Сколько пикселей может иметь изображение Проксимы b, сделанное Джеймсом Уэббом?

JWST будет иметь угловое разрешение около 0,1 угловой секунды, что аналогично Хабблу.

Звезда Проксима имеет угловой размер 0,001 угловой секунды, а планета Проксима b (суперземля) была бы на порядок меньше этого размера.

Вы можете уместить 10000 планет Proxima b в один пиксель изображения JWST.

Действительно, на расстоянии 7,5 млн км от звезды и планета, и звезда уместились бы в одном пикселе, поскольку их угловое расстояние составляет 0,04 угловых секунды.

Для иллюстрации здесь звезда «C» и планета «b», смоделированные в одном пикселе с шагом 0,1 угловой секунды (коричневый квадрат).

И, увеличив масштаб до размеров дисков, вот звезда и планета. Вы можете видеть, что разрешение деталей экзопланет выходит далеко за рамки современных технологий.

Вполне возможно, что JWST сможет провести спектрографический анализ системы Проксима, который может выявить свойства планеты. Одна из главных целей науки — узнать о физических и химических свойствах планетарных систем и исследовать возможности возникновения жизни в этих системах.

Любая планета вокруг Проксимы Центавра (или любая другая экзопланета вокруг любой другой звезды) останется нерешенной. Это означает, что он настолько мал и далеко, что может показаться точечным источником света во всех смыслах и целях. Изображение Proxima Cen b не может быть получено с помощью JWST в любом случае, потому что Proxima Cen (звезда) находится слишком близко к ней ($\leq 0.04$угловых секунд) и слишком яркий, а стопоры коронографа имеют радиус$\geq 0.4$угл.сек.

Основным инструментом коронографической визуализации с высоким угловым разрешением на JWST является NIRCam . Он работает в диапазоне длин волн от 0,6 до 5 микрон, а на коротковолновом конце имеет пиксели, отображающие на небе 0,032 угловых секунды. Эти пиксели на самом деле слишком велики, чтобы сэмплировать исходное оптическое угловое разрешение, ограниченное размером JWST, т.е.$\sim 1.22 \times \lambda /6.5{\rm m}$. Это 0,023 угловых секунды при 0,6 микронах, но на практике это немного хуже, потому что телескоп не идеален.

Это означает, что изображение точечного источника на этих длинах волн в принципе может уместиться в один пиксель, но, скорее всего, оно будет растянуто примерно на$2\times 2$пикселей, так как изображение точечного источника не появляется на детекторе как "точка", а несколько размывается. Угловое разрешение 0,023 угловой секунды больше похоже на половину максимума полной ширины для изображения на этой длине волны.

Однако для изображения экзопланеты вы, вероятно, не будете работать с самыми короткими длинами волн, потому что контраст между яркостью звезды и планеты будет увеличиваться на более длинных волнах. На более длинных волнах угловое разрешение телескопа становится хуже, но вы достигаете оптимального значения около 2 микрон, где угловое разрешение телескопа эквивалентно 2 пикселям на детекторе. На этой длине волны изображение точечного источника всегда будет иметь диаметр не менее$2\times 2$пикселей, но это все равно "неразрешенное изображение" - никаких деталей не различимо. То, что он действительно дает вам возможность сделать, что невозможно с одиночным, «недостаточно дискретизированным» изображением на более коротких длинах волн (хотя это можно было бы сделать с несколькими изображениями и умной процедурой дизеринга), это, точнее сказать, для небольшого доля пикселя, если данные достаточно хорошие, где находится «фотоцентр» изображения (т.е. где изображение самое яркое).

В принципе , вы могли бы получить некоторое косвенное указание на особенности поверхности неразрешенного источника (звезды или планеты), наблюдая, движется ли фотоцентр (по мере того, как что-то вращается) или изменяется с длиной волны.

На практике для Proxima Cen b это нецелесообразно. Звезда и планета сами разделены (при максимальном удлинении) на$\leq 0.04$угловых секунд (наклонение орбиты неизвестно, поэтому оно может быть меньше). Хотя это почти разрешимо с помощью JWST + NIRCam на самых коротких длинах волн, это было бы возможно только в том случае, если бы объекты имели одинаковую яркость (например, изображение звезды + экзопланеты было бы шире, чем изображение точечного источника). Но экзопланета, которая, если она похожа на Землю или даже планету размером с Нептун, имеет яркость, которая во многом определяется светом, отраженным от звезды. Учитывая, что планета, вероятно,$\sim 10$раз меньше звезды, имеют альбедо$<1$, и отстоит от звезды примерно на 100 звездных радиусов - тогда отраженный блеск будет на много порядков слабее звезды.

Коронографическая визуализация призвана помочь в таких случаях. Если вы сможете заблокировать свет от звезды, то станет легче обнаружить слабый свет от экзопланеты. Однако коронограф не может творить чудеса. Если экзопланета отделена от звезды примерно на угловое разрешение инструмента, тогда все равно будет много звездного света, который «переливается» и заглушает слабый свет, ожидаемый от экзопланеты. По этой причине наименьшие коронографические остановки на JWST имеют радиус 0,4 угловых секунды , поэтому вы не можете эффективно скрыть Проксиму Центавра и сделать так, чтобы Проксима Центурия b была видна.

Я думаю, что вы, скорее всего, увидите JWST-изображения (неразрешенных) планет размером с Юпитер, отделенных по крайней мере угловой секундой от их родительских звезд, но, возможно, некоторые объекты размером с Нептун на расстоянии$\geq 0.5$угловых секунд от крутых М-карликов. Proxima Cen b недоступен для визуализации.