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.,

Historiska rymdväder

 

Bild https://www.oist.jp Före den nuvarande Artemis II-expeditionen var Apollo 17 sista gången människor besökte månen. Flera elektromagnetiska strålningsutbrott  inträffade samma år som Apollo 16 och 17 vilka landade på månen 1972. Om dessa hade sammanfallit skulle astronauterna ha utsatts för dödlig strålning utan skydd. © NASA (Public domain)

På jorden framstår extrem solaktivitet ofta som vackra ofarliga norrsken. Men när man tar  sig bortom säkerheten i vårt magnetfält möter man hela tyngden av en temperamentsfull stjärna som plötsligt kan explodera med utbrott och koronamassutkastningar.

Dessa utbrott utlöser ibland så kallade elektromagnetiska strålningsutbrott  där högenergipartiklar slungas mot jorden med upp till 90 % av ljusets hastighet. År 1972 inträffade en rad sådana mellan Apollo 16 och 17:s månuppdrag om dessa hade sammanfallit med någon av expeditionerna skulle astronauterna ha varit hjälplöst utsatta för dödlig protonpartikelstrålning. När vi återvänder till månen blir förståelsen och skydd mot  dessa sporadiska händelser allt mer angelägen.

Nu har forskare från Okinawa Institute of Science and Technology (OIST) visat en ny metod för att upptäcka historiska SPE:er, där de använder medeltida register för att finna ultraprecisa kol-14-mätningar av begravda asuranoträd i norra Japan. Med denna kombinerade metod har fysikerna identifierat och daterat en händelse till en period mellan vintern 1200 och våren 1201 e.Kr. Under medeltiden var solaktiviteten  extremt hög. Deras resultat publicerades nyligen i Proceedings of the Japan Academy, Serie B.

Professor Hiroko Miyahara från Solar-TerrestrialEnvironment and Climate Unit beskriver "Tidigare studier av historiska händelser har fokuserat på sällsynta, extremt kraftfullt slag. Vår artikel ger en grund för att upptäcka subextrema händelser som inträffat oftare och är omkring 10–30 % av storleken på de mest extrema fallen men som ändå är farliga. Subextrema skeenden är svårare att upptäcka men vår metod gör det nu möjligt för oss att effektivt identifiera dem och bättre förstå under vilka förhållanden de är mer sannolika att inträffa."

De flesta högenergiprotoner från dessa utkast avleds av jordens magnetfält. Men nära polerna, där de geomagnetiska fältlinjerna är öppna mot rymden eller under särskilt starka händelser kan vissa partiklar tränga igenom och kollidera med atmosfären. Detta bildar kol-14-föreningar som cirkulerar globalt genom atmosfären och införlivas i organiskt material. Genom att mäta kol-14-innehållet i bevarat organiskt material såsom begravda träd kan forskare identifiera fluktuationer i solaktiviteten under de senaste 10 000 åren. Med ultraprecisa mätningar  som forskarna  utvecklat under en tioårig process  kan mindre fluktuationer som är omöjliga att upptäcka med konventionella metoder nu upptäckas vilket möjliggör detektion av subextrema händelser av detta slag.

Men eftersom den ultraprecisa metoden är tidskrävande, behövde teamet först veta när och var de skulle leta efter bevis på tidigare solväderhändelser. I den nya studien kom den första ledtråden från Meigetsuki, dagboken från den inflytelserika japanske hovmannen och poeten Fujiwara no Teika (1162–1241), som bevittnade "röda ljus på norra himlen över Kyoto" i februari 1204 e.Kr.

Hubbleteleskopet visar bild på Lejonets stjärnbild

 

Stjärnbilden, Lejonet. Du kan hitta denna stjärnbild på vårhimlen i Stellarium. Stellarium är ett gratis planetarium datorer med öppen källkod. Det visar en realistisk himmel i 3D, precis som den himmel du ser med blotta ögat, kikare eller ett teleskop. Alla bör kunna använda detta på sin dator. (Bilden är från Stellarium. Hubblebilden kan ses från länken längst ner i inlägget.

Lejonets karakteristiska framåtriktade skära eller "omvända frågetecken", är lätt att upptäcka när den stiger på himlen i sydost efter solnedgången. Om du har svårt att upptäcka skäran, leta efter den ljusstarka Sirius och Procyon i Canis major och Canis minor. Fullborda en triangel genom att dra två linjer österut, som möts vid den ljusa stjärnan Regulus, "punkten" i det bakvända frågetecknet. Efter dem följer en trio ljusstarka stjärnor som bildar en likbent triangel. Den ljusaste stjärnan i den formationen heter Denebola. Genom att koppla samman dessa två mönster bildas stjärnbilden Lejonet där den framåtvända skäran är lejonets huvud och man, och den bakre triangeln dess bakparti. Kan du se Lejonet? Det kan hjälpa att föreställa sig Leo stolt sittande upp och stirra rakt fram, som en himmelsk sfinx. För att hjälpa till att hitta dessa objekt kan du använda onlineverktyg som Stellarium på Webben.

Om du tittar djupare in i Lejonets stjärnbild med ett litet teleskop eller kikare hittar du en  dubbelstjärna. Titta i Lejonets skära efter dess näst ljusaste stjärna, Algieba, även kallad Gamma Leonis. Denna stjärna delas upp i två ljusgula stjärnor även i en liten förstoring. Du kan göra denna "split" med kikare, men det visa än bättre med ett teleskop. Jämför färgen och intensiteten hos dessa två stjärnor märker du några skillnader? Det finns andra flerstjärnsystem i Lejonet. Tillbringa några minuter med att skanna med ditt valda instrument och se vad du upptäcker. 

En av de mest kända sevärdheterna i Lejonet är "Lejonets trilling": tre galaxer som verkar ligga nära varandra. De är genom gravitation bundna till varandra och finns ungefär 30 miljoner ljusår bort från oss. Du behöver ett teleskop för att upptäcka dem och då ett okular med stort synfält för att se alla tre galaxer samtidigt. Titta nedanför stjärnan Chertan för att hitta galaxerna M65, M66 och NGC 3628. Jämför och kontrastera utseendet på varje galax även om de alla är spiralgalaxer är varje galax lutad i olika vinklar mot vår synvinkel. Artikeln varifrån detta inlägg är taget var ursprungligen publicerat av Dave Prosper: april 2021 Senast uppdaterad av Kat Troche. Här finns senaste artikeln från NSA och Hubblebilden april 2026 NASA.

Här finns vattnet på månen

 

Bild https://www.colorado.edu  Kratrar nära månens sydpol som kunde ses av NASAs Lunar Reconnaissance Orbiter (LRO) tyder på att Haworth-kratern där ex kan vara en särskilt bra plats att leta efter is i. (Källa: NASA)

Hayne, Aharonson och medförfattare Norbert Schörghofer  till en studie i ämnet ville komma på en förklaring på Lunars upptäckt och för att göra det spolade de tillbaka månens historia i en datasimulering. Aharaonson var den som ledde arbetet som gästforskare vid CU Boulder 2025. Teamet använde temperaturdata från LRO:s Diviner-instrument och tillsammans med en serie datorsimuleringar för att uppskatta utvecklingen av kratrar på månens yta.  Hayne noterade att månen inte alltid varit i den riktning vi som den är idag. Istället har dess lutning i förhållande till jorden förändrats över tid. Som ett resultat har kratrar som ligger i skugga idag troligast inte alltid varit i skugga.

Med hjälp av datasimuleringarna tog forskarna fram en lista över månens kylfällor områden som  längst legat i mörker över tid.

Teamet upptäckte då något intressant: Månens äldsta och mörkaste kratrar är också där LAMP upptäckt  de största tecknen på is.

Teamets resultat kan nu ge astronauter ledtrådar om vart de ska leta efter vatten.  Haworth-kratern  som ligger nära sydpolen har till exempel sannolikt legat i skugga i mer än 3 miljarder år. Den är en toppkandidat för att ha lagrat mycket is, beskriver Hayne.

Hayne påtalar att forskarna behöver samla in mer detaljerade observationer av kratrar på månen som kan hysa is. Han utvecklar nu ett nytt instrument för just detta kallat Lunar Compact Infrared Imaging System (L-CIRiS), som NASA planerar att placera nära månens sydpol i slutet av 2027

"I slutändan kommer frågan om källan till månens vatten endast att lösas genom provanalys," beskriver han. "Vi måste åka till månen för att analysera proverna eller hitta sätt att ta dem tillbaka till jorden."

Forskarna, inklusive Paul Hayne, planetforskare vid Laboratory for Atmospheric and Space Physics (LASP) vid University of Colorado Boulder, publicerade sina resultat den 7 april i tidskriften Nature Astronomy

Nu har en del av det väte som fyllde universum direkt efter BigBang hittats.

 

Bild https://hetdex.org  En enorm gloria av vätgas som hittats med hjälp av  Hobby-Eberly Telescope Dark Energy Experiment (HETDEX)-data syns i bilder från James Webb Space Telescope (JWST). För 11,3 miljarder år sedan lyste detta system av det sammanlagda ljuset från många galaxer  där det ljusaste området representeras i rött. Med hjälp av data från HETDEX har astronomer ökat det kända antalet av dessa halos med mer än en faktor tio från ungefär 3 000 till över 33 000. Credit: Erin Mentuch Cooper (HETDEX), JWST-bild: NASA, ESA, CSA, STScI.

Astronomer som använde data från Hobby–Eberly Telescope Dark Energy Experiment (HETDEX) https://hetdex.org/ har upptäckt tiotusentals gigantiska vätgashalos, kallade "Lyman-alfa-nebulosor", som omger galaxer  10 till 12 miljarder ljusår bort. En epok i det tidiga universum då galaxer växte som snabbast. För att driva på denna tillväxt måste de ha behövt tillgång till enorma reservoarer av vätgas. Vätgas var och är en viktig byggsten till stjärnor. Men fram till helt nyligen hade astronomer bara funnit ett fåtal av dessa tidiga strukturer.

En ny studie publicerad i The Astrophysical Journal  beskrivs fler fynd av vätgashalos med en faktor tio: från ungefär 3 000 till över 33 000. Detta bekräftar misstankarna om att de inte är eller var sällsynta kuriositeter. Studien ökar också antalet kända storlekar, vilket ger ett mer representativt urval för astronomer att studera när de fortsätter att undersöka ursprunget och utvecklingen av de första galaxerna.

"Vi har analyserat samma fåtal objekt i ungefär 20 år," beskriver Erin Mentuch Cooper, HETDEX:s dataansvarige och huvudförfattare till studien. "HETDEX låter oss hitta många fler av dessa glorior och mäta dess form och storlek. Det har verkligen gjort det möjligt för oss att skapa en stor statistisk katalog."

Vätgas är ökänd för att vara svår att upptäcka eftersom den inte genererar ljus. Men om den är nära ett objekt som avger mycket energi  ex en galax eller en grupp galaxer fulla av UV-emitterande stjärnor  kan den energin få vätet att glöda. För att upptäcka detta behöver du ägna mycket tid med precisa instrument.

Medan tidigare astronomiska undersökningar har funnit några av dessa halos, kunde deras instrument bara upptäcka de ljusstarkaste. Och riktade observationer av tidiga galaxer är vanligtvis så inzoomade att de skär av alla utom de minsta halos. Som ett resultat har allt mellan de små och de stora objekten förblivit svårfångade.

Observationer från HETDEX börjar fylla i detta tomrum. Med hjälp av Hobby-Eberly-teleskopet vid McDonald-observatoriet kartläggs  över en miljon galaxer i en strävan att förstå mörk energi. "Vi har samlat in nästan en halv petabyte data inte bara om dessa galaxer utan även om områdena däremellan," beskriver Karl Gebhardt, HETDEX:s huvudforskare, ordförande för astronomiavdelningen vid University of Texas i Austin och medförfattare till artikeln. "Våra observationer täcker ett område på himlen som mäter över 2 000 fullmånar. Omfattningen är enorm och utan motstycke."

En nytt slag av stjärnor har hittats därute.

Om ungefär fem till åtta miljarder år förväntas vår sol utvecklas till en vit dvärgstjärna. Innebärande en extremt tät i jordens storlek stjärnrest som hargjort slut på sitt bränsle och som mist sitt yttre lager. Vår sol är en ensam stjärna men forskning under de senaste 15 åren visar att binära eller flerstjärniga system är mycket vanligare än ensamstjärnor. När en tät och kompakt rest, som en vit dvärg, är involverad i ett binärt system, rycker den ofta bort' material från sin följeslagarstjärna. Denna process, kallad "ackretion", (materia och gas som rykts bort) och avger vanligtvis röntgenstrålar. 

Nu bekräftar forskaren Ilaria Caiazzos  biträdande professor vid Institute of Science and Technology Austria (ISTA)  i Österrike  (tillsammans med sina gruppmedlemmar) upptäckten av en röntgensignal i inte bara ett utan två isolerade objekt som fått beteckningarna Gandalf och Moon-Sized. Dessa objekt är starkt magnetiska och snabbt roterande sammansmältningsrester eftersom de båda bildades som ett resultat av en våldsam kosmisk kollision. Genom att avge röntgenstrålar och i avsaknad av en följeslagare bildar de nu en ny klass för sig själva. Forskarteamet föreslår flera scenarier för att förklara sina fynd särskilt då källan till röntgenstrålarna.

I det första scenariot skulle en starkt magnetiserad stjärna kunna rotera tillräckligt snabbt för att ge en kraftfull kraft som extraherar (kastar ut eget material) material från sig själv. Det här är mitt favoritscenario eftersom det bara tar hänsyn till den vita dvärgstjärnan själv snarare än material som kommer utifrån stjärnresterna," beskriver Aayush Desai, doktorand i Caiazzo-gruppen. Enligt teamet är detta så kallade utflödesscenario känt från starkt magnetiserade neutronstjärnor kallade "pulsarer", även om det aldrig har tänkts ske  i en vit dvärgstjärna-rest.

I deras andra scenario  utgås från ett "inflöde" av material från överblivet av material och gas från sammanslagningshändelsen kanske inte helt drogs tillbaks  ner i stjärnresterna efter explosionen. Istället kretade detta i en återkommande bana  runt sammanslagningsresterna med hög excentricitet vilket innebär att den rör sig bort över en stor bana, långt från stjärnan, innan den återvänder då till viss del faller tillbaka' på resterna under hundratals miljoner år och flertal banrundor.

I deras tredje scenario utforskar teamet en annan källa till "inflöde" av externt material. "Vi vet att en tredjedel av vita dvärgstjärmot är 'förorenade'," beskriver Desai. "De är så täta att vi skulle förvänta oss att yttre material, som asteroider eller till och med  planeter som kommer för nära dem  kollapsar över dem." Även om Gandalf visar vissa tecken på föroreningar möjligen av kol- eller kiselrika material, upptäckte teamet inte sådana signaler från den betydligt äldre Moon-Sized. "Detta scenario verkar mindre sannolikt, eftersom det inte helt förklarar varför vi ser röntgenstrålarna i båda objekten just nu," förklarar Desai. Även om teamet har avslöjat viktiga insikter om Moon-Sized och Gandalf, behövs ytterligare forskning för att förstå hur dessa stjärnor kan påverka eller ha påverkat deras eventuella deras planetsystem.

"Dessa två objekt vi identifierat hittills har många likheter men också skillnader," förklarar Desai. "Att hitta fler sådana stjärnrester hjälper oss att utesluta scenarier och kanske hitta helt andra förklaringar."

För tillfället återstår utmaningen att avgöra om någon av de överlappande parametrarna är avgörande för att tillhöra denna troligen nya klass av stjärnor.

Två forskarstudier kan läsas här nedan om fenomenet.

Andrei A. Cristea, Ilaria Caiazzo, m.fl. 2026. A half ring of ionized circumstellar material trapped in the magnetosphere of a white dwarf merger remnant. Astronomy & Astrophysics. DOI:10.1051/0004-6361/202556432  

Aayush Desai, Ilaria Caiazzo, m.fl. 2025. Magnetic Atmospheres and Circumstellar Interaction in J1901+1458: Revisiting the Most Compact White Dwarf Merger Remnant in the light of new UV and X-ray data. arXiv. DOI: 10.48550/arXiv.2509.03216  

Universums första tids mörka strålning. Vad var denna egentligen?

 

Bild https://mcss.wustl.edu  Illustration som visar neutriner som omvandlas till mörk strålning i det tidiga universum.

Neutriner är bland de mest förekommande partiklarna i universum. Neutriner beskrivs ofta som spöklika eftersom de interagerar så svagt med materia och spelar en viktig roll i hur kosmiska strukturer bildas och utvecklas.

Nya analyser av kosmologisk data tyder på att neutriner kan interagera med varandra starkare än vad som förutspåtts i standardmodellen för partikelfysik även om laboratorieexperiment sätter strikta gränser för sådana interaktioner.

Bhupal Dev  docent i fysik inom Arts & Sciences och fellow vid McDonnell Center for the Space Sciences vid Washington University i St. Louis har i en ny studie (se nedan) tillsammans med kolleger visat på en möjlig förklaring till denna uppenbara mismatch. Enligt dessa kunde de kosmologiska signaler som tolkades som bevis för starkt interagerande neutriner istället komma från en ytterligare komponent av strålning i det tidiga universum. Eftersom kosmologiska observationer främst mäter den totala mängden snabbrörlig strålning kan de inte enkelt skilja neutriner från andra lätta partiklar som beter sig likartat," beskriver Dev.

Dev föreslår att en del av neutrinerna omvandlades till en annan typ av ljus, snabbrörlig strålning känd som mörk strålning under universums tidigaste ögonblick.

Transformationen måste ha ägt rum efter Big Bang-nukleosyntesen (tiden innan större atomer än väte kom till med andra ord innan neutronen kom till och det bara fanns protoner) ) men före bildandet av den kosmiska mikrovågsbakgrunden.

"I detta scenario skulle mörk strålning kunna efterlikna de kosmologiska effekter som tillskrivs interagerande neutriner samtidigt som den undviker de experimentella begränsningar som gäller för neutrinerna själva," beskriver Dev.

Om denna mörka strålningsmekanism uppstod skulle den också kunna påverka flera pågående gåtor inom kosmologin. Dessa inkluderar osäkerheter i neutrinomassor och den långvariga Hubble-spänningen, som är skillnaden mellan olika mätningar av hur snabbt universum expanderar.

"Vårt arbete belyser ett bredare paradigm inom neutrinokosmologi," sade Dev. "Degenereringen mellan neutriner och neutrinoliknande mörk strålning öppnar nya vägar för att hantera kosmologiska spänningar samtidigt som man respekterar jordiska begränsningar."

Framtida observationer kan hjälpa till att testa idén. Nästa generations mätningar av den kosmiska mikrovågsbakgrunden, storskaliga strukturundersökningar och framväxande 21-centimeters kosmologiexperiment kan avslöja spår av denna dolda strålning.

Laboratorieexperiment som mäter neutriners absoluta massa eller söker efter möjliga sterila neutriner kan också ge viktiga ledtrådar.

Med andra ord, även om interaktioner mellan neutriner och mörk strålning kan vara spöklika, kommer de inte att bli dolda för alltid.

Dev  publicerade nyligen studiens  resultat   tillsammans med kolleger  i en artikel i Physical Review Letters. 

I djupet av Neptunus och Uranus kan nya tillstånd av materia existera

 

Bild https://carnegiescience.edu  illustration av den förutsagda hexagonala (en polygon med sex sidor vars sidor kan ha olika längder) kolhydridföreningen under Neptunus-liknande inre förhållanden. I denna struktur bildar kol de yttre spiralkedjorna (gula) och väte de inre spiralkedjorna (blå) vilket är förenligt med det kvasi-endimensionella superjonbeteendet som identifierats i datasimuleringar med första principer. Med tillstånd: Cong Liu.

Mätningar av Uranus och Neptunus täthet visar att insidan av dessa jätteplaneter innehåller mellanlager av okonventionella "heta isar" under deras väte- och heliumatmosfäriska höljen ovanför deras steniga kärnor. Dessa lager tros bestå av vatten (H2O), metan (CH4) och ammoniak (NH4) och på grund av de extrema förhållandena tros exotiska faser uppstå här.

Fysiken i dessa högtrycks- och högtemperaturområden kan ge upphov till okonventionella materiatillstånd vilket är anledningen till att teoretiker och experimentella forskare försöker förutsäga och återskapa vad som kan finnas där.

Med hjälp av högpresterande datorer och maskininlärning utförde Liu och Cohen vid Carnegie Science Forskningsinstitut i Washington, USA grundläggande kvantfysiksimuleringar av kol-vätebindningar (CH) under tryck från nästan 5 miljoner till nästan 30 miljoner gånger atmosfärstrycket (500 till 3 000 gigapascal) och vid temperaturer från  3700 Celsius till 5700 Celsius.

Deras verktyg förutspådde framväxten av ett ordnat hexagonalt ramverk där väteatomer rör sig längs spiralbanor och skapar ett kvasi-endimensionellt superjontillstånd.

Superjoniska material befinner sig i ett ovanligt tillstånd ett mellan fasta ämnen och vätskor en typ av atomer som förblir ordnade i ett kristallint ramverk och en typ som blir blir rörligt.

"Denna nyligen förutsagda kol–väte-fas är särskilt slående eftersom atomrörelsen inte är helt tredimensionell," förklarar Cohen. "Istället rör sig väte  längs väldefinierade helixbanor inbäddade i en ordnad kolstruktur."

Denna riktning av rörelse har viktiga implikationer för hur värme och elektricitet rör sig genom planeters inre. Ett sådant beteende kan påverka inre energiomfördelning, elektrisk ledningsförmåga och möjligen tolkningen av magnetfältsgenerering hos isjättar.

Fyndet utökar också vår förståelse av beteendet hos enkla föreningar under extrema förhållanden vilket tyder på att även enkla system kan organisera sig i oväntat komplexa faser.

"Kol och väte är bland de mest förekommande grundämnena av  materia i en planet. Men materians kombinerade beteende under jätteplanetsförhållanden är långt ifrån helt förstått," beskriver Liu.

Utöver planeters inre kan förmågan att identifiera starkt riktade framväxande fenomen i kondenserad materia få konsekvenser för nuvarande materialvetenskap och teknik.

Deras forskningsarbete är publicerat i Nature Communications och visar hur de förutspår att ett kvasi-endimensionellt superjoniskt tillstånd av kol-vätebindning existerar under de extrema tryck och temperaturer som finns djupt inne i Neptunus och Uranus.

NY teori som omtolkar kvantmekaniken vid BigBang

 

Bild wikipedia Ett exempel på kvantmekanik. Casimirexperimentet påvisade att negativ energi kan existera i samband med virtuella partiklar och till och med förflytta två metallplattor nära varandra.

Dr. Niayesh Afshordi, professor i fysik och astronomi vid University of Waterloo och Perimeter Institute (PI) var ledare för forskargruppen som utarbetade en ny metod till att kombinera gravitation med kvantfysik. Reglerna som styr hur de minsta partiklarna i universum beter sig. Även om allmänna relativitetsteorin  har varit framgångsrik i mer än ett sekel bryter den ihop vid de extrema förhållanden som rådde då universum kom till enligt nuvarande teori om Big Bang. För att lösa detta problem använde teamet kvadratisk kvantgravitation vilken förblir matematiskt konsekvent även vid extremt höga energier liknande energin som fanns under Big Bang.

De flesta befintliga förklaringar till Big Bang bygger på Einsteins gravitationsteori, plus ytterligare komponenter som lagts till efter hand. Ovan nya tillvägagångssätt erbjuder en mer enhetlig bild som kopplar universums tidigaste ögonblick till den välbeprövade kosmologi som forskare observerar idag.

Forskarteamet fann att Big Bangs snabba tidiga expansion kan uppstå naturligt från denna enkla, konsekventa teori om kvantgravitation, utan att lägga till några extra ingredienser. Denna tidiga expansionsexplosion, oftast kallad inflation, är en central idé i modern kosmologi eftersom den förklarar varför universum ser ut som det gör idag.

Deras nya modell förutspår också ett minimum av de första små gravitationsvågorna. De små krusningar i rumtidens geometri som skapades i de första ögonblicken efter Big Bang. Dessa signaler söks och hoppas upptäckas i kommande experiment vilket ger en sällsynt möjlighet att testa idéer om universums kvantursprung.

"Vårt arbete visar att universums explosiva tidiga tillväxt kunde skett direkt från en djupare gravitationsteori," beskriver  Afshordi. "Istället för att lägga till nya delar till Einsteins teori fann vi att den snabba expansionen uppstår naturligt när gravitationen behandlas på ett sätt som förblir konsekvent vid extremt höga energier."

Forskarna blev förvånade över hur testbar deras teori visade sig vara.

"Även om denna modell hanterar otroligt höga energier, leder den till tydliga förutsägelser som dagens experiment kan leta efter," beskriver Afshordi. "Den direkta kopplingen mellan kvantgravitation och insamlad data är sällsynt och spännande."

Tidpunkten för detta arbete är betydelsefull. Kosmologin går in i en ny era av precision, där nya instrument kan mäta universum med en aldrig tidigare möjlig noggrannhet. Kommande galaxundersökningar, experiment med kosmisk bakgrund och gravitationsvågsdetektorer blir nu tillräckligt känsliga för att testa idéer som tidigare var rent teoretiska men omöjliga att bevisa eller bekräfta. Samtidigt hittar forskare begränsningar i de enklaste modellerna för tidig universumexpansion vilket ökar behovet av nya angreppssätt grundade i grundläggande fysik.

Upptäckt av två galaxers kollision

 

Bild Med hjälp av ( Canada-France-Hawaiʻi-teleskope)CFHT fångade astronomerna  detaljerade, fullständiga vyer av två galaxer i kollision i en enda bild. Något som i en avlägsen framtid även kommer att ske  mellan Vintergatan och Andromedagalaxen.

En ny studie med huvudforskare R. Pierre Martin, professor i astronomi vid UH Hilo, och internationella forskare som doktoranden Camille Poitras och kollegor vid Université Laval i Québec, Kanada, simulerade man det förflutna, nuet och framtiden för två spiralgalaxer, NGC 2207 och IC 2163. 

Teamet använde ett unikt instrument på CFHT kallat SITELLE  vilket kan fånga otroligt detaljerade vyer av hela galaxer på en bild.

”Att förstå vad som händer under dessa kollisioner är grundläggande för vår kunskap om galaxernas utveckling i allmänhet”, beskriver Martin. ”Vår egen galax, Vintergatan, har genomgått flera interaktioner under sin livstid, varav en av dem sannolikt utlöste bildandet av vår sol för cirka 5 miljarder år sedan.”

Interaktionen började för ungefär 440 miljoner år sedan för NGC 2207 och IC 2163. Sedan dess har galaxerna sammanslagits, dragits isär och återförenats flera gånger. Med tiden förväntas de smälta samman till en enda galax, vars ursprungliga strukturer inte går att känna igen.

För att spåra den utvecklingen körde teamet hundratals datasimuleringar och kartlade gasrörelser, stjärnbildningar,  supernovaexplosioner, kemisk anrikning och strukturella förändringar under mer än 600 miljoner år.

Studien visar hur dessa möten omformar galaxer, såsom att blanda element, utlösa ny stjärnbildning och påverka hur planetsystem kan uppstå.

Pierre är snabb med att betona att Poitras var studiens huvudförfattare och hade ansvaret för det mesta av arbetet som sammanfattades i artikeln. För Poitras, som började arbetet som student, belyser projektet värdet av tidig forskningserfarenhet. Samma praktiska tillvägagångssätt är centralt vid UH Hilo.

Studien publicerades nyligen i Monthly Notices. 

En stjärna som inte påverkats sedan universums gryning

 

Bild https://www.eurekalert.org En konstnärs föreställning (inte i skala) av den röda jättstjärnan SDSS J0915-7334, som blev till nära det stora Magellanska molnet och sedan dess svävat vidare in mot Vintergatan.

Astronomer använde Sloan Digital Sky Survey-V (SDSS-V)-data och observationer på Magellanteleskopen vid Carnegie Sciences Las Campanas-observatorium i Chile i upptäckten av den mest opåverkade stjärnan sedan BigBang i det kända universum. Stjärnan SDSS J0715-7334. Under ledning av Alexander Ji vid University of Chicago tidigare postdoktoral forskare vid Carnegie Observatories och  Carnegie-astrofysikern Juna Kollmeier vilken var ledare av SDSS, nu i sin femte generation. Identifierade forskarteamet en stjärna från bara den andra generationen av himlakroppar i kosmos vilka bildats bara några miljarder år efter att universum kom till.

"Dessa tidiga orörda stjärnor är fönster in till stjärnornas och galaxernas gryning i universum," förklarar Ji. Flera av hans och Kollmeiers medförfattare till artikeln nedan är grundutbildningsstudenter vid UChicago vilka Ji tog med till Las Campanas på en observationsresa under vårlovet förra året. "Mitt första besök på LCO (Las Campanas Observatory in Chile) var där jag blev intresserad av astronomi, och det var speciellt att få dela en så formativ upplevelse med mina studenter."

Big Bang resulterade i en het, grumlig soppa av energirika partiklar. Med tiden, när detta material expanderade, började det kylas och samlas till neutral vätgas. Vissa områden var tätare än andra och efter några hundra miljoner år övervann gravitationen universums utåtriktade bana och materialet kollapsade inåt. Detta blev den första generationen stjärnor som bildades av enbart orörd väte och helium.

Dessa stjärnor brann hett och utplånades unga. Men inte innan de producerade nya grundämnen i sina inre som spreds ut i kosmos genom dessa stjärnors supernovor. Ur detta skräp blev  nya stjärnor till, som nu bestod av ett bredare spektrum av ämnen än sina föregångare.

"Alla de tyngre grundämnena i universum, som astronomer kallar metaller, producerades genom stjärnprocesser från fusionsreaktioner som sker genom supernovaexplosioner till kollisioner mellan mycket täta stjärnor," beskriver Ji. "Så, att hitta en stjärna med väldigt lite metallinnehåll i berättade för den här gruppen elever att de hade stött på något väldigt speciellt."  Deras arbete publiceras i Nature Astronomy. 

Härifrån kom materian som byggde upp jorden

 

Bild   ETH Zürich (Eidgenössische Technische Hochschule Zürich) son visar ungefär hur jordens bildning i vårt solsystem kan ha sett ut. Uppkomsten av två planeter (ljusbruna prickar) i en protoplanetär skiva runt den unga stjärnan WISPIT 2. (Bild: ESO / C. Lawlor, R. F. van Capelleveen m.fl. / Creative Commons BY

Forskare har länge debatterat varifrån materialet som bildade vår jord kom. Trots dess läge i det inre solsystemet anser de det sannolikt att 6–40 procent av detta material måste ha kommit från det yttre solsystemet. Det vill säga bortom Jupiters bana.

Under lång tid ansågs material från det yttre solsystemet nödvändigt för att  flyktiga komponenter som vatten skulle nå jorden. Följaktligen måste det ha skett ett utbyte av material mellan det yttre och inre solsystemet under jordens bildande. Men är det verkligen sant? Planetforskarna Paolo Sossi och Dan Bower från ETH Zürich jämförde befintlig data om isotopförhållandena för ett brett spektrum av meteoriter, inklusive de från Mars och asteroiden Vesta med jordens. Isotoper är syskonatomer av samma grundämne (samma antal protoner men olika antal neutroner) som har olika massa.

Forskarna analyserade dessa data på ett nytt sätt och kom fram till en överraskande slutsats: materialet som utgör jorden kommer helt från solsystemets inre region.

Material från det yttre solsystemet, däremot, står sannolikt för mindre än två procent av jordens massa, eller ens ingenting alls. Den motsvarande studien har nyligen publicerats i tidskriften Nature Astronomy.

"Våra beräkningar gör det tydligt jordens byggmaterial kommer från en enda materialreservoar,"beskriver Sossi. Hans kollega Bower tillägger: "Vi blev verkligen förvånade över att jorden helt består av material från det inre solsystemet skiljt från någon kombination av befintliga meteoriter."

För sin studie använde ETH-forskarna befintliga data om tio olika isotopiska system från meteoriter och analyserade dem med en specialiserad statistisk metod. Tidigare studier har mestadels betraktat endast två isotopsystem.

"Våra studier är faktiskt datavetenskapliga experiment," beskriver Sossi. 'Vi utförde statistiska beräkningar som sällan används inom geokemi trots att de är ett kraftfullt verktyg. Men varför finns det två distinkta materialreservoarer i vårt solsystem? 

Forskare antar att vårt solsystem delades upp i två reservoarer under dess bildning på grund av Jupiters snabba tillväxt och storlek. Gasjättens gravitation rev upp en lucka i den protoplanetära skivan som kretsar kring den unga solen. Dessa skivor är ringformade och består av gas och damm; De är planeternas födelseplats. Jupiter förhindrade material från det yttre solsystemet från att komma in i den inre regionen. Men i vilken utsträckning denna barriär var genomsläpplig var fortfarande oklart fram till nu.

I sin nya analys visar de två ETH-forskarna att nästan inget material från bortom Jupiter flödade mot jorden. "Våra beräkningar är mycket robusta och bygger enbart på själva datan inte på fysiska antaganden eftersom dessa ännu inte är helt förstådda," betonar Bower. Analysen visar också att jordens materialsammansättning liknar den hos Vesta och Mars.Forskarna misstänker  att Venus och Merkurius ligger på samma linje. "Baserat på vår analys kan vi teoretiskt förutsäga sammansättningen av dessa två planeter," beskriver Paolo Sossi. Han kan dock inte verifiera detta analytiskt eftersom inga stenprover från Merkurius och Venus, som är de två innersta planeterna i solsystemet, för närvarande finns tillgängliga för forskarna.