Wie viele Pixel könnte ein von James Webb aufgenommenes Bild von Proxima b haben?

Der JWST wird eine Winkelauflösung von etwa 0,1 Bogensekunden haben, was Hubble ähnlich ist.

Der Stern Proxima hat eine Winkelgröße von 0,001 Bogensekunden, und der Planet Proxima b (eine Supererde) wäre um eine Größenordnung kleiner.

Sie könnten 10000 Proxima-b-Planeten in ein Pixel eines JWST-Bildes einfügen.

Tatsächlich würden in 7,5 Millionen km Entfernung vom Stern sowohl der Planet als auch der Stern in ein einzelnes Pixel passen, da sie einen Winkelabstand von 0,04 Bogensekunden haben.

Zur Veranschaulichung sind hier der Stern „C“ und der Planet „b“ in einem einzigen Pixel von 0,1 Bogensekunden (das braune Quadrat) simuliert.

Und wenn Sie heranzoomen, um sie als Scheiben aufzulösen, sehen Sie hier den Stern und den Planeten. Sie können sehen, dass die Auflösung von Details auf Exoplaneten weit über die aktuelle Technologie hinausgeht.

Es ist möglich, dass das JWST eine spektrografische Analyse des Proxima-Systems durchführen kann, die Eigenschaften des Planeten aufdecken könnte. Eines der wichtigsten wissenschaftlichen Ziele ist es, etwas über die physikalischen und chemischen Eigenschaften von Planetensystemen zu lernen und das Potenzial für den Ursprung des Lebens in diesen Systemen zu untersuchen.

Jeder Planet um Proxima Centauri (oder jeder andere Exoplanet um einen anderen Stern) wird ungelöst sein. Das heißt, es ist so klein und weit entfernt, dass es praktisch wie eine Punktlichtquelle erscheinen würde. Ein Bild von Proxima Cen b kann mit JWST auf keinen Fall aufgenommen werden, da Proxima Cen (der Stern) zu nahe daran ist ($\leq 0.04$Bogensekunden) und zu hell, und die Koronographstopps haben einen Radius von$\geq 0.4$Bogensekunde.

Das wichtigste koronografische Bildgebungsinstrument mit hoher Winkelauflösung auf JWST ist NIRCam . Es arbeitet zwischen Wellenlängen von 0,6 und 5 Mikrometern und hat am kurzwelligen Ende Pixel, die 0,032 Bogensekunden am Himmel abbilden. Diese Pixel sind tatsächlich zu groß, um die native optische Winkelauflösung abzutasten, die durch die Größe von JWST begrenzt ist$\sim 1.22 \times \lambda /6.5{\rm m}$. Das sind 0,023 Bogensekunden bei 0,6 Mikrometer, aber in der Praxis ist es etwas schlechter, weil das Teleskop nicht perfekt ist.

Das bedeutet, dass ein Bild einer Punktquelle bei diesen Wellenlängen im Prinzip in ein Pixel fallen könnte, aber wahrscheinlicher wird es über ungefähr verteilt sein$2\times 2$Pixel, weil das Bild einer Punktquelle nicht als „Punkt“ auf dem Detektor erscheint, sondern teilweise verschmiert ist. Die Winkelauflösung von 0,023 Bogensekunden entspricht eher einem halben Maximum in voller Breite für das Bild bei dieser Wellenlänge.

Um einen Exoplaneten abzubilden, würden Sie jedoch wahrscheinlich nicht mit den kürzesten Wellenlängen arbeiten, da der Kontrast zwischen der Helligkeit des Sterns und des Planeten bei längeren Wellenlängen erhöht würde. Bei längeren Wellenlängen wird die Winkelauflösung des Teleskops schlechter, aber Sie erreichen einen optimalen Punkt bei etwa 2 Mikrometern, wo die Winkelauflösung des Teleskops 2 Pixeln auf dem Detektor entspricht. Bei dieser Wellenlänge hat das Bild einer Punktquelle immer einen Durchmesser von mindestens$2\times 2$Pixel, aber dies ist immer noch ein "unaufgelöstes Bild" - es ist kein Detail erkennbar. Was es Ihnen ermöglicht, was mit einem einzelnen, "unterabgetasteten" Bild bei kürzeren Wellenlängen nicht möglich ist (obwohl dies mit mehreren Bildern und einem cleveren Dithering-Verfahren möglich wäre), ist genau gesagt ein kleines Bruchteil eines Pixels, wenn die Daten gut genug sind, wo das "Fotozentrum" des Bildes ist (dh wo das Bild am hellsten ist).

Im Prinzip könnten Sie also einen indirekten Hinweis auf die Oberflächenmerkmale einer nicht aufgelösten Quelle (eines Sterns oder eines Planeten) erhalten, indem Sie sehen, ob sich das Photozentrum bewegt (wenn sich etwas dreht) oder ob es sich mit der Wellenlänge ändert.

In der Praxis ist dies für Proxima Cen b nicht realisierbar. Der Stern und der Planet sind ihrerseits durch (bei maximaler Elongation) durch getrennt$\leq 0.04$Bogensekunden (die Bahnneigung ist nicht bekannt, könnte also kleiner sein). Während dies mit JWST + NIRCam bei den kürzesten Wellenlängen gerade noch auflösbar ist, wäre dies nur möglich, wenn die Objekte eine ähnliche Helligkeit hätten (z. B. wäre das Bild des Sterns + Exoplaneten breiter als das einer Punktquelle). Aber der Exoplanet, der, wenn er ein erdähnlicher oder sogar ein subneptungroßer Planet ist, eine Helligkeit hat, die weitgehend durch das vom Stern reflektierte Licht bestimmt wird. Angesichts dessen, dass der Planet wahrscheinlich sein wird$\sim 10$Mal kleiner als der Stern, haben eine Albedo$<1$, und etwa 100 Sternradien vom Stern entfernt sein - dann ist die reflektierte Helligkeit um viele Größenordnungen schwächer als der Stern.

Die koronographische Bildgebung soll in diesen Fällen Abhilfe schaffen. Wenn Sie das Licht des Sterns blockieren können, wird es einfacher, das schwache Licht des Exoplaneten zu erkennen. Der Coronagraph kann jedoch keine Wunder vollbringen. Wenn der Exoplanet nur etwa um die Winkelauflösung des Instruments vom Stern getrennt ist, wird es immer noch viel Sternenlicht geben, das "überschwappt" und das vom Exoplaneten erwartete schwache Licht überschwemmt. Aus diesem Grund haben die kleinsten koronografischen Stopps auf dem JWST einen Radius von 0,4 Bogensekunden , sodass Sie Proxima Cen nicht effektiv verdecken und Proxima Cen b sichtbar machen könnten.

Ich denke, Sie sehen eher JWST-Bilder von (unaufgelösten) Planeten in Jupitergröße, die mindestens eine Bogensekunde von ihren Muttersternen entfernt sind, aber möglicherweise einige Dinge in Neptungröße$\geq 0.5$Bogensekunden von kühlen M-Zwergen. Proxima Cen b ist für die Bildgebung unerreichbar.