En ny väg till fusionsantändning

 

Bild https://www.pppl.go En konstnärs tolkning av ett tokamak-fusionssystem. (Illustration: Kyle Palmer/ PPPL:s kommunikationsavdelning)

Fusionsenergi är energi som frigörs vid sammanslagning av lätta atomer. Energiproduktionen i solen och andra huvudseriestjärnor bygger på fusion. Fusionskraftverk är en hypotetisk framtida form av kärnkraftverk som skulle använda fusionsenergi detta till skillnad mot dagens kärnkraftverk som använder fissionsenergi genom kärnklyvning . Går det tämja fusionsenergin och använda den skulle vi ha obegränsat med energi och den enda restprodukten skulle vara helium. Vi kunde lägga ner ner dagens kärnkraftsanläggningar och helt sluta med fossilt bränsle till elproduktion.

Ny forskning från USA. Avdelningen för EnergiPrinceton Plasma Physics Laboratory (PPPL) Princeton Plasma Physics Laboratory är ett nationellt laboratorium under USA:s energidepartement som förvaltas av Princeton University kartlägger en väg till antändningsförhållanden med betydligt mindre energi till fusion än någon annan väg.

Ett nytt PPPL-ramverk kartlägger vilken som är  minst krävande vägen till en självförsörjande fusionsplasma och visar att ett spår av volfram och superhöga magnetfält kan vara den vägen.

I mer än 70 år har forskare inom fusionsenergi använt en särskild ekvation för att avgöra om ett plasma skulle förbli tillräckligt varmt och tätt  tillräckligt länge för att nå en punkt där det kunde upprätthålla sig självt utan mer extern kraft. Även om den ekvationen markerar mållinjen kallad tändning säger den inget om det bästa sättet att nå den. Den ursprungliga "ideala" ekvationen, känd som Lawson-kriteriet utvecklades på 1950-talet. 

Nu har PPPL-fysikerna Luis Delgado-Aparicio, Masayuki Ono och Jonathan Menard omformulerat det ideala kriteriet samtidigt som de lägger till fyra andra villkor för att nå och hålla ett brinnande plasma och ge den bästa processen för uppvärmning och drivning av plasman inom ett fusionsenergisystem. Deras arbet är Publicerad i tidskriften Physical ReviewLetters. 

Plasma är det fjärde materietillståndet innebärande en het gas bestående av elektriskt laddade partiklar. Ett brinnande plasma är plasma som har nått antändningspunkten. Den har då tillräckligt med värme från fusion reaktioner för att hålla den brinnande utan någon mer extern uppvärmning. Att uppnå tändning effektivt är ett centralt mål i fusionsenergiforskning.

Matematisk sett går den uppdaterade vägen till tändning genom ett område som kallas Cordey-sadeln. Det är den lägsta punkten på en ås som skiljer plasma som fortfarande kräver extern uppvärmning från en som håller temperaturen av sig självt. Teamet jämförde olika rutter med en mängd som kallas Q, (förhållandet mellan producerad fusionskraft och tillförd värmekraft). I ett rent "idealt" plasma av rent bränsle finns sadeln där fusionen återvänder ungefär fem gånger den värmekraft som tillförs. Att lägga till verkliga effekter, såsom föroreningar i plasman och superhöga magnetfält, flyttar sadeln och höjer den Q som krävs för att nå plasmatillståndet.

Forskningen kan förändra hur vissa fusionssystem, kända som Tokamaker och stellaratorer  i förhållande hur de designas och byggs. Även om flera metoder för närvarande utforskas vid forskningsinstitutioner och vid privata företag för att generera el till elnätet med hjälp av fusionsenergi, är tokamaker en ledande kandidat. Dessa donutformade maskiner försöker använda magnetfält till att hålla plasman på plats och tillföra energi till plasman så att den blir tillräckligt tät och het för att nå tändning. Att hitta den bästa vägen till antändning är bara ett av sätten som PPPL föröler hitta vägar till nationens kritiska vetenskaps- och teknikluckor som är avgörande för att uppnå kommersiell fusion.

Laget uteslöt i följande fyra tidigare intressanta faktorer i forskning om fusion:

Heliumaska, eller använt bränsle som kan byggas upp och späda ut plasman.

Lätta och tunga föroreningar i plasman som kommer från fusionssystemets inre väggar.

Strålningsförluster som avges av negativt laddade partiklar under färden, vilket kallas synkrotronstrålning.

"När du lämnar dessa effekter ute verkar designen att fungera bra," beskriver Ono. "När du sätter in dem ändras bilden, och de ses teoretiskt bli ganska viktiga. Målet, påtalar Ono, är att ge fältet en delad, mer realistisk modell för att bedöma en fusionsdesign innan den byggs. Det gamla antagandet att Lawson-kriteriet är ett enda fast värde, beskriver han då det utelämnar effekter som kan förändra svaret kraftigt. "Fusionsexperiment kostar mycket pengar, och du vill inte göra misstag du kan ha upptäckt i förväg," påtalar han.

Mer än ett dussin av nästa generations fusionsmaskiner har valt volfram för sina innerväggar eftersom metallen tål den extrema värmen från plasmat som måste nå temperaturer varmare än solens kärna. Den nya forskningen visar att volfram nästan fördubblar trycket som krävs för att nå antändning. Forskning betraktar saker bara i två dimensioner. Utökat till tre dimensioner kan trycket som krävs för att nå tändning stiga förbi den punkt där plasman är stabil.

Intressant nog erbjuder samma fysik ett skydd. Fusionsdesigners har länge oroat sig för termisk "okontrollerad" instabilitet, där fusionsvärme driver mer fusion, som i sin tur driver mer värme. Teamet fann att förlusterna som gör tändningen svårare också motverkar den cykeln. Tillsammans kan de hålla ett brinnande plasma i ett stadigt tillstånd på egen hand. (Till skillnad från ett fissionskraftverk rymmer ett fusionssystem bara några sekunder av bränsle åt gången, så att förlora kontrollen innebär att plasman kyls ner och förbränningen upphör snarare än något värre som kan ske i fissionskärnkraftverk av i dag.)

Forskningen är teoretisk, vilket betyder att den bygger på beräkningar snarare än mätningar eftersom inget experiment idag når de temperaturer där Cordey-pass ligger. Men teamet planerar digitala experiment för att testa värmebäst-vägen.

"Även om mer studier behövs är vi entusiastiska över resultaten och de tyder på en tydlig väg framåt för framtida forskning inom detta område," beskriver Menard.

Arbetet stöddes av DOE, Office of Science, Office of Fusion Energy Sciences, under kontrakt DE-AC02-09CH11466, inklusive stöd för ett Fusion Energy Sciences Early Career Award 2015, ett Diagnostic Innovation and Development Award 2018 samt Long-Pulse Tokamak Research Programs 2021 och 2025.

Överraskande färger på vita dvärgstjärnor

 

Bild wikipedia Stjärnan Sirius A (mitten) och den vita dvärgen Sirius B (nedanför till vänster). Bilden tagen av Hubbleteleskopet.

Astronomer vid University of Warwick har visat att vita dvärgstjärnor kan lysa i en anmärkningsvärd mängd olika färger. För de flesta stjärnor är färg en indikator på temperaturen. Kallare stjärnor ser orange ut, stjärnor som vår sol ser vita ut, och de hetaste lyser ljusblått, ungefär som ett smidesdsjärn i ässjan som lyser rött, sedan orange och sedan vitt när det värms upp. Vita dvärgstjärnor är de täta resterna som lämnas kvar när solliknande stjärnor når slutet av sin existens då kärnfusionen avklingat genom bränslebrist. De fick sitt namn eftersom de tidigaste exemplen som hittats var förvånansvärt heta och glödde vitt/ljusblått. 

Ny forskning  av Mark Hollands, Warwick Prize Fellow i Astronomy and Astrophysics Group, University of Warwick,beskriver att. ”Det visar sig att dessa otroligt täta stjärnor kan producera helt andra färger som ingen förväntade sig, och några av dem överraskade mig verkligen.”. I den nya studien (se nedan)  beskrivs att om vi kunde se dem på nära håll skulle vissa vita dvärgstjärnor lysa i färger som grönt, rosa, cyan, gult och lila.

Nyckeln till färgerna är densitet. De kallaste vita dvärgarnas atmosfärer kan väga runt 1 gram per kubikcentimeter, ungefär samma densitet som vatten och miljontals gånger tätare än solens fotosfär. Under dessa förhållanden interagerar eventuella spårämnen, såsom kol, kalcium och natrium, med det omgivande täta heliumplasmat och absorberar ljus över ett bredare färgspektrum än de skulle göra vid lägre densiteter. 

Det mest slående exemplet är den vita dvärgen  WD J1330+6435 som har en temperatur av ungefär 4 000 grader Celsius och har samlat in stenigt material med gravitation från sitt planetsystem. Detta har berikat dess atmosfär med kalcium, litium och natrium vilket ger den ett chartreusegrönt utseende. I den motsatta extremfärgen identifierade teamet vad som kan vara den rödaste stjärnan som någonsin registrerats. Den vita dvärgen WD J1011+2845  en närliggande vit dvärg 48 ljusår från jorden vilken  har en djup konvektionszon som har lyft kol från sin kärna till sin yta. De resulterande kolmolekylerna förvränger stjärnans ljus så kraftigt att nästan allt  pressas in i våglängder bortom 600 nanometer, vilket ger en djup laxrosa glöd som inte liknar något som ses hos en ordinär stjärna

Studien, är publicerad tidskriften RAS Techniques andInstruments (RASTI) titel ‘Any colour you like: The diverse chromaticities of white dwarfs’.

Dolda planetbildande strukturer i de minsta dammskivorna

 

Bild ALMA telekopets bilder av de 11 kompakta planetbildande skivorna som observerats i Lupus-stjärnbildningsområde  som finns i stjärnbilden Vargen. Med hjälp av den högsta vinkelupplösningen som finns tillgänglig med ALMA teleskopet i Chile och en våglängd av cirka 0,9 millimeter avslöjade astronomer tidigare dolda strukturer i flera av de små skivorna runt stjärnor där planeter bildas. Den nedre högra panelen visar banorna för jorden, Mars, Jupiter och Saturnus samt asteroidbältet för jämförande skala. Jämförelsen illustrerar hur dessa observationer av planetbildning på avstånd jämförbara med de inom vårt eget solsystem. Varje vit skala står för två astronomiska enheter; en astronomisk enhet är det genomsnittliga avståndet mellan jorden och solen. Källa: P. Curone et al. – ALMA (ESO/NAOJ/NRAO)

Med hjälp av ALMAs exceptionellt skarpa syn har astronomer upptäckt ringar, glipor och håligheter i extremt kompakta skivor runt unga stjärnor. Observationerna visar att planetbildningsstrukturer sträcker sig in i områden jämförbara i storlek med det inre av solsystemet vilket tyder på att många små skivor kan ha sett släta ut helt enkelt för att deras detaljer är för små för att lösas upp i teleskopet.

Några av de mest slående bilderna från Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) visar unga stjärnor omgivna av breda gas- och dammskivor uppdelade i svåröverblickade ringar och glipor. Dessa strukturer kan innehålla fast material och markera platser där planeter bildas.

Astronomer har mestadels sett dessa spektakulära strukturer i stora, ljusa skivor. Mycket mindre skivor har ofta sett släta och utan kännetecken av strukturerut vilket väcker frågan om de utvecklats olika eller om deras strukturer helt enkelt varit för små för att se.

Ett team lett av Pietro Curone från CATA (Center for Astrophysics and Associated Technologies) och Universidad de Chile, tillsammans med Gijs Mulders från Pontificia Universidad Católica de Chile, Nienke van der Marel vid Leidenobservatoriet och Laura Pérez vid Universidad de Chile, har nu lyckats få en mycket närmare titt.

Med hjälp av ALMA i dess mest utsträckta antennkonfiguration observerade astronomerna 11 extremt kompakta protoplanetära skivor i Lupus-stjärnbildningsområde. Observationerna, gjorda i ALMA-band 7 vid en våglängd på cirka 0,9 millimeter, nådde en vinkelupplösning på ungefär 0,02 bågsekunder. Vid Lupus. Ett avstånd som motsvarar skalor på ungefär två astronomiska enheter, eller dubbelt så långt som genomsnittet mellan jorden och solen. Detta är den högsta vinkelupplösningen som för närvarande finns tillgänglig med ALMA vid denna våglängd.

Vid den upplösningen började flera skivor avslöja dolda detaljer. Teamet upptäckte tydliga understrukturer inom 10 astronomiska enheter av centralstjärnan i fyra av de 11 skivorna och fann indikationer på liknande egenskaper i ytterligare tre av dem. I ett system, Sz 112, upplöste ALMA en central hålighet i skivan som sträckte sig till endast 1,6 astronomiska enheter från stjärnan.

"Under lång tid såg de minsta skivorna mycket enklare ut än de stora, spektakulära skivor som ALMA gjorde berömda. Det vi finner är att åtminstone en del av den skillnaden var en illusion orsakad av upplösning," förklarar Curone. "När vi zoomar in tillräckligt långt börjar ringar, glipor och håligheter uppstå, även i dessa små system."

"Den centrala frågan för oss var om små skivor verkligen saknar struktur, eller om deras egenskaper helt enkelt låg utanför vår upplösningsgräns," förklarar medförfattaren Mulders. "För att svara på det jämförde vi de nya observationerna av kompaktdiskar med tidigare ALMA-studier av planetbildande skivor."

Jämförelsen visade ett starkt beroende av hur väl en skiva hade upplösts i teleskopet. Bland skivor som observerats med tillräcklig upplösning för att pålitligt avslöja struktur, upptäcktes understrukturer i cirka 44 % av extremt kompakta skivor med radier mellan 3 och 10 astronomiska enheter och i cirka 55 % av skivor mellan 10 och 30 astronomiska enheter. För skivor större än 30 astronomiska enheter stiger upptäcktsgraden över 90%.

Resultatet tyder på att den tidigare rapporterade bristen på ringar och glipor i små skivor åtminstone delvis drevs av otillräcklig vinkelupplösning snarare än av frånvaro.

Strukturerna är viktiga eftersom damm i en protoplanetär skiva inte bara stannar kvar där den blev till. Fasta partiklar tenderar att förlora rörelsemängdsmoment och driva inåt mot stjärnan. Utan någon mekanism för att bromsa den migrationen skulle millimeterstora korn kunna försvinna från den yttre skivan mycket snabbare än skivans bestående tid.

Ringar och glipor kan signalera förändringar i gastrycket vilket fångar  in  partiklar. Genom att bromsa eller stoppa inåtdrivande drift kan dessa tryckfällor bevara koncentrationer av fast material och skapa gynnsamma platser för planeters tillväxt.

"Våra nya ALMA-observationer tyder på att sådana fällor bara kan existera inom några få astronomiska enheter från unga stjärnor, även i extremt kompakta skivor," beskriver medförfattaren till studien van der Marel. 

"Om planeter är ansvariga för några av dessa luckor kan vi se signaturer från relativt lågmassaplaneter medan de fortfarande bildas, på omloppsavstånd som tidigare varit mycket svåra att nå," tillägger Curone.

Teamet påtalar att ringar, glipor och håligheter i sig inte är direkta upptäckter av planeter. Flera fysiska mekanismer kan skapa struktur i protoplanetära skivor och de nuvarande observationerna utesluter inte helt icke-planetära förklaringar. Författarna finner att ett planetärt ursprung är förenligt med de strukturer som upptäckts i flera skivor men ytterligare observationer behövs för att avgöra vad som kan orsaka dem.

Observationerna avslöjade också en annan överraskning. Två av de till synes kompakta systemen, Sz 73 och Sz 130, har svaga ringar som sträcker sig långt bortom deras ljusa centrala skivor. Fyra ytterligare system visar preliminära tecken på liknande yttre utsläpp. Detta väcker möjligheten att vissa skivor som klassificeras som mycket små kan ha mer utsträckt material som har förblivit dolt eftersom det är svagt och därmed svårt att se.

Tillsammans pekar resultaten mot en mer kontinuerlig bild av protoplanetära skivor. Stora och kompakta skivor kan dela många av samma grundläggande strukturer och fysiska processer.

Genom att lösa upp egenskaper som bara är några få astronomiska enheter tvärs över börjar ALMA överbrygga gapet mellan observationer av planetbildande skivor och arkitekturen hos färdiga planetsystem. Framtida högupplösta observationer av fler kompakta skivor, vid olika våglängder och med spårämnen av både damm och gas kommer att hjälpa till att avgöra hur vanliga dessa dolda strukturer är och om de verkligen markerar bildningsplatserna för de planeter som så småningom kommer att växa fram i dem.

Denna forskning finns i "Probing Planet Formation within 10 au: Dust Substructures in Extremely Compact Protoplanetary Disks2" av P. Curone et al. i Astrophysical Journal Letters. 

 

Mars märkligaste moln

 

Bild https://www.esa  Avlångt moln på Mars.

Varje vår och sommar är det en dammig tid på Mars södra halvklot under, denna tid ses ett spektakulärt moln uppstå. Arsia Mons avlånga moln (AMEC), det mest visuellt iögonfallande molnet på Mars. Arsia Mons är den sydligaste av tre vulkaner vid Mars ekvator. 

Den vita molnstrimman av frusen vattenånga kommer fram nedströms från den 20 km höga vulkanen. Molnet bildas, växer och bleknar bort dagligen, sträcker sig ut till 1800 km innan det snabbt försvinner. Denna cykel upprepas varje morgon under flera månader.

Mars Express avslöjade först AMEC 2018 (molnets beteckning) och har sedan dess sett det återkommande upprepade gånger. Forskare har utforskat dess evolution, dynamik och fascinerande beteende och fastställt att det är ett moln av en typ som också ses på jorden där det bildas när vinden strömmar förbi den klippiga topografin av en vulkan eller ett berg.

Men när vi försökte modellera exakt hur molnet vaknar till liv återgav datasimuleringar helt enkelt inte det vi ser i bilderna förrän nu.

"För att skapa AMEC i vår datormodellering upptäckte vi att vi behövde inkludera lite annorlunda fysik. Fysik som, även om den ingår i läroböcker, ses som teoretisk och vanligtvis anses  inte förekomma i naturen. Den har definitivt inte setts i aktion tidigare," beskriver Jorge Hernández-Bernal vid LMD/CNRS/Sorbonne Université i Paris, Frankrike och  huvudförfattare till studien Homogeneous Nucleation of Water Vapor Evidenced by Elongated Clouds on Mars i Astrophysics > Earth and Planetary Astrophysics. "När vi inkluderade denna fysik i våra simuleringar framträdde AMEC precis som vi hoppades den skulle göra."

Forskare hade föreslagit att denna process kunde ske i de övre av atmosfären på jorden och Venus men den hade inte upptäckts. Dess sällsynthet beror på att den kräver exceptionella omständigheter, med extrema relativa fuktighetsnivåer på över 100 000 gånger högre än vad vi vanligtvis upplever i vårt dagliga liv på jorden. "Vi har inte sett dessa förhållanden på Mars tidigare men vår upptäckt tyder nu starkt på att planetens luftfuktighet faktiskt kan nå dessa extrema nivåer," beskriver Jorge.

Jorge med kollegor fann att AMEC ligger på en unik plats där Mars tunna atmosfär och den höga höjden på den närliggande vulkanen Arsia Mons samverkar för att skapa de förutsättningar som krävs för att se denna sällsynta process i praktiken.

När vindarna blåser förbi Arsia Mons utlöser vulkanens massa en kraftig våg som lyfter fuktiga luftpaket flera kilometer upp i luften på bara några minuter. Detta kyler atmosfären snabbt vilket gör att temperaturen sjunker med 30 grader på endast 10 minuter och relativ luftfuktighet skjuter i höjden. Vattenånga fryser sedan spontant direkt till molnpartiklar och bildar AMEC. även om vissa aspekter av det datormodellerade molnet inte exakt stämmer överens med observationerna, "är resultatet anmärkningsvärt," beskriver Jorge. "Vi har inte alls lika mycket information om Mars atmosfär som av jordens, så att reproducera AMEC till denna grad är en stor framgång i modellen."

Forskarna baserade sin modellering på data från de tre kamerorna ombord på Mars Express: Visual Monitoring Camera, High Resolution Stereo Camera och OMEGA. Mars Express kan avbilda stora delar av Mars yta med hög upplösning och det är en av få rymdfarkoster i Marsbana som tillsammans med ESAs ExoMars Trace Gas Orbiter  som kan observera under morgontimmarna, när AMEC existerar.

"Mars Express kan också följa hur molnet förändras på bara några timmar vilket ger oss en oöverträffad bild av ett kortlivat fenomen på planeten," beskriver ESA:s Mars Express-projektforskare Colin Wilson. "Sammanfattningsvis är denna upptäckt en verklig prestation under  uppdraget och för dessa forskare: Mars Express var den som upptäckte AMEC och har följt upp och övervakat fenomenet i åratal och hjälper nu till att avslöja hemligheterna bakom dess bildande."

Utöver att fördjupa vår förståelse av atmosfäriska processer på Mars och andra platser, visar resultatet att vi inte bör utesluta osannolika processer när vi utforskar universums planeter. Colin tillägger: "Medan molnen på jorden och Mars verkar styras av samma 'regler', krävde förståelsen av detta exotiska marsmoln exotisk fysik  och detta kan vara behövligt även på andra håll i kosmos."

Säkert finns mycket vi ännu har att upptäcka på Mars och förundras över som vi fysiskt trodde var omöjligt likväl måste acceptera som möjligt och sant.

Resterna efter supernovan från år 1181 ser nu ut som en pärlsamling i skyn

 

Bild https://ista.ac.at/en kvarlevan av den historiska supernovan SN 1181 (supernova 1181) som bevittnades år 1181  , fotograferad i enastående detaljrikedom av © International Gemini Observatory/NOIRLab/NSF/AURA

På cirka 7 500 ljusår avstånd från oss finns Pa 30 ( PA 30 kallas resterna som ses i dag efter supernovan som skedde 1181)  relativt nära jorden enligt astronomiska mått i jämförelse till Vintergatans centrum som finns cirka 26 000 ljusår bort. Även om dessa avstånd låter mycket stora är de ganska små jämfört med universums enorma skala. (The Pa 30 system was discovered in 2013 by amateur astronomer Dana Patchick)

Pa 30 är det enda kända föremålet av sitt slag i Vintergatan. Även om astronomer har identifierat några liknande objekt i andra galaxer är det fortfarande det enda där våra teleskop kan se resten av den ofullständiga explosionen i dess kärna det kvarvarande av en stjärna som exploderade som en supernova år 1181. Denna typ av ofullständig explosion kallas en typ Iax-supernova, en sällsynt klass av stjärnexplosioner. Forskare har föreslagit att Pa 30 uppstod efter en kollision mellan två vita dvärgar  extremt täta, jordstora stjärnrester av två solar som hade tömt sitt bränsle och kastat iväg sitt yttre lager.

"Vi kan se så här mycket detaljer tack vare Pa 30:s närhet till jorden," beskriver Ilaria Caiazzo, assistant professor at the Institute of Science and Technology Austria (ISTA). "Denna närhet gör Pa 30 unikt värdefullt för studier."

Enligt Tim Cunningham from the Center for Astrophysics | Harvard & Smithsonian  kan vår galax också vara hem för andra rester av typ Iax-supernovor som ännu inte har upptäckts.

"Tillförlitliga historiska uppgifter om stjärnexplosioner sträcker sig bara omkring tusen år tillbaka. Det  kan mycket väl finnas liknande rester som fortfarande är upptäckta i vår egen galax," beskriver han. "Idag har vi turen att studera ett fascinerande objekt som vi vet observerades av astronomer som gjorde tre oberoende historiska dokument om händelsen århundraden före teleskopets uppfinning." beskriver han.

Även om typ Iax-supernovor är sällsynta, anser teamet inte det är förvånande att Pa 30 är en sådan.

"Vi kommer sannolikt att identifiera fler liknande objekt när nya teleskop fortsätter att inspektera djupet av vår natthimmel," tillägger Cunningham, som nu är biträdande professor vid University of Warwick, Storbritannien.  Teamet analyserade joniserade svavellinjer (S II) i den röda delen av det synliga ljusspektrumet och dubbeljoniserat syre (O III) emission, visande sig i blågröna toner. S II-observationerna avslöjade ungefär tio gånger så många filamentära drag som tidigare bilder kunnat göra. Data visar också att Pa 30:s filament består av täta kedjor av gasknutar som verkar ha anmärkningsvärt jämna storlekar. Teamet upptäckte också att den kvarvarande stjärnresten  verkade finnas nästan perfekt i nebulosans mitt. I många supernovor ger en asymmetrisk explosion varje överlevande stjärna en 'kick', vilket skickar bort den från explosionens centrum.

"Explosioner bevarar rörelsemängden. Om själva explosionen var helt symmetrisk borde utkastningen också vara symmetrisk, och den stjärnresten borde inte få en rejäl stöt," beskriver Caiazzo. "Vi kunde mäta en exakt övre gräns för reststjärnans tvärgående kickhastighet, vilket visade att den var förvånansvärt liten. Vi ser praktiskt taget inte att stjärnan rör sig alls."

För sina observationer använde teamet Gemini North-teleskopet på Mauna Kea på Hawai'i, beläget på en höjd av mer än 4 200 meter. Gemini North är ena halvan av International Gemini Observatory, tillsammans med sitt tvillingteleskop Gemini South, beläget i Chile. Den finansieras delvis av USA:s National Science Foundation (NSF) och drivs av NSF NOIRLab. Teleskopets kapacitet, tillsammans med dess placering på en av världens främsta astronomiska observationsplatser, gjorde det möjligt för teamet att uppnå de bästa upplösningsbilderna och analyserna av Pa 30 hittills.

Hur man kan förstå väder på avlägsna exoplaneter

 

Bild wikipedia Konstnärs tolkning av SIMP J013656.5+093347 och dess aurora.

Med observationer från NASAs James Webb Space Telescope (JWST) använde teamet från Trinity College Dublin, The University of Dublin en statistisk teknik kallad Principal Component Analysis (PCA) för att följa hur objektets ljus förändras när det roterar. PCA förenklar komplex data genom att identifiera de huvudsakliga mönstren som förändras tillsammans under observationerna i tid.

I denna studie är dominerande mönster kopplade till väderrelaterade förändringar i den undersökta bruna dvärgens atmosfär (i detta fall SIMP 0136) huvudarbetet vilket innefattade att de skiljde på mindre fluktuationer och slumpmässigt "brus" i datan som samlades in. 

Forskarna kunde med hjälp av metoden identifiera de viktigaste fysiska processerna direkt ur datan. Vilken visade små förändringar i ljusstyrkan hos planetens massa när den roterade DEtta kunde ses tack vare JWST:s instruments exceptionella känslighet. I studien beskrivs (se nedan) att atmosfären på SIMP 0136 är på ett organiserat sätt, snarare än oorganiserat och slumpmässigt.

Den bruna dvärgen är större och hetare än en gasjätteplanet, men inte tillräckligt massiv för att lysa som en stjärna. Dess atmosfär domineras av enorma, snabbt föränderliga molnsystem. Molnsystemet är mindre omfattande än jordens och mer som en extrem version av Jupites, med planetstora vädermönster som ständigt förändras (om man nu inte ser tidslängden på Jupiters stora storm den så kallade röda fläcken).

"Vi upptäckte  att  drivkrafterna bakom vädermönstren på SIMP-0136 kvarstår över tid, även när atmosfärens detaljerade utseende utvecklas över mer än ett dussin rotationer," beskriver huvudförfattaren till studien Merle Schrader, doktorand vid Trinitys fysikskola.

"Relativt sett är SIMP 0136 en av de bruna dvärgar som är lättast för oss på jorden att studera och  fånga högkvalitativ data från. Den befinner sig 20 ljusår bort i södra delen av stjärnbilden Fiskarna. Ny teknik har också hjälpt oss att utveckla en bättre förståelse för vad som driver vädret på denna avlägsna värld och hur dessa vädermönster samexisterar men kanske ännu viktigare ar att detta sätt att studera kan förfinas och tillämpas på andra, mindre välkända bruna dvärgar i andra delar av rymden."

Och i en till synes otrolig vändning av kosmiskt öde finns det en personlig koppling mellan Merle och hennes studie av SIMP 0136 som är 20 ljusår från jorden. Lite snabb matematik bekräftar att just det ljus som gav data analyserad i hennes studie och som först observerades av JWST 2023, sändes ut samma år som Merle föddes.

"Ljuset färdas i cirka 300 000 km/s men även i den hastigheten tog det två decennier för ljuset från SIMP 0136 att nå Webbtelekopet.

När man tänker på att ljuset tar drygt en sekund att nå månen efter att ha lämnat jorden, ger det en känsla av hur långt bort SIMP 0136 är och hur otroliga astrofysiska framsteg har varit. Jag tycker det är fantastiskt att vi har kunnat urskilja de intima vädermönstren i en avlägsen värld och kartlägga deras interaktioner från vårt mysiga lilla hörn av universum, när allt vi observerar direkt av dessa objekt är en enda pixel utspritt över ljusspektrumet." ,  beskriver Schrader

Att förstå vädret på objekt som SIMP 0136 är viktigt eftersom bruna dvärgar utgör en unik möjlighet att studera fysiken bakom jättelika exoplanetatmosfärer. Till skillnad från de flesta exoplaneter kan de observeras direkt vilket gör det möjligt för astronomer att testa idéer om molnbildning, atmosfärisk cirkulation och värmetransport under extrema förhållanden.

Prof. Johanna Vos, docent vid Trinity School of Physics, påtalar: "Våra resultat kommer att förändra hur astronomer analyserar framtida JWST-observationer. Eftersom vårt tillvägagångssätt snabbt identifierar de dominerande komponenterna i atmosfären erbjuder det ett effektivt första steg innan vi påbörjar beräkningsintensiv modellering.

"Att tillämpa denna teknik på en mängd olika bruna dvärgar och jättelika exoplaneter kommer att hjälpa oss att bättre förstå de olika vädersystem som formar världar långt bortom vårt solsystem."

Ännu bredare är en av anledningarna till att det finns intresse för att bättre förstå vädermönster på avlägsna planeter att det berättar mycket om atmosfärerna och den kemiska sammansättningen på dessa planeter vilket är ett viktigt steg mot att identifiera vilka typer av världar där liv potentiellt kan existera.

Forskningen genomfördes som en del av Webbs General ObserverProgram 3548. Det stöddes av ett bidrag från European Research Council (projekt "EXO-PEA") och ett forskningsstipendium från Royal Society—Research Ireland University.

Studien publicerade kan läsas här på tidskriften Astronomy & Astrophysics. 

WISE 0855−0714 en brun dvärgstjärna med moln av samma slag som Jorden.

 

Bild wikipedia. Fotografisekvens tagen med WISE- och Spitzerteleskopet av WISE 0855−0714 Observationsdata Epok: J2000.0  En värld i Jupiter-storlek bara 7,5 ljusår bort som är molnig kemiskt komplex.

Med hjälp av James Webb Space Telescope och under ledning av  Brittany Miles, biträdande astronom vid University of Arizona Steward Observatory medlem av ett team som tillbringade 11timmar med att se på WISE 0855, den kallast kända bruna dvärgstjärnan. Man samlade in ett spektrum av dess ljus var 15:e minut. Resultatet är det mest detaljerade tidsserieporträttet som någonsin tagits av denna iskalla värld  och den första direkta bekräftelsen på att vattenmoln (samma slag av moln som sveper runt jorden) här ändrar tjocklek över tid precis som vädret på jorden.

"Det här är första gången vi kunnat bekräfta att vattenmoln blir tunnare och tjockare på en närliggande värld," beskriver  Miles, postdoktoral forskare vid Steward Observatory. "Före JWST hade vi bara fotometri (den totala fysiska energin hos elektromagnetisk strålning watt) som blandade ihop effekterna av moln, kemi och temperatur tillsammans. Nu kan vi skilja detta åt."

Bruna dvärgar befinner sig på en märklig mellanväg. För massiva för att vara planeter och för små för att tändas upp som stjärnor: De lyser svagt med kvarvarande värme från sin bildning. WISE 0855 är ungefär  -8 celcius  kallare än jordens medeltemperatur på sin yta. Den har dubbelt så stor massa som jorden och nästan dubbelt så stor och beter sig på många sätt som en fritt flytande jätteplanet.

Att förstå dess atmosfär kräver att man ser på världen genom det som medförfattaren till studien Mark Marley, chef och avdelningschef för Lunar and Planetary Laboratory vid Universiy of Arizona beskriver det som att. "Fotonerna sveper genom atmosfären och försvinner ut i rymden. Det är som att titta på världen genom en skärmdörr, där skärmen filtrerar ut lite av ljuset. Vi lär oss om världen på båda sidor av skärmen men vi måste också förstå själva skärmen."

I det här fallet ändras skärmen hela tiden. När WISE 0855 roterar roterar olika partier av dess yta in i bilden, var och en med något olika molntäcke och temperatur. Det är som att se ett långsamt roterande lapptäcke av varmare och kallare regioner. JWST:s mediumupplösta spektrograf var tillräckligt känslig för att följa dessa skillnader över enskilda molekylära egenskaper något som inget tidigare observatorium kunnat åstadkomma för ett så kallt objekt.

Utöver de varierande temperaturer som följde rotationen av den bruna dvärgen, fångade spektrografen också en rytmisk vågliknande signal kopplad till specifika gaser i detta fall kolmonoxid och fosfin. Dessa kemikalier varierar eftersom värme från djupet  i den bruna dvärgen ständigt rör upp dem mot ytan, på samma sätt som en gryta med het soppa trycker upp varmare vätska från botten.

Denna typ av kemisk signal är bekant för planetforskare. På Jupiter gräver konvektiv blandning gaser från djupa heta lager upp i den synliga atmosfären. Samma process, kallad obalanseringskemi, har observerats hos bruna dvärgar tidigare men att se den variera i realtid, molekyl för molekyl, är nytt.

"Vi ser vattenmoln bli tjockare och tunnare, djupa gaser stiga och falla och vi kan se dem förändras i realtid," beskriver Miles.

Miles påtalar att det verkliga värdet av denna upptäckt inte bara är vad den visar om WISE 0855 specifikt utan vad den antyder om planetatmosfärer i stort. Den grundläggande fysiken bakom konvektion, moln och kemi som styr Jupiter styr också denna kalla, fritt flytande värld ovan. Om den fysiken är universell, gäller den även för de gasjätte-exoplaneter därute som astronomer nu börjat studera på  med JWST (James Webb teleskopet).

"Även om bruna dvärgar inte är riktiga planeter (ses som misslyckade stjärnbildningar), uppvisar de planetliknande beteende," beskriver Miles. "Det finns ett spektrum av beteenden inte en tydlig gräns mellan bruna dvärgar och planeter. Jupiter och detta objekt ser tydligt olika ut, men de har liknande vädermönster. Det finns grundläggande fysik och kemi som kan tillämpas på alla dessa  liknande världar."

Studien är publicerad i The Astrophysical Journal, och här  beskrivs att WISE 0855:s atmosfär formas av minst två distinkta processer som utspelar sig samtidigt: vattenmoln på hög höjd som blir tjockare och tunnare när objektet roterar och att djupa kemiska gaser som sugs uppåt av konvektion från det inre. Att reda ut dessa två signaler – som tidigare var omöjligt med tidigare teleskop  är det som gör JWST-data så kraftfulla.