El método FLIP mejoró la sustracción de luz estelar en imágenes coronográficas de NIRCam del telescopio espacial James Webb (JWST). En un estudio publicado el 4 de noviembre de 2026, el equipo obtuvo una señal de 51 Eridani b a 4,3 μm y comunicó mejoras de sensibilidad de entre 2 y 15 veces en los conjuntos de datos analizados, según el objetivo y la separación angular (estudio en Nature).
La mejora está en separar mejor la luz de la estrella; cada cifra depende del objetivo, el filtro y la separación angular.
Qué significa la imagen de 51 Eridani b a 4,3 μm
En el filtro F430M, FLIP obtuvo una relación señal-ruido (SNR) de 6,3 para 51 Eridani b y una sensibilidad aproximadamente cuatro veces mayor que KLIP en la posición del planeta. El análisis publicado anteriormente había informado una no detección en ese filtro. El resultado es la primera imagen del planeta en esta longitud de onda, según el estudio.
Los 4,3 μm indican la longitud de onda observada, no el tamaño del planeta. Esa longitud de onda cae dentro de una banda de absorción del dióxido de carbono (CO₂), pero la imagen no mide la abundancia de CO₂ en la atmósfera de 51 Eridani b. El equipo plantea usar la fotometría en futuros trabajos de caracterización atmosférica.
Cómo FLIP separa la luz de la estrella
Una función de dispersión de punto (PSF) es el patrón de luz que un telescopio produce al observar una fuente puntual, como una estrella. Si la posición o el estado óptico del telescopio cambia entre la observación de una estrella de referencia y la del objetivo, restar una imagen de la otra puede dejar resplandor residual.
FLIP ajusta un modelo físico de la estrella, la óptica y el detector. El equipo lo calibra primero con una observación de referencia y después adapta un conjunto reducido de parámetros a la imagen científica para tener en cuenta diferencias de apuntado y de frente de onda. El modelo parte de modelos ópticos STPSF e información de detección del frente de onda; se implementó en PyTorch y se optimizó con diferenciación automática y Adam.
Para reducir el riesgo de que el ajuste borre una señal planetaria, los investigadores insertan planetas simulados en la imagen y siguen su SNR durante la optimización. Detienen el proceso cuando esa señal alcanza un máximo o se estabiliza. El ajuste completo tardó unos 35 minutos en una GPU NVIDIA A30.
Las observaciones ya se habían procesado con la canalización de calibración de JWST, versión 1.18.1, y spaceKLIP 2.2.1 antes del análisis con FLIP. Por tanto, FLIP se aplicó después de esos pasos de preparación de datos.
Qué resultados obtuvo en cada objetivo
La SNR mide la claridad de una señal frente al ruido; la sensibilidad indica la capacidad de detectar señales más débiles. Los resultados siguientes comparan FLIP con KLIP, un método estándar de sustracción de PSF. En TYC 5899, las cifras corresponden a pruebas con planetas simulados.
| Objetivo y observación | Resultado informado | Comparación y condición |
| HIP 65426 b, F444W | SNR aproximadamente 1,6 veces mayor | Frente a KLIP en el conjunto de datos analizado |
| 51 Eridani b, F410M | SNR aproximadamente 2,1 veces mayor | Frente a KLIP en el conjunto de datos analizado |
| 51 Eridani b, F430M | SNR de 6,3; sensibilidad aproximadamente 4 veces mayor en la posición del planeta | Frente a KLIP; imagen a 4,3 μm |
| TYC 5899, a 0,5 segundos de arco | Sensibilidad aproximadamente 15 veces mayor | Frente a KLIP; prueba con planetas simulados |
| TYC 5899, a 1 segundo de arco | Sensibilidad aproximadamente 5 veces mayor | Frente a KLIP; prueba con planetas simulados |
Las pruebas de TYC 5899 no detectaron un compañero: el estudio no conocía ninguno alrededor de esa estrella y evaluó la sensibilidad inyectando planetas simulados. La detección observacional del estudio corresponde a 51 Eridani b, un planeta gigante conocido; no se detectó un planeta de tamaño terrestre.
El alcance de las pruebas
El equipo analizó cuatro conjuntos de datos de tres sistemas, todos obtenidos con el coronógrafo de NIRCam: HIP 65426 en F444W, 51 Eridani en F410M y F430M, y TYC 5899 en F444W. La demostración no incluyó otros instrumentos de JWST ni observatorios distintos. El artículo plantea extender el método a MIRI y a otros observatorios como una posibilidad futura.
Los análisis tampoco alcanzaron el límite fundamental de ruido fotónico. El equipo señala que queda por calibrar sistemáticamente las estimaciones de inestabilidad del telescopio y sus incertidumbres.
