Un gemelo digital del telescopio James Webb hace hasta 15 veces más fácil ver planetas

Las cámaras de Webb ya habían captado el planeta. Estaba dentro de las imágenes de una estrella joven y cercana, oculto bajo una neblina de luz estelar remanente, y la forma estándar de limpiar esas imágenes no lograba extraerlo. Una nueva técnica que reconstruye el James Webb Space Telescope mediante software y luego resta el resplandor que predice esa copia virtual ahora lo ha hecho 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 publicado en Nature y liderado por Rodrigo Ferrer-Chavez, de Northwestern University. El archivo de Webb quizá ya contenga mundos que nadie ha visto, y los futuros telescopios diseñados para fotografiar un gemelo de la Tierra podrían no necesitar ser tan extraordinariamente estables.

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

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Por qué un planeta puede esconderse a plena vista

Incluso los planetas gigantes jóvenes más brillantes son aproximadamente 100.000 veces más débiles que sus estrellas en luz del infrarrojo cercano, señala el artículo. Para poder 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 dispersa en una neblina moteada, y esa neblina suele ser más brillante que cualquier planeta que se encuentre dentro de ella.

La solución habitual es la sustracción. Los astrónomos fotografían una segunda estrella, tratan esa imagen como una plantilla del resplandor y la restan 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 asistente de física y astronomía en Northwestern y coautor del estudio.

La debilidad radica en que el telescopio nunca permanece perfectamente inmóvil entre ambas tomas. «Pequeños cambios térmicos podrían hacer que un espejo se expandiera o 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 coincide del todo 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. Esto 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 cuenta con cuatro grupos de parámetros libres. Estos abarcan 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 a ella 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 sola tarjeta gráfica NVIDIA A30.

El modelo se calibra primero con una estrella de referencia, de modo que comienza cerca de la respuesta correcta, y luego se ajusta sobre la propia imagen científica para absorber cualquier cambio que haya experimentado el telescopio entre ambas observaciones. «Utilizamos las mismas herramientas computacionales que los investigadores emplean para entrenar modelos de IA, pero en realidad no usamos IA», dijo Wang. «Como ya conocemos la física, no necesitamos IA para entender lo que 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 qué tan claramente sobresalían mientras avanzaba la optimización, deteniéndola una vez que su señal alcanzaba un máximo o se estabilizaba. Los 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 correspondían a 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 prolongado 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 al ancho de una moneda vista desde unos cinco kilómetros de distancia.

Ese caso es el más importante para los descubrimientos. Muchos estudios de Webb utilizan como estrellas de referencia otros objetivos observados con semanas o meses de separación, y el artículo contabiliza más de 100 observaciones realizadas de este modo, incluidos los programas GO 5835 y SURVEY 6005. Todos ellos podrían reprocesarse.

La longitud de onda también importa. El dióxido de carbono absorbe intensamente a 4,3 micras, lo que atenúa un planeta, pero revela cuán rica es su atmósfera en elementos pesados, y la propia atmósfera terrestre bloquea esa luz, por lo que ningún telescopio terrestre puede medirla. Trabajos anteriores sugirieron que 51 Eridani b contiene aproximadamente cinco veces la proporción de elementos pesados 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 genuino, si llega a producirse, deberá superar comprobaciones independientes.

El método también está por debajo de su propio límite máximo. Un modelo físico perfecto alcanzaría el límite de ruido fotónico, el umbral establecido 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 informar, con márgenes 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 cubren 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 cual observar, representan un problema más difícil que FLIP aún no ha abordado.

Por qué le importa a un telescopio futuro

El propuesto Habitable Worlds Observatory de NASA está concebido para fotografiar planetas similares a la Tierra alrededor de estrellas semejantes al Sol, planetas unas diez mil millones de veces más débiles que su estrella. Con el enfoque actual, afirma el artículo, un telescopio de este tipo debe mantener su óptica estable al nivel del picómetro, entre 100 y 1.000 veces más estable que Webb, y ese requisito impulsa 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 alivia. «No conocemos planetas alrededor de otras estrellas que sean como los de nuestro propio sistema solar», dijo Ferrer-Chavez. «No es que no existan. Es que no podemos verlos».

Preguntas frecuentes 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 situada dentro de sus instrumentos NIRCam y MIRI, y luego elimina mediante software el resplandor restante. Lo que queda puede mostrar un planeta como un punto de luz tenue. 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, situada 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 remanente de su formación. Fue descubierto con el Gemini Planet Imager, un instrumento terrestre, y anunciado en 2015.

¿FLIP utilizó inteligencia artificial?

No en el sentido de una red neuronal entrenada. Toma prestadas las herramientas de optimización utilizadas para entrenar modelos de IA, incluidas la biblioteca PyTorch y el optimizador Adam, pero el modelo en sí 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 futuros telescopios. 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 flexibilizar ese requisito, sostienen los autores.

Qué sigue

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 a esa longitud de onda y rehacer el análisis de su atmósfera, y quiere extender FLIP a MIRI, el instrumento de infrarrojo medio de Webb, y al Nancy Grace Roman Space Telescope de 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: astronomía, James Webb Space Telescope, exoplanetas, 51 Eridani b, imagen directa, NIRCam

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