JWSTの仕組み

なぜウェッブは赤外線で働くのか

可視光はスペクトルの薄い一切れだ。赤外線は、目に見えるもののすぐ先にある、より長い波長の帯である。ウェッブはおおよそ0.6から28マイクロメートルを — 可視光の赤い端から、近赤外を通って、中間赤外まで — カバーする。三つの問題が、それを正しい選択にしている。

第一に、宇宙は膨張し、膨張は私たちへ向かう途中の光を引き伸ばす。最初期の星や銀河からの紫外線と可視光は、赤方偏移して赤外線になって届く。ウェッブが遠い過去を見るのは、赤外線が「より古い」からではなく、宇宙膨張がその古代の光をその帯へと動かしたからだ。第二に、赤外線は可視光を遮る星間塵の多くの雲を通り抜けるので、ウェッブは星や惑星が形成される揺りかごの中を覗き込むことができる。第三に、冷たいもの — 惑星、塵、彗星 — は可視光では微弱だが、赤外線では輝く。ウェッブを赤外線で強力にしているものは、同時にそれを厳しい要求のものにしている。望遠鏡は並外れて冷たく保たれなければならず、さもなければそれ自身の熱が信号を溺れさせてしまう。

分割鏡

ウェッブの最も見分けやすい部分は、その金色の主鏡だ。差し渡し約6.5メートル、集光面積はおよそ25平方メートルで、18枚の六角形の分割片から作られている。それが分割されているのは、その大きさの一枚鏡ではロケットの中に収まらなかったからだ。折りたたまれて打ち上げられ、宇宙で開いた。分割片はベリリウム — 軽く、硬く、非常に低い温度で安定している — でできており、その上にささやくほど薄い金の膜がかけられていて、それが赤外線をよく反射する(鏡全体で数十グラムしか使っていない)。

大きな鏡は「拡大する」というよりも、光子を集める。面積が大きいほど、より微弱な天体に届くことができ、使える信号をより速く積み上げる。打ち上げの後、18枚の分割片は一つの面として働くよう位置合わせされなければならなかった。それぞれが小さなアクチュエーターでわずかに動かされ、誤差が数十ナノメートル — それらが集める光の波長のごく一部 — にまで縮むまで調整された。

ほとんど何よりも冷たく保たれる

赤外線は熱だ。暖かい望遠鏡は、まさにウェッブが観測しようとしている帯で輝いてしまう — カメラにランプの光が差し込む中で遠くのホタルを見るようなものだ。そこでウェッブは、太陽・地球・月に面する暖かい側と、鏡と装置を担う冷たい側とに分けられ、テニスコートほどの大きさの五層のサンシールドで隔てられている。各層は熱を反射し、横向きに再放射するので、遠い側に届くのはほんのわずかな割合だけだ。冷たい側は40ケルビン(約−233 °C)近くにある。中間赤外線装置MIRIはさらに冷たくなければならず、約7ケルビンまで下げる独自の冷凍機を備えている。

これは、ウェッブがなぜあの場所を周回するかの理由でもある。ハッブルのように地球を回るのではなく、太陽と地球のL2点のまわりをループする。そこは夜側に約150万キロメートル離れたところで、太陽・地球・月が一方の側にひとかたまりに留まり、サンシールドがそれらすべてを背後に抑えておける。

一つの観測所、四つの装置

「JWST」は観測所全体を指す名前だ。科学は、鏡の背後に取り付けられた四つの装置によって行われる。それらを望遠鏡そのものと区別しておく価値がある。

• NIRCam、近赤外線カメラ(約0.6–5 µm)、深い画像のため — そして鏡の位置合わせのため
• NIRSpec、近赤外線分光器(約0.6–5.3 µm)、およそ248,000個の小さなシャッターの格子を通して、一度に最大およそ100個のスペクトルを記録できる — DESIのロボットファイバーからそう遠くない発想だ
• MIRI、中間赤外線装置(約5–28 µm)、冷たい塵、分子、そして惑星の熱的な輝きのため
• FGS/NIRISS、望遠鏡をターゲットに固定し続け、近赤外線撮像とスリットレス分光を加える。系外惑星のトランジットのものも含めて。

ある結果が「JWSTから」と報告されるとき、それはこれらのいずれかを通して得られたものだ。装置と波長範囲は、望遠鏡の名前と同じくらい重要である。

光からスペクトルへ

カメラはどれだけの光が届くかを記録する。分光器は、その光が波長にわたってどう広がるかを記録する。ビームをその波長に分けると、なめらかな曲線が構造へと砕ける — 明るい輝線、暗い吸収線、幅の広い分子帯 — それぞれが特定の原子や分子の指紋だ。スペクトルから、天文学者は、何でできているか、どれだけ熱いか、どれだけ速く動くか、その赤方偏移、そしてどの分子が存在するかを読み取ることができる — ただの画像では示せないものを。分光器が隣り合う特徴をどれだけ細かく分離できるかが、その分解能であり、波長を、それが見分けられる最小の波長差で割ったものだ。分解能が高いほど多くが明らかになるが、より多くの光を要求する。

ウェッブはどうやって大気を読むのか

ウェッブは多くの系外惑星をトランジットの間に研究する — 惑星が、私たちの視線から見てその恒星の前を横切るときだ。そのとき、恒星の光のひとすじが、私たちに届く前に惑星の大気をかすめて通り、そこにあるガスがそれ自身の特定の波長を吸収する。トランジットの間の恒星のスペクトルを、そのすぐ外側でのスペクトルと比較することで、天文学者は透過スペクトルを取り出す。恒星の光に刻み込まれた、大気の微弱な痕跡だ。そのくぼみの深さはまた、恒星に対する惑星の大きさ — 惑星と恒星の半径比の二乗に近い — を与える。

これは繊細な作業だ。大気の信号は恒星の光のごくわずかな割合であり、恒星自身の活動、検出器のノイズ、装置の効果から分離されなければならない。異なる装置と波長範囲は異なる分子に敏感であり、だからこそ同じ惑星が、誰かがある特徴を信頼する前に、しばしば複数の装置で、複数回にわたって観測される。

一つの分子が証明しないこと

大気の中に一つの分子を見つけることは、生命を見つけることと同じではない。候補となるバイオシグネチャーは、全体像に照らして検討されなければならない。大気の化学、恒星のふるまい、同じ分子を作る非生物的な方法、温度と圧力、そして — 決して軽くはないものとして — 測定そのものの統計的な強さだ。ウェッブは大気を特徴づける。遠方の世界の生物を撮影するのではない。スペクトルの中の一本の線は、問いを立て始める場所であって、答えではない。

ウェッブがしないこと

ウェッブはビッグバンを撮影したり、空全体を一度に見たり、出来合いの実色写真を届けたりはしない — その光は大部分が目に見えず、色は後から、実際の強度の地図に割り当てられる。それは無限の塵を突き抜けたり、写真を撮るだけで距離を測ったり、一つの分子から生命を同定したりはできない。それはいつでも好きなところに向けることさえできない。サンシールドはその装置と太陽の間に留まらなければならないので、各ターゲットにはその季節がある。ウェッブのどの結果も、感度、露光時間、較正、物理モデル、そして注意深い統計解析に基づいている — 画像だけに基づいているのではない。

一文で言えば

ウェッブは、冷たい6.5メートルの分割鏡で微弱な赤色光と赤外線を集め、それらの光子を四つの装置で画像とスペクトルに変え、天文学者が銀河、星、惑星、大気の構成を再構築できるようにする — 一度に一つずつ、注意深く測定されたスペクトルで。