Cómo funciona JWST

Por qué Webb trabaja en el infrarrojo

La luz visible es una franja estrecha del espectro; el infrarrojo es la banda de longitudes de onda más largas, justo más allá de lo que ve el ojo. Webb cubre aproximadamente de 0,6 a 28 micrómetros: desde el borde rojo de la luz visible, pasando por el infrarrojo cercano, hasta el infrarrojo medio. Tres problemas hacen que esa sea la elección correcta.

Primero, el universo se expande, y la expansión estira la luz durante su viaje hasta nosotros: la luz ultravioleta y visible de las primeras estrellas y galaxias llega desplazada al infrarrojo. Webb ve el pasado distante no porque el infrarrojo sea “más antiguo”, sino porque la expansión cósmica ha movido esa luz antigua hasta su banda. Segundo, el infrarrojo atraviesa muchas nubes de polvo interestelar que bloquean la luz visible, así que Webb puede mirar dentro de las regiones donde nacen estrellas y planetas. Tercero, las cosas frías —planetas, polvo, cometas— son débiles en luz visible pero brillan en el infrarrojo. Lo que hace poderoso a Webb en el infrarrojo también lo hace exigente: el telescopio debe mantenerse extraordinariamente frío, o su propio calor ahogaría la señal.

El espejo segmentado

La parte más reconocible de Webb es su espejo primario dorado: unos 6,5 metros de diámetro, alrededor de 25 metros cuadrados de área colectora, construido con 18 segmentos hexagonales. Es segmentado porque un espejo único de ese tamaño no habría cabido dentro del cohete; se lanzó plegado y se abrió en el espacio. Los segmentos son de berilio —ligero, rígido y estable a temperaturas muy bajas— bajo una capa finísima de oro, que refleja bien el infrarrojo (todo el espejo usa solo unas pocas decenas de gramos).

Un espejo grande no “aumenta” tanto como recoge fotones: cuanto mayor es el área, más débil puede ser el objeto que alcanza y más rápido construye una señal útil. Después del lanzamiento, los 18 segmentos tuvieron que alinearse para actuar como una sola superficie, cada uno ajustado por pequeños actuadores hasta que los errores bajaron a decenas de nanómetros: una pequeña fracción de la longitud de onda de la luz que recogen.

Más frío que casi todo

La luz infrarroja es calor. Un telescopio caliente brilla justo en la banda que Webb intenta observar, como mirar una luciérnaga lejana con una lámpara encendida dentro de la cámara. Por eso Webb está dividido en un lado caliente, orientado hacia el Sol, la Tierra y la Luna, y un lado frío que lleva el espejo y los instrumentos, separados por un parasol de cinco capas del tamaño de una pista de tenis. Cada capa refleja y reemite calor hacia los lados, de modo que solo una fracción minúscula llega al lado opuesto. El lado frío está cerca de 40 kelvin (unos −233 °C); el instrumento de infrarrojo medio, MIRI, necesita estar aún más frío y lleva su propio refrigerador hasta unos 7 kelvin.

Esta es también la razón de la órbita de Webb. En lugar de orbitar la Tierra como Hubble, se mueve alrededor del punto L2 Sol-Tierra, a unos 1,5 millones de kilómetros en el lado nocturno, donde el Sol, la Tierra y la Luna permanecen agrupados en una misma dirección y el parasol puede mantenerlos siempre a la espalda.

Un observatorio, cuatro instrumentos

“JWST” nombra todo el observatorio. La ciencia la hacen cuatro instrumentos montados detrás del espejo, y conviene distinguirlos del telescopio:

• NIRCam, la cámara de infrarrojo cercano (aprox. 0,6-5 µm), para imágenes profundas y para alinear el espejo;
• NIRSpec, el espectrógrafo de infrarrojo cercano (aprox. 0,6-5,3 µm), que puede registrar hasta alrededor de 100 espectros a la vez mediante una cuadrícula de unas 248.000 microcompuertas, una idea no tan lejana de las fibras robóticas de DESI;
• MIRI, el instrumento de infrarrojo medio (aprox. 5-28 µm), para polvo frío, moléculas y el brillo térmico de los planetas;
• FGS/NIRISS, que mantiene el telescopio fijado en el objetivo y añade imagen y espectroscopia sin rendija en el infrarrojo cercano, incluida la de tránsitos de exoplanetas.

Cuando un resultado se comunica “desde JWST”, llegó a través de uno de estos instrumentos. El instrumento y el rango de longitudes de onda importan tanto como el nombre del telescopio.

De la luz al espectro

Una cámara registra cuánta luz llega; un espectrógrafo registra cómo se reparte esa luz por longitud de onda. Divide un haz en sus longitudes de onda y la curva suave se rompe en estructura: líneas brillantes de emisión, líneas oscuras de absorción, bandas moleculares anchas, cada una la huella de un átomo o una molécula concreta. A partir de un espectro, los astrónomos pueden leer de qué está hecho algo, qué temperatura tiene, a qué velocidad se mueve, su corrimiento al rojo y qué moléculas están presentes: cosas que una imagen normal no puede mostrar. La capacidad de un espectrógrafo para separar rasgos vecinos es su poder de resolución, la longitud de onda dividida por la menor diferencia de longitud de onda que puede distinguir; más resolución revela más, pero exige más luz.

Cómo Webb lee una atmósfera

Webb estudia muchos exoplanetas durante tránsitos, cuando un planeta pasa por delante de su estrella desde nuestra línea de visión. Mientras lo hace, una fina porción de luz estelar roza la atmósfera del planeta antes de llegar a nosotros, y los gases allí absorben sus propias longitudes de onda. Comparando el espectro de la estrella durante el tránsito con el espectro justo fuera de él, los astrónomos extraen un espectro de transmisión: la huella tenue de la atmósfera, impresa sobre la luz de la estrella. La profundidad de la caída también da el tamaño del planeta relativo al de su estrella, cerca del cuadrado de la razón entre el radio del planeta y el de la estrella.

Es un trabajo delicado. La señal atmosférica es una fracción diminuta de la luz de la estrella, y hay que separarla de la actividad de la propia estrella, del ruido del detector y de los efectos del instrumento. Instrumentos y rangos de longitud de onda distintos son sensibles a moléculas distintas; por eso el mismo planeta suele observarse más de una vez, con más de un instrumento, antes de que nadie confíe en un rasgo.

Lo que no prueba una molécula

Encontrar una molécula en una atmósfera no es lo mismo que encontrar vida. Una candidata a biofirma debe pesarse contra el cuadro completo: la química de la atmósfera, el comportamiento de la estrella, formas no biológicas de producir la misma molécula, la temperatura y la presión, y no menos importante, la fuerza estadística de la medición. Webb caracteriza atmósferas; no fotografía organismos en mundos lejanos. Una sola línea en un espectro es un lugar para empezar a hacer preguntas, no una respuesta.

Lo que Webb no hace

Webb no fotografía el Big Bang, no ve todo el cielo a la vez y no entrega fotografías en color verdadero listas para usar: su luz es en gran parte invisible, y el color se asigna después a mapas reales de intensidad. No puede atravesar polvo ilimitado, medir una distancia solo tomando una imagen ni identificar vida a partir de una sola molécula. Ni siquiera puede apuntar a cualquier lugar en cualquier momento: el parasol debe permanecer entre sus instrumentos y el Sol, así que cada objetivo tiene sus temporadas. Cada resultado de Webb descansa en sensibilidad, tiempo de exposición, calibración, un modelo físico y un análisis estadístico cuidadoso, no en la imagen por sí sola.

En una frase

Webb recoge luz roja e infrarroja muy débil con un espejo segmentado frío de 6,5 metros, convierte esos fotones en imágenes y espectros con cuatro instrumentos y permite a los astrónomos reconstruir la composición de galaxias, estrellas, planetas y atmósferas: un espectro cuidadosamente medido cada vez.