La vojaĝo de James Webb

Kio estas Kosmoteleskopo James Webb ?
Post multaj jaroj da prokrasto kaj unu monaton da vojaĝado, Kosmoteleskopo James Webb atingis ĝian orbiton ĉirkaŭ punkto de Lagrange, 1,5 milionoj da kilometroj for de la Tero. Estis granda spektaklo kiu rezultis je multaj horoj de maltrafita dormo por ĉiuj kiuj estas envolvitaj, kaj entuziasmuloj. Ne estis nur la vojaĝo kiu estis risko. Kun spegula diametro de 6,5 m ĝi estas multe tro granda por la haveblaj raketoj. Pro tio, ĝia spegulo konsistas el pluraj partoj, kiuj povas faldiĝi, same kiel la anteno, sunpaneloj kaj la sunŝirmilo. Nun ke la teleskopo estas en la kosmo, parto post parto estis faldita eksteren kiel origamia projekto. Bedaŭrinde tio ne signifas ke ĝi pretas por la fotado. Estas ankoraŭ du gravaj taskoj, kiuj daŭros ĉirkaŭ duonjaron. Unue, gravas ke la teleskopo malvarmiĝu, ĉar ĝia varmo kaŭzas bruon en la bildoj. Por tio oni simple atendu longan tempon, dum la teleskopo sendas la varmon al la kosmo. La sunŝirmilo intertempe certigas ke la teleskopo ne varmiĝu de la Suno. Tio estas malfacila tasko, ĉar la temperatura diferenco inter la du flankoj de la ŝirmilo estos pli ol 300°C. Due, la bildoj devas esti akraj. Por garantii tion, la malsamaj segmentoj de la spegulo enhavas meĥanismojn por iomete ŝanĝi sian pozicion kaj formon. Estas iomete kiel la lenso en homa okulo, kiu ŝanĝas sian formon per muskoloj. Per kompleksaj kalkuloj, oni povas eltrovi kiel ekzakte la speguloj devas ŝanĝiĝi por igi la bildon maksimume akra. Tiel la granda teleskopo povos vidi eĉ pli da detaloj ol siaj antaŭuloj. En ĉi tiu artikolo troveblas pli pri la speciala orbito de la teleskopo kaj kial ĝi necesas por la misio.

La pozicio de James Webb (L2) kompare al la Tero kaj Luno. La Suno estas pli longe for en la vera sunsistemo.

Mallonga historio de gravito
En la 18a jarcento, Leonhard Euler kaj Joseph-Louis Lagrange matematike pruvis la ekziston de kvin specialaj punktoj ĉirkaŭ la orbitoj de planedoj. En la tiel nomataj ”punktoj de Lagrange”, objekto restas en la sama loko relative al la Suno kaj planedo. Estis kvazaŭ ili trovis insulojn en konstante fluanta maro. Iliaj matematikaj pruvoj estis konfirmitaj kiam homoj trovis asteroidojn en la punktoj de Lagrange ĉirkaŭ la orbito de Jupitero, kaj poste kiam oni fiksis satelitojn ĉirkaŭ la Tero kaj la Luno. La ekzaktaj matematikaj esprimoj kiujn oni uzas por trovi punktojn de Lagrange estas tro detalaj por simpla blogafiŝo, sed la baza fenomeno estas intuicie komprenebla.

Unu el la unuaj modernaj priskriboj de orbitoj en la sunsistemo venis de Johannes Kepler. Surbaze de precizaj observoj, li kreis matematikajn leĝojn, kiuj priskribas la konduton de planedoj. Laŭ liaj leĝoj, orbitoj estas elipsoj, kaj la periodo (la tempo kiun la objekto bezonas por unu rondiro) dependas de la averaĝa distanco al la Suno. Lia modelo de la Sunsistemo estis multe pli bona ol tiuj de liaj antaŭuloj, sed ĝi ne estis kompleta. Mankis gravita forto en ĝi.

File:Solar system orbital period vs semimajor axis.svg
Ĉi tiu bildo montras kiel fore ligita la periodo de planeda orbito estas ligita al la distanco al la Suno. Bildo de Cmglee (https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Solar_system_orbital_period_vs_semimajor_axis.svg)

Pli bona modelo estis tiu de Isaac Newton. Li ne malkovris graviton, sed liaj antaŭuloj pensis ke la efikoj de gravito ekzistas nur sub la Luno. Per siaj pli universalaj leĝoj, Newton montris ke gravito ekzistas ankaŭ ekster la Tero kaj ke ĝi fakte estas la kaŭzo de planedaj orbitoj. Tiun ideon montras la fakto ke oni povas matematike pruvi la leĝojn de Kepler pere de la leĝoj de Newton, eĉ sen astronomiaj observoj. La modelo de Newton restis la plej preciza priskribo de gravito ĝis la 20a jarcento, kiam Albert Einstein publikigis sian teorion de relativeco. Malgraŭ tio, la modelo de Newton estas daŭre sufiĉe preciza por preskaŭ ĉiuj aplikoj. Ĝi estas ankaŭ matematike pli simpla, do ĝi estos uzata por la resto de ĉi tiu afiŝo.

Laŭ Newton, gravito estas forto kiu akcelas objektojn kun maso. La forto dependas de la masoj de la objektoj kaj la distanco inter ili. Se la maso de la Suno duobliĝus, ankaŭ la forto inter ĝi kaj planedo duobliĝus. La rilato inter la distanco kaj la forto estas inverse kvadrata. Tio signifas ke la forto kvarobliĝas kiam la distanco duoniĝas.

Planedo en preskaŭ cirkla orbito aspektas kvazaŭ ĝi ne akcelas. La rapido restas konstanta, do kion faras la gravita forto? Kio okazas estas ke la gravita forto ne ŝanĝas la rapidon de la objekto, sed la direkton. Imagu ke vi svingas globon en cirklo per ŝnuro. Eĉ se la rapido de la globo restas konstanta, oni sentas ke oni bezonas forton por ne lasi ĝin forflugi. La sama okazas en la Sunsistemo. Planedoj forflugus en rekta linio se la gravito de la Suno ne tirus al ili.

Same kiel atleto, la Suno bezonas forton por svingi objekton en konstanta cirkla orbito.

Per la modelo de Newton oni povas relative facile solvi la tielnomatan ”duastran problemon”. Tio estas problemo en kiu du astroj, ekzemple la Suno kaj la Tero, altiras unu la alian. Oni povas kalkuli ekzakte kiel la du objektoj moviĝas ĉirkaŭ punkto inter ili. La ekzakta pozicio de tiu punkto estas kalkulebla kiel iusenca averaĝo de la masoj. Oni esence balancigas la astrojn sur baskulo. En la kazo de la Tero, la masocentro troviĝas ene de la Suno, do la Tero esence orbitas ĉirkaŭ la Suno. Sed Jupitero estas tiel granda kaj tiel longe for, ke la masocentro troviĝas iomete ekster la Suno.

Kiam oni aldonas trian objekton kiel asteroidon aŭ sateliton, oni devas solvi ”triastran problemon”. Je ajna momento, ĉiu objekto estas altirata de ĉiuj aliaj objektoj. Tio igas la matematikon pli kompleksa kaj ne solvebla per belaj ekvacioj. Oni bezonas kalkuli ĉiujn poziciojn kaj rapidojn de ĉiuj objektoj por ĉiu tempopaŝo, do tio praktike ne eblas sen fortaj komputiloj. Bonŝance, oni povas plisimpligi la problemon. Se la tria objekto estas treege malgranda kompare al la aliaj du objektoj, ĝia gravito estas apenaŭ rimarkebla. Oni povas agi kvazaŭ la tria objekto estas altirata de la aliaj objektoj, sed ne inverse. Tiukaze oni solvas duastran problemon denove. Euler kaj Lagrange faris ekzakte tion kaj trovis solvon longe antaŭ komputiloj aperis sursceneje.

Kiel trovi punkton de Lagrange
Imagu ke vi estas objekto en cirkla orbito ĉirkaŭ la Suno. Uzante la leĝojn de Newton aŭ Kepler eblas kalkuli ke via rapido dependas de via distanco al la Suno. Oni povas kalkuli la necesan akcelon por specifa orbito ekzakte same kiel tiun de svingata globo. La sola diferenco inter atleto kaj la Sunsistemo estas ke la atleto povas ŝanĝi sian tirforton, dum la gravito de la Suno estas rekte ligita al ĝia maso. Tio signifas ke ankaŭ la periodo de planedo dependas de ĝia distanco. La Tero bezonas tutan jaron por sia orbito ĉirkaŭ la Sunon, dum la pli proksima planedo Merkuro bezonas nur 88 tagojn. Alivorte, objekto ekster la orbito de la Tero kun la sama periodo ne povus ekzisti.

La punktoj de Lagrange tamen ekzistas, pro tio ke oni ankaŭ konsideru la gravitan forton de la planedo. Objekto en punkto de Lagrange spertas forton de la Suno kaj planedo samtempe. Kiam tiuj fortoj estas paralelaj aŭ kontraŭparalelaj, oni povas adicii kaj subtrahi ilin. Tiel oni povas trovi la unuajn tri punktojn de Lagrange.

L1 troviĝas inter la Suno kaj la Tero. Kutime objektoj kiuj proksimas al la Suno moviĝas pli rapide ol la Tero ĉar ili spertas pli grandan gravitan forton, sed ne ĉi-foje. La gravito de la Tero iomete nuligas la gravitan forton de la Suno, kio malpliigas la totalan forton. En L1 ekzistas perfekta ekvilibro, kaj la objekto iras same rapide kiel la Tero. L2 troviĝas malantaŭ la Tero. Tie, objektoj moviĝas malpli rapide ol la Tero, ĉar ili spertas malpli grandan gravitan forton de la Suno. En L2, la aldona gravita forto de la Tero ekzakte sufiĉas por plirapidigi la objekton tiel, ke ĝi iras same rapide kiel la Tero. Laste estas L3, kiu troviĝas ekzakte je la alia flanko de la Suno. Ankaŭ tie troveblas loko kie la fortoj ekvilibras. Oni povas trovi L4 kaj L5 per similaj argumentoj, sed ili ne estas en rekta linio kun la Tero kaj la Suno, kio igas la matematikon pli kompleksa.

La pozicioj de ĉiuj punktoj de Lagrange en la Suno-Tero-sistemo. Bildo de NASA kaj Xander89 (https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Lagrange_points2.svg)

L2 ne estas tute stabila. Kiam oni troviĝas en L2 kaj movas sin en la direkto de la Suno aŭ la Tero, iliaj gravitaj fortoj ne plu estas en ekvilibro, kio faras ke oni grade forŝvebas. Tio signifas ke objekto kiel la James Webb aktive ĝustigu sian orbiton, ĉar la aliaj planedoj konstante masaĝas ĝin. En ĉiuj aliaj direktoj, L2 estas multe pli stabila. Oni povas kompreni la stabilecon de L2 kiel pilko sur malsamaj surfacoj. Se oni metas pilkon en duonsferan bovlon, gravito ĉiam tiras ĝin al la mezo de la bovlo, eĉ se oni donas puŝon al ĝi. Se oni anstataŭe inversigas la bovlon kaj metas la pilkon sur ĝin, ĝi emas forruli en ajna direkto, se oni ne konstante puŝas ĝin supren. L2 estas pli kiel selo. Se oni metas la pilkon ekzakte en la mezon, ĝi forrulos en unu el du direktoj, sed ne la aliaj.

File:Saddle point.svg
Ekzemplo de pilko sur selo. La pozicio de la pilko estas nur parte stabila, ĉar ĝi povas forruli en du direktoj. Bildoj de Nicoguaro (https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Saddle_point.svg)

James Webb estas en nestabila orbito ĉirkaŭ punkto tuj antaŭ L2. Tio signifas ke ĝi iras ĉirkaŭ malplena punkto en la kosmo. Tiu speciala orbito povas ekzisti pro tio ke la teleskopo sentas la gravitan forton de la Tero en specifa angulo, kaj centrifugan forton eksteren (tiu lasta ne estas “vera” forto, sed rezulto de la turniĝo). Oni povas simuli tion per pilko se oni svingas malrapide. La pilko rondiras ĉirkaŭ malplena punkto, sed tio eblas ĉar oni tiras ĝin parte suben kaj flanken samtempe, dum alia forto (ĉi-kaze gravito, en la kazo de James Webb la centrifuga forto) tiras la pilkon for de la centro. Sed kial la teleskopo bezonus tiel strangan orbiton?

Kial James Webb estas en punkto de Lagrange
Oni ofte aŭdas ke la James Webb estas la nova Hubble. Hubble observas jam dum pli ol 30 jaroj kaj ne havas senfinan vivon, sed James Webb ne anstataŭigos ĝin. Ĝi havas tute malsaman orbiton, malsamajn instrumentojn kaj malsamajn taskojn. Dum Hubble ĉefe observis videblan lumon, James Webb observos infraruĝan radiadon. Surtere oni ofte uzas infraruĝan radiadon por mezuri kiel varma io estas. Per infraruĝa kamerao oni tuj vidas homojn aŭ bestojn, kiuj estas multe pli varmaj ol la ĉirkaŭaĵoj. En la kosmo, infraruĝa radiado estas utila ĉar malsamaj materialoj ellasas aŭ tralasas malsamajn tipojn de radio, do la kosmo aspektas tute malsame en infraruĝa radiado kompare al videbla lumo.

Oni povas trovi varmajn bestojn per infraruĝa kamerao, ĉar ili elsendas malsaman “koloron” de radiado. Bildo de Arno/Coen (https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Thermographic_image_of_ringtailed_lemur.jpg)

Kiam oni scias pri la historio de Hubble, meti teleskopon en punkto de Lagrange sonas kiel granda risko. En la unuaj semajnoj post la debuto de Hubble, oni rimarkis ke la bildoj ne estis akraj pro eraroj en la lenso. Objektoj kiuj devus esti punktoj aspektis kiel makuloj. Bonŝance Hubble troviĝas en orbito ĉirkaŭ la Tero malpli ol 600 km super la surfaco. Oni kalkulis la erarojn kaj kreis optikan instrumenton, kiu funkcius iomete kiel okulvitroj. Tri jarojn post la komenco de la misio, oni sendis la Kosmopramon (Space Shuttle) Endeavour al Hubble kaj dum 11 tagojn instalis novajn instrumentojn. Estis granda laboro, sed la teleskopo estis savita kaj povis ekrigardi la limojn de la kosmo. Post tio okazis kelkaj pliaj misioj al la teleskopo por aliaj plibonigoj.

STS061-98-050 - Astronauts Musgrave and Hoffman during servicing of HST (Retouched).jpg
Hubble dum la unua misio por riparoj kaj plibonigoj. Bildo de Askeuhd (https://commons.wikimedia.org/wiki/File:STS061-98-050_-Astronauts_Musgrave_and_Hoffman_during_servicing_of_HST(Retouched).jpg)

Kun tiom da aferoj kiuj povas fuŝiĝi, nur frenezulo sendus teleskopon al punkto de Lagrange. L2 estas ĉirkaŭ kvar fojojn tiel longe for kiel la Luno kaj oni ne povas sendi astronaŭtojn tien por riparoj. Malgraŭ tio, James Webb ne estas la unua misio al punkto de Lagrange. Aliaj ekzemploj estas SOHO en L1 kaj Gaia en L2. Oni metas objektojn tiel longe for nur se la kondiĉoj estas pli taŭgaj por la misio, kaj tio certe estas la kazo por James Webb. Pro tio ke varmaj objektoj elsendas multe da infraruĝa radiado, la Suno, Tero kaj Luno kaŭzus tiom da bruo ke la teleskopo apenaŭ funkcius. En L2, la astroj estas pli longe for, sed ankaŭ ĉiam en la sama pozicio rilate al la teleskopo. La James Webb povas kovri ĉiujn tri per la sama ŝirmilo, kiu ne bezonas moviĝi kompare al la teleskopo mem. La sama argumento validas pri la anteno, kiun oni facile povas direkti al la Tero por konstanta kontakto.

Ironie, la teleskopo ankaŭ dependas de la Suno, kiu estas la fonto de ĝia energio. La varma flanko de la teleskopo havas sunpanelojn, kiuj bezonas kiel eble plej da lumo. Bedaŭrinde, la ombro de la Tero estas tre longa. Eĉ en L2, la Tero ankoraŭ blokas grandan parton de la Suno. Nur per ĝia larĝa orbito ĉirkaŭ la L2 punkto oni povas garantii ke la teleskopo ĉiam rekte ricevas la saman kvanton de lumo, kio ebligas konstantan temperaturon kaj elektron.

Sciante la planadon kiu necesis por ĉi tiu misio kaj kiom da aferoj povus fuŝiĝi, oni ne povas ne ami la James Webb. Ĝi estas tiel promesa ke la vicoj por uzi ĝin estas senfinaj. Kion ĝi malkovros ankoraŭ ne scieblas, sed klaras ke ĝia ekzisto enplektiĝos en la tuta scienco de astronomio.

3 pensoj pri “La vojaĝo de James Webb

  1. Bonega klarigo, tute precisa fizike, sen neniu formulo kaj nur kelkajn tre oportunajn bildojn!! Gratulon!! Eble en alia artikolo eble vi povus klarigi pli pri la taŭgeco de la infraruĝa radiado. Dankon!!

    Liked by 2 people

Respondi

Entajpu viajn informojn sube aŭ alklaku piktogramon por ensaluti:

WordPress.com Logo

Vi komentas per via konto de WordPress.com. Elsaluti /  Ŝanĝi )

Twitter picture

Vi komentas per via konto de Twitter. Elsaluti /  Ŝanĝi )

Facebook photo

Vi komentas per via konto de Facebook. Elsaluti /  Ŝanĝi )

Connecting to %s