Como o JWST funciona

Por que o Webb trabalha no infravermelho

A luz visível é uma fatia estreita do espectro; o infravermelho é a faixa de comprimentos de onda mais longos, logo além do que o olho consegue ver. O Webb cobre aproximadamente de 0,6 a 28 micrômetros — da borda vermelha da luz visível, passando pelo infravermelho próximo, até o infravermelho médio. Três problemas tornam essa a escolha certa.

Primeiro, o universo se expande, e a expansão estica a luz no caminho até nós: a luz ultravioleta e visível das primeiras estrelas e galáxias chega desviada para o vermelho, no infravermelho. O Webb vê o passado distante não porque o infravermelho seja “mais antigo”, mas porque a expansão cósmica deslocou aquela luz antiga para a sua faixa. Segundo, o infravermelho atravessa muitas nuvens de poeira interestelar que bloqueiam a luz visível, de modo que o Webb consegue ver os berçários onde estrelas e planetas se formam. Terceiro, coisas frias — planetas, poeira, cometas — são fracas na luz visível, mas brilham no infravermelho. O que torna o Webb poderoso no infravermelho também o torna exigente: o telescópio precisa ser mantido extraordinariamente frio, ou seu próprio calor afogaria o sinal.

O espelho segmentado

A parte mais reconhecível do Webb é seu espelho primário dourado: cerca de 6,5 metros de diâmetro, aproximadamente 25 metros quadrados de área coletora, construído com 18 segmentos hexagonais. Ele é segmentado porque um espelho único desse tamanho não caberia dentro do foguete; foi lançado dobrado e se abriu no espaço. Os segmentos são de berílio — leve, rígido e estável a temperaturas muito baixas — sob uma camada finíssima de ouro, que reflete bem o infravermelho (o espelho inteiro usa apenas algumas dezenas de gramas dele).

Um espelho grande não “amplia” tanto quanto coleta fótons: quanto maior a área, mais fraco é o objeto que ele consegue alcançar, e mais rápido ele acumula um sinal utilizável. Depois do lançamento, os 18 segmentos tiveram de ser alinhados para agir como uma única superfície, cada um ajustado por pequenos atuadores até que os erros caíssem para dezenas de nanômetros — uma pequena fração do comprimento de onda da luz que coletam.

Mais frio que quase tudo

Luz infravermelha é calor. Um telescópio quente brilha exatamente na faixa que o Webb tenta observar — como tentar ver um vaga-lume distante com uma lâmpada apontada para a câmera. Por isso, o Webb é dividido em um lado quente, voltado para o Sol, a Terra e a Lua, e um lado frio que carrega o espelho e os instrumentos, separados por um escudo solar de cinco camadas do tamanho de uma quadra de tênis. Cada camada reflete e reemite calor para os lados, de modo que apenas uma fração minúscula chega ao outro lado. O lado frio fica perto de 40 kelvin (cerca de −233 °C); o instrumento de infravermelho médio, MIRI, precisa ser ainda mais frio e leva seu próprio refrigerador até cerca de 7 kelvin.

Essa também é a razão da órbita do Webb. Em vez de orbitar a Terra como o Hubble, ele faz laços em torno do ponto L2 Sol-Terra, a cerca de 1,5 milhão de quilômetros no lado noturno, onde o Sol, a Terra e a Lua permanecem agrupados de um lado e o escudo solar consegue mantê-los todos às suas costas.

Um observatório, quatro instrumentos

“JWST” é o nome do observatório inteiro. A ciência é feita por quatro instrumentos montados atrás do espelho, e vale mantê-los distintos do próprio telescópio:

• NIRCam, a câmera de infravermelho próximo (cerca de 0,6–5 µm), para imagens profundas — e para alinhar o espelho;
• NIRSpec, o espectrógrafo de infravermelho próximo (cerca de 0,6–5,3 µm), que pode registrar até cerca de 100 espectros de uma vez por meio de uma grade de aproximadamente 248.000 pequenas venezianas — uma ideia não muito distante das fibras robóticas do DESI;
• MIRI, o instrumento de infravermelho médio (cerca de 5–28 µm), para poeira fria, moléculas e o brilho térmico de planetas;
• FGS/NIRISS, que mantém o telescópio travado no alvo e acrescenta imagem no infravermelho próximo e espectroscopia sem fenda, inclusive de trânsitos de exoplanetas.

Quando um resultado é relatado “a partir do JWST”, ele veio por um desses instrumentos. O instrumento e a faixa de comprimento de onda importam tanto quanto o nome do telescópio.

Da luz ao espectro

Uma câmera registra quanta luz chega; um espectrógrafo registra como essa luz se distribui pelos comprimentos de onda. Divida um feixe em seus comprimentos de onda e a curva suave se quebra em estrutura — linhas de emissão brilhantes, linhas de absorção escuras, bandas moleculares largas —, cada uma a impressão digital de um átomo ou molécula específicos. A partir de um espectro, astrônomos podem ler de que algo é feito, quão quente é, quão rápido se move, seu redshift e quais moléculas estão presentes — coisas que uma imagem simples não mostra. A capacidade de um espectrógrafo separar feições vizinhas é seu poder de resolução, o comprimento de onda dividido pela menor diferença de comprimento de onda que ele consegue distinguir; resolução maior revela mais, mas exige mais luz.

Como o Webb lê uma atmosfera

O Webb estuda muitos exoplanetas durante trânsitos — quando um planeta passa à frente de sua estrela do nosso ponto de vista. Ao fazer isso, uma lasca de luz estelar roça a atmosfera do planeta antes de chegar até nós, e os gases ali absorvem seus próprios comprimentos de onda específicos. Comparando o espectro da estrela durante o trânsito com o espectro logo fora dele, astrônomos extraem um espectro de transmissão: a marca fraca da atmosfera, impressa na luz da estrela. A profundidade da queda também dá o tamanho do planeta em relação à estrela — próximo ao quadrado da razão entre os raios do planeta e da estrela.

É um trabalho delicado. O sinal atmosférico é uma fração minúscula da luz da estrela, e precisa ser separado da atividade da própria estrela, do ruído do detector e dos efeitos instrumentais. Instrumentos e faixas de comprimento de onda diferentes são sensíveis a moléculas diferentes, por isso o mesmo planeta costuma ser observado mais de uma vez, com mais de um instrumento, antes que alguém confie em uma feição.

O que uma molécula não prova

Encontrar uma molécula em uma atmosfera não é o mesmo que encontrar vida. Uma candidata a bioassinatura precisa ser pesada contra o quadro completo: a química da atmosfera, o comportamento da estrela, maneiras não biológicas de produzir a mesma molécula, a temperatura e a pressão e — não menos importante — a força estatística da própria medição. O Webb caracteriza atmosferas; ele não fotografa organismos em mundos distantes. Uma linha em um espectro é um ponto de partida para perguntas, não uma resposta.

O que o Webb não faz

O Webb não fotografa o Big Bang, não vê o céu inteiro de uma vez nem entrega fotografias em cores verdadeiras prontas — sua luz é em grande parte invisível, e a cor é atribuída depois a mapas reais de intensidade. Ele não atravessa poeira sem limite, não mede uma distância apenas tirando uma foto nem identifica vida a partir de uma única molécula. Nem sequer pode apontar para qualquer lugar a qualquer momento: o escudo solar precisa ficar entre os instrumentos e o Sol, então cada alvo tem suas temporadas. Todo resultado do Webb depende de sensibilidade, tempo de exposição, calibração, um modelo físico e uma análise estatística cuidadosa — não apenas da imagem.

Em uma frase

O Webb coleta luz vermelha e infravermelha fraca com um espelho segmentado frio de 6,5 metros, transforma esses fótons em imagens e espectros com quatro instrumentos e permite que astrônomos reconstruam a composição de galáxias, estrelas, planetas e atmosferas — um espectro cuidadosamente medido por vez.