Исследователи из Northwestern University, Калифорнийского технологического института, Массачусетского технологического института и Space Telescope Science Institute разработали метод FLIP для обработки снимков космического телескопа James Webb. В статье, опубликованной 4 ноября 2026 года в журнале Nature, они показали, что метод отделяет слабый свет экзопланеты от гораздо более яркого света звезды, даже если небольшие изменения положения телескопа и его оптики меняют рисунок засветки. На данных JWST FLIP впервые позволил получить изображение 51 Eridani b на длине волны 4,3 мкм.

Как FLIP учитывает малые движения телескопа

При прямой съёмке планета оказывается рядом со звездой, которая в ближнем инфракрасном диапазоне может быть примерно в 100 000 раз ярче. Коронограф закрывает центральную часть звёздного света, но вокруг маски остаётся сложный рисунок рассеяния. Его называют функцией рассеяния точки, или PSF. Даже небольшая ошибка наведения, тепловой дрейф или изменение оптических аберраций меняют этот рисунок.

Обычные методы строят модель звёздной засветки по другим кадрам, полученным с опорной звездой или в другое время. Если за этот период телескоп немного изменился, рисунки засветки уже не совпадают. После вычитания в кадре остаются яркие остатки, среди которых может потеряться планета.

FLIP, или метод физического обучения для получения изображений планет, работает иначе. Сначала исследователи калибруют физическую модель прибора по опорному кадру, а затем подстраивают её непосредственно под научный снимок. Модель учитывает положение и яркость звезды, аберрации оптики до и после коронографической маски и отклик отдельных пикселей детектора. Автоматическое дифференцирование показывает, как изменение каждого параметра повлияет на изображение. Затем градиентный спуск шаг за шагом приближает расчётную засветку к наблюдаемой.

Представим фотографию фонаря, сделанную через слегка смещённое стекло. Если вычесть из неё заранее снятый отпечаток света фонаря, контуры не совпадут, и слабый объект рядом останется скрытым. Физическая модель сначала описывает, как стекло формирует свет, а затем учитывает его небольшое смещение в конкретном кадре. Это не делает телескоп неподвижным и не убирает весь шум, но помогает не принять малые изменения засветки за сигнал планеты.

Чтобы настройка модели не стёрла настоящий объект вместе со звёздным светом, авторы добавляли в научные кадры искусственные планеты и отслеживали отношение сигнал/шум. Когда этот показатель переставал расти или начинал снижаться, оптимизацию останавливали.

Метод проверили на четырёх наборах данных JWST, полученных камерой NIRCam. По сравнению со стандартной обработкой пределы обнаружения улучшились в 2–15 раз, хотя результат зависел от расстояния до звезды и конкретного набора данных. Для 51 Eridani b в фильтре F430M команда получила сигнал с отношением сигнал/шум 6,3. В прежнем анализе JWST в этом фильтре планету не обнаружили, а чувствительность в её положении выросла примерно в четыре раза.

В опубликованной работе FLIP ещё не достиг фотонного предела чувствительности. Авторы также отмечают, что модель пока не прошла систематическую калибровку для точной оценки нестабильностей телескопа и связанных с ними неопределённостей. На больших угловых расстояниях в отдельных случаях метод терял больше планетного сигнала, чем стандартный KLIP. Поэтому результат показывает возможности подхода, а не готовую универсальную замену всем способам обработки данных. Подробное описание метода и подготовку научной статьи можно рассматривать как разные задачи: публикация Nature сообщает о конкретной проверке FLIP на данных JWST.

Схема показывает, как FLIP калибрует модель JWST, учитывает изменения оптики и детектора, а затем отделяет свет звезды от сигнала экзопланеты.

Фото: Sunriseforever / Pixabay