Sådan fungerer JWST

Hvorfor Webb arbejder i infrarødt

Synligt lys er en smal del af spektret; infrarødt er båndet med længere bølgelængder, lige uden for det, øjet kan se. Webb dækker omtrent 0.6 til 28 mikrometer — fra den røde kant af synligt lys, gennem det nærinfrarøde og ind i det midtinfrarøde. Tre problemer gør det til det rigtige valg.

For det første udvider universet sig, og udvidelsen strækker lyset på vej mod os: ultraviolet og synligt lys fra de tidligste stjerner og galakser når os rødforskudt til det infrarøde. Webb ser den fjerne fortid, ikke fordi infrarødt er “ældre”, men fordi den kosmiske udvidelse har flyttet dette ældgamle lys ind i dets bølgelængdeområde. For det andet passerer infrarødt gennem mange skyer af interstellart støv, som blokerer synligt lys, så Webb kan se ind i de områder, hvor stjerner og planeter dannes. For det tredje er kolde objekter — planeter, støv, kometer — lyssvage i synligt lys, men gløder i det infrarøde. Det, der gør Webb effektivt i det infrarøde, gør det også krævende: Teleskopet skal holdes usædvanligt koldt, ellers ville dets egen varme overdøve signalet.

Det segmenterede spejl

Webbs mest genkendelige del er det gyldne hovedspejl: omtrent 6.5 meter i diameter, med cirka 25 kvadratmeter lysindsamlende areal og bygget af 18 sekskantede segmenter. Det er segmenteret, fordi ét spejl i den størrelse ikke ville have kunnet være inde i raketten; det blev sendt op sammenfoldet og foldet ud i rummet. Segmenterne er lavet af beryllium — let, stift og stabilt ved meget lav temperatur — under et ultratyndt lag guld, som reflekterer infrarødt lys godt (hele spejlet bruger kun nogle få snese gram af det).

Et stort spejl “forstørrer” ikke så meget, som det indsamler fotoner: Jo større arealet er, desto mere lyssvage objekter kan det nå, og desto hurtigere opbygger det et brugbart signal. Efter opsendelsen skulle de 18 segmenter justeres, så de fungerede som én flade; hvert segment blev finjusteret med små aktuatorer, indtil fejlene var reduceret til snesevis af nanometer — en lille brøkdel af bølgelængden af det lys, de indsamler.

Koldere end næsten alt andet

Infrarødt lys er varme. Et varmt teleskop gløder i netop det bånd, Webb forsøger at observere — som at betragte en fjern ildflue med en lampe, der lyser ind i kameraet. Webb er derfor opdelt i en varm side, der vender mod Solen, Jorden og Månen, og en kold side med spejlet og instrumenterne, adskilt af et solskjold med fem lag på størrelse med en tennisbane. Hvert lag reflekterer og genudsender varmen ud til siderne, så kun en meget lille del når den anden side. Den kolde side holder sig nær 40 kelvin (omtrent −233 °C); det midtinfrarøde instrument MIRI skal være endnu koldere og har sit eget kølesystem, der sænker temperaturen til omtrent 7 kelvin.

Det er også derfor, Webb kredser, hvor det gør. I stedet for at kredse om Jorden som Hubble bevæger det sig i en sløjfe omkring L2-punktet i Solen–Jorden-systemet, omtrent 1.5 millioner kilometer ude på natsiden, hvor Solen, Jorden og Månen forbliver samlet på den ene side, og solskjoldet kan holde dem alle bag sig.

Ét observatorium, fire instrumenter

“JWST” betegner hele observatoriet. De videnskabelige observationer udføres med fire instrumenter monteret bag spejlet, og det er vigtigt at skelne dem fra selve teleskopet:

• NIRCam, det nærinfrarøde kamera (omtrent 0.6–5 µm), til dybe billeder — og til at justere spejlet;
• NIRSpec, den nærinfrarøde spektrograf (omtrent 0.6–5.3 µm), som kan registrere op til cirka 100 spektre på én gang gennem et gitter af omtrent 248,000 bittesmå lukkere — en idé, der ikke ligger langt fra DESI’s robotstyrede fibre;
• MIRI, det midtinfrarøde instrument (omtrent 5–28 µm), til køligt støv, molekyler og planeters varmestråling;
• FGS/NIRISS, som holder teleskopet låst på målet og desuden leverer nærinfrarøde billeder og spalteløs spektroskopi, blandt andet af exoplanetpassager.

Når et resultat rapporteres som “fra JWST”, er det kommet gennem ét af disse instrumenter. Instrumentet og bølgelængdeområdet er lige så vigtige som teleskopets navn.

Fra lys til spektrum

Et kamera registrerer, hvor meget lys der ankommer; en spektrograf registrerer, hvordan lyset er fordelt over bølgelængder. Når en lysstråle opdeles i sine bølgelængder, får den jævne kurve struktur — lyse emissionslinjer, mørke absorptionslinjer, brede molekylbånd — hvor hver detalje er fingeraftrykket for et bestemt atom eller molekyle. Ud fra et spektrum kan astronomer aflæse, hvad noget består af, hvor varmt det er, hvor hurtigt det bevæger sig, dets rødforskydning og hvilke molekyler der er til stede — ting, et almindeligt billede ikke kan vise. Hvor godt en spektrograf kan skelne nærliggende detaljer, er dens opløsningsevne, bølgelængden divideret med den mindste forskel i bølgelængde, den kan skelne; højere opløsning afslører mere, men kræver mere lys.

Sådan aflæser Webb en atmosfære

Webb studerer mange exoplaneter under passager — når en planet passerer ind foran sin stjerne set fra vores synsvinkel. Imens strejfer en smal stribe stjernelys gennem planetens atmosfære, før det når os, og gasserne dér absorberer deres egne bestemte bølgelængder. Ved at sammenligne stjernens spektrum under passagen med spektret lige uden for den kan astronomer udlede et transmissionsspektrum: atmosfærens svage aftryk, præget ind i stjernelyset. Dybden af faldet angiver også planetens størrelse i forhold til dens stjerne — tæt på kvadratet på forholdet mellem planetens og stjernens radius.

Dette er krævende præcisionsarbejde. Atmosfæresignalet udgør en meget lille del af stjernelyset og skal adskilles fra stjernens egen aktivitet, detektorstøj og instrumenteffekter. Forskellige instrumenter og bølgelængdeområder er følsomme over for forskellige molekyler, og derfor observeres den samme planet ofte mere end én gang, med mere end ét instrument, før nogen har tillid til et spektralt træk.

Hvad et molekyle ikke beviser

At finde et molekyle i en atmosfære er ikke det samme som at finde liv. En mulig biosignatur skal vurderes i forhold til hele billedet: atmosfærens kemi, stjernens opførsel, ikke-biologiske måder at danne det samme molekyle på, temperaturen og trykket og — ikke mindst — selve målingens statistiske styrke. Webb karakteriserer atmosfærer; det fotograferer ikke organismer på fjerne verdener. En enkelt linje i et spektrum er et sted at begynde at stille spørgsmål, ikke et svar.

Hvad Webb ikke gør

Webb fotograferer ikke Big Bang, ser ikke hele himlen på én gang og leverer ikke færdige fotografier i naturtro farver — dets lys er stort set usynligt, og farver tilføjes bagefter til reelle kort over intensiteten. Det kan ikke trænge gennem ubegrænsede mængder støv, måle en afstand blot ved at tage et billede eller identificere liv ud fra et enkelt molekyle. Det kan ikke engang rettes hvorhen som helst på ethvert tidspunkt: solskjoldet skal forblive mellem instrumenterne og Solen, så hvert mål har sine observationssæsoner. Hvert resultat fra Webb bygger på følsomhed, eksponeringstid, kalibrering, en fysisk model og en omhyggelig statistisk analyse — ikke på billedet alene.

I én sætning

Webb indsamler svagt rødt og infrarødt lys med et koldt, segmenteret spejl på 6.5 meter, omdanner disse fotoner til billeder og spektre med fire instrumenter og lader astronomer rekonstruere sammensætningen af galakser, stjerner, planeter og atmosfærer — ét omhyggeligt målt spektrum ad gangen.