазоне наблюдатели добрались уже до 24-й звездной величины и останавливаться не собираются. Мечта о большой космической рентгеновской обсерватории, которая могла бы «видеть» больше и дальше, не оставляла астрономов.
    Первый проект большого орбитального рентгеновского телескопа появился в 1970-м, еще до запуска «Ухуру», когда было известно лишь 40 рентгеновских источников. Разработка, конструирование и строительство телескопов, которые должны разместиться в космосе, работая в условиях враждебной среды при огромном перепаде температур и вакуума под контролем с Земли, обычно занимает многие годы и требует огромных затрат. А так как в то время велась подготовка к запуску космической обсерватории «Эйнштейн», то к вопросу о большом космическом телескопе NASA вернулось только в 1976-м. Финансирование проекта AXAF началось в 1977 году, и Центр космических полетов им. Маршалла начал предварительное проектирование телескопа. Его создание задержалось более чем на десятилетие, во-первых, из-за финансовых проблем, а во-вторых, из-за трагедии, произошедшей с «Челленджером». 3еленый свет был дан проекту конгрессом США лишь в 1988 году.
    В 1992-м, опять же из-за сложностей с финансированием, для уменьшения стоимости орбитальной обсерватории было решено сократить количество используемых зеркал с 12 до 8, а вместо 6 предусмотренных научных инструментов задействовать всего 4. В течение 20 лет группы ученых, инженеров, техников и менеджеров в многочисленных правительственных центрах, университетах и корпорациях были вовлечены в строительство и сборку большой рентгеновской обсерватории, получившей название «Чандра». Телескопическая система и научные инетрументы прошли тысячи индивидуальных тестов в рентгеновском калибровочном оборудовании, специально сконструированном для этой цели в Маршалловском центре космических полетов. Тесты, которые завершились в мае 1997-го, показали, что «Чандра» имеет прекрасную чувствительность и высокое угловое и спектральное разрешения, а значит, сможет обнаружить в 10 раз более слабые рентгеновские источники, чем ее ближайший предшественник - космический исследовательский аппарат ROSAT. В 1999 году обсерватория была доставлена на мыс Канаверал для отправки в долгое путешествие. «Чандра» стала самым большим спутником, из всех когда-либо выводимых на орбиту «Шаттлами», а экипаж «челнока» впервые возглавила женщина.
    Вот уже «Чандра» несет свою службу на орбите, добывая из глубин Вселенной все новую информацию. Уникальные данные, которые уже обнаружены обсерваторией и, видимо, еще будут ею обнаружены, помогут ученым найти ответы на фундаментальные вопросы.
    Чтобы компенсировать сокращение числа зеркал и приборов, для "Чандры" была предесмотрена очень высокая и вытянутая орбита. Дело в том, что наземные телескопы могут быстро переключаться с одной цели на другую, а большинство космических телескопов поворачиваются вокруг неба очень медленно, тратя для того, чтобы навестить с одной стороны неба на другую, приблизительно 30 минут. Таким образом, когда Земля блокирует поле зрения низкоорбитального телескопа на несколько сотен километров, достаточного времени просто не хватает для того, чтобы перевести их на другую цель в противоположной области неба, поэтому изображение или запись спектра обрывается, а наблюдения возобновляются лишь после того, как Земля уходит из поля зрения. Из-за этого низкоорбитальные спутники теряют почти половину своего потенциального наблюдательного времени. Высокая орбита "Чандры" позволяет использовать 80% наблюдательного времени для сбора научной информации. Недостаток же столь высокой орбиты заключается в том, что ее не может достичь шаттл, а поэтому инструменты на обсерватории в случае неисправности или появления новых модификаций заменить нельзя. Поэтому к качеству конструирования, строительства и тестирования телескопа, расчитанного на 5-летнюю работу в космосе, предъявлялись очень высокие требования.
    Основные рабочие инструменты телескопа:
    Зеркала телескопа: рентгеновская астрономия долго не могла стать телескoпической из-за осoбых свойств отражения рентгеновских фотонов, которые в большинстве случаев благодаря своей большой энергии не отражаются от пoверхности зеркала, а проникают в его толщу. И только лучи, падающие под очень малыми углами, почти скользящие вдоль поверхности зеркала, могут от него отразиться. Поэтому зеркала, способные сфокусировать потоки рентгеновских частиц, совершенно не похожи на знакомые всем «тарелки» оптических зеркал. Они называются "зеркалами косого падения" и напоминают трубу, слегка сужающуюся к одному концу. Собственно, это два зеркала с разной формой поверхности, расположенные на одной оптической оси друг за другом. Дело в том, что зеркало в форме параболоида, попрocтy не способно создать в фокальной плоскости никакого изображения, потому что лишь луч, идущий точно по оптической оси и попадающий точно в центр фокальной плоскoсти, дает изображение в виде точки. Лучи, проходящие вне этой оси, строят кольцо с центром на оптической оси. Чтобы получить точечное изображение в фокальной плоскости, за параболическим ставят гиперболическое зеркало, корректирующее первое. Сначала луч отражается от параболического зеркала, затем - от гиперболического и лишь после этого создает изображение в нoвой, фокальной плoскости. Использование в астрономии зеркал косого падения предложили в 1960 году американские ученые Рикардо Джаккони и Бруно Росси. Рентгеновский телескоп "Чандра" состоит из двух наборов зеркал косого падения - четырех параболических, вставленных друг в друга, и четырех - гиперболических, установленных таким же образом. Подобная конструкция необходима для увеличения собирающей пoверхности телескoпа. Зеркала имеют длину 80 см, диаметры их составляют от 0,6 до 1,2 метра. Отполированы они были с высочайшей точностью, так как любая неровность в 10 ангстрем (одна миллиардная доля метра) будет аналoгична вершине для рентгеновского излучения с длиной волны 2 ангстрема и может вызвать его отклонение с нужнoго пути. Для того чтобы при формировании зеркал обеспечить необходимый уровень точности, было создано новое специальное калибровочное оборудование. Вместо золота для покрытия зеркал был использован иридий, отражательная способность которого несравнимо выше. Затем зеркала были собраны вместе и сцентрированы с высочайшей точностью (1,3 микрометра, или 1/50 толщины человеческого волоса). Благодаря высокoму качеству зеркала способны сконцентрировать более пoловины фотонов, исходящих от точечного источника в круге радиусом в половину секунды дуги, что и делает телескоп максимально чувствительным.

Выведенная на орбиту в 1999 году космическая обсерватория "Чандра" имеет длинну 13,8 метра и весит 4 620 кг. Длина двух ее солнечных панелей составляет около 20 метров. На "Чандре" установлен мощнейший рентгеновский телескоп, разрещающую способность которого можно сравнить с возможностью человеческого глаза видеть автомобильный стоп-сигнал на расстоянии 20 км.

ТЕЛЕСКОП ЧАНДРА

    Устройство обсерватории: Обсерватория "Чандра" состоит из 3 основных частей: рентгеновского телескопа, научных инструментов и космического аппарата, обеспечивающего доставку телескопа на орбиту. Инструментальный модуль позволяет перемещать инструменты как в фокальную плоскость телескопа, так и обратно. Кроме того, модуль содержит электронику, контролирующую работу инструментов. Большое внимание уделено системе теплового контроля, обеспечивающей температурный контроль на всей обсерватории и особенно вблизи рентгеновских зеркал, так как даже незначительные изменения температуры могут повлечь за собой изменение фокуса зеркал и ухудшение качества изображений. Бортовой компьютер станции с программой наблюдения хранит собираемую информацию, которая регулярно передается на Землю во время сеансов связи.
    Инструменты "Чандры": Камера высокого разрешения "Чандры" (HRS) имеет широкое поле зрения и высокое угловое разрешение. Она способна "построить" изображения столь высокого качества, что на них можно разглядеть детали размером меньше половины секунды дуги. Кроме того, камера может зарегистрировать время прибытия каждого рентгеновского луча с интервалом в 16 микросекунд, что крайне важно для изучения коллапсирующих объектов. Спектрометр (ACIS), формирующий изображения, может одновременно строить изображение и измерять энергию каждого пришедшего луча. Это позволит астрофизикам получить изображения одного и того же объекта в линиях отдельных химических элементов и сравнивать их затем между собой. Этот прибор очень удобен для изучения температурных колебаний внутри таких источников рентгеновского изучения, как огромные облака горячего газа в межгалактическом пространстве, или изменения химического состава в облаках, оставшихся от взрывов сверхновых. Таким образом, эти две камеры строят изображение источника и сообщают всю информацию о приходящих рентгеновских лучах. Чтобы лучше понять Вселенную, астрономам, помимо изображений, крайне необходимы также и спектры. Для получения спектроскопии высокого разрешения на борту "Чандры" используются низко- и высокоэнергетичные спектрометры высокого разрешения. Чтобы достичь приемлемого для астрономов спектрального разрешения, используются специальные передающие решетки, изменяющие направление пришедших рентгеновских лучей, в соответствии с их энергиями, точно так же, как призмы и решетки в оптических спектрографах разделяют свет по цветам. Решетки покрывают область энергий в диапазоне от 0,07 до 10 КэВ. Высокое качество решеток позволяет обнаружить различие между энергиями в 1000 и 1001 КэВ. Одна из вышеописанных камер определяет положения разделенных рентгеновских лучей, давая возможность оценить их энергии. Столь высокое разрешение позволяет обнаруживать и более слабые линии спектра, чем те, что были известны до сих пор, и представить новые средства для определения температуры, степени ионизации, плотности, химического содержания и движения вещества в рентгеновских источниках.
Четвертая большая космическая обсерватория США - Spitzer (Спитцер)
    Космический телескоп Spitzer (SIRTF, Space Infrared Telescope Facility) был запущен в космос ракетой-носителем Дельта с Мыса Канаверал, Флорида 25 августа 2003. В течение его 2.5-летней миссии, Spitzer получит изображения и спектры, исследует инфракрасную энергию, или высокую температуру, излученную объектами между длинами волны 3 и 180 микронов. Большинство этой инфракрасной радиации блокировано атмосферой Земли и поэтому недоступно для наблюдения с Земли. Обсерватория состоит из 0.85-метрового телескопа и трех охлажденных научных, Spitzer - самый большой инфракрасный телескоп, когда-либо запущенный в космос. Он позволяет заглядывать нам в такие места, которые скрыты от оптических телескопов. Инфракрасное излучение проникает даже через плотные облака газа и пыли, что позволяет наблюдать за развитием протозвезд, наблюдать центры галактик, формирование планетных систем.
    Поскольку инфракрасное излучение - это излучение высокой температуры, телескоп должен быть постоянно охлажден до температуры обсолютного нуля, так что-бы свое собственное излучение не мешало наблюдениям. Кроме того, телескоп должен быть защищен от высокой температуры Солнца и от излучения Земли, для этого аппарат несет солнечный щит и имеет удаленную земную орбиту.
    Телескоп Spitzer - это заключительная миссия в программе Больших обсерваторий НАСА.

---