WFIRST leiab siit - kui suudame selle salvestada.

Simulatsioonid näitavad, et järgmise põlvkonna kosmoseteleskoop on tõeliselt erakordne.

Sel esmaspäeval avalikustas Valge Maja oma kavandatud eelarve 2020. eelarveaastaks, milles täpsustatakse mitme föderaalameti, sealhulgas NASA rahastamine. Eelarves pakutakse kosmoseagentuurile välja 481 miljoni dollari suurune netokärbe, sealhulgas hämmastava 381 miljoni dollari suuruse rahastamise kärpimine laiekraaniga infrapuna-uuringute teleskoobi ehk WFIRST jaoks, mis plaanitakse käivitada 2020. aastate keskel. See on teine ​​sirge aasta, mil administratsioon on üritanud tappa kosmoseteleskoopi, mille päästis eelmisel aastal ainult kongress.

WFIRSTi vanem väljapakutud versioon, tagasi alates 2019. aastast. Pärast seda on teleskoop läbinud paar iteratsiooni, kuna selle teaduse eesmärgid on muutunud. Kujutise krediit: NASA.

Nagu arvata võis, on astronoomid, kes peavad WFIRSTi üheks NASA järgmise kümnendi peamiseks prioriteediks, - James Webbi kosmoseteleskoobi konkureerivate kulude ületamisega õigustatud stratagem - märkimisväärselt vastuseisuks. Nad väidavad, et kuueaastase projekti peatamine oleks löök astronoomiale kahes peamises valdkonnas:

  • Exoplaneti astronoomia, mis saab kasu WFIRSTi revolutsioonilistest väljavaadetest avastada uusi maailmu gravitatsioonilise mikrolülituse ja otsese pildistamise kaudu.
  • Kosmoloogia, mis saab WFIRSTi galaktika- ja supernoovavaatluste abil tumeda energia tiheduse, evolutsiooni ja põhiolemuse mõõtmise.

Pole üllatav, et teadlased on huvitatud WFIRSTist kvantitatiivsete ideede saamiseks tulemuste kohta, mida nad loodavad saada, ning viimaste aastate jooksul on tehtud üksikasjalikke simulatsioone, et teha kindlaks, mida see täpselt leiab. Mõistmaks just seda, miks WFIRSTi ellujäämine on nii suur asi, lubage mul tutvustada teid mõne sellise simulatsiooniga, mida 2020. aasta meie jaoks võib-olla on.

Enne kui me sinna jõuame, peaksin siiski teile natuke rääkima kosmoseaparaadist, millest me räägime. WFIRSTil on 2,4-meetrine teleskoop, mis on loodud infrapunakiirguse tuvastamiseks; see on sama suur kui Hubble'i kosmoseteleskoop ja seda saab vaadelda paljudel samadel lainepikkustel. See tiirleb tõenäoliselt kohas, mida nimetatakse Päikese-Maa Lagrange'i teiseks punktiks ja asub Maa öisest küljest kaugemal.

WFIRSTi koronograafi diagramm, mis näitab selle jahutusradiaatorit, spektrograafi ja muid võtmekomponente. Kujutise krediit: NASA / Goddardi kosmoselennukeskus.

Teleskoobi külge on ühendatud kaks instrumenti, mis muudavad WFIRSTi nii oluliseks: sobivalt nimetatud Wide Field Instrument (WFI), mis annab observatooriumile suure vaatevälja pildistamiseks ja spektroskoopilisteks vaatlusteks, ja Coronagraphic Instrument, millel on ka sarnased pildistamis- ja spektroskoopilisi võimalusi, kuid väikese vaateväljaga ning suudab tähtede valguse blokeerida, et näha neid ümbritsevaid tuhmi eksoplaneete.

Need instrumendid, mis töötavad tihedalt kosmoseaparaadil Maast 1,5 miljoni miili kaugusel, pakuvad edusamme kahes kiiresti arenevas valdkonnas: eksoplaneedid ja tume energia. Vaatame nüüd, mida astronoomid arvavad, et nad leiavad - ja vaatame mõnda ajakohastatud simulatsiooni.

Eksoplaneetide otsimine uut tüüpi objektiivide kaudu

Viimased 25 aastat on osutunud eksoplaneetilise astronoomia jaoks külluslikuks. Alates eksoplaneedi esmakordsest kinnitamisest 1992. aastal on astronoomid leidnud hämmastava 4000 eksoplaneedi umbes 3000 tähe ümber, kinnitust oodates veel palju. Neid planeete on suuresti tuvastatud kahe peamise tehnika abil:

  • Radiaalse kiiruse meetod, mis kasutab spektroskoopiat tähe liikumisel tekkivate häiringute avastamiseks, mis on põhjustatud tiirleval eksoplaneedil.
  • Transiidimeetod, mis otsib tähe heleduse langust eksoplaneedi liikumisel tähe ja Maa vahel.

Ehkki need mõlemad on andnud suurejoonelise hulga uusi maailmu, on nad mõlemad kallutatud planeetide leidmisele, mis on suured, massiivsed ja lähedal nende hosttähtedele. On olemas ka teisi meetodeid, mis seda eelarvamust vähendavad, näiteks gravitatsiooniline mikrolülitamine. Mikrolennustamine põhineb põhimõttel, et massiivne objekt väänab ruumi-aega ja seetõttu liikuvad läbi universumi valguskiired. See tähendab, et täht peaks moonutama tausttähtede valgust - ja kõik planeedid, mis seda tiirlevad, peaksid moonutusi aitama. Selgub, et need kõrvalekalded on mõõdetavad! See tehnika on tegelikult üsna hea väikese massiga eksoplaneetide leidmiseks orbitaalraadiuselt nagu Maa, kuid ideaaljuhul vajab see kõrgresolutsiooniga teleskoope ja selget taevast. Siiani on mikrolülituse abil avastatud väga vähe eksoplaneete.

Kunstniku mulje OGLE-2005-BLG-390Lb-st, eksoplaneet, mis avastati tänu gravitatsioonilise mikrolülituse kaudu 2005. aastal. Kujutise krediit: ESO, Creative Commons Attribution 3.0 3.0 -sportimata litsentsi alusel.

WFIRSTil on potentsiaal seda kõike muuta. Üks WFIRSTi eeliseid vanemate mikrolülituse uuringute ees on see, et see asub kosmoses, mis väldib atmosfääri moonutusi. See koos kõrgresolutsiooniga pildistamise ja suure vaateväljaga tähendab, et see suudab jälgida paljusid nõrku tähti, mis on maapealse mikrolülituse uuringute jaoks teostamatud sihtmärgid.

Üks paber, mis seda võimekust demonstreerib, on Penny jt. 2018, eelmisel aastal tehtud analüüs. Rühma eesmärk oli simuleerida seondunud planeedi mikrolülituse sündmuste avastamise määra - see tähendab tähtede ümber tiirlevate eksoplaneetide mikrolõhkemise tuvastamist, mitte kosmoses iseseisvalt ujudes. Neil oli mitu väljakutset, millega hakkama saada:

  • WFIRSTi disain on aja jooksul muutunud, nii et nad pidid arvestama mitmete mineviku seadistustega.
  • Avastamise tundlikkuse künnis ei ole täielikult kokku lepitud, isegi teiste mikrotulemuste uuringute puhul.
  • Binaarsed tähed võivad tekitada palju valepositiivseid tulemusi, kusjuures üks komponent jäljendab eksoplaneeti.

Esiteks Penny jt. kasutas taeva simuleerimiseks programmi GULLS sünteesitud tähtkataloogide ja galaktika mudeli abil, piirates simulatsioone hoolikalt WFIRSTi tegelike vaateväljadega. Nad pidid sisaldama laia valikut tähtede ja planeetide omadusi, mida nad tegid, eeldades teatud massifunktsioone - seadusi, mis ennustavad, kui sageli konkreetse massiga keha ja vastavad omadused ilmnevad andmekogumis. Sealt genereerisid nad mikrolülitamise sündmusi ja arvasid, mitu neist vastaks teleskoobi avastamislävele, kasutades parameetrit ∆χ², mis seati väärtusele 160. Kui statistiline kogus, mida nimetatakse as² („chi-ruut”), oli suurem kui 160 antud sündmuse korral loeti see tuvastamiseks.

Simulatsioonid näitasid, et WFIRST peaks nägema umbes sada eksoplaneeti planeedil Maa massi või vähem - tegelikult kokku 200, mis on 3 Maa massist väiksem või sellega võrdne, lähtudes praeguse (“Tsükkel 7”) WFIRSTi kavandist. Kokku peaks esimene mikrolülituse uuringu abil meetodit leidma 1400 eksoplaneeti, mis on mitu korda suurem kui mikrolülituse käigus avastatud praegune arv.

Joonis 8, Penny jt. Siin on mitmeid simulatsiooni tulemusi, mis põhinevad erinevatel WFIRSTi konstruktsioonidel ja eksoplaneedi massifunktsioonidel. Teleskoop näib olevat optimeeritud Maa ja Uraani vaheliste massiplaneetide jaoks, sealhulgas supermaad, paksu gaasilise atmosfääriga maapealsete objektide hübriidsesse klassi.

Üldiselt näitavad simulatsioonid tunduvalt suuremat tundlikkust eksoplaneetide suhtes vahemikus 1–10 AU, mille orbitaalraadiused on sarnased Maale ja Marsile. Peaksime ootama ka paljude Maa-planeedi planeete, mida pole kunagi varem selles orbitaalvahemikus täheldatud. See tähendab, et WFIRST võib-olla suudab meile näidata meie enda planeedisüsteeme, mida Kepler ja muud kosmoseteleskoobid ei saa. Selle olulisust ei saa alahinnata.

Joonis 9, Penny jt. See peaks proovima sind minema “Vau”. See näitab, kuidas WFIRST uurib uusi eksoplaneetide populatsioone, mida olemasolevad teleskoobid pole kunagi näinud.

Nüüd saab WFIRST oma mikrolülitusmõõtmiste täiendamiseks ka eksoplaneete tuvastada otsese kuvamise abil. Otsepildistamine on tehnika, mis teeb pilte tähesüsteemist, kuid blokeerib tähelt tuleva valguse, võimaldades teleskoobil näha läheduses olevaid õhemaid objekte. Ehkki see on kehadele Jupiteri massist mitu korda tundlikum, sobib see hästi eksoplaneetide jaoks, mis tiirlevad veelgi kaugemale nende tähtedest. Sarnaselt mikrolülitamisega on ka otsene pildistamine seni olnud väga vähe edu.

Otsest pildistamist kasutades peaks WFIRSTi koronagraaf avastama umbes kümmekond eksoplaneeti, mis asuvad 3–10 AU nende peremeestähtedest. Tänaseks ei ole otsest Maa peal teleskoopide abil pildistamist õnnestunud leida paljudest levila vahemikust eksoplaneete - veel üks põhjus, miks WFIRST on alustatud eksoplaneedi astronoomia piiride tõukamiseks.

Valguse heide pimedusele

Samal ajal, kui eksoplanetoloogia hakkas õhkutõusma, kerkis tume energia moodsa kosmoloogia esirinnas. 1990ndate lõpus mõõtsid High-Z Supernova otsimisrühm ja Supernova kosmoloogiaprojekt sõltumatult Ia tüüpi supernoovade valikuid - plahvatavad valged kääbused binaarsüsteemides. Eeldatakse, et enamikul neist supernoovadest on sama heledus, mis teeb neist kasulikud tavalised küünlad. Kasutades Ia tüüpi supernoovasid galaktikate taandumiskiiruse mõõtmiseks, esitasid rühmad selged tõendid, et universumi laienemine kiireneb - see on Nobeli preemiaga võidetud tulemus.

Joonised 4 ja 5, Riess et al. 1998. Need diagrammid kujutavad Ia tüüpi supernoovade vahemaa moodulit nende punanihke suhtes. Andmepunktide suundumus näitas, et universum laieneb - ja seda kiiremini.

Astronoomid usuvad, et tume energia on vastutustundlik. Me teame, et see on olemas kõikjal ja moodustab umbes kaks kolmandikku universumist, kuid keegi ei tea, mis see tegelikult on. Tume energia peamine omadus on kodeeritud selle olekuvõrrandisse, mis kirjeldab, kuidas selle rõhk ja tihedus on üksteisega seotud. Võrrand hõlmab võtmekogust, mida nimetatakse olekuparameetri võrrandiks w. See omakorda võib laguneda avaldiseks, mis hõlmab kahte muud suurust, w₀ ja wₐ, mis iseloomustavad w hetkeväärtust ja selle arengut ajas. Vaadates supernoove erinevatel vahemaadel, saame mõõta mõlemat suurust.

WFIRSTi taga olev meeskond on kavandanud teleskoobi jaoks viieaastase missiooni, mis hõlmab kuuekuulisi supernoova vaatlusi Wide Field Instrumendi abil. See on suhteliselt lühike aeg, nii et teadlased peavad olema võimalikult tõhusad. Rühm astronoome (Hounsell jt 2018) otsustas optimaalse strateegia leidmiseks simuleerida 11 erinevat WFIRSTi vaatlustehnikat.

Joonis 4, Hounsell et al. 2018. Siin on valik simuleeritud supernoova valguse kõveraid, mida on näha läbi paljude erinevate filtrite. Pange tähele, et mõõtemääramatused suurenevad märkimisväärselt punastes suurtes nihetes.

Ma peaksin selgitama, mida mõtleme strateegia all. Mõiste, mida siin kasutatakse, tähistab filtrite kogumit, mõõteriista (lainurkkaamera pildistaja või IFC-S spektrograaf) ja taevapiirkondi, mida uurida. Meeskonna simuleeritud 11 erinevat strateegiat kasutasid ülaltoodud kombinatsioone. Näiteks strateegia Imaging: Lowz kasutab ainult WFC, samuti Y + J ja J + H filtreid.

Simulatsioonid hõlmasid tarkvarakomplekti SNANA, mis analüüsis iga strateegia toimimist, samuti SALT2 spektrimudelit, mida kasutati Ia tüüpi supernoovade populatsioonide ja nende valguskõverate genereerimiseks. Muude koostisosade lisamiseks kasutati mitmeid muid vahendeid, näiteks kosmoloogilisi parameetreid. Selle asemel, et iseloomustada iga uuringu õnnestumist avastatud supernoovade arvuga, kasutas meeskond kogust, mida nimetatakse teenete arvuks (FoM). Mida kõrgem on FoM, seda tõhusam ja täpsem on strateegia.

Lõpuks valisid astronoomid neli strateegiat, mille FoM-id on kõrgeimad: SDT *, SDT * Highz, Imaging: Allz ja Imaging: Highz *. Kaks esimest on WFIRSTi teaduse määratlusmeeskonna algselt soovitatud strateegia modifikatsioonid ja kasutavad nii IFC-S kui ka WFC-d, kaks viimast on ainult kuvamisstrateegiad ja kasutavad lihtsalt Wide Field Camera. Kõigil peaks FoM-i väärtused olema optimistlikult vahemikus 338–369, mis tähendaks w₀ ja wₐ mõõtmise standardhälbeid umbes 0,035 ja 0,17. Võrreldes praeguste mõõtmiste ning w₀ ja wₐ määramatustega (−0,91 ± 0,10 ja −0,39 ± 0,34) on need olulised parandused.

Joonis 13, Hounsell et al. 2018. Nelja valitud strateegia usaldusvahemikud on palju paremad kui usaldusvahemikud, mis on saadud muude meetodite abil (näiteks barüoon-akustiliste võnkumiste uurimine kosmilise mikrolaine taustal) või isegi WFIRSTi meeskonna pakutud algsest strateegiast.

Sõltumata kasutatavast konkreetsest vaatlusstrateegiast ootame WFIRSTilt hämara energia ees häid tulemusi - palju paremaid kui teiste meetodite abil leitud. Kui WFIRSTi meeskond otsustab võtta simulatsioonid Hounsellilt jt. aga arvestame sellega, et meil on veelgi paremaid piiranguid - ja seda just supernoova vaatluste kaudu! WFIRSTil on ka potentsiaal seada nendele parameetritele täiendavaid piiranguid, jälgides, kuidas galaktikad rivistuvad taevas, aidates meil välja mõelda massi jaotust universumis ja seetõttu seda, kuidas tume energia kujundab kosmoset.

Miks on teleskoop WFIRST seda tegema?

Lähme tagasi sinna, kus alustasime, ja esitame võtmeküsimuse: kui meil on James Webbi kosmoseteleskoop (JWST) valmis paari aasta pärast turule tooma, miks on meil vaja samal ajal ehitada veel üks kallis projekt? Miks ei saa JWST teha ka mikrolõike mõõtmisi või jälgida kaugelt supernoove, et aidata meil tumeda energia olemusest aru saada? Lõppude lõpuks peetakse seda peaaegu kolme aastakümne jooksul kosmosepõhiste vaatluste tugisamba Hubble'i kosmoseteleskoobi järeltulijaks.

Noh, WFIRST on loodud spetsiaalselt kaheks ülalkirjeldatud peamiseks ülesandeks: mikrolülitamine ja Ia tüüpi supernoovavaatlused. Nagu Penny ise ütles, on üks eelis JWSTi või mõne muu kosmosepõhise teleskoobi ees selles, et sellel on nii kõrge eraldusvõime kui ka suur vaateväli. Me ei tea, millal võib toimuda mikrolennu sündmus, seetõttu peame jälgima suuremaid osi taevast. Kuna WFIRST on suure vaateväljaga ja suudab koguda kvaliteetseid andmeid, eraldab see WFIRSTi. Sama loogika kehtib ka tumeenergia uurimisel. JWST suudab vaadata õhemaid ja kaugemaid supernoovasid kui WFIRST, osaliselt seetõttu, et see on tundlik pikema valguse lainepikkuse suhtes, kuid WFIRSTi suur vaateväli muudab selle palju paremaks tööriistaks kogu supernoova populatsiooni uurimiseks.

Kunstniku mulje James Webbi kosmoseteleskoobist. JWST võib olla üks põnevamaid instrumente, mis on saadaval lähiaastatel, kuid nii on ka WFIRST - ja need kaks on väga erinevad teleskoobid. Kujutise krediit: NASA

Ärgem unustagem ka vana kõnekäändu, et kaks teleskoopi on paremad kui üks. Pidage meeles, miks supernoova strateegiauuring oli esiteks oluline: aega, mille WFIRST sellele pühendada võib, on äärmiselt piiratud - võib-olla ainult kuus kuud! James Webbi kosmoseteleskoop, millel on järgmise põlvkonna võimalused eksoplaneedi atmosfääri ja protogalaksia uurimiseks, on eriti hõivatud, kuna ei võeta arvesse monumentaalseid probleeme, mille WFIRST eesmärk on rohkem valgust heita.

Minu ennustatud ennustused - see, et WFIRST suudab gravitatsioonilise mikrolülituse abil avastada 1400 eksoplaneeti ja pakub tumeda energia omadustele tihedaid piiranguid - pole minu pärand. Need on teleskoopi lähedalt tundvate astronoomide hoolika simulatsiooni tulemus. Nii et kui kuulete teadlase passiivset kaitset selle üle, miks me peame seda teleskoopi elus hoidma, siis teate, miks nad on sellesse nii investeerinud.

2020. aastad on astronoomia jaoks veel üks põnev kümnend. Ma näen sind seal.