Wie JWST funktioniert

Warum Webb im Infraroten arbeitet

Sichtbares Licht ist ein schmaler Ausschnitt des Spektrums; Infrarot ist das Band der längeren Wellenlängen, knapp jenseits dessen, was das Auge sehen kann. Webb deckt etwa 0,6 bis 28 Mikrometer ab: vom roten Rand des sichtbaren Lichts über das Nahinfrarot bis ins Mittelinfrarot. Drei Probleme machen das zur richtigen Wahl.

Erstens dehnt sich das Universum aus, und die Expansion streckt das Licht auf seinem Weg zu uns: Ultraviolettes und sichtbares Licht der frühesten Sterne und Galaxien kommt rotverschoben im Infraroten an. Webb sieht die ferne Vergangenheit nicht, weil Infrarot „älter“ wäre, sondern weil die kosmische Expansion jenes uralte Licht in sein Band verschoben hat. Zweitens durchdringt Infrarot viele Wolken interstellaren Staubs, die sichtbares Licht blockieren, sodass Webb in die Kinderstuben blicken kann, in denen Sterne und Planeten entstehen. Drittens sind kalte Dinge — Planeten, Staub, Kometen — im sichtbaren Licht schwach, glühen aber im Infraroten. Was Webb im Infraroten stark macht, macht es zugleich anspruchsvoll: Das Teleskop muss außerordentlich kalt gehalten werden, sonst würde seine eigene Wärme das Signal ertränken.

Der segmentierte Spiegel

Webbs bekanntester Teil ist sein goldener Hauptspiegel: etwa 6,5 Meter Durchmesser, rund 25 Quadratmeter Sammelfläche, gebaut aus 18 sechseckigen Segmenten. Er ist segmentiert, weil ein einzelner Spiegel dieser Größe nicht in die Rakete gepasst hätte; er startete zusammengefaltet und entfaltete sich im Weltraum. Die Segmente bestehen aus Beryllium — leicht, steif und stabil bei sehr niedriger Temperatur — unter einer hauchdünnen Goldschicht, die Infrarot gut reflektiert: Der gesamte Spiegel kommt mit nur wenigen Dutzend Gramm davon aus.

Ein großer Spiegel „vergrößert“ nicht so sehr, wie er Photonen sammelt: Je größer die Fläche, desto schwächere Objekte kann er erreichen und desto schneller baut er ein brauchbares Signal auf. Nach dem Start mussten die 18 Segmente so ausgerichtet werden, dass sie wie eine einzige Fläche wirken, jedes von winzigen Aktuatoren verschoben, bis die Fehler auf einige zehn Nanometer geschrumpft waren — ein kleiner Bruchteil der Wellenlänge des Lichts, das sie sammeln.

Kälter gehalten als fast alles

Infrarotlicht ist Wärme. Ein warmes Teleskop glüht genau in dem Band, das Webb beobachten will: wie ein fernes Glühwürmchen zu betrachten, während eine Lampe in die Kamera scheint. Deshalb ist Webb in eine heiße Seite, die Sonne, Erde und Mond zugewandt ist, und eine kalte Seite mit Spiegel und Instrumenten geteilt, getrennt durch einen fünflagigen Sonnenschild von der Größe eines Tennisplatzes. Jede Lage reflektiert Wärme und strahlt sie seitlich wieder ab, sodass nur ein winziger Bruchteil die andere Seite erreicht. Die kalte Seite liegt nahe 40 Kelvin (etwa −233 °C); das Mittelinfrarot-Instrument MIRI muss noch kälter sein und trägt einen eigenen Kühler, der bis auf etwa 7 Kelvin hinabreicht.

Das ist auch der Grund für Webbs Umlaufbahn. Statt wie Hubble die Erde zu umkreisen, kreist es um den Sonne-Erde-Punkt L2, etwa 1,5 Millionen Kilometer weit draußen auf der Nachtseite, wo Sonne, Erde und Mond auf einer Seite gebündelt bleiben und der Sonnenschild sie alle im Rücken behalten kann.

Ein Observatorium, vier Instrumente

„JWST“ bezeichnet das gesamte Observatorium. Die Wissenschaft machen vier Instrumente, die hinter dem Spiegel montiert sind, und es lohnt sich, sie vom Teleskop selbst zu unterscheiden:

• NIRCam, die Nahinfrarot-Kamera (etwa 0,6-5 µm), für tiefe Aufnahmen — und für die Ausrichtung des Spiegels;
• NIRSpec, der Nahinfrarot-Spektrograf (etwa 0,6-5,3 µm), der durch ein Raster aus rund 248.000 winzigen Verschlüssen bis zu etwa 100 Spektren gleichzeitig aufzeichnen kann — eine Idee, die den Roboterfasern von DESI nicht fern ist;
• MIRI, das Mittelinfrarot-Instrument (etwa 5-28 µm), für kühlen Staub, Moleküle und das thermische Glühen von Planeten;
• FGS/NIRISS, das das Teleskop auf dem Ziel hält und Nahinfrarot-Bildgebung sowie spaltlose Spektroskopie hinzufügt, auch von Exoplaneten-Transiten.

Wenn ein Ergebnis „von JWST“ gemeldet wird, kam es durch eines dieser Instrumente. Das Instrument und der Wellenlängenbereich zählen ebenso viel wie der Name des Teleskops.

Vom Licht zum Spektrum

Eine Kamera zeichnet auf, wie viel Licht ankommt; ein Spektrograf zeichnet auf, wie dieses Licht über die Wellenlängen verteilt ist. Zerlegt man einen Strahl in seine Wellenlängen, bricht die glatte Kurve in Struktur auf: helle Emissionslinien, dunkle Absorptionslinien, breite Molekülbanden — jede der Fingerabdruck eines bestimmten Atoms oder Moleküls. Aus einem Spektrum können Astronomen ablesen, woraus etwas besteht, wie heiß es ist, wie schnell es sich bewegt, seine Rotverschiebung und welche Moleküle vorhanden sind — Dinge, die ein bloßes Bild nicht zeigen kann. Wie fein ein Spektrograf benachbarte Merkmale trennen kann, ist sein Auflösungsvermögen: die Wellenlänge geteilt durch den kleinsten Wellenlängenunterschied, den er unterscheiden kann; höhere Auflösung offenbart mehr, verlangt aber mehr Licht.

Wie Webb eine Atmosphäre liest

Webb untersucht viele Exoplaneten während ihrer Transite — wenn ein Planet aus unserer Sichtlinie vor seinem Stern vorbeizieht. Dabei streift ein schmaler Streifen Sternenlicht durch die Atmosphäre des Planeten, bevor er uns erreicht, und die dortigen Gase absorbieren ihre jeweils eigenen Wellenlängen. Durch den Vergleich des Sternspektrums während des Transits mit dem Spektrum knapp außerhalb davon gewinnen Astronomen ein Transmissionsspektrum: den schwachen Abdruck der Atmosphäre, dem Sternenlicht aufgeprägt. Die Tiefe der Abschwächung verrät außerdem die Größe des Planeten relativ zu seinem Stern — nahe dem Quadrat des Verhältnisses von Planeten- zu Sternradius.

Das ist heikle Arbeit. Das atmosphärische Signal ist ein winziger Bruchteil des Sternenlichts und muss von der Aktivität des Sterns selbst, vom Detektorrauschen und von Instrumenteneffekten getrennt werden. Verschiedene Instrumente und Wellenlängenbereiche sind für verschiedene Moleküle empfindlich, weshalb derselbe Planet oft mehr als einmal beobachtet wird, mit mehr als einem Instrument, bevor jemand einem Merkmal traut.

Was ein Molekül nicht beweist

Ein Molekül in einer Atmosphäre zu finden ist nicht dasselbe wie Leben zu finden. Eine Kandidatin für eine Biosignatur muss gegen das Gesamtbild abgewogen werden: die Chemie der Atmosphäre, das Verhalten des Sterns, nicht-biologische Wege, dasselbe Molekül zu erzeugen, Temperatur und Druck und — nicht zuletzt — die statistische Stärke der Messung selbst. Webb charakterisiert Atmosphären; es fotografiert keine Organismen auf fernen Welten. Eine einzelne Linie in einem Spektrum ist ein Ort, an dem man anfängt, Fragen zu stellen, keine Antwort.

Was Webb nicht tut

Webb fotografiert nicht den Urknall, sieht nicht den ganzen Himmel auf einmal und liefert keine fertigen Echtfarbenfotos: Sein Licht ist größtenteils unsichtbar, und die Farbe wird nachträglich echten Intensitätskarten zugewiesen. Es kann nicht durch unbegrenzten Staub dringen, eine Entfernung nicht allein durch ein Foto messen und Leben nicht anhand eines einzelnen Moleküls identifizieren. Es kann nicht einmal jederzeit dorthin zeigen, wohin es will: Der Sonnenschild muss zwischen den Instrumenten und der Sonne bleiben, also hat jedes Ziel seine Jahreszeiten. Jedes Webb-Ergebnis beruht auf Empfindlichkeit, Belichtungszeit, Kalibrierung, einem physikalischen Modell und einer sorgfältigen statistischen Analyse — nicht auf dem Bild allein.

In einem Satz

Webb sammelt schwaches rotes und infrarotes Licht mit einem kalten, segmentierten 6,5-Meter-Spiegel, verwandelt diese Photonen mit vier Instrumenten in Bilder und Spektren und lässt Astronomen die Zusammensetzung von Galaxien, Sternen, Planeten und Atmosphären rekonstruieren — ein sorgfältig gemessenes Spektrum nach dem anderen.