El gran espejo dorado del telescopio espacial James Webb no siempre se utiliza como una única superficie colectora. En un modo de observación especializado, una máscara selecciona pequeñas zonas del espejo y las hace trabajar como una red de telescopios diminutos, capaz de distinguir detalles angulares más finos que los de una imagen infrarroja convencional.

NASA Blogs informó de estos resultados el martes, 4 de agosto. Los trabajos reunidos examinan tres escenarios muy distintos: la producción de polvo en la binaria masiva WR 137, el crecimiento de dos planetas alrededor de PDS 70 y la actividad volcánica que modifica continuamente la superficie de Ío.

La técnica se denomina interferometría con máscara de apertura, o AMI por sus siglas en inglés. Una placa con varios orificios se introduce en el recorrido de la luz y deja pasar únicamente haces procedentes de partes concretas del espejo principal. Cuando esos haces se combinan, producen franjas de interferencia cuya forma contiene información sobre distancias, tamaños y contrastes de brillo.

La ventaja no consiste simplemente en ampliar una fotografía. Los astrónomos deben medir con gran precisión las franjas y reconstruir después el objeto mediante algoritmos, calibradores y modelos físicos. Como la máscara bloquea buena parte de la luz, AMI funciona mejor con fuentes relativamente brillantes que contienen componentes débiles y muy próximas entre sí.

En Webb, esta capacidad pertenece al instrumento NIRISS, el generador de imágenes en el infrarrojo cercano y espectrógrafo sin rendija construido por la Agencia Espacial Canadiense. La estabilidad térmica y óptica del observatorio espacial permite conservar señales interferométricas delicadas, mientras que la geometría de la máscara ayuda a identificar qué parejas de orificios producen cada patrón.

WR 137 es un laboratorio especialmente exigente. El sistema contiene una estrella Wolf-Rayet de enorme luminosidad, con una masa cercana a diez veces la solar, y una compañera de unas 17 masas solares. Ambas completan una órbita en 13,1 años y expulsan vientos potentes que chocan, comprimen el gas y crean regiones donde este puede enfriarse hasta formar granos de polvo.

El equipo DustERS consiguió separar espacialmente la emisión débil situada en las 100 a 200 unidades astronómicas interiores de la zona de colisión. Aunque esa distancia sería varias veces mayor que la órbita de Neptuno, vista desde la Tierra ocupa un ángulo diminuto. Además, el polvo debe detectarse junto al intenso resplandor de las dos estrellas.

Los modelos habituales sugerían una espiral similar a un molinete, producida por la combinación del flujo de material y el movimiento orbital. Webb mostró, en cambio, una distribución casi recta. La geometría inesperada podría revelar diferencias entre los vientos de las estrellas, una producción de polvo concentrada en ciertas fases orbitales o procesos de enfriamiento más complejos de lo supuesto.

La reconstrucción exigió simulaciones capaces de comparar configuraciones físicas con las señales de AMI. El resultado no solo ofrece una nueva imagen de WR 137, sino que mejora las herramientas necesarias para estudiar otras binarias. Comprender estos sistemas también aclara cómo las estrellas masivas dispersan elementos procesados y partículas sólidas que acabarán incorporándose a generaciones posteriores de estrellas y planetas.

PDS 70 representa una fase mucho más temprana de la arquitectura planetaria. Es una estrella parecida al Sol, de unos cinco millones de años y situada a aproximadamente 370 años luz. Su disco protoplanetario conserva gas y polvo del proceso de formación estelar, y en su interior orbitan los gigantes PDS 70 b y PDS 70 c, dos de los planetas más jóvenes fotografiados directamente.

Las observaciones a 4,8 micras midieron por primera vez con precisión interferométrica el brillo de ambos planetas en esa región del infrarrojo. La señal supera la prevista para sus atmósferas aisladas. Una explicación coherente es la presencia de material circunplanetario a unos 50 grados Celsius bajo cero, suficientemente templado para contribuir de forma notable a la emisión detectada.

El hallazgo complica, pero también enriquece, la interpretación de los planetas jóvenes. Parte de la luz atribuida a un mundo puede proceder del borde interno de su disco de acreción, donde cae el material que alimenta su crecimiento. Nuevas observaciones en longitudes de onda cercanas permitirán separar ambas contribuciones y precisar la temperatura y la posición del polvo.

Ío planteó un desafío diferente porque no se comporta como un punto simple ni como una estructura regular. Su disco contiene numerosos volcanes, zonas térmicas y depósitos superficiales, y su tamaño aparente durante la observación impedía aplicar sin cambios los procedimientos interferométricos estándar. Para resolverlo, el equipo recurrió a redes neuronales capaces de aprender patrones complejos en datos simulados y observados.

Cinco imágenes obtenidas durante aproximadamente media hora localizaron varios focos volcánicos y una emisión extendida sobre la luna. Las estructuras dominantes, de cerca de 362 kilómetros, probablemente corresponden a regiones emisoras de volcanes individuales. Otras, en torno a 580 kilómetros, podrían relacionarse con escarcha de dióxido de azufre. La coincidencia con mediciones del telescopio terrestre Keck II reforzó la credibilidad del método.

Los tres casos muestran que la resolución de un observatorio no depende únicamente del diámetro de su espejo. La selección óptica de la luz y el análisis computacional pueden recuperar información adicional, aunque a cambio de menor sensibilidad y de una interpretación más laboriosa. Esa combinación será relevante para futuros instrumentos y para conceptos como el Habitable Worlds Observatory, que deberá separar planetas extremadamente débiles del resplandor de sus estrellas.