Τις 5 πρώτες εικόνες του Webb που πρόσφατα δόθηκαν στη δημοσιότητα, που αποδεικνύουν πως σχεδόν κάθε εικόνα που θα πάρουμε με αυτό το τηλεσκόπιο θα αντιστοιχεί σε ένα «βαθύ πεδίο» άλλων τηλεσκοπίων, δηλαδή σε μία περιοχή του ουρανού με μεγάλη χρονική διάρκεια παρατηρήσεων, καθώς θα αποκαλύπτει έναν τεράστιο αριθμό αστροφυσικών πηγών στον ουρανό, παρουσιάζουν οι δυο Ελληνίδες καθηγήτριες του Τομέα Αστροφυσικής, Αστρονομίας, Μηχανικής του Τμήματος Φυσικής του Εθνικού και Καποδιστριακού Πανεπιστημίου Αθηνών Καλλιόπη Δασύρα και Μαρία Πετροπούλου.
Εικόνα 1 - (α) Σμήνος Γαλαξιών SMACS 0723, (β) Zoom σε υποπεδίο της εικόνας 1α
Η εικόνα 1α, του σμήνους γαλαξιών SMACS 0723, πάρθηκε με την υπέρυθρη κάμερα NIRCam που φέρει το Webb. Ένα σμήνος γαλαξιών είναι ένας μεγάλος αριθμός βαρυτικά δέσμιων γαλαξιών. Το σμήνος εξέπεμψε τα φωτόνια 4.6 δισεκατομμύρια έτη φωτός νωρίτερα - το χρόνο που πήρε στα φωτόνια να φτάσουν από το σμήνος γαλαξιών στο Webb (και σε εμάς). Κοντινότεροι αλλά και μακρινότεροι γαλαξίες φαίνονται στην ίδια εικόνα. Πολλοί μακρινότεροι γαλαξίες μπορούν εύκολα να αναγνωριστούν από την παραμορφωμένη, τοξοειδή τους μορφή (π.χ., εικόνα 1β).
Έχουν υποστεί το (φυσικό) φαινόμενο του βαρυτικού φακού: καθώς το φως τους πέρασε κοντά από το σμήνος, η τροχιά του άλλαξε λόγω κύρτωσης του χώρου από τη μεγάλη βαρύτητα του σμήνους. Το αποτέλεσμα είναι παρόμοιο με αυτό φωτός που περνάει μέσα από παραμορφωτικό οπτικό φακό - εξ’ου και το όνομα του φαινομένου.
Η παραμόρφωση της μορφολογίας των γαλαξιών αυτών θα δώσει ακριβή μέτρηση της μάζας του σμήνους. Για τους πιο κοντινούς κι εκτεταμένους γαλαξίες, είναι εντυπωσιακό πως η εικόνα δείχνει συχνά πολλά μεμονωμένα αστρικά σμήνη να φαίνονται σε αυτούς - γεγονός που θα επιτρέψει μελέτες και της μάζας αστρικών σμηνών. Στην εικόνα φαίνονται επίσης και αστέρια του Γαλαξία μας, σε πολύ κοντινές αποστάσεις, τα οποία έχουν εξαγωνικό σχήμα. Αυτό σχετίζεται με την εξαγωνική μορφή των καθρεπτών του Webb.
Πόσο μεγάλο κομμάτι του ουρανού καλύπτει αυτή η εικόνα; Η παρομοίωση που έγινε από ανθρώπους της NASA ήταν πως αν κάποιος κρατήσει έναν κόκκο σκόνης στην άκρη του χεριού του, θα μπορέσει να κρύψει αυτήν την περιοχή. Πίσω από έναν κόκκο σκόνης κρύβεται, λοιπόν, αυτός ο τεράστιος αριθμός αστροφυσικών πηγών που αποκαλύπτει το Webb. Πώς συγκρίνεται αυτή (κι οι επόμενες εικόνες) με εκείνες του διαστημικού τηλεσκοπίου Hubble;
Εικόνα 2 - Η σύγκρουση γαλαξιών Stephan’s Quintet
Το μινι-γκρουπ 5 γαλαξιών που ονομάζεται Stephan’s Quintet, είναι εξαιρετική περίπτωση για την επίδειξη των δυνατοτήτων του Webb, καθώς φαίνονται κοντινοί γαλαξίες κατά τη σύγκρουσή τους. Οι παρατηρήσεις αυτές, μαζί με φασματοσκοπικές, θα δώσουν πολλές πληροφορίες για τη βαρυτική και υδροδυναμική αλληλεπίδρασή γαλαξιών. Οι συγκρούσεις γαλαξιών είναι σημαντικές για τη μορφολογική εξέλιξή τους, όπως για τη δημιουργία σφαιροειδών από σπειροειδείς.
Η εικόνα 2α είναι σύνθεση των επιμέρους εικόνων από τα όργανα NIRCam (άσπρη) και MIRI (κόκκινη). Στην εικόνα της κάμερας NIRCam, που παρατηρεί στο κοντινό υπέρυθρο, φαίνεται κυρίως η κατανομή φωτός από τα αστέρια των γαλαξιών. Στην εικόνα από το όργανο MIRI, που βλέπει στο μεσαίο υπέρυθρο, φαίνονται κυρίως η σκόνη και το αέριο.
Τα δύο τελευταία συμπεριφέρονται σαν ρευστό, οπότε κατά τη σύγκρουση γαλαξιών φεύγουν από τον εκάστοτε γαλαξία στον οποίο άνηκαν και κινούνται γρήγορα προς το κοινό κέντρο βάρους του συστήματος - για το λόγο αυτό φαίνονται γέφυρες στην εικόνα. Μάλιστα, τα ρευστά υποφέρουν από υδροδυναμικές αστάθειες που τα κάνουν να φαίνονται πιο νηματοειδή, με πυκνώματα και αραιώματα.
Στην περιοχή με την πιό έντονη εκπομπή σκόνης κι αερίου (που υποδεικνύεται με μπλε βέλος στην εικόνα 2β) υπάρχει κι αστροχημικό ενδιαφέρον, καθώς δημιουργούνται μόρια από άτομα υδρογόνου λόγω μεγάλης συμπίεσης κατά τη σύγκρουση. Το ίδιο συνέβη και κατά τη δημιουργία μοριακού υδρογόνου στο Πρώιμο Σύμπαν, οπότε μελέτη αυτής της περιοχής θα μας δώσει πληροφορίες και για το τι συνέβη στο παρελθόν.
Η εικόνα από το MIRI στο μεσαίο υπέρυθρο είναι, από ποιοτικής άποψης, πραγματικά πρωτοφανής: η διαφορά στην ανάλυση με τις εικόνες του παλαιότερου διαστημικού τηλεσκοπίου Spitzer (οι οποίες μπορούν να βρεθούν, π.χ., στη δημοσίευση https://iopscience.iop.org/article/10.1088/0004-637X/710/1/248/pdf) είναι εντυπωσιακή, χάρη στη διαφορά διακριτικής ικανότητας των τηλεσκοπίων. Παρόλα αυτά, η ανακάλυψη πολύ ισχυρού σήματος μοριακού υδρογόνου από το Spitzer ήταν από τις μεγαλύτερες ανακαλύψιες εκείνου του τηλεσκοπίου.
Εικόνα 2 - (α) Σύγκρουση Γαλαξιών Stephan’s Quintet σε κοντινό και μεσαίο υπέρυθρο, (β) το ίδιο, μόνο στο μεσαίο υπέρυθρο για την ανάδειξη της κατανομής αερίου και σκόνης
Υπέρυθρη εικόνα μιας νεαρής περιοχής αστρογέννησης, γνωστή ως NGC 3324, που βρίσκεται στο Νεφέλωμα Carina σε απόσταση περίπου 7,600 ετών φωτός από τη Γη. H εικόνα απεικονίζει μια απότομη αύξηση στην πυκνότητα του αερίου κατά μήκος μια επιφάνειας που μοιάζει με κορυφογραμμή. Η αύξηση αυτή προκαλείται από την πίεση ακτινοβολίας νεαρών άστρων που “σπρώχνει” το αέριο με αποτέλεσμα τη συμπίεσή του. Η εικόνα επίσης φανερώνει περιοχές αστρικής δημιουργίας που ήταν ως τώρα “αόρατες” στα οπτικά μήκη κύματος.
Νεαρά άστρα (φωτεινές κουκίδες στην εικόνα) δημιουργούνται καθώς σκόνη και αέριο (φωτεινή νεφελώδης μάζα στην εικόνα) καταρρέουν βαρυτικά. Το Webb, λόγω της ευαισθησίας του στο υπέρυθρο φως, μπορεί να κοιτάξει μέσα από την κοσμική σκόνη, η οποία δρα σαν μεγάλο “εμπόδιο” για το οπτικό φως το οποίο και απορροφά. Έτσι, μπορεί να δει μέσα στα “αστρικά φυτώρια”. Μπορούμε να δούμε ξεκάθαρα πλέον πίδακες ύλης που εκτοξεύονται από μερικά από αυτά τα νεαρά αστέρια. Η υπεριώδης ακτινοβολία και οι ισχυροί άνεμοι των νεαρών και πιο μαζικών αστέρων διαμορφώνουν με τη σειρά τους τις γύρω περιοχές δημιουργώντας ένα δυναμικό περιβάλλον.
Οι πρώιμες, γρήγορες φάσεις του σχηματισμού άστρων είναι δύσκολο να συλληφθούν, αλλά η εξαιρετική ευαισθησία, η χωρική ανάλυση και η ικανότητα απεικόνισης του Webb μπορούν να καταγράψουν αυτά τα γεγονότα. Το Webb θα μας βοηθήσει να απαντήσουμε μερικές βασικές ερωτήσεις της σύγχρονης αστροφυσικής όπως: Τι καθορίζει τον αριθμό των άστρων που δημιουργούνται σε μια περιοχή; Γιατί τα άστρα γεννιούνται με συγκεκριμένη μάζα;
Εικόνα 4: Πλανητικό Νεφέλωμα Νότιου Δαχτυλιδιού (Southern Ring Planetary Nebula) όπως φαίνεται στο κοντινό υπέρυθρο (αριστερά) και στο μεσαίο υπέρυθρο (δεξιά)
Τα πλανητικά νεφελώματα είναι κελύφη αερίου και σκόνης που εκτοξεύονται από αστέρια που, λίγο πριν πεθάνουν, μπαίνουν σε φάση ταχείας απελευθέρωσης ενέργειας από πυρηνικές αντιδράσεις.
Είναι ένας από τους μηχανισμούς εμπλουτισμού του μεσοαστρικού χώρου με βαριά στοιχεία, όπως άνθρακας και οξυγόνο, που έχουν παραχθεί στο εσωτερικό των αστέρων μέσω πυρηνικών συντήξεων. Το τηλεσκόπιο Webb παρατήρησε ένα τέτοιο πλανητικό νεφέλωμα σε απόσταση ~2,500 ετών φωτός με τις δύο κάμερες του, μια στο κοντινό υπέρυθρο (αριστερά) και μία στο μεσαίο υπέρυθρο (δεξιά).
Στο κέντρο του νεφελώματος υπάρχουν δύο άστρα (αντί για ένα που μέχρι πρότινος νομίζαμε!) που βρίσκονται σε τροχιά γύρω από το κοινό κέντρο μάζας τους. Στην αριστερή εικόνα κυριαρχεί η ακτινοβολία από το πιο νεαρό και φωτεινό άστρο. Ωστόσο, αν δούμε την ίδια περιοχή σε άλλο μήκος κύματος -- που ανιχνεύει την εκπομπή από θερμή σκόνη -- εμφανίζεται πλέον και το αμυδρότερ
ο άστρο για πρώτη φορά που είναι εμβαπτισμένο σε ένα κέλυφος από σκόνη (κόκκινη κουκίδα στη δεξιά εικόνα). Πρόκειται για ένα γηραιό άστρο που χάνει τα εξωτερικά του στρώματα δημιουργώντας ασυμμετρικά κελύφη αερίου και σκόνης, δηλαδή το ίδιο το πλανητικό νεφέλωμα.
Κάθε κέλυφος αντιπροσωπεύει ένα επεισόδιο όπου το πιο αμυδρό αστέρι έχασε μέρος της μάζας του. Τα κελύφη αερίου προς τις εξωτερικές περιοχές της εικόνας εκτινάχθηκαν νωρίτερα, ενώ όσα είναι πιο κοντά στο αστέρι είναι πιο πρόσφατα. Η ανίχνευση αυτών των κελυφών επιτρέπει στους ερευνητές να εξετάσουν με λεπτομέρεια τα τελευταία στάδια της ζωής των αστέρων όπως ο Ήλιος μας.
Εικόνα 5: Σύσταση ατμόσφαιρας εξωπλανήτη WASP-96 b
Το Webb έστρεψε τον καθρέφτη του προς τον εξωπλανήτη WASP 96-b, έναν γιγάντιο θερμό αέριο πλανήτη που περιστρέφεται γύρω από ένα αστέρι σαν τον Ήλιο σε απόσταση περίπου 1,000 έτη φωτός από τη Γη. Καθώς ο πλανήτης περνούσε μπροστά από το μητρικό του άστρο ένα μέρος του αστρικού φωτός φιλτραρίστηκε μέσα από την ατμόσφαιρα του πλανήτη αφήνοντας ένα “χημικό αποτύπωμα” στο μοναδικό φάσμα του φωτός.
Οι ιδιαιτερότητες αυτού του δακτυλικού αποτυπώματος, δηλαδή οι κοιλάδες και οι κορυφές που φαίνονται στο φάσμα της εικόνας, υποδεικνύουν έντονα ότι υπάρχουν υδρατμοί, σύννεφα και ομίχλη στην ατμόσφαιρα του WASP 96-b.
Η μπλε γραμμή στο γράφημα απεικονίζει ένα μοντέλο ατμόσφαιρας με την καλύτερη προσαρμογή στα δεδομένα (σημεία με σφάλματα). Χρησιμοποιώντας τις βέλτιστες παραμέτρους του μοντέλου αυτού, οι ερευνητές μπορούν να μετρήσουν την ποσότητα των υδρατμών στην ατμόσφαιρα, να περιορίσουν την αφθονία διαφόρων στοιχείων όπως ο άνθρακας και το οξυγόνο και να εκτιμήσουν τη θερμοκρασία της ατμόσφαιρας σε διάφορα βάθη. Αυτές οι πληροφορίες μπορούν να χρησιμοποιηθούν για να βγουν συμπεράσματα σχετικά με τη συνολική σύνθεση και τη δημιουργία του πλανήτη.
Οι ερευνητές θα μπορούν να χρησιμοποιήσουν το φάσμα για να μετρήσουν την ποσότητα των υδρατμών στην ατμόσφαιρα, να περιορίσουν την αφθονία διαφόρων στοιχείων όπως ο άνθρακας και το οξυγόνο και να εκτιμήσουν τη θερμοκρασία της ατμόσφαιρας με το βάθος. Στη συνέχεια, μπορούν να χρησιμοποιήσουν αυτές τις πληροφορίες για να βγάλουν συμπεράσματα σχετικά με τη συνολική σύνθεση του πλανήτη, καθώς και πώς, πότε και πού σχηματίστηκε.
Το φάσμα του WASP-96 b που καταγράφηκε από το φασματογράφο NIRISS του Webb δεν είναι μόνο το πιο λεπτομερές φάσμα μετάδοσης μιας ατμόσφαιρας εξωπλανήτη κοντά στο υπέρυθρο που έχει καταγραφεί μέχρι σήμερα, αλλά καλύπτει επίσης ένα εξαιρετικά μεγάλο εύρος μηκών κύματος, συμπεριλαμβανομένου του ορατού κόκκινου φωτός και ενός μέρους του φάσματος που δεν ήταν προηγουμένως προσβάσιμο από άλλα τηλεσκόπια (μήκη κύματος μεγαλύτερα από 1,6 μικρόμετρα).
Αυτό το τμήμα του φάσματος είναι ιδιαίτερα ευαίσθητο στο νερό καθώς και σε άλλα βασικά μόρια όπως το οξυγόνο, το μεθάνιο και το διοξείδιο του άνθρακα, τα οποία δεν είναι άμεσα εμφανή στο φάσμα WASP-96 b, αλλά θα πρέπει να ανιχνευθούν σε άλλους εξωπλανήτες που σχεδιάζονται για παρατήρηση από τον Webb.
Είναι άξιο αναφοράς ότι πολλές ανακαλύψεις αναμένονται να προκύψουν από προγράμματα του 1ου κύκλου παρατηρήσεων του Webb. Οι (εντυπωσιακές) εικόνες που θα δώσει το Webb στον κύκλο αυτό, όμως, θα είναι μόνο το 30% των παρατηρήσεών του. Το υπόλοιπο 70% θα αφορά φάσματα (δηλαδή μετρήσεις της έντασης ακτινοβολίας ανά μήκος κύματος) γιατί σε αυτά κωδικοποιείται πολύ περισσότερη πληροφορία αναφορικά με τις ιδιότητες των γαλαξιών, αστεριών, σκόνης κι αερίου.
Οι παραπάνω εικόνες μπορούν να αναζητηθούν εδώ (Πηγή: NASA, ESA, CSA, and STScI)
