簡介
哈勃空間望遠鏡（英語：Hubble Space Telescope，縮寫：HST）是以天文學家愛德溫·哈勃為名，在地球軌道上並且圍繞地球的太空空間望遠鏡，它於1990年4月24日在美國甘迺迪航天中心由“發現者”號太空梭成功發射。
哈勃空間望遠鏡的位置在地球的大氣層之上，因此影像不會受到大氣湍流的擾動，視相度絕佳又沒有大氣散射造成的背景光，還能觀測會被臭氧層吸收的紫外線，是天文史上最重要的儀器之一。
它成功彌補了地面觀測的不足，幫助天文學家解決了許多天文學上的基本問題，使得人類對天文物理有更多的認識。此外，哈勃的超深空視場則是天文學家目前能獲得的最深入、也是最敏銳的太空光學影像。
哈勃空間望遠鏡和康普頓γ射線天文台、錢德拉X光天文台、斯皮策空間望遠鏡都是美國國家航空航天局大型軌道天文台計畫的一部分。哈勃空間望遠鏡由NASA和ESA合作共同管理。
基本信息
HST哈勃空間望遠鏡（H.S.T.Hubble Space Telescope)
NSSDC ID: 1990-037B
軌道類型： 近地接近圓形軌道Near-circular low Earth orbit
軌道高度： 589 km （366 mi)
軌道周期： 96–97 min
軌道速度： 7,500 m/s （17,000 mph)
軌道重力加速度： 8.169 m/s² （26.80 ft/s²)
望遠鏡類型： Ritchey-Chretien reflector
觀測波段： 光學，紫外，近紅外
直徑： 2.4 m （94 in)
Collecting area approx. 4.5 m² （46 ft²)
焦距： 57.6 m （189 ft)
搭載儀
NICMOS infrared camera/spectrometer
ACS optical survey camera (mostly failed)
WFPC2 wide field optical camera
STIS optical spectrometer/camera (failed)
FGS three fine guidance sensors
NICMOS
near infrared camera and multi-object spectrometer/近紅外照相機和多目標分光計
NICMOS是一個裝載在HST上的紅外波段 天文觀測的科研儀器，工作於1997-1999，2002-現在。它是由美國亞利桑那州立大學的Steward天文台的NICMOS 儀器研發中心構思，並由Ball Aerospace & Technologies Corp 公司製造的。它能夠使哈勃望遠鏡觀測0.8-2.4微米波長的紅外光，並能夠成像和無縫分光（slitless spectrophotometric）。NICMOS在三個光學通道中有三個近紅外探測儀，能夠提供高達0.1角秒左右的解析度，能夠觀測日冕的偏振圖像，還有，無縫分光鏡使用在11，19，52平方角秒的視場中。每個光學通道包含一個256×256像素的光電二極體陣列，這個陣列是一個以藍寶石襯底的Hg0.554Cd0.446Te 紅外探測儀，並按四個獨立的128×128區域讀出來。
在做紅外觀測的時候，必須要保持觀測儀器的低溫狀態，從而避免來自儀器內部的熱輻射所造成的紅外干擾。NICMOS有一個採用固體氮凍的低溫杜瓦瓶，能夠將探測儀器冷卻在61K左右，1997年NICMOS安裝好之後，杜瓦真空瓶裡面有104KG的氮冰。從1997年三月四號開始的儀器試運行，由於熱消耗，氮凍的消耗遠遠大於預期，到了1999年1月就消耗完了。在2002年的Hubble Service Mission 3B的維護中，一個外部制冷機和外部散熱器安裝到了哈勃望遠鏡中，一直到現在這些儀器都能夠通過氖循環來正常冷卻NICMOS。在那次維護後，NICMOS一直正常工作到現在。
ACS
第三代有軸儀器
advanced camera for surveys/增強型觀測照相機
ACS是裝載在HST上的第三代有軸儀器（axial instrument）。ACS的最初設計和科研能力的設定是由一個屬於約翰霍普金斯大學的小組來做的。然後，ACS由Ball Aerospace & Technologies Corp 公司來裝配並廣泛測試。在Goddard空間飛行中心和經受了Kennedy空間中心的最終飛行測試，然後裝載到Columbia orbiter中的貨艙，並於2002年的三月一號作為Servicing Mission 3B (STS-109）的任務的一部分發射，並在7號裝到了HST上，取代了原來的FOC（Faint Object Camera），那個最後一個最初的儀器。
多功能的儀器
ACS是一個多功能的儀器，並且很快成為了HST上面的主要成像儀器。他提供了一些比HST上的其他儀器要多的優點：三個獨立、高解析度的通道包含了從紫外到近紅外光譜區域，更廣闊的觀測範圍和更高的光子轉換效率。從而使得HST的發現效率提高了10 倍，大量濾光片的補充，日冕觀測的，偏振的，棱柵的能力（a rich complement of filters,and coronagraphic,polarimetric,and grism capabilities）。在ACS支持下的觀測給了天文學家一個獨特的高敏感度的觀看宇宙的視角，以Hubble Ultra Deep Field最為典型，包括了一系列的廣闊的天文現象，從彗星到太陽系的行星，再到最遙遠的我們已知的類星體。
2006年的六月二十五號，由於電子器件的故障，ACS不能工作了。當啟用了備用電子系統（Side-2）之後，它又重新啟動了。ACS的主要器件，CCD探測儀，在經過檢測後，看來還是工作得很好，ACS後來在七月四號重新工作。在2006年的九月二十三號，ACS又出現故障了，到了十月九號，問題被診斷出來並解決了。到了2007年的一月二十七號，ACS因為備用電源的短路而停止工作。2007年的二月十九號，ACS的SBC(solar blind channel）系統在套用了side-1的電子設備，重新恢復工作。但是，至少在2008年的第四次維修任務之前，它兩個主要的紫外和可見光通道，HRC（high resolution channel高解析度通道），和WFC(wide field channel廣角通道）都仍然無法工作。
WFPC2
成像原理
Wide Field and Planetary Camera 2/廣角和行星照相機
WFPC2是在1993年的servicing mission 1中安裝到HST上的，用來取代原來的WFPC，WFPC2用來成像了1995年的Hubble deep field,1996年的hourglass nebula & egg nubula.
WFPC2上的CCD觀測到了120nm到1100nm的電磁輻射。這包括380nm到780nm的可見光譜，和所有的近紫外和小部分的超紫外波段，和絕大部分的近紅外波段。這些CCD的敏感度分布都很平均，最強的在700nm左右，最弱的幾乎到達了CCD的工作極限。WFPC2的特點是有四個相同的CCD探測儀，每個都是800×800像素，其中三個排成L型，構成了HUBBLE`SWIDE FIELD CAMERA. 臨近他們的是行星照相機（PC），第四個CCD具有不同於他們的窄聚焦（narrower-focused）的光學特性。這就提供了一個細節更豐富的更小區域的視場。WFC和PC的圖像很有特色地結合起來，就產生了WFPC2特有的“階梯圖像”（stairstep image）。當散發那些非科研用途的JPEG圖像檔案時，圖像的PC部分和WFC部分都是用相同的解析度展示出來，但是天文工作者收到的是RAW----用於科學工作的圖像檔案，這樣展現出來的是PC的更本質的，高細節的圖像。
為了讓科學家觀測到電磁波譜的各種特性，WFPC2有一個滾輪，它能夠移動不同的光學濾光片到光的通道中（在WFPC2的光圈到CCD探測器之間）。
濾光器
48個濾光器包含：
*偏振濾光片
*單向濾光片（graduated filter），一系列特有的很窄帶的濾光片，通過對目標物體在視場中的精確定位，觀測者能夠用一個經過精確選擇的窄帶濾光片。（儘管是在一個很小的視場中）
*大量的不同的光學濾光片，使得觀測者能夠從大量的不同回響特徵的濾光片中去選擇
正如預想中的，經過一系列的任務之後，WFPC2的CCD開始老化了，從而產生了有缺陷的像素點（亮點“hot”）。望遠鏡的工作人員按月來校準這些並記錄下來。WFPC的光孔關閉的時候，進行大量的長時間的曝光，那些明顯的區別於周圍其他黑色的像素點被標記下來。為了避免由於宇宙線的穿過特定的像素而引起的錯誤，不同的輸出的校準是要經過比較的。那些老是“亮”的點被記錄下來，那些分析RAW檔案的天文工作者會受到一個這些點的校準表單。天文工作者一般都通過軟體去調整圖像從而扣除掉那些壞點。
WFPC2是由NASA的噴氣推進實驗室（Jet Propulsion Laboratory）研製，該實驗室也研製了發射於1990年的WFPC1。WFPC2包含內部的光學糾正部件，用來修正哈勃主鏡的球面相差。規劃中的WFC3（由NASA Goddard space flight center製造），準備在SERⅥCE MISSION4中發射。WFC3的特點是有2個UV/ⅥSIBLE 觀測CCD，每個都是2048×2048像素，能夠接受紅外輻射到1700nm，SM4已經被批准了。
STIS
Space Telescope Imaging Spectrograph/空間望遠鏡成像光譜攝製儀
STIS是一個安裝在HST上面的光譜攝像儀，工作於1997至2004年。它做過許多重要的觀測，其中包括第一次的太陽系外行星Osiris的光譜觀測。
STIS是在1997年的第二次SERⅥCING MISSION中由Mark Lee 和 Steven Smith安裝到HST上去的，用來取代High Resolution Spectrograph and the Faint Object Spectrograph（高解析度光譜成像儀和暗天體光譜成像儀）。它的設計使用年限是5年。在2004年的八月三號，一個電子器件的故障致使STIS徹底損壞，這是在超過它的設計使用年限2年之後。為了使他能夠再次恢復工作，計畫與第四次的SERⅥCING MISSION中由宇宙飛船的太空人將其維修，時間安排在2008年的十月。
FGS
干涉儀器
Fine Guidance Sensor/精密制導感測器
FGS是一個安裝在HST上面的干涉儀器，能夠提供和天文台控制系統高度吻合的高精度的指向信息。
在James Webb Space Telescope上，也有一個FGS，但是它採用的是另外一種技術方法。
在一些專門的套用中，比如說天體測量，FGS也能夠用作一種科學研究用的儀器。
HST有三個FGS，其中的兩個用來指向並鎖定望遠鏡的觀測目標，另外一個用來做位置測量----也叫做天體測量（astrometry）。因為FGS相當精確，他們能夠用來測量恆星的距離和雙星系統。
三個FGS被安裝在望遠鏡視場周圍，以90度相隔一定距離放置。為了達到哈勃的高精度要求，FGS被設計成干涉儀從而能夠分析出入射光線的特徵。正式因為這樣的高精確度，感測器能夠發現到鄰近恆星的運動中的晃動，從而分析出星團的狀態，即分析出那些恆星是否是雙星，測量出恆星，星系的角直徑等等。
FGS上的照相機能夠照出兩個臨近的視場，每個視場大約是2.4角分×2.4角分，並且能夠被設定成以每秒16次的頻率去觀測一個8×8像素範圍的小區域。甚至就是通過這些一系列的短促的連續觀測，FGS已經足夠精確地達到58 µJy at 1.25 µm(~Jab = 19.5）。這樣聯合起來的天區復蓋和觀測的高精度保證了我們在指向天空的任何一個方向，我們有95%的可能性去找到我們所指位置的星，包括高銀緯區域。
相關設備
aperture door/光圈
magnetometer⑵/磁力計
light shield/擋光板
magnetic torquer⑷/磁矩
high gain antenna⑵/高增益天線
solar array⑵/太陽電池組
support systems module forward shell/支援系統艙前板
main baffle/主隔板
optical telescope assembly/光學望遠鏡配件
secondary mirror baffle/第二個鏡面隔板
optical telescope assembly metering truss/光學望遠鏡配件之測量架
support systems module equipment section/支援系統之儀器部分
optical telescope assembly equipment section/光學望遠鏡配件之儀器部分
central baffle/中央隔板
optical telescope assembly primary mirror and main ring/光學望遠鏡配件之主鏡和主環
fine guidance optical control sensor⑶/高精度導航光學控制感應器
optical telescope assembly focal plane structure/光學望遠鏡配件之焦平面結構
radial science instrument module⑴/
fixed head star tracker⑶ and rate gyro assembly/頂部固定星相跟蹤儀和速率陀螺儀配件
axial science instrument module⑶ and costar/軸形科研儀器構件及其耗材
support systems module aft shroud/支援系統之尾部罩
low gain antenna⑵/低增益天線
HST 靜液壓傳動裝置（HydroStaticTransmission）的簡稱。
是由容積式液壓泵和液壓馬達耦合而成，是液壓系統中重要的組合元件。
