Un gemelo digital del James Webb permite ver planetas hasta 15 veces más débiles

Las cámaras de Webb ya habían captado el planeta. Estaba dentro de imágenes de una estrella joven y cercana, oculto bajo una neblina de luz estelar residual, y el método habitual para limpiar esas imágenes no lograba extraerlo. Una nueva técnica que reconstruye en software el telescopio espacial James Webb y después resta el resplandor que predice esa copia virtual ha conseguido hacerlo visible.

La mejora es considerable. Aplicado a observaciones ya existentes de Webb, el método hizo que los planetas débiles fueran entre dos y quince veces más fáciles de detectar que con la técnica de estrella de referencia en la que los astrónomos han confiado durante dos décadas, según un artículo en Nature dirigido por Rodrigo Ferrer-Chavez, de Northwestern University. Es posible que el archivo de Webb ya albergue mundos que nadie ha visto, y que los futuros telescopios concebidos para fotografiar un gemelo de la Tierra no necesiten ser tan extraordinariamente estables.

El planeta recuperado es 51 Eridani b, un joven gigante gaseoso situado a unos 96 años luz que los telescopios terrestres fotografiaron por primera vez hace aproximadamente una década. La novedad está en la longitud de onda. El método, llamado FLIP, siglas de Physics-based Learning for Imaging Planets, captó el planeta a 4,3 micras, donde el dióxido de carbono de su atmósfera absorbe con fuerza y donde un análisis anterior de exactamente los mismos datos de Webb no había encontrado nada.

Por qué un planeta puede ocultarse a plena vista

Incluso los planetas gigantes jóvenes más brillantes son aproximadamente 100.000 veces más tenues que sus estrellas en luz del infrarrojo cercano, señala el artículo. Para ver uno, la cámara NIRCam de Webb utiliza un coronógrafo, una máscara que bloquea el disco de la estrella. Aun así, parte de la luz se filtra a su alrededor y se extiende formando una neblina moteada, y esa neblina suele ser más brillante que cualquier planeta que se encuentre en su interior.

La solución habitual es la sustracción. Los astrónomos fotografían una segunda estrella, tratan esa imagen como una plantilla del resplandor y la restan de la imagen del objetivo. «Durante los últimos 20 años, los astrónomos han abordado este problema observando una estrella diferente y utilizando su imagen como referencia», afirmó Jason Wang, profesor adjunto de Física y Astronomía en Northwestern y coautor del estudio.

El punto débil es que el telescopio nunca permanece perfectamente inmóvil entre las dos tomas. «Pequeños cambios térmicos podrían hacer que un espejo se expandiera o se contrajera un picómetro», explicó Wang, quien añadió que los motores de los criorefrigeradores de Webb pueden hacer vibrar los espejos. Cada cambio altera el patrón de resplandor, por lo que la plantilla nunca termina de coincidir, y el residuo puede ocultar un planeta débil.

Cómo lo hicieron

En lugar de tomar prestado el resplandor de otra estrella, FLIP lo calcula. El equipo partió de STPSF, el modelo óptico estándar de Webb mantenido por el Space Telescope Science Institute, y lo reconstruyó en PyTorch, una biblioteca de programación diseñada para entrenar redes neuronales. Eso hizo que todo el modelo fuera diferenciable: el software puede determinar cómo afecta cada parámetro a la imagen final y ajustarlos todos a la vez.

El modelo tiene cuatro grupos de parámetros libres. Cubren el brillo de la estrella y su posición exacta detrás de la máscara, las distorsiones de la luz antes de la máscara, las distorsiones posteriores y la respuesta de cada píxel del detector. En total, la optimización ajusta alrededor de un millón de parámetros, y una ejecución tarda unos 35 minutos en una única tarjeta gráfica NVIDIA A30.

Primero se calibra el modelo con una estrella de referencia, de modo que parte de una respuesta cercana a la correcta, y después se ajusta sobre la propia imagen científica para absorber todo aquello que haya cambiado el telescopio entre medias. «Utilizamos las mismas herramientas computacionales que emplean los investigadores para entrenar modelos de IA, pero en realidad no usamos IA», señaló Wang. «Como ya conocemos la física, no necesitamos IA para entender qué está ocurriendo».

El riesgo evidente es que un modelo flexible aprenda a borrar el planeta junto con el resplandor. Para evitarlo, el equipo insertó planetas falsos en cada imagen y siguió cómo de claramente destacaban a medida que avanzaba la optimización, deteniéndola cuando su señal alcanzaba el máximo o se estabilizaba. Esos mismos planetas insertados también miden cuánta señal real elimina el método.

Quince veces mejor, pero no en todas partes

El equipo probó FLIP con tres conjuntos de datos publicados de Webb. Dos estrellas objetivo con planetas conocidos, HIP 65426 y 51 Eridani. La tercera, TYC 5899, no tiene compañeros conocidos y fue observada cuatro meses después de sus estrellas de referencia, un intervalo largo durante el cual la óptica del telescopio derivó de forma apreciable.

En HIP 65426 b, el primer exoplaneta que Webb obtuvo directamente en imagen, la señal resultó aproximadamente 1,6 veces más intensa que con el método estándar, conocido como KLIP. En 51 Eridani b, a una longitud de onda ligeramente más corta, fue 2,1 veces más intensa. A 4,3 micras, el planeta apareció con una relación señal-ruido de 6,3, superando el umbral de cinco sigmas para una detección allí donde el análisis original no había visto nada.

La mayor mejora se produjo con TYC 5899, el conjunto de datos afectado por la deriva. Allí, FLIP pudo detectar planetas unas 15 veces más débiles que KLIP a medio segundo de arco de la estrella, y unas cinco veces más débiles a un segundo de arco. Un segundo de arco equivale aproximadamente a la anchura de una moneda vista desde unos cinco kilómetros de distancia.

Ese caso es el que más importa para los descubrimientos. Muchas campañas de Webb utilizan otros objetivos observados con semanas o meses de separación como estrellas de referencia, y el artículo contabiliza más de 100 observaciones realizadas de este modo, incluidos los programas GO 5835 y SURVEY 6005. Todas ellas podrían reprocesarse.

La longitud de onda también importa. El dióxido de carbono absorbe con fuerza a 4,3 micras, lo que atenúa un planeta pero revela cuán rica es su atmósfera en elementos pesados, y la propia atmósfera de la Tierra bloquea esa luz, por lo que ningún telescopio terrestre puede medirla. Trabajos anteriores sugirieron que 51 Eridani b contiene una proporción de elementos pesados aproximadamente cinco veces mayor que la de su estrella; la nueva imagen ofrece una manera de comprobarlo.

Lo que el método no resuelve

FLIP no descubrió un planeta nuevo. Los tres planetas que detectó ya eran conocidos, y los planetas falsos insertados en los datos de TYC 5899 muestran lo que el método podría encontrar, no lo que ha encontrado. El primer descubrimiento auténtico, si llega, tendrá que superar comprobaciones independientes.

El método también se queda por debajo de su propio techo. Un modelo físico perfecto alcanzaría el límite de ruido de fotones, el umbral impuesto por la llegada aleatoria de la propia luz. FLIP se acerca mucho más a él que KLIP, pero no lo alcanza en ninguna de las observaciones. Los autores añaden que su modelo todavía no puede indicar, con barras de error, cuánto se desplazó realmente el telescopio, y que una estrella brillante cercana en el campo de TYC 5899 sobrevivió a la sustracción de forma distorsionada.

Las pruebas abarcan además un solo instrumento, NIRCam de Webb, con dos tipos de coronógrafo y un puñado de filtros. Los telescopios terrestres, con volúmenes de datos mucho mayores y una atmósfera turbulenta a través de la que observar, plantean un problema más difícil que FLIP aún no ha abordado.

Por qué le importa a un telescopio futuro

El propuesto Habitable Worlds Observatory de la NASA está concebido para fotografiar planetas similares a la Tierra alrededor de estrellas semejantes al Sol, planetas aproximadamente diez mil millones de veces más débiles que su estrella. Con el enfoque actual, afirma el artículo, un telescopio así debe mantener su óptica estable al nivel del picómetro, entre 100 y 1.000 veces más estable que Webb, y ese requisito determina buena parte de la dificultad de la misión.

Si el software puede corregir la deriva en vez de eliminarla mediante ingeniería, parte de esa carga se aligera. «No conocemos planetas alrededor de otras estrellas que sean como los de nuestro propio sistema solar», afirmó Ferrer-Chavez. «No es que no existan. Es que no podemos verlos».

Preguntas habituales sobre Webb y la obtención de imágenes de exoplanetas

¿Cómo fotografía el telescopio James Webb los exoplanetas?

Webb bloquea la luz de una estrella con un coronógrafo, una máscara integrada en sus instrumentos NIRCam y MIRI, y después elimina mediante software el resplandor restante. Lo que queda puede mostrar un planeta como un débil punto de luz. Funciona mejor con planetas gigantes jóvenes, calientes y alejados de sus estrellas, que todavía brillan en luz infrarroja.

¿Qué es 51 Eridani b?

Es un joven gigante gaseoso que orbita la estrella 51 Eridani, a unos 96 años luz de la Tierra, en la constelación de Eridanus. El sistema tiene unos 20 millones de años, por lo que el planeta aún brilla con el calor residual de su formación. Fue descubierto con el Gemini Planet Imager, un instrumento terrestre, y anunciado en 2015.

¿Utilizó FLIP inteligencia artificial?

No en el sentido de una red neuronal entrenada. Toma prestadas las herramientas de optimización utilizadas para entrenar modelos de IA, incluida la biblioteca PyTorch y el optimizador Adam, pero el propio modelo está construido a partir de la física conocida del telescopio.

¿Podría esto ayudar a encontrar un planeta similar a la Tierra?

No directamente con Webb, pero podría facilitar la construcción de telescopios futuros. El Habitable Worlds Observatory, cuyo lanzamiento está previsto para la década de 2040, debe ser extremadamente estable para obtener imágenes de gemelos de la Tierra, y un software que corrija las inestabilidades podría relajar ese requisito, sostienen los autores.

Qué viene ahora

El estudio se publicó en Nature el 4 de noviembre de 2026. El equipo utilizará la nueva detección a 4,3 micras para medir el brillo del planeta en esa longitud de onda y rehacer el análisis de su atmósfera, y quiere ampliar FLIP a MIRI, el instrumento de infrarrojo medio de Webb, y al Nancy Grace Roman Space Telescope de la NASA. Dado que se espera que la misión Gaia revele miles de planetas gigantes en órbitas amplias, no faltarán objetivos para una mirada más aguda.

Referencia: Ferrer-Chavez et al., «Imaging exoplanets below the telescope stability limit,» Nature, 2026. DOI: 10.1038/s41586-026-11213-z

Etiquetas: astronomia, James Webb Space Telescope, exoplanetas, 51 Eridani b, imagen directa, NIRCam