¿Podría un telescopio espacial de 21 metros detectar los exoplanetas más cercanos?

A partir de 2017, se han fotografiado directamente 22 exoplanetas . El más distante de ellos está a 1200 ly de distancia.

Esto muestra 4 de ellos orbitando HR 8799, que está a 128 ly de distancia:

Estas observaciones son lo suficientemente buenas para determinar las órbitas de los planetas y para hacer espectroscopia .

Entonces, ya podemos observar grandes exoplanetas a distancias mucho más largas, si orbitan lo suficientemente lejos de su estrella. Los planetas más pequeños que están más cerca de su estrella son más difíciles de ver.

En la imagen de arriba hay un disco negro en el centro. Esto se utiliza para bloquear la luz de la estrella. Cubre la estrella, más un radio de aproximadamente 5 AU, por lo que cualquier planeta similar a la Tierra en la zona habitable está enmascarado en esta imagen.

Esto es necesario porque la óptica y el sistema de imágenes de un telescopio no son perfectos: la luz de la estrella no se limita al diámetro de la estrella, se dispersa un poco. Esta luz estelar dispersa es más brillante que los planetas en órbitas cercanas, por lo que esos planetas se pierden en el ruido.

Una forma de combatir esto es un ocultador , es decir, un objeto físico frente al telescopio que bloquea la luz de la estrella. La mayoría de estos son pequeños discos en el extremo frontal del telescopio.

La NASA está trabajando en una sombra estelar : un disco mucho más grande colocado a 50.000 km frente a un telescopio espacial. Esto podría bloquear la luz de la estrella con mayor precisión, lo que permitiría que el telescopio vea exoplanetas en la zona habitable (es decir, a distancias de ~ 1 AU para estrellas más pequeñas). El plan era utilizar la pantalla estelar con WFIRST (un telescopio de 2,4 m), pero las preocupaciones recientes sobre los costos podrían hacer que la pantalla estelar se elimine de esta misión.

Por lo tanto, es posible que la solución para obtener imágenes directas de exoplanetas no tenga que ser un espejo más grande.

La resolución de un telescopio en radianes viene dada (con una muy buena aproximación de primer orden) por$\theta_{res}=1.22\frac{\lambda}{D}$dónde$\lambda$es la longitud de onda y$D$es el diámetro de la apertura del telescopio. Usando los números que das, un telescopio de 21 metros a 200 nanómetros tendría una resolución de 0,002 segundos de arco. Ahora, hay muchos otros factores que limitarán nuestra resolución, pero puede considerar esto, la resolución limitada por difracción, como la resolución más alta posible que puede lograr. Cualquier cosa con un tamaño angular más pequeño que esto será indistinguible.

Entonces, nuestro próximo paso es averiguar qué tamaño angular subtenderá un exoplaneta en el cielo. Vamos con un planeta del tamaño de Júpiter, para aumentar nuestras posibilidades. Esto significa un diámetro planetario de$~1.4*10^8$metros El tamaño angular de este objeto (en radianes) estará dado por$\theta_{size}=\frac{diameter}{distance}$. De hecho, podemos igualar esta expresión a nuestra ecuación de resolución y resolver la distancia. Esto nos dará una aproximación de qué tan lejos puede estar un planeta antes de que no podamos resolverlo. Resolviendo para$distance$rendimientos:

Nuevamente, usando nuestros números, esto nos da una distancia de$1.2*10^{16}$metros, o 1,3 años luz.

Entonces, en última instancia, la respuesta es no. Una apertura primaria de 21 metros no será suficiente para resolver un exoplaneta. Así que veamos qué tan grande tendría que ser nuestro espejo, reorganizando nuestra ecuación:

Ahora, todo esto supone que no tenemos que preocuparnos por otras cosas, como el resplandor de la estrella, que presenta su propio conjunto de problemas. Pero podemos solucionar esto haciendo cosas como la interferometría óptica , que nos permite aumentar el tamaño efectivo de nuestro telescopio sin tener que construir espejos más grandes.

Sí. El VLT de ESO usó el método de bamboleo para detectar Próxima Centauri b , un planeta con un radio estimado en 0,8–1,5 R⊕ y un semieje mayor estimado en 0,0485 (+0,0041, −0,0051) AU, a una distancia de 4,224 al.

El Telescopio Hubble puede ver el Sol del sistema Proxima Centauri.

El VLT basado en tierra consta de cuatro telescopios individuales, cada uno con un espejo primario de 8,2 m de ancho, que pueden alcanzar una resolución angular de aproximadamente 0,001 segundos de arco. En el modo de funcionamiento de un solo telescopio, la resolución angular es de aproximadamente 0,05 segundos de arco.

En el mejor de los casos, las condiciones terrestres dan un diámetro de disco de visualización de ~0,4 segundos de arco y se encuentran en observatorios de gran altitud en islas pequeñas como Mauna Kea o La Palma.

En los mejores observatorios en la cima de la montaña a gran altitud, el viento trae aire estable que no ha estado previamente en contacto con el suelo, a veces proporcionando una visibilidad de hasta 0,4".

En malas condiciones, un telescopio terrestre de más de 10 metros con poca visibilidad puede limitar la resolución a casi la misma que proporciona un telescopio espacial de 10 a 20 cm.

Los telescopios terrestres deben mirar a través de la atmósfera, que es opaca en muchas bandas infrarrojas (ver figura de transmisión atmosférica). Incluso cuando la atmósfera es transparente, muchos de los compuestos químicos objetivo, como el agua, el dióxido de carbono y el metano, también existen en la atmósfera terrestre, lo que complica enormemente el análisis.

Los telescopios espaciales existentes, como el Hubble, no pueden estudiar estas bandas porque sus espejos no son lo suficientemente fríos (el espejo del Hubble se mantiene a unos 15 grados C) y, por lo tanto, el propio telescopio irradia intensamente en las bandas IR.

El telescopio JWST tiene una masa esperada de aproximadamente la mitad de la del Telescopio Espacial Hubble, pero su espejo principal (un reflector de berilio recubierto de oro de 6,5 metros de diámetro) tendrá un área de recolección aproximadamente cinco veces mayor (25 m ^ 2 o 270 pies cuadrados frente a 20 pies cuadrados). 4,5 m^2 o 48 pies cuadrados).

El JWST está orientado hacia la astronomía del infrarrojo cercano, pero también puede ver la luz visible naranja y roja, así como la región del infrarrojo medio, según el instrumento.

El espejo principal de JWST es un reflector de berilio recubierto de oro de 6,5 metros de diámetro con un área de recolección de 25 m^2.

De las preguntas frecuentes de JWST :

• ¿A qué longitudes de onda observará Webb?

  Webb trabajará desde 0,6 a 28 micrómetros, desde la luz visible de color dorado hasta el infrarrojo medio invisible. El extremo de longitud de onda corta lo establece el revestimiento de oro del espejo primario. El corte de longitud de onda larga se establece mediante la sensibilidad de los detectores en el instrumento de infrarrojo medio.

• ¿Qué tan débil puede ver Webb?

  Webb está diseñado para descubrir y estudiar las primeras estrellas y galaxias que se formaron en el Universo primitivo. Para ver estos objetos débiles, debe ser capaz de detectar cosas que son diez mil millones de veces más débiles que las estrellas más débiles visibles sin un telescopio. Esto es de 10 a 100 veces más débil de lo que puede ver el Hubble.

• ¿Cuáles son los principales objetivos científicos de Webb?

  Webb tiene cuatro objetivos científicos de misión:

  • Busca las primeras galaxias u objetos luminosos que se formaron después del Big Bang.
  • Determinar cómo evolucionaron las galaxias desde su formación hasta el presente.
  • Observa la formación de estrellas desde las primeras etapas hasta la formación de los sistemas planetarios.
  • Medir las propiedades físicas y químicas de los sistemas planetarios e investigar el potencial de vida en esos sistemas.

• ¿Hasta dónde mirará Webb?

  Uno de los principales objetivos de Webb es detectar algunas de las primeras formaciones estelares en el Universo. Se cree que esto sucede en algún lugar entre el corrimiento al rojo 15 y 30 (corrimiento al rojo explicado en la pregunta 45). Con esos desplazamientos hacia el rojo, el Universo tenía solo el uno o dos por ciento de su edad actual. El Universo tiene ahora 13.700 millones de años, y estos desplazamientos hacia el rojo corresponden a 100 a 250 millones de años después del Big Bang. La luz de las primeras galaxias ha viajado durante unos 13 500 millones de años, a lo largo de una distancia de 13 500 millones de años luz.

• ¿Webb verá planetas alrededor de otras estrellas?

  El Webb podrá detectar la presencia de sistemas planetarios alrededor de estrellas cercanas a partir de su luz infrarroja (calor). Podrá ver directamente la luz reflejada de grandes planetas, del tamaño de Júpiter, que orbitan alrededor de estrellas cercanas. También será posible ver planetas muy jóvenes en formación, mientras aún están calientes. Webb tendrá capacidad coronagráfica, que bloquea la luz de la estrella madre de los planetas.

  Esto es necesario, ya que la estrella madre será millones de veces más brillante que los planetas que la orbitan. Webb no tendrá la resolución para ver ningún detalle en los planetas; solo podrá detectar una mancha de luz tenue junto a la brillante estrella madre.

  Webb también estudiará los planetas que transitan por su estrella madre. Cuando el planeta se interponga entre la estrella y Webb, el brillo total disminuirá ligeramente. La cantidad que cae el brillo nos dice el tamaño del planeta. Webb puede incluso ver la luz de las estrellas que atraviesa la atmósfera del planeta, medir sus gases constituyentes y determinar si el planeta tiene agua líquida en su superficie. Cuando el planeta pasa detrás de la estrella, el brillo total cae y podemos determinar de nuevo más características del planeta.

Versión súper corta: están lanzando un telescopio un poco más grande de lo que ha pedido que alcanzará ("detectará", no proporcionará fotos de primer plano) prácticamente hasta el borde conocido del universo.

Actualmente, existe un plan para incorporar un coronógrafo planetario en WFIRST basado en el espectrógrafo de campo integral (IFS) de PISCES. El instrumento utilizará un ocultador local, en lugar de una pantalla estelar. El coronógrafo no resolverá el disco planetario, pero podrá ver una imagen puntual (PSF) separada de la estrella anfitriona. Esto permitirá que el IFS extraiga un espectro. La "pistola humeante" para un planeta habitable es una combinación de vapor de agua, oxígeno y metano. [El metano no puede perdurar durante el tiempo geológico en presencia de oxígeno libre, por lo que debe haber una fuente constante (¿vida?)].

Las lecciones aprendidas del coronógrafo en WFIRST se utilizarán para optimizar el diseño de un coronógrafo planetario revisado en LUVOIR, o cualquiera que sea el nombre final de la continuación del Hubble. Una sombra estelar no solo es costosa (como señaló Hobbs), sino que también lleva mucho tiempo volver a apuntar. En un mundo ideal, y con fondos suficientes, se utilizaría el ocultista local para obtener un espectro de primer orden de planetas prometedores, luego se volvería a visitar el más prometedor con una sombra estelar para extraer espectros más detallados.

Además, JPL planea proponer la Misión HabEx que incorporaría un coronógrafo planetario, que también incluye un IFS. Creo que es importante señalar que su sitio dice: ... imágenes directas de sistemas planetarios alrededor de estrellas similares al Sol . Esto significa que podrán obtener imágenes de puntos luminosos (PSF) que se distinguen de la estrella anfitriona y los planetas adyacentes, no de los discos planetarios.

Por supuesto, las prioridades cambian y los fondos van y vienen, así que nada de esto está escrito en piedra.

Espectrógrafo integral WFIRST/PISCES: https://arxiv.org/abs/1707.07779

Misión HabEx propuesta: https://www.jpl.nasa.gov/habex/