Come funziona JWST

Perché Webb funziona nell’infrarosso

La luce visibile e una fetta sottile dello spettro; l’infrarosso e la banda di lunghezze d’onda piu lunghe, appena oltre cio che l’occhio puo vedere. Webb copre circa 0,6-28 micrometri: dal bordo rosso della luce visibile, attraverso il vicino infrarosso, fino al medio infrarosso. Tre problemi rendono questa la scelta giusta.

Primo, l’universo si espande, e l’espansione stira la luce durante il viaggio verso di noi: la luce ultravioletta e visibile delle prime stelle e galassie arriva spostata verso il rosso nell’infrarosso. Webb vede il passato lontano non perche l’infrarosso sia “piu antico”, ma perche l’espansione cosmica ha spostato quella luce antica nella sua banda. Secondo, l’infrarosso attraversa molte nubi di polvere interstellare che bloccano la luce visibile, quindi Webb puo vedere dentro i vivai in cui nascono stelle e pianeti. Terzo, gli oggetti freddi — pianeti, polvere, comete — sono deboli nella luce visibile ma brillano nell’infrarosso. Cio che rende Webb potente nell’infrarosso e anche cio che lo rende esigente: il telescopio deve essere tenuto straordinariamente freddo, altrimenti il suo stesso calore coprirebbe il segnale.

Lo specchio segmentato

La parte piu riconoscibile di Webb e il suo specchio primario dorato: circa 6,5 metri di diametro, circa 25 metri quadrati di area di raccolta, costruito con 18 segmenti esagonali. E segmentato perche uno specchio unico di quelle dimensioni non sarebbe entrato nel razzo; e stato lanciato ripiegato e aperto nello spazio. I segmenti sono in berillio, leggero, rigido e stabile a bassissima temperatura, sotto un rivestimento d’oro sottilissimo, che riflette bene l’infrarosso: l’intero specchio usa solo poche decine di grammi d’oro.

Uno specchio grande non “ingrandisce” tanto quanto raccoglie fotoni: piu grande e l’area, piu debole e l’oggetto che puo raggiungere e piu rapidamente costruisce un segnale utilizzabile. Dopo il lancio i 18 segmenti hanno dovuto essere allineati per comportarsi come una sola superficie, ciascuno mosso da piccoli attuatori finche gli errori sono scesi a decine di nanometri, una piccola frazione della lunghezza d’onda della luce che raccolgono.

Tenuto piu freddo di quasi tutto

La luce infrarossa e calore. Un telescopio caldo brilla proprio nella banda che Webb cerca di osservare: come guardare una lucciola lontana con una lampada puntata nella camera. Per questo Webb e diviso in un lato caldo, rivolto verso Sole, Terra e Luna, e un lato freddo che porta specchio e strumenti, separati da un parasole a cinque strati grande come un campo da tennis. Ogni strato riflette e re-irradia calore di lato, cosi solo una piccola frazione raggiunge il lato opposto. Il lato freddo resta vicino a 40 kelvin (circa -233 °C); lo strumento nel medio infrarosso, MIRI, deve essere ancora piu freddo e ha un proprio refrigeratore che scende a circa 7 kelvin.

Questo e anche il motivo dell’orbita di Webb. Invece di girare intorno alla Terra come Hubble, gira attorno al punto L2 Sole-Terra, circa 1,5 milioni di chilometri piu in la dal lato notturno, dove Sole, Terra e Luna restano tutti dalla stessa parte e il parasole puo tenerli alle spalle.

Un osservatorio, quattro strumenti

“JWST” indica l’intero osservatorio. La scienza e fatta da quattro strumenti montati dietro lo specchio, e vale la pena tenerli distinti dal telescopio stesso:

• NIRCam, la camera nel vicino infrarosso (circa 0,6-5 µm), per immagini profonde e per allineare lo specchio;
• NIRSpec, lo spettrografo nel vicino infrarosso (circa 0,6-5,3 µm), che puo registrare fino a circa 100 spettri alla volta attraverso una griglia di circa 248.000 minuscole saracinesche, un’idea non lontana dalle fibre robotiche di DESI;
• MIRI, lo strumento nel medio infrarosso (circa 5-28 µm), per polvere fredda, molecole e il bagliore termico dei pianeti;
• FGS/NIRISS, che mantiene il telescopio agganciato al bersaglio e aggiunge imaging nel vicino infrarosso e spettroscopia senza fenditura, anche dei transiti esoplanetari.

Quando un risultato viene riportato “da JWST”, e passato attraverso uno di questi strumenti. Lo strumento e l’intervallo di lunghezze d’onda contano quanto il nome del telescopio.

Dalla luce allo spettro

Una camera registra quanta luce arriva; uno spettrografo registra come quella luce e distribuita tra le lunghezze d’onda. Scomponi un fascio nelle sue lunghezze d’onda e la curva liscia si rompe in struttura: righe di emissione brillanti, righe di assorbimento scure, bande molecolari larghe, ciascuna impronta di un atomo o di una molecola particolare. Da uno spettro gli astronomi possono leggere di che cosa e fatto un oggetto, quanto e caldo, quanto velocemente si muove, il suo redshift e quali molecole sono presenti: cose che una semplice immagine non puo mostrare. Quanto finemente uno spettrografo riesce a separare caratteristiche vicine e il suo potere risolutivo, la lunghezza d’onda divisa per la minima differenza di lunghezza d’onda che puo distinguere; una risoluzione piu alta rivela di piu, ma richiede piu luce.

Come Webb legge un’atmosfera

Webb studia molti esopianeti durante i transiti, cioe quando un pianeta passa davanti alla sua stella dal nostro punto di vista. Mentre lo fa, una sottile porzione di luce stellare sfiora l’atmosfera del pianeta prima di raggiungerci, e i gas presenti assorbono le loro lunghezze d’onda caratteristiche. Confrontando lo spettro della stella durante il transito con lo spettro appena fuori dal transito, gli astronomi estraggono uno spettro di trasmissione: la debole impronta dell’atmosfera stampata sulla luce stellare. Anche la profondita del calo dice la dimensione del pianeta rispetto alla stella, vicina al quadrato del rapporto tra raggio del pianeta e raggio della stella.

E un lavoro delicato. Il segnale atmosferico e una minuscola frazione della luce stellare, e deve essere separato dall’attivita propria della stella, dal rumore del rivelatore e dagli effetti dello strumento. Strumenti e intervalli di lunghezza d’onda diversi sono sensibili a molecole diverse, ed e per questo che lo stesso pianeta viene spesso osservato piu di una volta, con piu di uno strumento, prima che qualcuno si fidi di una caratteristica.

Che cosa una molecola non dimostra

Trovare una molecola in un’atmosfera non e la stessa cosa che trovare vita. Una candidata biosignature deve essere pesata contro il quadro intero: la chimica dell’atmosfera, il comportamento della stella, modi non biologici di produrre la stessa molecola, temperatura e pressione, e non ultimo la forza statistica della misura stessa. Webb caratterizza atmosfere; non fotografa organismi su mondi lontani. Una singola riga in uno spettro e un posto da cui cominciare a fare domande, non una risposta.

Che cosa Webb non fa

Webb non fotografa il Big Bang, non vede tutto il cielo in una volta e non consegna fotografie a colori veri gia pronte: la sua luce e in gran parte invisibile, e il colore viene assegnato dopo a mappe reali di intensita. Non puo attraversare polvere illimitata, misurare una distanza solo scattando una foto o identificare vita da una singola molecola. Non puo nemmeno puntare ovunque in qualunque momento: il parasole deve restare tra gli strumenti e il Sole, quindi ogni bersaglio ha le sue stagioni. Ogni risultato di Webb poggia su sensibilita, tempo di esposizione, calibrazione, un modello fisico e un’analisi statistica attenta, non sulla sola immagine.

In una frase

Webb raccoglie luce rossa e infrarossa debolissima con uno specchio segmentato freddo da 6,5 metri, trasforma quei fotoni in immagini e spettri con quattro strumenti, e permette agli astronomi di ricostruire la composizione di galassie, stelle, pianeti e atmosfere: uno spettro misurato con cura alla volta.