L'Hubble Space Telescope è un programma cooperativo dell'ESA (European Space Agency) e della NASA (National Aeronautics and Space Administration) per la gestione dell'osservatorio spaziale a lunga durata, a beneficio della comunità astronomica internazionale. L'HST è un osservatorio concepito per la prima volta nel 1940, progettato e costruito tra il 1970 e il 1980 e divenuto finalmente operativo solo nel 1990. Fin dal suo inizio, l'HST fu progettato come un tipo molto particolare di missione per la NASA: il fatto di essere un osservatorio permanente implica la pianificazione di regolari missioni di servizio per riparare guasti e sostituire apparecchiature superate dal progresso tecnologico.
Il telescopio Hubble ha grosso modo le dimensioni di un autobus, ruota su se stesso ed è in grado di rimanere puntato per ore in una certa direzione con una precisione elevatissima, grazie allo strumento FGS (sensore di guida fine). Lo specchio principale ha un diametro di 2,4 metri. L'HST è stato portato in orbita dall'equipaggio dello shuttle Discovery il 25 aprile 1990.
Lo scopo di mandare un telescopio nello spazio è duplice:
1. L'atmosfera ci protegge dai pericolosi raggi cosmici e dai raggi ultravioletti provenienti dal sole, purtroppo però questa azione filtrante blocca radiazioni di particolare interesse per l'astronomia, ad esempio l'ultravioletto vicino.
Dunque, per lo studio completo di un oggetto celeste, è necessario traportare gli strumenti di misura al di sopra dell'atmosfera mediante palloni sonda o razzi.
Il più potente telescopio terrestre giunge fino alla ventitreesima magnitudine, ma è completamente "cieco" a particolari lunghezze d'onda (quelle bloccate dall'atmosfera). Il telescopio spaziale, invece, dato che opera al di fuori dell'atmosfera, consente un incremento nella magnitudine limite, ma soprattutto una visione "a tutto spettro" della volta celeste.
2. L'atmosfera non è mai perfettamente calma: i venti di bassa e alta quota e le differenze di temperatura fanno sì che le immagini stellari, in teoria perfettamente puntiformi, vengano distorte fino a diventare "bolle" sempre in movimento.
E' chiaro che questo degrada pesantemente la qualità delle immagini e la sensibilità delle osservazioni, perché la luce fioca delle stelle non si concentra in un punto ma viene sparsa tutto intorno.
Il corredo attuale degli strumenti scientifici dell'HST è così costituito:
Wide Field/Planetary Camera 2 (WF/PC2).
Camera planetaria a grande campo.L'originale Wide Field/Planetary Camera (WF/PC1) fu sostituita con la WF/PC2 durante la missione STS-61 del dicembre 1993. Il WF/PC2 (pronuncia uiff-pic) era uno strumento di scorta sviluppato nel 1985 dal Jet Propulsion Laboratory di Pasadena (California). Il "cuore" del WF/PC2 consiste di un trio di sensori a largo campo a forma di L e di una sensore per riprese di pianeti ad alta risoluzione, che va ad occupare l'angolo rimanente.
Space Telescope Imaging Spectrograph (STIS).
Uno spettrografo scompone la luce raccolta da un telescopio nelle varie frequenze che la compongono, in modo da poterla analizzare. Lo studio dello spettro fornisce alcune importanti proprietà di un corpo celeste quali: la composizione chimica qualitativa e quantitativa, la temperatura, la velocità radiale, la velocità di rotazione e i campi magnetici. Lo STIS può studiare le radiazioni prodotte dai corpi celesti comprese tra la lunghezza d'onda dell'ultravioletto (115 nanometri) e quella del vicino infrarosso (1000 nanometri). Lo STIS utilizza tre rilevatori: il fotocatodo Multi-Anode Microchannel Array (MAMA) a ioduro di cesio per le lunghezza d'onda comprese tra i 115 nm e i 170 nm, un MAMA a tellururo di cesio per i 165-310 nm, e un CCD (Charge Coupled Device) per l'intervallo dai 305 ai 1000 nm. Il campo visivo per ciascun MAMA è di 25×25 secondi d'arco mentre il campo del CCD è di 50×50 secondi d'arco. Il principale vantaggio dello STIS è la sua capacità bidimensionale rispetto a quella unidimensionale di un normale spettroscopio. Ad esempio è possibile registrare simultaneamente lo spettro di diversi punti di una galassia, invece di eseguire una registrazione alla volta di ciascun punto. Lo STIS può anche rilevare in una sola volta una serie di varie lunghezza d' onda dello spettro di una stella.
Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer (NICMOS).
Il NICMOS è uno strumento in grado di eseguire sia osservazioni nell'infrarosso, che osservazioni spettroscopiche di oggetti astronomici. Il NICMOS è sensibile alla radiazione con lunghezza d'onda compresa tra 0,8 e 2,5 micron, oltre il limite della sensibilità dell'occhio umano.
Faint Object Camera (FOC).
Camera per oggetti deboli; la Faint Object Camera è stata costruita dall'Agenzia Spaziale Europea (ESA). Ci sono due sistemi completi di rilevazione nel FOC. Ciascuno di essi utilizza un tubo di intensificazione di immagini per produrre una immagine in uno schermo a fosfori che è 100.000 volte più luminoso della luce che riceve.
Corrective Optics Space Telescope Axial Replacement (COSTAR).
Il COSTAR non è uno strumento scientifico: è un pacchetto di ottiche correttive che fu utilizzato per annullare il difetto dello specchio principale, a favore dello strumento per oggetti deboli (FOC). Per la sua installazione è stato necessario rimuovere il fotometro ad alta velocità (High Speed Photometer) durante la prima missione di servizio. Tutti gli altri strumenti, installati nell'HST, sono stati dotati di ottiche correttive. Quando il FOC sarà rimpiazzato da un altro strumento, non ci sarà più bisogno del COSTAR.
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