Det behövs mer vatten än man trott för att liv ska uppkomma på en planet

 

Bild https://www.washington.edu Venus, bild tagen av NASAs Mariner 10-farkost (till vänster), paras ihop med en konstnärlig avbildning av tre möjliga atmosfärer på en nyligen upptäckt exoplanet, Gliese 12b. (40 ljusår bort i riktning mot stjärnbilden Fiskarna) Den nya studien är från University of Washington undersöker hur mycket ytvatten en planet behöver för att stödja liv. Foto: NASA/JPL-Caltech/R. Hurt (Caltech-IPAC)

Forskare tror att det finns miljarder planeter utanför vårt solsystem i vintergatan. Mer än 6 000 av dessa exoplaneter är bekräftade. Men bara några av dem är kandidater för eventuellt liv på dess yta. Sökandet efter liv har fokuserat på planeter i guldlockzonen ett avstånd från sin sol som varken är för nära eller för långt från sin sol och därmed kan ha en temperatur som stöder liv vi känner till. Planeter i denna zon anses kunna ha flytande ytvatten.

"När man söker efter liv i universum med begränsade forskarresurser måste man filtrera bort några planeter," beskriver huvudförfattaren Haskelle White-Gianella, UW doctoral student of Earth and space sciences. vid UW Universiy of Washington.

Vatten är nödvändigt men garanterar inte livets existens på en planet. Med denna studie arbetade forskarna för att ytterligare begränsa sökandet genom att undersöka planeter med bara en liten mängd vatten.

"Vi var intresserade av torra planeter med mycket begränsat ytvattenlager betydligt mindre än vad ett hav på jorden rymmer. Många av dessa planeter ligger i den livsvänliga zonen runt sin stjärna. Men vi var inte säkra på om de faktiskt kunde vara livsvänliga," beskriver White-Gianella.

Teamets resultat, publicerade den 13 april i Planetary Science Journal (se nedan) och visar att livets möjlighet beror på den geologiska kolcykeln en vattendriven process som utbyter kol mellan atmosfären och ytan under miljontals år och stabiliserar yttemperaturerna.

Koldioxid som kommer från vulkaner i ett naturligt system samlas i atmosfären innan det faller tillbaka ner till marken med regnvatten. Regn eroderar och reagerar kemiskt med bergarter på markens yta och avrinning transporterar kol till havet där det sjunker till havsbotten. Plattektonik driver kolrika oceaniska plattor under kontinenterna. Miljontals år senare återuppstår sedan kol när berg bildas.

Om vattennivåerna ät för låga för att regn ska uppkomma kan koldioxidborttagning från atmosfären  inte hålla jämna steg med utsläppen från vulkanutbrott och koldioxidnivåerna i atmosfären skjuter i höjden vilket fångar vatten. Stigande temperaturer förångar det återstående ytvattnet vilket initierar okontrollerad uppvärmning som får planeten för varm för att stödja liv.

"Så det gör tyvärr att dessa torra planeter inom livsvänliga zoner osannolikt stödjer liv," beskriver White-Gianella. Även om forskare har instrument som kan mäta ytvatten är steniga exoplaneter svåra att observera direkt. I denna studie genomförde forskarna en serie komplexa datasimuleringar för att bättre förstå hur vatten kan bete sig i dessa ökenvärldar.

Tidigare försök att modellera kolcykeln fokuserade på kallare, kanske blötare planeter. Modellerna tog hänsyn till avdunstning från solljus, men inkluderade inte andra faktorer, såsom vind. White-Gianella anpassade befintliga datamodeller till torrare planeter genom att förfina uppskattningar av avdunstning och nederbörd.

"Dessa sofistikerade, mekanistiska data modeller av kolcykeln har gjorts genom att människor försökt förstå hur jordens termostat har eller inte har fungerat över tid," beskriver seniorförfattaren Joshua Krissanen-Totton, bUW assistant professor of Earth and space sciences..

Funktionen av den geologiska kolcykeln på torra planeter till stor del outforskad. Resultaten visar att även planeter som bildas med vatten på ytan kan förlora det och gå från potentiellt livsmöjlig miljö till obeboelig på grund av störningar i kolcykeln.

Venus är ett exempel. Venus är ungefär lika stor som jorden, troligen bildad ungefär samtidigt och kan ha börjat med en liknande mängd vatten.

Ändå kan Venus yta idag mäta sig med temperaturen i en vedeldad pizzaugn beskriver White-Gianella.

Många teorier försöker förklara varför jorden och Venus är så olika. White-Gianella och Krissanen-Totton föreslår att Venus, som ligger närmare solen, kan ha bildats med något mindre vatten än jorden vilket rubbade balansen i den geologiska kolcykeln. När yttemperaturerna steg i takt med koldioxidnivåerna i atmosfären förlorade Venus sitt vatten  och allt liv den kunde ha hyst.

Kommande uppdrag till Venus kommer att försöka förstå vad som hände med planeten och om den någonsin hyste liv. 

"Det är mycket osannolikt att vi kommer att landa något på ytan av en exoplanet under vår livstid. Men vår grannplanet Venus  är utan tvekan den planet som kan lära oss mer om exoplaneter," beskriver White-Gianella.

Denna studie finansierades av National Science Foundation, NASA Astrobiology Program och Alfred P. Sloan Foundation och kan läsas här.

Varför snurrar stjärnor neråt eller uppåt (inåt eller utåt i stjärnkroppen) och i mindre hastighet ju äldre de är?

 

Bild https://www.kyoto-u.ac.jp  Illustration av de inre regionerna av en massiv stjärna under dess slutliga syre- (gröna) och kisel- (grönblå) skalförbränningsfas, innan järnkärnans kollaps (indigo). Styrkan och geometrin hos magnetfältet, i kombination med konvektionens egenskaper i syreregionen, kan få rotationshastigheten att öka eller sakta ner. (KyotoU / Lucy McNeill)

Solens totala rörelsemängdsmoment har minskat då material gradvis blåses bort från ytan (solvind). Genom att observera detta har astronomer teoretiserat att samspelet mellan magnetfält och plasmaflöde är det mest effektiva sättet att stjärnor ska börja snurra.

Varför och hur detta sker har länge intresserat astronomer, och nyligen har en observationsteknik kallad astroseismologi, vilken mäter en stjärnas naturliga svängningsfrekvenser gjort det möjligt att mäta interna rotationshastigheter och magnetfält av stjärnor i vår galax. Från denna enorma population av stjärnor har en bild av hur stjärnrotation minskar med stjärnors ålder framtagits. En bild som tyder på att nuvarande teori inte räcker för att förklara den dramatiska minskningen av rotationen.

Fascinerade av astroseismologin och andra forskares 3D-simuleringar av solens konvektiva zon inspirerades ett forskarteam vid Kyoto University att undersöka hur magnetfält påverkar rotationen inuti massiva stjärnor.

"Våra medförfattare till studien i Australien och Storbritannien har redan utfört 3D-magnetohydrodynamiska simuleringar för massiva stjärnor före en stjärnas sista tid den så kallade kärnkollapsen. Vi misstänkte att flödet inne i den massiva stjärnans konvektiva zon kan utvecklas analogt med solens konvektiva zon," beskriver teamledaren Ryota Shimada.

Med en 3D-simulering av en massiv stjärna kunde forskarna direkt undersöka det komplexa samspelet mellan våldsam konvektion, rotation och magnetfält. De bekräftade att den inre rotationen och magnetfältet samevolverar likt soldynamon: energiprocessen som upprätthåller vår sols magnetfält. Med dessa ekvationer i handen kunde teamet matematiskt förutsäga stjärnans inre rotation i tid.

Deras simulering visar att hastigheten och riktningen på konvektiva rörelser påverkades av rotation och magnetfält över korta tidsskalor vilket i sin tur ändrar rotationen och får den att snurra ner eller i vissa fall uppåt i stjärnmassan. Teamet kunde formulera interaktionen mellan konvektion, rotation och magnetfält som en modell för radiell transport av rörelsemängdsmoment utåt och inåt, och visade att denna transport i senare bränningsfaser är direkt relaterad till magnetfältets geometri.

"Vi blev förvånade över att upptäcka att vissa konfigurationer av magnetfälten faktiskt snurrar upp kärnan, vilket tyder på att den slutliga rotationshastigheten kommer att vara unik för stjärnans egenskaper," beskriver medförfattaren Lucy McNeill. "Långsam rotation kan till och med vara omöjlig  i vissa klasser av massiva stjärnor."

Deras upptäckt av magnetisk rörelsemängdsmoment under avancerade förbränningsfaser tyder på att teorin som utvecklats för att beskriva rotation i stjärnor  av skilda slag kan vara universell. Nu planerar teamet att skapa simuleringar av stjärnevolutionen som visar hela livslängden för olika låg till högmassstjärnor för att förutsäga deras rotationshastigheter under olika evolutionära stadier.

Forskningsrapporten är publicerad och kan läsas från nedanstående länk. Ryota Shimada, Lucy O. McNeill, Vishnu Varma, Keiichi Maeda, Takaaki Yokoyama, Bernhard Müller (2026). Angular Momentum Transport in the Convection Zone of a 3D MHD Simulation of a Rapidly Rotating Core-collapse Progenitor. The Astrophysical Journal. 

Det finns moln på exoplanet Epsilon Indi Ab

 

Bild https://www.mpia.de  Illustration av planeten Epsilon Indi Ab, med moln av vatten likt på jorden ovan dess ammoniakdominerade atmosfär. © E. C. Matthews, MPIA / T. Müller, HdA. 

Stjärnan Epsilon Indi A, finns  cirka 11,9 ljusår bort i stjärnbilden Indus synlig på södra stjärnhimlen. Här finns den stora Jupiterliknande planeten  Epsilon Indi Ab som illustrerats ovan.

Även med JAmes Webbteleskopet är det svårt att ta bilder av exoplaneters atmosfärer och studera jupiterstora planeter runt andra stjärnor. En urskiljning är att exoJupiters stora planeter ofta finns närmare sin sol och därmed är hetare än vår Jupiter. (Obs inte att förväxla med exoNeptunusplaneter som alltid ligger närma sin sol dock ej Jordens Neptunus). Den vanligaste metoden att studera exoplaneters atmosfärer är då planeten passerar framför sin värdstjärna (sol) ur en observatörs perspektiv på jorden och sannolikheten för den konfigurationen är mycket högre när planeten finns närma sin stjärna, vilket i sin tur gör planeten relativt varm.

Men den nya studien av Elisabeth Matthews och hennes kollegor vid Max Planck Institute for Astronomy Heidelberg, Tyskland använde en annan teknik. Detta är det närmaste observatörer har kommit att studera en Jupiterliknande exoplanet. 

Matthews och hennes kollegor använde JWST:s mellaninfraröda instrument MIRI för att ta direkta bilder av planeten Epsilon Indi Ab. Namngivningskonventionerna för exoplaneter är sådana att denna beteckning indikerar den första planet som upptäckts kretsa kring stjärnan Epsilon Indi A i stjärnbilden Indus (bokstaven b). Bhavesh Rajpoot, doktorand vid Max Planck-institutet för astronomi som bidrog till studien, beskriver: "Denna planet har en avsevärt större massa än Jupiter dess massa (densitet)  har fastställts till 7,6 större än Jupiters  medan dess diameter är ungefär som Jupiters.

Epsilon Indi Ab är ungefär fyra gånger så långt bort från sin sol som Jupiter är från solen. Stjärnan Epsilon Indi A är i sig lite mindre massiv och lite mindre het än vår sol. Detta gör yttemperaturen på Epsilon Indi Ab mycket låg, cirka mellan –70 och +20 grader Celsius. Anledningen till att planeten är något varmare än Jupiter -133C är att det fortfarande finns mycket värme kvar från planetbildningsfasen. Under de kommande miljarderna år kommer Epsilon Indi Ab stadigt att svalna och så småningom bli kallare än Jupiter.

Astronomerna använde koronagrafen på MIRI-instrumentet för att blockera den centrala stjärnans ljus, som annars skulle överglänsa planetens mycket svagare ljus. De tog sedan en bild genom ett mycket specifikt filter: 11,3 μm, vilket ligger precis utanför våglängdsområdet nära 10,6 μm som är karakteristiskt för ammoniakmolekyler NH3. Jämförelsen med bilder på 10,6 μm som Matthews och hennes team redan tagit 2024 gjorde det möjligt för astronomerna att uppskatta mängden ammoniak som fanns här.

För Jupiter dominerar både ammoniakgas och ammoniakmoln i de övre lagren av atmosfären som är synliga vid observationer. Med tanke på dess egenskaper trodde man att Epsilon Indi Ab också innehöll enorma mängder ammoniakgas även om det inte var ammoniakmoln. Överraskande nog visade fotometriska jämförelsen något mindre ammoniak än väntat. Den bästa förklaringen Matthews och hennes kollegor fann till denna brist var förekomsten av tjocka men fläckvisa vattenismoln, liknande de höghöjdscirrusmoln som finns i jordens atmosfär vilket var oväntat.

Vid tolkning av observationer av detta slag jämför astronomer sina data med simuleringar av planetatmosfärer. Men de flesta publicerade modeller försummar att inkludera moln då  närvaron av moln gör beräkningen mycket mer komplicerad.

På plussidan finns det en kommande möjlighet att observera vattenismoln, som är mycket reflekterande direkt: NASAs Nancy Grace Roman Space Telescope, där MPIA är partner, är planerat att skjutas upp 2026–2027  bör vara lämpligt för just den typen av observationer. Under tiden ansöker Matthews och hennes kollegor om mer JWST-observationstid för att rikta in sig på ytterligare kalla exoJupiters. 

Studien är publicerad i Astrophysics > Earth and Planetary Astrophysics under titeln A second visit to Eps Ind Ab with JWST: new photometry confirms ammonia and suggests thick clouds in the exoplanet atmosphere of the closest super-Jupiter. 

Den aktiva galaxen IC 486

 

Bild NASA Vidvinkelvy av spiralgalaxen IC 486 tagen med  Hubbleteleskop. Bilden visar en livfull scen av avlägsna bakgrundsgalaxer och stjärnor mellan oss och galaxen. Vissa stjärnor har karakteristiska diffraktionsspikar. Dock domineras mycket av fältet av de mer diffusa, orange-röda fläckarna från betydligt mer avlägsna galaxer. ESA/Hubble & NASA, M. J. Koss, A. J. Barth.

C 486 ligger i kanten av stjärnbilden Tvillingarna  cirka 380 miljoner ljusår från jorden. Den är klassificerad som en barred spiral galaxy (en spiralgalax med spiralarmar tätt samman med själva centrala galaxen) en ljus central stångformad struktur från vilken dess spiralarmar vecklar ut sig och slingrar sig runt kärnan i ett slätt, nästan ringliknande mönster.

Hubbleteleskopet visar subtila färgvariationer över galaxen. Det bleka, ljusstarka centrumet av galaxen domineras av äldre stjärnor, medan svaga blåaktiga områden i den omgivande skivan ses fickor av nyare stjärnbildning. Dammstrimmor slingrar sig genom galaxens struktur och skymmer ljuset som följer områden med ökad molekylär gas där nya stjärnor sannolikt kommer att bildas i framtiden.

I galaxens centrum ses tydligt ett vitt sken genom stjärnljuset runt omkring. Detta är ljus från IC 486:s aktiva galaxkärna (AGN) som drivs av ett supermassivt svart hål med mer än 100 miljoner gånger solens massa. Varje tillräckligt stor galax hyser ett supermassivt svart hål i sitt centrum, men några av dessa svarta hål är särskilt glupska och samlar enorma mängder gas och damm till virvlande ackretionsskivor som hålet drar till sig materia och gas från. Den intensiva värme som uppkommer av den omloppsbanande skivan av material genererar intensiv strålning, inklusive röntgenstrålar som kan överglänsa resten av galaxen. Därav namnet aktiv galax, med en AGN i centrum.

Data som användes för att göra denna bild kommer från två separata observationsprogram #17310 (PI: M. J. Koss) och #15444 (PI:A. J. Barth)  med liknande syften: att undersöka närliggande aktiva galaxer som IC 486 och att ta detaljerade, högkvalitativa bilder av deras centrala svarta hål och stjärnorna nära galaxens centrala område. Genom att kombinera Hubbles skarpa bildkapacitet med stora omfattande prover möjliggör dessa program detaljerade jämförelser av hur stjärnor, gas, damm och svarta hål interagerar i galaxers centrum.

Små galaxer kan ge ny kunskap om det tidiga universum

 

Bild https://ras.ac.uk  A) En mörk materia-karta i vårt närområde i universum. De två stora densiteterna är mörka materia-halos i Vintergatan och Andromedagalaxen. (B) Inzoomat på mörk materiekarta som visar ett litet område av mörk materia 700 miljoner år efter Big Bang. (C-1 och C-2) stjärnor och gas i den simulerade ultrasvaga dvärggalaxen, bildade i centrum av den lilla mörka materie-halon i bild B. De två bilderna visar två olika strålningsnivåer strax efter Big Bang. Den avslöjar hur den ultrasvaga dvärggalaxen ändrar sina egenskaper beroende på vilken strålning den handlar om. Skalan på varje bild är i ljusårsenheter. Credit J Sureda/A Fattahi/S Brown/S Avraham Licenstyp Attribution (CC BY 4.0)

Dvärggalaxer beskrivs ofta som små satelliter till Vintergatan. De bildades i små mörk materia-halos som förutsägs av den standardiserade kosmologimodellen. De svagaste exemplen på sådana system är extrema både i storlek och skörhet, och ligger på gränsen för vår kunskap om galaxbildning och mörk materia.

"I detta arbete presenterade vi en helt ny uppsättning kosmologiska simuleringar med fokus på de svagaste galaxerna i universum, med en aldrig tidigare skådad upplösning. Detta är utan tvekan det största urvalet av sådana galaxer som någonsin simulerats i dessa upplösningar," beskriver docent Dr Azadeh Fattahi vid Oskar Klein Centre (OKC) i Stockholm vilket var den som ledde den nya studien i LYRA-samarbetet  med Durham University och University of Hawaii.

"De minsta galaxerna kallas ultrasvaga dvärggalaxer och är en miljon gånger mindre massiva än Vintergatan eller mindre. På grund av deras lilla storlek har dessa galaxer visat sig vara mycket svåra att modellera och simulera. Den nu nya datorsimuleringssviten representerar ett stort steg framåt och möjliggör en systematisk bild av hur dessa galaxer bildas och utvecklas över tid. En användbar liknelse är följande, för växter och grödor och hur deras odling är känslig för väderförhållandena," beskriver Shaun Brown, som ledde studien medan han arbetade vid OKC och Durham University. (I betydelse av miljö och händelser över tid)

"På samma sätt som skörden från en sommargröda indirekt kan berätta mycket om hur vädret på våren måste ha varit, kan egenskaperna hos svaga dvärggalaxer idag berätta mycket om universums förhållanden eller rymdväder vid en mycket tidigare tidpunkt."

Det som gör resultaten särskilt aktuella är att simuleringarna gör mer än att bara visa på och återge svaga dvärggalaxer utveckling. De antyder även att dessa lokala objekt kan fungera som en sond av universums tidigaste 'klimat' (miljö). Teamet undersökte hur olika antaganden om den tidiga strålningsmiljön påverkar vilka små mörka materia-halon som stjärnor har och kan bildas i.

"I artikeln studerade vi två olika antaganden om egenskaperna hos det tidiga universum när det var mindre än 500 miljoner år gammalt. Syftet var att förstå effekten på egenskaperna hos dessa små galaxer idag när universum är 13 miljarder år gammalt," beskriver Brown.

Brown tillägger "Vi har funnit att dessa små ultrasvaga galaxer är mycket känsliga för dessa förändringar över tid medan mer massiva galaxer, som vår Vintergata inte är så känsliga över tid . För de minsta galaxerna kan tidiga förhållanden avgöra om de blir synliga galaxer eller förblir stjärnlösa mörka materia-halos." (Jag har fritt översatt en del för att förenkla förståelsen av texten och ta bort icke nödvändiga omskrivningar)

"Spännande nog kommer vi inom en snar framtid att ha data från Vera C. Rubin-observatoriet vilket kommer att kunna hitta många fler av dessa ultrasvaga dvärgar omkring Vintergatan," beskriver Dr Fattahi.

Många astronomer hoppas att Rubin kan leverera en nästan komplett antalav Vintergatans satellitgalaxer.

"Vårt arbete tyder på att dessa kommande observationer av det mycket lokala universum kommer att kunna begränsa hur universum såg ut i sin linda, något vi för närvarande inte kan komma åt direkt med andra observationer," beskriver Dr Fattahi.

"Att köra dessa datasimuleringar är utmanande och extremt dyrt både tidsmässigt och beräkningsmässigt. Totalt tog det mer än sex månader att köra alla simuleringar," beskriver Dr Fattahi.

Simuleringen producerar mycket stora mängder data (totalt 300 terabyte). 

Största delen av arbetet utfördes på COSMA8-superdatorn som är designad för simuleringsdriven forskning. Durham Universitys Institute for Computational Cosmology är värd för COSMA 8 på uppdrag av Storbritanniens DiRAC High Performance Computing Facility.

Framåt planerar Dr Fattahis team att använda den nya sviten för att ta itu med frågor som fortfarande är olösta i modern galax- och strukturbildning. Ex var vi kan hitta den allra första generationen stjärnor som bildades i universum? Vad säger egenskaperna hos ultrasvaga dvärggalaxer oss om mörk materians natur? 

Studien  ‘LYRA ultra-faints: The emergence of faint dwarf galaxies in the presence of an early Lyman-Werner background’ by Brown et al. har publicerats och kan läsas här Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 

Komet 3I/ATLAS bildades i en mycket kallare del av universum än vårt solsystem.

 

Bild  https://www.almaobservatory.or Illustrationen jämför innehållet av halvtungt vatten i den interstellära kometen 3I/ATLAS (vänster) och på jorden (höger). Bilderna illustrerar den relativa mängden halvtunga vattenmolekyler (HDO vilket förekommer, då endast en av vätekärnorna har en neutron. Halvtungt vatten utgör en del i naturligt förekommande vatten, med proportionerna 1 del halvtungt vatten till 3200 delar lätt vatten), vilket visar att 3I/ATLAS innehåller över 30 gånger mer HDO än vad som finns i jordens hav. Detta förhöjda förhållande tyder på att kometen bildades i en extremt kall miljö, mycket annorlunda än de förhållanden som formade vårt solsystems planeter. Källa: NSF/AUI/NSF NRAO/M.Weiss

Nya observationer från Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) har gett den första mätningen någonsin av deuterat vatten (halvtungt vatten) i ett interstellärt objekt. Upptäckten avslöjar att den interstellära kometen 3I/ATLAS innehåller minst 30 gånger så stor andel halvtungt vatten som finns i kometer från vårt eget solsystem vilket ger ett direkt kemiskt fönster mot de kalla förhållanden under vilket kometens solsystem (stjärna)  bildades.

Forskningen leddes av doktoranden Luis E. Salazar Manzano vid University of Michigan, i samarbete med biträdande professor Teresa Paneque-Carreño, som var huvudansvarig för ALMA-teleskopets programs tidsschema som möjliggjorde dessa observationer. Datan erhölls med ALMAs Atacama Compact Array (ACA) bara sex dagar efter att 3I/ATLAS nått sin närmaste punkt till solen. Ett smalt observationsfönster möjliggjort av ALMAs unika förmåga att peka mot solens riktning till skillnad från de flesta andra optiska teleskop.

"Våra nya observationer visar att de förhållanden som ledde till bildandet av vårt solsystem skiljer sig mycket från hur andra planetsystem utvecklades i olika delar av vintergatan," beskriver Salazar Manzano.

Kometer kallas ofta för smutsiga snöbollar, delvis på grund av deras höga vattenhalt. Vatten som bär på frusna kemiska spår av miljön där de bildades. Tillsammans med vanligt vatten (H₂O) innehåller kometer en molekylvariant kallad deuterat vatten (HDO), där en väteatom ersätts av deuterium, en väteatom med en extra neutron. I kometer i solsystemet finns ungefär en molekyl halvtungt vatten för varje tiotusen molekyler vanligt vatten. I 3I/ATLAS är den kvoten minst 30 gånger högre och över 40 gånger större än andelen som finns i jordens hav.

Noterbart är att vanligt vatten (H₂O) självt låg under ALMA:s detektionströskel under dessa observationer. 

Detta förhöjda förhållande pekar på ett ursprung i en exceptionellt kall och kemiskt distinkt miljö. "De kemiska processer som leder till förhöjning av deuterat vatten är mycket känsliga för temperatur och kräver vanligtvis miljöer kallare än cirka -243,15 °Celcius beskriver Salazar Manzano. Kvoten sattes när kometens hemsystem bildades och har bevarats intakt under hela dess interstellära resa.

ALMAs avgörande roll i denna upptäckt var avgörande. Paneque-Carreño noterade: "De flesta instrument kan inte peka mot solen, men radioteleskop som ALMA kan. Vi kunde observera kometen inom några dagar efter perihelion, precis när den kikade fram från sin passage bakom solen. Detta gav oss en begränsning på dessa molekyler som inte är möjlig med andra instrument."

Utöver att vara ett kemiskt fingeravtryck av ett avlägset planetsystem, har HDO/H₂O-förhållandet en särskild kosmologisk betydelse då mängderna av deuterium och väte fastställdes under själva Big Bang  görs denna mätning till en unikt grundläggande undersökning av de förhållanden under vilka andra världar blir till. "Varje interstellär komet tar med sig lite av sin historia. Vi vet inte exakt var den bildades men med instrument som ALMA kan vi börja förstå förhållandena på den platsen och jämföra dessa med vårt eget solsystems," beskriver Paneque-Carreño.

Forskningsresultatet publiceras i Nature Astronomy den 24 april 2026 under titeln "A Direct View of the Chemical Properties of Waterfrom Another Planetary System: Water D/H in 3I/ATLAS" av Salazar Manzano, Paneque-Carreño med flera.

Det ursprungliga pressmeddelandet utfärdades av National Radio Astronomy Observatory (NRAO), en ALMA-partner på uppdrag av Nordamerika.

Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA), en internationell astronomianläggning, är ett partnerskap mellan European Southern Observatory (ESO), USA:s National Science Foundation (NSF) och National Institutes of Natural Sciences (NINS) i Japan i samarbete med Republiken Chile. ALMA finansieras av ESO på uppdrag av dess medlemsstater, av NSF i samarbete med National Research Council of Canada (NRC) och National Science and Technology Council (NSTC) i Taiwan, samt av NINS i samarbete med Academia Sinica (AS) i Taiwan och Korea Astronomy and Space Science Institute (KASI).

Gåtan hur det lokala universum accelererar (i vintergatan och 600 ljusår om denna)

 

Bild https://noirlab.edu  Konstnärlig tolkning av de kosmiska avståndsstegen. En rad överlappande metoder som används för att mäta avstånd över universum där varje steg på stegen ger information som kan användas för att bestämma avståndet på nästa högre steg. Metoderna inkluderar observationer av pulserande Cepheid-variabla stjärnor, röda jättestjärnor som lyser med känd ljusstyrka, typ Ia-supernovor och vissa typer av galaxer. I ovan illustration börjar avståndsstegen vid Coma-hopen som är den närmaste galaxhopen till oss. Avståndet till Coma-klustret kan mätas direkt med hjälp av observationer av typ Ia-supernovor inom hopen. Typ Ia-supernovor har en förutsägbar ljusstyrka som gör dem pålitliga som objekt för avståndsberäkningar. CTIO/NOIRLab/DOE/NSF/AURA/J. Pollard Bildbehandling: D. de Martin & M. Zamani (NSF NOIRLab)

Astronomer har försökt mäta universums expansionshastighet med två fundamentalt olika metoder. Den ena metoden bygger på att mäta avstånd till stjärnor och galaxer i det närliggande universum. Den andra använder mätningar av den kosmiska mikrovågsbakgrunden för att förutsäga vad expansionshastigheten skulle vara idag enligt standardmodellen för kosmologi.

Dessa två metoder förväntas ge samma resultat men gör inte det. Mätningar baserade på det närliggande universum indikerar konsekvent en högre expansionshastighet omkring 73 kilometer per sekund per megaparsec medan förutsägelser utifrån det tidiga universum ger ett lägre värde, närmare 67 eller 68. Även om den numeriska skillnaden är måttlig är den mycket större än vad som kan förklaras av statistisk osäkerhet. Denna ihållande oenighet känd som Hubble-spänningen, har nu observerats i flera oberoende studier och olika teknik.

Genom att samla decennier av oberoende observationer i en enda, enhetlig ram har ett internationellt samarbete med astronomer uppnått den mest precisa direkta mätningen hittills av expansionshastigheten i det närliggande universum. I en artikel publicerad den 10 april i Astronomy & Astrophysics rapporterar H0 Distance Network (H0DN) Collaboration ett värde på Hubble-konstanten på 73,50 ± 0,81 kilometer per sekund per megaparsec, vilket motsvarar en precision på strax över 1%.

Studien, "The Local Distance Network: a community consensus report on the measurement of the Hubble-konstant med ∼1% precision," är resultatet av en bred samhällsinsats som lanserades vid International Space Science Institute (ISSI) Breakthrough Workshop, "What's under the H0od?", som hölls vid ISSI i Bern, Schweiz, i mars 2025.

"Detta är inte bara ett nytt värde av Hubble-konstanten," noterar de, "det är en gemenskapsbyggd ram som för samman årtionden av oberoende avståndsmätningar, transparent och tillgängligt."

NSF NOIRLab bidrog med både expertis och observationsdata till detta arbete. John Blakeslee, astronom och forsknings- och vetenskapschef vid NSF NOIRLab och  medlem i samarbetet var en av de som skrev studien. Studien inkluderar data från teleskop vid NSF Cerro Tololo Inter-American Observatory (CTIO) i Chile och NSF Kitt Peak National Observatory (KPNO) i Arizona, båda program inom NSF NOIRLab. Dessa data integrerades i en bredare, samarbetsinriktad ram som omfattar både mark- och rymdbaserade observatorier, vilket bidrog till att stärka det övergripande resultatet.

"Detta arbete utesluter i praktiken förklaringar till Hubble-spänningen som bygger på ett enda förbisett fel i lokala avståndsmätningar," avslutar författarna. "Om spänningen är verklig, som den växande mängden bevis antyder kan den peka på ny fysik bortom den vanliga kosmologiska modellen."

Konsekvenserna är betydande. Den lägre expansionshastighet som härleds från det tidiga universum beror på den standardmodellen för kosmologi vilken beskriver hur universum har utvecklats sedan Big Bang. Om den modellen är ofullständig till exempel om den inte fullt ut tar hänsyn till beteendet hos mörk energi, nya partiklar eller gravitationsförändringar skulle dess förutsägelser för dagens expansionshastighet påverkas.

I så fall är Hubble-spänningen kanske inte resultatet av mätfel, utan snarare bevis på att den nuvarande modellen av universum saknar en nyckelkomponent. Det lokala avståndsnätverket etablerar också en ram för framtida undersökningar. Genom att göra  metoder och data öppet tillgängliga har samarbetet skapat en grund som kan utökas med nya observationer. Med nästa generations observatorier som förväntas ge ännu mer precisa mätningar siktar astronomer på att avgöra om denna avvikelse slutligen kommer att lösas eller fortsätta peka mot ny fysik.

 Denna forskning presenteras i en artikel med titeln "The Local Distance Network: A community consensus report on the measurement of the Hubble constant at ∼1% precision" som publiceras i Astronomy & Astrophysics.