Literatura a odkazy:

[X1] The James Webb Space Telescope. (the Next Generation Space Telescope).

[X2] The James Webb Space Telescope (JWST): Hubble's Scientific and Technological Successor. Bernard D. Seery. NASA Goddard Space Flight Center, Greenbelt, Md. 20771

[N1]  Hubbleův vesmírný dalekohled. Natura 4/1998.

[1] Erich Karkoschka: Astronomický atlas hvězdné oblohy. Nakl. Blesk, Ostrava. 1995. ISBN: 80-85606-67-4

Projekt Vesmírného dalekohledu Jamese Webba (JWST, the James Webb Space Telescope), budoucí nástupce velmi úspěšného Hubbleova vesmírného dalekohledu (HST, the Hubble Space Telescope) [N1] se zase o několik kroků přiblížil realitě. Americký Národní úřad pro letectví a vesmír (NASA, National Aeronautics and Space Administration) již sestavil přístrojové a vědecké týmy. Očekává se, že brzy oznámí, zda hlavním konstruktérem vesmírného dalekohledu bude společnost Lockheed Martin Space Systems nebo TRW Space and Electronics. Předběžné analýzy NASA prokázaly technologickou a finanční schůdnost celého projektu. Proto byly sestaveny týmy, jejichž úkolem je dokončit projektovou dokumentaci a připravit vědecké a technologické zázemí pro montáž dalšího vesmírného dalekohledu.

Vesmírný dalekohled Jamese Webba bude vybaven zrcadlovým dalekohledem o průměru 6 metrů se segmentovanou aktivní optikou. Bude schopen zachytit záření v pásmu od 0,6 do 28 mikrometrů. Dalšími vědeckými přístroji bude spektrometr pro měření skupin objektů v blízkém infračerveném spektru, kamera v blízkém infračerveném spektru a konečně spektrometr a kamera ve středním infračerveném spektru. Hmotnost celého dalekohledu bude 5400 kilogramů. Na oběžnou dráhu Země bude dalekohled vynesen raketovým nosičem pro jedno použití ELV (Expendable Lounch Vehicle). Vesmírný dalekohled bude umístěn v Lagrangeově bodu ve vzdálenosti 1,5 miliónů kilometrů od Země. Očekává se, že doba provozu Vesmírného dalekohledu bude nejméně pět let, avšak cílem je provoz po dobu deseti let.

V roce 2010 uplyne dvacet let od startu Hubbleova vesmírného dalekohledu HST, jehož mise bude v tomto roce ukončena. Ukončení jeho provozu však nebude znamenat konec období významných astronomických objevů. Národní úřad pro letectví a vesmír NASA plánuje v roce 2010 start Vesmírného dalekohledu Jamese Webba, který by se měl stát vědeckým a technologickým nástupcem Hubbleova vesmírného dalekohledu.

Nový vesmírný dalekohled nese jméno Jamese E. Webba, který působil od 14. února 1961 do 7. října 1968 jako ředitel NASA. James E. Webb se narodil 7. října 1906 v Tally Ho v Severní Karolině. Po získání akademické hodnosti B.A. na Univerzitě Severní Karoliny sloužil jako pilot v námořním letectvu. Později studoval na Univerzitě George Washingtona, kde získal právnické vzdělání. Až do druhé světové války pracoval na různých místech v Capitol Hill a během války se vrátil k námořnictvu.

Po válce pracoval jako výkonný asistent ministerstva financí a poté byl jmenován ředitelem Rozpočtového úřadu v kanceláři prezidenta. Během úřadu prezidenta Harryho Trumana Webb zastával funkci zástupce ministra zahraničí. V roce 1953 odešel do soukromé sféry.

James Webb vedl NASA během počátků vesmírného projektu Apollo. Převzal zodpovědnost za havárii rakety Apollo 1 a smrt tří astronautů. V roce 1968 odešel z funkce a působil v řadě poradních výborů americké federální vlády. Zemřel v roce 1992.

Vesmírný dalekohled Jamese Webba, původně označovaný jako Vesmírný dalekohled příští generace (NGST, the Next Generation Space Telescope), bude vybaven smontovatelným zrcadlovým dalekohledem o průměru 6 metrů a několika infračervenými kamerami a spektrometry revoluční technologie. Vesmírný dalekohled bude schopen získávat a analyzovat snímky z ještě větších vzdáleností než Hubbleův vesmírný dalekohled nejen ve viditelném, ale také v infračerveném spektru.

Pomocí Vesmírného dalekohledu Jamese Webba astronomové budou schopni studovat vesmír, jak vypadal v počátcích svého vývoje, kdy vznikaly první hvězdy a galaxie. Vesmírný dalekohled poprvé využije technologií, které se budou používat následujících misích pro výzkum počátků vesmíru. Z tohoto důvodu americká Národní akademie věd považuje projekt Vesmírného dalekohledu Jamese Webba za jeden z vrcholných projektů NASA počátku 21. století.

Kromě pozorování mladých galaxií Vesmírný dalekohled Jamese Webba bude během svého pětiletého až desetiletého provozu plnit řadu dalších vědeckých úkolů. Měl by například pomoci určit velkoprostorovou geometrii vesmíru, jeho stáří a budoucí osud. Koncem 90. let 20. století dva týmy astrofyziků překvapily vědecký svět zjištěním, že rozpínání vesmíru se zrychluje, místo aby se zpomalovalo kvůli gravitačním silám hmoty v něm obsažené. Tato pozorování proto naznačují existenci nové formy energie (nazývané "temná energie"), která rozpínání vesmíru urychluje. Vesmírný dalekohled Jamese Webba by měl tento jev podrobněji studovat.

Přestože hlavním posláním Vesmírného dalekohledu Jamese Webba je pozorování nejvzdálenějších oblastí vesmíru, jedním z jeho úkolů bude studium okolí Slunce. S jeho pomocí chtějí astronomové a astrofyzikové studovat historii Galaxie (Mléčné dráhy) a jejího nejbližšího okolí prostřednictvím pozorování velmi starých hvězd a pozůstatků hvězd z doby formování Galaxie. Astronomové budou také pomocí Vesmírného dalekohledu studovat vznik a vývoj hvězd. Infračervené sensory jsou schopny proniknout prachem a plynem, který obklopuje velmi mladé hvězdy. Díky tomu bude možno studovat chemické složení a fyzikální vlastnosti těchto hvězd. Vesmírný dalekohled bude také schopen studovat původ a vývoj planetárních soustav podobných Sluneční soustavě. Předpokládá se, že Vesmírný dalekohled bude schopen přímo detekovat planety velikosti Jupiteru obíhající kolem blízkých hvězd. Přestože Vesmírný dalekohled neumožní přímé pozorování menších planet, pomůže analyzovat chování planetárních systémů, zejména jejich vznik.

Astronomové v posledních 50 letech učinili řadu objevů, které významně posunuly hranice našeho poznání vesmíru a otevřely okno do vesmíru za oblastí viditelného elektromagnetického spektra. Naše znalosti o vzniku a vývoji vesmíru dnes exponenciálně vzrůstají. Přes veškeré úspěchy astronomie a astrofyziky dosud zůstávají fundamentální otázky většinou nezodpovězeny. Abychom lépe a hlouběji porozuměli tomu, jak náš současný vesmír vznikl a jak se vyvíjel krátce po velkém třesku, potřebujeme nový typ observatoře s technickými možnostmi za hranicemi současných pozemských a vesmírných dalekohledů. Takovým dalekohledem by měl být Vesmírný dalekohled Jamese Webba, který by měl pomoci řešit většinu fundamentálních otázek:

• Jaký je tvar a velkoprostorová geometrie vesmíru?
• Jak se vyvíjejí galaxie?
• Jak se vyvíjejí a interagují hvězdy a planetární systémy?
• Jak se vesmír vyvíjel k současnému chemickému složení?
• Co je temná hmota?

Podle našich současných znalostí vývoj vesmíru byl zásadním způsobem ovlivněn jeho stavem v období krátce po velkém třesku. Na základě našich pozorování ve všech vlnových délkách máme celkem slušnou představu o tom, jak vesmír vypadá dnes a jak vypadal v nedávné minulosti (tedy v období 10 až 15 miliard let po jeho vzniku). Na základě výsledků zkoumání kosmického mikrovlnného pozadí a fyziky vysokých energií máme slušnou představu o období do 1 miliónu let po vzniku vesmíru. Na druhé straně víme jen málo o vývoji vesmíru v období od 1 miliónu do několika miliard let po jeho vzniku. Přitom v tomto období vznikaly první velkoprostorové struktury, zejména hvězdy a galaxie.

Aby astronomové byli schopni zodpovědět výše uvedené otázky, připravili prototyp programu pozorování, které by měl Vesmírný dalekohled Jamese Webba naplnit. Tento program se skládá z pěti velkých oblastí:

1. Kosmologie a struktura vesmíru
2. Původ a vývoj galaxií
3. Historie Mléčné dráhy a jejího okolí
4. Vznik a vývoj hvězd
5. Původ a vývoj planetárních systémů

V 90. letech 20. století se do popředí astronomického výzkumu dostalo studium historie vesmíru od Velkého třesku do dnešní doby. Astrofyzikové již mají slušnou představu o historii vesmíru od okamžiku nukleosyntézy (kdy vznikly protony, neutrony a elektrony a ostatní elementární částice) až do období jejich rekombinace (když protony a elektrony vytvořily atomy vodíku). Pozorování sondy COBE (Cosmic Background Explorer) a další pozemní výzkum tohoto období historie vesmíru podaly důkazy o fluktuacích hustoty, z nichž vznikla současná velkoprostorová struktura vesmíru.

Po rekombinaci vesmír přešel do "temného období", kdy přestal být průhledný pro ultrafialové záření. Mezi tímto obdobím a současným stavem mezigalaktické látky proto muselo dojít k přechodu, který nám dnes umožňuje pozorovat nejvzdálenější zdroje záření. Objev rudého posuvu a objasnění podstaty tohoto přechodu umožní vysvětlit vznik prvních zářících objektů ve vesmíru.

Úroveň fluktuací, pozorovaná sondou COBE, je také důkazem, že ve vesmíru převládala dosud nepozorovaná složka hmoty, jejíž podstatu a prostorové rozložení neznáme. Tato temná hmota však ovládala vznik a vývoj galaxií a galaktických kup. Abychom popsali vývoj galaxií včetně naší Galaxie, musíme porozumět vztahům mezi temnou a svítící hmotou. Celková hustota temné hmoty určuje globální geometrii vesmíru a jeho konečný osud, zda se bude trvale rozpínat nebo se začne smršťovat.

Vědecké programy musí vyřešit následující úkoly a zodpovědět následující otázky:

• Konec "temného období": kdy a jak vznikly první struktury ve vesmíru.
• Kdy a jakým způsobem došlo k reionizaci vesmíru?
• Jaké je velkoprostorové rozložení temné hmoty ve vesmíru?
• Posloužila část temné hmoty ke vzniku kompaktních objektů?
• Jaká je geometrie vesmíru?

• Kamery se širokým záběrem se stabilním snímáním rozprostřeného pole sledovaných objektů.
• Difrakční mez zobrazování na vlnové délce 2 mikrony a dobrou účinnost v optickém pásmu.
• Schopnost sledovat stejné oblasti oblohy nepřetržitě po dobu několika měsíců.

Ústředním tématem této vědecké mise Vesmírného dalekohledu je objasnění vzniku a dalšího vývoje galaxií. Vznik galaxií lze chápat jako proces, kdy se hmota ve vesmíru začala shlukovat z původního rovnoměrného rozložení po Velkém třesku do rozsáhlých struktur, v nichž začaly vznikat první hvězdy. Tyto hvězdy začaly termojadernými reakcemi vytvářet chemické prvky těžší než vodík, z nichž později vznikly planety a umožnily vznik života.

Dosud nevíme, kdy v původně temném vesmíru vznikly svítící objekty. Nevíme, zda tyto objekty zářily termonukleárními reakcemi (jako hvězdy) nebo akrecí (dopadem) materiálu na prvotní černé díry. Není jasná relativní důležitost různých mechanismů, jako je gravitační kolaps, ztráty energie ochlazováním plynu nebo průniku energie z explozivních jevů (supernov), které uvedly do pohybu plynný materiál a způsobily vznik prvních galaxií. Hubbleův vesmírný dalekohled a velké pozemní dalekohledy pozorovaly vznik hvězd při značném rudém posuvu z ~ 7. Není však jasné, zda a jak tato data souvisejí s různými složkami galaxií, jaké pozorujeme například v Mléčné dráze (galaktické jádro, spirální ramena, galaktické halo a velmi staré kulové hvězdokupy atd.). Na základě měření sondy COBE také dnes víme, že asi polovina zářivé energie ve vesmíru, jíž zachycujeme, pochází z termální emise prachu, který se zahřál pohlcováním ultrafialového záření hvězd a aktivních jader galaxií. Nevíme však, jaká je podstata těchto termálních zdrojů a neznáme příčinu jejich rudého posuvu. Nevíme, nakolik se liší rozložení prachu v dnešním vesmíru od jeho rozložení při velkém rudém posuvu. Dále nevíme, v jakém rozsahu se prachový materiál vyměnil mezi galaxiemi a mezigalaktickým prostředím. Pouze asi 10 procent všech baryonů ve vesmíru se dnes nachází v galaxiích.

Nedávné důkazy získané pozorováním blízkých galaxií naznačují, že masivní černé díry představují až jedno procento hmotnosti většiny galaxií. Nevíme však, jak tyto černé díry vznikly a jak jejich vznik a vývoj souvisí s hvězdnou složkou galaxií.

Vědecké programy se soustřeďují na následující otázky:

• Jaké byly prvotní příčiny vzniku záření a reionizace vesmíru?
• Jak vznikly těžké chemické prvky během mladé historie vesmíru?
• Jak vznikly první galaxie?

• Rozlišovací schopnost dalekohledu srovnatelná s dalekohledy o průměru zrcadla 8 metrů.
• Difrakční mez zobrazování na vlnové délce 2 mikrony.
• Spektroskopická měření skupin objektů.
• Citlivost ve středním infračerveném spektru (5 až 10 mikronů).

Výzkum blízkého vesmíru a vzniku prvních galaxií by byl neúplný, pokud bychom nezodpověděli některé základní otázky týkající se historie naší Galaxie a jejího blízkého okolí. Vesmírný dalekohled Jamese Webba by měl být první observatoří, která bude schopna odhalit "fosilní záznamy" vzniku hvězd v naší Galaxii a v několika desítkách blízkých galaxií různého typu a s různým množstvím kovů. Tyto fosilní záznamy by se měly týkat nejstarších hvězd v naší Galaxii. Rozluštění těchto záznamů bude obtížným úkolem, protože bude vyžadovat měření jasnosti a barvy (spektrální charakteristiky) jednotlivých hvězd ve vzdálených a hvězdami přeplněných oblastech. Například kulové hvězdokupy, jako hvězdokupa M4, obsahují zřejmě nejstarší objekty v naší Galaxii, které vznikly v době vzniku samotné Galaxie. Určení stáří těchto hvězdokup by mohlo upřesnit odhady stáří Galaxie.

Abychom zcela porozuměli vzniku hvězd v naší Galaxii a v jejím blízkém okolí, musíme zodpovědět následující otázky:

• Kdy vzniklo jádro Galaxie a galaktický disk?
• Jaké je stáří nejstarších hvězd v Galaxii?
• Vznikly blízké galaxie (jako spirální galaxie M31 v souhvězdí Andromedy, NGC 224 nebo Velký Magellanův oblak v souhvězdí Mečouna) podobným způsobem a ve stejné době jako naše Galaxie?
• Byly relativní hmotnosti prvních hvězd v prostředí s nízkým obsahem kovů stejné jako relativní hmotnosti hvězd v současných aktivních oblastech jejich vzniku?

• Schopnost pozorování v optickém spektru (0,6 až 1 mikronu).
• Difrakční mez zobrazování na vlnové délce 2 mikrony a dobrou účinnost v optickém pásmu.

Jak vznikají hvězdy? Hubbleův vesmírný dalekohled objevil oblasti vznikajících hvězd v souhvězdí Orionu a v Orlí mlhovině M16. Tyto oblasti jsou skryty za prachovými mračny, která brání průchodu viditelného světla z mladých protostelárních objektů. Vesmírný dalekohled Jamese Webba by měl detekovat infračervené záření, které není pohlcováno prachovým materiálem. Díky tomu bychom měli být schopni pozorovat vnitřek prachových mračen a studovat jejich strukturu. Vesmírný dalekohled Jamese Webba by měl provést rozhodující pozorování, která umožní porozumět vzniku prvních hvězd a planetárních soustav. Například studium rozdělení hmotností hvězd v oblastech jejich vzniku by mohlo vyřešit otázku, zda hmotnosti hvězd závisejí na počátečních podmínkách (jako je teplota, hustota) materiálu, z nichž vznikají, nebo zda tento proces závisí na fyzikálních principech vzniku hvězd. Vesmírný dalekohled Jamese Webba díky svému rozlišení, citlivosti, šířce záběru, nepřerušovanému pokrytí vlnových délek a nízkému teplotnímu pozadí bude schopen

• vzorkovat rozdělení hmotností mladých plynoprachových shluků až do oblasti hmotností planetárních objektů,
• zaznamenávat fyzikální vlastnosti plynoprachových shluků,
• zkoumat chemické vlastnosti reprezentativních vzorků těchto astrofyzikálně zajímavých objektů.

• Charakterizovat fyzikální podmínky uvnitř jader protohvězd a počáteční podmínky během vznikání hvězd.
• Prozkoumat vývoj protoplanetárních disků a jejich podíl na hmotnostech hvězd během období formování planet.
• Prostudovat fyzikální a chemické vlastnosti mezihvězdného prostředí v naší Galaxii.

• Schopnost pozorování ve středním infračerveném spektru (5 až 28 mikronů) pomocí kamery a spektrografu.
• Difrakční mez zobrazování na vlnové délce 2 mikrony a dobrou účinnost v optickém pásmu.

Mnoho důležitých odpovědí na otázky původu a vývoje planetárních systémů leží dosud skryto ve struktuře naší Sluneční soustavy. Sluneční soustava obsahuje tělesa různé velikosti, fyzikální struktury a chemického složení. Obsahuje zodiakální prach (o velikosti několika mikrometrů) od vnitřních oblastí až po Edgeworthův-Kuiperův pás, disk ledových planetesimál o průměru několika kilometrů za dráhou planety Uran a planety o průměru až několika tisíc kilometrů. Astronomové se domnívají, že Edgeworthův-Kuiperův pás je pozůstatkem vzniku planet před 4,5 miliardami let. Satelit IRAS objevil kolem některých hvězd disky zbytkového materiálu. Avšak podobnost těchto disků se zodiakálním prachem a Kuiperovým pásem ve Sluneční soustavě je dosud pouhou spekulací. Pozorování prokázala, že beta Pictoris (souhvězdí Malíře), která je obklopena disky zbytkového materiálu, má také přinejmenším jednu planetu.

Koncem 90. let 20. století a počátkem 21. století astronomové objevili více než 100 extrasolárních planet u blízkých hvězd naší Galaxie. Hmotnosti většiny těchto planet jsou několikrát vyšší než hmotnost planety Jupiter. Většina těchto planet obíhá velmi blízko své mateřské hvězdy.

Planety jsou v porovnání s hvězdami příliš malé a světlo pouze odrážejí. Přímé snímkování extrasolárních planet je proto velmi obtížné a dosud se podařilo získat pouze snímky planet, které měly příznivou polohu, kdy například přecházely přes kotouč hvězdy. Extrasolární planety však lze odhalit díky gravitačním vlivům na jejich mateřské hvězdy. Planety obíhající kolem nějaké hvězdy způsobují nepatrné odchylky její dráhy, pomocí nichž lze určit hmotnost a oběžnou dobu planet.

Není pravděpodobné, že by Vesmírný dalekohled Jamese Webba pořídil nějaké přímé snímky extrasolárních planet. Bude však schopen prozkoumat spektrum atmosféry těchto planet. Spektrum lze analyzovat na přítomnost oxidu uhličitého, vody, kyslíku, dusíku a dalších chemických a biochemických sloučenin, které mohou být náznakem existence mimozemského života.

Metoda hledání extrasolárních planet je relativně nová. Dosud se podařilo objevit jen velmi hmotné planety s velmi krátkou oběžnou dobou, tedy planety s hmotností vyšší než hmotnost planety Jupiter na oběžné dráze bližší než dráha planety Merkur. Astronomové však očekávají, že brzy objeví také menší planety s větší oběžnou dráhou. Lze si proto položit otázku, zda Vesmírný dalekohled Jamese Webba bude schopen objevit také planety podobné planetě Zemi.

Vesmírný dalekohled Jamese Webba bude pokračovat ve studiu disků zbytkového materiálu a extrasolárních planet. Jeho vyšší rozlišení a vyšší citlivost umožní získat lepší snímky a přispěje k určení vlastností vznikajících planetárních soustav. Bude také schopen měřit ještě menší odchylky drah hvězd, způsobené menšími planetami.

Vesmírný dalekohled Jamese Webba by měl také zodpovědět následující otázky:

• Jsou disky zbytkového materiálu skutečně pozůstatky vzniku planetárních systémů?
• Jaký je vývoj od mladých protoplanetárních disků k diskům zbytkového materiálu?
• Jak podstatné jsou procesy rozpadu a srážek takových disků při vzniku planetárních soustav?

• Schopnost pozorování ve středním infračerveném spektru (5 až 28 mikronů).
• Difrakční mez zobrazování v pásmu vlnových délek 1 až 5 mikronů.
• Schopnost koronografie optimalizovaná pro vlnovou délku 5 mikronů.

Vesmírný dalekohled Jamese Webba bude umístěn ve druhém Lagrangeově bodě (L2) ve vzdálenosti 1,5 miliónů kilometrů od Země ve směru opačném vůči poloze Slunce. Lagrangeův bod L2 zajistí tepelně stabilní prostředí. V tomto bodě se Vesmírný dalekohled bude pohybovat spíše kolem Slunce než kolem Země. Vesmírný dalekohled bude vybaven velkým slunečním štítem. V jeho stínu se bude pasivně ochlazovat na teplotu necelých 35 Kelvinů. Přestože pasivní chlazení je stará myšlenka, úřad NASA dosud tohoto způsobu u žádné své mise nevyužil.

Pozorování velmi vzdálených oblastí vesmíru vyžaduje velmi nízké provozní teploty přístrojů. Pozorování v blízkém a středním infračerveném spektru (0,6 až 0,9 mikronů a až 28 mikronů) nelze uskutečnit při teplotách vyšších než 35 Kelvinů. Okolní teplejší předměty vytvářejí tepelný šum, který brání detekci velmi chladných infračervených fotonů.

Národní úřad pro letectví a vesmír NASA problémy dosahování kryogenních teplot již řešil u řady svých projektů. Sonda by mohla být vybavena těžkými chladícími systémy, které by však znemožnily její vynesení na oběžnou dráhu středně velkým raketovým nosičem a omezily by počet vědeckých přístrojů. Proto Vesmírný dalekohled Jamese Webba bude vybaven slunečním štítem o velikosti tenisového kurtu, který bude citlivé přístroje chránit před viditelným a infračerveným slunečním zářením.

Konstruktéři Vesmírného dalekohledu Jamese Webba stojí před několika technologickými problémy:

• Vyvinout lehký zrcadlový dalekohled se smontovatelným zrcadlem o průměru 6 metrů, které se samočinně sestaví při letu Vesmírného dalekohledu do Lagrangeova bodu.
• Vyvinout smontovatelný protisluneční štít o velikosti tenisového kurtu, který bude pasivně chladit vědecké přístroje a další systémy Vesmírného dalekohledu na teplotu 35 Kelvinů.
• Zkonstruovat technologicky složitou sondu o hmotnosti asi 5000 kilogramů.
• Vyvinout nízkošumové detektory se širokým polem záběru.
• Navrhnout, zkonstruovat, vynést na oběžnou dráhu a provozovat Vesmírný dalekohled Jamese Webba za výrazně nižší finanční náklady, než si vyžádal Hubbleův vesmírný dalekohled.

Ještě technologicky složitější než smontovatelný sluneční štít bude segmentované odlehčené smontovatelné zrcadlo, které bude vybaveno malými a velmi přesnými servomotory. Řídící počítač pomocí zvláštních algoritmů nastaví požadované vlastnosti zrcadla před jeho provozem. Vývoj takového zrcadla není malým úkolem, zejména pokud uvážíme, že toto zrcadlo bude mít šestkrát větší detekční plochu než zrcadlo Hubbleova vesmírného dalekohledu a přitom bude mít dokonce 100 nižší plošnou hustotu (kg/m²). Primární zrcadlo Hubbleova vesmírného dalekohledu o průměru 2,4 metru má hustotu 180 kg/m² a je zhotoveno z jediného kusu leštěného skla. Segmentované odlehčené zrcadlo sice výrazně omezuje finanční náklady na jeho vynesení na oběžnou dráhu, avšak na druhé straně představuje značný technologický problém při jeho sestavení do požadovaného tvaru.

Konstruktéři musí vyvinout metodu měření chyb optického systému Vesmírného dalekohledu a musí být schopni tyto chyby opravovat během provozu Vesmírného dalekohledu na oběžné dráze. Vědecká komunita kvůli sférické aberaci Hubbleova vesmírného dalekohledu má s opravou chyb tohoto typu značné zkušenosti.

Jakmile bude Vesmírný dalekohled Jamese Webba vynesen na oběžnou dráhu a umístěn v Lagrangeově bodě L2, pořídí několik snímků různých hvězd. Pozemní řídící středisko tyto snímky zpracuje složitými počítačovými algoritmy a určí deformace segmentů způsobené velmi nízkou teplotou prostředí, chybným nastavením a výrobními vadami. Na rozdíl od jiných zrcadlových systémů pozemní řídící středisko může tyto deformace odstranit pomocí počítačem řízených mechanických servomotorů, které změní tvar zrcadla nastavením jednotlivých segmentů. Cílem je omezit deformace na méně než 0,5 mikronu, což je velikost asi 200 krát menší než je tloušťka lidského vlasu. Servomotory musí pracovat při velmi nízkých teplotách, což celý problém komplikuje. Tento systém servomotorů nyní studují výzkumníci Laboratoře tryskových pohonů JPL (Jet Propulsion Laboratory) a nepochybně nalezne ještě další využití, než pouze v misích NASA a ve vojenských projektech amerického Ministerstva obrany.

Kvůli urychlení vývoje těchto technologií NASA a Úřad pro vojenské letectvo a národní průzkum (the Air Force and the National Reconnaissance Office) zahájily program AMSD (Advanced Mirror System Demonstrator) v hodnotě 30 miliónů dolarů a uzavřely smlouvy se třemi společnostmi na výrobu segmentovaného zrcadla o průměru 1,6 metrů a na jeho testování ve vakuové komoře. O hlavním dodavateli, jehož technologie bude skutečně použita, NASA zřejmě rozhodne již v roce 2004.

V současné době soutěž ještě probíhá. Společnost Ball Aerospace z Boulderu ve státě Colorado studuje polopevnou konstrukci zrcadla, která je zhotovena z berylia. Čtyři servomotory konstrukce zrcadla umožňují jen drobné opravy tvaru zrcadla na oběžné dráze. Podobná konstrukce již byla použita na vesmírném infračerveném dalekohledu SIRTF (the Space Infrared Telescope Facility) a NASA má s touto technologií zkušenosti.

Společnost Goodrich z Danbury ve státě Connecticut vyvíjí složitější konstrukci z taveného křemíku, která má tloušťku jen několik milimetrů. Konstrukce zrcadla je vybavena 37 servomotory a proto tento model umožňuje rozsáhlejší opravy tvaru zrcadla na oběžné dráze.

Společnost Kodak z Rochesteru ve státě New York vyvíjí konstrukci zhotovenou ze speciálního skla, která je vybavena 16 servomotory.

Vesmírný dalekohled Jamese Webba bude vybaven třemi vědeckými přístroji. Kameru v blízkém infračerveném spektru (NIRCam, Near Infrared Camera) vyvíjí vědecký tým Univerzity v Arizoně. Kamera bude pořizovat snímky v infračerveném spektru v pásmu 0,6 až 5 mikronů. Bude schopna detekovat svítící objekty, které vznikly krátce po Velkém třesku. Její součástí bude koronograf, který umožní získat snímky disků zbytkového materiálu, jako je Kuiperův pás ve Sluneční soustavě, a snímky velmi hmotných planet obíhajících kolem blízkých hvězd. Kamera bude vybavena nastavitelným filtrem, jímž bude možno zúžit snímané infračervené pásmo s cílem zachytit objekty se zvláštními vlastnostmi vyzařování, které se mohou vyskytovat ve velmi vzdálených oblastech vesmíru.

Spektrometr v blízkém infračerveném spektru pro sledování skupin objektů (NIRSpec, Near Infrared Spectrometer), poskytnutý Evropskou agenturou pro vesmír ESA (the European Space Agency), bude sloužit jako hlavní spektrograf pro infračervené spektrum v pásmu 0,6 až 5 mikronů. Spektroskopie umožňuje studovat průběh intenzity záření v závislosti na vlnové délce v určitém pásmu. Tento diagnostický nástroj umožňuje určit chemické složení, teplotu a další fyzikální vlastnosti vesmírných objektů. Spektrometr bude schopen získat společné spektrum více než 100 objektů v poli o rozměrech 9 čtverečných minut. Získáváním souhrnných dat mnoha objektů jediným pozorováním astronomové mohou lépe charakterizovat vlastnosti mladého vesmíru a mají šanci nalézt jedinečné objekty s asi tisíckrát vyšší účinností pozorování než doposud.

Kamera ve středním infračerveném spektru, která je výsledkem mezinárodní spolupráce pod vedením Laboratoře tryskových pohonů JPL (the Jet Propulsion Laboratory) umožní získat snímky a provádět spektroskopii v infračerveném spektru v pásmu 5 až 28 mikronů. Díky tomu se otevře nové okno astronomických objevů. Astronomové touto kamerou budou schopni studovat vznik prvních těžkých prvků, vznik a vývoj prvních galaxií a velmi starých populací hvězd, jako jsou kulové hvězdokupy. Rovněž budou schopni studovat počáteční fáze vývoje hvězd a planetárních soustav v oblastech, v nichž prach doposud bránil pozorování.

Všechny tři vědecké přístroje budou umístěny v integrovaném modulu vědeckých přístrojů ISIM (Integrated Science Instrument Module), který bude tvořit jádro Vesmírného dalekohledu. Modul přístrojům zajistí opěrnou konstrukci, teplotní prostředí, řídící elektroniku a zpracování a přenos dat. Jeho součástí bude přesný naváděcí sensor, který vyvinula Kanadská agentura pro vesmír (the Canadian Space Agency).

Modul musí zajišťovat dva velmi odlišné teplotní režimy. Infračervené optické přístroje musí být ochlazeny na teplotu 35 Kelvinů, zatímco elektronické počítačové systémy mohou pracovat při teplotě kolem 250 Kelvinů. Navíc Dewarova nádoba naplněná tuhým vodíkem nebo mechanickým kryogenním chladičem musí zajistit chlazení kamery ve středním infračerveném spektru na teplotu asi 7 Kelvinů.

Integrovaný modul vědeckých přístrojů obsahuje dvě průlomové technologie: velkoplošné detektory pro všechny tři vědecké přístroje a programovatelnou spektrometrovou štěrbinovou masku (mikrouzávěrky) pro spektrometr v blízkém infračerveném spektru. Tyto technologie jsou pro splnění plánovaného vědeckého programu zásadní.

Detektor je jádrem každého vědeckého přístroje. Zaznamenává polohu, intenzitu a pomocí filtrů a spektrografů vlnovou délku dopadajícího záření z nějakého vesmírného zdroje. Pozorování Vesmírného dalekohledu Jamese Webba se soustředí zejména na velmi slabé zdroje záření, kdy každou sekundu může být zachyceno jen několik fotonů. Detektory Vesmírného dalekohledu proto musí mít vyšší citlivost než kterékoliv použité detektory. Protože oblasti, v nichž vznikají nové hvězdy, jsou ve vesmíru velmi vzácné, Vesmírný dalekohled musí být schopen zobrazovat velké oblasti oblohy. Detektor proto bude složen z mozaikových polí obsahujících 4 milióny pixelů a celkem bude obsahovat 64 miliónů pixelů. Tento detektor tedy bude zhruba 500 krát větší než detektor vesmírného infračerveného dalekohledu SIRTF (the Space Infrared Telescope Facility).

Pro infračervené detektory v blízkém infračerveném spektru jsou nejvhodnějším materiálem slitiny antimonidu india (InSb) a telluridu kadmia a rtuti (HgCdTe). Výzkumníci použili oba typy materiálu a vyvinuli detektorová pole o velikosti 2000 krát 2000 pixelů, která jsou asi 10 krát větší než televizní obrazovka standardní velikosti. Přesto velikost jednoho takového detektoru není pro účely Vesmírného dalekohledu dostatečná. Podstatně větší detektor by však měl značné problémy s potřebnou elektronikou. Výzkumníci jsou přesvědčeni, že se jim podaří dokonale sestavit zmíněná detektorová pole do mozaiky, která by měla požadovanou velikost.

Firma Rockwell Scientific již vyvinula prototyp detektoru s použitím slitiny HgCdTe a detektor Raytheon s použitím slitiny InSb. NASA financuje tři různé laboratoře s cílem dosáhnout co největší kvality detektoru. V polovině roku 2003 proběhly testy s cílem vybrat nejvhodnější detektor. Vítězná laboratoř nebo firma musí detektor dokončit do roku 2006.

Pro detektor ve středním infračerveném spektru se NASA rozhodl použít detektor z křemíku dopovaného arzenem, protože tento typ detektoru požadovanému účelu vyhovuje nejlépe. Velkou výzvou pro konstruktéry je ochlazení infračervených detektorů na teplotu 7 Kelvinů. K tomuto účelu bude použita buď Dewarova nádoba naplněná tuhým vodíkem nebo vhodný kryogenní chladič.

Spektroskopická měření skupin objektů v blízkém infračerveném spektru představují další významný skok v technologii vesmírné astronomie. Aby bylo možno zkoumat vlastnosti mladého vesmíru, Vesmírný dalekohled Jamese Webba bude získávat data z velkého počtu různých zdrojů současně. V pozemních observatořích takové sledování je relativně snadné. Ze snímků získaných kamerou astronomové vyberou objekty, které chtějí spektroskopicky studovat, a vytvoří pole štěrbin, jimiž do spektrometru projde pouze záření vybraných objektů. Tato technologie se podobá propichování pohlednice špendlíkem.

Ve vesmíru však takové pole štěrbin nelze vyrobit. Technici jsou však přesvědčeni, že technologie mikro-elektro-mechanických systémů (MEMS) nabízí revoluční řešení. Goddardovo středisko vesmírných letů (the Goddard Space Flight Center) vyvinulo první MEMS zařízení, které bylo instalováno na evropském spektrometru v blízkém infračerveném spektru. Toto zařízení obsahuje 2 až 4 milióny mikroskopických uzávěrek nanesených na křemíkovém podkladu. Každá mikrouzávěrka není větší než zrnko prachu. Celé zařízení je schopno nahradit pole štěrbin používané v pozemních detektorech.

Místo vytváření štěrbin pozemní řídící středisko zašle MEMS zařízení příkazy pro otevření nebo uzavření určitých mikrouzávěrek podle toho, jaké objekty chtějí astronomové právě měřit. Mikrouzávěrky se otevírají nebo uzavírají magnetickým pohonem. Technologie astronomům umožňuje shromažďovat současně data z nejméně 100 objektů během jediného pozorování.

Národní úřad pro letectví a vesmír NASA doufá, že dalšího snížení nákladů na vývoj a provoz Vesmírného dalekohledu Jamese Webba dosáhne mezinárodní spoluprácí podobně jako v projektu Hubbleova vesmírného dalekohledu. Evropská agentura pro vesmír ESA (the European Space Agency) přispěla 200 milióny dolary, čímž získala 15 procent pozorovacího času. Kanadská agentura pro vesmír (the Canadian Space Agency) přispěla 50 milióny dolary, čímž získala zhruba 5 procent pozorovacího času. Na projektu se podílejí také soukromé společnosti ze Spojených států amerických, z Kanady a z Evropy.

Národní úřad pro letectví a vesmír NASA využívá také svá specializovaná výzkumná pracoviště, jako je Goddardovo středisko vesmírných letů (the Goddard Space Flight Center), Amesovo výzkumné středisko (the Ames Research Center), Laboratoř tryskových pohonů (the Jet Propulsion Laboratory) a Marshallovo středisko vesmírných letů (the Marshall Space Flight Center). Dále spolupracuje s několika americkými národními laboratořemi Ministerstva pro energii. Vědecký ústav vesmírného dalekohledu (the Space Telescope Science Institute), který dnes provozuje Hubbleův vesmírný dalekohled, bude provozovat Vědecké a operační středisko Vesmírného dalekohledu Jamese Webba. Na projektu se různou formou a v různé míře podílejí americké univerzity a různé průmyslové skupiny.

Na vývoji Vesmírného dalekohledu Jamese Webba se podílí také americké ministerstvo obrany financováním programu vývoje zrcadla o průměru 6 metrů pro dalekohled.

Vesmírný dalekohled Jamese Webba je vrcholným projektem americké Národní akademie věd a Národního úřadu pro letectví a vesmír pro první desetiletí 21. století. Je modelem mezinárodní spolupráce řízené filozofií jasné centralizované správy a silného systémového inženýrství. Vědecký tým projektu využívá špičkové technologie. Výběrem hlavního dodavatele se program posune do další fáze svého vývoje, na jehož konci bude začátek nové éry astronomických objevů. Projekt Vesmírného dalekohledu Jamese Webba ovlivnil životy tisíců vědců a inženýrů ve Spojených státech amerických, v Kanadě a v Evropě. Jeho výsledky budou výzvou pro všechny astronomy a astrofyziky ve světě k pochopení našeho vlastního místa ve vesmíru.