先週、世界は稀な国際団結のショーに集まり、ジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡によって生成された 最初の科学画像 を驚きの目で見つめた。何十年にもわたって世界中の何千人もの人々の努力の結果として完成したこの望遠鏡は、私たちがこれまで以上に宇宙をより深く覗くことができるようになり、天文学に革命を起こすことになります。
ウェッブは、これまでに宇宙に打ち上げられた中で最大の鏡と最大の日よけを備えており、これまでに建造された中で最も強力な宇宙望遠鏡です。最初の画像は、この注目すべきテクノロジーの機能のほんの一部です。そこで、この巨大な宇宙船によって将来どのような科学研究が可能になるのかを詳しく知るために、欧州宇宙機関のウェッブ学際科学者であるマーク・マコーリアン氏に話を聞きました。
マコーリアン氏は、 オリオン大星雲の 研究にウェッブ氏を利用した最初の研究者の一人となり、20年以上望遠鏡の計画に携わってきました。彼は、ウェッブがどのように天文学の最前線を押し広げ、私たちが想像すらしなかった発見を可能にするかについて、私たちに語りました。
赤外線で宇宙を見る
1980 年代に天文学者たちが初めてウェッブの存在を想像し始めたとき、彼らは具体的な計画を念頭に置いていました。それは、宇宙の最も初期の銀河を振り返るための宇宙論研究ツールが欲しかったということです。
科学者たちは、ハッブル宇宙望遠鏡がいくつかのかなり初期の銀河を観測していたため、これらの初期の銀河が存在し、私たちが近づくことができるところまで来ていることを知っていました。ハッブルは、可視光の波長で観察すると、ビッグバンから数億年以内に形成されたこれらの銀河を数百個識別することができました。しかし、これらの銀河はすでに形成されており、研究者らはさらに遡って、実際に形成されている様子を観察したいと考えていました。
そのためには、可視光を超えた赤外線の波長を調べることができるツールが必要でした。それは、初期の銀河も今日の銀河と同じように可視光を発していたからだ。しかし、宇宙は時間の経過とともに膨張しており、それは私たちが空に見ている銀河が私たちから遠ざかっていることを意味します。銀河が古くなるほど、遠くにあります。そして、この距離により赤方偏移と呼ばれる現象が発生します。
音源と観察者の間の距離が変化すると音が知覚されるピッチが変化するドップラー効果と同様に、光源が私たちから遠ざかるにつれて光の波長も変化します。この光はスペクトルのより赤い端にシフトするため、赤方偏移と呼ばれます。
したがって、最も古い銀河の光は赤方偏移しすぎて、もはや可視光として観測できなくなります。代わりに、それは赤外線として見えます。そして、これがウェッブが動作する波長です。
このようにして、ウェッブは最も初期の銀河を検出し、特定することができるのです。ウェッブ氏が、赤外線では明るく輝いているが、ハッブルのような主に可視光ベースの望遠鏡では薄暗いか見えない銀河を見ることができれば、研究者は極度に赤方偏移した銀河を発見したと確信できるでしょう。遠いのでとても古いです。
ウェッブによる 最初の深視野画像 でも、非常に古い銀河がいくつか見られます。画像の焦点となっている銀河団は誕生してから 46 億年ですが、その質量のため、周囲の時空が曲がっています。これは、この銀河団の背後にある銀河から来る光も曲がることを意味するため、この銀河団は重力レンズと呼ばれる効果で虫眼鏡のように機能します。この深層領域で見られる 銀河の中には、 年齢が約 130 億年のものもあります。これは、それらが宇宙の最初の 10 億年に形成されたことを意味します。
より多くのことを行うために拡張する
しかし、Webb がもともと宇宙論のツールとして概念化されていたとしても、それはすぐにそれをはるかに超えるものに拡張されました。
数十年にわたる Webb の計画を経て、設計者は、自分たちが構築しているツールが宇宙論だけでなく、はるかに多様な分野に使用できることに気づきました。彼らは、近赤外線ではなく中赤外線の波長を観察し、宇宙論よりも星や惑星の形成を研究するのに役立つMIRIのような新しい機器を追加しました。この機器には他の機器とは 異なる検出器 があり、 独自の冷却器が 必要なため、この違いは独自の課題をもたらします。しかし、他の楽器と同様に、Webb ができることはあらゆる可能性へと広がります。
「望遠鏡の当初の焦点は、より高赤方偏移の宇宙にありました」とマコーリアン氏は要約しました。 「ビッグバン後に形成された最初の星や銀河を見つけるというのが最高の目標でした。それ以降のことはすべて「あったら便利」です。しかし、プロジェクトが進むにつれて、私たちはそれを宇宙論、星形成、惑星科学、銀河進化という 4 つのテーマに変えることができました。そして私たちは天文台がそれらすべてを実現できることを確認しました。」
カメラと分光器
ウェッブには、近赤外線カメラ (NIRCam)、近赤外線分光器 (NIRSpec)、近赤外線イメージャおよびスリットレス分光器 (NIRISS)、および中赤外線計器 (MIRI) の 4 つの機器が搭載されています。また、ファイン ガイダンス センサー (FGS) と呼ばれるセンサーもあり、望遠鏡を正しい方向に向けるのに役立ちます。
この機器は、カメラと分光器を組み合わせたもので、光をさまざまな波長に分割して、どの波長が吸収されたかを確認するための機器です。これにより、物体が発する光を見ることで、その物体が何で構成されているかを知ることができます。
カメラで撮影された画像が最も注目を集めていますが、分光器は科学ツールとして過小評価されるべきではありません。現在割り当てられている観測時間の約半分は、系外惑星大気の組成分析などの分光分析に充てられている。その理由の 1 つは、物体のスペクトルを取得する方が、画像を取得するよりも時間がかかるためであり、もう 1 つは、分光法ではイメージングではできないことができるためです。
イメージングに使用されるフィルターは、分光器で調査する対象を選択するのに役立つため、カメラと分光器も連携して動作します。
「NIRCam で深い画像を撮り、深いフィールドを行うことを想像してください」とマコーリアン氏は説明しました。 「次に、さまざまなフィルターを使用して候補を選択します。分光学でその分野を 1 つずつ調べるにはあまりにも多くのものが存在するためです。したがって、候補を見つけるには画像処理が必要です。」たとえば、画像内の色を見て、特定の天体が高赤方偏移銀河であり、近くの暗い星ではないことを判断します。
これは、 Webb の最初の深視野画像 ですでに実際に実証されています。イメージングは NIRCam カメラで行われ、近くと遠くの膨大な数の銀河を 1 つの素晴らしい画像で捉えることができました。次に、 130 億年を超える年齢の銀河 などの特定のターゲットが選択され、NIRSpec 分光器で観測され、この初期の銀河の組成と温度に関するデータが収集されました。
「とても美しく、きれいなスペクトルです」とマコーリアン氏は語った。 「これまでどこからでもそのようなものを見た人は誰もいませんでした。したがって、このマシンが信じられないほど強力に機能することがわかりました。」
複数のモード
ウェッブの全機能を理解するには、4 つの機器がそれぞれ 1 つのモードだけを持っているわけではなく、さまざまなターゲットを観察するために複数の方法で使用できることを知っておく必要があります。 4 つの機器には合計 17 のモード があり、望遠鏡が科学活動を開始する準備ができていると宣言される前に、それぞれのモードをテストして検証する必要がありました。
たとえば、NIRSpec 機器を考えてみましょう。個々のターゲットを調査するための高感度モードである固定スリット分光法 (キロノバと呼ばれる中性子星の合体によって放出される光の分析など) や、次のようなスペクトルを調べるフィールドユニット分光法など、いくつかの種類の分光法を実行できます。狭い領域に複数のピクセルを配置して、ターゲットに関するコンテキスト情報を取得します (重力レンズによって歪んだ非常に遠い銀河を見る場合など)。
NIRSpec が行う 3 番目のタイプの分光法は、複数物体分光法と呼ばれる非常に特殊なものです。これは、マイクロシャッター アレイと呼ばれる形式に配置された小さな窓のようなシャッターを使用します。 「これらは基本的に直径数センチメートルの小さなデバイスで、うちには 4 つあります。これらのデバイスのそれぞれには、65,000 個の小さな個別のシャッターがあります」とマコーリアン氏は言いました。
これらのシャッターはそれぞれ開閉を個別に制御できるため、研究者はフィールドのどの部分を見ているかを選択できます。これらのマイクロシャッターを使用するには、研究者はまず NIRCam などの別の機器を使用して画像を撮影し、対象の物体を選択します。次に、これらの対象オブジェクトに対応するシャッターを開くように命令し、他のオブジェクトは閉じたままにします。
これにより、背景からの光も漏れることなく、特定の銀河などのターゲットからの光が望遠鏡の検出器を通過して照らされるようになります。 「銀河がある場所のドアだけを開けて他のドアをすべて閉めると、その物体から光が入ってくるとスペクトルに広がり、他の光がすべて入ってくることがなくなる」とマコーリアン氏は語った。 。 「そうすると、より敏感になるんです。」
この多天体分光法は、深視野画像で特定の銀河を観察するために使用できます。これは、高度に赤方偏移した最も初期の銀河を研究する場合に特に役立ちます。そして、この方法は一度に最大 100 個の物体からスペクトルを取得できるため、データを収集する非常に効率的な方法になります。
過剰な光への対処
マイクロシャッターが示すように、高感度の機器を扱う際の注意が必要な部分の 1 つは、多すぎる光に対処することです。ジェームズ・ウェッブ氏が運用開始から最初の数カ月間に 木星で行う 作業を考えてみましょう。木星の周りの輪や衛星を画像化するのは実際には非常に困難です。なぜなら、木星自体は非常に明るいからです。観察しようとしている淡い天体が非常に明るい天体の隣にある場合、測定値が吹き飛んでしまい、より明るい天体からの光しか見えなくなる可能性があります。
同様の問題は、遠方の系外惑星を観察しようとするときにも発生します。系外惑星は、その周りを回る星に比べて非常に暗いためです。この課題に対処するために、ジェームズ ウェッブ氏はコロナグラフィーと呼ばれる別のトリックを用意しています。
NIRCam と MIRI には両方ともコロナグラフィー モードがあり、その最も単純な形式は、明るい物体の前に小さな金属ディスクを置き、その光を遮断することです。そうすれば、周囲の他の薄暗い光源をより簡単に観察できるようになります。しかし、このアプローチには限界があります。明るい天体が円盤の後ろで動き回ると、その光が端からこぼれて観測が台無しになる可能性があります。円板を小さくして、物体の中央の最も明るい点だけを遮ることもできますが、それでも大量の余分な光に対処する必要があります。円盤を大きくすることもできますが、その場合、明るい天体の近くにある他の天体が遮られてしまいます。
したがって、このコロナグラフィー モードには、4 象限位相マスクと呼ばれるハードウェアを使用する別の形式があります。 「これは非常に賢い光学部品です」とマコーリアン氏は語った。 「金属ディスクはありませんが、入ってくる光に異なる位相を与える 4 つの異なるガラス片があります。光を光子ではなく波として考えると、光には位相があります。これら 4 つの異なる位相板が交わる十字に明るい光源を置くと、波動干渉効果により光が実際に星から打ち消されるように計算できます。」
つまり、明るい天体がこれらの象限のちょうど中央に来るように正しく配置すると、星からの光は打ち消されますが、惑星などの他の天体からの光は依然として見えるということです。そのため、主星の近くを周回する系外惑星（他の方法では見ることが不可能な可能性がある）を観察するのに理想的です。
時間を有効活用する
明るい物体と暗い物体の混合を処理するもう 1 つの方法は、時間をかけて複数の測定値を取得することです。写真を撮ってすぐにリセットする携帯電話のようなものとは異なり、Webb の検出器はリセットせずに複数の読み取り値を取得できます。
「そのため、同じ検出器で微弱な光源からの光を蓄積するので、時間をかけて一連の写真を撮ることができます」とマコーリアン氏は説明する。 「しかし、データを見ると、明るい光源が飽和する前に最初の画像を使用し、その後、暗い光源からの光を蓄積し続けて感度を得ることができます。検出器を複数回読み出すことでダイナミックレンジを効果的に拡張します。」
機器が動作できるもう 1 つのモードは時系列観測と呼ばれます。これは基本的に、時間の経過とともに変化するオブジェクトを捕捉するために、多くの読み取り値を次々に取得するだけです。これは、マグネターと呼ばれるパルス中性子星などの点滅する天体を捉える場合や、トランジットと呼ばれる動きで主星の表面を横切る系外惑星を観察する場合に便利です。
「惑星が恒星の前を通過するとき、通過の途中だけでなく、通過の端でも惑星を捉えたいと思うのです」とマコーリアン氏は言う。 「つまり、ただ監視し続け、データを取り続けるだけです。」
この方法の課題の 1 つは、望遠鏡が少しでも動くとデータにノイズが混入してしまうため、望遠鏡をほぼ完璧な位置に保つ必要があることです。しかし良いニュースは、近くの星をロックし、太陽風などの外乱を調整するファインガイダンスセンサーのおかげで、望遠鏡が物体に向けてその場に留まるという点で非常に優れたパフォーマンスを発揮していることです。
ウェッブと協力する際の課題
あらゆるテクノロジーと同様に、ウェッブができることには制限があります。ウェッブを使用する科学者にとって実際的な大きな制限の 1 つは、望遠鏡から収集できるデータの量です。地球の周りを周回するハッブルとは異なり、ウェッブは L2 と呼ばれる位置 で太陽を周回します。
それは地球から約100万マイル離れているため、ウェッブには毎秒28メガビットの速度でデータを地球に送信できる 強力な無線アンテナ が装備されています。これは非常に印象的です – マコーリアン氏が指摘したように、これは私たちが通話に使用していた彼のホテルの Wi-Fi よりもはるかに長い距離であってもかなり高速です – しかし、それは計測器が受信できるデータの総量には及びません。毎秒。
天文台には、 約 60 GB の少量の固体ストレージがあり、機器が送り返すことができる以上のデータを収集している場合に、バッファとして機能して短時間データを記録できます。これは、通常、携帯電話やラップトップに搭載されている種類のストレージに比べれば大したことではないように聞こえるかもしれませんが、放射線に対して安全で、数十年の使用に耐えられるハードウェアの要件はかなり異なります。
この制限は、研究者が望遠鏡からのダウンリンクでどのデータを優先するかを慎重に選択し、ニーズに最も重要なデータのみを選択する必要があることを意味します。その場合、なぜウェッブが地球の近くに位置しないのかと疑問に思うかもしれませんが、L2 軌道はその動作方法に不可欠であり、その理由は温度によるものです。
「人々は宇宙は冷たいと考えていますが、地球や太陽のような毎日体を温める大きな物体の隣にいる場合はそうではありません」とマコーリアン氏は語った。 「したがって、赤外線を観察したい場合は、望遠鏡が信じられないほど低温であることを確認して、検出しようとしている波長で放射していないことを確認する必要があります。」それが、ウェッブが涼しさを保つために巨大な日よけを備えている理由であり、日よけが太陽と地球の両方からの熱を遮断できるようにそれが L2 にある理由です。
「私たちが建設した天文台はL2にある必要があり、この科学を提供できるように寒くなるためにそこにある必要があります。また、L2 にあるため、特定の帯域幅しかありません」とマコーリアン氏は説明しました。 「無料のランチなどというものは存在しない、そう考えましょう。」
コミュニティが決める
ウェッブ観測の初年度は慎重に計画されます。科学事業の最初の 5 か月間は、Webb のハードウェアの限界を押し広げ、その能力を確認するために設計された 早期リリースの科学プログラム に取り組みます。最初の 1 年以内に、系外惑星、ブラック ホール、深層領域などの研究を含む、 サイクル 1 に選ばれたプログラムに取り組む予定です。
ただし、それを超えて、Webb を使用して行われる将来の作業はほとんど未解決です。研究者は、Webb を使用して収集したいデータに関する提案を提出し、これらの提案はピアレビューされて、最も科学的に興味深いものが選択されます。マコーリアン氏は「天文台をどうするかはコミュニティが決める」と語った。
このコミュニティの関与により、ウェッブの使用方法はすでに変化しています。たとえば、系外惑星の研究は現在、最初の研究ラウンドで利用可能な観測時間の約 3 分の 1 を占めています。 2000 年代初頭にマコーリアン氏と彼の同僚がウェッブの利用方法を計画していたとき、当時発見された系外惑星はほとんどなかったため、これほど多くの系外惑星研究が行われるとは想像していませんでした。
このため、ウェッブは、銀河の 3D 地図を作成するために特別に設計された ESA のガイア天文台や、多くの研究ニーズを満たすために設計されたハッブルのような、非常に特定の目的を持ったミッションとは異なります。 「これは間違いなく汎用天文台です」とマコーリアン氏は語った。 「ハッブルとそれが長年にわたってどのように進化したかを見れば十分です。部分的には新しい機器を導入することによるものですが、主に科学界が異なる優先順位や行う必要のある異なる領域があると判断したことによるものです。」
この柔軟性が可能なのは、Webb が、私たちがまだ考えていないアプリケーションも含め、さまざまな分野の研究に役立つように設計されているからです。ウェッブの 寿命は少なくとも 20 年と予測されてい ますが、その間に何ができるかについてはまだ検討が始まったばかりです。
「それがエキサイティングなことだよ。非常に強力で非常に有能な汎用天文台を構築する場合、それはコミュニティの創造性だけで多くの点で制限されます」とマコーリアン氏は語った。 「ウェッブは今私たちが作っているものです。」