Us oferim a continuació una col·lecció de primeres imatges, en diferents lliuraments, captades pel telescopi espacial James Webb. Aquestes imatges son un tast del que ens pot arribar a oferir aquest "substitut" de l'altre telescopi espacial, el Hubble, que tantes alegries ens ha donat.
Clic per engrandir. Nebulosa de l'Anell del Sud (imatges dels instruments NIRCam i MIRI), una al costat de l'altra). Crèdit: NASA, ESA, CSA, STScI
Aquesta comparació mostra observacions de la Nebulosa de l'Anell del Sud, o nebulosa de la Lira i M57, en llum infraroig proper, a l'esquerra, i en llum infraroig mitjà, a la dreta, des del Telescopi Webb de la NASA.
Aquesta escena va ser creada per una estrella nana blanca, les restes d'una estrella com el nostre Sol després que es desprengués de les capes exteriors i deixés de cremar combustible mitjançant fusió nuclear. Aquestes capes externes ara formen els embolcalls expulsats al llarg d'aquesta vista.
A la imatge de la Càmera de l'Infraroig Proper (NIRCam), la nana blanca apareix a la part inferior esquerra de la brillant estrella central, parcialment oculta per un pic de difracció. La mateixa estrella apareix però més brillant, més gran i més vermella, a la imatge de l'Instrument de l'Infraroig Mitjà (MIRI). Aquesta estrella nana blanca està coberta per gruixudes capes de pols que la fan semblar més gran.
L'estrella més brillant de les dues imatges encara no s'ha desprès de les capes. Orbita estretament al voltant de la nana blanca més tènue, ajudant a distribuir el que ha expulsat.
Al llarg de milers d'anys i abans d'esdevenir una nana blanca, l'estrella va expulsar periòdicament massa a les capes visibles de material. Com si es repetís, es va contreure, es va escalfar i després, incapaç d'expulsar més material, va pulsar-se. El material estel·lar va ser enviat a totes direccions -com un aspersor giratori- i va proporcionar els ingredients d'aquest paisatge asimètric.
Actualment, la nana blanca escalfa el gas de les regions interiors, que apareixen en blau a l'esquerra i en vermell a la dreta. Les dues estrelles estan il·luminant les regions exteriors, que es mostren en taronja i blau, respectivament.
Les imatges es veuen molt diferents perquè el NIRCam i el MIRI recullen diferents longituds d'ona de llum. NIRCam observa la llum infraroja propera, que és més a prop de les longituds d'ona visibles que detecten els nostres ulls. MIRI s'endinsa a l'infraroig, captant les longituds d'ona de l'infraroig mitjà. La segona estrella apareix més clarament a la imatge de MIRI, perquè aquest instrument pot veure la pols brillant que l'envolta.
Les estrelles -i les seves capes de llum- criden més l'atenció a la imatge NIRCam, mentre que la pols és la protagonista a la imatge MIRI, concretament la pols que s'il·lumina.
Observa la regió circular al centre de les dues imatges. Cadascuna conté un cinturó de material asimètric i trontollant. Aquí és on s'ajunten els dos bols que componen la nebulosa. (En aquesta vista, la nebulosa està en un angle de 40 graus.) Aquest cinturó és més fàcil de detectar a la imatge MIRI -busqueu el cercle groguenc- però també és visible a la imatge NIRCam.
La llum que travessa la pols ataronjada a la imatge NIRCam -que sembla un focus, desapareix en longituds d'ona infraroges més llargues a la imatge MIRI.
La física és la raó de la diferència en la resolució d'aquestes imatges. NIRCam proporciona imatges d´alta resolució perquè aquestes longituds d´ona de la llum són més curtes. MIRI proporciona imatges de resolució mitjana perquè les longituds d'ona són més llargues; com més llarga és la longitud d'ona menys definides són les imatges. Tot i això, tots dos ofereixen una increïble quantitat de detalls sobre cada objecte que observen, proporcionant imatges, abans mai vistes de l'univers.
A la llum de l'infraroig proper, les estrelles tenen pics de difracció més prominents perquè són molt brillants en aquestes longituds d'ona. A l'infraroig mitjà, els pics de difracció també apareixen al voltant de les estrelles, però són més febles i petits (zoom per veure'ls).
Per veure un conjunt complet de les primeres imatges i espectres de Webb, incloent arxius descarregables, feu un clic aquí.
NIRCam va ser construït per un equip de la Universitat d'Arizona i el Centre de Tecnologia Avançada de Lockheed Martin. MIRI va ser aportat per l'ESA i la NASA, i l'instrument va ser dissenyat i construït per un consorci d'institut europeu finançat a nivell nacional (The MIRI European Consortium) en col·laboració amb el JPL i la Universitat d'Arizona.
-------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------------
Clic per engrandir. Característiques atmosfèriques de l'exoplaneta WASP-96 b. Crèdit: NASA, ESA, CSA, STScI
Un espectre de transmissió realitzat a partir d'una única observació amb l'espectrògraf d'infraroig proper i sense escletxes (NIRISS) del Webb revela les característiques atmosfèriques de l'exoplaneta gegant de gas calent WASP-96 b.
Un espectre de transmissió es fa comparant la llum estel·lar filtrada a través de l'atmosfera d'un planeta quan es mou a través de l'estrella, amb la llum estel·lar no filtrada detectada quan el planeta està al costat de l'estrella. Cadascun dels 141 punts de dades (cercles blancs) d'aquest gràfic representa la quantitat d'una longitud d'ona específica de llum que és bloquejada pel planeta i absorbida per l'atmosfera.
Un espectre de transmissió es fa comparant la llum estel·lar filtrada a través de l'atmosfera d'un planeta quan es mou a través de l'estrella, amb la llum estel·lar no filtrada detectada quan el planeta està al costat de l'estrella. Cadascun dels 141 punts de dades (cercles blancs) d'aquest gràfic representa la quantitat d'una longitud d'ona específica de llum que és bloquejada pel planeta i absorbida per l'atmosfera.
En aquesta observació, les longituds d'ona detectades per NIRISS van de 0,6 micres (vermell) a 2,8 micres (a l'infraroig proper). La quantitat de llum estel·lar bloquejada oscil·la entre unes 13.600 parts per milió (1,36%) i 14.700 parts per milió (1,47%).
Els investigadors poden detectar i mesurar l'abundància dels principals gasos de l'atmosfera d'un planeta basant-se en el patró d'absorció, és a dir, en la ubicació i alçada dels pics al gràfic: cada gas té un conjunt característic de longituds de ona que absorbeix. La temperatura de l'atmosfera es pot calcular en part a partir de l'alçada dels pics: un planeta més calent té pics més alts. Altres característiques, com la presència de boira i núvols, es poden deduir a partir de la forma general de les diferents parts de l'espectre.
Les línies grises que s'estenen per sobre i per sota de cada punt de dades són barres d'error que mostren la incertesa de cada mesura, o el rang raonable de possibles valors reals. Per a una sola observació, l'error d'aquests mesuraments és molt petit.
La línia blava és un model d'ajust òptim que té en compte les dades, les propietats conegudes de WASP-96 b i la seva estrella (per exemple, mida, massa, temperatura) i les característiques suposades de l'atmosfera. Els investigadors poden variar els paràmetres del model -canviant característiques desconegudes com l'alçada dels núvols a l'atmosfera i l'abundància de diversos gasos- per obtenir un millor ajustament i comprendre millor com és l'atmosfera en realitat. La diferència entre el model de millor ajustament mostrat aquí i les dades simplement reflecteix el treball addicional que cal fer per analitzar i interpretar les dades i el planeta.
Tot i que l'anàlisi completa de l'espectre durarà més temps, és possible treure una sèrie de conclusions preliminars. Els pics marcats a l'espectre indiquen la presència de vapor d'aigua. L'alçada dels pics d'aigua, que és menor del que s'esperava segons observacions anteriors, és una prova de la presència de núvols que suprimeixen les característiques del vapor d'aigua. El pendent gradual cap avall de la part esquerra de l'espectre (longituds més curtes d'ona) és indicatiu d'una possible boirina. L'alçada dels pics juntament amb altres característiques de l'espectre s'utilitza per calcular una temperatura atmosfèrica d'uns 725 °C.
Es tracta de l'espectre de transmissió infraroig més detallat mai recollit, el primer espectre de transmissió que inclou longituds d'ona superiors a 1,6 micres amb una resolució i precisió tan alta, i el primer que cobreix tot el rang de longituds d'ona des de 0, 6 micres (llum vermella visible) fins a 2,8 micres (infraroig proper) en una sola presa. La rapidesa amb què els investigadors han pogut fer interpretacions segures de l'espectre és una prova més de la qualitat de les dades.
L'observació es va fer mitjançant el mode d'Espectroscòpia d'Objecte Únic Sense Escletxes (SOSS) de NIRISS, que consisteix a capturar l'espectre d'un únic objecte brillant en el camp de visió, com l'estrella WASP-96.
WASP-96 b és un exoplaneta gegant de gas calent que orbita al voltant d'una estrella similar al Sol, a uns 1.150 anys llum, a la constel·lació del Fènix. El planeta orbita extremadament a prop de la seva estrella (a menys de 1/20 de la distància entre la Terra i el Sol) i completa una òrbita en menys de 3½ dies terrestres. El descobriment del planeta, basat en observacions terrestres, es va anunciar el 2014. L'estrella, WASP-96, és una mica més antiga que el Sol, però té aproximadament la mateixa mida, massa, temperatura i color.
La il·lustració de fons de WASP-96 b i la seva estrella es basa en el coneixement actual del planeta a partir de l'espectroscòpia NIRISS i observacions prèvies des de la Terra i des de l'espai. Webb no ha captat una imatge directa del planeta o de la seva atmosfera.
NIRISS va ser aportat per l'Agència Espacial Canadenca. L'instrument va ser dissenyat i construït per Honeywell en col·laboració amb la Universitat de Montreal i el Consell Nacional de Recerca de Canadà.
Per veure una sèrie completa de les primeres imatges i espectres de Webb, inclosos els fitxers descarregables, feu un clic aquí.
Cap comentari:
Publica un comentari a l'entrada
Aquí pots deixar el teu comentari