Esta sería una charla a nivel divulgativo para una audiencia general, así que procuré explicar desde el principio todo lo necesario para que pueda entenderse bien sin conocimientos previos. Para ello me ayudé de los recursos que ofrecen en la propia web de JWST, modificando la presentación de diapositivas proporcionada para adaptarla a esta explicación concreta. De hecho incluí también los dibujos del núcleo galáctico activo y su disco de acreción que realicé para ilustrar estos conceptos durante mi tesis doctoral, porque me harían falta para comentar algunos detalles.
La charla se emitió en YouTube el día 12 de agosto a las 19 h de Argentina (medianoche en España peninsular), y puede verse a continuación:
Tras unos 4 minutos y medio de vídeos promocionales y un par más de presentación, mi charla comienza en torno al minuto 6:30 y termina en el minuto 54. No obstante, en la siguiente media hora respondo preguntas de Estefanía que ayudan a aportar más información e incluso comentar algunas cosas que olvidé mencionar durante la charla, haciendo que quede todo mucho más redondo y completo. Si tras verla quedan dudas, o quieres ampliar información, puedes consultar en este blog la entrada donde cuento todos los detalles de estas observaciones o preguntarme lo que quieras abajo en los comentarios e incluso hacer lo propio a través de redes sociales.
En la entrada anterior de este blog hice una compilación por escrito de todas las explicaciones sobre el observatorio JWST que di durante el año y medio que trabajé en el proyecto, para que estuviera lista y fácil de consultar por todo el mundo de cara a la presentación pública de sus primeras observaciones científicas. Ahora ha llegado el turno de explicar aquí qué pudo verse en dichas observaciones, ya que esa semana aproveché también mi experiencia en el proyecto para comentar las informaciones oficiales y añadir detalles extra que no estaban en las notas de prensa. Primero haré un repaso de las intervenciones en directo que tuve esos días, pero puede saltarse para leer directamente las explicaciones de cada uno de los objetos astronómicos observados.
El lunes 11 de julio el presidente de EE.UU. Joe Biden decidió adelantarse al anuncio oficial y presentar una de las imágenes, así que Nahúm Méndez Chazarra y yo hicimos una emisión por YouTube para comentar el evento en directo. Finalmente acabó retrasándose bastante, y mientras esperábamos respondimos preguntas del chat (muchas de las cuales están ya explicadas aquí) e hicimos un repaso de los objetos que se habían elegido para estas primeras imágenes con JWST, cuyo listado ya era público. Finalmente el evento en sí fue extremadamente breve, con pequeños discursos sobre lo que significaba la misión por parte de la vicepresidenta de EE.UU. Kamala Harris, el presidente Joe Biden, y el administrador de la NASA Bill Nelson, antes de pasar a mostrar la observación del cúmulo de galaxias SMACS 0723. A pesar de que había cargos científicos de la NASA presentes, tras una brevísima explicación de la imagen del cúmulo de galaxias se hizo salir a la prensa y cortaron la conexión en directo, así que Nahúm y yo estuvimos explicando por nuestra parte la imagen una vez ya descargada de las páginas web de la NASA y la ESA. Más tarde nos enteramos de que la reunión prosiguió de forma interna con el resto de imágenes y resultados de JWST, que no se mostrarían al público hasta el día siguiente.
El martes 12 de julio volvimos a estar en directo acompañando al evento oficial para explicar y traducir lo que iban diciendo en inglés. Los primeros 40 minutos fueron dedicados a declaraciones variadas de personalidades de las instituciones que participan en el proyecto o contribuyeron a que fuera posible, para luego presentar las imágenes y resultados comentando la ciencia de cada observación y detalles de cómo se llevó a cabo. En algunos momentos de la retransmisión no se me oye bien debido a las dificultades de los ordenadores para procesar en las altas temperaturas, así que pido disculpas. A partir de 1:46:30, cuando la retransmisión de la NASA termina, pasamos a comentar Nahúm y yo las observaciones individuales y responder preguntas del chat de YouTube, y la calidad del audio mejoró.
Tras ello pude por fin mirar en detalle las imágenes y leer bien las notas de prensa, y el miércoles se pusieron a disposición del público tanto los datos originales como las propuestas de observación que detallaban la motivación de cada una, los modos instrumentales usados, los tiempos de exposición en cada filtro, etcétera. Esto me sirvió para descubrir unas cuantas curiosidades extra que no se habían mencionado oficialmente, y las estudié a fondo para contar el jueves en Coffee Break: Señal y Ruido todo lo que pudiera en el tiempo que teníamos. Pero había tanto que decir que finalmente quedó un programa monográfico de tres horas que puede verse a continuación:
Durante el programa, por cierto, mencionamos cuándo observó JWST un determinado objeto o en qué momento lo estará haciendo exactamente. La planificación de las observaciones puede consultarse en este enlace, tanto de las ya realizadas como las que están a una semana o menos en el futuro. Además hay un bot de Twitter que usa esta información y pone un tweet avisando de qué objetivo se observa en cada momento. Nahúm ha hecho también otro en español.
He acabado tardando bastante en poner todo esto en el blog, pero tal vez sea mejor así porque mientras tanto salió publicado el artículo científico que describe en detalle estas primeras observaciones. Como hay alguna ligera discrepancia entre las especificaciones de cada propuesta de observación y lo que se acabó observando realmente, aquí usaré los datos correctos al dar los detalles correspondientes.
Cuando se anunció que entre las primeras imágenes del JWST se encontraría la imagen más profunda del universo obtenida hasta ahora, algunos quedamos extrañados porque la anterior, el Hubble eXtreme Deep Field (Campo Extremadamente Profundo) tenía un tiempo de exposición acumulado de más de 23 días en total. JWST tiene un espejo más grande y no necesitaría tanto tiempo para captar la misma luz, pero aun así ocuparía bastante de los pocos días que había entre el final de la puesta a punto de los instrumentos y la publicación de estas imágenes (especialmente si se querían mostrar los muchos modos de observación con una cierta variedad de objetos). Pero cuando anunciaron el nombre del objetivo se reveló el truco: apuntarían a un gran cúmulo de galaxias, aprovechando que su gravedad distorsiona el espaciotiempo de tal forma que actúa como lente y magnifica la luz que nos llega de galaxias muy lejanas que en caso contrario no se detectarían. Hace años expliqué este efecto de lente gravitacional en Naukas, aunque tengo pendiente escribir una segunda entrada sobre el tema. Y como era de esperar, nada más anunciarse el nombre del objeto hubo grupos de investigación que se pusieron a calcular a toda prisa las características de esta lente gravitacional usando imágenes anteriores del Hubble, y justo tras publicarse los datos de JWST empezaron a trabajar en modelos mejorados que publicaron el día siguiente. Para empezar a estudiar las galaxias de fondo vendría bien saber cómo de magnificada estaba cada una y estos modelos serían muy útiles, de modo que quien hiciese estos cálculos primero recibiría gran número de citas.
La imagen puede verse a continuación, aunque recomiendo mucho entrar aquí y hacer zoom para examinarla en detalle.
El instrumento usado para obtenerla fue NIRCam, la cámara de infrarrojo cercano, y se observó el 7 de junio utilizando filtros anchos que cubrían un rango de 0.8 a 5 micras (µm). Cada filtro viene nombrado por la letra "F" seguida de un número de tres o cuatro cifras que corresponde a la longitud de onda central en micras con dos decimales (por ejemplo, 090 son 0.90 µm), y luego un sufijo que indica la anchura (en este caso "W" de "wide", "ancho" en inglés). Los detalles técnicos de los filtros pueden encontrarse aquí.
En la imagen podemos ver, en primer lugar, puntos brillantes azulados con seis espículas grandes y una línea horizontal más tenue, que corresponden con estrellas de nuestra propia galaxia apareciendo en el campo de visión. En el centro, de color blanquecino, están las galaxias elípticas del cúmulo, de formas difusas en comparación con las galaxias espirales. Además puede verse un brillo blanquecino tenue que las rodea, que indica que varias de esas galaxias colisionaron en el pasado y muchas de sus estrellas están dispersas por la zona. Y entre la gran cantidad de galaxias en esta pequeña región del cielo hay unas cuantas que se ven estiradas y distorsionadas, formando arcos e imágenes múltiples, como resultado del efecto de lente gravitacional del cúmulo. Muchas de ellas se ven de colores más rojizos, debido a que su luz ha ido aumentando de longitud de onda en su viaje hacia nosotros porque el universo se fue expandiendo de tamaño mientras tanto. A este fenómeno de estiramiento de la longitud de onda lo llamamos "desplazamiento al rojo" aunque la observación entera esté tomada en infrarrojos, debido a que en la luz visible el rojo es el color con mayor longitud de onda y el azul el de menor. La luz de los distintos filtros infrarrojos se ha representado en la imagen con colores ordenados de la misma forma que en la luz visible, para preservar la ilusión. De hecho, me llegué a preguntar si, debido a este desplazamiento, habría alguna galaxia mostrada en la imagen con los colores que tendría realmente cuando emitió su luz, si al representar los filtros de infrarrojo con colores de luz visible concidiesen con los originales. Sin embargo, el rango de longitudes de onda observado es demasiado amplio. Para que la luz azul de una galaxia se detecte con los filtros representados en azul, su desplazamiento al rojo (z) debería ser de entre 0.7 y 2.4 (donde 0 es la longitud de la onda cuando se emitió, 1 es el doble, 2 es el triple…). Para que la luz verde se muestre en color verde en la imagen, z tendría que estar entre 2.6 y 4.4. La luz emitida como naranja se verá naranja en la imagen en galaxias con z ≈ 4.4-5.3, y para que ocurra con el rojo hará falta z ≈ 5.3-5.7.
Una curiosidad es que la imagen es un cuadrado con un lado de sólo 2.4 minutos de arco. La Luna se ve en el cielo con un tamaño angular de medio grado (30 minutos de arco), así que todas esas galaxias aparecen en una parte diminuta del universo (al hacer el cálculo, me sale que harían falta 25783079 observaciones así para cubrir todo el cielo). Y la exposición total uniendo todos los filtros es de 12 horas y media, aunque quizá sorprenderá saber que sólo se tardó 6 horas y cuarto en obtenerse. La clave está en cómo funciona el instrumento: la luz entrante se encuentra con un dicroico que refleja las longitudes de onda de 2.3 µm o menos y deja pasar el resto, mandándolas por caminos diferentes. De este modo puede observarse la misma región del cielo con dos filtros distintos al mismo tiempo, y se tomaron datos durante 2 horas y 5 minutos con cada par. Además, como con una longitud de onda de la mitad de tamaño se puede obtener el doble de resolución, el detector para las longitudes de onda largas es un cuadrado de 2040x2040 píxeles mientras que el de longitudes de onda cortas está formado por cuatro de ellos, como puede verse en la imagen:
Campos de visión de la cámara del instrumento NIRCam (Fuente)
Aquí también se ve que el instrumento no tiene sólo un campo de visión cuadrado sino dos, uno al lado del otro, porque NIRCam consta de dos módulos que trabajan en paralelo. De modo que en esas 6 horas y cuarto no sólo se tomaron 12 horas y media de exposición, sino que el área fue el doble de grande de lo que se anunció porque venía otro campo contiguo observado de forma "gratuita". Este otro campo muestra gran cantidad de galaxias sin las distorsiones ni magnificaciones de la lente gravitacional del cúmulo, y puede verse aquí procesado por Judy Schmidt.
Algo también interesante es que los huecos entre los detectores que forman el campo de visión cuadrado para las longitudes de onda cortas no se ven en la imagen final, y además dicho cuadrado tiene sólo 2.2 minutos de arco en vez de 2.4. El motivo de ambas cosas es que estas imágenes no se hacen con un único apuntado, sino varios en coordenadas ligeramente distintas (9 en esta observación) para que haya solapamiento de distintas partes del detector en cada zona. Así no sólo se obtiene un campo de visión algo mayor y se tapan huecos, sino que permite corregir imperfecciones y artefactos de una zona concreta del chip, píxeles estropeados, el impacto de rayos cósmicos, etcétera. A estas exposiciones individuales las llamamos "dithers".
La propuesta de observación cuenta que el tiempo de exposición fue calculado para igualar la profundidad de los Frontier Fields del Hubble a 0.8 µm (que necesitó unas 28 h para ello), una vez y media la del Hubble a 1.6 µm, y casi 10 veces la del telescopio infrarrojo Spitzer. Dicen que estos tiempos serían suficientes para detectar fácilmente GN-z11, la galaxia más lejana confirmada hasta entonces, en todos los filtros excepto el de 0.9 µm. Sin embargo, dado que el observatorio se está comportando bastante mejor de lo que esperaban, todos estos requisitos se superaron en la imagen final.
Estas imágenes de alta resolución de NIRCam se usaron para seleccionar 48 galaxias de interés en el campo y después apuntar a esa zona con el panel de microobturadores de NIRSpec, abriéndolos en grupos de tres para formar rendijas con las que hacer espectroscopía de cada una de ellas, todas al mismo tiempo. Estas galaxias incluían varias del cúmulo, algunas que forman arcos por la distorsión de la lente gravitacional, y un conjunto variado a distintas distancias. A la prensa enseñaron principalmente las cuatro galaxias más lejanas, cuyos espectros pueden verse a continuación con las mismas líneas de emisión cada vez desplazadas hacia longitudes de onda más largas:
El espectro de la más lejana, de la que vemos luz emitida hace poco más de 13100 millones de años (menos de 700 millones de años tras el Big Bang) y con desplazamiento al rojo z = 8.498, lo mostraron en más detalle para hacer ver que incluso a esa distancia se podía estudiar su composición. Con varias líneas detectadas de cada elemento químico, también es posible calcular las propiedades de los distintos gases y aprender aún más sobre este objeto tan lejano. Todos estos espectros se obtuvieron el 30 de junio.
Pero además del método de espectroscopía multiobjeto de NIRSpec, el 17 de junio también se sacaron espectros de todo el campo al mismo tiempo sin usar rendija, con el modo correspondiente del instrumento NIRISS. Se usaron dos filtros para restringirse a secciones concretas del espectro y que no haya tantos solapamientos, y los espectros se hicieron en dos direcciones perpendiculares para aumentar las posibilidades de que en una de ellas no se cruce con el de otro objeto (unos 47 minutos por filtro en cada dirección). En la imagen siguiente se muestra el uso de esta técnica para confirmar que dos de los arcos creados por la lente gravitacional son en realidad imágenes de la misma galaxia, ya que el desplazamiento al rojo de las líneas espectrales es igual en ambas (e indica que su luz fue emitida hace unos 9300 millones de años):
El 14 de junio también se obtuvieron imágenes en infrarrojo medio con el instrumento MIRI, que tiene un campo de visión más pequeño que NIRCam y no cubre toda la zona. En vez de hacer un mosaico de apuntados, el equipo optó por priorizar la profundidad alcanzada en ese área menor, con hora y media de exposición en cuatro filtros anchos cubriendo un rango de 6.6 a 19.5 µm y haciendo 10 dithers con cada uno. A continuación puede verse una comparación entre lo que se vio en infrarrojo medio y en infrarrojo cercano:
En el rango de infrarrojo medio, las estrellas suelen aparecer en las longitudes de onda más cortas y por tanto se ven principalmente de color azul en la imagen. En longitudes de onda más largas se ve el brillo del polvo interestelar que oculta la luz de estrellas en galaxias con regiones de formación estelar. Así que, aunque en luz visible las estrellas azules son las más jóvenes y cuando una galaxia se ve amarilla y rojiza indica poblaciones más envejecidas, en esta imagen de MIRI ocurre más bien al contrario: las galaxias más envejecidas apenas tienen ya gas y polvo y sólo brillan las estrellas, mientras las que se mantienen jóvenes aparecen representadas en colores amarillos y rojos. Las galaxias en rojo que aparecen muy pequeñas, no obstante, podrían tener ese color debido a su gran desplazamiento al rojo aunque tengan menos cantidad de polvo.
Nada más hacerse públicos los datos de esta observación muchos grupos se pusieron a trabajar con ellos de inmediato, hasta el punto de que sólo unos días después ya había artículos concluyendo que la proporción de galaxias espirales en épocas tempranas del universo es mucho mayor de lo esperado, nuevos modelos de la distribución de masa del cúmulo en base a su efecto de lente gravitacional, etcétera. Pero la verdadera carrera empezó a darse para ser los primeros en encontrar las galaxias más lejanas y tempranas del universo, tanto en esta observación como en los datos que se iban publicando de programas como GLASS y CEERS. En épocas tempranas del universo, las primeras estrellas masivas y núcleos activos de galaxias fueron ionizando el hidrógeno a su alrededor hasta dejar el medio intergaláctico en su estado actual (en un proceso llamado Reionización); por tanto, antes de ocurrir esto la luz ultravioleta con energía suficiente para ionizar el hidrógeno era absorbida por el gas, y no vemos luz de una galaxia emitida con longitudes de onda menores. Como el descenso de brillo es muy brusco, observando a partir de qué filtro dejamos de ver la galaxia se puede estimar el desplazamiento al rojo de su luz sin obtener un espectro. Y este método fue el que se usó para sacar artículos a toda velocidad: no tardaron en aparecer galaxias candidatas a z~11-13, a z=16.7, e incluso a z~20 (!) (Francis Villatoro explica el tema bien en su blog a raíz de estas últimas).
De hecho, se detectaban tantas candidatas en las primeras observaciones que empezó a haber tensión con las predicciones de los modelos cosmológicos sobre cuántas galaxias por unidad de volumen deberían existir tan temprano, y los proponentes de un universo sin materia oscura o incluso sin Big Bang lo tomaron como prueba de que sus teorías eran las correctas. Pero sacar resultados tan rápido puede jugar malas pasadas. Los descubridores de una galaxia candidata a z~14, por ejemplo, explican en su artículo que el software de procesado de JWST todavía no contaba en esa fecha con los datos de calibración de los meses de puesta a punto en el espacio sino que aún usaba los medidos en tierra, e hicieron una gran cantidad de trabajo extra para asegurarse de que los resultados eran buenos a pesar de ello (algo que podría haberse evitado esperando unas semanas, si no existiese la presión académica por ser los primeros). En agosto ya era posible empezar a comparar los desplazamientos al rojo de varias candidatas encontradas por distintos grupos y ver la inconsistencia de resultados, salió también un artículo mostrando que candidatas a z > 12 podrían ser en realidad galaxias a z < 7 rodeadas de mucho polvo, y la puntilla llegó al reprocesar las observaciones con los datos de calibración correctos y mostrar que bastantes candidatas estarían en realidad a desplazamientos al rojo mucho menores.
Los siguientes datos mostrados no consistieron en imágenes, sino en el espectro de la atmósfera de un planeta que orbita una estrella a 1150 años luz de distancia. El nombre del planeta, WASP-96 b, viene de haber sido descubierto por el proyecto Wide Angle Search for Planets, que tiene dos telescopios robóticos formados por 8 cámaras con lentes fotográficas de gran angular cada una, como si de enormes ojos compuestos de avispa se tratase. Uno de estos telescopios, SuperWASP North, se encuentra en el observatorio del Roque de los Muchachos, en las islas Canarias, aunque este exoplaneta se descubrió con SuperWASP South, en Sudáfrica. El planeta es un gigante gaseoso con algo menos de la mitad de la masa de Júpiter pero un tamaño 20% mayor, debido a la proximidad a su estrella, bastante parecida al Sol, a la que orbita una vez cada 3.4 días. Su atmósfera está enormemente hinchada debido a las altas temperaturas.
Puesto que la fracción de luz estelar que atraviesa la atmósfera del planeta es muy pequeña y sólo se vuelve aparente al comparar el espectro de la estrella sola con el que se mide teniendo el planeta delante, obtener este tipo de espectros es complicado. Por ello, pensé que se eligió este objetivo no sólo por ser un planeta gigante con atmósfera extensa mucho más fácil de medir que la de un planeta pequeño como la Tierra, sino porque al orbitar en tan pocos días podrían observarse varios tránsitos para luego sumar o promediar los datos. Pero no era así: cuando se usó el modo de NIRISS para hacer espectroscopía de un sólo objeto sin rendija (ya que este sistema estelar se ve sólo como un punto de luz), se hizo una sola observación de 6 horas y 23 minutos que obtuvo datos más que suficientes desde antes hasta después del tránsito, como muestra la siguiente imagen:
En ella pueden verse dos horas y media de observaciones del brillo de la estrella sola, después la disminución de luminosidad durante el tránsito, y luego otra hora y media de la estrella nada más (cada punto es una toma de datos en la que se obtuvo un espectro individual). A pesar de que el planeta oculta sólo el 1.5% del brillo total de la estrella y la luz absorbida por su atmósfera es una pequeña parte de eso, este único tránsito fue suficiente para obtener un espectro combinado excepcionalmente bueno entre 0.6 µm (luz roja todavía visible) y 2.8 µm (inaccesible a telescopios terrestres). Los datos se muestran a continuación:
Con este espectro se pudo confirmar la presencia de vapor de agua en la atmósfera de WASP-96 b, apreciable en las características ondulaciones del espectro que se ven también en la primera gráfica de mi entrada anterior, que muestra su absorción de luz en la atmósfera terrestre. Esto no indica en absoluto que haya agua líquida en el planeta, no obstante, ya que se ha podido calcular una temperatura atmosférica de unos 750 °C. Otro de los descubrimientos es algo inesperado, no obstante: observaciones anteriores indicaban una ausencia de nubes que permitiría obtener datos de capas más profundas de la atmósfera, pero con JWST se detectaron indicios precisamente de nubes y brumas. Parece que ni situando un telescopio fuera de la atmósfera terrestre se libran los astrónomos de que les salga el día nublado el día que van a observar algo.
La propuesta de esta observación nos deja otra sorpresa: originalmente no se iba a apuntar a este sistema sino a HAT-P-18 b, un exoplaneta más cercano a nosotros con 0.18 veces la masa de Júpiter, un 95% de su radio, y que orbitaba su estrella cada 5.5 días. No obstante, la presencia de otra estrella cercana complicó el análisis y tuvieron que hacer la observación extra de WASP-96 b para asegurar resultados.
Una pregunta que surge al hablar de esta observación es cuándo se utilizará ese método para buscar signos de vida en exoplanetas próximos más parecidos a la Tierra, es decir, rocosos en vez de gaseosos y con temperaturas más bajas. La verdad es que en la estrella más cercana, Alfa Centauri C (o Próxima), hay un planeta rocoso en la zona de habitabilidad, pero como no produce tránsitos será muy difícil estudiarlo con JWST debido a que la estrella es una enana roja y el planeta se encuentra muy próximo a ella. Hay planeadas observaciones de Alfa Centauri A, que es más parecida al Sol, pero de momento sólo para buscar planetas gigantes y aprender si pueden formarse en esa región pese a la influencia de la cercana Alfa Centauri B.
Medir el espectro de la atmósfera de un planeta rocoso en la zona de habitabilidad tal vez sólo sea posible esta década en torno a enanas rojas, y primero hay que empezar por ver si dichas atmósferas existen o algo impide que se formen o perduren. Muchas observaciones del primer año de JWST se dedicarán a esto, siendo el objetivo por excelencia los exoplanetas de TRAPPIST-1, a los que se dedicará el 8.2 % de todo el tiempo dedicado a exoplanetas con este telescopio (que en sí ya es una cuarta parte del tiempo total, con lo que vamos a aprender mucho próximamente). Están repartidos en varias propuestas (1, 2, 3, 4, 5), pero se hará espectroscopía en tránsitos de los siete exoplanetas del sistema, y además se intentará distinguir entre la ausencia de atmósfera o una atmósfera opaca como la de Venus en los dos más próximos a la estrella, a base de medir su luz antes y después de ser eclipsados por ésta (6, 7, 8). Una de estas propuestas también incluye la búsqueda de atmósferas en planetas en torno a otras enanas rojas, para estudiar los factores que podrían influir en su existencia, y hay algunamás con propósitos parecidos.
Las siguientes imágenes fueron de una nebulosa planetaria, un tipo de objeto que se denomina así porque cuando se descubrieron, su apariencia en el telescopio recordaba a la forma circular de un planeta, aunque muy tenue. Pero en realidad representan el final de la vida de estrellas similares al Sol, cuando la fusión de helio y tal vez elementos más pesados como carbono y oxígeno es menos estable, y produce pulsos que hinchan la estrella y acaban expulsando sus capas externas y dejando el núcleo expuesto en forma de enana blanca.
Esta imagen, obtenida el 3 de junio, está de nuevo hecha con uno de los dos módulos de NIRCam, como la del cúmulo de galaxias, y recomiendo mucho hacer zoom para ver bien todos los detalles. A pesar de que en el centro de la nebulosa se puede ver una estrella brillante, no se trata de la enana blanca que quedó tras expulsar las capas exteriores, sino una estrella compañera del doble de masa del Sol y que aún está fusionando hidrógeno en su centro. La enana blanca puede verse coincidiendo con una de las espículas, abajo a la izquierda de la estrella compañera, y a pesar de su menor brillo es la principal responsable de la ionización del gas a su alrededor debido a una temperatura superficial de más de 100000 °C. Dado que llegó antes al final de su vida, la estrella que formó la nebulosa planetaria debió tener originalmente más masa que su compañera (las estrellas más masivas viven menos tiempo). Y el sistema binario que forman tuvo una enorme influencia en la distribución del gas de las capas expulsadas a su alrededor: al orbitarse entre sí fueron removiéndolo y dando lugar a una forma de reloj de arena, que desde la Tierra vemos por una de sus dos aberturas. Dado que ambas estrellas pueden verse en imágenes telescópicas me pregunté si se habría visto algún cambio en su posición a lo largo de los años, pero se encuentran a una separación angular de 1.7 segundos de arco, que a una distancia de 2500 años luz de nosotros se traduce en más de 1000 unidades astronómicas entre sí. Hará falta esperar mucho tiempo para poder ver su movimiento orbital en fotografías.
De este objeto no se hicieron espectros, pero como se encuentra en nuestra galaxia, sin desplazamiento al rojo debido a la expansión del universo, se pudo aprovechar que las líneas espectrales están en longitudes de onda conocidas para sacar más información de las fotografías. Se usaron un par de filtros anchos al igual que en el cúmulo, aunque con sólo 24 minutos de exposición, elegidos para destacar la dispersión y emisión de luz por el polvo y mostrar las imágenes de fondo. Pero los otros cuatro filtros son estrechos (con la letra N de "narrow"), con 39 minutos de exposición cada uno, y situados donde aparecen dos líneas distintas de hidrógeno atómico y otras dos correspondientes a modos de rotación y vibración de hidrógeno molecular (H2). El tener más de una línea espectral del mismo elemento o molécula permite distinguir entre estados más energéticos o menos, y así con estas imágenes se puede estudiar el estado y temperatura del gas en todas las regiones de la nebulosa.
También hubo observaciones con MIRI el 12 de junio, y aquí se hizo un mosaico de dos apuntados para cubrir buena parte del campo de visión de NIRCam.
Los filtros de MIRI son todos bastante anchos, pero se eligieron unos que abarcasen ciertas bandas de emisión de moléculas de hidrocarburos características del polvo (a 7.7 µm y 11.3 µm) y también líneas brillantes de neón y azufre ionizados. Esta imagen en infrarrojo medio tiene menos resolución que la de infrarrojo cercano, debido a las mayores longitudes de onda, pero aun así puede verse en mucho detalle la estructura de la distribución de polvo en el exterior de la nebulosa, así como la región de gas ionizado en el interior. La enana blanca también aparece bastante más brillante aquí y en colores rojizos, posiblemente debido a la presencia de polvo a su alrededor. No queda claro si provendrá del material expulsado por la estrella que murió o vendrá de gas robado a la estrella compañera, pero futuras investigaciones se encargarán de averiguarlo.
Algo curioso es la presencia de una galaxia espiral de fondo vista totalmente de canto como un segmento brillante alineado con la estrella central. Al ampliar la imagen de infrarrojo cercano se distinguen perfectamente el disco y el bulbo, así como las nubes oscuras de polvo situadas en el plano galáctico. En el infrarrojo medio, en cambio, es este polvo lo que más brilla y además parece tener una anchura algo mayor que la del disco de estrellas, quizá por estar distribuido más verticalmente debido a los vientos de las regiones de formación estelar y las supernovas que se producirán en ellas.
La siguiente imagen fue un gran mosaico del grupo de cinco galaxias conocido como Quinteto de Stephan, por su descubridor en 1877, en el que ahora sí usaron ambos módulos del instrumento NIRCam en tres apuntados diferentes para cubrir una gran área cuadrada de 7.4 minutos de arco de lado (con los dithers correspondientes para tapar los huecos entre detectores y módulos). Por supuesto, aquí se hace imprescindible ampliar todo lo posible para apreciar bien todos los detalles. Los filtros usados con NIRCam en este caso fueron los mismos que para el cúmulo SMACS 0723, porque aunque el desplazamiento al rojo de las galaxias más llamativas es de apenas 0.02597, ya es demasiado grande para que los filtros estrechos contengan las líneas espectrales correspondientes. Aquí sólo hay 39 minutos por filtro en las regiones con más solapamiento, no obstante, que suman algo más de dos horas y media de exposición total.
De estas cinco galaxias, sólo las cuatro que están alineadas en vertical forman una verdadera agrupación a unos 290 millones de años luz de nosotros, con varias de ellas colisionando entre sí. Esta interacción distribuye sus estrellas de formas extrañas (en la imagen, las distribuciones suaves de colores azulado y blancuzco) y el gas es arrancado de las galaxias y comprimido por las ondas de choque dando lugar a brotes de formación estelar. Estas aglomeraciones de gas y polvo son más notables en infrarrojo medio, así que se han añadido a la imagen datos de MIRI en tonos naranjas y rojos para resaltarlo. En imágenes del Hubble en luz visible, esas regiones muestran los tonos azulados de estrellas masivas jóvenes y los colores rosas del hidrógeno ionizado por ellas.
La galaxia situada a la izquierda de estas cuatro es NGC 7320, y se encuentra a 40 millones de años luz, bastante más cerca de nosotros, de modo que en ella se distinguen muchísimas estrellas individuales (¡cosa que en las otras no ocurre!). Las más brillantes de todas ya se veían con el Hubble, pero esta nueva imagen muestra las mayores prestaciones de JWST en cuanto a resolución y sensibilidad. Esta capacidad de distinguir estrellas individuales en galaxias distantes será clave para mejorar las estimaciones del parámetro de Hubble mediante diversos métodos, como expliqué en la entrada anterior. De hecho hay alguna propuesta de observación con JWST para estudiar estrellas Cefeidas y de otros tipos con este propósito, aunque se centran en galaxias donde se han detectado supernovas de tipo Ia para calibrar la escalera de distancias cósmicas.
El campo de visión de MIRI es bastante más pequeño que el de NIRCam y sus dos módulos y llevaría demasiado tiempo sacar imágenes de toda la zona, así que se decidió hacer dos apuntados el 12 de junio que cubrieran las tres galaxias en colisión para resaltar la emisión del polvo y cúmulos de formación estelar. Más tarde se añadieron dos apuntados más para cubrir también NGC 7320 y revelar la estructura filamentosa en espiral de su distribución de polvo (influida por los campos magnéticos de la galaxia y la formación estelar). Estos dos apuntados extra tuvieron lugar el 1 de julio, y la diferencia de fecha con los otros se nota en la siguiente imagen por su distinta orientación, debida al ángulo que ha de mantener el telescopio para orientar el parasol correctamente mientras observa la misma región del cielo.
Al fijarnos sólo en los datos de MIRI, vemos además que en el filtro de 15 µm, mostrado en rojo, hay algo nuevo: el centro de una de las galaxias tiene un brillo elevadísimo comparado con las otras. Se trata de un núcleo galáctico activo, en el que el agujero negro supermasivo (24 millones de veces la masa del Sol en este caso) está consumiendo material, acelerándolo a tales velocidades que el disco de acreción que forma emite una cantidad de luz equivalente a 40000 millones de veces la luminosidad solar. Esa luz no nos llega directamente porque está rodeado de polvo que la oculta, pero este polvo se calienta a su vez revelando en el infrarrojo medio la gran cantidad de energía en su interior. Es muy probable que haya sido la propia colisión galáctica la que hizo caer gas al agujero negro supermasivo.
Este núcleo activo fue observado también por los espectrógrafos de campo integral, que sacrifican resolución o campo de visión pero permiten obtener espectros de todos los píxeles de la imagen, y cuyo funcionamiento expliqué al principio de la entrada anterior. Con la unidad de campo integral de NIRSpec para infrarrojo cercano, el diagrama publicado se centra en algunas de las líneas espectrales detectadas, que trazan la distribución de gases con distintas propiedades y muestran qué está sucediendo en cada región. Así, tenemos dos líneas producidas por hidrógeno atómico, una en rojo y otra en infrarrojo, que permiten ver el gas excitado y empujado por esta luminosidad central. Otra línea es de hidrógeno molecular, que nos señala las regiones donde hay material más denso y a menos temperatura (o las moléculas se separarían en átomos individuales). Y otra es producida por hierro ionizado, revelando la distribución del gas más afectado por la gran cantidad de energía emitida por el entorno del agujero negro.
Y por fin, también hubo datos de la unidad de campo integral de MIRI, el espectrómetro de resolución media (MRS, medium resolution spectrometer), que fue con el que trabajé yo durante mi postdoc en el Centro de Astrobiología. Al apuntarlo al núcleo activo se puede ver que el espectro de la fuente central en infrarrojo medio está dominado por un continuo en todas las longitudes de onda producido por el polvo, y se distingue una región en torno a 10 µm donde parte de la luz está absorbida por los granos de silicatos que lo forman. El espectro de regiones algo más alejadas del centro, en cambio, no tiene tanta emisión en el continuo pero hay muchas líneas espectrales de elementos diversos como neón, argón, azufre, oxígeno y hierro, formando el viento de material empujado por la gran luminosidad del disco de acreción. Tener varias líneas de cada elemento permite, como en otros casos, ver en qué regiones el estado del gas es más energético o menos, y entender mejor los procesos que ocurren en estos entornos tan extremos.
Pero además, estas líneas espectrales se desplazan hacia longitudes de onda más cortas o largas según el gas se acerque o aleje de nosotros (debido al efecto Doppler), y como tenemos espectros de toda la zona podemos medir las velocidades de cada gas en toda su distribución espacial. En la imagen siguiente se muestra en azul el gas que se dirige hacia nosotros y en amarillo el que se aleja, para las distribuciones de argón y neón ionizados y también de hidrógeno molecular. De esta forma se puede ver si el gas está siendo expulsado por el viento central, se está expandiendo o comprimiendo, si está rotando en torno al centro, etcétera.
El Quinteto de Stephan se eligió como objetivo porque estas observaciones permiten ver muchos de los procesos que tienen lugar en la formación y evolución de las galaxias a lo largo de la historia del universo. Tanto las colisiones e interacciones galácticas que arrancan y comprimen el gas dando lugar a brotes de formación estelar y también al crecimiento de los agujeros negros supermasivos en sus centros, que podrían terminar en la fusión para crear galaxias más grandes y envejecidas, como la distribución de las estrellas, gas y polvo en una galaxia espiral más tranquila con formación estelar sin necesidad de eventos tan apocalípticos. Creo que esta serie de datos es mi favorita de las que mostraron.
El último objeto mostrado en el evento fue el gran complejo de formación estelar de la constelación Carina, situado a unos 7600 años luz de distancia en nuestra propia galaxia. La región escogida fue uno de los bordes de la burbuja catalogada como NGC 3324, cerca de la nebulosa de Carina, excavada por los vientos y radiación de un cúmulo de estrellas masivas jóvenes que empujan y comprimen el gas de las zonas limítrofes haciendo que colapse sobre sí mismo en algunos puntos y forme nuevas estrellas a su vez.
Esta zona se eligió también para aprovechar el ángulo que tendría el telescopio a principios de junio, y poder hacer un gran mosaico rectangular usando ambos módulos de NIRCam en cuatro apuntados consecutivos. Entre los filtros escogidos hay tres anchos para detectar la luz dispersada por polvo de distintos tamaños de grano, dos estrechos para recoger líneas espectrales emitidas por gas ionizado (en azul) e hidrógeno molecular (en amarillo), y también uno de anchura media (con la letra "M", mostrado en naranja) que recoge la luz emitida a 3.3 µm por ciertos hidrocarburos que forman parte del polvo en estas regiones. Esta combinación permite examinar en mucho detalle la zona limítrofe entre el gas ionizado por la luz ultravioleta de las estrellas masivas y el que todavía permanece en estado molecular, así como ver estrellas cuya luz visible sería absorbida por el polvo, y también sistemas solares en formación.
Esto último se distingue mejor en imágenes de infrarrojo medio con MIRI, por lo que se hizo una serie de cinco apuntados con este otro instrumento para cubrir una parte del área en esas longitudes de onda. De hecho, al ampliar la mitad izquierda, pueden verse en colores rojizos y amarillos los vientos y chorros de material expulsados por protoestrellas en el centro de sus discos de gas y polvo. En la zona central también se ve un conjunto de estrellas expulsando burbujas de material al poco de nacer.
Este tipo de observaciones permitirá aprender muchísimo sobre la multitud de procesos que tienen lugar en la formación de estrellas y sistemas solares, incluido el nuestro, y ayudará así a desentrañar los detalles que todavía permanecen sin resolver sobre nuestros propios orígenes.
Como bola extra, aquí tenía pensado añadir imágenes de Júpiter que se hicieron públicas el 14 de julio, tomadas durante la puesta a punto de los instrumentos de JWST, y que completarían la demostración de capacidades del observatorio con un objeto en movimiento de nuestro propio sistema solar. Las imágenes mostraban las bandas de nubes del gigante gaseoso, sus anillos y también alguna de sus lunas, y fueron reprocesadas por Judy Schmidt para dar un mejor resultado visual.
Crédito: NASA, ESA, CSA, Jupiter ERS Team; procesado de imagen por Judy Schmidt (Fuente)
La primera imagen muestra el disco de Júpiter, con la capa principal de nubes en azul captada por un filtro muy ancho centrado en 1.5 µm. En verde vemos el resultado de usar un filtro estrecho centrado en 2.12 µm para mostrar brumas a gran altitud en las regiones polares, y en rojo tenemos la luz captada por un filtro de anchura media a 3.6 µm, que muestra las auroras del gigante gaseoso, algunas brumas a gran altitud, y luz reflejada por nubes bajas. Esta combinación muestra en colores blancos las nubes de condensación que reflejan mucha luz solar por estar a gran altura, y podemos ver que esto ocurre principalmente en la Gran Mancha Roja y la banda ecuatorial.
Crédito: NASA, ESA, CSA, Jupiter ERS Team; procesado de imagen por Ricardo Hueso (UPV/EHU) y Judy Schmidt (Fuente)
La segunda imagen muestra más contexto, y combina el filtro estrecho a 2.12 µm en naranja con un filtro de anchura media a 3.35 µm en azul. En ella pueden verse claramente las potentes auroras, el sistema de anillos, y varias de las lunas del planeta. Va a ser muy interesante ver imágenes del resto de planetas al alcance de JWST, cuando la orientación del telescopio sea la adecuada para ello.
Y no olvidemos que todo lo descrito aquí no es más que el primer aperitivo ofrecido por esta misión, además, con nuevas imágenes y resultados espectroscópicos siendo analizados cada día. Si todo esto ha parecido espectacular, prepárate, porque se avecina una década de grandes descubrimientos en astrofísica.
Con la inminente publicación de las primeras imágenes a color del telescopio espacial JWST, he pensado que sería útil compilar por escrito en el blog todas las explicaciones que he ido haciendo sobre este observatorio a raíz de mi trabajo en el proyecto al estar contratado en el Centro de Astrobiología (CAB) desde enero de 2021. Esta será una entrada larga, pero creo que necesaria porque la mayor parte de mis intervenciones fueron en formato audio, y al pasarlas a texto serán mucho más accesibles.
Cuando empecé el contrato en el CAB tuve que ponerme al día de bastante información de fondo, así que aunque participé en varios episodios del podcast Coffee Break en esos primeros meses (a partir del 302), no dije mucho del observatorio aparte de mi participación en el proyecto y que tenía previsto lanzarse en el mes de octubre.
Así que muchas características básicas del JWST las expliqué por primera vez en una entrevista que me hizo Ignacio Crespo para el podcast Noosfera en julio del año pasado, que quedó bastante bien porque se contaron muchísimas cosas pero sin dar casi nada por sabido, partiendo siempre de primeros principios. El tema de la entrevista era la técnica conocida como espectroscopía de campo integral, pero cuento cómo se usará también con el JWST y muchos otros detalles sobre este observatorio. Puede descargarse en este enlace o escucharse directamente a continuación, y empiezo a hablar de JWST a partir del minuto 9:
En primer lugar, la necesidad de lanzar el telescopio al espacio se debe a que está diseñado para observar longitudes de onda en el infrarrojo cercano e infrarrojo medio, y la atmósfera terrestre las absorbe y dispersa en ciertos rangos de longitudes de onda. De hecho, los gases de efecto invernadero como CO2, vapor de agua, metano, etc. funcionan precisamente absorbiendo y reemitiendo en otras direcciones la luz infrarroja emitida por la Tierra debido a su propia temperatura.
Porcentaje de la luz de distintas longitudes de onda que la atmósfera no deja pasar, y las moléculas o procesos responsables. Los instrumentos de JWST observan luz en el rango de 0.6 a 28.3 µm (micras). Crédito: HITRAN/Robert Rohde (Fuente)
Mucha gente se refiere al JWST como el sucesor del telescopio espacial Hubble, y esto sería correcto para la parte de infrarrojo cercano que pueden observar ambos (de 0.7 a 2.5 µm), pero el instrumento para el que he estado trabajando yo observa en infrarrojo medio, con longitudes de onda a partir de 5 µm. En este rango, el telescopio espacial predecesor sería el Spitzer, con un espejo de apenas 85 cm de diámetro (el del Hubble mide 2.4 metros). Gracias a su espejo de 6.5 metros de diámetro, JWST puede observar objetos mucho más tenues y lejanos y con mucha más resolución, pero para ello necesita también un escudo térmico o parasol del tamaño de una pista de tenis que impida que el Sol caliente sus instrumentos (si no, el telescopio emitirá demasiado infrarrojo que impediría distinguir los objetivos astronómicos). Como el lanzamiento se haría en un cohete de sólo 5 metros de diámetro, todos estos sistemas tienen que ir plegados, en una especie de origami espacial que se iría abriendo en una complicada secuencia una vez en el vacío. En el siguiente vídeo puede verse todo el proceso, que duraría un par de semanas:
Toda esta complejidad requirió hacer muchas pruebas en tierra, comprobando los sistemas una y otra vez para que todo saliera bien cuando no haya vuelta atrás, y vigilando que nada se estropease durante los retrasos que se fueron acumulando en consecuencia (cuando hice esta entrevista ya se decía que el lanzamiento tendría lugar "a finales de año"). Y tras lanzarse tenía que llegar a su destino en torno al punto de Lagrange L2 a millón y medio de kilómetros de la Tierra, desplegarse por completo, y también enfriarse. MIRI, el instrumento de infrarrojo medio con el que trabajé, que es el que más frío debe estar (a -267 °C), tardaría cuatro meses en llegar a esa temperatura, con mucho cuidado para que las moléculas de agua que pudiese haber no se condensen en el detector porque el agua emite y absorbe mucho en el infrarrojo medio. Cuando los instrumentos están a la temperatura de trabajo hay que hacer además observaciones de prueba para calibrar todo, porque en Tierra no puede estar desplegado el telescopio entero en una cámara de vacío tan grande. En total transcurrirían unos 6 meses desde el lanzamiento a las primeras observaciones.
El instrumento MIRI tiene un modo de imagen con el que sacar fotos con distintos filtros, uno de hacer espectros de baja resolución con una rendija, otro de hacer coronografía para obtener imágenes de planetas tapando el brillo de su estrella, y también un espectrógrafo de campo integral, que es con el que trabajé yo. Obtener el espectro de un objeto astronómico es algo muy útil, porque, por un lado, los distintos elementos y moléculas emiten o absorben colores correspondientes a niveles de energía concretos de cada uno y permite identificarlos, y por otro, estos colores concretos pueden verse desplazados por efecto Doppler y obtener así la velocidad del objeto que los emite. La forma en que un cuerpo emite luz debido a su temperatura también permite medirla a partir de su espectro, y esto nos diría por ejemplo si una galaxia tiene estrellas jóvenes masivas y calientes o ya sólo contiene las más frías y longevas. Además, la expansión del universo estira la luz mientras ésta viaja por él, aumentando su longitud de onda, así que con un espectro podemos ver en qué época emitió una galaxia la luz que nos llega ahora.
Pero si queremos ver cómo varían la composición química o las velocidades en distintas regiones de una galaxia, nos encontramos con un problema: nuestros detectores son chips de dos dimensiones en los que se proyecta la luz a medir. Si queremos registrar una imagen lo tenemos fácil, pero sólo podremos tener información de sus colores haciéndola pasar por filtros que seleccionen un rango de longitudes de onda concreto cada vez. En cambio, si nos interesa ver de forma detallada qué cantidad de luz llega en cada longitud de onda concreta, tendremos que seleccionar una rendija estrecha de la imagen y esparcir sus colores sobre el chip usando un prisma o una red de difracción (ya que si dispersamos la luz de la imagen entera, se mezclarán en el chip los espectros de las distintas regiones desplazados entre sí). Con un espectrógrafo normal, habrá entonces que tapar toda la imagen menos esa rendija, y luego dedicar mucho tiempo a hacer observaciones con la rendija en distintas posiciones para cubrir el área entera. Un espectrógrafo de campo integral permite hacerlo todo a la vez reorganizando los píxeles de la imagen en una fila (usando espejos, fibras ópticas u otros medios), que entonces se puede separar en colores sobre el chip sin que los espectros de las distintas regiones se mezclen. La siguiente imagen ilustra el proceso con los tipos de instrumentos con cuyos datos he trabajado, que usan espejos para separar la imagen en "lonchas":
Funcionamiento de la técnica de espectroscopía de campo integral. Crédito: ESO (Fuente)
Estas unidades de campo integral suelen obtener imágenes de pocos píxeles, porque la mayoría del área del chip se dedica a las numerosas longitudes de onda y además dirigir la luz de todos los píxeles por caminos distintos requiere más volumen y masa. Esto último hace que sea costoso enviarlas al espacio (aunque elobservatorio espacial Herscheltenía una para infrarrojo lejano), pero la cantidad de información que aportan con un solo apuntado del telescopio las hace tan eficientes en comparación con espectrógrafos normales que el JWST lleva dos a bordo: el Medium Resolution Spectrometer (MRS) del instrumento MIRI, para infrarrojo medio, y la unidad de campo integral (IFU) de NIRSpec, en infrarrojo cercano. Tener estos instrumentos fuera de la atmósfera terrestre permitirá, entre otras cosas, estudiar la evolución de las galaxias desde épocas muy tempranas de la historia del universo, de las que nos llega la luz muy desplazada hacia el infrarrojo y sería muy difícil observar en detalle de otra forma, o la formación estelar en galaxias sin que el polvo de esas regiones oculte el proceso sino al contrario, mostrando cómo la enorme variedad de moléculas que lo forman participan en él.
Para hacernos una idea de la complejidad de un instrumento así, el siguiente vídeo muestra el recorrido de la luz en el MRS de MIRI:
Como cuento en una entrada anterior, en noviembre estuve participando en la actividad divulgativa "Somos Científicos y Científicas, ¡Sácanos de aquí!". Allí expliqué que mi trabajo en el Centro de Astrobiología consistía en hacer simulaciones de lo que se observaría al apuntar el MRS a distintas galaxias, y aprender a trabajar con los datos para recuperar la información a pesar del ruido de fondo, defectos en el detector, distorsiones al recorrer la luz todo el camino dentro del instrumento, etcétera. Entre las preguntas que respondí sobre JWST, una era dónde se fabricó: la mayor parte de la contribución es de la NASA, la agencia aeroespacial estadounidense, pero también participan la Agencia Espacial Canadiense (CSA, que aporta tanto el sensor que permite el alineado como el instrumento NIRISS, para estudiar exoplanetas) y la Agencia Espacial Europea (ESA). Esta última contribuye con el instrumento NIRSpec, para espectroscopía en infrarrojo cercano, parte del instrumento MIRI, y también el propio lanzamiento en un cohete Ariane 5 desde la Guayana Francesa. A raíz de otra pregunta conté que el telescopio permanecería a un millón y medio de kilómetros de la Tierra en dirección opuesta al Sol, en torno a un punto en el que la gravedad combinada de la Tierra y el Sol lo mantendrían sin alejarse demasiado, y que mantendría el enorme parasol tapando siempre la luz para poder funcionar a baja temperatura. En el siguiente vídeo las distancias y tamaños no están a escala, pero sirve para visualizarlo:
Otra pregunta consistió en si podría aterrizar en algún planeta, o podría volver a la Tierra tras su misión. Y la respuesta es que el JWST debe mantenerse alejado de planetas para evitar su radiación infrarroja, y además no puede dedicar combustible para volver a la Tierra después porque lo necesita para hacer correcciones de trayectoria durante su misión, ya que su órbita no es totalmente estable. De hecho la misión terminará cuando este combustible se agote, y usarlo para volver significaría sacrificar años de observaciones. Si tras ello acaba llegando a la Tierra guiado por la gravedad, no aterrizaría sino que se desintegraría en la atmósfera como una enorme estrella fugaz.
Aunque el horario de trabajo en el CAB me hacía difícil participar en el podcast Coffee Break, el día 9 de diciembre aproveché que tendría un hueco antes de la fecha prevista de lanzamiento y me uní al programa para explicar todo lo que había aprendido ese año. Puede escucharse a continuación desde el minuto 52:00 hasta 1:24:00, o a través de este enlace:
También se puede ver en YouTube, con mi intervención sobre JWST desde 1:00:45 a 1:47:50 (con una pausa entre 1:04:30 y 1:14:30):
Cuando se grabó este episodio, ya habían trasladado el cohete Ariane 5 al edificio de montaje y cargado el telescopio de combustible, y la siguiente operación sería elevarlo a una altura de muchos pisos para montarlo sobre el cohete. Y a pesar de estas arriesgadas operaciones, el nerviosismo de las personas involucradas no terminaría tras el lanzamiento sino que duraría hasta finales de enero, puesto que JWST pasaría todo un mes viajando a L2 y desplegando todos sus elementos. De hecho, entre lanzamiento y despliegue había 344 pasos que supondrían el fracaso de la misión si cualquiera de ellos falla, puesto que hay elementos importantes que no pueden mandarse duplicados para que la copia asuma sus funciones si fallan (el parasol, los espejos, etc). Y tras ese primer mes, vendrían otros cinco de puesta a punto de todos los instrumentos antes de las observaciones científicas.
Hablé también de más motivos por los que se situaría el telescopio orbitando en torno a L2. Uno es que la Tierra también emite infrarrojos por su propia temperatura, que calentarían el JWST si estuviese situado en su órbita como el Hubble. Yo trabajo con el instrumento de infrarrojo medio, MIRI, que registra luz de temperaturas más frías que el resto, y a pesar de que estará a una temperatura de apenas 6 K (-267 °C) se hace muy difícil observar en las longitudes de onda más largas (28 micras) porque la emisión de fondo es ya muy alta. Por otra parte, el telescopio no se situará exactamente en el punto L2 para aprovechar la sombra de la Tierra, que estaría alineada con el Sol, sino en una órbita dando vueltas en torno a este punto, ya que además de necesitar energía solar para funcionar, al estar a mayor distancia no hay garantía de que la Tierra produzca eclipses totales continuamente. Además, los puntos L1 y L2 no son estables del todo, y un pequeño empujón en dirección a la Tierra o en sentido opuesto lo alejarían sin que volviese por sí mismo, como sí ocurriría si fuese empujado en dirección perpendicular a esta línea imaginaria (es decir, hacia adelante o atrás en la dirección del movimiento de la órbita en torno al Sol). Estos factores hacen que tenga que estar orbitando el punto L2 a una cierta distancia y cada tres semanas hay que hacer una corrección de trayectoria gastando combustible, que estaba preparado para durar unos 10 años en las condiciones esperadas.
En el chat se preguntó por qué no se hace el despliegue en órbita terrestre y una vez seguros de que funciona mandarlo a L2, para poder repararlo si pasa algo, pero lo cierto es que en posición desplegada la estructura es menos capaz de aguantar el impulso necesario para viajar a su destino. Y además ahora mismo no hay ninguna nave que pueda ir a arreglarlo en órbita baja ni la había planeada cuando el telescopio se diseñó, así que sería una maniobra poco útil.
Otro tema que generaba nervios era que, si la trayectoria del cohete en el lanzamiento no fuese muy buena y hubiese que gastar combustible del propio telescopio para corregirla, el tiempo de observaciones podría reducirse a unos 5 años nada más, debido a la necesidad de gastar combustible regularmente para mantener su órbita de trabajo. El precursor de JWST en infrarrojo medio, Spitzer, solucionaba el problema al estar situado en una órbita parecida a la terrestre pero más lenta, de modo que se alejaba cada vez más y la emisión térmica de la Tierra dejaba pronto de molestar. Esta lejanía lo hizo útil para tomar rápidamente medidas de paralaje en eventos de microlensing, además, permitiendo afinar los parámetros de exoplanetas descubiertos por este método.
Todas las observaciones de JWST están programadas desde antes del lanzamiento también, porque hay que planificarlas y cuadrarlas con antelación, pero retrasos en la fecha de lanzamiento determinarán cuándo se puede observar qué. Por ejemplo, algunas de las observaciones que tenía planeadas mi grupo de investigación, y que me encontraba simulando para estar preparados cuando ocurrieran, sólo se podían hacer antes del verano. Pero ahora, debido a los últimos meses de retrasos en la fecha del lanzamiento, habrá que esperar casi un año para que puedan hacerse. El parasol tiene que apuntar hacia el Sol siempre, y eso hace que JWST no pueda inclinarse mucho para apuntar y en cada fecha sólo puede observar una banda concreta del cielo. Esta misión estaba de hecho coordinada con el telescopio espacial TESS, encargado de buscar exoplanetas, y cuya configuración optimizaba las observaciones precisamente en las regiones del cielo que JWST puede observar de forma continua.
Región de la esfera celeste que puede observar JWST en un punto dado de la órbita, debido a la necesidad de mantener el espejo y los instrumentos ocultos por el parasol en todo momento. (Fuente)
Preguntan también si el JWST podrá buscar el Planeta 9 (del que escribí aquí) y respondo que no, porque para buscarlo hay que observar una zona muy grande del cielo y el tiempo de JWST está bastante limitado. Hay regiones del cielo a las que se va a dedicar mucho tiempo de observación, para estudiar galaxias y la evolución del universo, pero ahí ya está todo planificado con antelación. Si se descubre un candidato con observaciones desde Tierra, entonces sí se podrían mandar propuestas de observación para observar ese objeto concreto. Tras esto mencioné la necesidad de tener telescopios infrarrojos capaces de observar zonas amplias del cielo regularmente, de todas formas, para la detección de asteroides peligrosos. Hay uno ya planificado: el NEO Surveyor. Y para buscar vida en otros planetas ocurre lo mismo: habrá primero que buscar candidatos y asignar prioridad a cada uno, para así decidir a cuáles apuntar con el tiempo limitado de JWST.
Los retrasos del JWST también han hecho que algunos descubrimientos que se esperaba que hiciera este telescopio acabasen haciéndose con el interferómetro ALMA, que también puede observar emisión de objetos muy fríos y con desplazamientos al rojo muy grandes, pero aun así las cosas que pueden detectar cada uno son diferentes. ALMA es muy bueno para líneas de emisión producidas por moléculas, pero JWST permite por ejemplo estudiar la emisión que en galaxias cercanas tendría lugar en luz visible (la luz de las estrellas, emisión en nebulosas, etc.), pero en desplazamientos al rojo superiores a un valor de 6 ya se necesita observar en infrarrojo medio para verlas. Además, muchos de los descubrimientos que esperan hacerse no consistirán en apuntar el telescopio a ver qué hay, sino que tienen mucho trabajo previo detrás, y predicciones de qué se vería según distintas hipótesis, para que las observaciones permitan distinguir rápidamente cuál de ellas sería la correcta. Hay áreas de investigación en las que tal vez no habría habido este desarrollo si no estuviese a punto de volverse accesible este rango de observación. Así que muchas ramas de la astrofísica estaban pendientes de que todo fuese bien en el lanzamiento.
Sobre estas fechas también respondí una pregunta sobre el tema en Retrospring, dando másdetalles de mi trabajo concreto en el proyecto. Básicamente, como mi contrato terminaría antes de obtener datos reales, mi trabajo consistía en simular observaciones con el Medium Resolution Spectrometer de MIRI de galaxias cercanas con formación estelar y también muy lejanas, para aprender cómo procesar ese tipo de datos y desarrollar técnicas que pudieran aplicarse después a los datos de verdad. Por ejemplo, las fuentes puntuales aparecen bastante extendidas cuando se observan en longitudes de onda de infrarrojo medio, y esto hace que la luz procedente de un objeto pueda superponerse a la de otro cercano, y al medir el espectro de cada uno hay que llevar cuidado de asegurarse de no estar midiendo características del otro por error. Además, la luz infrarroja emitida por el propio telescopio hay que extraerla también de los datos, y estuve desarrollando varios métodos y estrategias para ello.
El 10 de diciembre me atreví a tentar a la suerte y hacer un dibujo que llevaba rondándome la cabeza mostrando el telescopio ya lanzado y desplegado en su órbita de trabajo, asumiendo que todo había ido bien, eclipsando el brillo del Sol y con la Tierra y la Luna visibles. Para que esto último fuera posible, el dibujo está hecho de forma que el campo de visión tiene un ángulo de apenas 20 grados, como si se hiciese la foto lejos del telescopio y ampliando con zoom. Las posiciones de la Tierra, la Luna y la Vía Láctea corresponden aproximadamente con las que tendrían en julio de 2022, cuando empezasen las observaciones.
Durante las semanas siguientes de preparativos el lanzamiento acumuló algunos días más de retraso, y como para los dos episodios navideños de Coffee Break nos grabaríamos respondiendo preguntas de oyentes para ser emitidos en diferido, aproveché para contestar a un par de dudas sobre el futuro observatorio. El primero de los episodios se emitió el 23 de diciembre, y puede escucharse y descargarse en este enlace o bien a continuación, con mi intervención a partir del minuto 4:30:
En primer lugar, Sergio Barreto pidió que hablásemos de de cómo la tecnología del JWST podría ayudar a precisar el parámetro de Hubble. Si tenemos un espacio que se expande uniformemente, entonces cuando éste duplique su tamaño, una galaxia que se encontraba a distancia 1 de nosotros (en las unidades que sean) pasará a estar a una distancia 2; mientras que una que partió de distancia 2 pasará a una distancia igual a 4 en la misma cantidad de tiempo. Es decir, que la velocidad a la que se alejan las galaxias entre sí debido a esta expansión es proporcional a la distancia a la que se encuentran. El parámetro de Hubble nos da esa proporcionalidad entre la distancia y la velocidad de alejamiento de las galaxias (aunque en realidad es algo más complicado, y corresponde más bien con la velocidad a la que se expande el universo cuando éste tiene un tamaño determinado). Lo importante es saber que para medirlo necesitamos el desplazamiento al rojo de la luz que nos llega de un objeto astronómico (que nos dirá cuánto se ha expandido el universo desde que se emitió), y la distancia a la que se encuentra tal objeto, que a su vez puede calcularse sabiendo su luminosidad original (que decrece con el cuadrado de la distancia) o cómo de grande es ese objeto físicamente. Hay muchas formas de medir este parámetro, y parece que no todas coinciden entre sí. Por ejemplo, al hacerlo a partir de ciertos tamaños característicos en el fondo cósmico de microondas emitido al inicio del universo, sale un valor mayor que determinando las distancias a galaxias más próximas a partir del brillo de estrellas cefeidas y supernovas de tipo Ia.
Las cefeidas son estrellas cuyo brillo varía de forma regular, y su período de variación depende del brillo total de la estrella (para cefeidas de nuestra galaxia, podemos usar paralaje para saber a qué brillo total corresponde cada período). Entonces, si detectamos y medimos cefeidas en galaxias cercanas, nos basta con saber qué tipo de cefeida es y cuál es su período para hallar la distancia a dicha galaxia a partir del brillo aparente que recibimos en la Tierra. Para galaxias más lejanas se usan principalmente las supernovas de tipo Ia, en las que una enana blanca estalla por completo al alcanzar aproximadamente 1.44 veces la masa del Sol, por ejemplo tras haber atraído materia de una estrella compañera. Hay una relación entre el brillo total de estas supernovas y lo que tarda su luminosidad en aumentar y luego disminuir, así que también puede estimarse el brillo real que alcanzó y cómo de lejos está para que nos llegue el brillo que medimos en la Tierra. Esta relación está calibrada con cefeidas medidas en galaxias cercanas con este tipo de supernovas, así que una cosa depende de la otra.
Con JWST podremos refinar mucho lo que sabemos sobre las cefeidas, porque su espejo tan grande proporcionará mayor resolución y así podremos distinguir si el brillo que estábamos midiendo era de sólo una estrella o era mezcla de varias en un cúmulo, y al observar en infrarrojo evitaremos efectos debidos al polvo interestelar y a la composición química que también aumentan la incertidumbre. Además, se podrán medir cefeidas en galaxias más lejanas y por tanto mejorar la calibración de las supernovas Ia. Y a su vez, este tipo de supernovas podrán detectarse a mucha mayor distancia, lo que nos permitirá usarlas para medir el parámetro de Hubble en épocas del universo más tempranas aún. Medir el espectro de estas supernovas también nos aportará información sobre los fenómenos que las originan, porque algunas de ellas podrían ocurrir al interaccionar o colisionar dos enanas blancas y esto podría dar lugar a un brillo diferente al no corresponder a una masa 1.44 veces la del Sol.
Otro tema importante es que en galaxias muy distantes es complicado medir su espectro porque no recibimos luz suficiente, así que en muchas de ellas el desplazamiento al rojo está calculado de forma más tosca, sacándoles fotografías con distintos filtros. Y hay métodos para calcular el parámetro de Hubble que se basan en las distribuciones de galaxias a gran escala, o afectadas por lentes gravitacionales, que se beneficiarán de la capacidad de JWST para medir sus espectros directamente.
A partir del minuto 16:05 respondo preguntas de Cristina Hernández sobre si se podrían haber puesto motores iónicos al JWST para que su combustible durase más tiempo y su misión fuese de más de diez años, porque parecía demasiado dinero gastado para usar este observatorio sólo una década. Este observatorio tiene motores cohete convencionales, de propulsión química, con un sistema de maniobra fina para variar la orientación y que usa hidrazina (que reacciona consigo misma) y otro más potente con hidrazina y tetróxido de dinitrógeno para hacer correcciones de su órbita. Y todos estos propulsores tienen que estar en el lado del parasol que recibe luz solar, porque en el otro están los espejos e instrumentos delicados que podrían verse afectados por los gases emitidos. Esto hace que en el lanzamiento, el cohete no le dé todo el impulso suficiente para llegar a L2 porque si se pasa no hay vuelta atrás, y es el telescopio el que tiene que usar combustible propio para llegar a la trayectoria final con mayor precisión. Esta trayectoria final tampoco es totalmente estable debido entre otras cosas a la influencia de los planetas y la Luna, así que cada tres semanas se hace necesario corregirla. Y por si fuera poco, el viento y la luz solar empujan el enorme parasol cambiando su orientación, algo que puede compensarse haciendo girar en sentido contrario los volantes de inercia, pero cuando alcanzan demasiada velocidad hay que reducirla encendiendo los cohetes de maniobra para compensar el cambio de rotación.
Para realizar todas estas correcciones, habrá que orientar el telescopio entero para que el cohete apunte en la dirección adecuada, ya que están montados en posición fija, y encenderlo durante un cierto tiempo. Y aquí es donde nos encontramos con el gran problema: con cohetes químicos esto puede suponer unos segundos o minutos, pero con motores iónicos podrían ser períodos de tiempo enormes que impidan realizar observaciones mientras tanto, porque aunque son más eficientes que los químicos, su empuje suele ser muchísimo menor (comparable al que ejerce el peso de una moneda en la Tierra). Es posible incluso que con motores iónicos las maniobras sean tan largas que el telescopio tenga que variar su orientación durante las mismas, y eso requeriría gastar combustible de los motores cohete de maniobra de todos modos, porque reaccionan más rápido. En contra del uso de motores iónicos también hay factores como el gran consumo de energía que requieren (el panel solar de JWST sólo proporciona entre 1 y 2 kW), y que los motores químicos son una tecnología mucho más madura y desarrollada, y por tanto más fiable. En resumen, los motores iónicos pueden resultar más eficientes para misiones interplanetarias que pasan mucho tiempo viajando hacia su destino, pero para correcciones orbitales breves y frecuentes no son tan buena opción a no ser que se trate por ejemplo de satélites geoestacionarios, que mantendrán una orientación fija durante toda su misión.
De todos modos, una cosa que es importante aclarar es que la estimación de 10 años de observaciones se hizo teniendo ya en cuenta una cantidad de combustible extra para dar más margen, porque ya se ha visto en otras misiones que la calidad obtenida suele dar para bastante más, pero los requisitos de fabricación de los componentes del telescopio exigían que funcionase todo durante un mínimo de 5.5 años. Y esto puede parecer muy poco, pero hay que poner la duración en contexto. MIRI, el instrumento de infrarrojo medio de JWST, está refrigerado por helio para mantenerse a 6 K y lo hace con un mecanismo novedoso de ciclo cerrado para que el gas no acabe escapando al espacio, y este detalle es el que convierte al combustible en el factor que limita ahora la longevidad del observatorio. Esto no ocurría con los telescopios espaciales anteriores. Entre ellos está el Herschel, que tenía un espejo de 3.5 metros y se lanzó también en un Ariane 5 a L2 junto a la misión Planck, y que para observar el cielo en infrarrojo lejano (55 a 672 µm) mantenía los instrumentos a temperaturas inferiores a 2 K mediante helio líquido. Esta misión tenía una duración estimada de apenas 3.5 años, y finalmente duró 4 años y un mes (de 2009 a 2013) cuando el helio se terminó. Tras ello ya no está en torno a L2 sino en una órbita heliocéntrica, porque suponía menos coste y dificultad que estrellarlo contra la Luna (!). El telescopio Spitzer, del que ya he hablado aquí, también llevaba helio para poder observar de 3.6 a 160 µm, pero a cambio la duración estimada de su misión era de apenas 2.5-5 años (2003-2008). El helio se le terminó finalmente en 2009 tras 5 años 8 meses y 19 días, y desde entonces empezó lo que se vino a llamar su "misión templada", con los instrumentos a 28.7 K y observando únicamente a 3.6 y 4.5 µm. En este modo siguió trabajando muchos años, hasta su apagado en 2020 porque dada su órbita heliocéntrica se iba alejando de la Tierra cada vez más, y las comunicaciones eran cada vez más difíciles. Además de la gran distancia, desde 2016 su posición para orientar la antena hacia nosotros requería un ángulo que dejaba los paneles solares sin apuntar al Sol, funcionando sólo con baterías. Y de haberse lanzado JWST en 2018, Spitzer se habría apagado antes para que los recursos necesarios para operarlo pasasen al nuevo observatorio con mejores capacidades. Antes de Spitzer estuvo también ISO (Infrared Space Observatory), un precursor con un espejo de sólo 60 cm, que observaba de 2.4 a 240 µm, y que duró únicamente 28 meses 22 días hasta que se terminó el helio. Y también merecería una mención especial el observatorio WISE (Wide-field Infrared Survey Explorer), que se refrigeraba con hidrógeno sólido para hacer un cartografiado de todo el cielo entre 3.6 y 22 µm con un espejo de 40 cm durante diez meses de 2010, pero tras acabarse el hidrógeno se rebautizó como NEOWISE para ponerlo a trabajar estudiando asteroides a sólo 3.6 y 4.6 µm y continúa haciéndolo en la actualidad.
Así que JWST, visto en contexto, está diseñado para durar bastante más que sus predecesores. El refrigerador de circuito cerrado, muy complejo en sí mismo porque tiene que hacer su función sin vibrar demasiado o las imágenes se verían borrosas, permitiría que incluso el instrumento de infrarrojo medio funcionase sin perder capacidades durante los diez años o más que aguantase el combustible, sin necesidad de pasar a una "misión templada" o similar tras los primeros años. Puede que observatorios futuros ya se diseñen con la capacidad de ser reparados y actualizados en órbita o contando con los lanzadores pesados a punto de estar operativos, pero el diseño de JWST estaba supeditado a las capacidades de que disponíamos en su momento y las características del cohete Ariane 5. Y pese a todo ello, supone un paso de gigante respecto a misiones previas.
JWST desplegando su panel solar tras separarse del cohete el día de su lanzamiento. Crédito: NASA/ESA/J. Roger (Fuente)
A partir del minuto 4:14 tenemos una pregunta de Aelio Arce sobre qué ventajas tiene colocar el JWST en órbita de halo en torno al punto L2 frente a colocarlo directamente en L2. Como había explicado anteriormente, un objeto situado en este punto exacto tendría bastante estabilidad al ser empujado en la dirección de la órbita pero inestabilidad si sufre alguna perturbación hacia la Tierra o en sentido opuesto. Y como los cohetes están en el lado diurno, cualquier desplazamiento hacia el exterior del sistema solar no podría compensarse y quedaría a la deriva. Otro factor es evitar la sombra de la Tierra, que no sólo le quitaría luz que necesita el panel solar para proporcionar energía, sino que además el nivel de iluminación no sería constante. El centro de masas del sistema Tierra-Luna no está en el centro de nuestro planeta, y por tanto las oscilaciones de la Tierra debido a la órbita lunar harían que éste ocultase el Sol de forma variable, y mantener la estabilidad térmica del observatorio en estas condiciones es mucho más difícil que si le da el Sol directamente pero de forma constante. Así que la órbita final en torno a L2 es lo suficientemente amplia para evitar la sombra, su movimiento es principalmente en las direcciones más estables en vez de moverse mucho hacia el Sol o en sentido opuesto, y tiene un detalle extra: está diseñada para que siempre le falte un poco para llegar a L2 y por sí solo vaya cayendo hacia la Tierra. En el blog de la NASA, un científico de la misión decía que era de forma intencionada como el castigo de Sísifo. Quieren que JWST tenga que estar cada tres semanas empujando y volviendo a caer, para evitar a toda costa que pase al otro lado y se pierda para siempre (o tenga que darse la vuelta para empujar en sentido contrario, exponiendo al Sol el espejo y los instrumentos y probablemente arruinando buena parte de su funcionalidad).
En el minuto 11:08, Diego nos pregunta sobre la capacidad de JWST de observar decenas de objetos a la vez, algo confundido porque si el espejo puede recoger luz de muchos objetos, entonces tal vez para apuntar sólo a uno podría haberse hecho más pequeño. Aquí primero hay que aclarar algunos conceptos, y es que el campo de visión que puede observar un telescopio no depende del tamaño del espejo. Un espejo más grande permite captar más luz, y también obtener mejor resolución en las imágenes debido a efectos de interferencia entre las ondas que llegan (la difracción). Pero lo que determina el campo de visión (el nivel de "zoom") es principalmente la distancia focal del telescopio, que viene dada por las curvaturas de los espejos y lentes y las distancias que hay entre ellos en el sistema óptico. Con un campo de visión dado, al apuntar el JWST a una zona del cielo sin objetos cercanos, por lo general se verán muchas galaxias a la vez, porque el número de galaxias en el universo es enorme y aunque se mire sólo una región muy pequeña del cielo van a aparecer bastantes. Pero puede que Diego se refiera a otra cosa concreta: algo que se quiere hacer con JWST es aprovechar la cantidad de luz que capta su gran espejo para poder sacar espectros de galaxias muy lejanas. Y como explico arriba, hacerlo con un espectrógrafo normal requiere observar a través de una rendija la galaxia concreta tapando todo el resto del campo de visión, consumiendo mucho tiempo y reorientando el telescopio cada vez si quieren obtenerse espectros de bastantes galaxias de una zona. Para solucionar este problema existen las técnicas de espectroscopía multiobjeto, que en tierra puede hacerse por ejemplo situando una fibra óptica en la posición de cada galaxia y dirigiendo la luz de todas de forma ordenada a un espectrógrafo con una sola observación. El JWST usa algo distinto: el instrumento NIRSpec (Near Infrared Spectrograph) de la Agencia Espacial Europea tiene un panel con 250000 obturadores de 100x200 micras cada uno, la anchura de un cabello humano, que podrán seleccionarse para abrir sólo los que coincidan con las posiciones de galaxias concretas y poder sacar espectros de hasta 100 objetos a la vez, cada uno con rendijas colocadas a medida (y siempre que el espectro de una no vaya a superponerse con el de otra). Justo hace unos días, en el blog de JWST publicaron una imagen de una observación de prueba en la que se ve cómo quedan distribuidos en el instrumento los espectros al usar muchas rendijas:
Imagen de espectroscopía multi-objeto obtenida durante la puesta a punto del instrumento NIRSpec, observando una región cercana al centro de la Vía Láctea con los microobturadores centrados en el gas localizado entre las estrellas. Crédito: NASA/ESA/CSA y el equipo de NIRSpec (Fuente)
Si los objetos a observar son estrellas o de tamaños muy pequeños y su distribución no es demasiado densa en la imagen, otra opción es directamente observar sin rendija y que salgan los espectros de todo. Aquí lo ideal sería orientar el telescopio para que no se superpongan entre sí, pero los instrumentos de JWST vienen preparados para sacar los espectros en dos direcciones perpendiculares para, si hay suerte, tener un espectro limpio en una de ellas si en la otra coincide con otro objeto. Esta es una capacidad que tienen tanto NIRCam como NIRISS (en los enlaces se ven ejemplos de cómo se ven los espectros en los sensores).
El día 30 de diciembre también fui invitado de nuevo por Alberto Aparici a su sección Aparici en Órbita del programa Más de uno en Onda Cero, con motivo del lanzamiento. Quedó un programa muy bonito y divertido, y al ser en vacaciones tuvimos tanto tiempo para nosotros que empezamos antes de la pausa publicitaria que suele preceder a la sección, así que del minuto 6:58 hay que saltar al 12:05. Puede escucharse en este enlace o a continuación:
En el programa contamos que la gente que se dedica a la ciencia lleva mucho tiempo esperándolo porque el JWST empezó a planearse en 1996 y originalmente se iba a lanzar en 2007, y una serie de retrasos y sobrecostes fueron retrasando el lanzamiento y multiplicando su precio a una cifra veinte veces superior a la original. Y de hecho el telescopio lleva construido desde 2016, pero los años hasta el lanzamiento fueron dedicados a hacer toda una serie de comprobaciones para asegurarse de que todo funcionaría bien (y la pandemia lo retrasó todo aún más). Hubo emoción con la fecha de lanzamiento hasta el final, porque se había planeado para el 18 de diciembre pero durante los preparativos se retrasó hasta el 22, luego hasta el 24, y finalmente quedó como regalo de la mañana del 25 de diciembre, día de navidad.
En el programa conté que, de quienes trabajábamos en el proyecto en el Centro de Astrobiología, la mayoría trataríamos con los datos cuando nos fueran llegando, y sólo unos pocos miembros del grupo irían en persona a ocuparse de la puesta a punto de los instrumentos. Expliqué también que con infrarrojos podríamos ver estrellas y galaxias que en épocas muy tempranas del universo emitieron luz visible pero durante el tiempo que tardó en llegar hasta nosotros el universo se expandió, estirando también las longitudes de onda, que nos llegan ahora como luz infrarroja. De hecho la luz más lejana que podemos ver era originalmente de color anaranjado, emitida por gas incandescente a unos 3000 grados, pero desde entonces el universo ha expandido unas 1100 veces su tamaño y la recibimos como microondas (no podemos ver luz aún más temprana porque antes de eso el universo era opaco). Cuando se nos pide especular con las cosas que podrán verse con JWST puntualicé además que, aunque en ciencia nos encanta especular con las posibilidades de las cosas, siempre hay que calcular las consecuencias de dichas especulaciones y luego compararlas con los datos para ver si corresponden con la realidad (no se gastarían 10000 millones de dólares en un proyecto basándose únicamente en especulación sin más). Señalo que, por ejemplo, una de las cosas que querríamos ver sería la formación de las primeras estrellas del universo, algo que no ha podido hacerse todavía.
Se pregunta también si la luz que observará el JWST quemaría si se pudiera recibir en la mano directamente, algo que es fácil de contestar señalando el gran tamaño del espejo: esa luz es tan tenue que sin sus 6.5 metros de diámetro apenas se podría detectar, y se notaría muchísimo menos que el calor del Sol o de la propia Tierra. Otra pregunta, que no podía faltar, es para qué sirve todo esto, o qué impacto tendrá todo lo descubierto. A lo que respondo que el JWST aportará una nueva ventana con la que observar el universo y afectará a todos los campos de la astrofísica hasta ahora: además de galaxias muy lejanas observaremos la formación de estrellas en galaxias cercanas aprovechando que el infrarrojo atraviesa el polvo interestelar; se apuntará a estrellas con exoplanetas para descubrir qué moléculas hay en sus atmósferas cuando pasen por delante y absorban parte de la luz, lo que podría indicar la existencia de una biosfera, etcétera. Otros planetas podrán verse directamente con los coronógrafos de JWST, que ocultarán la luz de la estrella para que su luz no domine la imagen, pero estos serán principalmente gigantes gaseosos jóvenes a mayor distancia de sus estrellas, que emiten luz infrarroja por estar aún calientes tras su formación. Para ver exoplanetas con detalle en su superficie sin mandar sondas a sus sistemas solares, una opción sería mandar un observatorio a más de 500 unidades astronómicas del Sol para usar su gravedad como lente gravitacional que magnifique su imagen. Pero de momento la información que obtenemos de ellos es a partir de sus espectros, o de los cambios en la cantidad de luz que nos llega según su rotación, que permite hacer mapas aproximados (esto se hizo con Plutón antes de que la New Horizons tomase fotografías detalladas a poca distancia). Y hablando de Plutón y los planetas me preguntan si considero si Plutón es uno o no… a lo que respondo que si lo consideramos planeta, entonces el sistema solar tiene cientos, y si no lo es, tiene ocho descubiertos. Cualquiera de esas dos opciones podría ser válida, pero decir que en el sistema solar hay nueve planetas si incluimos Plutón sí que sería incorrecto, porque entonces muchos otros cuerpos también cumplirían con las condiciones para entrar en esa categoría.
Sobre la forma tan extraña del telescopio, se comentó que todo venía dado en primera instancia por las 6.5 toneladas que podía poner el Ariane 5 en esa órbita como máximo. La forma de "antena parabólica" en vez de tubo es más fácil de entender si se piensa en los observatorios terrestres de ese tamaño, que vienen dentro de una cúpula pero si se quita tienen también esa estructura formada por el espejo primario y secundario. En el momento de emisión del programa, parte del parasol ya había empezado a desplegarse y el espejo se había elevado dos metros sobre la plataforma para dejar espacio a las cinco capas que lo componen, y ese día tocaba desplegar una especie de alerón que compensa parcialmente la rotación que el viento y la luz solar impartirán a la "gran cometa" que forma el enorme parasol. Por entonces ya se había anunciado que el lanzamiento en el cohete europeo fue mejor de lo esperado, cumpliendo con la trayectoria óptima a la perfección, pero todavía quedaban muchos pasos del despliegue que tenían a todo el mundo nervioso. De hecho, bromeo con que cuando se manda una misión a Marte, la secuencia de descenso y aterrizaje se conoce como "los 7 minutos de terror", mientras que quienes trabajábamos con JWST sufriríamos un "mes entero de terror" hasta que llegase a L2 con todo bien desplegado. Y finalizamos haciendo referencia a los más de 30 años que lleva funcionando el telescopio espacial Hubble para preguntar cuánto durará JWST, así que volvemos a explicar que la distancia a la Tierra y las limitaciones de masa no permitieron diseñarlo para ser reparado en órbita como el Hubble ni añadir mucho combustible porque supondría sacrificar capacidades científicas. Pero terminamos con una nota de esperanza, porque el lanzamiento fue tan perfecto que se ahorró combustible del telescopio para viajar a L2 y podría durarle "significativamente más" que los 10 años estimados inicialmente. Ahora sabemos que la cifra es de unos 20 años de operaciones o tal vez más (!!).
Tras un mes de tensión desde el lanzamiento, en el que se desplegaron todas sus estructuras siguiendo la compleja secuencia, el 24 de enero el telescopio espacial James Webb llegó a su órbita de trabajo en torno al segundo punto de Lagrange del sistema Tierra-Sol. Y cuando ya empezaron las tareas de alineado de sus espejos, me preguntaron por Twitter por qué está hecho de hexágonos. La respuesta es que así son fáciles de encajar entre ellos y la forma resultante es aproximadamente circular, lo que aporta una cierta simetría. Y esta simetría es importante, porque así sólo hay que fabricarlos con tres tipos de curvatura distintos: los 6 centrales son todos iguales, los 6 de las puntas del hexágono son también idénticos entre sí, y lo mismo ocurre con los 6 restantes.
Imagen tomada por NIRCam de la estrella usada para el alineamiento de los espejos de JWST. Crédito: NASA/STScI (Fuente)
Y puede vérsenos en vídeo en YouTube, con la discusión sobre JWST a partir de 1:47:58:
Aquí empezamos comentando la ilusión del público con las imágenes mostrando que el espejo ya está alineado, y cómo la gente que trabaja con MIRI estaba todavía esperando a que se enfriase y sólo ahora había llegado a su temperatura de trabajo. Además de empezar algo más tarde para evitar vibraciones durante el alineado, enfriar el instrumento MIRI es un proceso muy delicado que tiene que hacerse poco a poco, regulándolo con calentadores parea evitar la formación de hielo en el detector que arruinaría las observaciones porque las moléculas de agua absorben y emiten mucho infrarrojo. Mi trabajo en esos meses se estaba centrando precisamente en desarrollar técnicas para extraer el brillo infrarrojo de fondo producido tanto por la temperatura del propio instrumento y el espejo como por la propia luz zodiacal, del polvo distribuido por el sistema solar. Es una cantidad de luz infrarroja considerable incluso con el instrumento a menos de 7 K, así que sin enfriarse sería mucho peor. También añadí que a pesar de las noticias, el alineado no estaba finalizado sino que se había hecho para el resto de instrumentos y faltaba incluir MIRI en la optimización, porque lo que resulte más favorable para un instrumento podría no serlo para otro. El alineado final de los espejos de JWST sería una solución de compromiso entre todos los instrumentos para hacer la mayor cantidad de ciencia posible, y tenía una complejidad increíble en sí mismo: de cada segmento individual del espejo se ajusta la altura respecto al soporte, el ángulo, y también se modifica la curvatura, para obtener la mayor precisión (y evitar lo que ocurrió con el Hubble, que se lanzó con el espejo pulido con una curvatura errónea y no se podía modificar). Tras el alineado todavía falta la puesta a punto de todos los instrumentos y los diversos modos de observación de cada uno. MIRI por ejemplo tiene una zona grande del campo de visión (74x113 segundos de arco) para obtener imágenes, otra más pequeña con coronógrafos, una pequeña rendija para hacer espectroscopía a baja resolución espectral, y la unidad de campo integral con la que trabajé yo (que tiene un campo de visión bastante pequeño, un cuadradito de 3 segundos de arco de lado en las longitudes de onda más cortas y de 7 en las más largas).
En el programa comentamos que para saber si has hecho un descubrimiento o no, hay que conocer muy bien primero todos los efectos producidos por el propio instrumento, y este período de puesta a punto unido a trabajos de simulación como el que hacía yo en el CAB van dirigidos a ello. De hecho las simulaciones permiten saber exactamente qué características reales tenía el objeto antes de pasar por todos los efectos e imperfecciones que pueden degradar la imagen y el espectro durante la observación en el propio instrumento. El software de procesamiento de los datos de JWST, por cierto, está desarrollado en Python y puede descargarse de la propia página de forma pública. Dicho software (la "pipeline" de procesado) está preparado para funcionar con todos los modos de observación del telescopio, asignando unas tareas u otras según la información que incluya el archivo de los datos. Aunque si se quiere personalizar o aplicar de un modo distinto porque se ha visto que mejora los resultados, será algo que cada grupo de investigación haya desarrollado por su cuenta, como ocurrió con mi trabajo, y esa parte sí podría ser accesible sólo a quienes trabajan directamente con ella. Respecto a los datos observados por JWST, habrá observaciones que los liberen inmediatamente y otras que tarden más, con un período exclusivo en el que sólo tendrán acceso las personas que dedicaron el tiempo y trabajo a proponer y planificar cada observación. Mencionamos que JWST mandará a la Tierra más de 60 GB de datos al día, y tras eso comentamos también que las especificaciones técnicas de los componentes informáticos en misiones mandadas al espacio a veces pueden parecer algo anticuadas, pero es que la miniaturización de componentes los hace más vulnerables a fallos causados por los impactos de rayos cósmicos, la tecnología tiene que estar muy probada y garantizada cuando se finaliza el diseño (que puede ser años antes de acabar la construcción), tampoco puede consumir mucha energía porque ésta es limitada, etc.
Por último, hablamos de la necesidad de cambiarle el nombre al telescopio. James Webb fue el administrador de la NASA durante los años de desarrollo de las misiones Apolo, no un científico que hiciera contribuciones en el campo de investigación de la astrofísica, aunque se puede argumentar que tuvo un papel en que la NASA no dejara de lado completamente la ciencia para centrarse en exclusiva en la carrera espacial. Sin embargo, otra cosa de la que se encargó fue de las políticas para investigar y despedir a empleados sospechosos de homosexualidad, tanto en la NASA como en su trabajo anterior como subsecretario de estado del Departamento de Estado de EEUU. La justificación para ello era que, como esa orientación sexual no estaba aceptada socialmente, espías soviéticos podrían usarla para chantajear a empleados de la NASA y forzarles a revelar secretos a la URSS bajo amenaza de arruinarles la vida haciendo público este detalle. Aprovechamos para recomendar la serie For All Mankind, que cuenta una historia alternativa en la que la URSS llega a la Luna antes que EEUU y la carrera espacial no termina, pero está muy bien hecha tanto en el apartado técnico como social y se ve también este tema. La elección de James Webb como nombre para el telescopio, además, fue una decisión unilateral del administrador de la NASA en 2002, Sean O'Keefe, a pesar de que el reglamento de la NASA establecía que estas misiones debía nombrarlas un comité (y además este telescopio es una misión internacional, no únicamente de la NASA). Hay quien podría señalar que es mejor separar las opiniones personales de alguien y sus contribuciones al mundo de la ciencia, pero en este caso las purgas de empleados homosexuales era parte de su contribución a la NASA, que es lo que se homenajea con el nombre de la misión, así que esta distinción no se aplicaría. Otro factor que refuerza la necesidad del cambio de nombre ha sido la actuación de la NASA en todo este asunto: al mismo tiempo que anuncia los esfuerzos que hace por incrementar la diversidad de su fuerza de trabajo y lo positivo que es este aspecto, trató las protestas y peticiones de cambio de nombre como un tema al que dar carpetazo y del que dejar de hablar cuanto antes. En 2021 la agencia accedió a realizar una investigación sobre el papel de James Webb en el despido de empleados homosexuales, pero mientras esto tenía lugar se realizó un cambio de marketing de la misión en el que se sustituyeron todos los logos, cuentas de redes sociales, direcciones de páginas web, hashtags oficiales, etcétera cambiando las siglas JWST por la mención explícita al apellido Webb (posiblemente para hacer como con el telescopio espacial Hubble, al que poca gente se refiere como HST). Por un lado esto demostraba que un cambio de nombre y material promocional era perfectamente factible, pero por otro indicaba que la posición de la agencia se oponía totalmente a ello. Y de hecho, en octubre el administrador actual de la NASA hizo una brevísima declaración de que no habían encontrado nada que justificase cambiar el nombre, pero no se publicó informe alguno ni información extra al respecto. Y en marzo de 2022, tras una petición a través de la ley de transparencia de EEUU se liberaron 400 páginas de documentos relativos a dicha investigación, que mostraban no sólo que ésta había revelado que la contribución de James Webb a la purga de empleados homosexuales fue peor de lo que se pensaba sino que las opiniones de personas investigadoras y empleadas por la NASA pertenecientes a la comunidad LGBTQIA+ estaban siendo sistemáticamente ignoradas por personal de la agencia ajeno a ella. Hace poco se publicó un documental de 40 minutos que explica todo este asunto, también muy recomendable. Y por lo general, quien está en favor de renombrar el telescopio se sigue refiriendo a él con las siglas JWST en vez de utilizar el nombre completo o el apellido.
Imágenes de la puesta a punto de JWST obtenidas con el modo de observación MIRI-MRS, con el que estuve trabajando durante mi postdoc en el Centro de Astrobiología. Crédito: NASA, ESA y el Consorcio MIRI (Fuente)
Y para finalizar, algo que puede resultar también interesante es mi intervención en el segundo programa de Ciencea como puedas, ya que se centró en nuestras investigaciones y los problemas que tuvimos en ellas, y aproveché para contar lo difícil que resultó trabajar en mi tesis con observaciones en infrarrojo medio del Gran Telescopio Canarias en el Roque de los Muchachos, en La Palma. Esa explicación puede servir para entender mejor la necesidad de poner telescopios de infrarrojos en el espacio, y además en la parte final del programa hablo con más detalle de mi trabajo con las simulaciones para MIRI-MRS en el Centro de Astrobiología. El episodio puede verse íntegro aquí y a continuación, con mi intervención a partir de la marca de tiempo 1:07:30.
