Slik fungerer JWST

Hvorfor Webb arbeider i infrarødt

Synlig lys er en smal del av spekteret; infrarødt er båndet med lengre bølgelengder, like utenfor det øyet kan se. Webb dekker omtrent 0.6 til 28 mikrometer — fra den røde kanten av synlig lys, gjennom det nærinfrarøde og inn i det midtinfrarøde. Tre problemer gjør dette til det riktige valget.

For det første utvider universet seg, og utvidelsen strekker lyset på vei mot oss: ultrafiolett og synlig lys fra de tidligste stjernene og galaksene når oss rødforskjøvet til det infrarøde. Webb ser den fjerne fortiden ikke fordi infrarødt er “eldre”, men fordi den kosmiske utvidelsen har flyttet dette eldgamle lyset inn i bølgelengdeområdet. For det andre passerer infrarødt gjennom mange skyer av interstellart støv som blokkerer synlig lys, slik at Webb kan se inn i områdene der stjerner og planeter dannes. For det tredje er kalde objekter — planeter, støv, kometer — lyssvake i synlig lys, men gløder i det infrarøde. Det som gjør Webb kraftig i det infrarøde, gjør det også krevende: Teleskopet må holdes usedvanlig kaldt, ellers ville dets egen varme drukne signalet.

Det segmenterte speilet

Webbs mest gjenkjennelige del er det gylne hovedspeilet: omtrent 6.5 meter på tvers, med rundt 25 kvadratmeter lysinnsamlende areal og bygget av 18 sekskantede segmenter. Det er segmentert fordi ett enkelt speil i den størrelsen ikke ville ha fått plass inne i raketten; det ble skutt opp sammenfoldet og foldet ut i rommet. Segmentene er laget av beryllium — lett, stivt og stabilt ved svært lav temperatur — under et hårfint lag av gull, som reflekterer infrarødt lys godt (hele speilet bruker bare noen titalls gram av det).

Et stort speil “forstørrer” ikke så mye som det samler fotoner: Jo større arealet er, desto mer lyssvake objekter kan det nå, og desto raskere bygger det opp et brukbart signal. Etter oppskytningen måtte de 18 segmentene justeres slik at de fungerte som én flate; hvert segment ble finjustert med små aktuatorer til feilene var redusert til titalls nanometer — en liten brøkdel av bølgelengden til lyset de samler inn.

Kaldere enn nesten alt annet

Infrarødt lys er varme. Et varmt teleskop gløder i akkurat det båndet Webb prøver å observere — som å forsøke å se en fjern ildflue med en lampe som lyser inn i kameraet. Webb er derfor delt i en varm side, vendt mot solen, jorden og månen, og en kald side med speilet og instrumentene, atskilt av et solskjold med fem lag på størrelse med en tennisbane. Hvert lag reflekterer og sender varmen ut igjen til sidene, slik at bare en svært liten del når den andre siden. Den kalde siden holder nær 40 kelvin (omtrent −233 °C); det midtinfrarøde instrumentet MIRI må være enda kaldere og har sitt eget kjølesystem som senker temperaturen til omtrent 7 kelvin.

Dette er også grunnen til at Webb går i bane der det gjør. I stedet for å gå i bane rundt jorden som Hubble beveger det seg i en sløyfe rundt L2-punktet i solen–jorden-systemet, omtrent 1.5 millioner kilometer ute på nattsiden, der solen, jorden og månen holder seg samlet på én side og solskjoldet kan holde dem alle bak seg.

Ett observatorium, fire instrumenter

“JWST” betegner hele observatoriet. De vitenskapelige observasjonene gjøres med fire instrumenter montert bak speilet, og det er viktig å skille dem fra selve teleskopet:

• NIRCam, det nærinfrarøde kameraet (omtrent 0.6–5 µm), for dype bilder — og for å justere speilet;
• NIRSpec, den nærinfrarøde spektrografen (omtrent 0.6–5.3 µm), som kan registrere opptil rundt 100 spektre samtidig gjennom et rutenett av omtrent 248,000 bittesmå luker — en idé som ikke er så ulik DESIs robotstyrte fibre;
• MIRI, det midtinfrarøde instrumentet (omtrent 5–28 µm), for kjølig støv, molekyler og varmestrålingen fra planeter;
• FGS/NIRISS, som holder teleskopet låst mot målet og i tillegg gir nærinfrarøde bilder og spalteløs spektroskopi, blant annet av eksoplanettransitter.

Når et resultat rapporteres som “fra JWST”, kom det gjennom ett av disse instrumentene. Instrumentet og bølgelengdeområdet er like viktige som navnet på teleskopet.

Fra lys til spektrum

Et kamera registrerer hvor mye lys som kommer inn; en spektrograf registrerer hvordan lyset er fordelt over bølgelengder. Når en lysstråle deles opp i bølgelengdene sine, får den jevne kurven en struktur — lyse emisjonslinjer, mørke absorpsjonslinjer, brede molekylbånd — der hver detalj er fingeravtrykket til et bestemt atom eller molekyl. Fra et spektrum kan astronomer lese ut hva noe består av, hvor varmt det er, hvor raskt det beveger seg, rødforskyvningen og hvilke molekyler som finnes — ting et vanlig bilde ikke kan vise. Hvor godt en spektrograf kan skille nærliggende detaljer, er dens oppløsningsevne, bølgelengden delt på den minste forskjellen i bølgelengde den kan skille; høyere oppløsning avslører mer, men krever mer lys.

Slik leser Webb en atmosfære

Webb studerer mange eksoplaneter under transitter — når en planet passerer foran stjernen sin sett fra vår synsvinkel. Da stryker en smal stripe av stjernelyset gjennom planetens atmosfære før det når oss, og gassene der absorberer sine egne bestemte bølgelengder. Ved å sammenligne stjernens spektrum under transitten med spekteret like utenfor den kan astronomer trekke ut et transmisjonsspektrum: atmosfærens svake avtrykk, preget inn i stjernelyset. Dybden på lysfallet angir også planetens størrelse i forhold til stjernen — nær kvadratet av forholdet mellom planetens og stjernens radius.

Dette er krevende presisjonsarbeid. Atmosfæresignalet er en svært liten del av stjernelyset og må skilles fra stjernens egen aktivitet, detektorstøy og instrumenteffekter. Ulike instrumenter og bølgelengdeområder er følsomme for ulike molekyler, og derfor observeres den samme planeten ofte mer enn én gang, med mer enn ett instrument, før noen stoler på et spektralt trekk.

Hva et molekyl ikke beviser

Å finne et molekyl i en atmosfære er ikke det samme som å finne liv. En mulig biosignatur må vurderes opp mot hele bildet: atmosfærens kjemi, stjernens oppførsel, ikke-biologiske måter det samme molekylet kan dannes på, temperaturen og trykket og — ikke minst — den statistiske styrken i selve målingen. Webb karakteriserer atmosfærer; det fotograferer ikke organismer på fjerne verdener. En enkelt linje i et spektrum er et sted å begynne å stille spørsmål, ikke et svar.

Hva Webb ikke gjør

Webb fotograferer ikke Big Bang, ser ikke hele himmelen på én gang og leverer ikke ferdige fotografier i sanne farger — lyset er for det meste usynlig, og farger legges til i etterkant på reelle intensitetskart. Det kan ikke trenge gjennom ubegrensede mengder støv, måle en avstand bare ved å ta et bilde eller identifisere liv ut fra ett enkelt molekyl. Det kan ikke engang rettes hvor som helst til enhver tid: solskjoldet må holdes mellom instrumentene og solen, så hvert mål har sine observasjonssesonger. Hvert resultat fra Webb bygger på følsomhet, eksponeringstid, kalibrering, en fysisk modell og en grundig statistisk analyse — ikke på bildet alene.

I én setning

Webb samler inn svakt rødt og infrarødt lys med et kaldt, segmentert speil på 6.5 meter, omdanner disse fotonene til bilder og spektre med fire instrumenter og lar astronomer rekonstruere sammensetningen av galakser, stjerner, planeter og atmosfærer — ett omhyggelig målt spektrum om gangen.