Snart är Nancy Grace Roman Space Telescope i drift med stora förväntningar på vad detta teleskop ska finna därute.

 

Bild wikipedia Konstnärs intryck av teleskopet då det blir i drift i rymden.

Förberedelserna inför uppskjutningen för Nancy Grace Roman Space Telescope som ska arbeta inom det infraröda fältet  (strålning inom våglängdsområdet 700 nm till 1 mm, det vill säga våglängder närmast över de för synligt ljus) har redan inneburit historiska förändringar inom astronomiområdet. Från och med 2027 (senast maj 2027 kanske redan i slutet av 2026 är det i drift därute) kommer Roman att leverera en aldrig tidigare skådad mängd komplexa data som kommer att vara opraktiska att ladda ner till enskilda datorer för analys. Romans bilder kommer att ha ett panoramasynfält som är 200 gånger större än Hubbles infraröda vy vilket leder till vidfältstora kartor över universum med stor upplösning. 

Med sitt Wide Field Instrument kommer Roman att se in i miljarder galaxer och fånga ljuset från stjärnexplosioner med strävan att lösa mysteriet med mörk energi. Energin som får universums expansionshastighet att oavbrutet accelerera. Romans skanningar av skyn  kommer att avslöja tusentals exoplaneter bortom vårt solsystem. Roman kommer också att utforska hela spektrumet av astrofysiska objekt, inklusive supermassiva svarta hål i avlägsna galaxer, stjärnor i granngalaxer, kosmiska barnkammare där stjärnor och planeter bildas i vår galax, samt små asteroider och kometer i vårt eget solsystem.

 Ungefär 75 % av Romans observationstid kommer att ägnas åt samhällsdefinierade undersökningar (uppdrag från regeringar och universitet mm). Under sina första fem år kommer Roman slutligen att ge 20 petabyte data  (20 följt av 15 nollor )  och allt av uppdragets data kommer mycket snabbt att släppas för alla forskare att ladda ner och analysera. Omfattningen av Romans data kommer att kräva ett annat tillvägagångssätt av datautforskning, reduktion och analys jämfört med de typiska processer som används för att analysera Hubble- och Webb-data, vilkas data ofta utförs på persondatorer. 

Medan all romersk data snabbt kommer att bearbetas och arkiveras i Barbara A. Mikulski-arkivet för rymdteleskop (MAST) med hjälp av Amazon Web Services (AWS) vilket innebär att Romans stora datamängd är öppet för nedladdning och analys på en bärbar dator och kommer att vara öppet för alla forskare på en gång förutom de mest begränsade analyserna av Romans undersökningar.

För att visualisera mängden av Romans kommande data, tänk på sandkorn, där ett enda fint sandkorn representerar en byte, den minsta dataenheten. Om Romans förväntade 20 petabyte  "sand" staplades och huggs in i ett monument, skulle det vara ungefär lika stort som Frihetsgudinnan.

För kontext har det ikoniska Hubble-rymdteleskopet levererat mer än 400 terabyte data under 35 års drift (och är ännu i drift för mer). När den är fullt operativ kommer Roman att returnera cirka 1,4 terabyte komprimerad data per dag vilket kommer att överstiga 500 terabyte per år. Romans öppna data markerar ytterligare ett stort skifte inom astronomiområdet. Forskare som får tid till att observera med Hubble får till exempel upp till ett års exklusiv tillgång till den nya datan, känd som en proprietär (egen begränsad)  period. När den perioden är över blir Hubble-data tillgänglig för alla på MAST. Med Roman kommer ingen data någonsin att hållas exklusivt av någon användare under någon tidsperiod alla forskare kommer att kunna analysera Romans data aktivt omedlbart.

Nexus stöder Romans öppna dataåtkomst delvis genom att tillåta ett valfritt antal team att arbeta med samma datamängder. Teamkonton på Nexus är en annan fördel då de gör det möjligt för grupper att arbeta med gemensamma projekt i realtid, samtidigt som de delar beräkningsresurser, mjukvarumiljöer och en teamkatalog för att samordna utvecklingen. Till exempel kan forskare markera en bild samtidigt eller redigera ihop en bild. 

"Roman Research Nexus är en ny modell för att stödja vetenskap från ett NASA-flaggskeppsuppdrag," delade Gisella De Rosa, den romerska missionsforskaren vid STScI (Space Telescope Science Institute in Baltimore, Maryland,) som ledde utvecklingen av Nexus. "Den samlar dataåtkomst, analysverktyg och skalbar databehandling i en enda miljö som medvetet designats för Romans mätningsskala och komplexitet."

Nexus är välkomnande för forskare på alla nivåer. Ingen tidigare forskningserfarenhet förutsätts, vilket gör plattformen till ett utmärkt online-klassrum i sig där studenter, professorer och medborgarforskare kan arbeta tillsammans.

Ett ständigt föränderligt multiplanetsystem

 

Bild wikipedia TOI-700 d  en stenplanet nästan av jordens storlek (ev en havsvärld)  som kretsar inom den livsvänliga zonen kring den röda dvärgstjärnan TOI-700. Den finns ungefär 101,4 ljusår från jorden i stjärnbilden Dorado och är den yttersta av fyra bekräftade exoplaneter runt sin sol. Det är en av de exoplaneter som nämns i texten från den artikel från The university of New Mexico mitt inlägg nedan har som ursprung.   

Astronomer vid University of New Mexico har publicerat en ny forskningsrapport som bekräftar tre exoplaneters existens i det dynamiska exoplanetsystemet  kring stjärnan TOI-201. Det inkluderar en superjord (TOI-201 d), en varm Jupiter (TOI-201 b) och en brun dvärg (TOI-201 c). Ismael Mireles, doktorand vid UNM:s institution för fysik och astronomi med professor Diana Dragomir som handlledare ledde forskningen.

Målet var att karaktärisera TOI-201:s planetsystem för att förstå inte bara vilka planeter som finns där utan också hur de interagerar dynamiskt med varandra," beskriver Mireles. "Detta hjälper forskare att förstå hur planetsystem som vårt eget solsystem bildas och utvecklas över tid."

Superjorden (TOI-201 d) är en stenig planet ungefär 1,4 gånger större än jorden med ungefär 6 gånger större massa än jorden och den fullbordar en runda runt sin sol på 5,85 dagar. Den finns mycket nära sin stjärna och är troligen för varm för att ha flytande vatten.

TOI-201 b är en gasjätte med ungefär hälften av Jupiters massa och kretsar runt sin sol ett varv var 53:e dag. "Varma Jupiterliknande objekt"  är vetenskapligt intressanta eftersom astronomer inte helt förstår hur de hamnade i de banor de finns i.

Den bruna dvärgen TOI-201 c (en misslyckad stjärnbildning) är den mest massiva kroppen i systemet förutom stjärnan själv och har mycket elliptisk  bana runt sin sol som tar cirka 8 år. Dess gravitationspåverkan är ansvarig för det mesta av systemets dynamiska beteende. TOI-201 c är också det längst periodiska transiterande objekt som någonsin upptäckts. TOI-201 c är unik på grund av sin extremt långa omloppstid (~7,9 år) och sin placering i ett system med två inre planeter," beskriver Mireles. "De flesta kända transiterande bruna dvärgar kretsar mycket närmare sina stjärnor."

"Eftersom massan av TOI-201 c ligger nära gränsen mellan massiva planeter och bruna dvärgar är den ett mysterium som detta system varken har formats som en planet eller som en stjärna," tillade professor Dragomir.

För att sätta detta i perspektiv är en brun dvärg 13 gånger mer massiv än vår Jupiter, men fortfarande för liten för att klassificeras som en riktig stjärna. Den kan inte upprätthålla vätefusion i sin kärna som solen kan.

"Detta är ett av endast ett fåtal system där planetbanor kan observeras aktivt förändras på mänskliga tidsskalor. Det erbjuder ett sällsynt realtidsfönster in i planetsystemens dynamiska liv," förklarar Mireles. Faktum är att om 200 år kommer endast två av de tre objekten fortfarande att transitera (passera framför sin sol så vi kan se detta).

"Vi använde flera spektrografer i Chile: CORALIE, HARPS och PFS. Vi använde också arkivdata från FEROS-spektrografen i Chile och MINERV A-Australis i Australien," i arbetet beskriver Mireles.

Den andra tekniken är transitfotometri, som innebär att man registrerar stjärnans nedtoning av ljus  när en planet passerar framför den. Transiter från NASAs TESS-teleskop och markbaserade observationer från ATEPE-teleskopet i Antarktis ett projekt lett av Observatoire de la Côte d'Azur, Nice, i samarbete med University of Birmingham och Europeiska rymdorganisationen användes. Transitobservationer från LCOGT:s globala nätverk av teleskopplatser baserade i Chile, Australien och Sydafrika inkluderades också och spelade en avgörande roll i analysen. "Planeternas banor lutar i förhållande till varandra, och på grund av det drar de långsamt varandra i nya riktningar," sade Mireles.

Om 200 år kommer Superjorden att sluta transitera. Några hundra år senare kommer den varma Jupiter att sluta transitera och senare kommer den bruna dvärgen att sluta transitera (ses från Vår synvinkel). De kommer dock att börja transitera igen tusentals år in i framtiden, eftersom de genomgår cykler av transiterande och icke-transiterande konfigurationer.

Artikeln om studien med titeln "Uncovering the Rapidly Evolving Orbits of the Dynamic TOI-201 System", publicerades i Science Advances. 

Skillnaden mellan planeters och stjärnors bildande

 

Bild https://science.nasa.gov  Exoplanet 29 Cygni b (finns 69 ljusår från oss i stjärnbilden Svanen) som ses i denna konstnärs koncept, är en gasjätte som väger ungefär 15 gånger mer än Jupiter. Astronomer studerade 29 Cygni b med NASAs James Webb Space Telescope. De fastställde att den troligen bildades genom ackretion (insamling av materia från den protoplanetära skivan runt sin sol 29 Cygni) snarare än diskfragmentering (Diskfragmentering är en process där den gasskiva protoplanetär skiva som omger en ung stjärna fragmenteras, eller splittras, på grund av gravitationsinstabilitet.). Illustration: NASA, ESA, CSA, Joseph Olmsted (STScI)

Planeter, som de i vårt solsystem, bildas i en underifrån och upp process där små bitar av sten och is klumpar ihop sig och växer sig större över tid. Men ju tyngre planeten är desto svårare är det att förklara dess bildning på det sättet.

Astronomer använde NASAs James Webb Space Telescope för att undersöka 29 Cygni b, ett objekt ungefär 15 gånger massivare än Jupiter som  kretsar runt en närliggande stjärna. De fann flera bevis för att 29 Cygni b faktiskt bildades ur denna process (se bildtext) vilket gav nya insikter om hur de tyngsta planeterna likväl kan uppstå. 

Planetbildningsprocessen förstås i stort sett ske inom gigantiska protoplanetära skivor av gas och damm runt stjärnor så kallad ackretion. Damm klumpas ihop till småstenar som kolliderar och växer sig större och större och bildar protoplaneter och så småningom planeter. De största samlar sedan gas och bli gasjättar som Jupiter. Då det tar längre tid för gasjättar att bildas och skivan av planetbildande material så småningom avdunstar och försvinner får planetsystem många fler små planeter än stora planeter.

I kontrast bildas stjärnor när ett enormt gasmoln splittras och varje bit kollapsar under sin egen gravitation och blir mindre och tätare. En liknande fragmenteringsprocess skulle teoretiskt kunna ske inom protoplanetära skivor också. Det kan förklara varför vissa mycket massiva objekt finns miljarder mil från sina stjärnor i områden där protoplanetärskivan borde ha varit för tunn för att ackretion skulle kunnat ske.

29 Cygni b ligger på gränsen mellan vad som kan förklaras av dessa två olika mekanismer. Den väger 15 gånger mer än Jupiter och kretsar runt sin sol på ett genomsnittligt avstånd av 2,4 miljarder kilometer ungefär lika långt som Uranus är från vår sol Forskarteamet riktade in sig på det eftersom 29 Cygni b potentiellt kunde vara resultatet av båda processerna. Teamet var osäkert på vilken av de två processerna som bildat gasjätten använde också en markbaserad optisk teleskoparray kallad CHARA (Center for HighAngular Resolution Astronomy) för att avgöra om planetens bana är i linje med stjärnans rotation. De bekräftade den justeringen, vilket skulle förväntas för ett objekt som bildats från en protoplanetär skiva (ackretion).

"Vi kunde uppdatera planetens bana och observerade även värdstjärnan för att bestämma dess orientering i förhållande till den banan," beskriver Ash Messier, medförfattare och doktorand vid Johns Hopkins University. "Vi visade att planetens lutning är väl justerad med stjärnans rotationsaxel, vilket liknar det vi ser för planeterna i vårt solsystem."

"Sammantaget tyder dessa bevis starkt på att 29 Cygni b bildades ur och i en protoplanetär skiva genom snabb ackretion av metallrikt material, snarare än genom gasfragmentering," beskriver William Balmer från Johns Hopkins University och Space Telescope Science Institute. "Med andra ord, den bildades som en planet och inte som en stjärna."

En artikel som beskriver forskningens resultat publicerades nyligen  i The Astrophysical Journal Letters.

Varför Jupiter har fler stora månar än Saturnus

 

Bild Wikipedia Saturnus har mer än 270 bekräftade månar. Titan är den största. Jupiter har över 95 kända månar och bland dessa de fyra stora galileiska månarna (Io, Europa, Ganymedes, Callisto, månarna Gelilei upptäckte).

De två största planeterna i vårt solsystem, Jupiter och Saturnus, har också flest månar. För närvarande är Jupiters rapporterade månantal över 100 st (troligen är inte alla ännu upptäckta) och tillsammans med sina många ringar har Saturnus mer än 280 rapporterade månar. Alla dessa månar är dock inte lika. Jupiters månfamilj består av fyra stora medlemmar, inklusive den största månen i solsystemet, Ganymedes, medan Saturnus månfamilj domineras av en stor måne, Titan, solsystemets näst största.

Båda planeterna är gasjättar därför har orsakerna till skillnaderna av månar och dessas storlek länge förbryllat astronomer. Teorier om satellitbildning har föreslagit vissa lösningar men nyare studier av stjärnors magnetfält har antytt behovet av att ompröva dessa teorier. Det pågår också en långvarig debatt kring magnetisk ackretion (tillväxt) och satellitbildning. Specifikt frågan om en inre hålighet kan bildas i Jupiters cirkumplanetära skiva (en skiva av gas och stoft som omger en exoplanet och är den plats där månar bildas), ansamlingen av material som kretsar kring en planet och från vilket månar kan bildas.

En fysiskt konsekvent modell som kan förklara flera system, som satellitsystemen runt Jupiter och Saturnus, kan vara tillämplig även på exoplaneter. Detta motiverade ett samarbetsinriktat forskarteam från institutioner i Japan och Kina, inklusive Kyoto University att utveckla en sådan modell.

"Att testa teorin om planetbildning är svårt eftersom vi bara har vårt eget solsystem som referens. Men det finns flera satellitsystem nära oss vars detaljerade egenskaper vi kan observera," säger huvudförfattaren Yuri I. Fujii.

För att förstå Jupiters och Saturnus termiska utveckling och hur deras magnetfält har varierat över tid, utförde teamet numeriska simuleringar av de inre strukturerna hos unga gasjättar. Teamet modellerade också numeriskt de skivorna på båda planeterna och utförde N-kroppssimuleringar för att följa satellitbildning och omloppsmigration med PC-klustret vid Center for Computational Astrophysics, National Astronomical Observatory of Japan.

Resultaten visade att skillnaden mellan de stora satellitsystemen runt Jupiter och Saturnus kan förklaras av deras olika skivstrukturer, som härrör från styrkan i deras magnetfält. Specifikt orsakade Jupiters starka magnetfält bildandet av en magnetosfärisk hålighet i skivan runt den unga gasjätten som troligen fångade in månarna Io, Europa och Ganymedes. I kontrast var den unga Saturnus magnetfält för svagt för att bilda en hålighet så de migrerande månarna kunde inte bli kvar i skivan (de större månarna eller asteroiderna).

En publikation över arbetet har gjorts av  Yuri I. Fujii, Masahiro Ogihara, Yasunori Hori (2026). Different architecture of Jupiter and Saturn satellite systems from magnetospheric cavity formation. Nature Astronomy.

Studien utgör en grund för framtida observationer av exomånar och  skivor runt gasjättar. Teamets modell förutspår att gasjättar i storlek med Jupiter eller större skulle utveckla kompakta system med flera månar, medan en eller två månar skulle bildas runt gasplaneter i Saturnus storlek. Nu är teamet intresserade av att utvidga sin teori till andra månar och potentiella exomånsystem.

Ett röntgenteleskop som kan se ett objekt på 3,5 mm i diameter en kilometer bort.

 

Bild https://en.nagoya-u.ac.jp  Röntgenstrålar färdas här längs en 900 meter lång korridor innan de når denna experimentstation där de reflekteras från teleskopets spegel och fångas upp av detektorn. Vakuumrör omger spegeln för att förhindra att luft stör röntgenmätningarna. Källa: Fujii et al., 2026

Forskare i Japan har utvecklat ett högupplöst röntgenteleskop som är tillräckligt känsligt för att urskilja ett objekt som är bara 3,5 mm brett på en kilometers avstånd, genom att ha kombinerat precisionsspegeltillverkning med rymdastronomi. För att testa dess prestanda byggde de ett utvärderingssystem  som kunde simulera stjärnljus på jorden för att mäta teleskopets skärpa innan det sköts upp med den amerikansk-japanska FOXSI-sondraken. Resultaten av detta publicerade i  Publications of the Astronomical Society of the Pacific, och utgör en milstolpe för japansk röntgenastronomi och banar väg för högupplösta röntgenobservationer på framtida mindre satelliter.

Enorma mängder röntgenstrålar frigörs av solutbrott, exploderande stjärnor och materia runt svarta hål. Dessa röntgenstrålar innehåller ledtrådar om några av de högst heta och mest våldsamma processerna i universum. Men jordens atmosfär absorberar dem innan de når marken därav behövs mätningar utanför jorden.  Instrument för mätning måste sändas ut i rymden med ballonger, sonderingsraketer eller satelliter.

Att tillverka ett högupplöst röntgenteleskop har varit en utmaning inom japansk röntgenastronomi. Två tekniska hinder stod i vägen, teleskopets spegel. Röntgenstrålar reflekteras inte från vanliga spegelytor. De kan bara reflekteras i extremt små vinklar och spegelytan måste formas med nanometernivåprecision. För det andra var är det sammansättningen. Även en perfekt tillverkad spegel kan förlora sin precision under monteringen i ett teleskop.

"Spegeln är som en mycket exakt tratt för röntgenstrålar. Om någon del av tratten är ens lite ur led missar röntgenstrålarna sitt mål och bilden blir suddig," beskriver Ikuyuki Mitsuishi, seniorförfattare och projektledare från Forskarskolan för naturvetenskap vid Nagoya universitet. "Spegeln måste också klara de intensiva vibrationerna vid en sondraketuppskjutning samtidigt som den behåller sin optiska precision."

SPring-8 är en av världens mest kraftfulla röntgenforskningsanläggningar, belägen i Hyogo prefektur, Japan. Dess partikelaccelerator producerar mycket starka röntgenstrålar kända som synkrotronstrålning till vetenskaplig forskning. Forskare dutvecklade extremt precisa spegeltillverkningstekniker för att fokusera röntgenstrålar. Samma tekniker användes av forskarteamet för att bygga en högupplöst rymdteleskopspegel.

Forskarna använde en precisionselektroformningsteknik från SPring-8 för att producera en nickelspegel, 60 mm i diameter och 200 mm hög. Till skillnad från speglar byggda av flera delar var denna spegel gjuten i ett enda sömlöst skal, så det fanns inga leder eller skarvar som kunde avleda röntgenstrålarna bort från fokuspunkten och inget kunde röra sig ur plats. Uppskjuten i rymden med FOXSI-4 (och snart FOXSI-5)

FOXSI är ett samarbetsprojekt med sondraketer sondraketer som  tar instrument ut i rymden. De är utformade för att ta röntgenbilder av solens korona och flare. Programmet lanserades första gången 2012 och dess femte flygning är planerad till 2026.

Teleskopet var ett av sju röntgenteleskop ombord på FOXSI-4, som sköts upp från Alaska den 17 april 2024 och framgångsrikt observerade ett pågående solutbrott. Dr. Mitsuishi och hans studenter var närvarande vid lanseringen. För forskarteamet var detta ett historiskt ögonblick. Då det var första gången ett japanskt högupplöst röntgenteleskop utvecklat inhemskt flög som en del av en internationell sondraketmission.

Färgmysteriet kring Jupiters trojanska asteroider

 

Bild wikipedia (engelska) Jupiters trojaner (asteroiderna som följer framför eller bakom Jupiter i dess bana) syns i denna grafik Bilden visar asteroidbältet mellan Mars och Jupiter samt Hilda-asteroiderna, en grupp av mer än 5 000 mörka asteroider i yttre delen av asteroidbältet (se här).

Observationer med Subaru-teleskopet och dess första generations vidvinkelkamera Suprime-Cam, har avslöjat nya rön om sambandet mellan färg och storlek på Jupiters trojaner. Även om en bimodal (färg storlek  fördelas) har etablerats väl för de större trojanerna. Studien visar att mindre trojaner uppvisar markant annorlunda beteende. Denna upptäckt ger en viktig ledtråd för att förstå ursprunget och utvecklingen av dessa gåtfulla objekt. Tidigare forskning har visat att stora trojaner kan klassificeras i två typer baserat på deras reflektansegenskaper: den röda "D-typen" och den mindre röda "P-typen/C-typen." Färgen på en asteroid tros spegla dess sammansättning och dess bildningsavstånd från solen eftersom temperaturgradienter i det tidiga solsystemet påverkade vilka typer av material som kunde kondensera.

Jupitertrojan-populationen innehåller två typer av asteroider som kan ha bildats i olika regioner, men som idag samexisterar i samma omloppsregion. Den exakta orsaken till detta är oklar. Men det har föreslagits att storskalig migration av jätteplaneterna i det tidiga solsystemet transporterade avlägsna små kroppar in i Jupiters omloppsregion.

För att bättre förstå ursprunget till dessa två asteroidpopulationer fokuserade ett forskarteam från University of Occupational and Environmental Health, Japans nationella astronomiska observatorium och Kobe University på små Jupiter-trojanska asteroider.

Asteroider har även upplevt flera kollisioner under sin historia. Många små asteroider tros därför vara fragment av större objekt. Även om ytorna på stora asteroider har förändrats under långa perioder av exponering för rymdmiljön är mindre fragment mer benägna att behålla information om insidan av de objekt de en gång var en del av. I detta avseende ger studier av små asteroiders färger värdefulla ledtrådar om den ursprungliga sammansättning av det objekt det en gång var en del av.

Asteroiders färger kan mätas med spektroskopi eller flerfärgsfotometri. Små Jupiter-trojaner är för svaga för effektiv spektroskopisk observation, även med stora teleskop. För att övervinna denna begränsning genomförde teamet flerfärgsfotometri med Suprime-Cam, Subaru-teleskopets första generations vidvinkelkamera.

Suprime-Cam var planerad att tas ur bruk när Hyper Suprime-Cam (HSC) kom i drift. HSC är en kamera av andra generationen som erbjuder ett synfält som är ungefär sju gånger större än Suprime-Cam, vilket dramatiskt förbättrar mätresultat. Men på grund av sin större storlek krävs det betydligt längre tid att byta filter.

Asteroider roterar och intensiteten av deras reflekterade ljus förändras med rotationen. Därför är det önskvärt att utföra fotometriska mätningar med flera filter på så kort tid som möjligt när man mäter deras färger.

"Suprime-Cam var oumbärlig för denna studie, som krävde snabba flerfärgade observationer över ett stort område av himlen," beskriver Fumi Yoshida (University of Occupational and Environmental Health/Chiba Institute of Technology), som ledde forskningen.

Observationerna genomfördes i maj 2017 under Suprime-Cams "sista natt i drift" på Subaru-teleskopet. Den natten samlades många personer som varit involverade i instrumentutvecklingen och driften vid Subaru-teleskopet och det fjärrstyrda observationsrummet i Mitaka för att bevittna Suprime-Cams sista framträdande.

"Jag är djupt tacksam för att vår forskning genomfördes vid ett så speciellt tillfälle. Mitt arbete med små kroppar i solsystemet började år 2000 med testobservationer från Suprime-Cam. Under de följande 17 åren fortsatte jag att använda detta instrument för att studera storleken och rumsliga fördelningen av små solsystemkroppar," reflekterar Yoshida.

Forskarteamet observerade området cirka 60 grader framför Jupiter och upptäckte 120 Jupiter Trojan-asteroider. Deras analys av färg- och storleksrelationer för kilometer stora objekt visade två huvudsakliga resultat:

Ingen tydlig färgbimodalitet bland små asteroider Tillskillnad från större Jupiter-trojaner, som visar en tydlig uppdelning i "röda" och "mindre röda" grupper, medan små trojaner uppvisar mindre trojaner en kontinuerlig färgfördelning. Överlag är mindre röda föremål mer förekommande.

Tidigare studier visade att storleksfördelningarna skiljer sig mellan röda och mindre röda grupper bland stora Jupiter-trojaner. Man fann dock praktiskt taget ingen skillnad i storleksfördelning mellan röda och mindre röda asteroider.  Dessa resultat utmanar den konventionella hypotesen att röda asteroider fragmenteras till mindre röda objekt vilket istället antyder att båda populationerna genomgår liknande kollisionsprocesser. Studiens resultat publicerades i The Astronomical Journal den 20 mars 2026 (Yoshida et al., "Color and Size Distributions of Small Jupiter Trojans.") 

Hur kunde denna jätteplanet bli till runt en brun dvärgstjärna?

 

Bild https://carnegiescience.edu  en konstnärlig föreställning av gasjätteplanet TOI-5205 b ( ca 380 ljusår bort) som kretsar kring en röd dvärgstjärna . Bild med tillstånd av Katherine Cain, Carnegie Science.

TOI 5205 b är en planet i Jupiter-storlek som kretsar runt en stjärna som själv är ungefär fyra gånger större än Jupiter och har ungefär 40 procent av sin sols massa. När den passerar framför sin sol den röda dvärgstjärnan TOI-5205 ett fenomen som astronomer kallar en "transit" blockerar planeten ungefär sex procent stjärnans ljus. Genom att observera denna passage med teleskopinstrument så kallade spektrografer och delar upp ljuset i dess beståndsdelar i färger kan astronomer tyda planetens atmosfärs sammansättning och lära sig mer om dess historia och relation till sin sol. Planeter kommer till i den roterande skivan av gas och damm som omger en stjärna i dennas första tid. Även om det är allmänt accepterat att jätteplaneter bildas i dessa skivor bestående av damm och gas runt en ung stjärna väcker existensen av massiva planeter som TOI-5205b  frågor om denna process.

För att få mer kunskap om detta leder Kanodia, Cañas och Jessica Libby-Roberts vid University of Tampa det största exoplanetprogrammet för JWST Cycle 2, Red Dwarfs and the Seven Giants, som designades för att studera osannolika världar som TOI-5205 b – ibland kallade GEMS (för jättestora exoplaneter runt M-dvärgstjärnor).Deras observationer av tre transiter av TOI5205-b avslöjade något som astronomerna inte lätt kunde förklara. De blev förvånade över att se att planetens atmosfär har en lägre koncentration av tunga grundämnen  i förhållande till väte än en gasjätteplanet i vårt eget solsystem  Jupiter. TOI5205-b har till och med en lägre metallhalt än sin egen sol. Detta gör att den sticker ut bland alla jätteplaneter som har studerats hittills.

Dessutom, även om det var mindre chockerande, avslöjade transiterna metan (CH₄) och vätesulfid (H₂S) i TOI-5205-b:s atmosfär.

För att sätta sina fynd i kontext använde teammedlemmarna Simon Müller och Ravit Helled vid Zürichs universitet sofistikerade modeller av planetariska interiörer för att förutsäga att hela TOI5205-b:s sammansättning är ungefär 100 gånger mer metallrik än dess atmosfär, mätt med hjälp av transiterna (passagenerna av planeten framför sin sol)

"Vi observerade mycket lägre metallhalt än vad våra modeller förutspådde för planetens bulksammansättning vilket beräknades utifrån mätningar av planetens massa och radie. Detta tyder på att dess tunga element migrerade inåt under bildandet och att dess inre och atmosfär  inte blandats," förklarade Kanodia. "Sammanfattningsvis tyder dessa resultat på en mycket kolhaltig, syrefattig atmosfär."

Forskningen är en del av GEMS Survey, ett program dedikerat till att studera transiterande jätteplaneter runt M-dvärgstjärnor för att förstå deras bildning, struktur och atmosfärer. Forskargruppen inkluderar även Carnegie-astronomerna Peter Gao, Johanna Teske och Nicole Wallack, samt den nyligen avgångna Carnegie-postdoktorala forskaren Anjali Piette, som nu istället är fakultetsmedlem vid University of Birmingham. Andra medförfattare var Jacob Lustig-Yaeger, Erin May och Kevin Stevenson från Applied Physics Laboratory vid Johns Hopkins University; Shang-Min Tsai från Academia Sinica Institute of Astronomy and Astrophysics; Dana Louie från Catholic University; Giannina Guzmán Caloca från University of Maryland; Kevin Hardegree-Ullman från Caltech; Knicole Colón från NASA Goddard Space Flight Center; Ian Czekala of University of St. Andrews; Megan Delamer och Suvrath Mahadevan från Penn State University; Andrea Lin och Te Han från University of California Irvine; Joe Ninan från Tata Institute of Fundamental Research; och Guðmundur Stefánsson från Amsterdams universitet.

Publicerade nyligen i The Astronomical Journal, representerar dessa fynd det gemensamma arbetet av ett internationellt team av astronomer lett av NASA Goddard Space Flight Centers Caleb Cañas och inklusive Carnegie Sciences Shubham Kanodia.,