Из-за ошибки в калибровке «Джеймс Уэбб» случайно открыл быстрый способ искать экзопланеты

Космический телескоп «Джеймс Уэбб» случайно нашел способ искать экзопланеты быстрее и дешевле, чем предполагалось. Все началось с рутинной процедуры — калибровки приборов. Звезда HD 101452 в созвездии Центавра четыре десятилетия служила эталоном для настройки инфракрасных телескопов: ее неизменный блеск позволял переводить электрические сигналы детекторов в физические величины — потоки излучения, светимости и температуры далеких объектов. В 2024 году ее включили в калибровочную программу CAL 4496 для настройки инструментов «Уэбба».

Во время коротких тестовых экспозиций на среднеинфракрасной камере MIRI оптическая система зафиксировала искажение формы светового пятна звезды. На снимках проявился ранее неизвестный спутник. Это привело к немедленному исключению HD 101452 из калибровочного каталога — ее вклад в совокупный поток системы превышает 3,5% в зависимости от фильтра, что делает звезду непригодной для роли абсолютного фотометрического эталона. Однако анализ данных дал неожиданный прикладной результат: короткие снимки без применения физических светозащитных экранов способны регистрировать холодные планеты-гиганты за десятки секунд экспозиции.

Открытие спутника стало техническим прецедентом. Традиционно регистрация тусклых объектов рядом с яркими звездами требует коронографа — оптического узла, блокирующего прямой свет звезды физической маской или фазовой пластиной. Коронографические наблюдения сопряжены с серьезными издержками: они требуют центрирования звезды на микроскопической маске с точностью до долей пикселя, создают мертвую зону, внутри которой регистрация объектов физически невозможна, а для калибровки светового ореола нужен многократный поворот телескопа вокруг оптической оси либо наведение на отдельную опорную звезду.

Съемка HD 101452 проводилась в базовом режиме прямого формирования изображения на субматрице детектора без коронографа. Главная трудность здесь — поведение инфракрасного детектора MIRI. При попадании высокой плотности фотонов в пиксель накапливающийся заряд начинает менять локальные электростатические границы, и вновь возникающие электроны смещаются в соседние, менее насыщенные пиксели. Этот эффект расширения зарядового пятна искусственно увеличивает диаметр яркой звезды и деформирует ее дифракционные кольца, перекрывая слабые сигналы ближе трех дифракционных пределов оптической системы.

Авторы исследования доказали, что эффект можно нейтрализовать математически. Для этого использовали метод референтной дифференциальной визуализации: в качестве опорного источника выбрали другую калибровочную звезду аналогичного спектрального класса — HD 2811 с практически той же звездной величиной в среднем инфракрасном диапазоне. Поскольку плотность фотонного потока от обеих звезд была близкой, полупроводниковая матрица MIRI сформировала одинаковые структурные искажения в обоих случаях. С помощью алгоритма анализа главных компонент профиль опорной звезды вычли из снимка целевой. Это позволило подавить остаточный звездный ореол вплоть до расстояний менее 2λ/D на длине волны 25,5 микрометра. На фильтре 15 микрометров за 17,3 секунды экспозиции был достигнут предел контраста 5,9·10⁻⁴ на угловом расстоянии менее 2,5 угловой секунды, а спутник выделен с отношением сигнал/шум, равным 40.

Физическая природа обнаруженного компаньона подтвердилась при сопоставлении координат MIRI с данными астрометрического каталога Gaia DR3. В каталоге Gaia этот спутник был зафиксирован в оптическом диапазоне еще в 2016 году, но не классифицирован как физический компаньон. Сопоставление координат за восьмилетний интервал подтвердило, что оба объекта перемещаются с одинаковой скоростью и направлением. Статистический тест дал величину Δχ² = 5953 в пользу общего перемещения, а вероятность случайного наложения далекой фоновой звезды составила 0,005%. Эффективная температура спутника — 3724 Кельвина, масса — в нижней части главной последовательности, спектральный класс — на границе между поздними оранжевыми и ранними красными карликами.

Дополнительно астрометрические данные Gaia выявили высокий показатель RUWE = 2,309 при норме для одиночных звезд до 1,25. При совмещении данных миссий Hipparcos и Gaia обнаружено вековое ускорение собственного движения со значимостью 51 сигма, соответствующее изменению тангенциальной скорости на 3300 метров в секунду. Поскольку спутник на расстоянии 211 астрономических единиц не способен вызвать столь мощное динамическое возмущение, в системе с высокой вероятностью присутствует еще один, третий компонент на более близкой орбите.

Возможность получать глубокие контрасты за десятки секунд без коронографа имеет прямое отношение к поиску экзопланет. Большинство инструментов прямого наблюдения оптимизированы под ближний инфракрасный диапазон, где астрономы сталкиваются с фундаментальными ограничениями физики планетных атмосфер. Когда температура газового гиганта опускается ниже 200–150 Кельвинов, водяной пар конденсируется в оптически плотный ярус облаков, газообразный метан накапливается в верхних слоях, создавая мощные полосы поглощения, а повышенная металличность усиливает непрозрачность оболочки. Тепловой поток из внутренних слоев планеты блокируется, и в диапазоне от 3,5 до 5 микрометров такие объекты становятся тусклыми.

В среднем инфракрасном диапазоне, где работает MIRI, ситуация меняется. На длинах волн более 15 микрометров планета излучает собственное тепло в виде непрерывного спектра, близкого к спектру абсолютно черного тела. Влияние облачности и молекулярного поглощения здесь минимально, а фотометрия на 15–25 микрометрах отражает общую светимость и температуру объекта, снижая неопределенность теоретических моделей.

Опираясь на кривые контраста, полученные при анализе HD 101452, авторы работы оценили способность MIRI обнаруживать реальные экзопланеты методом коротких некоронографических экспозиций. Для расчетов использовалась сетка эволюционных моделей BEX-ATMO. Рассматривались несколько типов близких к Солнцу звезд со схожей видимой яркостью в среднем инфракрасном диапазоне:

• Звезда Тигардена на расстоянии 3,8 парсека — старый красный карлик возрастом около 8 миллиардов лет. За 34,6 секунды экспозиции в фильтре F2100W прибор способен зафиксировать планету с массой менее 1 массы Юпитера на удалении от 15 астрономических единиц, а предел обнаружения на больших удалениях достигает 0,75 массы Юпитера.
• Молодые маломассивные звезды на расстоянии 6,5–8 парсек возрастом около 700 миллионов лет. За счет меньшего возраста планеты в таких системах сохранили больше внутреннего тепла от гравитационного сжатия. Предел чувствительности при аналогичной экспозиции — 0,7 массы Юпитера на орбитальных расстояниях от 8 до 10 астрономических единиц.
• Молодые движущиеся группы на расстоя