James Webb Space Telescope (JWST)

“Once you get past how beautiful JWST is, then you start to consider what you’re actually looking at… the scale of it, the distance, both physically and temporally, and how amazing that is too, that you’re literally looking back in time,” (Michael Lentz)

Muzika uz post: A look At Our Universe Through JWST With Classical Music

Kocka od 10 milijardi dolara se isplatila. James Webb Space Telescope (JWST) je uspješan projekat i najmoćniji teleskop (ustvari opservatorija)u ljudskoj historiji. To je, prije svega, najveći svemirski optički teleskop ikad: sa 6.5 m segmentiranim ogledalom. Segmentirano primarno ogledalo sastoji se od osamnaest heksagonalnih berilijumskih ogledala, svako prečnika 1,32 m, presvučenih zlatom i zaštitnim slojem SiO₂ kako bi se osigurala reflektivnost >97%. Efektivna fokusna daljina je 131,4 m (f/20). Radi u infracrvenom području (0.6–28 µm), a nalazi se u L2 tački, sa ekstremnom stabilnošću (jedna od pet Lagrangeovih tačaka gravitacionog sistema Sunce–Zemlja; to je mjesto u svemiru gdje se gravitacione sile Sunca i Zemlje savršeno uravnoteže sa centrifugalnom silom orbitalnog kretanja, tako da objekat može „lebditi“ uz vrlo malo potrošnje goriva). Štit koji omogućuje pasivno hlađenje veličine je teniskog terena (15x21m). Rezolucija JWST je puno bolja nego kod Hubblea, a osjetljivost 100× bolja od svih prethodnih IR-opservatorija. JWST nam pomaže u otkrivanju: ranih zvijezda galaksija, egzoplaneta, atmosfere planeta, molekula vode, ugljikovodika, zvjezdane prašinu…Pa hajde da ga malo bolje upoznamo.

Uvod

Svemirski teleskop James Webb (JWST) predstavlja najnapredniju kriogenu optičku opservatoriju ikada izgrađenu, dizajniranu za istraživanje formiranja prvih zvijezda i galaksija, sastavljanja galaksija, rođenja zvijezda i planetarnih sistema, te porijekla života. Njegov segmentirani otvor blende od 6,6 m radi na kriogenim temperaturama blizu 40 K, što se postiže pasivnim hlađenjem iza petoslojnog štita od sunca u tački L2 Sunce-Zemlja. Ova lokacija pruža stabilne termalne i gravitacijske uvjete neophodne za infracrvenu astronomiju, dok velika rasklopiva struktura omogućava kompaktno skladištenje unutar oklopa Ariane 5 za lansiranje i autonomno raspoređivanje u orbiti.

Svemirski teleskop James Webb (JWST) nastao je iz višedecenijskog razvoja ideja koje su nastojale definirati pravog nasljednika svemirskog teleskopa Hubble (HST). Porijeklo projekta seže do 1985. godine, kada su Riccardo Giacconi i Pierre Bely iz Instituta STS (Space Telescope Science Institute) započeli razvoj koncepata za “super-HST”. Rani dizajni razmatrali su monolitna ogledala od 8-10 m u geosinhronoj orbiti, Golay interferometrijske nizove i teleskope za daleko infracrveno područje poput Velikog rasklopivog reflektora (Large Deployable Reflector). Ova istraživanja su pokazala da, iako interferometrijski nizovi nude visoku rezoluciju, samo kompaktni, hladni teleskop s jednim otvorom blende može postići osjetljivost potrebnu za posmatranje slabih galaksija u infracrvenom području. Naknadne studije istraživale su lunarne opservatorije od 16 m i teleskope u Zemljinoj orbiti od 6 m, ali su termička i operativna ograničenja učinila te pristupe nepraktičnim.

Prekretnica se dogodila sredinom 1990-ih, kada su inženjeri NASA-inog Centra za svemirske letove Goddard i STSI-ja – predvođeni Johnom Matherom, Pierreom Belyjem, Peterom Stockmanom i drugima – definirali koncept za veliku, pokretnu infracrvenu opservatoriju u tački L2 Sunce-Zemlja, gdje bi Sunce, Zemlja i Mjesec bila iza višeslojnog štita na teleskopu. Ova konfiguracija nudila je stabilne termalne uvjete, kontinuirano posmatranje dubokog svemira i mogućnost pasivnog hlađenja teleskopa ispod 50 K. Rezultirajući dizajn (1995) uveo je mnoge od definirajućih karakteristika JWST-a: segmentirano primarno ogledalo od berilija (klasa 6-8 m), optički raspored s tri ogledala i anastigmatskim optičkim elementom s brzim ogledalom za stabilizaciju slike i štitnik od Sunca u obliku dijamanta koji pruža 40-50% trenutnog pokrivanja neba.

Ova arhitektonska promjena zahtijevala je veliki napredak u laganoj kriogenoj optici, preciznim mehanizmima raspoređivanja i integriranom modeliranju koje je povezivalo optičke, termalne i strukturne analize. Tim je razvio detaljne studije izvodljivosti i monografije kako bi dokumentirao ključne podsisteme – dizajn štitnika od sunca, kontrolu raspršene svjetlosti, postavljanje aktuatora ogledala i smanjene greške valnog fronta – koji su kasnije vodili industrijski partneri kao što su Ball Aerospace, TRW i Lockheed Martin. Iterativnim poboljšanjima smanjeno je primarno ogledalo na 6,6 m, uz zadržavanje punog kapaciteta srednjeg infracrvenog zračenja. Konačni dizajn je uravnotežio naučne ambicije s troškovima i ograničenjima lansiranja, pridržavajući se NASA-inog cilja postizanja većih mogućnosti od HST-a, uz uporedive ukupne troškove [1,7].

Razvoj sistema ogledala za svemirski teleskop James Webb (JWST) predstavlja jedan od najambicioznijih poduhvata optičkog inženjerstva ikada preduzetih u svemirskoj nauci. Za manje od decenije, NASA i njeni industrijski partneri su dizajnirali, izradili i testirali dvadeset i jedno berilijumsko ogledalo za tzv. optički element teleskopa (OTE), uključujući osamnaest heksagonalnih segmenata primarnog ogledala, sekundarno ogledalo, tercijarno ogledalo i ogledalo za fino upravljanje. Ovaj napor velikih razmjera zahtijevao je paralelni napredak u nauci o materijalima, kriogenoj tehnologiji, metrologiji i integraciji sistema kako bi se proizveo lagani, termički stabilan teleskop ograničenom difrakcijom, sposoban za rad na 40 K.

Na početku programa, NASA je utvrdila da postojeća tehnologija kriogenih ogledala, poput one koja se koristi na svemirskom teleskopu Spitzer, ne može zadovoljiti zahtjeve JWST-a za osjetljivost i stabilnost. Pokrenuto je nekoliko demonstracijskih programa, posebno Subscale Beryllium Mirror Demonstrator (SBMD) i Advanced Mirror System Demonstrator (AMSD). Ovi projekti, provedeni u saradnji s Ministarstvom odbrane i Nacionalnim uredom za izviđanje, validirali su proizvodne procese za laganu berilijumsku optiku s površinskom gustoćom blizu 15 kg/m². Pokazano je da berilijumska ogledala mogu preživjeti vibracije i akustična okruženja, kontrolirati naprezanja u proizvodnji i održavati tačnost profila optike kroz kriogeno cikliranje – postižući nivo tehnološke spremnosti.

Formalni Odbor za preporuke ogledala (Mirror Recommendation Board) uporedio je berilijum sa alternativnim dizajnom stakla ultra-niskog širenja (ULE). Podaci kriogenih ispitivanja otkrili su odlučujuće prednosti berilijuma: visoku toplotnu provodljivost, nisku gustinu i gotovo nulti koeficijent toplotnog širenja na kriogenim temperaturama (Kriogena temperatura je veoma niska temperatura, obično ispod –150 °C (ili 120 K), na kojoj materijali pokazuju posebna fizička svojstva i gdje se koriste kriogeni fluidi kao što su tečni dušik, tečni helij, vodik). Ova svojstva su omogućila pasivnu toplotnu ravnotežu bez aktivnog zagrijavanja ili kompenzacije fokusa. Shodno tome, berilijum je odabran kao osnovni materijal za sva OTE ogledala, pružajući superiornu stabilnost i smanjenu masu.

Program je također implementirao opsežan okvir za upravljanje rizicima u ranoj fazi razvoja. Rizici su sistematski identificirani i ublaženi, od problema s naprezanjem materijala i vibracijama do preciznosti poliranja, rukovanja rubovima i kriogenih performansi. Izgrađene su namjenske inženjerske razvojne jedinice i za primarna i za sekundarna ogledala, koje su prvo služile kao testne platforme, a kasnije kao rezervni dijelovi.

Izrada ogledala slijedila je složen, multiinstitucionalni tijek rada koji je vodio Ball Aerospace, uz ključne doprinose Brush Wellmana (berilijumski komadi), Axsys Technologies (obrada), L3-SSG-Tinsley (precizno poliranje) i NASA-inih kriogenih ispitnih postrojenja. Proizvodni ciklus – od berilijumskog komada dobijenog metalurškim prahom do ogledala sa zlatnim premazom, kvalifikovanog za lansiranje – trajao je oko 8,5 godina. Svaki segment je podvrgnut sekvencijalnoj obradi, finom poliranju do površinske greške < 20 nm RMS, kriogenom mapiranju, premazivanju, ispitivanju vibracija i konačnom kriogenom prijemnom ispitivanju. Inače, RMS (Root Mean Square) je statistička mjera prosječne veličine greške po cijeloj površini optike, a 20 nm označava grešku od 1/25 talasne dužine vidljive svjetlosti (λ ≈ 550 nm).

Svih 21 ogledala ispunilo je ili premašilo svoje optičke specifikacije. Osamnaest segmenata primarnog ogledala postiglo je greške površinske figure blizu 25 nm RMS, sekundarna i tercijarna ogledala oko 20 nm, a ogledalo za fino upravljanje 15 nm RMS – što je u potpunosti unutar specificiranih zahtjeva za postizanje greške talasnog fronta na nivou sistema od 150 nm RMS. Uspješan završetak ove kampanje ogledala pokazao je ne samo izvodljivost velike, lagane, kriogene optike, već i efikasnost distribuirane saradnje između NASA-e, Northrop Grummana, Ball Aerospacea i brojnih podizvođača i laboratorija širom Sjedinjenih Država [2].

Svemirski teleskop James Webb (JWST) zamišljen je za istraživanje ranog svemira i detekciju prve generacije zvijezda i galaksija, a istovremeno i za proučavanje formiranja zvijezda, planetarnih sistema i egzoplanetarnih atmosfera. Njegovi naučni ciljevi zahtijevali su kriogenu infracrvenu opservatoriju s primarnim ogledalom od 6,6 m koje se može rasporediti, koje radi na temperaturama ispod 55 K i optimizirano je za snimanje i spektroskopiju od 0,6 µm do 28 µm. Četiri primarna instrumenta – NIRCam, NIRSpec, MIRI i FGS/NIRISS – pokrivaju ovaj spektralni raspon i pružaju komplementarne mogućnosti za snimanje, spektroskopiju i fino navođenje. Masa JWST pri lansiranju je bila 6161 kg. Energetska potrošnja je 2.14 kW (solarni paneli) i Li baterija od 105.6 Ah.

Razvoj JWST-a suočio se s pet dominantnih tehničkih izazova. Prvi je bio kriogeno okruženje, koje je zahtijevalo pasivno hlađenje putem petoslojnog štita od sunca koji smanjuje sunčevo zagrijavanje za faktor od otprilike milion, u kombinaciji s radijatorima i aktivnim kriohladnjakom za MIRI koji radi na 6 K. Membrane koje štite od Sunca su od Kapton E materijala (poliimidna folija izuzetno otporna na visoke temperature, radijaciju i hemikalije), debljine 0.05 mm (sloj prema Suncu) i 0.025 mm (ostala 4 sloja). Ovi slojevi su presvučeni aluminijumom, osim prednje strane prvog i drugog sloja gdje je nanesen sloj silicijuma. Drugi izazov je bio izazov taj što su teleskop i njegov štit od sunca dimenzija 21 × 15 m bili preveliki za bilo koju lansirnu raketu te su stoga morali biti sklopljeni za lansiranje i poslije autonomno “aktivirani “raspakovani” u svemiru putem složenog niza od preko 300 mehanizama. Treći izazov bio je ograničenje mase, što je zahtjevalo visoko integriranu strukturnu arhitekturu gdje su optički, termalni i električni interfejsi bili čvrsto povezani. Četvrti se ticao optičke stabilnosti, koja se morala postići pasivno – bez aktivne adaptivne optike – pažljivim dizajnom segmenata berilijevog ogledala, kompozitnih potpornih struktura i precizne termičke kontrole. Konačno, izazov verifikacije nastao je jer se cijela opservatorija nije mogla testirati od početka do kraja na zemlji; umjesto toga, njene performanse su morale biti analitički provjerene putem naprednog programa integriranog modeliranja (IM) koji povezuje strukturne, termalne, optičke i dinamičke simulacije. JWST nosi 300 kg goriva, što je dovoljno za min 10 godina misije (periodično održavanje trajektorije i ugaoni manevri).

Proces projektovanja se uveliko oslanjao, dakle, na analitičku verifikaciju, što je označilo prvi put da je NASA validirala veliku opservatoriju prvenstveno kroz simulaciju, a ne kroz testiranje hardvera u punom obimu. Prije kritičkog pregleda projekta 2010. godine provedeno je više od sedamdeset studija na nivou sistema. Integrisano modeliranje je spojilo termalne i strukturne modele konačnih elemenata sa simulacijama optičkog praćenja zraka i kontrole talasnog fronta, izvršenim pomoću alata kao što su NASTRAN i SINDA/TSS. Model svakog podsistema unakrsno su provjerili nezavisni timovi iz NASA-e i Northrop Grummana, a validacija je izvršena kroz testove na nivou podsistema i korelaciju sa eksperimentima u kriogenim komorama. Ovaj pristup je uspostavio povjerenje da će opservatorij ispuniti optičke i termalne zahtjeve u orbiti.

Optički teleskopski element (OTE) koristi konfiguraciju s tri ogledala anastigmata (TMA) koja se sastoji od eliptičnog primarnog, hiperboličkog sekundarnog, eliptičnog tercijarnog i ogledala (FSM) za fino usmjeravanje. Segmentirano primarno ogledalo od 6,6 m sastoji se od osamnaest heksagonalnih berilijumskih ogledala, svako prečnika 1,32 m, presvučenih zlatom i zaštitnim slojem SiO₂ kako bi se osigurala reflektivnost >97% iznad 1 µm. Svaki segment primarnog ogledala ima masu od oko 40 kg (20 kg berilijumska ogledala a ostalo sklop aktuatora i struktura). Efektivna žižna daljina je 131,4 m (f/20), što daje vidno polje od približno 18 × 9 lučnih minuta i snimanje ograničeno difrakcijom na 2 µm. Svaki segment je montiran na heksapod sa šest aktuatora i zasebnim aktuatorom radijusa zakrivljenosti, što omogućava precizno faziranje i usklađivanje zakrivljenosti. Sekundarno ogledalo (prečnika 0,738 m) i tercijarno ogledalo formiraju sistem koji pruža zakrivljenu fokusnu površinu koju dijele svi naučni instrumenti. Senzorsko očitavanje i kontrola talasnog fronta se vrše putem NIRCam-a, koji mjeri optičke aberacije i pruža povratne informacije aktuatorima segmenta i heksapodu sekundarnog ogledala kako bi se održalo poravnanje s nanometarskom preciznošću.

Optičke performanse JWST-a postižu Strehl-ov omjer (mjera kvaliteta optičkog sistema, koja govori koliko je neka optika blizu idealno difrakciono ograničenog sistema) od 0,8 na 2 µm, što odgovara ukupnoj grešci talasnog fronta sistema od 150 nm RMS. Od ukupno zahtjevane maksimalne greške, 99 nm je dodjeljeno statičkim aberacijama, 58 nm termalnom driftu, 13 nm mehaničkim vibracijama i 69 nm kretanju slike. Optički protok (površina × transmisija) kreće se od oko 15 m² na 0,8 µm do 22 m² iznad 5 µm, sa izmjerenom transmisijom teleskopa između 0,78 i 0,93 u cijelom spektralnom opsegu.

Sistem za suzbijanje zalutale svjetlosti opservatorije kombinuje geometrijsko pregrađivanje, površinske tretmane i termičku kontrolu. Ključni elementi uključuju pregradu “Frill” koja okružuje primarno ogledalo, Lyot-ov štitnik integriran s FSM-om i unutrašnje maskiranje za blokiranje svjetlosnih putanja izvan ose poznatih kao “odmetnuti” i “zaobilazni” zraci. Optičke površine na toploj strani teleskopa su premazane u crno, s emisivnošću ispod 0,6 kako bi se ograničila emisija u srednjem infracrvenom spektru.

Termički, JWST se oslanja na pasivnu arhitekturu hlađenja: njegov petoslojni Kapton E štitnik za sunce, metaliziran silicijumskim i aluminijumskim premazima, reflektuje preko 200 kW solarne energije, održavajući hladnu stranu blizu 40 K. Radijatori hlade NIR detektore ispod 45 K, dok se MIRI održava na 6 K hibridnim pulsnim cijevima (Joule-Thomson kriohladnjakom) čiji kompresorski sistem disipira energiju na oko~400 W u sabirnici svemirske letjelice.

Performanse u orbiti potvrdile su tačnost procesa modeliranja: stabilnost talasnog fronta, termalna ravnoteža i preciznost usmjeravanja podudarali su se ili premašili analitička predviđanja. JWST je pokazao da se veliki rasporedivi kriogeni teleskopi mogu validirati putem sistemskog inženjerstva zasnovanog na modelima, uspostavljajući novu paradigmu za buduće svemirske opservatorije koje zahtijevaju i ekstremnu osjetljivost i neviđenu strukturnu složenost [3].

Materijal primarnog ogledala

Svemirski teleskop James Webb (JWST) zahtijevao je lagano, termički stabilno ogledalo sposobno za održavanje optičkih performansi na kriogenim temperaturama (≈ 40 K). Dva paralelna industrijska tima su finansirana za razvoj koncepata ogledala, planova proizvodnje i procjena troškova/rasporeda. Odbor za preporuke ogledala (MRB) – koji se sastojao od NASA-e, Northrop Grummana i nezavisnih stručnjaka – procijenio je konkurentske dizajne na osnovu četiri glavna kriterija: tehničke performanse, raspored, troškovi i rizik. Tehničke metrike su usklađene sa sistemskim zahtjevima JWST nivoa 2, uključujući grešku talasnog fronta (WFE < 117 nm RMS), obuhvaćenu energiju (> 74% unutar 150 mas na 1 µm) i stabilnost (< 2% varijacije tokom 24 sata).

Testiranje na kriogenim temperaturama (30 K) otkrilo je odlučujuće razlike između dva materijala. Berilijumsko ogledalo pokazalo je kriogene promjene površine ogledala od 77 nm RMS (nakon kompenzacije poravnanja) u poređenju sa 188 nm RMS za ULE® staklo, i visokofrekventne reziduale od 26 nm RMS u odnosu na 47 nm RMS. U radnom rasponu od 30–55 K, Berilij je pokazao izuzetnu termičku stabilnost, sa promjenama površine od samo 7 nm RMS u poređenju sa 40 nm RMS za ULE®. Slično tome, stabilnost radijusa zakrivljenosti Berilija bila je gotovo za red veličine bolja od ULE®, osiguravajući superiornu stabilnost fokusa tokom termičkih fluktuacija.

Iako su oba materijala mogla postići performanse ograničene difrakcijom (Strehl > 0,8 na 2 µm), berilijum je nudio veće margine u stabilnosti obuhvaćene energije i nižu osjetljivost na temperaturne gradijente. Ovi nalazi su utvrdili Berilij kao materijal s najboljim performansama i najmanjim rizikom za kriogenu misiju JWST-a. Alternativa ULE® zadržala je određene programske prednosti (niži rizik od rokova i troškova, jednostavnija izrada), ali je njena nepredvidiva kriogena deformacija uvela neprihvatljivu nesigurnost za performanse u orbiti.

MRB je jednoglasno zaključio da, iako ULE® staklo ostaje odlično za ambijentalne primjene, berilijum pruža neusporedive kriogene performanse, ispunjavajući ili premašujući sve JWST optičke i termalne zahtjeve. Strategija paralelnog razvoja usvojena za AMSD ubrzala je tehnološku spremnost za oba materijala i smanjila rizik troškova programa. Konačno, odluka o usvajanju berilijuma definirala je optičku arhitekturu JWST-a, omogućavajući realizaciju stabilnog, difrakcijski ograničenog, rasklopivog teleskopa koji radi na kriogenim temperaturama [11].

Optički dizajn teleskopa

Optički dizajn svemirskog teleskopa James Webb (JWST) predstavlja značajno odstupanje od prethodnih svemirskih opservatorija poput svemirskog teleskopa Hubble (HST). Dok oba dijele koncept potpuno reflektirajućeg teleskopa koji isporučuje zajedničku ravan slike više instrumenata, JWST-ov optički teleskopski element (OTE) je napredni sistem ponovnog snimanja optimiziran za kriogeni rad, visoku optičku stabilnost i performanse infracrvenog polja širokog polja. OTE stvara međusliku i realnu izlaznu pupilu za poboljšano suzbijanje zalutale svjetlosti i stabilizaciju slike, dok se njegovo primarno ogledalo sastoji od, kao što je rečeno, 18 aktivno kontroliranih heksagonalnih segmenata umjesto jednog monolitnog ogledala.

Osnovna misija teleskopa je posmatranje epohe “prve svjetlosti” – formiranja najranijih zvijezda i galaksija – premošćujući jaz između COBE-ovog istraživanja kosmičke mikrotalasne pozadine i HST-ovog istraživanja zrelog svemira. Ovaj naučni cilj zahtijevao je veliku aperturu (5-8 m), široko vidno polje koje prelazi 4 lučne minute, snimanje ograničeno difrakcijom na 2 µm i rad na kriogenim temperaturama.

Odabrana optička konfiguracija je dizajn s tri ogledala na osi koji koristi najmanji mogući broj reflektirajućih površina kako bi se zadovoljili ovi zahtjevni zahtjevi. Eliptično primarno ogledalo radi na f/1.2, dok hiperbolično sekundarno ogledalo formira sliku na f/9, a eliptično tercijarno ogledalo preslikava sliku sa izlazne pupile na ogledalo za fino upravljanje (FSM), koje pruža zajedničku fokalnu površinu za sve naučne instrumente. Površina slike je namjerno zakrivljena oko centra krivine FSM-a, minimizirajući pomake fokusa tokom korekcija finog usmjeravanja. Ova arhitektura preslikavanja ne samo da stabilizira funkciju širenja tačke (Point Spread Function – PSF), već i pomaže u suzbijanju zalutale svjetlosti, eliminirajući potrebu za teškom pregradnom cijevi. Umjesto toga, JWST koristi srednju pregradu slike i Lyot-ov graničnik na FSM-u kako bi se postiglo potrebno odbacivanje zalutale svjetlosti.

Performanse greške talasnog fronta nominalnog optičkog dizajna su oko 25 nm RMS unutar optimalnog područja polja, pri čemu se kvalitet slike postepeno smanjuje prema uglovima polja zbog rezidualnog astigmatizma. Diferencijalna distorzija, ključni parametar za stabilnost vođenja, strogo je kontrolisana položajem i kretanjem FSM-a, održavajući konzistentnost PSF-a tokom dugih ekspozicija.

Glavna inovacija JWST-a je njegova mogućnost daljinskog optičkog poravnanja nakon lansiranja. Budući da se teleskop mora sklopiti za lansiranje i ponovo sastaviti u orbiti, OTE uključuje sistem za detekciju i kontrolu talasnog fronta (WFS&C) unutar NIRCam-a. Ovaj sistem izvršava proces poravnanja u četiri faze:

• Akvizicija raspoređivanja – lociranje svakog segmenta ogledala i identifikacija njihovih odgovarajućih tačaka slike;
• Grubo poravnanje – podešavanje zakrivljenosti segmenta i položaja sekundarnog ogledala;
• Grubo fazno podešavanje – korištenje disperznog Hartmannovog senzora za uklanjanje grešaka;
• Fino faziranje – postizanje korekcije talasnog fronta na nanometarskom nivou putem faznog pronalaženja.
• Ovaj proces se može periodično ponavljati tokom misije kako bi se održale optičke performanse.

Urađene su detaljne analize osjetljivosti koje istražuju tolerancije poravnanja, termalne driftove i dinamičku stabilnost. Rezultati pokazuju da su lansiranjem izazvani pokreti tercijarnog ogledala i modula naučnog instrumenta dominantni izvori grešaka koje se mogu ispraviti u poravnanju, dok neispravne greške talasnog fronta prvenstveno nastaju zbog kvaliteta površinske figure ogledala. Optičko modeliranje pokazuje da greške površine doprinose najvećem udjelu ukupnog WFE-a, naglašavajući važnost kriogene optičke proizvodnje i preciznosti ispitivanja [4].

Svemirski teleskop James Webb (JWST) dizajniran je da omogući snimanje i spektroskopiju s ograničenom difrakcijom u širokom rasponu infracrvenih valnih dužina (0,6–27 μm). Njegove optičke performanse analizirane su i proračunate putem hijerarhije metrike izvedene iz funkcije širenja tačaka (PSF), osiguravajući da teleskop ispunjava svoje naučne ciljeve u kriogenim i dinamičkim operativnim uvjetima. Glavne metrike performansi su:

• Strehl-ov omjer > 0,8 na 2 μm i 5,6 μm.
• Frakcija obuhvaćene energije > 0,74 na 1 μm (važan optički parametar koji opisuje koliko ukupne svjetlosne energije pada unutar određenog radijusa slike tačke – PSF.
• Efektivna anizotropija < 1 % na 2 μm (mjera koliko je PSF optičkog sistema nepravilna/nesimetrična, tj. koliko odstupa od savršenog kružnog Airy diska).
• Stabilnost: varijacije obuhvaćene energije < 2% i anizotropije < 0,1% tokom vremena.

Ove metrike zajedno kvantificiraju oštrinu slike, koncentraciju energije i vremensku stabilnost PSF-a. Za razliku od prethodnih sistema s jednom metrikom, JWST-ov optički dizajn eksplicitno kombinira više komplementarnih mjera kako bi se izbjegle previše pojednostavljene procjene performansi.

JWST koristi segmentirano heksagonalno primarno ogledalo (18 segmenata) i difrakcijsko modeliranje pokazalo je da razmaci segmenata (< 0,001 D) ogledala uzrokuju zanemarivu degradaciju, pri čemu kvalitet PSF-a dominira vanjskim heksagonalnim perimetrom i nosačima sekundarnog ogledala. Naglasak dizajna se stoga pomiče na upravljanje greškom valnog fronta (WFE) i kretanjem slike uzrokovanim tolerancijama poravnanja, termičkim driftom i ograničenjima sistema za kontrolu položaja [12].

Ogledala JWST su lagana, kao što je spomenuto od berilijuma obloženog zlatom – odabranog zbog svoje visoke krutosti, male mase i izuzetne kriogene dimenzionalne stabilnosti. Ispitivanje termičke deformacije i iterativno poliranje na kriogenim temperaturama osigurali su da svaki segment postiže RMS grešku na radnoj temperaturi < 32 nm. Sama struktura teleskopa sastoji se prvenstveno od kompozitnih materijala od ugljičnih vlakana, čiji nizak koeficijent termičkog širenja (CTE) i mehanička krutost održavaju poravnanje pri velikim termičkim gradijentima.

Održavanje stabilnosti talasnog fronta tokom vremena je ključno za naučne ciljeve JWST-a. Mehanički poremećaji od sklopova reakcionih točkova i kriogenog hladnjaka su analizirani i ublaženi izolacijskim nosačima i prigušivanjem vibracija. Termička izobličenja – uzrokovana promjenama orijentacije u odnosu na Sunce – su minimizirana pažljivim termičkim dizajnom i upotrebom materijala sa niskim CTE. Tokom 14-dnevnog ciklusa posmatranja, predviđene varijacije energije u krugu ostaju ispod 3%, zadovoljavajući dugoročni zahtjev za stabilnost slike.

Propusnost teleskopa zavisi od proizvoda njegove površine za prikupljanje i optičke transmisije. JWST-ova ogledala postižu reflektivnost veću od 88% za talasne dužine ≥ 2 µm, pružajući efektivnu površinu za prikupljanje veću od 25 m². Strogi protokoli kontrole kontaminacije – uključujući integraciju u čiste sobe, zaštitne vreće i FSM grijače – ograničavaju gubitke od molekularnih slojeva i taloženja leda na zanemarljive nivoe. Uticaj udara mikrometeoroida na L2 procijenjen je kroz laboratorijske studije udara, potvrđujući da će degradacija površine ostati ispod 0,001% tokom desetogodišnje misije.

Kontrola zalutale svjetlosti

Svemirski teleskop James Webb (JWST) koristi jednu od najsofisticiranijih arhitektura za kontrolu zalutale svjetlosti ikada implementiranih na svemirskoj opservatoriji. Budući da JWST radi kao eksponirani kriogeni teleskop u tački L2 Sunce-Zemlja, njegove optičke performanse kritično zavise od suzbijanja i vanjskog osvjetljenja (Sunce, Zemlja, Mjesec, galaktička i zodijačka svjetlost) i samoemisije toplih komponenti opservatorije. Koncept suzbijanja zalutale svjetlosti strukturiran je oko tri sloja odbrane:

1. Kućišta na nivou instrumenata: Svaki od četiri naučna instrumenta JWST-a unutar Integrisanog modula naučnih instrumenata (ISIM) je potpuno zatvoren, što omogućava svjetlosti da ulazi samo kroz namjenska ogledala za detekciju. Unutrašnje pregrade osiguravaju da detektori vide samo predviđeni put snopa. Uklanjanje ISIM kućišta je testirano i utvrđeno je da povećava raspršenje bliskog infracrvenog (NIR) zračenja za manje od 0,01%, što potvrđuje njegovu sekundarnu – uglavnom termičku – ulogu.
2. Zaštita ISIM-a i sistema zadnje optike (AOS): ISIM kućište ograničava dolaznu svjetlost na onu koja prolazi kroz ulazni otvor AOS-a. Dvije potencijalne vanosne putanje – nazvane “Rogue Path” i “Truant Path” – identificirane su i ublažene geometrijskim pregradama. Rogue Path uključuje zrake koje prolaze pored ogledala za fino upravljanje (FSM) i ulaze u ogledalo instrumenta; predimenzionirana pregrada FSM-a u potpunosti blokira ove putanje čak i pod najgorim tolerancijama poravnanja. Truant Path nastaje od svjetlosti koja dolazi iza teleskopa i reflektira se od sekundarnog ogledala u optički niz; potiskuje se predimenzioniranjem unutrašnjih graničnika i optimizacijom maski pupila na FSM-u.
3. Sunčeva zaštita i geometrija svemirske letjelice: Petoslojna Kaptonova sunčana zaštita služi kao primarna barijera direktnom solarnom fluksu (≈ 200 kW). Također termički izoluje teleskop, održavajući optičke površine ispod 55 K i minimizirajući samoemisiju u srednjem infracrvenom (MIR) području.

Analize mapa tzv. geometrijske susceptibilnosti (GS) otkrivaju da više od polovine ukupne zalutale svjetlosti potiče iz konusa od 18° oko optičke ose, pri čemu dominira raspršenje od primarnog ogledala (PM) i njegove crne tzv. Kapton pregrade. Dodatni manji doprinosi potiču od zakrivljenih nosača strukture sekundarnog ogledala (SMSS). Truantova putanja proizvodi slabu svjetlost pod velikim uglovima (~156°), ali njen intenzitet ostaje daleko ispod granica detekcije. Modeli sa galaktičkim i zodijačkim distribucijama svjetline neba pokazuju da većina posmatranja dubokog polja (npr. Hubble Ultra Deep Field ili Sjeverni ekliptički pol) ima nivoe zalutale svjetlosti znatno ispod propisanih.

Na NIR talasnim dužinama (0,6–5 μm), dominantni doprinosioci su PM raspršenje i refleksije od pregrada, dok na MIR talasnim dužinama (>10 μm), termalna samoemisija iz opservatorije postaje primarni izvor pozadinskom svjetla. Do 20 μm, više od 80% ove emisije potiče iz četiri donja PM segmenta, koji su nešto topliji od ostalih; njihov uticaj se prati kao ključni pokazatelj performansi tokom termičke verifikacije. Čak i u najgorim konfiguracijama, zalutala svjetlost sa izloženih ivica štitnika za Sunce ili manja neusklađenost membrane dodaje manje od 10% NIR nivoima i <1% na dugim talasnim dužinama. Monte Carlo simulacije pokazuju da je vjerovatnoća značajnije neusklađenosti štitnika za Sunce (<0,02%) zanemarljiva.

Konačno, analize proširene L2 orbite pokazuju da povećanje veličine orbite za 10% ne utiče značajno na nivoe zalutale svjetlosti reflektovane od Zemlje ili Mjeseca. Doprinosi zalutale svjetlosti sa ovih tijela ostaju znatno ispod zodijačke pozadine za sve orijentacije teleskopa [8][9].

Algoritmi za detekciju i kontrolu talasnog fronta

Svemirski teleskop James Webb (JWST) zahtijeva sofisticirani sistem za detekciju i kontrolu talasnog fronta (WFS&C) kako bi postigao svoje performanse ograničene difrakcijom u svemiru. Za razliku od teleskopa na Zemlji, koji se često oslanjaju na namjenske senzore talasnog fronta, JWST obavlja sva mjerenja koristeći svoju blisku infracrvenu kameru (NIRCam) u fokalnoj ravni. Ovaj pristup eliminira potrebu za složenim optičkim hardverom, prenoseći izazov na napredne algoritme za obradu slike koji se izvršavaju na Zemlji.

Proces WFS&C je ključan jer se JWST-ovo 18-segmentno primarno ogledalo (PM) i rasklopivo sekundarno ogledalo (SM) moraju precizno poravnati nakon lansiranja kako bi formirali jedinstvenu, koherentnu optičku površinu. Svaki PM segment je opremljen sa sedam aktuatora – šest za kontrolu vrha, nagiba i klipa, te jednim za lokalno podešavanje radijusa zakrivljenosti – što omogućava ukupno 113 upravljivih stepeni slobode.

Sekvenca puštanja u rad odvija se kroz pet glavnih faza, nakon čega slijedi kontinuirano održavanje valnog fronta tokom cijele misije:

1. Prvo snimanje svjetla i fokusiranje: Početno snimanje određuje fokus teleskopa podešavanjem udaljenosti SM-a kako bi se maksimizirala obuhvaćena energija.
2. Identifikacija segmenta: Svaki segment ogledala se sekvencijalno naginje (~5 lučnih sekundi) kako bi se identificirala odgovarajuća slika na NIRCam detektoru. Proces stvara diferencijalne parove slika “pozitiv-negativ” koji jedinstveno mapiraju svaki segment na njegovu tačku.
3. Grubo poravnanje: Ova faza poravnava SM i PM segmente koristeći modificirani Gerchberg-Saxtonov (MGS) algoritam. Talasni frontovi iz svakog segmenta se procjenjuju pojedinačno, dekomponuju u Hexikeove polinome (Zernikeovi analozi za heksagonalnu geometriju) i koriguju kako bi se lokalne aberacije smanjile ispod 200 nm RMS.
4. Grubo faziranje: Greške klipa segmenta reda veličine 100 µm ispravljaju se korištenjem metode disperznog detektovanja pruga (DFS) ili disperznog Hartmannovog senzora (DHS). Obje se oslanjaju na difrakcijske rešetke i prizme unutar NIRCam-a za analizu uzoraka interferencijskih pruga između parova segmenata, određujući njihove relativne pomake. DHS tehnika omogućava istovremeno mjerenje više segmenata, smanjujući broj potrebnih ekspozicija.
5. Fino faziranje: Nakon što se postigne grubo poravnanje, fino faziranje koristi defokusirane slike dobivene putem NIRCam-ovih filterskih kotača. MGS algoritam izvlači punu teleskopsku fazu iz ovih slika, pročišćavajući valni front unutar ~100 nm RMS.

Nakon puštanja u rad, JWST vrši praćenje i održavanje talasnog fronta koristeći sjajne zvjezdane ciljeve, bilo unaprijed odabrane ili unutar naučnih oblasti. Rutinske fine korekcije faze se očekuju svakih ~30 dana, iako teleskop može autonomno održavati stabilnost između kalibracija.

Laboratorijska validacija provedena je korištenjem Ball Aerospace-ovog testnog sistema High Authority Primary Mirror (HAPM) – optičkog simulatora sa 6 segmenata koji omogućava nezavisnu kontrolu vrha, nagiba, klipa i zakrivljenosti. WFS&C algoritmi su pokazali robusnu konvergenciju i visoku tačnost, postižući greške rezidualne faze ispod 10 nm RMS u simuliranim testovima.

Modificirani Gerchberg-Saxtonov algoritam čini računarsku jezgru JWST-ovog procesa rekonstrukcije valnog fronta. On iterativno procjenjuje fazu pupile cikličkim prebacivanjem između ravni slike i pupile putem brzih Fourierovih transformacija (FFT), primjenjujući ograničenja amplitude iz izmjerenih slika i geometrije pupile teleskopa. Višestruke defokusirane slike se kombinuju kako bi se povećala tačnost i suzbio šum, dok precizna registracija slike osigurava poravnanje subpiksela između skupova podataka [10].N

Naučni instrumenti

JWST ima 4 glavna naučna instrumenta, svaki smješten u ISIM modu (Integrated Science Instrument Module), zajedno sa finim vođenjem (FGS).

To su:

1. NIRCam — Near Infrared Camera

Glavna širokougaona kamera + vodič za segmentnu kolimaciju M1. Spektralni raspon:

– 0.6 – 5.0 µm (bliski infracrveni).

Ključne funkcije:

• Primarna slika JWST-a.

• Faziranje 18 segmenta primarnog ogledala.

• Slike galaksija, mladih zvijezda, prašine, protoplanetarnih diskova.

• Posebni koronografi za direktno snimanje egzoplaneta.

Senzori:

• HgCdTe detektori 2048×2048.

• Dualne optičke grane (short-wave & long-wave).

NIRCam je “radni konj” teleskopa — preko 70% najpoznatijih JWST slika dolazi iz NIRCam-a.

2. NIRSpec — Near Infrared Spectrograph

Najnapredniji infracrveni spektrograf ikada lansiran. Spektralni raspon:

– 0.6 – 5.3 µm.

Posebnost — Micro-Shutter Array (MSA):

• 250.000 individualnih “vratašca”

• Svako se može otvoriti/zatvoriti.

• Omogućava spektroskopiju do 100 objekata odjednom!

Mogućnosti instrumenta:

• Više modova rezolucije (R~100, 1000, 2700).

• Praćenje hemijskog sastava galaksija.

• Analiza atmosfere egzoplaneta.

NIRSpec radi posao koji bi na Zemlji zahtijevao dva ili tri teleskopa paralelno.

3. MIRI — Mid-Infrared Instrument

Najosjetljiviji instrument u srednjem infracrvenom. Detektor na bazi Si:As. Spektralni raspon:

– 5 – 28.5 µm

Mogućnosti instrumenta:

• Kamera + spektrograf + koronograf.

• Slikanje vrlo hladnih objekata: smeđi patuljci, okeani na egzoplanetima, molekularni oblaci, prašina i komete, galaksije iz “mraka” ranog svemira.

Zahtijeva posebno hlađenje. Dok je JWST hlađen pasivno, MIRI ima vlastiti kriohladnjak koji ga spušta na 7 K. Bez MIRI-ja, JWST ne bi mogao gledati hladne objekte i “termalni svemir”.

4. FGS/NIRISS — Fine Guidance Sensor & Near Infrared Imager and Slitless Spectrograph.

Dva različita instrumenta u jednom kućištu.

a. FGS — Fine Guidance Sensor

Funkcija instrumenta:

• Drži teleskop stabilnim na nivou od 5–10 milisekundi luka.

• Bez FGS-a, sve JWST slike bi bile mutne.

• Radi korekcije pointing jittera.

Nije naučni instrument, ali je kritičan za oštar PSF.

b. NIRISS — Near-infrared Imager and Slitless Spectrograph. Spektralni raspon:

– 0.8 – 5 µm

Režimi rada:

• Wide-field slitless spectrography za egzoplanete.

• Aperture-masking interferometrija (TAI) — rezolucija kao teleskop od 12 m!

• Fotometrija i astrometrija.

Najbolji instrument JWST-a za tranzite egzoplaneta. Mjeri vodu, metan, ozon, CO₂ u atmosferama.

Kako instrumenti rade zajedno?

– Kombinacija NIRCam + NIRSpec daje “slika + hemija”.

– MIRI daje termalnu sliku objekta.

– NIRISS radi egzoplanete, interferometriju i precizna mjerenja.

– FGS drži sve stabilno.

Zajedno omogućuju:

• gledanje prvih galaksija (z=10–15).

• analiziranje atmosfere egzoplaneta (H₂O, CO₂, SO₂…).

• snimanje zvjezdanih diskova i nastanka planeta.

• mjerenje crnih rupa, kvazara, supernova.

• analize praškastih oblaka i hemije molekula.

Spacecraft bus

SB James Webb teleskopa predstavlja centralni servisni modul koji omogućava rad cijelog opservatorija, smješten na toploj strani ispod ogromnog petoslojnog sunčanog štita. U njemu su smješteni svi ključni inženjerski sistemi koji napajaju, stabiliziraju, orijentišu i kontrolišu teleskop tokom rada u L2 orbitnom okruženju. Bus nosi solarni panel snage oko 2 kW, lithium-ion bateriju i elektroniku za upravljanje energijom, dok Command & Data Handling sistem prima komande sa Zemlje, upravlja instrumentima i skladišti naučne podatke u 68 GB interne memorije prije slanja preko Ka-band linka. Tu se nalazi i kompletan propulzioni modul sa dvije motorne jedinice, manjim korekcionim potisnicima i “reaction-control” potisnicima, koji omogućavaju održavanje orbite oko L2 i precizne manevre tokom cijele misije.

Stabilnost pogleda osigurava “Attitude Control System”, kombinacija žiroskopa, reakcionih točkova, zvjezdanih trakera i “Fine Guidance Sensor” (FGS), koji teleskop stabiliziraju do nivoa od nekoliko mili-lučnih sekundi, što je ključno za duge ekspozicije. “Thermal Control System” održava toplu stranu teleskopa izoliranom od hladnog optičkog segmenta koristeći višeslojne izolacije, radijatore i precizno kontrolisane grijače.

Komunikacijski sistem koristi DSN mrežu preko Ka- i S-band linkova, s antenama montiranim na kardane kako bi uvijek bile usmjerene ka Zemlji. Strukturno, bus je izrađen od kompozita, aluminijskog saćastog elementa i titanijskih elemenata, dizajniran da izdrži vibracije lansiranja i da podrži masu optičkog sklopa iznad njega. Zahvaljujući ovom modulu, teleskop može pouzdano upravljati energijom, temperaturom, položajem i komunikacijama, omogućavajući da hladni optički sistemi na –233 °C rade potpuno stabilno i precizno tokom više od 20 godina misije.

Testiranje JWST

Optički simulacijski testni sistem svemirskog teleskopa James Webb (JOST) razvijen je u Institutu za nauku o svemirskom teleskopu (STScI) kao kompaktna optička platforma za simulaciju i istraživanje procesa detekcije i upravljanja valnim frontom (WFS&C) za segmentiranu arhitekturu JWST-a. Za razliku od velikih, visokokvalitetnih postrojenja kao što je Testni teleskop (TBT) kompanije Ball Aerospace, JOST pruža fleksibilan i isplativ “stolni” analog JWST-ovog optičkog sistema za eksperimentalne, trenažne i validacijske svrhe tokom operativnog vijeka teleskopa.

JOST optički sistem reproducira fiziku JWST-ovog anastigmata s tri ogledala (TMA) koristeći anastigmat s tri sočiva sastavljen od prilagođenih asferičnih sočiva koja rade na HeNe talasnoj dužini (633 nm). Ovaj dizajn postiže difrakcijski ograničeni Strehl omjer od 0,8, što je ekvivalentno JWST-ovim performansama kada se skalira na vidljivu svjetlost. Segmentirano deformabilno ogledalo (DM), koje osigurava Iris AO, djeluje kao skalirani analog JWST-ovog 18-segmentnog primarnog ogledala od berilijuma, omogućavajući nezavisnu kontrolu vrha, nagiba i klipa svakog segmenta. Pokretni surogat sekundarnog ogledala pruža pet stepeni slobode (vrh, nagib, x, y, z), omogućavajući realističnu simulaciju JWST-ovih procesa poravnanja i faziranja.

Tačno 59 upravljivih optičkih stepeni slobode testnog sistema omogućavaju precizno modeliranje finog faziranja, poravnanja više polja i operacija održavanja, što je slično JWST-ovim stvarnim WFS&C rutinama. Optički raspored, optimizovan putem Zemax-a i SolidWorks CAD-a, pokazuje grešku talasnog fronta na osi (WFE) ispod 50 nm RMS, što je uporedivo sa zahtjevom ograničenim difrakcijom za JWST skalirano na vidljive talasne dužine.

Preliminarni eksperimenti demonstrirali su slaganje segmenata i fazno poravnanje korištenjem DM-a, postižući funkcije širenja tačaka (PSF) gotovo difrakcijski ograničene. Naknadni rad fokusirao se na fino poravnanje korištenjem autokolimatorskih teleskopa i Fizeauove interferometrije (4D AccuFiz) kako bi se postigla tačnost pozicioniranja na mikronskom nivou. JOST podaci validirali su hibridni algoritam (HDA) za pronalaženje faze, potvrđujući njegovu pouzdanost za rutinske zadatke održavanja JWST-a.

Pored svoje primarne uloge u podršci JWST-u, JOST je služila i kao platforma opšte namjene za razvoj algoritama, uključujući pronalaženje faza sa proširenim rasponom snimanja, neredundantno fazno raspoređivanje segmenata i strategije upravljanja više polja. Također funkcionisala je kao resurs za obuku i planiranje nepredviđenih situacija za buduće osoblje WFS&C tokom JWST-ovog 10-godišnjeg životnog vijeka misije [13] [14] [15] [16] [17] [18].

Reference

[1] P. Y. Bely, G. D. Illingworth, J. W. Arenberg, C. Atkinson, R. Burg, M. Clampin, L. D. Feinberg, P. H. Geithner, P. A. Lightsey, J. C. Mather, M. T. Menzel, M. Nein, W. Ochs, L. Petro, D. C. Redding, B. D. Seery, H. P. Stahl, M. Stiavelli, H. Stockman, and S. P. Willoughby, “Genesis of the James Webb Space Telescope architecture: the designers’ story,” Journal of Astronomical Telescopes, Instruments, and Systems, vol. 11, no. 3, pp. 030901-1 – 030901-30, Jul.–Sep. 2025, doi: 10.1117/1.JATIS.11.3.030901.

[2] L. D. Feinberg, M. Clampin, R. Keski-Kuha, C. Atkinson, S. Texter, M. Bergeland, and B. B. Gallagher, “James Webb Space Telescope Optical Telescope Element Mirror Development History and Results,” in Proceedings of SPIE – Space Telescopes and Instrumentation 2012: Optical, Infrared, and Millimeter Wave, vol. 8442, paper 84422B, pp. 1–10, 2012, doi: 10.1117/12.924271.

[3] M. Menzel, M. Davis, K. Parrish, J. Lawrence, A. Stewart, J. Cooper, S. Irish, G. Mosier, M. Levine, J. Pitman, G. Walsh, P. Maghami, S. Thomson, E. Wooldridge, R. Boucarut, L. Feinberg, G. Turner, P. Kalia, and C. Bowers, “The Design, Verification, and Performance of the James Webb Space Telescope,” Publications of the Astronomical Society of the Pacific, vol. 135, no. 1046, pp. 058002-1 – 058002-42, May 2023, doi: 10.1088/1538-3873/acbb9f.

[4] J. W. Contreras and P. A. Lightsey, “Optical Design and Analysis of the James Webb Space Telescope: Optical Telescope Element,” in Proceedings of SPIE – Novel Optical Systems Design and Optimization VII, vol. 5524, pp. 30–41, Bellingham, WA: SPIE, 2004, doi: 10.1117/12.559871.

[5] P. A. Lightsey, C. Atkinson, M. Clampin, and L. D. Feinberg, “James Webb Space Telescope: Large Deployable Cryogenic Telescope in Space,” Optical Engineering, vol. 51, no. 1, pp. 011003-1 – 011003-17, Jan. 2012, doi: 10.1117/1.OE.51.1.011003.

[6] M. W. McElwain, K. S. Weaver, J. E. Krist, G. D. Illingworth, P. A. Lightsey, L. D. Feinberg, A. S. Kutyrev, M. Clampin, and J. C. Mather, “The James Webb Space Telescope Mission: Optical Telescope Element Design, Development, and Performance,” Publications of the Astronomical Society of the Pacific, vol. 135, no. 1046, pp. 058001-1 – 058001-42, May 2023, doi: 10.1088/1538-3873/acbb9f.

[7] L. D. Feinberg, M. Clampin, R. Keski-Kuha, C. Atkinson, S. Texter, M. Bergeland, and B. B. Gallagher, “James Webb Space Telescope Optical Telescope Element Mirror Development History and Results,” in Proceedings of SPIE – Space Telescopes and Instrumentation 2012: Optical, Infrared, and Millimeter Wave, vol. 8442, paper 84422B, pp. 1–10, 2012, doi: 10.1117/12.924271.

[8] P. A. Lightsey and Z. Wei, “James Webb Space Telescope Stray Light Performance Status Update,” in Proceedings of SPIE – Space Telescopes and Instrumentation 2012: Optical, Infrared, and Millimeter Wave, vol. 8442, paper 84423B, pp. 1–11, 2012, doi: 10.1117/12.924852.

[10] D. S. Acton, P. Atcheson, M. Cermak, L. Kingsbury, F. Shi, and D. C. Redding, “James Webb Space Telescope Wavefront Sensing and Control Algorithms,” in Proceedings of SPIE – Optical, Infrared, and Millimeter Space Telescopes, vol. 5487, pp. 887–896, Bellingham, WA: SPIE, 2004, doi: 10.1117/12.551846.

[11] H. P. Stahl, L. D. Feinberg, and S. C. Texter, “JWST Primary Mirror Material Selection,” in Proceedings of SPIE – Optical, Infrared, and Millimeter Space Telescopes, vol. 5487, pp. 818–824, Bellingham, WA: SPIE, 2004, doi: 10.1117/12.549582.

[12] P. A. Lightsey, A. A. Barto, and J. Contreras, “Optical Performance for the James Webb Space Telescope,” in Proceedings of SPIE – Optical, Infrared, and Millimeter Space Telescopes, vol. 5487, pp. 825–832, Bellingham, WA: SPIE, 2004, doi: 10.1117/12.550091.

[13] M. D. Perrin, R. Soummer, É. Choquet, M. N’Diaye, O. Levecq, C.-P. Lajoie, M. Ygouf, L. Leboulleux, S. Egron, R. Anderson, C. Long, E. Elliott, G. Hartig, L. Pueyo, R. van der Marel, and M. Mountain, “James Webb Space Telescope Optical Simulation Testbed I: Overview and First Results,” Proceedings of SPIE – Optical Engineering and Applications, vol. 9143, paper 91430Z, pp. 1–13, 2014, doi: 10.1117/12.2056917.

[14] É. Choquet, O. Levecq, M. N’Diaye, M. D. Perrin, and R. Soummer, “James Webb Space Telescope Optical Simulation Testbed II: Design of a Three-Lens Anastigmat Telescope Simulator,” Proceedings of SPIE – Optical Engineering and Applications, vol. 9143, paper 91430Z, pp. 1–14, 2014, doi: 10.1117/12.2056921.

[15] S. Egron, C.-P. Lajoie, L. Leboulleux, M. N’Diaye, L. Pueyo, É. Choquet, M. D. Perrin, M. Ygouf, V. Michau, A. Bonnefois, T. Fusco, C. Escolle, M. Ferrari, E. Hugot, and R. Soummer, “James Webb Space Telescope Optical Simulation Testbed III: First Experimental Results with Linear-Control Alignment,” Proceedings of SPIE – Space Telescopes and Instrumentation 2016: Optical, Infrared, and Millimeter Wave, vol. 9904, paper 99044A, pp. 1–12, 2016, doi: 10.1117/12.2233650.

[16] S. Egron, R. Soummer, C.-P. Lajoie, A. Bonnefois, J. Long, V. Michau, É. Choquet, M. Ferrari, L. Leboulleux, O. Levecq, J. Mazoyer, M. N’Diaye, M. D. Perrin, P. Petrone, L. Pueyo, and A. Sivaramakrishnan, “James Webb Space Telescope Optical Simulation Testbed IV: Linear Control Alignment of the Primary Segmented Mirror and the Secondary Mirror,” Proceedings of SPIE – UV/Optical/IR Space Telescopes and Instruments: Innovative Technologies and Concepts VIII, vol. 10398, paper 1039811, pp. 1–9, 2017, doi: 10.1117/12.2272981.

[17] I. Laginja, G. Brady, R. Soummer, S. Egron, C. Moriarty, C.-P. Lajoie, A. Bonnefois, V. Michau, É. Choquet, M. Ferrari, L. Leboulleux, O. Levecq, M. N’Diaye, M. D. Perrin, P. Petrone, L. Pueyo, and A. Sivaramakrishnan, “James Webb Space Telescope Optical Simulation Testbed V: Wide-Field Phase Retrieval Assessment,” Proceedings of SPIE – Space Telescopes and Instrumentation 2018: Optical, Infrared, and Millimeter Wave, vol. 10698, paper 106985U, pp. 1–13, 2018, doi: 10.1117/12.2313174.

[18] J. S. Knight, B. Gallagher, D. Frazier, T. L. Whitman, L. D. Feinberg, M. Jhabvala, and B. Hayden, “Design of the Master Optical Reference for the James Webb Space Telescope,” Proceedings of SPIE – Space Telescopes and Instrumentation 2014: Optical, Infrared, and Millimeter Wave, vol. 9143, paper 914306, pp. 1–14, 2014, doi: 10.1117/12.2057622.