¿Cuántos píxeles podría tener una imagen de Próxima b tomada por James Webb?

El JWST tendrá una resolución angular de aproximadamente 0,1 segundos de arco, similar al Hubble.

La estrella, Próxima, tiene un tamaño angular de 0,001 segundos de arco, y el planeta Próxima b (una supertierra) sería un orden de magnitud más pequeño que eso.

Podría colocar 10000 planetas Proxima b en un píxel de una imagen JWST.

De hecho, a 7,5 millones de kilómetros de la estrella, tanto el planeta como la estrella encajarían en un solo píxel, ya que tienen una separación angular de 0,04 segundos de arco.

Para ilustrar aquí están la estrella "C" y el planeta "b" simulados en un solo píxel de 0,1 segundos de arco (el cuadrado marrón).

Y, acercándonos para resolverlos como discos, aquí están la estrella y el planeta. Puede ver que resolver detalles sobre exoplanetas está mucho más allá de la tecnología actual.

Es posible que el JWST pueda realizar un análisis espectrográfico del sistema Proxima, lo que podría revelar las propiedades del planeta. Uno de los principales objetivos científicos es aprender sobre las propiedades físicas y químicas de los sistemas planetarios e investigar el potencial de los orígenes de la vida en esos sistemas.

Cualquier planeta alrededor de Proxima Centauri (o cualquier otro exoplaneta alrededor de cualquier otra estrella) quedará sin resolver. Eso significa que es tan pequeño y lejano que parecería una fuente puntual de luz a todos los efectos. En cualquier caso, no se puede obtener una imagen de Proxima Cen b con JWST porque Proxima Cen (la estrella) está demasiado cerca de ella ($\leq 0.04$arcsec) y demasiado brillante, y las paradas del coronógrafo tienen un radio de$\geq 0.4$segundo de arco

El principal instrumento de imágenes coronagráficas de alta resolución angular en JWST es NIRCam . Opera entre longitudes de onda de 0,6 y 5 micras y en el extremo de longitud de onda corta tiene píxeles que corresponden a 0,032 segundos de arco en el cielo. Estos píxeles son en realidad demasiado grandes para muestrear la resolución angular óptica nativa, limitada por el tamaño de JWST, que es$\sim 1.22 \times \lambda /6.5{\rm m}$. Esto es 0,023 segundos de arco a 0,6 micrones, pero en la práctica es un poco peor porque el telescopio no es perfecto.

Eso significa que una imagen de una fuente puntual en esas longitudes de onda podría, en principio, caer en un píxel, pero lo más probable es que se extienda alrededor de$2\times 2$píxeles, porque la imagen de una fuente puntual no aparece como un "punto" en el detector, sino que está borrosa hasta cierto punto. La resolución angular de 0,023 segundos de arco es más parecida a la mitad del máximo de ancho completo para la imagen en esa longitud de onda.

Sin embargo, para obtener imágenes de un exoplaneta, probablemente no trabajaría en las longitudes de onda más cortas porque el contraste entre el brillo de la estrella y el planeta aumentaría en las longitudes de onda más largas. A longitudes de onda más largas, la resolución angular del telescopio empeora, pero se llega a un punto ideal a unas 2 micras, donde la resolución angular del telescopio equivale a 2 píxeles en el detector. En esta longitud de onda, la imagen de una fuente puntual siempre tendrá un diámetro de al menos$2\times 2$píxeles, pero sigue siendo una "imagen no resuelta"; no se aprecia ningún detalle. Lo que sí le da la capacidad de hacer, lo que no es posible con una sola imagen "submuestreada" en longitudes de onda más cortas (aunque podría hacerse con múltiples imágenes y un procedimiento de interpolación inteligente), es decir con precisión, a un pequeño fracción de un píxel si los datos son lo suficientemente buenos, donde está el "fotocentro" de la imagen (es decir, donde la imagen es más brillante).

Entonces, en principio , podría obtener alguna indicación indirecta de las características de la superficie de una fuente no resuelta (una estrella o un planeta) al ver si el fotocentro se mueve (como algo que gira) o si cambia con la longitud de onda.

En la práctica, para Proxima Cen b, esto no es viable. La estrella y el planeta están separados por (en elongación máxima) por$\leq 0.04$segundos de arco (la inclinación orbital no se conoce, por lo que podría ser menor que esto). Si bien esto se puede resolver con JWST + NIRCam en las longitudes de onda más cortas, esto solo sería posible si los objetos tuvieran un brillo similar (por ejemplo, la imagen de la estrella + exoplaneta sería más amplia que la de una fuente puntual). Pero el exoplaneta, que si es un planeta del tamaño de la Tierra o incluso inferior a Neptuno, tiene un brillo que está determinado en gran medida por la luz reflejada por la estrella. Dado que es probable que el planeta sea$\sim 10$veces más pequeño que la estrella, tienen un albedo$<1$, y estar separados de la estrella por unos 100 radios estelares, entonces el brillo reflejado será muchos órdenes de magnitud más débil que la estrella.

La imagen coronagráfica está destinada a ayudar en estos casos. Si puede bloquear la luz de la estrella, será más factible detectar la tenue luz del exoplaneta. Sin embargo, el coronógrafo no puede hacer milagros. Si el exoplaneta solo está separado de la estrella por aproximadamente la resolución angular del instrumento, todavía habrá mucha luz estelar que "se derramará" e inundará la tenue luz que se espera del exoplaneta. Por esta razón, las paradas coronagráficas más pequeñas en el JWST tienen un radio de 0,4 segundos de arco y, por lo tanto, no podría oscurecer efectivamente Proxima Cen y tener visible Proxima Cen b.

Creo que es más probable que vea imágenes JWST de planetas (no resueltos) del tamaño de Júpiter separados por al menos un segundo de arco de sus estrellas madre, pero posiblemente algunas cosas del tamaño de Neptuno en$\geq 0.5$segundos de arco de geniales enanas M. Proxima Cen b está fuera del alcance de las imágenes.